Measurement of the expansion rate of the Universe from γ-ray attenuation
宇宙膨胀率（即哈勃常数，H 0）的测量是在这里使用的伽马射线源的光谱中观测到的伽马射线衰减，所述伽马射线源是由河外伽马射线光子与河外背景光（EBL）的光子相互作用产生的。对于Lambda CDM宇宙学，用我们的方法确定的哈勃常数为H 0 =71.8_{-5.6}^{+4.6}（stat）_{-13.8}^{+7.2}（syst）km s^{-1} Mpc^{-1}。这个值与目前使用完善的方法（如局部距离阶梯和宇宙学探测器）进行的测量是兼容的。最近通过对耀变体的多波长观测发现了宇宙伽马射线视界（CGRH），再加上对EBL认识的进步，使我们能够测量宇宙的膨胀率。这种对哈勃常数的估计表明，伽马射线天文学已经达到了足够成熟的状态，可以提供宇宙学测量，未来随着切伦科夫望远镜阵列的建设，这可能会变得更具竞争力。我们发现CGRH对哈勃常数的最大依赖性大约在红移0.04和0.1之间，因此这是规划未来观测工作的确凿证据。其他的宇宙学参数，如总的暗物质密度Ω_m和暗能量状态方程w，以及探索。
2013-06-20 astro-ph.CO
Searching for an EBL attenuation signature in the Fermi/LAT 1st year catalog data
对高能伽马射线远距离源的观测受到伽马射线与低能光子相互作用所产生的衰减的影响，低能光子来自紫外线（UV）至红外线（IR）波长的弥散元银河辐射场（河外背景光; EBL）。最近，费米卫星上的大面积望远镜（LAT）仪器的第一年调查的大型HE观测数据集可用，覆盖能量范围从100 MeV到100 GeV。在本文中，这种大的HE数据集探测的EBL的密度-特别是在紫外光-的潜力进行了探讨。从目录中的数据进行了调查，在能量范围10-100 GeV的衰减签名，并将结果与EBL模型计算的预测进行了比较。统计数据仍然受到以下因素的限制：（1）费米/LAT探测10 GeV以上源的灵敏度，（2）确定的已知红移源的数量，这两个因素都将在未来几年内得到改善。
2010-08-25 astro-ph.CO
Lower Bound on the Cosmic TeV Gamma-ray Background Radiation
费米伽马射线太空望远镜彻底改变了我们对GeV波段宇宙伽马射线背景辐射的理解。然而，对宇宙TeV γ射线背景辐射的研究仍然很少。在这里，我们报告的宇宙TeV的伽马射线背景光谱的下限放置的个人检测到的河外TeV源，包括耀变体，射电星系，和星暴星系的累积通量。目前，在0.1 TeV以上的宇宙TeV伽马射线背景的极限是$2.8\times10^{-8} (E/100~{\rm GeV})^{-0.55} \exp(-E/2100~{\rm GeV})~{\rm [GeV/cm^2/s/sr]} < E^2dN/dE < 1.1\times10^{-7} (E/100~{\rm GeV})^{-0.49}~{\rm [GeV/cm^2/s/sr]}$，其中上限是根据要求设定的，即来自宇宙TeV伽马射线背景辐射的级联通量不能超过测量的宇宙GeV伽马射线背景光谱（Inoue和Ioka，2012年）。附近的两个耀变体，Mrk 421和Mrk 501，解释了0.8-4 TeV的累积背景通量的约70%，而极端耀变体在更高的能量下开始占主导地位。我们还提供了累积的背景通量从每个人口，即耀变体，射电星系和星暴星系，这将是他们的宇宙TeV的伽马射线背景辐射的贡献的最低要求。
2016-01-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Extragalactic Background Light Absorption Feature in the Blazar Component of the Extragalactic Gamma-ray Background
来自宇宙辐射源的高能光子由于与河外背景光（EBL）的对产生相互作用而衰减。任何高能宇宙粒子群的集体发射都将在最高能量处表现出吸收特征。我们计算这种吸收功能的耀变体的集体发射的耀变体的伽马射线光度函数（GLF）和EBL的各种模型。我们发现，模型的耀变体GLF预测较高的相对贡献的高红移耀变体的耀变体集体光谱的结果在发射，是更容易受到衰减的EBL，因此导致更突出的吸收功能，允许更好地区分EBL模型。因此，我们表明，这样的吸收功能的意见将包含有关的耀变体GLF和EBL的信息，我们讨论的EBL模型和耀变体GLF的测试，将成为可能与即将到来的费米观测。
2009-09-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Optical Afterglows and IGM Attenuation
伽马射线暴（GRB）的光学余辉由于其宇宙学起源，在GRB视线内通过星系际吸收体时会发生衰减。如果不知道吸收体的数量和它们的物理性质，就不能精确地确定吸收对观测震级的影响。不同的方法已被应用，以纠正这种影响的统计，无论是使用半解析计算或数值模拟。我们遵循这些工作，并提出了预期的星等修正作为一个函数的红移的一组最常用的过滤器在科学界。结果可在网络（http：//www.example.com）上以电子方式获得。igmac.fmf.uni-lj.si
2012-06-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
GeV breaks in blazars as a result of gamma-ray absorption within the broad-line region
费米伽马射线太空望远镜大面积望远镜探测到的最亮耀变体的光谱不能用简单的幂律模型来描述。使用破幂律（破缺能量为几GeV）可以获得更好的描述。我们在这里表明，清晰度和位置的休息，可以很好地再现吸收γ射线通过光子-光子对生产HeII莱曼复合连续和线。这意味着耀变体区位于距离超大质量黑洞一光年内的宽线区（BLR）的最高电离区域内。伽马射线光谱突变的观测为研究极紫外/软X射线中的BLR光子场开辟了一条途径，否则我们无法看到这些光子场。
2010-06-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
130 GeV Fermi gamma-ray line from dark matter decay
在对Fermi-LAT数据进行初步分析的基础上得到的130 GeV γ射线谱线，在常规的MSSM框架下很难用暗物质湮灭解释。我们指出，它可以很好地解释与两个体衰变的标量暗物质（$\tildeϕ_{\rm DM}\rightarrowγγ$）的第6维运营商抑制的质量的大统一尺度（$\sim 10^{16}$ GeV），${\cal L}\supset|\tildeϕ_{\rm DM}|^2F_{μν}F^{μν}/M_{\rm GUT}^2$，其中的标量暗物质$\tildeϕ_{\rm DM}$开发TeV规模的真空期望值。我们提出了一个可行的模型解释130 GeV的伽马射线线。
2013-01-28 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Implications of a 130 GeV Gamma-Ray Line for Dark Matter
费米伽马射线太空望远镜的数据中，最近有报道称在~130 GeV处有伽马射线线特征，这引起了人们对暗物质粒子湮灭模型的极大兴趣，在该模型中，暗物质截面相当大，最终状态包括光子。在这篇文章中，我们采取了一个模型无关的方法，并讨论了一些可能的暗物质候选人，可能会产生这样的功能。虽然我们确定了几种可能导致这种伽马射线线的情况，但这些模型都受到相当大的限制。特别是，可行的模型需要大的耦合（g>1-3），和额外的带电粒子的质量范围约为130-200 GeV。此外，来自银河系中心的较低能量伽马射线约束迫使我们考虑这样的场景，即暗物质在早期宇宙中通过速度抑制过程湮灭，或者最终产生相对较少的伽马射线（如电子，μ子或中微子）。这些结论的一个例外可以在模型中找到，其中暗物质湮灭到重的中间态，这些中间态衰变为光子，产生线状伽马射线光谱。
2012-07-19 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Fermi-LAT gamma-ray signal from Earth Limb, systematic detector effects and their implications for the 130 GeV gamma-ray excess
我们通过研究来自银河系中心、附近星系团、附近最亮星系、活动星系核、非关联源、氢云和地球边缘的光子，在费米-LAT公开可用的高能伽马射线数据中寻找可能的光谱特征和系统效应。除了已知的130 GeV的伽马射线过剩的前两个来源，我们没有发现新的统计上显着的信号从其他来源。我们的大部分精力都花在研究地球边缘的光子上。在30 GeV到200 GeV的能量范围内，地球边缘γ射线谱遵循幂律，在95% CL下谱指数为2.87 \pm 0.04，与PAMELA测量的宇宙射线质子谱指数在2.82-2.85之间的结果非常一致，证实了地球边缘γ射线的物理起源。在小的子集的地球边缘数据与小的光子入射角，有可能获得光谱特征在不同的能量，包括在130 GeV，但确定的背景，从而其意义，在这些情况下有很大的不确定性。我们观测到小入射角和大入射角γ射线地球边缘谱的系统性2σ能级差。这些光谱特征以及背景的行为表明，它们可能是统计波动。
2012-09-20 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ex
Attenuation of Cosmic-Ray Up-Scattered Dark Matter
与重子强耦合的GeV级暗物质粒子避开了标准的直接探测极限，因为它们被有效地阻止在覆盖层中，因此无法到达地下探测器。另一方面，已经表明，考虑到通过与宇宙射线的相互作用而增强的暗物质粒子的通量，可以探测该参数空间。我们重新审视这些界限，特别注意在地壳中的相对论性暗物质粒子的相互作用。核形状因子、非弹性散射和截面对转移动量的额外依赖性（例如，由于光介质的存在）进行了研究，并发现是至关重要的回答问题的窗口是否GeV级强相互作用的暗物质是关闭或不。
2022-11-14 astro-ph.CO hep-ph
Spectral and spatial variations of the diffuse gamma-ray background in the vicinity of the Galactic plane and possible nature of the feature at 130 GeV
我们研究了能量为20 - 200 GeV的银河系平面周围弥散γ射线背景的性质。我们发现，这种发射的光谱具有显着的空间变化的平均平滑分量。这些光谱特征的位置和形状随着天空方向的变化而变化。因此，我们认为，在银河系中心周围的几个区域和银河系平面中发现的130 GeV左右的光谱特征[1203.1312，1204.2797，1205.1045，1206.1616]，不能被解释为伽马射线线，但也可能是漫射背景的成分，并且可能是仪器或天体物理学来源。因此，这种光谱特征的暗物质起源变得可疑。
2012-10-25 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
The Gamma-Ray Luminosity Function of Millisecond Pulsars and Implications for the GeV Excess
有人提出，大量未分辨的毫秒级伽玛射线星（MSP）可能是银河系中心周围地区观测到的过量GeV级伽玛射线的原因。这种方案的可行性关键取决于这个源群的伽马射线光度函数，它决定了费米应该已经探测到多少MSP作为已分辨的点源。在本文中，我们重新审视的γ射线光度函数的MSP，不依赖于不确定的距离测量。我们的决定，基于模型与观测到的MSP人口的特征进行比较，表明费米应该已经检测到了大量的来源与这样一个假设的内星系人口。我们不能排除这样一种情况，即位于银河系中心附近的MSP系统地比银河系平面或球状星团内的MSP亮度低。
2015-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Axino dark matter with R-parity violation and 130 GeV gamma-ray line
我们表明，衰变轴子暗物质与R-宇称破坏可以解释观测到的超过130 GeV的伽马射线线从银河系中心的费米数据。轴子衰变为单色光子的分支分数可以是O（1），并且来自连续伽马射线和反质子通量的约束得到改善。$O(10^{13}-10^{14})$的Peccei-Quinn标度、GeV和$O(10^{-12}-10^{-11})$的R宇称破坏参数在宇宙学上是有利的。
2013-03-27 astro-ph.CO hep-ph
The 130 GeV gamma-ray line and generic dark matter model building constraints from continuum gamma rays, radio and antiproton data
最近对费米伽马射线空间望远镜数据的分析揭示了接近银河系中心的一个分辨伽马射线特征，这与能量约为130 GeV的单色光子一致。如果按照暗物质（DM）湮灭为γγ（γZ，γh）的说法来解释，这将对应于DM粒子的质量大约为130 GeV（145 GeV，155 GeV）。然而，这些环路抑制过程的速率大于热产生DM的通常预期速率。相应地，人们通常会期望标准模型费米子或规范玻色子的更大的树级产生率。在这里，我们量化这种期望在一个相当独立的模型的方式，通过相关的树的水平和循环振幅的帮助下的光学定理。作为一个应用，我们考虑从连续伽马射线，无线电和反质子数据上的树级振幅的界限，并将它们转化为环振幅的约束。我们发现，独立的DM生产机制，任何DM模型，旨在解释线信号的带电标准模型粒子在循环中运行的是在相当强的张力与至少一个这些限制，与顶夸克为主的循环。我们强调，试图解释130 GeV的功能与内部韧致辐射不遭受这样的困难。
2013-05-16 astro-ph.CO hep-ph
Illuminating the 130 GeV Gamma Line with Continuum Photons
在费米大天区望远镜的数据中，有证据表明在银河系中心有一条130 GeV的伽马射线线。解释这一特征的暗物质候选者也应该湮灭为标准模型粒子，导致光子的连续谱。为了研究这个连续体，我们分析费米数据下降到5 GeV，仅限于银河系的内部3度。我们把一个强约束的比例连续光子单色线光子，是独立的不确定性的暗物质密度分布。导出的约束排除中性伴子暗物质作为线的解释。
2012-10-25 astro-ph.CO hep-ph
Mixed Wino-Axion Dark Matter in String/M Theory and the 130 GeV Gamma-line "Signal"
具有低能超对称性的弦/M理论紧化倾向于预测暗物质有两个组成部分：轴子和WIMP \cite{1004.5138,1204.2795}。在符合这一点，我们表明，暂定130 GeV的伽玛线信号报告\cite{1204.2797}可以解释为所产生的湮灭145 GeV的质量，Wino类WIMP到Z玻色子和光子。在这种情况下，信号意味着暗物质的第二个组成部分，我们解释为由轴子组成-相对Wino/Axion丰度近似相等。进一步的预测是隐含的：在这两个扩散和单色光子从矮球状星系的信号;单色光子能量为145 GeV;对于大型强子对撞机，希格斯玻色子的质量已经预测在这个框架\cite{1112.1059}，和目前的希格斯极限提供有趣的约束质量的Gluino。
2012-05-25 astro-ph.CO hep-ph hep-th
