Cosmic-Ray Positron from Superparticle Dark Matter and the PAMELA Anomaly
受PAMELA合作组最近报道的异常正电子流的启发，我们研究了由电子对湮灭和超粒子暗物质衰变产生的宇宙射线正电子。我们计算了宇宙射线正电子通量，并讨论了PAMELA数据的影响。我们发现，PAMELA观测到的正电子过剩可以用一些超粒子暗物质来解释。
2009-05-26 astro-ph hep-ph
Cosmic Positron Signature from Dark Matter in the Littlest Higgs Model with T-parity
在T宇称的最小Higgs模型中计算了暗物质湮灭产生的宇宙正电子流。暗物质主要湮灭为晕中的弱规范玻色子，高能正电子通过玻色子的轻子和强子衰变产生。我们研究了在即将到来的实验中检测正电子信号的可能性，如PAMELA和AMS-02。我们发现，当暗物质质量小于120 GeV时，PAMELA实验中的暗物质信号可以从背景中区分出来，并且由于暗物质的小尺度聚集，信号通量增强。此外，在AMS-02实验中可以检测到来自暗物质湮灭的信号，即使这种增强不存在。我们还讨论了该模型中希格斯玻色子的不可见宽度。
2006-11-22 hep-ph
Interpretation of the cosmic ray positron and electron excesses with an annihilating-decaying dark matter scenario
最近的实验对宇宙射线正电子和/或电子能谱的精确测量表明，能量明显超过10 GeV。此外，暗物质粒子探测器（DAMPE）的数据显示了一个潜在的尖锐光谱特征。这些结果激发了许多关于暗物质湮灭/衰变或天体物理起源的讨论。在这里，我们讨论的DM方案中，DM粒子可以湮灭和衰变为标准模型粒子对同时进行。在这个模型中，峰值结构是由于DM湮没在附近的subhalo和广泛的正电子/电子过剩是由于DM在银河系中的衰变。该模型能合理地解释DAMPE和AMS-02数据的总$e^+e^-$谱和正电子分数，模型参数与现有约束条件一致。这种DM模型的一个简单实现是自旋1矢量DM模型。
2020-04-21 hep-ph
Cosmic positron and antiproton constraints on the gauge-Higgs Dark Matter
我们在一个扭曲的五维$SO(5) \times U(1)$规范-希格斯统一模型中计算了一个规范-希格斯暗物质候选者的宇宙线正电子和反质子谱。规范-希格斯玻色子玻色子的稳定性由H宇称保证，在H宇称下，只有希格斯玻色子玻色子在低能时是奇的。H宇称守恒允许HHW^+W^-和HHZZ的4点顶点与标准模型中的大小相同，这产生了$m_H > m_W$的有效湮灭率。最主要的湮灭通道是$H H \to W^+ W^-$，随后是$W$玻色子衰变成正电子或夸克，正电子或夸克再碎裂成反质子。通过与PAMALA和Fermi/LAT观测到的正电子和反质子谱的比较，我们发现希格斯玻色子玻色子的质量不能大于90 GeV，以免超出观测值。再加上不使宇宙过度闭合的限制，暗物质质量的有效范围被限制在70-90 GeV。
2010-07-02 hep-ph
Bremsstrahlung Energy Losses for Cosmic Ray Electrons and Positrons
近年来，人们观测到了宇宙线电子和正电子，即宇宙线带电轻子。为了了解从太阳系到这些轻子宇宙射线源的距离，了解宇宙电动力场的能量损失是很重要的。计算了超相对论电子和/或正电子由于经典电动韧致辐射的能量损失。考虑的能量损失是（i）由于汤普森散射从波动的电磁场在背景宇宙热黑体辐射和（ii）由于同步辐射损失从准静态域的宇宙磁场。对于星系长度比例的源的距离，轻子宇宙射线能量必须小于TeV。
2015-09-24 astro-ph.HE hep-ph
Dark matter conversion as a source of boost factor for explaining the cosmic ray positron and electron excesses
在相互作用的多组分暗物质（DM）模型中，如果DM组分的质量接近简并，并且它们之间的相互作用足够强，那么相对较重的DM组分可以在热退耦后的较晚时间转变为较轻的DM组分。因此，最轻的DM组分的残余密度可以在后期显著增强。这可能有助于解释最近的DM间接搜索实验，如PAMELA，Fermi-LAT和HESS等报道的正电子和电子过剩所需的升压因子的替代来源。
2011-12-17 hep-ph
Cosmic Ray Positrons from Annihilations into a New, Heavy Lepton
PAMELA实验的最新结果表明，在10 GeV以上的正电子谱中存在过剩，但反质子数据与预期的天体物理背景一致。我们提出了一个方案，再现这些功能。暗物质湮灭通过一个新的重矢量轻子的通道，然后通过与标准模型轻子混合而衰变。如果带电，这种重轻子可能在LHC中产生，并可能导致多轻子终态或长寿命的带电轨道。大型的中微子探测器如ANTARES或IceCube可能对单色中微子线敏感。这个场景可以简单地嵌入到各种模型中，包括对NMSSM的扩展。
2009-01-29 hep-ph
Common origin of the diffuse high energy backgrounds of gamma rays, neutrinos and cosmic ray positrons?
我们发现观测到的天文中微子、γ射线和宇宙射线正电子的高能扩散背景的通量、光谱和天空分布满足简单的关系，这是从它们在高能宇宙射线（CR）与扩散物质的强子碰撞中的共同产生所预期的。这提供了令人信服的证据，高能中微子，伽马射线和正电子背景有一个共同的起源-强子介子生产的宇宙射线在我们的银河系和外部星系，而不是通过衰变/湮灭的暗物质粒子。
2016-02-12 astro-ph.HE hep-ph
Study of positrons from cosmic rays interactions and cold dark matter annihilations in the galactic environment
正电子和电子宇宙射线为研究银河系环境提供了一种互补的方法。实际的宇宙射线实验，如PAMELA和HEAT，已经在这一领域取得了令人兴奋的结果。观测到的正电子分数似乎大于实际的理论预测能量大于10 GeV。暗物质与超越标准模型理论的间接证据表明，宇宙射线信号中存在额外的贡献。我们研究和计算了一个通用的暗物质候选者的湮灭产生的正电子信号。特别分析了正电子湮没的典型特征以及CR传输物理对正电子信号的影响。此外，我们还研究了与原子核宇宙射线与星际气体之间的散射过程有关的正电子信号。我们分析了核截面、核宇宙线和CR传播物理中存在的不确定性的影响。正电子的传播是按照在核宇宙线研究中得到成功验证的双区传播模型来模拟的，它为研究宇宙线物理提供了一种分析方法。
2009-02-04 astro-ph hep-ph
Deciphering the AMS cosmic-ray positron flux
宇宙射线高能正电子的通量最近被AMS以前所未有的精度测量。这个通量远远超过了观测到的撞击星际介质的宇宙宇宙射线通量所产生的次级正电子的预期。多位作者指出，正电子过剩可能起源于主宇宙射线源本身，而不是更局部的ISM，从而避免了援引暗物质衰变或湮灭起源或附近的暗物质的诱惑。我们调查的可能性，源是一个综合模型的伽马射线暴和宇宙射线，提出了二十年前。结果，基于模型的原始未修改的先验-并且没有参数拟合-非常接近地再现了AMS观测的形状和幅度。
2019-09-04 astro-ph.HE hep-ph
Secondary Cosmic Positrons in an Inhomogeneous Diffusion Model
宇宙射线测量的一个目的是寻找湮灭或衰变的暗物质的可能特征。在这种背景下，所谓的正电子过剩引起了很多关注。另一方面，有人提出，这些数据可能会挑战已建立的宇宙射线传播扩散模型。本文研究了一类非齐次扩散模型，通过解析求解相应的方程组。根据传输参数的不同，我们发现正电子谱的光谱特征受到显着的影响。我们还讨论了非均匀性对强子谱的影响。
2017-02-01 astro-ph.HE hep-ph
Possible causes of a rise with energy of the cosmic ray positron fraction
基于一般的考虑，而不是模型依赖于特定的情况下，我们认为，随着能量的增加，在宇宙射线的正电子分数，建议在E>~7 GeV的几个实验，最有可能需要一个主要的电子-正电子对的来源。我们讨论了可能的替代方案，并发现他们都不可信的天体物理或粒子物理的理由。进一步的观测方法来测试不同的场景进行了讨论。
2009-01-20 astro-ph hep-ph
Consistent explanation for the cosmic-ray positron excess in p-wave Sommerfeld-enhanced dark matter annihilation
暗物质通过$s$波的湮灭被广泛认为是宇宙线正电子过剩和暗物质热遗迹密度的一致解释。然而，由于$s$波Sommerd-enhanced湮灭截面随着DM速度的降低而单调增加，来自矮球状卫星星系（dSphs）和宇宙微波背景（CMB）的伽马射线数据出现了严重的限制，因为相关的典型DM速度甚至低于星系晕中的速度。在这项工作中，我们考虑Sommerdos增强的$p$波DM湮灭的DM湮灭截面可以在一定的速度，但最终被高度抑制时，DM速度变得非常低。我们计算的速度依赖的天体物理因子（$J$ -因子）的Sommerdos增强$p$ -波DM湮灭十五dSphs附近。以DM通过两个光介质湮灭为$4μ$的通道为例，我们证明了存在一些参数区域，在这些参数区域中，该机制可以解释CR正电子过剩和DM残余密度，同时与Fermi-LAT测量的dSphs γ射线和普朗克测量的CMB的约束相兼容。
2021-08-10 hep-ph
Origin Of The Cosmic Ray Positrons Observed Near Earth- Meson Decay Or Dark Matter Decay?
我们证明了在地球附近观测到的高能宇宙线正电子的通量是由初级宇宙射线（CR）在本地星际介质中产生的介子衰变所预期的。
2015-10-07 astro-ph.HE hep-ph hep-th
Supersymmetry and the positron excess in cosmic rays
最近，热气球实验证实了宇宙射线中存在过量的高能正电子。它们可能来自于星系晕中暗物质的湮灭。我们讨论了最轻的超伴子在宇宙射线中的正电子信号的期望。最简单的解释是不兼容的大小和形状的过剩，如果遗迹LSP演变的热平衡。非热历史可以描述一个足够的正电子率。再现能谱更具挑战性，但也许是可能的。由此产生的光超伴子光谱与对撞机物理学、μ子反常磁矩、Z极电弱数据和其他暗物质搜索是兼容的。
2001-09-10 astro-ph hep-ph
The cosmic-ray positron excess from a local Dark Matter over-density
我们发现PAMELA和AMS测量的宇宙线正电子过剩可能是由局部过密度的暗物质湮灭引起的。在这样的背景下，亲轻子DM是不需要的，并且与正电子数据的良好拟合，与反质子和γ射线测量一致，获得了对$WW$、$hh$、$ZZ$、$ t \bar t$、$b \bar b$、$q\bar q$通道的DM湮灭。经典的暗物质候选者，例如具有标准热湮灭截面的纯超对称Wino，可以拟合正电子过剩，而无需对暗物质属性进行任何额外的假设。
2013-07-12 astro-ph.HE hep-ph
The Theoretical Power Law Exponent for Electron and Positron Cosmic Rays: A Comment on the Recent Letter of the AMS Collaboration
在最近的一封信中，AMS合作报告了关于电子和正电子宇宙射线能量分布的详细和广泛的数据。实验工作的中心结果在于能量状态$30\ {\rm GeV}< E < 1\ {\rm TeV}$，其中能量分布的幂律指数被测量为$α({\rm experiment})=3.17$。根据电子和正电子服从费米统计，预测了一个理论值为$α({\rm theory})=3.151374$，与实验数据符合得很好。这种协议之间的理论和实验的宇宙射线电子和正电子的来源的后果进行了简要的探讨。
2015-02-08 astro-ph.HE hep-ph
Proposition of FSR Photon Suppression Employing a Two-Positron Decay Dark Matter Model to Explain Positron Anomaly in Cosmic Rays
针对宇宙射线正电子异常，提出双正电子衰变暗物质模型以抑制FSR伽马辐射，兼顾正电子与伽马数据约束。
2023-09-29 astro-ph.HE hep-ph
Searching for Dark Matter with Future Cosmic Positron Experiments
在星系晕中湮灭的暗物质粒子可以提供一个可能在即将进行的实验中观察到的正电子流，比如PAMELA和AMS-02。我们讨论的光谱特征，这可能与暗物质湮灭的正电子光谱，并评估在未来的实验中观察这些功能的前景。尽管我们关注的是一些特定的暗物质候选者、中性子和卡鲁扎-克莱因态，但我们以独立于模型的方式进行研究。我们还重新审视了HEAT观测到的正电子谱。
2004-09-09 astro-ph hep-ph
Testing astrophysical models for the PAMELA positron excess with cosmic ray nuclei
PAMELA合作组报告的正电子分数过剩被解释为银河系中暗物质的湮灭或衰变。更通俗地说，它被归因于附近的强子直接产生正电子，或者是由于附近的强子宇宙射线随机加速时产生的π介子。我们指出，测量宇宙射线散射产生的次级核可以区分这些可能性。来自ATIC-2实验的关于钛-铁比的新数据支持了上述强子源模型，并能够预测能量超过100 GeV的硼-碳比。目前，所有的宇宙射线数据都与正电子过剩的天体物理起源相一致。
2009-07-30 astro-ph.HE hep-ph
Reexamine the dark matter scenario accounting for the positron excess in a new cosmic ray propagation model
本文结合宇宙射线传播的最新进展，在空间依赖传播模型中重新审视暗物质解释正电子过剩的情景，发现所需湮灭率更小，且μ+μ-通道能完美拟合AMS-02数据并满足γ射线和CMB约束。
2024-02-12 astro-ph.HE hep-ph
A possible evidence of the gluon condensation effect in cosmic positron and gamma-ray spectra
利用高能质子-质子碰撞中的胶子凝聚效应解释了AMS观测到的正电子谱过剩现象。我们发现，这种过剩可能源于GC效应在第谷的超新星遗迹。
2019-12-30 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Impact of the spectral hardening of TeV cosmic rays on the prediction of the secondary positron flux
PAMELA卫星测量到的宇宙射线正电子分数的上升可能是由于地球周围kpc尺度上存在正电子的天体物理源，例如双星。然而，从正电子数据中评估这些源的性质需要对宇宙射线与星际气体相互作用产生的次级正电子成分有很好的了解。在本文中，我们调查的光谱硬化的宇宙射线质子和氦通量最近报告的ATIC 2和CREAM气球实验，二次正电子通量的预测的影响。我们发现，这种影响是不可忽略的，导致二次正电子通量的增加高达$\sim$ 60%以上的$\sim$ 100 GeV。我们提供了拟合公式，允许直接利用我们的结果，这可以帮助导出一个人最喜欢的主要正电子源，如电子或暗物质的约束。
2011-05-12 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Extracting the size of the cosmic electron-positron anomaly
我们在贝叶斯似然分析中分离出宇宙电子-正电子通量的异常部分。使用219个最近的宇宙线光谱数据点，我们推断出选定的宇宙线传播参数的值。在GalProp中编码的传播模型的上下文中，我们发现了一个显着的紧张局势之间的电子正电子相关的和其余的通量。解释这种紧张局势的存在下，在电子-正电子相关的数据的异常组件，我们计算的PAMELA和费米-LAT的非电子-正电子相关的通量的基础上的背景预测。我们发现，即使考虑到不确定性，包括系统学，数据和预测的背景之间的偏差。我们确定了这种偏离与反常的电子-正电子的贡献。我们简要地比较了这个模型独立的信号预测这样的异常的一些理论结果。
2012-04-24 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Geminga contribution to the cosmic-ray positron excess according to the gamma-ray observations
我们试图解释宇宙射线正电子过剩注入附近的脉冲星Geminga，假设一个两区扩散的情况下，注入光谱与低能量截止。由于来自Geminga的高能正电子和电子可以通过逆康普顿散射诱导$γ$射线，我们考虑了来自HAWC的$\sim 10$ TeV和来自Fermi-LAT的$\mathcal{O}(10)$ GeV的Geminga周围的扩展$γ$射线观测。通过对Fermi-LAT数据的分析，得到了扩展的$γ$ -射线观测结果，发现Geminga能解释$30\%$能量转换效率为正电子和电子的正电子过剩现象。然而，基于另一个费米-LAT分析给出的对扩展的$γ$射线的约束，来自Geminga的正电子将不足以解释正电子过剩。对扩展的$γ$射线的费米LAT数据进行进一步的可靠分析，对于确定Geminga是否可以解释正电子过剩是至关重要的。
2022-09-26 astro-ph.HE hep-ph
Hints of a Charge Asymmetry in the Electron and Positron Cosmic-Ray Excesses
通过将AMS-02的最新数据与Fermi-LAT的数据相结合，我们发现电子和正电子宇宙射线过剩中出现了电荷不对称性，略微有利于电子分量。天体物理学和暗物质启发的模型介绍，以解释所观察到的过剩，可以根据他们的预测电荷不对称性和能量依赖性进行分类。未来的数据证实存在的电荷不对称，将意味着一个不对称的生产机制在发挥作用。
2013-07-02 astro-ph.CO hep-ph
Neutrino Signals from Annihilating/Decaying Dark Matter in the Light of Recent Measurements of Cosmic Ray Electron/Positron Fluxes
PAMELA卫星和ATIC气球实验测量到的宇宙线电子和正电子通量的过剩可以解释为暗物质湮灭或衰变为轻子的信号。在这封信中，我们表明，再现电子/正电子过剩的暗物质湮灭/衰变可能会从银河系中心产生大量的高能中微子。在这种情况下，未来更大的正方形大小的实验可能会证实这种情况，甚至超级神冈的结果已经对一些暗物质模型提出了限制。
2009-02-05 astro-ph hep-ph
Galactic Streams of Cosmic-ray Electrons and Positrons
各向同性扩散是许多宇宙射线电子和正电子模型中的关键假设。我们发现，模拟结果意味着一个临界能量为10-1000~GeV以上的电子和正电子可以花他们的整个生命在流线程磁场，由于能量损失。这将限制在地球上贡献的电子/正电子源的数量，可能导致平滑的电子/正电子光谱，正如所观察到的那样。对于正电子来说，这可能只有一个，增强的通量将减轻能量学对脉冲星起源的正电子过剩的担忧，甚至为零，从而使暗物质脱颖而出。我们的结论是，电子/正电子传播的想法必须进行修订，并讨论了最近的AMS-02数据的影响。
2021-10-05 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Pulsars as the Sources of High Energy Cosmic Ray Positrons
PAMELA卫星最近的结果表明，在宇宙射线谱中，大约在10至100 GeV之间存在大量正电子（相对于电子）。由于在许多模型中，湮灭的暗物质粒子被预测在这个能量范围内对宇宙射线正电子谱有贡献，因此这一观测引起了人们极大的兴趣。在这里，我们认为中子星（快速旋转，磁化中子星）作为这种信号的替代来源。在计算了宇宙线正电子谱和电子谱的贡献后，我们发现PAMELA观测到的宇宙线正电子谱和电子谱可能来自于这些源。特别是，银河系中所有成熟双星的总和，以及最近的成熟双星（如Geminga和B0656+14），预计会有很大的贡献。来自附近的脉冲星的信号预计会在宇宙射线电子谱中产生一个小但显著的偶极各向异性，这可能提供一种方法，使费米伽马射线太空望远镜能够区分所观察到的高能正电子的脉冲星和暗物质来源。
2009-01-23 astro-ph hep-ph
Consistent explanation for the cosmic-ray positron excess in $p$-wave Breit-Wigner enhanced dark matter annihilation
如果暗物质粒子通过窄共振湮灭，那么由于Breit-Wigner增强，星系晕中的暗物质湮灭相对于早期宇宙中的暗物质湮灭会增强。虽然$s$波Breit-Wigner增强可以对观测到的宇宙射线（CR）正电子过剩和DM热遗迹密度提供一致的解释，但它受到矮球状卫星星系（dSphs）γ射线观测和宇宙微波背景（CMB）的严重限制，它们的允许DM湮灭截面和典型DM速度都比星系晕中的低。此外，在$s$波Breit-Wigner增强中，由于随着DM速度的减小而单调增加的湮灭截面，排除了共振质量低于阈值（DM质量的两倍）的情况。在这项工作中，我们考虑Breit-Wigner增强$p$波DM湮灭。我们探索的参数区域，可以同时占CR正电子过剩和DM热遗迹密度，而不违反dSphs伽马射线和CMB的约束。我们表明，在这种情况下，速度依赖的横截面可以达到峰值附近的典型DM速度在星系晕的共振质量以上和以下的阈值。此外，在极低的DM速度下，湮灭截面被高度抑制，可以很容易地避开dSphs γ射线和CMB的约束，这导致了比$s$ -波情况下更大的允许参数区域。
2021-10-20 hep-ph
Constraining Galactic $pγ$ Interactions with Cosmic Ray Electron and Positron Spectra
各种宇宙射线源产生的高能质子，{ \it e.g.}超新星遗迹、脉冲星风星云、活动星系核和伽马射线暴参与了$pγ$和$pp$的相互作用。虽然$pp$相互作用可能是我们银河系的主要机制，但$pγ$过程的重要性尚不清楚。我们表明，上界质子的分数参与$pγ$相互作用内的所有银河系天体物理源的宇宙射线是10%。
2007-05-19 astro-ph hep-ph
Cosmic Ray Positrons from Cosmic Strings
研究了非超导宇宙弦标度分布产生的宇宙线正电子谱。在这种情况下，正电子是由宇宙弦尖点湮灭过程形成的喷流产生的。光谱形状是一个强大的功能，我们的情况下，是在很好的协议，从最近的PAMELA和ATIC实验的结果。特别是，该模型预测了一个尖锐的上限截止的频谱，和通量上升的上限截止接近。通量峰值处的能量由初始射流能量确定。通过改变宇宙弦的张力可以调节流量的大小，同时也依赖于尖点湮灭效率。
2009-01-25 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
High Energy Positrons From Annihilating Dark Matter
最近PAMELA实验的初步结果表明，宇宙射线正电子的存在超过10 GeV。在这封信中，我们认为这种信号是银河系晕中发生的暗物质湮灭的结果。而不是专注于一个特定的粒子物理模型，我们采取唯象的方法，并考虑各种质量和两体湮灭模式，包括W+W-，ZZ，b bbar，tau+ tau-，mu+ mu-和e+e。我们还考虑了一系列的扩散参数与目前的宇宙射线数据相一致。我们发现，在10 GeV以上的正电子分数的显着回升是兼容的广泛的暗物质湮灭模式，虽然非常大的湮灭截面和/或所产生的局部暗物质分布的不均匀性的提升因素需要产生所观察到的信号强度。我们评论的约束，从伽马射线，同步辐射，宇宙射线反质子测量。
2008-09-10 hep-ph
Nambu-Goldstone Dark Matter and Cosmic Ray Electron and Positron Excess
我们提出了一个暗物质模型，在规范调解的情况下，在动力学超对称性破缺扇区中识别为伪Nambu-Goldstone玻色子。暗物质粒子通过低于阈值的窄共振湮灭成一对R-轴子，每个R-轴子随后衰变成一对轻轻子。Breit-Wigner增强解释了最近的宇宙线实验PAMELA，ATIC和PPB-BETS中报道的过剩电子和正电子通量，而没有假设晕中的过密度，PAMELA的反质子通量的极限自然被回避。
2009-02-17 astro-ph.GA hep-ph
Reanalyze the pulsar scenario to explain the cosmic positron excess considering the recent developments
HAWC已经证实Geminga和PSR B 0656 +14周围存在TeV晕，因此宇宙射线的慢扩散在Geminga和PSR B 0656 + 14周围可能是普遍的，并且来自Geminga和PSR B 0656 +14的宇宙正电子能谱可能会发生显著的变化。因此，最有可能的脉冲星源的正电子过剩，Geminga，不再是一个可行的候选人下的额外限制费米-LAT。此外，AMS-02的最新测量显示，正电子谱中有一个明显的截止点，这对脉冲星源的年龄提出了严格的限制。考虑到这些新的发展，我们重新分析了这项工作的情况。通过检查所有观测到的双区扩散情景下，我们首次提出，PSR B1055-52是一个非常有前途的源的正电子过剩。B1055-52能很好地再现AMS-02正电子能谱的强度和高能切割，也能解释10 TeV附近的H.E.S.S $e^-+e^+$能谱。此外，如果慢扩散在局域星际介质中是普遍存在的，那么B1055-52将是所观测到的恒星中唯一合理的AMS-02正电子谱源。
2019-06-20 astro-ph.HE hep-ph
Decaying WIMP dark matter for AMS-02 cosmic positron excess
为了解释最近报道的AMS-02宇宙正电子过剩现象，我们考虑了热产生的暗物质（DM）衰变为标准模型（SM）轻子的情形，其衰变速率极小，为\sim 10^{-26}秒。{-1}。由于所需的DM质量相对较重（700 GeV < m_{DM} < 3000 GeV），我们引入了除最轻超对称粒子（“LSP”）之外的另一个DM分量。为了使新DM具有Meta稳定性和湮没于其它粒子，除了R宇称外，还应该有另一种Z_2对称性。由于新的Z_2对称性，新DM与SM粒子的可重整化耦合不会使新DM不稳定，而这是新DM在早期宇宙中热化所必需的。由于新的DM是热产生的，它自然可以解释宇宙目前的能量密度。在TeV尺度下新的对称性破缺后，新的DM只能通过由超重平方质量参数抑制的不可重整化算符衰变为SM轻子（和LSP）。我们在一个“规范矢量类轻子”模型中实现了这种情况，这个模型是最近为了希格斯玻色子的自然性而提出的。
2013-07-24 hep-ph
AMS02 results support the secondary origin of cosmic ray positrons
我们表明，最近的AMS 02正电子分数测量与正电子的次级起源是一致的，并不需要额外的主要来源，如电子或暗物质。在高能量下测得的正电子分数饱和了先前预测的次级产生的上限（Katz等人，2009年），通过忽略辐射损失获得。这一巧合，将进一步测试即将到来的AMS 02数据在更高的能量，是一个令人信服的迹象，为次要来源。在次级模型中，AMS 02的数据意味着宇宙射线在银河系中的传播时间小于百万年，平均穿越星际物质密度为1/cc，与银河系气体盘的密度相当，刚性为300 GV。
2013-11-09 astro-ph.HE hep-ph
The FLUKA cross sections for cosmic-ray leptons and uncertainties on current positron predictions
本文利用FLUKA代码生成新的正负电子产生截面，评估重核贡献及银河旋臂结构等不确定性，提供最新局域正电子通量预测，并讨论对暗物质搜寻和脉冲星贡献的启示。
2023-05-14 astro-ph.HE hep-ph
Supersymmetry and the Cosmic Ray Positron Excess
我们探索几个超对称的替代解释宇宙射线正电子过剩的预测。如果残余冷暗物质密度的非热产生占主导地位和/或如果包括增加信号大小的“增强因子”（可能源于传播或局部密度波动的不确定性），则轻sneutrino或neutralino LSP以及旨在提供δ函数输入的微调模型可以对所报告的HEAT数据给出充分的统计描述。所有的描述都可以在Tevatron或LHC上进行测试，有些还可以在其他WIMP检测实验中进行测试。
2002-02-15 astro-ph hep-ph
Features in the Spectrum of Cosmic-Ray Positrons from Pulsars
脉冲星被用来解释最近观测到的高能银河宇宙射线正电子的起源。由于正电子的传播距离随着能量的增加而减小，因此可以对所观察到的正电子做出贡献的粒子的数量从正电子能量为$E\gtrsim10$ GeV的$O(10^3)$减少到$E \gtrsim 500$ GeV的只有几个。因此，如果正电子能谱可以解释这些正电子，那么正电子能谱在更高的能量下会变得越来越不稳定。在这里，我们提出了一个功率谱分析，可以应用于寻求这样的宇宙射线正电子的能谱和组合的电子/正电子通量的能谱的光谱特征。我们占脉冲星分布的不确定性，产生数百个模拟光谱脉冲星分布符合目前的观测约束。虽然目前的AMS-02数据没有表现出光谱特征的证据，我们发现，这样的功能将是可检测的$\simeq 10\%$我们的模拟，与20年的AMS-02数据或三年的DAMPE测量的电子加正电子通量。
2018-07-17 astro-ph.HE astro-ph.IM hep-ph
Low energy cosmic ray positron fraction explained by charge-sign dependent solar modulation
我们通过银河系和太阳系中详细的输运描述，计算了地球上1 TeV以下的宇宙线（CR）核、质子、反质子、电子和正电子谱。CR光谱低于10 GeV的强烈修改的电荷符号依赖的传播效应。这些取决于太阳磁场的极性，因此随太阳活动周期而变化。PAMELA和AMS-01测量的低能正电子分数之间令人困惑的差异很容易解释为它们不同的数据采集时期。我们重现CR光核在同一银河系和太阳系传播模型的观测光谱。
2013-01-24 astro-ph.HE hep-ph
Observing Signals of Spectral Features in the Cosmic-Ray Positrons and Electrons from Milky Way Pulsars
阿尔法磁谱仪（AMS-02）对电子和正电子宇宙射线通量以及正电子分数谱进行了前所未有的精确测量。在较高的能量下，作为高能局域辐射源的辐射源可能对两种宇宙射线都有贡献。源总体的离散性可以导致正电子分数测量以及相应的电子和正电子谱两者的特征。对于后者，它们在能量上是一致的，并且与粒子暗物质的平滑光谱的预测相反。在这项工作中，使用图书馆的脉冲星人口模型的本地部分的银河系，我们进行宇宙射线正电子分数的功率谱分析。我们还开发了一种技术来交叉相关的电子和正电子通量。我们表明，这两种分析，可用于搜索统计的存在下，宇宙射线数据的光谱摆动。对于我们的脉冲星模拟的很大一部分，这些技术已经足够敏感，可以在常规噪声之上给出这些特征存在的信号，即将到来的观测使它们更加敏感。最后，通过交叉关联AMS-02电子和正电子光谱，我们发现了一个有趣的第一个暗示，它们之间的正相关性，一个人口的本地天文学家所期望的那种。
2022-11-28 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
New Constraints on the Highest-Energy Cosmic-Ray Electrons and Positrons
在能量超过几TeV时，还没有宇宙射线电子谱的测量。通过考虑由地面阵列所看到的电子和伽马射线引起的空气簇射的相似性，我们使用已公布的各向同性伽马射线通量的限制来对>10 TeV的电子谱进行第一次约束。我们证明，由于接近已知的来源，这些电子（和正电子）的通量可以很大。我们展示了这些如何顺利连接到PAMELA测量的低能正电子，并与费米令人兴奋的新迹象有关。
2009-12-02 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Utilizing cosmic-ray positron and electron observations to probe the averaged properties of Milky Way pulsars
脉冲星在电磁波谱中的研究由来已久。它们的环境富含高能宇宙射线电子和正电子，可能使星际介质中充满了这种粒子。在这项工作中，我们使用最近的宇宙射线观测AMS-02，CALET和DAMPE合作研究本地银河系脉冲星人口的平均属性。我们进行模拟的本地银河系脉冲星的人口，星际介质的假设与宇宙射线核的测量范围。每一个这样的模拟包含独特的年龄，位置，初始自旋功率和宇宙射线电子/正电子光谱的$\sim 10^{4}$天体。我们产生了超过$7\times 10^{3}$这样的银河系脉冲星模拟。我们考虑和研究i）的恒星的出生率和随机性质，他们的出生，ii）他们的初始自旋功率分布，iii）他们的时间演化的制动指数和特征的自旋时间尺度，iv）的分数的自旋功率去宇宙射线电子和正电子和v）他们通过星际介质和日光层的传播。我们发现，年龄$\sim 10^{5}-10^{7}$ yr的驾驶员的制动指数平均为3或更大。鉴于对年轻脉冲星的电磁波谱观察发现制动指数低于3，我们的工作提供了强有力的暗示，脉冲星的制动指数随着年龄的增长而平均增加，使它们能够保留一些旋转能量。此外，我们还发现，作为宇宙射线电子和正电子的来源，中子星在它们产生的光谱方面具有相对均匀的性质，并且可能在ISM中向宇宙射线释放O（$10\%$）的旋转能量。最后，我们发现在$\simeq$ 12 GeV的正电子的光谱特征，这表明一个新的亚群的正电子源在这…
2021-11-10 astro-ph.HE hep-ph
Cosmic-Ray Positrons Strongly Constrain Leptophilic Dark Matter
宇宙射线正电子一直被认为是暗物质湮灭的有力探测器。特别是，无数关于正电子分数意外上升的研究一直在争论它的暗物质或脉冲星起源。在本文中，我们反而研究了AMS-02探测硬亲轻子暗物质候选者的非常精确的正电子测量的潜力，这些候选者不具有与所观察到的大部分正电子过剩相似的光谱特征。利用一个详细的宇宙射线传播模型，其中包括一个主要的正电子通量产生的银河系恒星，除了由氦和质子测量约束的二次组件，我们产生了一个强大的适合当地的正电子通量和光谱。我们没有发现与亲轻子暗物质相关的光谱凸起的证据，并设置强约束的暗物质湮灭截面低于热湮灭截面的暗物质质量低于60 GeV和380 GeV的湮灭到$τ^+τ^-$和$e^+e^-$，分别在我们的默认模型。
2022-01-06 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Constraining the origin of the rising cosmic ray positron fraction with the boron-to-carbon ratio
根据PAMELA和AMS的测量，宇宙射线正电子分数在10 GeV以上的快速上升，表明附近存在高能正电子的主要来源，如电子束或湮灭/衰变的暗物质。相比之下，通过宇宙射线在星际介质中碰撞产生的次级正电子的光谱预计会随着能量的迅速下降，因此无法解释观测到的上升。然而，有人提出，次级正电子可以产生，然后在附近的超新星遗迹中加速，这可能解释了观测到的上升，而不需要初级正电子源。然而，如果次级正电子在这样的冲击中被加速，其他次级宇宙射线物质（如硼核和反质子）也将被加速，导致硼与碳和反质子与质子的比率上升。然而，PAMELA和AMS合作测量的硼碳比没有显示出这种上升的迹象。有了这些新的数据，我们重新审视了上升正电子分数的二次加速方案。假设相同的超新星遗迹同时加速了轻核（质子、氦）和较重的宇宙射线物质，我们发现，在观测到的正电子分数的上升中，不超过25%是由这种机制引起的（在95%的置信水平上）
2014-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
HAWC Observations Strongly Favor Pulsar Interpretations of the Cosmic-Ray Positron Excess
伽马射线望远镜HAWC最近对Geminga和B 0656 +14双星的测量（以及Milagro早期的测量）表明，这些天体产生了大量的高能电子通量。在本文中，我们使用的非常高的能量的伽马射线强度和光谱的这些恒星来计算和约束它们的预期贡献的本地宇宙射线正电子谱。在能够再现所观察到的伽马射线发射特征的模型中，我们发现，伽马星总是产生一个高能正电子通量，其在光谱和幅度上与PAMELA和AMS-02测量的正电子分数相似。根据这一结果，我们得出结论，很可能是双星提供了长期令人困惑的宇宙射线正电子过剩的主要贡献。
2017-02-27 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
White Dwarf Pulsars as Possible Cosmic Ray Electron-Positron Factories
我们认为白矮星（WD）双星可以与中子星（NS）双星竞争产生PAMELA、ATIC/PPB-BETS、Fermi和HESS实验观测到的宇宙线电子/正电子过剩。合并的两个WD导致一个快速旋转WD的旋转能量可比NS的情况下。出生率也是相似的，为宇宙射线电子/正电子提供了正确的能量预算。应用NS理论，我们认为WD双光子晶体原则上可以产生高达10 TeV的电子/正电子。与NS模型相反，电子/正电子的绝热和辐射能量损失可以忽略不计，因为它们的注入在脉冲星风星云膨胀后继续进行，因此观察到的1%的WD被磁化就足够了。长时间的活动也增加了附近源的数量，这减少了通量的泊松波动。在10 GeV - 1 TeV的观测能量范围内，WD双星可以支配快速冷却的电子/正电子，甚至超过NS双星，为暗物质信号提供背景，为未来的AMS-02、CALET和CTA实验提供良好的目标。
2010-12-01 astro-ph.HE hep-ph
Possible counterpart signal of the Fermi bubbles at the cosmic-ray positrons
本研究通过分析AMS-02正电子比例发现12、21和48 GeV处的能谱特征，其中12 GeV特征可能源自与Fermi气泡年龄一致的银河系内部电子/正电子暴发事件，提出这些特征是Fermi气泡或eROSITA气泡的对应信号。
2022-08-16 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
The cosmic ray positron excess and neutralino dark matter
利用一种新的仪器，HEAT合作已经证实了他们在1994年首次探测到的宇宙射线正电子的过量。我们探讨的可能性，这种过剩是由于中性伴暗物质在星系晕的湮灭。我们证实，中性伴子湮灭可以产生足够的正电子，以弥补测量过剩，只有当有一个额外的增强信号。我们量化的“助推因子”，在信号中所需的各种型号的最小超对称标准模型参数空间，并研究对各种参数的依赖。我们发现模型的提升系数大于30。如果我们生活在一个clusiphalo晕中，信号可能会出现这种增强。我们讨论了超对称参数空间的哪一部分是有利的（因为它给出了最大的正电子信号），以及对超对称暗物质的其他直接和间接搜索的后果。
2001-12-14 astro-ph hep-ph
High-energy Cosmic-Ray Positrons from Hidden-Gauge-Boson Dark Matter
我们提供了一个场景，其中隐藏的U（1）规范玻色子构成宇宙的暗物质，并通过与$U(1)_{B-L}$规范玻色子的动力学混合衰变为标准模型粒子。有趣的是，我们的模型可以自然地解释PAMELA最近报道的正电子分数的急剧上升。此外，我们还发现由于$U(1)_{B-L}$的电荷分配，在衰变过程中只产生了少量的反质子，这也与PAMELA等观测数据相一致。
2009-07-02 astro-ph hep-ph
Examining the secondary product origin of cosmic ray positrons with the latest AMS-02 data
PAMELA和其他实验对宇宙射线（CR）正电子分数的测量发现，相对于星际介质（ISM）中次级产生的标准预测，CR正电子分数超过10 GeV。虽然大多数人认为过剩的正电子来自于正电子的一些主要来源（如正电子和/或湮灭的暗物质粒子），但$e^{+}/ \bar{p}$几乎恒定的通量比证明了另一种可能性，即最高能量的过剩正电子和反质子是强子相互作用中产生的次级产物。最近，Yang \& Aharonian（2019）通过假设存在额外的CR核源群体来重新审视这种可能性。在这里，我们检查使用\texttt{DRAGON}代码，其中正电子的辐射损失是考虑到一贯的二次产品的情况。我们证实，CR质子谱和反质子数据可以解释假设存在一个额外的人口CR源。然而，相应的正电子光谱偏离测量数据显着高于100 GeV，由于强辐射冷却。这表明，尽管强子相互作用可以解释反质子数据，但相应的次级正电子通量仍然不足以解释AMS数据。因此，一些主要的正电子源，如中子星或暗物质的贡献是不可忽略的。
2020-04-09 astro-ph.HE hep-ph
Dark Matter and Pulsar Origins of the Rising Cosmic Ray Positron Fraction in Light of New Data From AMS
PAMELA首次以高置信度观察到宇宙射线正电子分数随能量的上升，这意味着最近（或目前）有大量高能正电子注入银河系的局部体积。随着AMS最近提供的新的和更精确的正电子分数的测量，我们重新审视这些高能正电子的起源问题。我们发现，虽然一些暗物质模型（直接湮灭为电子或μ子）似乎不再能够容纳这些数据，其他模型中，约1-3 TeV的暗物质粒子湮灭为不稳定的中间状态仍然可以负责观察到的信号。附近的双星也仍然能够解释观测到的正电子分数。AMS未来对正电子分数的测量（使用更大的数据集），结合他们对各种宇宙射线次级与初级比率的预期测量，可能使我们能够进一步区分这些剩余的场景。
2013-08-11 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
On the upper limits for dipole anisotropies in cosmic-ray positrons
PAMELA和AMS实验报告的能量范围从10 GeV到几百GeV的宇宙射线正电子的过剩与纯粹的次级起源不一致，需要引入源项。正电子到达方向上的各向异性的存在将是它们起源的独特标志。目前的测量是一致的各向同性和限制偶极子各向异性已经建立。在这份说明中，我们回顾了这种分析的数学基础，并提供了一个一般的约束偶极子上限可实现从一个给定的事件样本。已发表的实验极限与这个界限相矛盾。
2015-10-05 astro-ph.HE astro-ph.IM hep-ph
