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
New limits on dark matter annihilation from AMS cosmic ray positron data
国际空间站上的AMS实验最近提供了精确度前所未有的0.5至350 GeV的宇宙射线电子和正电子数据。在能量超过10 GeV时，观测到的正电子分数的上升仍然无法解释，提出的解决方案范围从局部的电子到TeV尺度的暗物质。在这里，我们利用这些高质量的数据，把严格的限制暗物质的质量低于300 GeV，湮灭或衰减到轻子的最终状态，基本上独立的起源，这种上升。我们显着改善现有的限制，在某些情况下，高达两个数量级。
2013-10-28 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
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
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
Cosmic ray electron and positron spectra at TeV energies
在过去的十年中，宇宙线电子的观测取得了长足的进步，现在可以直接观测到~ 1 TeV的全电子通量以及单独的电子和正电子谱。在2022年版的Rencontres de Moriond关于宇宙中的极高能量现象的邀请贡献中，我们回顾了TeV能量的宇宙射线电子和正电子光谱数据，并对其解释提供了一般性评论。随后，我们着重研究了正电子过剩的随机涨落和次级模型。
2022-11-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
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
Constraining the Milky Way's Pulsar Population with the Cosmic-Ray Positron Fraction
对与附近的恒星相关的TeV晕的观测表明，这些天体向星际介质注入了大量的高能电子-正电子对，从而可能对宇宙射线正电子通量做出了主要贡献。在本文中，我们使用AMS-02合作组测量的宇宙线正电子分数来约束本地脉冲星的人口特征。对于合理的模型参数，我们发现，我们可以得到很好的协议与测量的正电子分数高达$E_e \sim 300 \, {\rm GeV}$的能量。在更高的能量下，正电子分数主要由少量的正电子组成，这使得很难可靠地预测预期正电子分数的形状。低能正电子能谱支持了这样的结论：类星体通常将其总自旋下降功率的大约$η\sim 5-20\%$转移到非常高能量的电子-正电子对的产生中，产生具有硬谱指数$α\sim 1.5-1.7$的这种粒子的谱。这样的转子通常在$τ\sim 10^4 \, {\rm years}$量级的时间尺度上减速。我们的最佳拟合模型中，无线电和伽马射线束从恒星是检测到28%和62%的周围观察者，分别。
2023-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic ray positrons from a local, middle-aged supernova remnant
我们认为，在ATIC-2，费米LAT，PAMELA，HESS和最近在精密AMS-02实验中观察到的宇宙线正电子过剩可以归因于本地，中年超新星遗迹（SNR）的生产。利用我们的宇宙线加速模型对SNR的预测，我们估计导致观测到的正电子过剩的SNR位于距离太阳250到320 pc之间，年龄为170-380 kyear。最有可能的来源是SNR，它产生了着名的Geminga脉冲星，但不再可见。其他竞争者也在讨论中。
2013-08-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Lessons from HAWC PWNe observations: the diffusion constant is not a constant; Pulsars remain the likeliest sources of the anomalous positron fraction; Cosmic rays are trapped for long periods of time in pockets of inefficient diffusion
最近用HAWC望远镜对附近的脉冲星进行的TeV观测被解释为脉冲星风星云内高能电子和正电子的扩散与星际介质的其他部分相比效率非常低的证据。如果星云外的扩散系数与星云内的扩散系数接近，那么这两颗观测到的双星产生的高能电子和正电子就不会对当地测量到的宇宙线通量有显著的贡献。因此，HAWC协作组的结论是，在各向同性和均匀扩散的假设下，这两个双星被排除为异常高能正电子通量的来源。在这里，我们认为，由于扩散系数可能不是空间均匀的，导致这一结论的假设是有缺陷的。我们解决了扩散方程与径向依赖的扩散系数，并表明HAWC观察到的电子束产生潜在的完美匹配所观察到的高能正电子通量。我们还研究了脉冲星风星云内的低效扩散对银河系尺度的影响，并表明宇宙射线很可能在低效扩散区域有很长的停留时间。我们描述了如何可以测试这个预测与弥漫的银河系发射的研究。
2018-06-20 astro-ph.GA 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
On the Contribution of Pulsars to the Positron Fraction in Cosmic Rays
几个宇宙射线实验已经测量了高达几百GeV的正电子分数。他们的数据揭示了超过10 GeV的过量正电子，这与这些粒子在星际介质中的二次产生不一致。像暗物质或天体物理学来源（如双星及其星云）这样的主要来源被认为是造成这种过剩的原因。在本文中，我们分析了由于中子星产生初级正电子的可能性。在正电子、电子和γ射线源的初始谱相等的假设下，我们用扩散模型研究了粒子谱在银河系中的传播。我们把分析的重点放在船帆座和蟹状星云及其相关的星云上，这些星云在伽马射线中被很好地观测到。与实验数据的比较报告。从这些源产生的正电子和电子的传播谱导致正电子比，这与PAMELA和AMS观察到的过量很大程度上不一致
2013-07-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
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
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
Self-Generated Cosmic-Ray Confinement in TeV Halos: Implications for TeV Gamma-Ray Emission and the Positron Excess
最近的观测发现，年轻和中年恒星周围有TeV的伽马射线辐射。与典型的星际介质相比，这些“TeV晕”的形态需要宇宙射线扩散被局部抑制约100-1000倍。目前没有模型解释这种抑制。我们发现，宇宙射线自约束可以显着抑制扩散附近的恒星。陡峭的宇宙线梯度产生阿尔芬波，共振散射相同的宇宙线人口，抑制扩散在约20 pc的恒星小于100 kyr。在这个模型中，TeV晕演化经历了两个阶段，一个是阿尔芬波共振产生的生长阶段，宇宙射线扩散越来越受到抑制，另一个是随后的弛豫阶段，扩散系数恢复到标准的星际值。有趣的是，在TeV晕演化的早期，宇宙射线并没有受到强烈的限制，这使得相当大一部分注入的e+e-逃逸。如果这些e+e-也从周围的超新星遗迹中逸出，它们将为PAMELA和AMS-02观察到的正电子过剩提供自然的解释。最近产生的TeV宇宙射线被限制在TeV晕中，与HAWC和H.E.S.S.的观测结果相匹配。虽然我们的默认模型弛豫太快，无法解释TeV宇宙射线在成熟星系（如Geminga）周围的约束，但利用Kraichnan湍流谱的模型的弛豫要慢得多。因此，观测成熟恒星周围的TeV晕可能会为我们理解星际湍流提供一个探索。
2018-09-26 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
Cosmic ray electrons and positrons from supernova explosions of massive stars
我们把最近发现的宇宙射线电子和宇宙射线正电子过剩成分及其截止值归因于爆炸的沃尔夫-拉叶星和红超巨星极冠中超新星激波的加速。考虑到围绕这样一颗恒星的某个半径的球面，在极冠中的磁场是径向的，而在4 π（全立体角）的大部分区域中，磁场几乎是切向的。这种差异产生了更平坦的光谱，也增强了在极冠加速的宇宙射线的正电子注入。这种推理自然解释了观察结果。精确的光谱测量将是一个考验，因为它预测了源中新成分的简单E ^-2光谱，在E ^-4截止值的观测中，它会变陡到E ^-3。
2009-07-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Comment on AMS02 results support the secondary origin of cosmic ray positrons
我们提出了一个简单的计算的次级正电子的流量在ISM中产生的是只基于先验。我们计算的ISM通量与用GALPROP程序计算的结果吻合得很好。它证实了由初级宇宙射线在ISM中产生的次级正电子不能解释观测到的CR正电子的亚TeV通量。此外，我们表明，一旦源和ISM中的正电子的能量损失被包括在内，二次生产内的CR源加上ISM解释测量的近地宇宙线正电子通量。
2015-06-17 astro-ph.HE
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
On cosmic ray acceleration in supernova remnants and the FERMI/PAMELA data
我们讨论了最近的观测高能宇宙射线正电子和电子的背景下，强子相互作用的超新星遗迹，怀疑加速器的银河系宇宙射线。相对于初级质子（和电子）的能谱，扩散冲击加速可以硬化次级正电子的能谱，从而解释PAMELA观测到的10 GeV以上正电子分数的上升。我们规范化的强子相互作用率举行π衰变负责HESS从一些SNR检测到的γ射线。通过模拟空间和时间分布的SNR在银河系中，根据其已知的统计，我们能够然后拟合的电子（加上正电子）的费米测量的能谱。看来冰立方有很好的前景来探测强子中微子通量预期从附近的SNR。
2009-12-08 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
High Statistics Measurement of the Positron Fraction in Primary Cosmic Rays with the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station
本文介绍了AMS-02对初级宇宙射线中正电子分数的精密测量。在过去的二十年里，人们对宇宙射线正电子部分产生了浓厚的兴趣，这些正电子部分表现出过量的高能正电子，其起源仍然高度不确定。阿尔法磁谱仪（AMS-02）是一个通用高能粒子物理探测器，自2011年5月以来一直在国际空间站运行。在其独特的长期任务中，AMS-02正在收集大量数据，以前所未有的精度研究宇宙射线电子和正电子的行为。该测量表明，正电子分数表现出从1到8 GeV的快速下降，然后稳定增加。我们表明，275 GeV以上的正电子分数不再表现出增加的能量。
2016-12-30 astro-ph.HE
Spectrum and fraction of cosmic ray positrons: results of the anomalous diffusion approach
在假设电子和正电子都是由相同的银河系源产生的，它们加速的粒子具有相同的幂律注入谱指数$p$的条件下，我们给出了宇宙线电子、正电子和正电子分数能谱的新计算结果.使用了在我们的工作中从观察到的CR光谱的分析中检索的注入指数$p\approx 2.85$的值。粒子在高度非均匀的星际介质中的传播用反常扩散模型描述。我们表明，所提出的方法允许最近的AMS-02数据的自洽描述。与AMS-02合作组关于高能正电子和高能电子的不同起源的结论相反，我们的结果表明，在正电子和电子具有共同的银河系来源的假设下，电子和正电子的光谱指数随能量的不同行为可以被描述。我们的预测（Laganet al. Bull. Russian Academy of Sciences. Physics，2013，Vol.77，No.11，p.1312），证实了对于E $\gg 200$ GeV，$e^{+}$与总$e^{-} + e^{+}$的比率达到恒定值。
2019-05-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Electron and Positron Fluxes in Primary Cosmic Rays measured with the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station
将讨论国际空间站上的阿尔法磁谱仪（AMS-02）对初级宇宙射线电子通量和正电子通量的精确测量。电子通量和正电子通量都需要一个超越单一幂律谱的描述。电子通量和正电子通量都在~30 GeV时改变其行为，但通量的大小和能量依赖性显着不同。在20和200 GeV之间，正电子光谱指数明显比电子光谱指数硬。光谱指数与能量的不同行为的确定是一个新的观察，并提供了宇宙射线电子和正电子的起源的重要信息。
2017-01-25 astro-ph.HE
On the Positron Fraction and Cosmic-Ray Propagation Models
PAMELA和其他实验观察到的正电子分数高达~ 100 GeV的宇宙射线传播的模型进行了分析。它表明，一般情况下，我们预计的正电子分数达到~ 0.6，在几个TeV的能量，它的能量依赖关系承担着密切的，但微妙的联系，在宇宙射线的硼碳比。观测到的正电子分数可以用一个模型来拟合，该模型假设在~ 10 GeV以下的硼中有相当一部分是通过围绕源的茧状区域中的宇宙射线核的散射产生的，而能量高于几个GeV的正电子几乎完全是通过一般星际介质中的宇宙射线相互作用产生的。这样的模型与宇宙射线各向异性的界限和其他观测结果是一致的。
2010-09-07 astro-ph.HE
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
Cosmic ray backgrounds for dark matter indirect detection
最近，暗物质的间接搜索获得了很多关注，主要是由于最近宇宙射线和微波天空图的异常可能是由于暗物质的湮灭或衰变。然而，在这篇论文中，我们认为这些信号受到不可约的天体物理背景的困扰，并展示了常规物理学如何能够模拟所谓的暗物质信号。特别是，我们认为PAMELA卫星观测到的正电子分数上升的可能性是由于生产通过（强子）宇宙射线散射和随后的正电子加速，在相同的源作为初级宇宙射线。我们提出了一个新的分析估计的范围内的可能波动的高能电子通量由于离散的似然宇宙射线源。将我们的结果与费米卫星测量的电子-正电子总通量拟合，使我们能够固定模型中唯一的自由参数，并对正电子分数进行独立的预测。该模型可以通过考虑预期的核次级与初级比（如B/C）的类似效应来检验。预测的上升超过O（100）GeV/n将是我们对正电子分数上升的解释的唯一确认，并排除了暗物质的解释。此外，我们审查的假设提取的“WMAP阴霾”，这也被认为是由于电子和正电子在银河系中心区域的暗物质湮灭。我们认为，其扩散的能量依赖性使得通过模板拟合提取的阴霾不可靠。在特定情况下，由此产生的系统效应可以重现残差，这表明“模糊”可能只是模板减法的一个假象。
2010-12-20 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
Small steps towards Grand Unification and the electron/positron excesses in cosmic-ray experiments
我们考虑通过增加两个Majorana费米子对标准模型的一个小的扩展;它们是标准模型的SU（2）_L和SU（3）_c规范群的伴随表示。在此推广中，当三重态费米子和八重态费米子的质量分别小于10^{12} GeV和10^{15} GeV时，在高于10^{15} GeV的能量尺度上实现了规范耦合统一。我们还表明，一个适当的对称性，确保了长寿命的中性成分的三重态费米子的热遗迹密度自然解释了观察到的暗物质密度。在最近的宇宙射线实验中观察到的电子/正电子过剩也可以用三重态费米子的衰变来解释。
2009-06-25 astro-ph.HE hep-ph
Cosmic ray propagation time scales: lessons from radioactive nuclei and positron data
我们重新审视90年代报道的高能放射性核数据和PAMELA最近报道的正电子数据。我们的目的是研究这些数据的传播时间尺度的宇宙射线在银河系中的模型无关的影响。考虑到放射性核，使用衰变电荷衰变电荷比-唯一直接相关的数据在相对论能量-我们表明，刚性独立的停留时间是与观测一致的。所有原子核的数据都可以用f_{s,i} =（t_i/1亿r）^{0.7}来描述，其中f_{s,i}是由于衰变引起的通量抑制，t_i是原子核种类i的观测者坐标系寿命。考虑到正电子的测量，我们认为，正电子流量是符合第二起源。将正电子数据与相同能量范围内的放射性核数据进行比较，我们得出了正电子穿过的平均电磁能量密度的上限，即在刚性R=40 GV时，\bar U_T<1.25 eV/cm ^3。在AMS-02实验范围内的电荷比测量，最值得注意的是Cl/Ar比的测定延伸到R \sim 100 GV，将限制正电子冷却时间的能量依赖性。这种限制可以用来区分不同的传播场景，以及详细测试正电子的次级起源假设。
2010-10-14 astro-ph.HE hep-ph
Anisotropies in GeV-TeV cosmic ray electrons and positrons
高能宇宙射线电子和正电子探测我们银河系的局部性质。事实上，电磁能量损失将GeV-TeV电子和正电子的典型传播尺度限制在几kpc。在扩散模型中，附近的和占主导地位的源可能会产生一个可观察到的偶极各向异性的宇宙线通量。我们提出了一个详细的研究的作用，从附近的源的各向异性的解释所观察到的GeV-TeV宇宙线的电子和正电子通量。我们计算预测的各向异性从已知的天体物理来源的超新星遗迹和脉冲星风星云的ATNF目录。我们的结果与Fermi-LAT、AMS-02和PAMELA实验的各向异性上限进行了比较.
2017-01-05 astro-ph.HE
Dark Matter Particle Explorer observations of high-energy cosmic ray electrons plus positrons and their physical implications
暗物质粒子探测器（DAMPE）是一个星载高能粒子和$γ$射线探测器，致力于间接探测粒子暗物质和研究高能天体物理。最近发表了25 GeV ~ 4.6TeV宇宙线正负电子能谱的首次精确测量结果。DAMPE光谱揭示了在$0.9$ TeV附近的有趣的光谱软化和在$1.4$ TeV附近的试探性峰值。这些结果引发了广泛的讨论。介绍了DAMPE的探测器、数据分析和初步结果。特别是，DAMPE数据的物理解释进行审查。
2018-07-31 astro-ph.HE hep-ph
Secondary Production as the Origin for the Cosmic Ray Positron Excess
阿尔法磁谱仪已经发布了宇宙射线的高精度数据，并证实了相对于星际介质中宇宙射线相互作用的预期，正电子过量。一个令人兴奋的和众所周知的可能性过剩是生产的电子-正电子对的湮灭暗物质粒子在晕的银河系。基于2000年SMILI实验结果和其他天体物理观测结果，我们构建了一个新的宇宙射线传播的设想，其中正电子过剩是由于次级产生。从一个简单的启发式的角度来看，该方案进行了研究，并在使用GALPROP的扩散再加速模型的约束。每种方法的结论彼此一致，表明该方案与观测到的正电子通量一致，而不需要任何暗物质或其他外来的生产机制。
2016-01-05 astro-ph.HE
Positron annihilation as a cosmic-ray probe
最近，伽马射线望远镜AGILE和费米观测到几个中年超新星遗迹（SNRs）与分子云相互作用。伽马射线的一种可能的发射机制是由宇宙射线（CR）核（强子过程）产生的中性π介子的衰变。然而，观察并不排除由于CR电子的韧致辐射的贡献。TeV伽马射线望远镜也观测到了许多SNR，并发现了许多不明来源。目前还不清楚TeV的伽马射线辐射是通过轻子过程还是强子过程产生的。在这封信中，我们提出，由CR核产生的次级正电子的湮灭发射是强子过程的诊断工具。我们研究了分子云中CR质子产生的次级正电子和电子的MeV辐射。从观测到的γ射线通量可以稳健地估计次级正电子的湮没发射。AGILE和Fermi观测到的SNRs湮灭线的预期通量足以让未来的高级康普顿望远镜探测到。此外，还可以通过未来的X射线望远镜NuSTAR和ASTRO-H观测到次级正电子和电子的同步辐射以及CR质子的韧致辐射。
2012-01-04 astro-ph.HE hep-ph
The origin of the positron excess in cosmic rays
我们表明，PAMELA实验在10和100 GeV之间的区域测量的正电子过剩很可能是银河系宇宙射线起源的标准方案的自然结果。“过剩”的产生是因为源内部强子相互作用的次级产物产生了正电子，但导致正电子通量自然解释的关键物理因素是，次级产物发生在宇宙射线被加速的同一区域。因此，次级正电子（和电子）参与加速过程，并有一个非常平坦的光谱，这是负责，在银河系中传播后，观察到的正电子“过剩”。这种效应是不可避免的，尽管其强度取决于超新星遗迹演化后期的环境参数值。
2009-05-10 astro-ph.HE
The gluon condensation effects in the DAMPE cosmic ray spectrum of electrons and positrons
胶子在高能碰撞中控制质子的行为，它们可以在超高能下凝聚。在宇宙射线中，加速的高能质子与行星际物质的碰撞将在胶子凝聚能区产生大量的次级粒子，从而打破了宇宙射线的一次幂律。上述预测似乎与最近的DAMPE数据有关的电子加正电子光谱一致。我们发现DAMPE数据中$\sim 0.9 TeV$和$3\sim 4 TeV$处的光滑破缺幂律可以理解为质子中的胶子凝聚效应。
2018-09-19 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Diffuse gamma-ray background and cosmic-ray positrons from annihilating dark matter
我们研究了湮灭暗物质对银河系外弥漫伽马射线背景谱的贡献，其动机是最近观测到的宇宙射线正电子/电子异常。观测到的弥散伽马射线通量对暗物质模型提供了严格的约束，我们给出了暗物质湮灭截面的上界。结果表明，对于有核暗物质晕轮廓的情况，弥散γ射线比来自银河系中心的γ射线给出更严格的束缚。费米卫星将使束缚更强。
2009-07-02 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
A self-consistent model of cosmic-ray fluxes and positron excess: Roles of nearby pulsars and a sub-dominant source population
使用我们银河系中的宇宙射线核相互作用计算的宇宙射线正电子通量不能解释10 GeV以上的观测数据。因此，测量到的正电子通量的过量是可以解释的。位于太阳系千秒差距范围内的邻近恒星，经常被认为是造成过剩的可能来源。我们表明，一个额外的，次主导人口的来源，以及从附近的几个恒星的贡献可以解释最新的正电子过剩数据从阿尔法磁谱仪（AMS）。我们同时模型，使用DRAGON代码，宇宙射线质子，氦，电子和正电子的传播，并适合各自的流量数据。我们的硼碳比数据拟合得到的扩散光谱指数为0.45，这是接近的Kraichnan湍流谱。
2017-08-29 astro-ph.HE
Cosmic positron excess: is the dark matter solution a good bet?
PAMELA卫星最近观测到$\sim$ 100 GeV的正电子分数上升，引发了相当多的关于暗物质（DM）湮灭或衰变的假定解释。在这里，我们对这种可能性进行了批判性的重新评估，回顾了标准天体物理背景的基本条件，这些条件使它成为可能，表明它们没有得到满足。同样，我们认为，现在公认的，DM将需要一些人为的属性显着贡献所观察到的正电子信号，即使包括例如，块状效应。不幸的是，这意味着大多数在粒子物理学中出现的超出标准模型的自然DM候选者在宇宙反物质谱中是不可能被观察到的。然而，这并不妨碍他们保持优秀的DM候选人，这只指向开发更复杂的检测策略（多信使，多波长，多尺度搜索）的关键需求。
2009-11-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Structures in the cosmic ray energy spectra
宇宙射线的所有成分在它们的能谱中都有某种程度的“结构”，即偏离简单的幂律，对它们的检验与粒子的起源有关。这里的重点放在原子核光谱中的大尺度结构（大约3 PeV的“膝盖”）、电子和正电子的光谱中的大尺度结构（大约100 GeV的浅“上升”）以及正电子与电子加正电子的比率（大约5 GeV开始的上升）。精细结构被定义为与已经允许大尺度结构的平滑光谱的偏差。在AMS-02实验测量的正电子与电子加正电子比的精确数据中进行了精细结构的搜索。虽然没有显示精细结构，但实际上它可以以百分之几的水平存在。
2013-10-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Charge Asymmetric Cosmic Ray Signals From Dark Matter Decay
在过去的两年里，PAMELA和费米对宇宙射线电子和正电子谱的测量引起了人们极大的兴趣，因为它们与通过暗物质湮灭或衰变产生的20 GeV和1 TeV之间的电子和正电子通量的重要组成部分是一致的。然而，由于测量结果也与天体物理学解释一致，因此信息尚不清楚。本文指出，暗物质在宇宙射线中可以有一个更明显的信号，即电荷不对称性。如果暗物质的丰度是由于遗迹的不对称性，那么这种电荷不对称性就会产生，从而使其衰变产生正电子和电子的不对称性。这类似于重子不对称，衰变中子产生电子而不是正电子。我们探索基准的情况下，暗物质衰变成一个轻子带电希格斯玻色子玻色子或电弱规范玻色子。这些模型在伽马射线和中微子中有可观测到的信号，可以通过费米和冰立方进行测试。最强大的测试将是AMS-02，因为它有能力区分100 GeV以上的电子和正电子电荷。具体地说，有利于正电子的不对称性通常预示着正电子（电子）的正电子比比电荷对称源更大，高能谱更硬（更软）。最后，我们简要讨论了这些情景与主要天体物理学解释的不同之处。
2011-06-07 astro-ph.HE hep-ph
Revisiting GeV-scale annihilating dark matter with the AMS-02 positron fraction
反物质宇宙射线被用来探测物理学中的新现象，包括暗物质湮灭。我们使用阿尔法磁谱仪的宇宙射线正电子分数谱，在银河系中寻找这样的湮灭信号。我们专注于质量在5到120 GeV之间的暗物质，产生高能电子和正电子。在这些宇宙射线能量中，多个天体物理源和现象的相互作用使得这种搜索对潜在的天体物理背景假设高度敏感。我们使用一个巨大的公共图书馆的宇宙射线正电子分数背景的天体物理模型，推导出强大的上限暗物质的湮灭截面的湮灭通道的数量。这个库解释了不同类型的宇宙射线源及其在空间和时间分布上的不确定性。此外，它还解释了这些源的输出的不确定性，它们注入星际介质宇宙射线光谱和宇宙射线传播的不确定性。对于任何给定的暗物质粒子质量和湮灭通道，湮灭截面的上限由其值延伸一个完整数量级的带给出。与早期的结果相比，我们的工作提供了较弱的限制，但对所有相关的天体物理不确定性都很强大。在5和15 GeV之间，我们发现了宇宙射线电子和正电子可能过剩通量的迹象。这种过剩存在于大多数但不是所有的天体物理背景参数空间中，其意义可能会有明显的变化。为了增进对这些低能量宇宙射线的了解，有必要进行更深入的研究。最后，我们注意到，即使在这些能量中发现了多余的信号，当前的背景不确定性也不允许我们准确地推断出其潜在的粒子性质。
2022-10-10 astro-ph.HE hep-ph
