Cosmic-Ray Positron Identification with the PAMELA experiment
PAMELA卫星实验的目的是在很宽的能量范围内高精度地研究宇宙射线。PAMELA的主要目标之一是研究宇宙射线的反物质成分。该实验安装在俄罗斯卫星Resurs-DK 1上，于2006年6月15日发射，目前仍在收集数据。在这项工作中，我们提出的银河系正电子能谱的测量能量范围在500 MeV和几百GeV之间。
2013-07-25 astro-ph.HE
PAMELA and AMS-02 positron and electron spectra are reproduced by three-dimensional cosmic-ray modeling
PAMELA合作最近发布了1至300 GeV之间的$e^+$绝对光谱，以及之前在同一时期测量的正电子分数和$e^-$光谱。我们使用新开发的三维升级的DRAGON包来模拟这些数据。这个代码允许我们考虑一个现实的螺旋臂源分布在银河系中，这影响了传播光谱的高能量形状。在低能量下，我们处理太阳调制的HelioProp代码，并比较其结果与使用通常的力场近似。我们表明，所有PAMELA数据集可以一致，准确地，描述在一个标准的背景上的电荷对称的$e^+$ + $e^-$额外的组件与更硬的注入光谱添加，这种额外的贡献是峰值约1 - 10 TeV，可能来自位于银河系武器的源的扩散人口。这是第一次，我们计算所需的能量，以维持这样一个相关的正电子流量在银河系中，发现它是自然兼容的天体物理起源。我们考虑了几个参考传播设置，我们发现，模型与低（或零）的再加速-调整对轻核数据-很好地描述PAMELA轻子和强子数据，不需要引入一个低能量的质子和氦的光谱，因为它将需要高的再加速模型。我们还比较了我们的模型与初步$e^-$和$e^+$绝对光谱最近测量的AMS-02。我们发现，这些数据，从正电子分数单独推断不同，有利于高能量截止（约10 TeV）的额外组件，如果这是唯一产生的银河系武器。如果调用了来自强大的$e^-$ + $e^+$附近加速器的相关贡献，则可以允许较低的截止值。
2014-04-14 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
Search for anisotropies in cosmic-ray positrons detected by the PAMELA experiment
PAMELA探测器于2006年6月15日搭载俄罗斯Resurs-DK 1卫星发射升空。在头四年收集的数据已被用来搜索大规模的各向异性的宇宙射线正电子的到达方向。PAMELA实验允许进行全天空调查，对天球的任何角度窗口中的全球各向异性敏感。分析了刚性范围为10 GV $\leq$ R $\leq$ 200 GV的正电子数据样本。本文讨论了通过分析正电子数据与质子背景的各向异性来寻找可能的局域源的方法和结果。由此产生的到达方向的分布被发现是各向同性的。从角功率谱出发，在95% C. L.时，偶极各向异性上限δ= 0.166。是有决心的在太阳周围进行额外的搜索。没有发现与该方向相关的过量证据。
2015-10-08 astro-ph.HE
The cosmic-ray positron energy spectrum measured by PAMELA
对宇宙辐射中正电子成分的精确测量提供了有关宇宙射线传播和银河系中粒子源性质的重要信息。卫星上的PAMELA实验被用来对宇宙射线正电子通量和分数进行新的测量，将以前公布的测量结果扩展到动能300 GeV。宇宙射线正电子能谱和分数的联合测量提供了一个独特的工具来约束解释模型。在2006年7月至2009年12月的太阳活动最低期，观测到约24500个正电子。结果不能轻易地与纯粹的二次生产和天体物理或外来起源可能需要额外的来源调和。
2013-08-21 astro-ph.HE
Cosmic ray models compared to Fermi-LAT positron and electron separate spectra
在这次研讨会上，费米-LAT合作发布了使用地球磁场获得的$e^-$和$e^+$单独光谱的测量结果。这些结果证实了PAMELA发现的增加正电子分数超过10 GeV，并允许，第一次独立于电子光谱，拒绝宇宙射线spectrum到ISM作为主导的正电子生产机制以上的能量。我们表明，对于两种不同的传播设置，双组件模型，这是开发，以提供一个一致的解释PAMELA正电子分数和费米-LAT $e^+ + e^-$数据，自然也再现费米-LAT $e^-$和$e^+$单独的光谱。
2011-10-12 astro-ph.HE
Time dependence of the electron and positron components of the cosmic radiation measured by the PAMELA experiment between July 2006 and December 2015
宇宙射线电子和正电子是研究宇宙射线传播以及银河系中粒子源的性质和分布的独特探针。最近对这些粒子的测量正在挑战我们对宇宙射线的产生、加速和传播机制的基本理解。特别引人注目的是，PAMELA和AMS-02空间实验收集的低能结果与较早的测量结果之间的差异，这些结果表明宇宙射线光谱的太阳调制依赖于符号-电荷。PAMELA实验通过2013年至2014年期间发生的日光层磁场极性反转，测量了2006年7月至2015年12月地球上正电子和电子强度的时间变化，涵盖了太阳活动周期23（2006-2009）的最低点至太阳活动周期24的最高点的中间点。在这段时间内测得的正电子与电子的比例清楚地表明了由粒子漂移引入的太阳调制的符号-电荷依赖性。这些结果提供了第一个清晰的和连续的观察如何漂移对太阳调制的影响，随着时间的推移，从太阳最小到太阳最大和它们的粒子的刚性和太阳磁场的周期性极性的依赖展开。
2016-06-28 astro-ph.HE
Paradigm Shifts and a Possible Resolution of the PAMELA-Paradox in Astroparticle Physics
最近，PAMELA合作组织正式报告了两组关于正电子和反质子通量测量的数据，这些测量是在非常高的能量下进行的，并且具有前所未有的准确性。这些报告揭示了一个极具话题性和重要性的谜题：人们果断地发现，正电子分数急剧平稳上升，而对于反质子的产生则没有发生这样的上升;相反，该分数要么变平，要么显示出逐渐下降的迹象随着能量的增加而下降。目前的工作只是试图借助大量关于粒子结构、多粒子产生机制和核子分解成组成部分子的概念的全新观点来解开这个谜。这些想法的应用在过去取得了显著的成功;本研究的结果完全相似或更引人注目。
2009-06-21 astro-ph.HE
The 'PAMELA anomaly' indicates a nearby cosmic ray accelerator
我们讨论最近观察到的宇宙射线电子和正电子通量已被广泛解释为暗物质的信号“过剩”。通过考虑附近超新星遗迹中次级电子和正电子的产生和加速，我们预测了一个额外的，更硬的组件，在高能量下成为主导。未知的超新星遗迹的空间分布引入了一个随机的不确定性，我们估计解析。拟合预测不同的源分布的总电子+正电子通量测量的费米-LAT固定所有的自由参数，并允许我们“预测”的上升PAMELA看到的正电子分数。预测在高能量下B/C比也会出现类似的上升。
2011-08-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Interaction of neutralino dark matter with cosmic rays and PAMELA/ATIC data
PAMELA和ATIC最近获得的数据表明，在宇宙正电子谱中，能量超过100 GeV的峰值存在。本文证明了该峰的产生是由于宇宙射线与中性伴子暗物质相互作用过程中伴随着电荷伴子的产生及其轻子衰变。
2011-01-31 astro-ph.HE
Extragalactic Inverse Compton Light from Dark Matter Annihilation and the Pamela Positron Excess
我们计算了起源于宇宙微波光子的高能电子和正电子的粒子暗物质湮灭事件中产生的向上散射在所有的红移和所有的晕河外的漫发射。我们概述了对这种发射的观测限制，并研究了它对粒子暗物质模型（包括粒子质量及其主导湮没最终状态）以及对结构形成和晕密度分布假设的依赖性。我们发现，对于低质量的暗物质模型，在X射线波段的数据提供了最严格的约束，而伽马射线能量范围探测模型具有大质量和对湮灭率，以及硬谱注入的电子和正电子。具体来说，我们指出，所有的红移，所有晕逆康普顿发射从许多暗物质模型，可能提供一个解释异常的正电子部分测量的帕梅拉有效载荷严重过度产生所观察到的河外伽玛射线背景。
2009-06-30 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Pamela, FGST and Sub-Tev Dark Matter
PAMELA观察到宇宙射线正电子分数随能量迅速增加，这意味着高能电子-正电子对的主要来源存在。特别令人感兴趣的是，银河系晕中的暗物质湮灭可能提供了这种异常的反物质通量。然而，费米伽马射线太空望远镜最近对宇宙射线电子光谱的测量，可以用来限制任何这样的暗物质粒子的性质。特别是，有人认为，为了适应费米的观测，并提供PAMELA正电子过剩，湮灭暗物质粒子的质量必须达到~1 TeV或更重。在这篇文章中，我们重温费米的电子光谱测量的背景下，湮灭暗物质，集中在100-1000 GeV的范围内的质量，并考虑影响，如在天体物理背景的变化，从本地宇宙射线加速器的存在，有限的能量分辨率的费米伽马射线太空望远镜。当考虑到这些因素，我们发现，暗物质粒子轻至~300 GeV可以能够产生PAMELA观察到的正电子分数。
2009-09-23 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Secondary positrons and electrons measured by PAMELA experiment
本文介绍了用PAMELA磁谱仪在50 MeV到几GeV的宽能量范围内测量地磁截止刚度以下的电子和正电子通量。该仪器于2006年6月15日搭载Resurs-DK卫星在低轨道上发射，倾角为70度，高度为350至600公里。在地磁场中的轨迹计算程序将宇宙射线质子与银河系宇宙射线中的剩余大气相互作用产生的稳定俘获和非稳定俘获分量分离出来。对包括南大西洋异常在内的近地空间的次级电子和正电子的空间分布特征进行了研究。
2017-01-17 astro-ph.EP astro-ph.HE
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
On the use of X-ray and gamma-ray telescopes for identifying the origin of electrons and positrons observed by ATIC, Fermi, and PAMELA
X射线和伽马射线观测可以帮助理解ATIC、PAMELA、PPB-BETS和费米报告的电子和正电子信号的起源。目前还不清楚观测到的高能电子和正电子是由遗迹粒子产生的，还是由一些天体物理来源产生的。为了区分这两种可能性，我们可以将本星系附近的电子数量与矮球状星系中的电子数量进行比较，矮球状星系中预计不会有那么多的恒星和其他天体物理源。这可以通过对矮球状星系的X射线和伽马射线观测来实现。假设Fermi和ATIC探测到的信号来自于暗物质，以Draco矮球状星系的暗物质分布为例，计算了电子通过逆康普顿散射产生的光子谱。由于对矮球状星系中的磁场知之甚少，我们考虑了带电粒子在有扩散和无扩散情况下的传播。扩展对Draco的费米合作的分析，我们发现，对于一个质量约为10亿太阳质量的晕，即使在没有扩散的情况下，伽马射线信号也会超过上限。这一结论受到与晕质量相关的不确定性的影响。如果矮球状星系拥有局部磁场，电子的扩散就可以产生一个信号，可以被未来的X射线望远镜探测到。
2011-08-08 astro-ph.HE hep-ph
Inhomogeneity in the Supernova Remnants as a Natural Explanation of the PAMELA/ATIC Observations
最近对宇宙射线（CR）通量中正电子/电子比率的测量显示出明显的异常，该比率在10至100 GeV之间增加。与此相反，根据标准方案，CR正电子是由初级CR质子和星际介质（ISM）之间的强子相互作用二次形成的，这个比率应该会降低。因此，正电子过剩被解释为弱相互作用的大质量粒子湮灭/衰变的证据，或者是对的直接天体物理来源。所有提出的模型的共同特点是，他们调用新的物理或新的天体物理来源。然而，这条论证线隐含地依赖于相对均匀的CR源分布的假设。CR源在千秒差距量级上的不均匀性自然可以解释这种异常。如果最近的主要CR源距离我们大约1千秒差距，那么低能电子（~GeV）可以很容易地到达我们。在更高的能量（> 10 GeV）下，源电子在到达太阳附近之前通过同步加速器和逆康普顿冷却。通过质子/ISM相互作用在局部附近形成的对也可以以高能量到达太阳系，从而增加正电子/电子比。源不均匀性的一个自然起源是超新星在星系旋臂的强烈聚集。假设超新星遗迹（SNRs）作为唯一的主要来源的CR，并考虑到他们的浓度附近的银河系旋臂，我们一贯预测观测到的正电子分数之间的1和100 GeV，同时遵守不同的限制，如观测到的电子光谱和CR宇宙起源年龄。在这张照片中，在~600 GeV处的ATIC光谱过剩可以解释为附近几个已知的SNR的贡献。
2009-05-06 astro-ph.HE
Modeling of Heliospheric Modulation of Cosmic-ray Positrons in a Very Quiet Heliosphere
在第23/24太阳活动周之间的最后一次太阳活动极小期，日光层调制条件异常平静。幸运的是，PAMELA空间实验测量了2006年7月至2009年12月期间的六个月平均银河系正电子光谱，能量范围为80 MeV至30 GeV，这对太阳调制很重要。2009年7月至12月期间，在地球上观测到最高水平的银河系正电子。一个完善的，全面的三维（3D）数值模型被应用于研究所观察到的正电子谱的调制。这个模型以前曾被用来理解银河系质子和电子的调制，PAMELA也在同一时期测量了这些质子和电子。首先，利用著名的GALPROP程序和PAMELA观测结果，构造了一个新的非常局域的正电子星际能谱。3D模型用于区分负责银河系正电子的日光层调制的主导机制，并了解粒子漂移在这个不寻常的最小值期间的影响，特别是被认为是扩散主导的，即使粒子漂移仍然在调制正电子中起着重要作用。最后，在A>0极性极小值期间，与2006-2009年类似的日光层条件下，银河系正电子的预期强度预计将高于PAMELA在2006-2009年异常极小值期间观测到的强度。
2018-11-16 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Pulsar electrons detection in AMS-02 experiment. Model status and discovery potential
从宇宙射线测量电子已经开始了一个新的时代几年前与高精度的实验，如PAMELA和费米-LAT。正电子分数似乎表明在过去40年中描述的标准背景以上的未知成分，主要是由HEAT。在过去的几年里，PAMELA卫星已经证实了超过10 GeV的正电子分数，并研究费米LAT数据，电子通量似乎比预期的要陡峭。虽然这些新的测量还没有结束辩论，但AMS-02的结果预计将达到确定这种过量的完整描述所需的准确性，并可能提供一些可能来源的证据。在这篇笔记中，我们将介绍AMS-02在正电子产生的情况下的容量。
2010-02-22 astro-ph.HE
Is the PAMELA anomaly caused by the supernova explosions near the Earth?
我们表明，PAMELA实验观察到的正电子分数的异常可以归因于最近的超新星爆炸（S）在地球附近的致密气体云（DC）。质子在超新星遗迹（SNR）周围加速。电子和正电子是通过DC内部的强子相互作用产生的。它们的光谱比背景的光谱硬，因为SNR在辐射阶段花费了很多时间。我们的方案预测，反质子通量占主导地位的背景为>~100 GeV。我们比较的结果与观察（费米，HESS，PPB-BETS，和ATIC）。
2009-08-29 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Indirect Dark Matter Signals from EGRET and PAMELA compared
暗物质湮灭（DMA）可能会产生过量的伽马射线和反物质粒子，如反质子和正电子，高于宇宙射线相互作用的背景。来自EGRET的过量弥散银河伽马射线显示了DMA预期的所有特征。PAMELA的反质子和正电子分数的新的精确测量进行了比较与EGRET过剩。它示出的带电粒子是强烈依赖于所使用的传播模型。通常的传播模型与各向同性传播模型是不相容的，最近观察到的对流在我们的银河系。对流导致DMA中带电粒子产量的数量级不确定性，因为即使是相当小的对流也会让晕中的带电粒子漂移到太空。结果表明，这种各向异性传播模型，包括对流更喜欢从DMA的反质子的贡献，但在正电子分数的上升，所观察到的PAMELA，是不兼容的DMA，如果与EGRET过剩。如果将观测到的质子/电子比的上升仔细地拟合在传播模型中，则正电子/电子比的上升是预期的，尽管上升略大于预期，因此在数据的有限准确度内，额外的本地源也可能有所贡献。
2009-01-19 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
PAMELA/Fermi-LAT electron cosmic ray spectrum at $\sim$100 GeV: implication for dark matter annihilation signal in accordance with the 130 GeV $γ$-ray line
最近，一个试探性的130 GeV的$γ$射线线信号被相当多的团体确认。如果正确的话，它将构成暗物质湮灭的“吸烟枪”。有趣的是，PAMELA和Fermi-LAT探测到的宇宙线电子的光谱都显示出在$\sim 100$ GeV处的微小的摆动状结构，这可能表明$\sim 130$ GeV暗物质粒子湮灭成具有速度加权截面$\langleσv\rangle_{\rm χχ\rightarrow e^{+}e^{-}} \sim 4\times10^{-26}~{\rm cm^{3}~s^{-1}}$的电子/正电子的微弱信号。AMS-02是一个以前所未有的精度测量高能宇宙线谱的任务，研究了确定这种潜在的弱暗物质湮灭电子和/或正电子成分的前景。
2013-01-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
PAMELA through a Magnetic Lens
PAMELA卫星观测到，在10 - 100 GeV的范围内，正电子与电子的比率超过理论预测，并随着能量的增加而增加。我们建议，过量是不是由于在本地星际光谱的变化，但由于日光层调制。我们从已知的日光层磁场的形式来激发这一点，并预测当我们进入太阳活动最活跃的时期时，多余的磁场将消失。
2012-11-05 astro-ph.HE hep-ph
Inhomogeneity in the Supernova Remnant Distribution as the Origin of the PAMELA Anomaly
最近对宇宙射线（CR）通量中正电子/电子比率的测量显示出明显的异常，该比率在10至100 GeV之间增加。我们发现，CR源的不均匀性的规模为一个千秒差距，自然可以解释这种异常。如果最近的主要CR源距离我们大约1千秒差距，那么低能电子（$\sim 1$ GeV）可以很容易地到达我们。在更高的能量（$\gtrsim 10$ GeV）下，源电子在到达地球之前通过同步加速器和逆康普顿冷却。通过质子/ISM相互作用在当地附近形成的对也可以以高能量到达地球，从而增加正电子/电子比。源不均匀性的一个自然起源是超新星在银河系旋臂中的高度集中。假设超新星遗迹（SNRs）作为唯一的主要来源的CR，并考虑到他们的浓度附近的银河系旋臂，我们一贯恢复观察到的正电子分数之间的1和100 GeV。ATIC在$\sim 600$ GeV处的电子过剩在这幅图中被解释为附近几个已知SNR的贡献。该模型预测了10 GeV电子冷却时间（正电子/电子比上升）、$\sim 10$ Myr和相同能量的CRs质子宇宙起源年龄之间的表观一致相似性。
2009-04-16 astro-ph.HE hep-ph
On the Positron Fraction and the Spectrum of the Electronic Component in Cosmic Rays
PAMELA最近对宇宙射线中正电子分数的观测表明，在1-10 GeV能量范围内，正电子在宇宙射线中占总电子分量的比例开始减少，之后增加。在本文中，我们表明，这是很自然的期望这样的宇宙射线传播模型的背景下，正电子分数的增加。它表明，这个比率应达到一个渐近值~0.6在非常高的能量。PAMELA的具体测量帮助我们区分宇宙线传播的各种模型，特别是，它们支持嵌套漏盒模型。结合HESS、FERMI、ATIC和其他实验对总电子成分的观测，它们还提供了一种估算银河系中离散宇宙射线源直接加速的电子光谱的方法。
2009-06-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cosmic Ray Electron and Positron Excesses from a Fourth Generation Heavy Majorana Neutrino
最近，PAMELA和Fermi-LAT卫星实验观测到了宇宙射线电子和正电子能谱中意想不到的特征，这为间接显示新物理学开辟了令人兴奋的可能性。TeV尺度的第四轻子族是标准模型轻子扇区的自然延伸（也与最小步行模型中的层次问题有关）。这个装置中的重马约拉纳中微子通过弱带电电流相互作用与标准模型带电轻子混合。在这里，我们首先解析地研究了起源于重Majorana中微子衰变模的电子和正电子的能谱，也包括极化效应。然后，我们比较了这个模型的预测与实验数据，利用标准的直接方法和我们最近提出的求和规则方法。我们发现，衰变模式涉及的τ和/或μ子带电轻子作为初级衰变产物适合PAMELA和费米-LAT轻子过剩，而有相对于PAMELA约束的反质子分数的紧张局势。
2011-08-29 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
CR electrons and positrons: what we have learned in the latest three years and future perspectives
在PAMELA发现10 GeV以上的正电子分数增加后，费米-LAT最近证实了宇宙射线动物园中存在新的电子和正电子光谱成分的实验证据。我们表明，一个简单的唯象模型，假设存在一个初级电子和正电子额外的组件允许所有可用的数据集的一致描述。然后，我们描述了最相关的天体物理学的不确定性，仍然阻止从这些数据和即将到来的实验的角度来确定电子+正电子源的属性。
2011-11-08 astro-ph.HE
PAMELA Satellite Data as a Signal of Non-Thermal Wino LSP Dark Matter
越来越多的卫星数据暗示并限制了暗物质物理学的发展。我们认为，有一个很好的动机与暗物质湮灭被观察到的PAMELA卫星探测器的理论预先存在的框架一致。暗物质（主要）是中性的W玻色子超伙伴，质量低于200 GeV的维诺。利用GALPROP程序对湮没产物和本底进行了研究。反物质和伽马射线从湮灭winos贡献低于这个能量。我们解释了为什么PAMELA的数据并不意味着没有反质子信号观察到PAMELA或早期的实验，并解释了为什么反质子分析被误解的早期论文。Wino湮没不能描述费米e ++ e-数据（除了部分低于~100 GeV）。在更高的能量下，我们期待天体物理机制，我们简单地参数化它们，这样组合就可以描述所有的数据。我们强调几个预测的卫星数据来测试维诺的解释，特别是在100 GeV以上的正电子和反质子谱的下调。大多数其他的解释都需要正电子率在100 GeV以上大幅上升。我们专注于研究这种动机良好和长期预测的wino解释，而不是与其他解释进行比较。我们强调，解释也非常强烈地依赖于对宇宙的宇宙学历史的假设，并在银河系中的反质子和正电子的传播。PAMELA观察到的winos起源于一些非热源，如模量衰变，而不是大爆炸后在热平衡中冷却的宇宙。然后，它是适当的规范化的wino密度的当地遗迹密度，并没有“助推因子”需要获得报告的PAMELA率。
2009-06-27 astro-ph.HE hep-ex 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
High Energy Cosmic Rays from Decaying Supersymmetric Dark Matter
受最近PAMELA和ATIC结果的启发，我们计算了最轻超粒子（LSP）暗物质衰变的电子和正电子通量。我们假设LSP是暗物质的主要成分，并考虑R宇称被非常弱地破坏的情况，使得LSP的寿命变为10^26秒的量级。我们将看到，在这样选择寿命的情况下，衰变产生的宇宙射线电子和正电子可能是PAMELA和ATIC观测到的异常电子和正电子通量的来源。我们考虑的可能性，LSP是引力子，最轻的中性中微子，标量中微子，并讨论如何产生的通量依赖于暗物质模型。我们还讨论了γ射线和反质子的通量，并表明这些通量可以与PAMELA和ATIC异常解释的参数区域的观测值相一致。
2009-05-27 astro-ph.HE hep-ph
The Cosmic-Ray Positron and Electron Excess: An Experimentalist's Point of View
PAMELA小组最近报告说，观测到的宇宙射线正电子分数上升到几个GeV以上，而ATIC合作小组报告说，宇宙射线电子过剩到几百个GeV左右，这导致了一系列出版物的出现，这些出版物要么将这些观测结果解释为暗物质衰变的可能特征，要么将其解释为孤立的天体物理来源的贡献。虽然这些解释在科学上令人兴奋，但不能忽视测量结果被错误识别的宇宙射线质子污染的可能性。
2009-05-04 astro-ph.HE
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
Results from PAMELA, ATIC and FERMI : Pulsars or Dark Matter ?
众所周知，暗物质支配着星系和星系团的动力学。它的成分仍然是一个谜，尽管在过去的三十年里对它们进行了不懈的探索。卫星PAMELA实验的最新结果探测到次级宇宙射线谱中能量在10-100 GeV之间的正电子部分过量。其他实验，即ATIC、HESS和FERMI，显示出能量大于100 GeV的总电子（\ps + \el）谱的过剩。这些过量的正电子分数以及电子光谱可能出现在局部的天体物理过程中，如天体辐射，或者可以归因于暗物质粒子的湮灭。第二种可能性为星系和其他天体物理系统中的暗物质的可能候选者提供了线索。在这篇文章中，我们对这些令人兴奋的发展进行了报道。
2010-10-29 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Implications of the AMS-02 positron fraction in cosmic rays
AMS-02合作刚刚发布了宇宙正电子分数$e^+/(e^-+e^+)$的第一个结果，其精度高达$\sim 350$ GeV。AMS-02的结果显示了与之前PAMELA结果相同的趋势，这需要在传统宇宙射线背景之上额外的电子/正电子源，无论是来自天体物理源还是来自暗物质湮灭/衰变。本文通过对AMS-02的$e^+/(e^-+e^+)$数据、PAMELA的电子和质子谱以及Fermi和HESS的$(e^-+e^+)$谱的拟合，试图找出额外源的性质。我们采用GALPROP程序包计算银河系宇宙射线的传播，用马尔可夫链蒙特卡罗抽样器进行拟合。我们发现AMS-02数据与PAMELA数据有本质的区别。AMS-02 $e^+/(e^-+e^+)$数据与Fermi/HESS $(e^-+e^+)$谱之间存在着{ \rm张力}，AMS-02数据比Fermi/HESS需要更少的额外源的贡献。然后我们重新拟合，不包括费米/HESS数据。在这种情况下，暗物质和暗物质湮灭/衰变都可以解释AMS-02的数据。脉冲星的情况下，有一个软注入谱与幂律指数$\sim 2$，而暗物质的情况下，需要$τ^+τ^-$最终状态的质量$\sim 600$ GeV和一个助推因子$\sim 200$。
2014-05-14 astro-ph.HE hep-ph
Pulsars versus Dark Matter Interpretation of ATIC/PAMELA
在本文中，我们研究的背景下，最近的ATIC，PAMELA，费米和HESS数据注入的电子和正电子的流量和湮灭或衰变的暗物质。我们回顾了从一个单一的脉冲星的流量，并从一个分布的脉冲星导出的流量。我们指出，脉冲星磁层中的粒子加速度不足以解释观测到的能量为E ~ 1 TeV的电子和正电子的过剩，必须考虑脉冲星与其风星云之间的终止激波处电子的附加加速度。我们表明，在能量小于几百GeV，通量从连续分布的星提供了一个很好的近似的预期通量从星在澳大利亚望远镜国家设施（ATNF）目录。在更高的能量下，我们证明在地球上测量的电子/正电子通量将由附近的一些年轻脉冲星主导，因此光谱将包含凹凸状特征。我们认为，在高能量的存在下，这样的功能将强烈建议脉冲星起源的异常贡献的电子和正电子通量。特征的缺失要么指向暗物质的起源，要么以抑制波动的方式限制脉冲星模型。此外，我们推导出的功能可以部分涂抹由于空间变化的能量损失在传播过程中。
2009-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
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
A no-go theorem for the dark matter interpretation of the positron anomaly
PAMELA和AMS-02观测到的高能宇宙正电子过剩，可以认为是暗物质衰变或湮灭的结果。我们表明，最近的FERMI/LAT测量的各向同性漫射伽马射线背景施加严重的限制暗物质的解释，使他们实际上不一致。
2016-07-08 astro-ph.HE hep-ph
What can we really learn from positron flux 'anomalies'?
我们提出了一个批判性的分析的观测约束，和理论建模，宇宙射线（CR）的产生和传播方面的银河系，这是相关的解释最近的正电子和反质子测量。我们给出了简单的，解析的，独立于模型的二次pbar通量的表达式，和二次e+通量的上限，通过忽略e+辐射损失，e+/（e+ + e-）<0.2 \pm 0.1到~300 GeV。这些表达式完全由刚性相关的克重，这是从稳定的CR秒高达~150 GeV/nuc，并在实验室中测量的核截面测量。pbar和e+的测量，可达~100 GeV，与这些估计是一致的，这意味着没有必要新的，非二次，pbar或e+源。e+通量的辐射损失抑制因子f_{s,e+}取决于e+在银河系中的传播，这在理论上是不理解的。一个粗略的，独立于模型的估计f_{s,e+} 1/3，可以得到在一个单一的能量，E \sim 20 GeV，从不稳定的二次衰变，并被发现是一致的e+测量，包括正电子分数PAMELA测量。我们表明，具体的详细模型，同意组成CR数据，同意我们的简单表达式的e+和pbar通量，并声称PAMELA测量的正电子分数需要新的主要e+源是基于假设，这是不支持的观测。如果PAMELA的结果是正确的，它们表明f_{s,e+}随能量略微增加，这为CR传播模型提供了一个有趣的约束。我们认为，测量的e+ pbar比更有用的挑战二次生产模型比正电子分数。
2010-04-25 astro-ph.HE hep-ph
Escape of Secondary Cosmic-Ray Positrons Produced in a Supernova Remnant
讨论了超新星遗迹激波中强子相互作用产生的次级粒子，特别是正电子的加速和逃逸。在冲击加速过程中，质子会与周围的气体相互作用，产生带电的次级粒子，这些次级粒子也会在SNR中加速，并以宇宙射线（CR）的形式注入星际介质。一些先前的研究表明，在SNR冲击产生的正电子谱比初级质子谱更硬，并提出PAMELA观察到的正电子过剩可以用这个过程来解释。根据能量依赖的CR逃逸唯象模型，计算了CR质子和次级CR正电子从SNR逃逸到星际介质的能谱。我们表明，与先前提出的结果相反，在SNR中产生的次级CR粒子的观测光谱将比初级CR粒子的光谱更软，这意味着该模型不能再现正电子分数的上升。
2012-10-31 astro-ph.HE
Circular Polarization of Pulsar Wind Nebulae and the Cosmic-Ray Positron Excess
PAMELA和AMS-02望远镜最近的观测发现，能量超过10 GeV的正电子分数异常上升。一个可能的解释是，这种过剩的生产初级电子/正电子对通过电磁级联脉冲星磁层。这一过程导致了脉冲星风星云（PWN）风终止激波中电子/正电子对的高度多样性。这种情况的结果是，在PWN中不应该观察到圆极化，因为电子和正电子的贡献正好抵消。在这里，我们注意到，目前的无线电仪器能够设置有意义的限制PWN，观测测试模型的脉冲星生产的本地正电子过剩的同步辐射的圆偏振。如果观测到PWN具有可探测的圆偏振，那么对脉冲星解释正电子过剩的解释就会产生强烈的怀疑，而对PWN圆偏振设置严格限制的观测则会使这些模型更加可信。最后，我们指出，脉冲星风星云可能提供最好的目标，AMS-02过剩的观测测试。
2014-06-23 astro-ph.HE
The PAMELA Space Experiment
2006年6月15日，PAMELA卫星实验从拜科努尔航天器发射场发射，自2006年7月以来一直在收集数据。该装置包括飞行时间系统、硅-微带磁谱仪、硅-钨电磁量能器、反符合系统、簇尾计数闪烁器和中子探测器。这些设备的组合允许在宽能量范围（100 MeV -100 GeV）内进行带电宇宙辐射的精确研究，具有高统计学。主要的科学目标是测量反质子和正电子能谱，以便寻找奇异源，如暗物质粒子湮灭。PAMELA还在寻找原始反核（反氦），并通过精确测量反粒子能谱和精确研究轻核及其同位素来测试宇宙射线传播模型。此外，PAMELA正在研究与太阳和地球物理学有关的现象。
2009-05-15 astro-ph.HE
New very local interstellar spectra for electrons, positrons, protons and light cosmic ray nuclei
由于日光层中太阳的调制作用，在地球上某些能量以下的银河系宇宙射线（CR's）的局部星际谱（LIS's）不能直接观测到。随着旅行者1号在2012年穿越日球顶，低于100 MeV/nuc的原位实验LIS数据现在可以限制计算的银河CR光谱。使用星系传播模型，星系电子，质子和轻核光谱可以计算，现在更可靠的非常LIS的。利用旅行者1号在日球顶以外的观测结果，以及PAMELA实验在地球轨道上对2009年太阳活动极小期的观测结果，作为实验约束条件，我们通过实施GALPROP代码同时再现了CR电子，质子，氦和碳的观测结果。低于约30 GeV/nuc太阳调制有显着的效果和一个全面的三维（3D）数值调制模型被用来比较计算的光谱与观测到的PAMELA光谱可能在这些能量。随后，可以在尽可能宽的能量范围内比较计算出的LIS。同时计算CR光谱与一个单一的传播模型允许LIS的正电子，硼和氧也被推断。最全面的银河系传播模型（GALPROP）的实现，以及一个复杂的太阳调制模型来计算CR光谱，以便在很宽的能量范围内与旅行者1号和PAMELA观测进行比较，使我们能够提出新的自洽的非常LIS（和表达式），用于能量范围为3 MeV/nuc至100 GeV/nuc的电子、正电子、质子、氦、碳、硼和氧。
2019-02-27 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Charged Cosmic Rays: a Review of Balloon and Space Borne Measurements
本文简要地评述了目前有关宇宙线带电轻子的实验数据，包括正电子分数、电子和正电子能谱以及电子+正电子的测量结果。PAMELA和AMS-02对正电子能谱的精确测量及其与电子能谱的显著差异引发了一些理论推测。为了区分不同的解释的“正电子异常”，一个主要的步骤是需要实现一个准确的直接测量的形状的包容性电子光谱超过1 TeV。介绍了已在轨道上的仪器和最近发射的CALET和DAMPE飞行任务沿这一方向正在进行的努力。一个具有挑战性的实验方案，在一个单一的幂律谱的标准范例的差异，出现了宇宙射线带电强子后，发现在200至300 GV的区域（CREAM，PAMELA，AMS-02）和观察到的锂谱中的一个可能的突破质子和他的刚性谱的不一致硬化AMS-02。另一个难题来自于明显违反谱指数的普遍性，即He和质子谱在~100 GV以上逐渐硬化，具有类似的刚性依赖性，但He谱比质子谱硬。次级与初级比和同位素通量比提供了对传播机制微妙性的洞察，并测试了星系中宇宙射线加速和传播模型的内在一致性。关于比铁重的原子核丰度的重要补充信息来自SuperTIGER等专用球载仪器或L1处的ACE等天基飞行任务，这些飞行任务首次测量了初级“宇宙射线钟”。本文件最后对今后的访问作了简要概述。
2017-04-02 astro-ph.HE
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
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
Astrophysical models for the origin of the positron "excess"
在过去的三年里，几个卫星和气球观测站已经提出了宇宙射线轻子谱中有趣的特征。最值得注意的是，PAMELA卫星提出了宇宙射线正电子部分能量的“异常”上升。在这篇文章中，我们总结了从数据中出现的全球图景，并概括了所提出的不同类型解释的主要特征。还讨论了测试不同场景以及从当前/不久的将来的实验推断一些天体物理诊断的观点。
2012-06-06 astro-ph.HE hep-ph
Multi-messenger constraints on the annihilating dark matter interpretation of the positron excess
PAMELA卫星观测到的正电子比能谱在10 GeV以上的上升，以及其他宇宙射线的测量，被解释为银河系中暗物质湮灭的可能特征。然而，大量的自由参数，和大的天体物理学的不确定性，使得它很难做结论性的声明，这种情况下的可行性。在这里，我们进行多波长，多信使分析，以一致的方式结合不同的天体物理观测所产生的约束。我们表明，如果对暗物质的分布（我们在最近的Via Lactea II和Aquarius模拟上建立模型）和宇宙射线的传播进行标准假设，那么当前的DM模型无法解释所观察到的正电子通量，而不超过所观察到的反质子或伽马射线和射电光子的通量。为了使多信使约束可视化，我们引入了“星图”，这是一种图形方法，可以在同一图中显示不同信使和波长的理论预测和观测约束。
2009-12-03 astro-ph.HE
ATIC, PAMELA, HESS, Fermi and nearby Dark Matter subhalos
我们研究了湮灭暗物质（DM）中电子和正电子的局域通量，并研究了其光谱如何依赖于DM模型的选择和DM分布的不均匀性。在截止能量以下，通量将具有指数为n ~-2的普适幂律形式。截止能量和截止附近的磁通量的行为是依赖于模型的。在能量E < 100 GeV时，对DM主晕轮廓的依赖性可能是显著的，并导致通量软化，n <-2。由于DM的局部团块的存在，在高能量下可能会有额外的功能，特别是对于Sommerfeld效应提高次晕光度的模型。一般来说，来自附近团块的通量会产生更硬的电子和正电子光谱，其指数n >-2。使用通过Lactea II模拟，我们估计这样的subhalo效应在一个通用的Sommerplant增强模型的概率至少为4%，并可能高达15%，如果subhalo低于模拟的分辨率限制占。我们讨论的后果，这些结果的解释ATIC，PAMELA，HESS和费米数据，以及未来的实验。
2009-06-25 astro-ph.HE hep-ph hep-th
The Pamela Cosmic Ray Space Observatory: Detector, Objectives and First Results
PAMELA是一个卫星携带的实验，旨在以高精度研究银河系，太阳和捕获自然界的宇宙射线在一个广泛的能量范围（质子：80 MeV-700 GeV，电子50 MeV-400 GeV）。主要目标是研究反物质成分：反质子（80 MeV-190 GeV），正电子（50 MeV-270 GeV），并以$10^{-8}$的精度搜索反物质。该实验装在俄罗斯Resurs-DK 1卫星上，于2006年6月15日发射，进入$350\times 600 km$轨道，倾角为70度。探测器由一系列闪烁体计数器组成，这些计数器布置在永磁体光谱仪的末端，以提供电荷、飞行时间和刚度信息。轻子/强子的识别是由一个硅钨量能器和一个中子探测器放置在设备的底部。反计数器系统离线使用，以拒绝来自卫星的错误触发。在自触发模式下，量热计、中子探测器和簇射尾部捕捉器能够独立测量高达2 TeV的轻子分量。在这项工作中，我们描述了实验，其科学目标和性能在其头两年的操作。被困的质子，二次和银河系的性质-以及2006年12月13日太阳粒子事件的测量数据-提供。
2009-04-29 astro-ph.HE
Decaying Dark Matter in Supersymmetric SU(5) Models
受到帕梅拉、费米和H.E.S.S.最近的观察的启发，我们在超对称SU（5）大统一理论的框架下研究了暗物质的衰变。SU（5）单态S被认为是暗物质的主要成分，它通过被大统一尺度抑制的六维算符衰变为可见粒子。在一定条件下，S衰变为一对具有普适耦合的slepton。随后，电子和正电子从这些slepton的级联衰变中产生。这些级联衰变链平滑的电子/正电子光谱，自然允许一个很好的配合费米LAT数据。PAMELA观测到的正电子分数上升可以同时再现。我们还计算了由于电子/正电子过剩的扩散γ射线谱，并将它们与在0<1 <360，10< |b| <20的区域内从0.1 GeV到10 GeV的初步费米LAT数据进行了比较。能量超过100 GeV的光子谱，主要来自终态辐射，可能在不久的将来被检查。
2010-04-07 astro-ph.HE hep-ph
The High Energy Cosmic Ray Electron Spectrum measured by Fermi Gamma-Ray Space Telescope: some possible interpretations
费米大口径望远镜（LAT）提供了从20 GeV到1 TeV的高能量宇宙线电子正电子（CRE）谱的测量，其精度是前所未有的。最近，这个范围已经扩展到~ 7 GeV。该光谱没有显示出显著的特征，并且比从先前的几个实验中推断出的要难得多。虽然单独报道的费米-LAT数据可以用单个（电子主导的）银河系成分来解释，但当与其他补充实验结果相结合时，特别是H.E.S.S.测量的CRE光谱，特别是PAMELA测量的正电子分数，似乎需要额外的电子和正电子分量。我们表明，银河系恒星中电子-正电子对的加速可能为所有这些结果提供一个自然的（尽管不是唯一的）解释。
2009-12-19 astro-ph.HE
Dark Matter detection via lepton cosmic rays
最近的PAMELA和FERMI实验对轻子宇宙射线的观测，将我们对星际介质和宇宙射线源的理解推向了前所未有的水平。暗物质在轻子宇宙射线上的印记是对PAMELA的正电子过剩和FERMI的总电子通量的最令人兴奋的解释。或者，超新星是具有解释这些观测结果的相同潜力的天体物理学对象。在这项工作中，我们提出了轻子宇宙射线的天体物理来源和暗物质信号的正电子过剩和电子总通量的可能痕迹的最新研究。
2010-10-01 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
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
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
Higgsino dark matter model consistent with galactic cosmic ray data and possibility of discovery at LHC-7
在扩展的超引力大统一（SUGRA）模型下，提出了一个含Higgsino暗物质的PAMELA正电子过剩的解。该模型是符合最近设置的费米-LAT的光子约束，并产生正电子以及反质子通量与PAMELA实验一致。考虑的SUGRA模型有一个扩展的隐藏部门，额外的自由度，允许满足遗物密度与WMAP一致。Higgsino模型也与CDMS-II和XENON 100的数据一致，并且可以在LHC-7上以1 fb^（-1）的光度进行验证。这些模型可以在几个方面进行测试。
2011-01-06 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
