Effects of Residue Background Events in Direct Detection Experiments on Determining Properties of Halo Dark Matter
我们重新检查的模型独立的数据分析方法提取的弱相互作用大质量粒子（WIMP）的属性，直接使用数据（测量反冲能量）从直接的暗物质探测实验，作为一个更现实的研究，考虑一小部分残留的背景事件，通过所有的歧视标准，然后与其他真正的WIMP诱导的信号在分析的数据集中。在这次演讲中，残余背景的影响，确定晕暗物质粒子的质量，以及其一维速度分布函数的重建将被讨论。
2010-11-09 astro-ph.HE hep-ph
Simulations of the 3-Dimensional Velocity Distribution of Halo Weakly Interacting Massive Particles for Directional Dark Matter Detection Experiments
作为利用定向暗物质（DM）探测实验提供的三维信息开发数据分析程序的准备，本文研究了晕弱相互作用大质量粒子（WIMPs）的蒙特卡罗三维速度角分布模式，并应用贝叶斯拟合技术重建了三维WIMPs速度的径向分布。除了WIMP角速度分布的日调制，即文献中提出的DM信号的所谓“方向性”之外，我们还将展示3-D WIMP速度的角和径向分布的可能的“年度”调制。我们的径向WIMP速度分布（的年度调制）的贝叶斯重建结果也将详细讨论。附录中给出了几个地下实验室的“实验室（位置）相关”参考系中三维WIMP速度的角分布图，供读者参考。
2020-03-11 astro-ph.HE hep-ph
Accurate calculations of the WIMP halo around the Sun and prospects for its gamma-ray detection
银河系的弱相互作用大质量粒子（WIMP）可能会从太阳核散射到与太阳引力束缚的轨道上。一旦被束缚，WIMP就会通过在太阳中的反复散射而继续损失能量，最终导致完全陷入太阳内部。虽然束缚粒子数的密度在太阳中心最高，但在太阳内部唯一可观测到的WIMP湮灭信号是中微子。之前有人提出，虽然太阳外的WIMP密度低于太阳内部，但在太阳表面外的WIMP湮灭产生的伽马射线，在太阳周围的所谓WIMP晕中，可能更容易被检测到。在这里，我们重新审视这个问题，使用详细的蒙特卡罗模拟和详细的组成和结构信息的太阳，以估计的伽马射线通量的大小。与早期的简单估计相比，我们发现，来自太阳WIMP晕中WIMP湮灭的伽马射线通量可以忽略不计;目前或计划中的探测器都无法探测到这种通量。
2010-03-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dark matter in the solar system I: The distribution function of WIMPs at the Earth from solar capture
下一代暗物质（DM）直接探测实验和中微子望远镜将探测大片的暗物质参数空间。为了解释这些实验中的信号，有必要有一个好的模型，既有晕DM流通过太阳系和DM的人口绑定到太阳系。在本文中，第一个在一系列的三个DM在太阳系中，我们提出了模拟的轨道DM绑定到太阳系的太阳能捕获在一个玩具太阳系中只包括太阳和木星，假设DM由一个单一的物种的弱相互作用大质量粒子（WIMP）。我们描述了如何绑定的WIMP人口的大小取决于WIMP质量，自旋无关的截面，和自旋相关的截面。使用银河DM晕的标准描述，我们发现，与当前实验对WIMP-核子截面的限制一致，直接探测事件率的最大增强相对于来自晕WIMP的事件率< 1%，而来自地球中心WIMP湮灭的中微子的事件率不太可能满足下一代km^3大小的阈值。（IceCube，KM 3 NeT）中微子望远镜。
2009-02-09 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ex
Gamma-rays From Warm WIMP Dark Matter Annihilation
弱相互作用大质量粒子（WIMP）通常作为冷暗物质的候选者，然而当它以非热的方式产生时，它的行为就像温暖的暗物质。在本文中，我们研究的$γ$射线的性质，从湮灭的WIMP暗物质在我们自己的银河系晕的高分辨率$N$体模拟的银河系暗物质晕，假设不同的性质的WIMP。由于大的自由流长度在温暖的WIMP的情况下，暗物质晕的子结构内容是显着不同的冷WIMP对应物，导致不同的预测$γ$射线信号从暗物质湮灭。我们通过比较预测的$γ$ -射线信号从温暖的WIMP湮灭的冷WIMP来说明这些。显着的差异，从subhalo的天空图和两个WIMP模型之间的统计特性进行了演示。由于暖WIMP情景下非热产生机制的潜在增强截面，银河系中心可能是间接探测暖WIMP到矮星系的优先点，这可能不同于冷暗物质情景。作为一个具体的例子，我们考虑了超对称模型中的非热产生中性伴子，并讨论了用费米$γ$射线望远镜探测温WIMP的可能性。
2012-11-09 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Determining Ratios of WIMP-Nucleon Cross Sections from Direct Dark Matter Detection Data
弱相互作用大质量粒子（WIMP）是暗物质的主要候选者之一。到目前为止，在直接暗物质探测实验中，限制WIMP-核子截面的通常程序是根据星系晕和WIMP的一些模型，将预测的事件率与实验数据拟合。我们必须假设WIMP与核的相互作用是自旋无关的（SI）还是自旋相关的（SD），这样的数据分析的结果也表示为未知WIMP质量的函数。在这篇文章中，我介绍的方法提取信息的WIMP-核子截面考虑的SI和SD相互作用的一般组合。既不需要关于晕WIMP的局部密度和速度分布的先验知识，也不需要关于它们的质量的先验知识。假设从实验数据中确认了反冲光谱的指数状形状，则所需的信息仅是测量的反冲能量（在低能量范围内）和来自两个或更多个实验的第一能量箱中的事件的数量。
2011-07-04 astro-ph.HE hep-ph
How Precisely Could We Identify WIMPs Model-Independently with Direct Dark Matter Detection Experiments
在这次演讲中，我们提出了数据分析方法，通过直接使用未来的实验数据（即，测量的反冲能量）从直接的暗物质探测。这些方法不依赖于星系晕模型和WIMP模型。这些方法的基本思想和应用它们的可行性和不确定性直接检测实验与下一代探测器将进行讨论。
2009-07-09 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
A Possibility of Determining the WIMP Mass by Using the Angular Recoil-Energy Spectra from Directional Direct Dark Matter Detection Experiments
作为对WIMP散射靶核反冲通量角分布研究的扩展，本文提出了利用或结合定向直接暗物质探测实验中观测到的不同靶核反冲能谱的“脊-坑”结构来确定入射晕WIMP质量的可能性。我们的模拟结果表明，对于质量仅为几十GeV的WIMP，轻、重靶核的立体角反冲通量分布都具有（纵向）“脊状”结构.然而，一旦WIMP质量重到几百GeV，重靶核的角反冲通量分布将相反地显示出（纬度上）“火山口状”结构。
2022-08-10 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Estimating the Spin-Independent WIMP-Nucleon Coupling from Direct Dark Matter Detection Data
弱相互作用大质量粒子（WIMP）是暗物质的主要候选者之一。为了理解WIMP的性质，并在对撞机产生的新粒子中识别它们（希望在不久的将来），通过直接暗物质探测实验确定它们的质量和核子耦合是必不可少的。基于我们从实验数据中确定WIMP质量的模型无关方法，我提出了一种直接利用测量的反冲能来估计自旋无关（SI）WIMP-核子耦合的方法。该方法不依赖于晕WIMP的速度分布，也不依赖于（实际上）未知的WIMP质量。在无背景环境中，对于~ 100 GeV的WIMP质量，SI WIMP-核子耦合原则上可以通过使用2（或3）x 50个来自实验的事件来估计，不确定度为~ 15%。
2011-08-16 astro-ph.HE hep-ph
The 20 GeV Galactic Halo Excess: Pixel-Level Confirmation and Consistency with Sub-TeV WIMP Annihilation
University College London（伦敦大学学院）
研究基于Fermi-LAT数据，对20GeV银河系晕圈过剩进行像素级确认及分析，重现其光谱，与WIMP湮灭一致，拟合得出最佳质量和〈σv〉，存在张力，考虑多种暗物质模型后，低速增强湮灭是唯一可行结构，有望解决矮星系张力。
2026-07-10 astro-ph.HE hep-ex
Analyzing Direct Dark Matter Detection Data by the AMIDAS Website
本文介绍了AMIDAS网站对晕WIMP性质的数据分析结果：核子的质量和自旋无关与自旋相关的耦合/截面的比值。虽然非标准的天文设置已被用来生成伪数据集，我们的分析，它已被发现，没有先验信息/假设的本地密度和速度分布的晕暗物质，这些WIMP属性已被重建与输入值的偏差约5%至< ~40%。
2011-09-01 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Reconstructing WIMP Properties in Direct Detection Experiments Including Galactic Dark Matter Distribution Uncertainties
我们提出了一种新的方法来确定弱相互作用大质量粒子（WIMP）的性质，在未来的吨级直接检测实验，占银河系（MW）光滑暗物质分布的不确定性。使用合成数据的运动学MW晕星匹配目前的样本从斯隆数字巡天，补充当地逃逸速度的限制，我们证明，当地的暗物质密度可以被约束到约20%的精度。对于低质量的WIMP，我们发现，在假设的本地暗物质密度的两个错误的因素，导致严重偏置重建的WIMP自旋无关的截面是不正确的，在15西格玛水平。我们表明，这种偏见可以克服边缘化的参数，描述MW的潜力，并使用这种形式主义项目的WIMP性能在未来1吨氙探测器上达到的精度。我们的方法可以很容易地应用到不同的检测器技术，并扩展到更详细的MW晕模型。
2009-12-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
3-Dimensional Effective Velocity Distribution of Halo Weakly Interacting Massive Particles Scattering off Nuclei in Direct Dark Matter Detectors
本文作为我们未来利用定向直接暗物质探测实验提供的三维信息进行数据分析的第三步研究的第三部分，介绍了晕弱相互作用大质量粒子（WIMPs）的三维有效速度分布，它代替了整个银河系暗物质粒子的理论预测，描述了地下探测器中WIMP散射（指定）目标核的实际速度分布。它的目标和WIMP的质量依赖性，以及（“年度”调制）的“各向异性”在赤道/实验室，甚至银河系坐标系将被证明和详细讨论。为方便读者参考，本文中介绍的所有模拟图（以及更多）都可以在我们的在线（交互式）演示网页（http：//www.tir.tw/phys/hep/dm/amidas-2d/）上找到“动画”。
2021-03-11 astro-ph.HE hep-ph
Dark matter in the solar system III: The distribution function of WIMPs at the Earth from gravitational capture
在这最后一个系列的三个弱相互作用大质量粒子（WIMP）的暗物质在太阳系中，我们专注于WIMP绑定到系统的引力散射了行星。我们提出了一个玩具太阳系中的WIMP轨道模拟只包括太阳和木星。正如以前的工作所建议的，我们发现，在地球上的引力捕获的WIMP的密度是小的，在很大程度上不敏感的弹性散射在太阳的细节。然而，我们发现引力捕获的WIMP的密度可能会受到外部银河系引力场的影响。如果这些场不重要，那么地球上引力捕获的WIMP的密度应该与太阳系中弹性散射捕获的WIMP的最大密度相似。使用标准的假设晕WIMP分布函数，我们发现，引力捕获的WIMP的直接检测事件率的贡献可以忽略不计。虽然这些WIMP确实主导了地球中WIMP的湮灭率，但中微子望远镜中的事件率太低，无法在下一代中微子望远镜中观察到。
2009-02-09 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ex
Dark matter in the solar system II: WIMP annihilation rates in the Sun
我们计算了太阳中弱相互作用大质量粒子（WIMP）的湮灭率随其质量和弹性散射截面的变化。湮灭的副产品之一，μ子中微子，可能会被下一代中微子望远镜观测到。先前对湮灭率的估计假设来自银河系暗晕的任何WIMP被太阳核的弹性散射捕获，并在太阳中迅速达到热平衡。我们表明，太阳的光学深度WIMP和行星的引力都有助于降低湮灭率低于这些估计。虽然我们发现，即将到来的km^3级中微子望远镜对~100 GeV WIMP的灵敏度与之前的估计几乎没有变化，但这些实验对~10 TeV WIMP的灵敏度可能比标准计算所建议的要低一个数量级。湮灭率的新估计将指导未来的实验设计，并改善从中微子事件率到WIMP参数空间的映射。
2009-02-09 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ex
Dependence of the WIMP Angular Kinetic-Energy Distribution on the Solar Galactic Orbital Velocity
在这篇文章中，我们研究的角度动能分布的晕弱相互作用大质量粒子（WIMP），并考虑两个简单的修改与太阳银河系的轨道速度在我们的蒙特卡罗模拟的三维WIMP速度作为第一次尝试，未来的调查区分模型的银河系结构的暗物质粒子通过使用定向直接检测数据。
2020-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Analyzing direct dark matter detection data with unrejected background events by the AMIDAS website
在这次演讲中，我介绍了AMIDAS网站提取晕WIMPs属性的数据分析结果：质量以及核子上的自旋无关和自旋相关耦合/截面（之间的比率），并考虑了可能的未拒绝的背景事件在分析的数据集中。虽然非标准的天文设置已被用来生成伪数据集，我们的分析，它已被发现，没有先验信息/假设的本地密度和速度分布的晕暗物质，这些WIMP属性已被重建与输入值的偏差约2%至<~ 30%。
2011-11-28 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Galactic Substructure and Dark Matter Annihilation in the Milky Way Halo
我们研究子结构对星系晕中暗物质湮灭速率的影响。我们使用的子结构，可以扩展数值模拟结果的尺度太小，无法解决的模拟分析模型。我们首先校准的解析模型的数值模拟，然后确定湮灭助推因子，标准的WIMP模型以及那些与索末菲（或其他）增强，作为银河系的银心半径的函数。我们提供了一个估计的依赖性的伽马射线强度的WIMP湮灭的角距离的函数从银河系中心。这种方法，再加上未来的数值模拟结果可以是一个强大的工具，可以用来约束WIMP属性使用费米全天数据。
2010-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Impact of the Cherenkov Telescope Array (CTA) altitude on Dark Matter searches in the Milky Way Halo
利用现有的切伦科夫地面望远镜对矮星系和银河系晕进行的观测发现，当WIMP质量超过100 GeV时，暗物质（DM）自湮灭的横截面受到了有趣的限制。未来的切伦科夫望远镜阵列（CTA）有望进一步探索粒子物理学标准模型扩展中预测的暗物质候选者的参数空间。由于它的低能量阈值（几十GeV的数量级）和高灵敏度，CTA也将探测比目前实验更低的WIMP质量，但在这一制度的实际性能将受到海拔高度的天文台。使用可能的CTA候选阵列的模拟光子和强子的响应，我们估计如何搜索从银河系晕的WIMP湮灭信号将受到不同的可能CTA网站的海拔高度的影响。
2013-07-17 astro-ph.HE astro-ph.IM
Simulations of the Angular Recoil-Energy Distribution of WIMP-Scattered Target Nuclei for Directional Dark Matter Detection Experiments
本文作为第三步研究的第二部分，研究了在不同天体坐标系下观测到的WIMP散射靶核的反冲方向（通量）和反冲能量的角分布，为将来利用定向直接暗物质探测实验提供的三维信息开发数据分析程序提供了依据。将演示角反冲方向/能量分布的“各向异性”和“方向性”（“年度”调制）。我们还将讨论它们对靶核和入射晕WIMP质量的依赖性。为方便读者参考，本文中介绍的所有模拟图（以及更多）都可以在我们的在线（交互式）演示网页（http：//www.tir.tw/phys/hep/dm/amidas-2d/）上找到“动画”。
2021-03-11 astro-ph.HE hep-ph
Dark Matter Disc Enhanced Neutrino Fluxes from the Sun and Earth
当盘星系形成在一个等级宇宙学中时，大质量的合并卫星优先被拖向盘平面。从这些卫星吸积的物质形成了一个暗物质盘，它贡献了太阳位置非旋转晕密度的0.25 - 1.5倍。在这里，我们显示的重要性，暗盘的间接暗物质探测中微子望远镜。先前对地球和太阳中WIMP湮灭产生的中微子通量的预测都假设银河系的暗物质是以高斯速度分布的球形分布，即标准的晕模型。虽然暗盘的局部密度与暗晕相当，但它在低速时的相空间密度更高，大大提高了太阳和地球的捕获率。对于典型的暗盘性质，来自地球的μ子通量比SHM增加了三个数量级，而对于太阳，增加了一个数量级。这大大增加了中微子望远镜在固定或约束WIMP模型参数时的灵敏度。来自地球的通量对暗盘的详细特性非常敏感，而来自太阳的通量则更加强大。来自暗盘的μ子通量的增强使得在地球中寻找WIMP湮灭的水平与在太阳中寻找WIMP质量< 100 GeV的水平相同。
2009-04-21 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Can prompt cusps of WIMP dark matter be detected as individual gamma-ray sources?
本文探究WIMP暗物质的瞬时密度尖峰能否作为独立伽马射线源被探测，分析了费米望远镜下可探测的WIMP质量、尖峰的距离质量等参数，指出低截面GeV级暗物质下该搜寻方式比银晕湮灭信号搜寻更灵敏。
2024-01-12 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Fermi-LAT constraints on diffuse Dark Matter annihilation from the Galactic Halo
我们的银河系位于一个巨大的暗物质（DM）“光环”的中心。在许多可行的粒子物理模型中，这种浓度会产生一个间接的弱相互作用大质量粒子（WIMP）湮灭信号，该信号在费米LAT的能量范围内达到峰值。我们的知识的扩散背景是必不可少的放置合理的限制DM质量和横截面。我们将一个系统的变化GALPROP银河弥漫背景模型，受当前的宇宙射线测量，到配置文件的可能性分析，并提出初步上限的DM湮灭截面使用费米-LAT数据。
2010-12-03 astro-ph.HE hep-ph
Updated constraints on WIMP dark matter annihilation by radio observations of M31
本文利用M31的射电观测数据以及对暗物质分布和其他性质的研究，导出了湮灭WIMP参数的鲁棒约束条件。在2D银河系模型框架下，采用M31的GALPROP程序计算了DM湮灭辐射的特征。这使我们能够改进以前关于这个问题的研究中的各种不准确之处。DM约束得到两个代表性的湮灭通道：$χχ\rightarrow b\overline{b}$和$χχ\rightarrow τ^+τ^-$。在$\approx$（0.1- 10）GHz频率范围内利用了各种各样的无线电数据。结果，排除了比基准$\approx$轻的热WIMP，对于$b\overline{b}$通道为70 GeV，对于$τ^+τ^-$为$\approx$ 40 GeV。相应的质量阈值不确定性范围估计为20- 210 GeV和18- 89 GeV。所获得的排除是竞争力的那些从费米LAT观测的矮星和AMS-02测量的反质子。我们的限制并不排除通过湮灭DM来解释M31的伽马射线外晕和银河系中心过剩。具有$m_x \approx 70$ GeV的热WIMP解释了外晕的存在，对M31核的非热射电通量有重要贡献，其光谱和形态都符合得很好。最后，我们质疑了其他研究中声称的通过M31上的射电数据用$m_x > 100$ GeV强有力地约束重热WIMP的可能性。
2022-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraints on WIMP and Sommerfeld-Enhanced Dark Matter Annihilation from HESS Observations of the Galactic Center
本文从高能光谱系统（HESS）望远镜对银河系中心的观测出发，研究了弱相互作用大质量粒子（WIMP）暗物质模型的约束条件。我们分析了正则WIMP湮灭为标准模型粒子的末态，包括b/b-bar，t/t-bar和W^+ W^-。湮灭到b/b-棒的限制在~3 TeV的热截面的数量级内，而τ ^+/τ ^-通道在热的~2倍内。我们还研究了索末菲增强的暗物质湮灭模型的约束条件，发现这里的伽马射线观测约束条件排除了所有与PAMELA和费米-LAT e^+/e^-谱的暗物质湮灭解释一致的参数空间，在特定类别的模型中，并强烈约束了其他类别的解释。在许多情况下，我们发现伽马射线的约束比当前遗迹密度、宇宙微波背景、晕的形状和自然度约束对这些模型的约束更大。
2012-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
No WIMP Mini-Spikes in Dwarf Spheroidal Galaxies
黑洞的形成不可避免地会影响其附近暗物质和重子物质的分布，导致暗物质密度的增强，称为尖峰，如果暗物质是由WIMP组成的，则会导致暗物质湮灭率的强烈增强。像银河系这样的星系中心的尖峰可以被重子过程有效地破坏，但是迷你尖峰可以在矮球状星系的中心形成并不受干扰地存活下来。我们表明，费米LAT卫星数据允许设置非常严格的限制在矮星系中存在的小尖峰：热WIMP与质量之间的100 GeV和1 TeV，我们得到的最大黑洞质量之间的100和1000 $M_\odot$，排除黑洞质量外推的M-σ关系在一个大区域的参数空间。我们还进行了蒙特卡罗模拟的合并历史的黑洞在矮椭球体的情况下，黑洞形成的原始气体在早期晕的直接崩溃，并发现，这种特定的形成方案是不兼容的84%CL与暗物质的热WIMP的形式。
2014-10-08 astro-ph.HE
Consequences of a Dark Disk for the Fermi and PAMELA Signals in Theories with a Sommerfeld Enhancement
人们对PAMELA正电子分数和费米电子过剩的暗物质解释给予了很大的关注。对于那些理论与TeV尺度的WIMP湮灭通过一个轻的力载体，相关的索末菲增强提供了一个自然的解释大的提升因子需要解释的信号，和轻的力载体自然产生硬宇宙射线光谱没有多余的π 0伽马射线或反质子。索末菲增强的湮灭率，在低相对速度v标度为1/v，依赖于相对较低的速度分散的暗物质粒子在光滑的晕。暗物质的子结构中的速度色散比光滑晕中的速度色散更小，它们的湮灭率甚至更大。只包含暗物质的N体模拟预测了这种结构的存在，例如暗晕和焦散，这些子结构对暗物质间接探测信号的影响已经被广泛研究。在盘主导星系的宇宙学模拟中加入重子，会产生一个额外的子结构成分，即暗盘。圆盘的速度色散比球形晕分量低6倍，因此在索末菲模型中，圆盘对暗物质信号的贡献可能比没有这种低速增强的WIMP更显著。我们考虑的后果，一个黑暗的磁盘上所观察到的信号的宇宙射线费米和PAMELA测量模型中的WIMP湮灭成一个轻玻色子。我们发现，PAMELA和费米的结果都很容易容纳的情况下，其中包括与标准的球形晕信号的磁盘信号。从外推到星系中心的限制也可以修改。
2010-09-13 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Gamma-Ray Constraints on the First Stars from Annihilation of Light WIMPs
我们计算了早期宇宙中存在的暗物质迷你晕中容纳第III.1族恒星的比例的极限，这些恒星今天作为银河系晕中的暗物质尖峰而幸存下来。受DAMA和CoGeNT直接暗物质搜索中光暗物质的潜在线索的启发，我们考虑了质量为5、10和20 GeV的热遗迹WIMP暗物质，并湮灭为mu^+ mu^-、tau^+ tau^-和q bar{q}。从这个简短的研究中，我们得出结论，如果暗物质是轻的，要么典型的黑洞大小是\lesssim 100 M_ \odot（即没有显著的暗星阶段），和/或暗物质主要湮灭到μ ^+ μ ^-或其他导致低伽马射线光度的最终状态，和/或早期宇宙中极少数似乎适合于第一批恒星形成的迷你晕实际上确实如此。
2012-05-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Conservative Constraints on Dark Matter from the Fermi-LAT Isotropic Diffuse Gamma-Ray Background Spectrum
我们研究了费米伽马射线空间望远镜上的大面积望远镜对各向同性漫射伽马射线背景的测量对弱相互作用大质量粒子（WIMP）候选暗物质湮灭成各种标准模型终态的终态辐射的约束。预期的各向同性扩散信号从暗物质湮灭有贡献的本地银河系（MW）以及河外暗物质。来自MW的信号对所采用的晕的暗物质轮廓非常不敏感，并且主导来自河外晕的信号，该信号对晕质量函数的低质量截止敏感。对于低晕质量的生存截止和银河系和河外组分的子结构增强因子，我们采用保守的模型，只考虑初级末态辐射。这提供了强大的约束，达到热生产横截面的低质量WIMP湮灭成强子模式。我们还重新分析限制HESS观测银河脊地区使用保守的模型的暗物质晕配置文件。当与HESS约束相结合时，各向同性扩散谱排除了基于暗物质湮灭为两个轻子末态的PAMELA正电子过剩的所有解释。通过新的中间态湮灭成四个轻子，虽然受到数据的限制，但并不排除。
2010-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
