Unified Solar Modulation Potential for Same-Charge Cosmic Rays and Implications for Local Interstellar Spectra
本文利用AMS-02高精度数据，在力场近似框架下证实同电荷宇宙射线粒子在太阳活动低年共享统一的太阳调制势，并据此在无需先验假设的情况下推导出正电子的局地星际能谱，为研究其奇异起源提供基础。
2025-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Expansion of a mildly relativistic hot pair cloud into an electron-proton plasma
用二维粒子模拟方法研究了温度为1 MeV的电子和正电子的电荷中性云在未磁化等离子体中的膨胀。对流出驱动孤立波周围的质子。它们的双极电场吸引流出对云的电子并排斥正电子。这些场可以反射一些质子，从而将它们加速到几乎1 MeV。因此，离子声孤立波是一种有效的手段耦合能量从对云质子。电子和正电子被电场散射，使它们的膨胀速度减慢到非相对论速度。只有一个稀释对流出达到膨胀速度预期从云的热速度。它的正电子比它的电子更有活力。随着时间的推移，对云致密缓慢移动部分的前部会产生不稳定性，从而磁化等离子体。不稳定性是由流出的正电子与质子的相互作用驱动的。这些结果揭示了磁场是如何产生的，以及离子是如何在成对加载的天体物理喷流和风中加速的。
2018-06-03 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
Research on electron and positron spectrum in the high-energy region based on the gluon condensation model
本文基于胶子凝聚模型，利用DAMPE高精度电子谱数据，指出电子谱中可能存在第二个超出，其特征由质子数据推导，并期待未来实验验证。
2023-09-27 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
Cocoon formation by a mildly relativistic pair jet in unmagnetized collisionless electron-proton plasma
通过模拟温度为400 keV的电子和正电子云的膨胀，以平均速度0.9 c（$c:$光速）通过最初未磁化的电子-质子等离子体与粒子在细胞（PIC）模拟，我们发现了一种机制，准直成喷流对云。在静止的质子和运动的正电子之间会产生一种平行不稳定性。它的磁场校准正电子，并将静电冲击驱动到电子质子等离子体中。磁场的作用就像一个不连续点，它将被冲击的周围等离子体中的质子（被称为外茧）与喷流的内部区域分开。外茧沿射流轴线以0.15c的速度膨胀，垂直于射流轴线以0.03c的速度膨胀，射流的定向流动能量在内茧中转化为磁能。磁不连续性不能将周围的电子与喷流电子分开。这两个物种迅速混合，变得难以区分。的正电荷载流子的空间分布是在协议的环境材料和射流材料的分布预测的流体动力学模型，除了稀释的正电子流出，是由在射流的头部的电磁场加速。
2018-11-09 astro-ph.HE
Relativistic Magnetic Reconnection in Electron-Positron-Proton Plasmas: Implications for Jets of Active Galactic Nuclei
磁重联常被用来解释相对论外流的非热辐射，包括活动星系核（AGN）的喷流。受活动星系核喷流的等离子体成分在很大程度上未知的启发，我们通过大规模二维粒子模拟研究了电子-正电子-质子（对质子）等离子体的未探索区域中的重联。我们涵盖了广泛的对多重性（轻子质子数比$κ=1-199$）的所有物种的等离子体磁化（$σ=1,3$和10）和电子温度（$Θ_e\equiv kT_e/m_ec^2=0.1-100$）的不同值。我们着重研究了重联后的能量分配和轻子能谱对热对等离子体磁化强度$σ_{e,h}$的依赖性（即，磁焓密度与对焓密度之比）。我们发现，磁场，对，和质子之间的$σ_{e,h}\gtrsim 3$的后重联能量大致相等。我们的经验发现，在后重联区的平均轻子洛伦兹因子依赖于$σ, Θ_e$，和$σ_{e,h}$作为$\langle γ_e-1\rangle \approx \sqrtσ(1+4Θ_e)\left(1+σ_{e,h}/30\right)$，为$σ\ge1$。重联后轻子能量分布的高能部分可以用幂律来描述，对于$κ\gtrsim 3-6$，其斜率主要由$σ_{e,h}$控制，对于更高的磁化强度，获得更硬的幂律。我们最后表明，重联在对质子等离子体的多重性$κ\sim 1-20$，磁化$σ\sim 1-10$，和温度$Θ_e \sim 1-10$结果粒子幂律斜率和平均电子洛伦兹因子是一致…
2019-06-07 astro-ph.HE
Higgs shifts from electron-positron annihilations near neutron stars
我们讨论了潜在的使用中子星，以确定边界上的希格斯-Kretschmann耦合通过寻找在伽玛射线光谱特征的特殊变化。特别是，我们重新分析了GRB 781119中观察到的两个伽玛射线光谱仪检测到的多条线，并推导出一个上限的Higgs-Kretschmann耦合，这是比最近从白矮星得到的约束。这就需要对最近观测站的伽马射线暴光谱进行有针对性的分析，专门寻找致密源附近电子-正电子和质子-反质子湮灭光谱的差分位移，以及来自同一中子星的电子和质子回旋加速器线信号。
2015-09-04 astro-ph.HE astro-ph.IM
Energy spectra of secondaries in proton-proton interactions
我们将AAFRAG对质子-质子碰撞中产生的次级光子、中微子、电子和正电子光谱的预测与Kamae等人的参数化预测进行了比较，Kelner等人，我们发现，在光子能量谱的归一化的差异达到20 $-$ 50%，在中间值的转移能量分数$x$，成长到一个因子为2 $x\rightarrow\,$ 1，而中微子光谱的差异甚至更大。我们认为，LHCf的光子的前向生产的结果有利于使用的QGSJET-II-04 m模型的AAfrag的基础上。在多信使天文学的背景下，在归一化的差异有重要的影响，特别是，预测中微子通量的基础上的伽马射线通量测量，或关于宇宙射线光谱的推断，基于伽马射线数据。我们还注意到，强子相互作用的正电子-电子比随着能量的增加，对截止，这是错过了使用平均电子-正电子光谱Kelner等人的效果。最后，我们描述了公开可用的Python包aafrappy，它提供了光子，中微子，电子和正电子的二次光谱。该软件包补充了AAFRAG结果与能量高于4 GeV的质子与以前的分析参数化的粒子谱较低的能量质子。
2021-12-17 astro-ph.HE hep-ph
Electron-positron bremsstrahlung and pair creation in very high magnetic fields
为了研究自旋与极性磁通量密度反平行的质子在极帽上的光生，计算了极高磁场下的卢瑟福散射截面、库仑韧致辐射截面和电子对产生截面.在很高的磁场的朗道-Pomeranchuk-Migdal效应被包含在一个简单的电子格林函数。
2010-08-04 astro-ph.HE
Neutrino energy loss rates and positron capture rates on $^{55}$Co for presupernova and supernova physics
质子-中子准粒子无规相近似（pn-QRPA）理论最近被成功地用于计算$fp$壳层核素的恒星弱相互作用率。原中子星的中微子损失在决定这些恒星是否会被压碎成黑洞或爆炸成超新星方面起着关键作用。$^{55}$ Co的丰度和正电子捕获率的乘积是相当大的，因此可以在模拟代码的输入参数的微调中发挥作用，特别是在超新星前演化中。最近，我们介绍了我们的计算$^{55}$ Co上的捕获率，在一个豪华的模型空间$7 \hbar ω$，采用pn-QRPA理论与可分离的相互作用。然而，模拟器可能需要精细尺度上的这些速率。在这里，我们首次提出了一个扩展的计算中微子能量损失率和正电子捕获率的$^{55}$ Co在广泛的温度-密度标度。这些类型的尺度适合于插值目的，并且对于仿真代码具有更大的实用性。pn-QRPA计算的中微子能量损失率与大尺度壳模型计算相比提高了大约两个数量级，并且有利于大质量恒星核心的较低熵。
2011-08-03 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The Highest-Energy Cosmic Rays Cannot be Dominantly Protons from Steady Sources
观测到的大部分高能宇宙射线可能是轻元素或重元素，并且起源于稳定或短暂的源群。这给我们留下了四个一般类别的来源。能量需求对单个源的亮度设定了下限，而天空中粒子到达方向的分布对源数密度设定了下限。后一种约束取决于由于带电粒子在从源到地球的传播期间的磁偏转而导致的天空图中的角拖尾。我们对比这些限制与现有的发光稳定的物体在附近的宇宙调查的光度函数，并强烈约束的四类源模型，即稳定的质子源。在95%的置信水平下，排除了能量为$> 8\times 10^{19}\,$ eV的宇宙射线主要是来自稳定源的纯质子的可能性，前提是质子在飞行中经历小于$30^\circ$的磁偏转。
2016-10-25 astro-ph.HE
Thermalization of the mildly relativistic plasma
在最近的文献[1]中，我们采用动力学处理和数值求解相对论Boltzmann方程，研究了非平衡对等离子体向热平衡态的过渡。结果表明，能量范围为0.1-10 MeV的等离子体首先在t_{k} <10^{-14} sec的时间尺度上达到动力学平衡，在康普顿、巴巴和莫勒散射等二元相互作用以及对的产生和湮灭之间存在细致平衡。随后，电子-正电子-光子等离子体在时间尺度t_{th} <10^{-12}秒上接近热平衡，所有的直接和逆反应都达到了细致平衡。在本文中，我们系统地介绍了[1]中所使用的计算方案的细节，以及推广我们的处理，考虑到对等离子体的质子加载。当质子负载较大时，质子首先通过质子-质子散射热化，然后通过质子-电子散射与电子-正电子-光子等离子体热化。在相反的情况下，小质子加载质子-电子散射占主导地位的质子-质子之一。因此，在所有情况下，等离子体，甚至与质子混合，达到热平衡配置的时间尺度t_{th} <10^{-11}秒。我们表明，它是至关重要的，以占不仅二进制，但也三重直接和反向之间的相互作用，电子，正电子，光子和质子。给出了几个明确的例子，并确定相应的时间尺度达到动力学和热平衡。
2009-01-30 astro-ph.HE
High-energy antiprotons from old supernova remnants
最近提出的一个模型（arXiv：0903.2794）解释了PAMELA卫星测量的正电子部分能量的上升，即在老化的超新星遗迹中正电子的强子产生和加速。在这里，我们提出了一个由相同的机制产生的反质子通量的初步计算。虽然该模型与目前的数据是一致的，但在高能量下，反质子与质子的比例预计会上升，这与正电子分数的其他天体物理学解释（如质子星）有着显著的区别。我们简要讨论了通过反物质搜索暗物质的重要意义。
2009-09-30 astro-ph.HE
Plus Charge Prevalence in Cosmic Rays: Room for Dark Matter in the Positron Spectrum
正电子/电子比的意外能谱被天体物理学解释，除了100-300 GeV的范围。数据表明，这个比例，在$0.5-8$ GeV之间下降后，稳步上升，在200- 400 GeV趋于饱和。这些观测结果（除了趋势）似乎与扩散激波加速（DSA）机制相冲突，该机制在\emph{single}超新星遗迹（SNR）激波中起作用。我们认为，$e^{+}/e^{-}$比仍然可以解释的DSA，如果正电子加速在\emph{subset}的SNR冲击：（i）传播的clusional气体介质中，（ii）由加速CR \emph{protons}修改。质子穿透上游的致密气体团，产生正电子和\emph{charge the clumps positively}。感应电场将正电子驱逐到上游等离子体中，在那里它们被冲击加速。由于冲击波被修改，这些正电子比在其他SNR中加速的CR电子发展出更硬的光谱。混合这些群体解释了在$E>8$ GeV的$e^{+}/e^{-}$比率的增加。它在$E<8$ GeV处减小，这是由于激波修正引起的次激波减弱。与被驱逐的正电子相反，大多数反质子、电子和较重的原子核都留在团簇内未被加速。100-300 GeV AMS-02部分超过模型预测，包括，但不限于，可能的暗物质的贡献，也进行了讨论。
2016-07-12 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
Explanation of nearby SNRs for primary electron excess and proton spectral bump
几个小组已经报道了在高能量下可能存在过量的初级电子，并结合了正电子分数和总电子/正电子谱。随着AMS-02测量的高精度电子/正电子谱的最新发布，我们通过拟合$ΔΦ$ $\rm(i.e., Φ_{e^-}-Φ_{e^+})$数据进一步证实了这一超额。然后，我们调查的贡献，一个单一的附近的超新星遗迹的初级电子过剩，并发现Monogem可以合理地解释这种过剩。此外，我们预测，由于船帆座的贡献，电子光谱可能会再次硬化在几个TeV。DAMPE可以精确测量TeV量级的电子，预计在不久的将来将提供对这种新光谱特征的可靠测试。最后，我们用Monogem或Loop I对DAMPE的质子谱数据进行了拟合。我们发现，初级电子过剩和质子谱凸主要是由Monogem产生的。
2022-01-24 astro-ph.HE hep-ph
Possible bump structure of cosmic ray electrons unveiled by AMS-02 data and its common origin along with the nuclei and positron
局域脉冲星和它的前身SNR可以一起将正电子、电子和原子核加速到非常高的能量。著名的$20$（$200$）GeV以上的正电子（核）过剩可能来自这种局域源。这暗示初级电子也应该保持"过量"在$200$ GeV以上，与原子核同步加速。AMS-02实验最近精确测量了284 GeV正电子的急剧下降，这为研究这种预期的电子过剩提供了机会。在这项工作中，空间相关的传播与本地源被用来再现正电子，电子和质子的光谱。在考虑284 GeV正电子衰减的情况下，需要在284 GeV以上的原电子有一个尖锐的凸起结构才能拟合正电子和电子的全谱，然后我们系统地研究了Geminga脉冲星和SNR的正电子、电子和核过剩的共同来源。在这种统一的单一来源模式下，这些过剩现象可以重现。最后，我们希望在未来的AMS-02实验中可以观察到精细的凸点结构来支持我们的模型。
2021-07-11 astro-ph.HE
Radiation from matter-antimatter annihilation in the quark nugget model of dark matter
重新讨论了暗物质的夸克块金模型中正电子云的性质。在这个模型中，暗物质粒子被表示为由大量夸克或反夸克组成的致密复合体，其重子总数为$B\sim 10^{24}$。这些粒子在银河系中的数量密度非常小，这使得它们对所有DM探测实验和宇宙学观测都是“黑暗的”。在这种情况下，反夸克块金扮演着特殊的角色，因为它们可能会在与可见物质的湮灭中表现出来。研究了自由电子、氢气和氦气与反夸克核团正电子云碰撞中的电子正电子湮没。结果表明，强反夸克块金电场能破坏正电子偶素、氢原子和氦原子，阻止电子深入正电子云，从而使电子正电子湮没的几率降低近5个数量级.因此，QN正电子云中的电子湮灭不能解释SPI/INTEGRAL探测器在我们星系中心观察到的能量为511 keV的光子。这些光子可以通过不同的机制来解释，其中QN捕获质子，这些质子与夸克核心中的反夸克湮灭或转化为中子，从而减少QN核心电荷并增加QN温度。结果，QN将正电子丢失到空间，并在那里与电子湮灭。质子湮灭产生的带电π介子会产生更多的正电子。另一种表现可能是来自$π^0$衰变的光子发射。
2021-09-11 astro-ph.HE hep-ph
Cosmic-ray protons, nuclei, electrons, and antiparticles under a two-halo scenario of diffusive propagation
我们报告的宇宙射线的质子，原子核，反质子，电子和正电子的能量谱内的“双晕模型”的扩散输运的计算。这两个晕代表了一个简单的，物理上一致的标准扩散模型的推广，其中假设一个独特的类型的宇宙射线在整个星系晕的扩散。相反，我们相信，当宇宙射线接近银河系圆盘时，它们可能会经历较小的扩散能量依赖性。最近对宇宙射线质子、原子核、各向异性和伽马射线的观测支持了我们的设想。我们预测在高能量下非常硬的反粒子谱。特别地，在E>10 GeV时，反质子/质子比率预计会变平，而正电子分数则会随着能量的增加而增加。我们讨论了通过反物质搜索宇宙射线物理和暗物质的影响。
2015-10-19 astro-ph.HE
Steady State Equilibrium Condition of $npe^{\pm}$ Gas and Its Application to Astrophysics
研究了有/无外中微子流的中子、质子、电子、正电子和辐射场混合气体（简称$npe^{\pm}$气体）的稳态平衡条件，得到了描述高温（$T>10^9$ K）稳态平衡的一般化学势平衡方程$μ_n=μ_p+Cμ_e$.在中微子和反中微子是透明的情况下，为了简化计算，给出了一个系数$C$的解析拟合公式。利用相应的平衡条件来估算稳态平衡$npe^{\pm}$气体的电子分数是一种简单的方法。作为一个例子，我们将这种方法应用于GRB吸积盘，证实了在低吸积率时，内区的成分近似平衡。对于有外中微子流的情况，我们计算了来自原中子星模型M15-l1-r1的中微子驱动风的初始电子分数。结果表明，改进后的平衡条件使电子分数比$μ_n=μ_p+μ_e$情况下的电子分数在反弹后小于5秒时显著降低，这对r过程核合成可能是有用的
2010-08-30 astro-ph.HE
Structure of a collisionless pair jet in a magnetized electron-proton plasma: flow-aligned magnetic field
我们研究了引导磁场对通过静止的无碰撞电子-质子等离子体传播的成对喷流的形成和结构的影响。我们用PIC模拟了一对温度为400 keV，平均速度为0.9c的云。云传播通过一个空间均匀，磁化和冷却环境的电子-质子等离子体是在休息。其平均速度矢量与背景磁场一致。一股喷射流及时形成。它的外茧由射流加速的环境等离子体组成，并通过电磁活塞与内茧分离，电磁活塞的厚度与射流粒子的热回旋半径相当。一个超临界快速磁声冲击将形成之间的原始环境等离子体和射流加速的时间尺度上，超过我们的模拟时间的一个数量级。内茧是成对的等离子体，当它扫过背景磁场时失去了其定向流能量。一束电子和正电子以其初始速度沿喷流脊运动。它的电子被减速，一些正电子在穿过喷流头部时被加速。后者沿着磁场向上游逃逸，在喷流之前产生过量的MeV正电子。在电磁活塞形成时，位于其后面的一些质子被加速到MeV的能量
2018-12-13 astro-ph.HE
Generating ultra-dense pair beams using 400 GeV/c protons
一个以前未探索的实验方案，用于产生低发散，超密度，相对论，电子-正电子束使用400 GeV/c的质子可在设施，如HiRadMat和AWAKE在欧洲核子研究中心。初步的Monte-Carlo和Particle-in-cell模拟表明，产生包含足够高密度的$10^{13}-10^{14}$电子-正电子对的光束的可能性，以驱动无碰撞的光束-等离子体不稳定性，这有望在磁场产生和相对论天体物理现象的相关辐射特征中发挥重要作用。这对光束是准中性的，在所有维度上的尺寸都超过了几个趋肤深度，这是第一次允许检查横向和纵向不稳定模式之间的竞争对磁场增长的影响。此外，所提出的计划允许的可能性，控制相对密度的强子电子-正电子对的光束，使之有可能探索不同的天体物理环境的参数空间。
2020-11-09 astro-ph.HE hep-ph physics.plasm-ph
Probing the Pulsar Origin of the Anomalous Positron Fraction with AMS-02 and Atmospheric Cherenkov Telescopes
PAMELA、Fermi-LAT和AMS-02最近的观测结果已经明确表明，宇宙射线正电子分数上升到10 GeV以上，这一特征在自洽的银河系宇宙射线传播模型的次级正电子产生范式下是不可能模拟的。正电子比例上升的主要解释是电子-正电子对的额外来源，例如一个或多个成熟的，充满活力的，相对较近的恒星。我们指出，任何一个著名的附近的恒星，Geminga和Monogem，可以令人满意地提供足够的正电子再现AMS-02的观测。这种情况的一个确凿证据是宇宙射线电子和正电子到达方向的各向异性，这可能被现有或未来的望远镜探测到。目前，预测的各向异性水平与Fermi-LAT和AMS-02的限值一致。我们认为，大气切伦科夫望远镜（ACTs）的大收集面积，使它们成为检测这种各向异性的最佳工具。具体来说，我们表明，大部分的质子和伽马射线的背景，这会影响测量的宇宙射线电子-正电子光谱与ACT，可以控制在搜索各向异性。我们的结论是，使用档案ACT数据的观测已经可以约束或证实正电子异常的脉冲星起源，而即将到来的仪器（如切伦科夫望远镜阵列）将提供强有力的约束上升的正电子分数的来源。
2013-05-29 astro-ph.HE hep-ph
Electron-positron plasma in GRBs and in cosmology
电子-正电子等离子体被认为在早期宇宙和伽马射线暴（GRB）源中起着重要作用。我们着重讨论了早期宇宙中正负电子等离子体的物理条件与伽玛暴源的相似性和差异性。我们讨论了a）动力学差异，即伽玛暴源流出的热加速与宇宙学减速; b）核组成差异，如早期宇宙中轻元素的合成和伽玛暴等离子体中重元素的可能破坏; c）最后一次光子被电子散射时的不同物理条件。只有在加速阶段的光学厚的电子-正电子等离子体共同运动的观察者可能会发现它类似于早期宇宙。这种相似性在滑行阶段被打破。对核丰度的再处理可能在伽马射线暴源中进行。重核元素然后被破坏，主要产生质子和少量氦的混合物。与原始等离子体复合形成中性氢并发射宇宙微波背景辐射不同，伽马射线暴等离子体没有冷却到足以复合。
2013-04-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Interpretation of AMS-02 electrons and positrons data
我们进行了综合分析，最近的AMS-02数据的电子，正电子，电子加上正电子和正电子分数，在一个自洽的框架，我们实现了理论建模的所有天体物理组件，可以有助于在整个能量范围内观测到的通量。初级电子的贡献是通过从遥远的源和从本地超新星遗迹的流量在格林目录中的平均流量的总和建模。次级电子和正电子通量来源于初级宇宙射线在星际介质上的相互作用，我们利用AMS-02质子和氦数据推导了一种新的确定方法。ATNF星表中脉冲星风星云的原正电子和原电子被包括在内，并在不同的假设下（整个星表的平均贡献，单个主导脉冲星，几个主导脉冲星）研究了它们最重要的（虽然知之甚少）性质。我们获得了显着的协议之间的各种建模和AMS-02数据的所有类型的分析，表明整个AMS-02轻子数据承认自洽的解释，在天体物理的贡献。
2014-04-07 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
