Neutrinos from WIMP annihilations
本文对太阳和地球内部WIMP湮灭产生的中微子流作了改进的分析。我们把中微子相互作用和振荡效应在一个一致的框架。我们的数值模拟是在基于事件的设置，这是有用的理论研究和创建中微子望远镜Monte Carlos。我们发现，μ子型中微子流的增强或抑制取决于占主导地位的WIMP湮灭通道。
2007-10-08 hep-ph
Neutrino signals from electroweak bremsstrahlung in solar WIMP annihilation
$W$和$Z$规范玻色子或光子的韧致辐射可能是一个重要的暗物质湮灭通道。在许多流行的模型中，一对轻费米子的湮灭是螺旋抑制，这些韧致辐射过程可以解除抑制，从而成为主要的湮灭通道。由此产生的暗物质湮灭产物中含有大量的高能中微子成分。我们考虑太阳WIMP湮灭的情况下，电弱韧致辐射占主导地位，并计算由此产生的中微子光谱。通量包括在$χχ\rightarrow \barννZ$和$χχ\rightarrow \barν\ell W$等过程中产生的初级中微子，以及通过规范玻色子和带电轻子衰变产生的次级中微子。在讨论了中微子在太阳中的传播和味道演化之后，我们考虑了在地球上进行中微子探测的前景。通过与$W^+W^-$湮灭信号的比较，我们表明韧致辐射湮灭通道的探测前景是有利的。
2012-10-19 hep-ph
Investigating sub-MeV dark matter annihilation to neutrinos using direct detection experiments
研究利用XENONnT电子反冲数据探索银河系暗物质晕中暗物质自湮灭产生的中微子通量，推导亚MeV暗质量的湮灭截面排除限，并讨论自湮灭消散效应对J因子的影响。
2025-09-18 hep-ex hep-ph
Searching for Dark Matter Annihilation to Monoenergetic Neutrinos with Liquid Scintillation Detectors
我们考虑寻找暗物质湮灭的单能中微子在太阳的核心。我们发现，液体闪烁中微子探测器具有增强的灵敏度，这一类的暗物质模型，由于能量和角分辨率可能的电子中微子和反中微子散射通过带电电流相互作用。特别是，我们发现，KamLAND，利用现有的数据，可以提供更好的灵敏度，这样的模型比任何目前的直接检测实验$m_X \lesssim 15$ GeV。KamLAND的灵敏度是信号有限的，未来的液体闪烁或液氩探测器具有类似的能量和角分辨率，但具有更大的曝光量，将提供更好的灵敏度。这些探测器可能是质量为$\mathcal{O}(10)$ GeV的暗物质的特别强大的探测器。
2015-07-12 astro-ph.CO hep-ph
Enhanced neutrino signals from dark matter annihilation in the Sun via metastable mediators
我们计算了太阳中隐蔽的暗物质湮灭产生的中微子信号。在这类模型中，暗物质首先湮灭为亚稳态介质，随后衰变为标准模型粒子。如果介质的寿命很长，它们将在衰变之前从致密的太阳核心传播出去。高能中微子在太阳中被吸收。在中微子直接在太阳中心产生的标准情况下，吸收与E > 100 GeV有关，导致超过E ~ 1 TeV的中微子光谱受到显著抑制。在与世隔绝的暗物质场景中，中微子信号被大大增强，因为中微子以较低的密度从核心注入。由于太阳密度随半径呈指数下降，亚稳态介质对中微子通量有显着影响，即使衰变长度与太阳半径相比很小。此外，由于中微子探测的截面随能量的增加而增加，中微子光谱高能区的增强将对整个事件发生率产生很大的影响。
2011-07-19 astro-ph.CO hep-ph
Limits on the tau neutrino mass from nucleosynthesis in the presence of annihilation into majorons
我们表明，在存在足够强的τ中微子湮灭成majorons，原始核合成的约束不能排除τ中微子质量在兆电子伏范围内。
1996-12-10 hep-ph
Distinguishing Neutrino Mass Hierarchies using Dark Matter Annihilation Signals at IceCube
我们探讨了在中微子望远镜上通过暗物质湮灭产生的中微子信号来区分中微子质量等级的可能性。我们考虑一个简单的扩展的标准模型的中微子质量和混合角得到通过第二类跷跷板机制作为一个明确的例子。我们表明，未来的扩展IceCube中微子望远镜可能会检测到银河系中心和太阳内部DM湮灭的中微子信号，并区分正常和倒置的质量层次，在这个模型中。
2015-11-03 hep-ph
The Maximal Neutrino Flux from Neutralino Annihilation in the Galactic Center
我们讨论了一个强大的和相当独立的模型上界可能产生的中微子流在我们的银河系中心的中微子湮灭，并表明其检测与目前或未来的中微子望远镜是非常不可能的。这个界限是通过将中微子通量与在相同湮灭过程中产生的伽马通量联系起来得到的，对于这些湮灭过程，确实存在测量。
2005-07-26 astro-ph hep-ph
Neutrino-induced Muon Fluxes from Neutralino Annihilations in the Sun and in the Earth
利用中性伴子湮灭产物注入太阳和地球的情况，计算了中微子在地球表面引起的μ子通量。通过太阳中微子传播的改进治疗进行和结果是在一个易于使用的参数化。对于显式超对称模型，证明了一个可观测的中性伴子湮灭信号。
1995-04-03 hep-ph
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
Gamma-ray Limits on Neutrino Lines
暗物质湮灭产生的单色中微子（$χχ\to ν\barν$）总是伴随着由电弱韧致辐射产生的γ射线谱而产生的。因此，这些中微子线不仅可以用中微子探测器来探测，也可以用伽马射线望远镜来间接探测。在这里，我们推导出限制的暗物质湮灭截面到中微子的基础上最近的费米-LAT和HESS数据。我们发现，对于暗物质质量超过200 GeV，伽马射线数据实际上设置了最严格的约束中微子线从暗物质湮灭，因此，上界的暗物质总湮灭截面。此外，我们指出，伽马射线望远镜，不像中微子探测器，有可能区分的最终状态中微子的味道。我们的结果表明，我们已经进入了一个新的时代，伽玛射线望远镜比中微子探测器更敏感的中微子线从暗物质湮灭。
2016-07-05 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Neutrinos from Earth-Bound Dark Matter Annihilation
本文研究碰撞长度短于行星尺度的暗物质在地球中的积累与湮灭，通过重新诠释现有中微子搜寻数据，在停止介子和瞬发高能中微子两种情景下排除了此前未探索的暗物质参数空间。
2024-01-12 astro-ph.CO astro-ph.EP hep-ph
Monochromatic Neutrino Signals from Dark Matter Annihilation
太阳中的暗物质湮灭到中微子-反中微子对在中微子探测器如冰立方和KM 3中有显著的特征。我们对中微子从太阳中心传播到地球后的信号进行了独立于模型的研究。太阳中一个大的自旋相关DM捕获截面使得发现前景强劲。
2007-12-11 astro-ph hep-ph
Flavoring Monochromatic Neutrino Flux from Dark Matter Annihilation
众所周知，如果暗物质（DM）粒子从太阳内部的原子核散射的截面足够大，太阳可以捕获DM粒子。原则上，太阳内部DM对的湮灭可以导致中微子望远镜探测到相对较大的中微子通量。如果湮灭直接产生中微子对，地球上的中微子流将是单色的。在这种情况下，振荡概率中的振荡项导致检测到的事件的新的季节性变化，其对初始风味成分敏感。在本文中，我们提出了两个模型，预测这样一个可检测的单色中微子流量从DM湮灭。模型I，这是基于增强的II型跷跷板机制，预测由$(m_ν)_{αβ}$确定的单色通量的风味组合物。在模型II中，DM对首先湮灭为一对无菌中微子，这对无菌中微子振荡为活性中微子，其风味成分由活性-无菌中微子混合的风味结构决定。
2012-02-23 hep-ph
Searching for Sub-GeV Dark Matter in the Galactic Centre using Hyper-Kamiokande
通过湮灭产物间接探测暗物质是寻找大质量弱相互作用粒子（WIMPs）形式的暗物质的关键技术。强约束存在于湮灭的WIMP高度可见的标准模型的最终状态，如光子或带电粒子。在s波湮灭的情况下，这通常会消除质量低于$\cal{O}$（10）GeV的暗物质的热遗迹截面。然而，这样的限制通常忽略了暗物质可能湮灭到假设的不可见或难以检测的最终状态（如中微子）的可能性。由于中微子相互作用的截面很弱，这是一个很难探测的范例。考虑到星系晕中的暗物质湮灭，我们研究了使用Hyper-Kamiokande（HyperK）中微子实验间接探测质量低于1 GeV的暗物质的前景。我们对HyperK探测器进行了专门的模拟，并将其与类似的Super-Kamiokande实验和HyperK物理投影的结果进行了比较。我们提供的湮灭截面，可以探测到的HyperK湮灭μ子或中微子的最终状态的预测，并讨论与暗物质晕配置文件的不确定性。对于中微子的最终状态，我们发现，HyperK是敏感的热湮灭截面与质量约20 MeV的暗物质，假设NFW晕配置文件。我们还讨论了中子标记的影响，并在低质量的范围内提高的前景。
2020-09-09 astro-ph.CO hep-ex hep-ph
Dark matter annihilation into right-handed neutrinos and the galactic center gamma-ray excess
本文将讨论暗物质粒子湮灭为右手中微子的一个具体情况。我们计算预测的伽玛射线过剩从银河系中心，并比较我们的结果与费米-LAT的数据。大约10-60 GeV的右手中微子与较重的暗物质粒子可以完美地解释所观察到的光谱。湮没截面$\langle σv \rangle$落在$0.5$ - $4 \times 10^{-26} \text{ cm}^3/\text{s}$的范围内，其大致与WIMP湮没截面相容。
2016-03-08 hep-ph
Spectra of neutrinos from dark matter annihilations
我们研究了太阳和地球中暗物质粒子湮灭产生的中微子通量。我们给出了所有已知湮灭通道的中微子味谱：nu-antinu，b-bbar，tau-taubar，c-cbar，轻夸克，ZZ，W^+W^-。我们提出了计算振荡、扰动和nu_tau再生综合效应的适当形式。总速率由O（0.1- 10）因子修正，与天体物理学的不确定性相当，而对光谱的影响可以忽略不计。然后，我们计算不同的信号拓扑结构的中微子望远镜：通过μ子，包含μ子，淋浴，并研究他们的能力，以区分暗物质信号的背景。最后，我们讨论如何测量中微子光谱可以允许重建暗物质的基本属性：它的质量和湮灭分支比。
2010-03-11 astro-ph hep-ex hep-ph
Tracing Tau-Neutrinos from WIMP-Annihilation
弱相互作用大质量粒子（WIMP）在地球和太阳中的积累和湮灭可以通过由此产生的中微子信号来观察。我们表明，对于某些部分的超对称参数空间，目前和未来的中微子望远镜可以预期更高的事件率，由于τ中微子比由于μ子中微子的事件。我们展示了如何$ν_τ\leftrightarrowν_μ$振荡，并在太阳散射，吸收和再生的情况下，修改信号的期望。我们发现，大多数目前提出的中性伴子模型预测相等或增加的μ子通量，如果$ν_τ\leftrightarrowν_μ$振荡包括在内。
2001-05-10 hep-ph
Flavor sensitivity to theta_13 and the mass hierarchy for neutrinos from solar WIMP annihilation
本文讨论了高能第二共振和伴随的绝热-非绝热跃迁对中微子在太阳物质中传播的影响。对于WIMP湮灭中微子注入的能量在“甜区”之间的300 MeV和10 GeV的太阳的中心，一个显着的和揭示的依赖中微子质量等级和混合角θ_13下降到0.5度的味道比到达地球。此外，在甜区的风味比的放大允许更好地区分太阳暗物质的可能的湮灭模式。在对WIMP性质的温和假设下，估计在甜区需要200个中微子事件才能推断θ_13、质量等级和主导的WIMP湮灭模式。如果要进行测量，可能需要未来的大容量低能中微子探测器。
2010-02-12 hep-ph
On the Role of Neutrinos Telescopes in the Search for Dark Matter Annihilations in the Sun
对来自太阳的GeV中微子的观测将是暗物质的明确信号。然而，目前的中微子探测器到目前为止未能探测到这样的信号，直接和间接暗物质搜索的界限可能会大大限制在未来的实验中观察到它的可能性，如Hyper-Kamiokande或IceCube-Gen 2。在这项工作中，我们评估目前的数据和预期的实验灵敏度，在太阳中的暗物质湮灭的中微子信号的检测前景。为了尽可能地具有一般性，在我们的分析中，没有假设太阳中的捕获率和湮灭率之间的平衡;相反，暗物质散射和湮灭截面被视为自由和独立的参数。我们考虑通过自旋相关和自旋无关的相互作用捕获，并湮灭成三个代表性的最终状态：$b\bar b$，$W^+W^-$，和$τ^+τ^-$。我们发现，当太阳中的捕获是由自旋独立的相互作用，目前的直接检测界限已经排除了中微子信号的观测在未来的实验。对于通过自旋相关相互作用捕获，在未来的中微子探测器和计划中的直接和间接暗物质探测实验（如PICO-500和CTA）之间，在大多数参数空间上观察到很强的互补性。在这种情况下，我们还确定了参数空间的一些区域，这些区域只能通过未来的中微子实验通过来自太阳的中微子通量进行探测。
2017-10-05 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Nucleosynthesis constraints on heavy tau-neutrino in the presence of annihilations to majorons
我们表明，在存在足够强的$ν_τ$湮灭的主要子，原始核合成的限制不能排除任何值的$ν_τ$质量了目前的实验室限制。
1996-04-01 hep-ph
Dark Matter Signals from Cascade Annihilations
对PAMELA和ATIC观测到的电子/正电子过剩现象的主要解释是星系晕中的暗物质湮灭。根据湮灭通道的不同，电子/正电子信号可能伴随着银河伽马射线或中微子通量，而这种通量的未检测限制了暗物质的耦合和晕属性。在本文中，我们研究的相互作用的电子数据与伽马射线和中微子约束的级联湮灭模型的背景下，其中暗物质湮灭成轻的自由度，这反过来又衰变成轻子在一个或多个步骤。电子和μ子级联给出了一个合理的适合PAMELA和ATIC数据。与直接湮灭相比，级联湮灭可以将末态辐射对γ射线的约束软化一个数量级。然而，如果暗物质主要湮灭为μ子，则中微子约束是稳健的，而不管级联衰变步骤的数量。我们还研究了最近提出的“轴子门户”的情况下的电子数据和伽马射线/中微子的约束。
2009-01-30 astro-ph.CO hep-ph
Neutrino pair annihilation above black-hole accretion disks in modified gravity
利用理想化的吸积盘模型，我们研究了引力修正理论对中微子湮灭成电子-正电子对（$ν{\bar ν}\to e^-e^+$）的影响，发生在旋转轴附近。对于吸积盘，我们考虑了具有温度$T=constant$和$T\propto r^{-1}$的模型。在这两种情况下，我们发现，修改后的引力理论导致的增强，超过一个数量级的广义相对论，中微子对湮灭的能量沉积率。
2022-05-19 astro-ph.HE hep-ph
Distinctive signals of boosted dark matter from its semi-annihilation
暗物质可以通过各种机制来增强，这些机制可能会产生与典型暗物质不同的特征信号。我们表明，半湮灭$χχ\to\barχν$产生的信号是不同于其他半湮灭和标准的暗物质湮灭过程。由于半湮灭过程产生的助推暗物质被视为高能中微子，因此暗物质和伴随的中微子的总通量在接近暗物质质量的能量上产生双峰。我们表明，这将是可能的，以检测这两个粒子在太阳使用未来的大容量中微子探测器，如深地下中微子实验和超神冈。
2022-01-19 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Non-standard interactions and neutrinos from dark matter annihilation in the Sun
本文分析了非标准中微子相互作用（NSI）对太阳中暗物质湮灭中微子信号的影响。以实验允许的基准值的物质NSI参数，我们表明，这种中微子的能量在GeV尺度的演变可以大大修改。我们模拟了中微子从太阳到地球的传播，为现实的暗物质湮灭通道，并发现，物质NSI可以导致最多30%的修正，在中微子望远镜的μ子径迹事件的信号率。仍然是目前的实验界暗物质从这些搜索是强大的NSI的存在下，在相当大的一部分，其允许的参数空间。与此同时，太阳中暗物质湮灭产生的电子中微子通量可以改变几倍。
2018-02-16 hep-ph
Enhancing Dark Matter Annihilation Rates with Dark Bremsstrahlung
许多类型的暗物质相互作用导致湮灭过程，遭受p波抑制或螺旋抑制，使它们从属于未抑制的s波过程。我们证明了暗初态辐射的自然包含可以打开一个未抑制的s波湮灭通道，从而为特定的相互作用类型提供主导的暗物质湮灭过程。我们用来自费米子暗物质$\overlineχχ\rightarrow \overline{f}fϕ$或$\overline{f}fZ'$的暗自旋0或暗自旋1粒子的韧致辐射来说明这种效应。暗的初始状态辐射过程，尽管有一个3体的最终状态，进行在相同的顺序在新的物理尺度$Λ$作为湮灭到2体的最终状态$\overlineχχ\rightarrow \overline{f}f$。在$Λ$中，这是较低阶的，而不是通过标准模型终态辐射或虚拟内部韧致辐射来提升螺旋度抑制的研究。这种暗韧致辐射过程应该会影响大型强子对撞机和对暗物质的间接探测。
2017-07-27 astro-ph.CO hep-ph
Cosmic Ray Constraints On the Annihilation of Heavy Stable Neutrinos in the Galactic Halo
我们对宇宙线中的反质子、正电子、电子和光子的通量进行了详细的分析，这些通量是由遗留重中微子在星系晕中湮灭而产生的。粒子谱用蒙特卡罗模拟计算。计算结果表明，高能宇宙线正电子能谱的研究可以为银河系中超重中微子的湮灭提供一个独特的信号，并提供有关暗物质粒子参数的重要信息。
1997-04-14 astro-ph hep-ph
Muonium annihilation into $ν_e\barν_μ$ and $ν_e\barν_μγ$
详细计算了μ ~+湮灭为双中微子末态和双中微子一光子态的过程。
2013-06-04 hep-ph
A novel way of constraining WIMPs annihilations in the Sun: MeV neutrinos
积累在太阳中的暗物质粒子湮灭会产生高能中微子流，中微子望远镜和探测器探测的前景已经在文献中广泛讨论。然而，对于湮灭成标准模型粒子，也会有一个在MeV范围内的中微子通量，来自μ子和带正电的π子的静止衰变。这些低能中微子以前从未被考虑过，它们也为将太阳中的暗物质湮灭限制为e+e-、mu+mu-或轻夸克提供了可能性。在这里，我们进行了详细的分析，使用最近的超级神冈数据在几十兆电子伏的范围内设置限制的WIMP-核子散射截面为不同的湮灭通道和计算WIMP的蒸发率从太阳的散射截面的所有值在一个一致的方式。
2013-08-15 hep-ph
The Role of the Neutrino Form Factors in the Energy Loss Rates of Pair Annihilation Process
在考虑了中微子电荷半径、返极矩和偶极矩贡献的狄拉克中微子电磁性质的标准模型的最小推广下，计算了由于中微子对过程$e^+e^- \rightarrow (W, Z, γ) \rightarrow ν_e \bar{ν_e}$的产生而引起的恒星能量损失率.我们证明了电子中微子的偶极矩的贡献比电荷半径的贡献小。所获得的结果也被认为是使用标准模型获得的结果。
2022-03-30 hep-ph
Search for right-handed neutrinos from dark matter annihilation with gamma-rays
标准模型的几个扩展包含了GeV-TeV质量范围内的右手中微子。由于它们与活跃中微子的混合，它们可能会在宇宙学、中微子物理学和对撞机研究中产生新的效应。此外，右手中微子还可以作为暗物质湮灭的最终状态出现，这对暗物质间接探测搜索具有重要意义。在本文中，我们使用费米大面积望远镜（矮球状星系的6年观测）和H.E.S.S.（对银河系中心的10年观测）来限制暗物质湮灭为右手中微子。我们考虑质量在10 GeV和1 TeV之间的右手中微子，包括两体和三体衰变，推导出暗物质湮灭率的界限，$\langle σv\rangle$，作为暗物质质量的函数。我们的结果表明，特别是，热暗物质湮灭截面，$3\times 10^{-26}\, {\rm cm^3 s^{-1}} $，右手中微子被排除的暗物质质量小于$200$ GeV。
2017-10-13 astro-ph.HE hep-ph
Can high energy neutrino annihilation on relic neutrinos generate the observed highest energy cosmic-rays?
聚集在星系晕或附近星系团晕中的大爆炸遗留的质量为$\sim 1$ eV的中微子上的高能$\sim 10^{21}$ eV中微子的湮灭被认为是通过强子Z衰变产生高能核子和光子的原因，这可能解释了探测到的大于10^{20}eV的宇宙射线的通量。我们发现，由这一过程产生的高能核子和光子的通量主要是在均匀的、非团簇的中微子背景上湮灭的，并且为了解释探测到的>10 ^{20}eV粒子的通量，10 ^{21}eV中微子的能量产生率需要>10^{48} erg/Mpc^3 yr。这个能量产生率，相当于宇宙的总光度，比解释大于10^{19}eV宇宙射线通量所需的高能核子产生率大4个数量级。因此，为了使中微子湮灭对探测到的大于10^{20}eV的宇宙射线的通量有显著贡献，就必须提出一种新的高能中微子源的存在，这种高能中微子源可能与大于10^{19}eV的宇宙射线源无关。
1998-04-02 astro-ph hep-ph
On the Oscillation of Neutrinos Produced by the Annihilation of Dark Matter inside the Sun
被太阳捕获的暗物质粒子的湮灭可以导致在中微子探测器中可观察到的中微子通量。考虑到这些暗物质粒子是非相对论性的，如果一对暗物质湮灭为一对中微子，中微子的光谱将是单色的。我们表明，在这种情况下，即使在太阳内部的生产点平均后，振荡概率的振荡项不平均为零。这导致了有趣的可观察到的特征的μ子轨道事件的数量的年度变化。我们表明，由于太阳内部的暗物质的热分布的光谱涂抹太小，洗出这种变化。指出了利用中微子望远镜测量μ子径迹数的年变化来研究暗物质湮灭产生的中微子初始味成分的可能性。
2010-06-14 hep-ph
Neutrino Fluxes from CMSSM LSP Annihilations in the Sun
我们评估的中微子通量预计从太阳内部的中性中微子LSP湮灭，在最小的超对称扩展的标准模型与超对称破缺标量和gaugino质量约束是普遍的在大统一尺度（CMSSM）。我们发现在典型的CMSSM $(m_{1/2}, m_0)$平面上有很大的区域，太阳内部的LSP密度不平衡，因此湮灭率可能远低于俘获率。我们发现中微子通量在20%的水平上依赖于太阳模型，并采用Serenelli等人的AGSS 09模型进行详细的研究。我们发现，在CMSSM $(m_{1/2}, m_0)$平面的大区域中，捕获率不受自旋相关的LSP-质子散射的支配，例如，沿CMSSM共湮灭带的大$m_{1/2}$。我们计算了沿共湮灭/快速湮灭和聚焦点带的点的各种阈值能量以上的中微子通量，其中CMSSM产生了正确的宇宙学遗迹密度tan（β）= 10和55 $μ$ > 0，探索它们对自旋相关和独立散射矩阵元的不确定性的敏感性。我们还提出了详细的中微子光谱的四个基准模型，说明通用的CMSSM内的可能性。扫描CMSSM参数空间中有利于宇宙学的部分，我们发现IceCube/DeepCore探测器最多只能探测这个参数空间的一部分，特别是焦点区域，也可能在共湮灭带的低质量尖端。
2010-03-03 astro-ph.CO hep-ph
Pair Production of Majorana Neutrinos by Annihilation of Charged Particles in High Energy Collision
假设中微子具有非零的磁矩，我们讨论了高能碰撞中带电费米子湮灭产生对的可能性。采用光子-中微子耦合的Pauli相互作用，计算了光子通道中中微子对的产生截面，并与标准模型在$ Z^{0} $通道中的结果进行了比较。我们证明了当跃迁磁矩不小于$10^{-9} - 10^{-10} μ_B$时，在大型强子对撞机或超高能宇宙线的质心能量为$10 - 100$ TeV时，Majorana中微子对的产生率可能超过标准模型的产生率.
2013-11-25 hep-ph
Neutrino emission from dark matter annihilation/decay in light of cosmic $e^{\pm}$ and $\bar{p}$ data
在我们的前期工作中，发展了一种基于马尔可夫链蒙特卡罗方法的自洽全局拟合方法，用于研究宇宙线正负电子过剩引起的暗物质（DM）性质。在这项工作中，我们进一步改进了以前的研究，包括强子分支比的DM湮灭/衰变。PAMELA $\bar{p}/p$数据被用来约束强子分支比。我们发现PAMELA $\bar{p}/p$数据所允许的夸克分支比的95%（$2σ$）上限分别是DM湮灭的$\sim 0.032$和DM衰变的$\sim 0.044$。这一结果表明，DM耦合到纯轻子确实是目前的数据所青睐。在整体拟合结果的基础上，我们进一步研究了银河系中心DM的中微子发射。由于考虑了$γ$ -射线的约束，我们预测的中微子通量比以前的工作要小一些。然而，它仍然能够被即将到来的中微子探测器如IceCube探测到。与以往工作相比，本文的改进之处在于：1）采用全局拟合的方法导出了粒子物理和天体物理的DM参数; 2）包含了$γ$ -射线和反质子等多种数据的约束条件; 3）中微子发射的期望是完全自洽的。
2012-03-14 astro-ph.CO hep-ph
Neutrino Fluxes from NUHM LSP Annihilations in the Sun
我们扩展了我们以前的研究，预计从中性中微子LSP湮灭太阳内部的中微子通量，包括变种的最小超对称扩展的标准模型（MSSM）与夸克，slepton和gaugino质量约束是普遍的大统一体尺度，但允许一个或两个非普遍的超对称性破坏参数贡献的希格斯质量（NUHM 1，2）。在具有普适希格斯质量的约束MSSM（CMSSM）中，NUHM参数空间中有很大的区域太阳内部的LSP密度不平衡，因此湮灭率可能远低于捕获率，也有很大的区域捕获率不受自旋相关LSP-质子散射的支配。NUHM中可能的光谱在性质上与CMSSM中的光谱相似。我们计算中微子引起的μ介子通量高于10 GeV的阈值能量，适合冰立方/深核探测器，NUHM产生正确的宇宙学遗迹密度的NUHM参数的代表性选择的点。我们发现，IceCube/DeepCore探测器可以探测NUHM参数空间的区域，除了类似的焦点带和从CMSSM熟悉的共湮灭带的尖端。这些区域包括增强的希格斯诺-高更诺混合的LSP组成，发生在中性伴子质量本征态交叉。另一方面，快速湮灭漏斗区一般产生的中微子通量小得无法观测。
2011-04-27 astro-ph.CO hep-ph
Radiative neutrino model with semi-annihilation dark matter
本文提出了一个具有$U(1)$规范对称性的双圈诱导辐射中微子模型，其中产生了一个Dirac费米子的暗物质。残余密度的贡献来自于剩余$\mathbb{Z}_3$宇称引起的湮灭和半湮灭。在对中微子振荡数据和轻子味破坏边界提出要求后，我们发现半湮没在满足残余密度约束$0.117 < Ωh^2 < 0.123$中起着至关重要的作用。我们的数值分析表明，DM标量耦合与DM质量在$(80, 400)$ GeV的允许区域。
2019-12-15 hep-ph
PPPC 4 DM$ν$: A Poor Particle Physicist Cookbook for Neutrinos from DM annihilations in the Sun
我们提供计算太阳中TeV级暗物质湮灭的中微子信号的成分和配方。对于每个湮灭通道和DM质量，我们提出的中微子在生产的能谱，包括：国家的最先进的能量损失的初级粒子在太阳物质中，次级中微子，电弱辐射。然后，我们提出了传播到地球后的光谱，包括（真空和物质）风味振荡和太阳物质的相互作用。我们还提供了一个数值计算的DM粒子在太阳中的捕获率。这些结果以数字形式提供。
2014-07-14 astro-ph.HE hep-ph
Three-Body Annihilation of Neutralinos Below Two-Body Thresholds
我们计算了在W^+ W^-和t-棒t阈值以下s波中性伴子湮灭到三体末态的截面。如果中性伴子质量分别不小于m_t和m_W太多，则这种三体通道可能在湮灭截面中占主导地位。此外，由于在这些通道中产生的中微子比来自$b\bar{b}$或tau^+ tau^-通道的中微子能量高得多，它们可以在太阳或地球中的中性子湮灭产生的能量中微子通量中占主导地位，远远低于这些阈值，并显着增强超对称参数空间某些区域的中微子信号。
1998-08-14 astro-ph hep-ex hep-ph
Neutrinos from WIMP Annihilations Obtained Using a Full Three-Flavor Monte Carlo Approach
弱相互作用大质量粒子（WIMPs）是宇宙中暗物质的主要候选者之一。如果这些粒子构成了暗物质，那么它们可以被太阳或地球捕获，沉入各自的核心，湮灭并产生中微子。因此，在朝向太阳和/或地球的中微子望远镜中，这些中微子可能是一个引人注目的暗物质特征。本文从几个方面改进了以往关于计算WIMP湮灭中微子产额的分析。我们包括中微子振荡在一个完整的三味框架，以及所有的影响，从中微子相互作用的方式通过太阳（吸收，能量损失，再生从τ衰变）。此外，我们还研究了混合角$θ_{13}$的非零值以及正常和倒置中微子质量等级的影响。我们的研究是在一个基于事件的设置，这使得这些结果非常有用的理论分析和建设中微子望远镜蒙特卡罗代码。我们所有的中微子产额的结果，以及我们的蒙特卡罗代码，是公开的。我们发现，μ子型中微子的产额从在太阳的WIMP湮灭增强或抑制，取决于占主导地位的WIMP湮灭通道。这种效应是由于中微子振荡引起的有效的味道混合。对于地球内部的WIMP湮灭，从源到探测器的距离太小，不允许中微子望远镜相关的中微子能量的任何显着振荡。
2008-03-12 astro-ph hep-ph
Neutrinos from Dark Matter annihilations at the Galactic Centre
我们讨论了银河系中心暗物质湮灭中高能中微子探测的前景。尽管有很大的不确定性与我们的知识贫乏的暗物质在银河系的最里面的区域的分布，我们确定的中微子通量的上限，要求相关的伽马射线发射不超过观测到的通量。我们的结论是，如果暗物质是由中性中微子，中微子流量从暗物质湮灭在GC将无法观察到的Ancantor。相反，要探测到这样的通量，要么需要另一种解释，即天体物理过程，要么采用其他\DM候选者，而中性伴子的情况则不受欢迎。
2004-03-13 astro-ph hep-ph
Cosmological gamma ray and neutrino backgrounds due to neutralino dark matter annihilation
假设观测到的暗物质是由MSSM中的热激发的中性伴子组成，我们计算了由于中性伴子湮灭在演化的暗物质晕中产生的γ射线和中微子的宇宙学背景辐射。这种伽马射线背景辐射的光谱并没有表现出很强的湮灭线特征，但可能相当于EGRET在几个GeV以上观测到的河外伽马射线连续通量的一个重要部分。与大气前景相比，相应的宇宙学中微子背景很弱。然而，假设完全混合，宇宙学上的τ中微子背景可以在10 GeV - 1 TeV的能量范围内用鉴别味道的中微子望远镜探测到。一个小的各向异性的背景辐射预计，反映当地集群的暗物质晕沿超银道面。
2004-05-18 astro-ph hep-ph
High Energy Neutrinos From Superheavy Dark Matter Annihilation
膨胀过程中产生的超重（$M>10^{10}$ GeV）粒子可能是暗物质，与它们的相互作用强度无关。强烈相互作用的超重粒子将被太阳捕获，它们在太阳中心的湮灭将产生高能中微子流，中微子望远镜应该可以探测到。根据粒子质量的不同，一个100公里探测器的事件发生率从每小时几个到每年几个不等。该过程的特征是τ中微子占优势，事件的能量谱相对平坦，范围从50 GeV到许多TeV，检测到的τ中微子的平均能量约为3 TeV。
2000-09-03 astro-ph hep-ph
Implications of a solar-system population of massive 4th generation neutrinos for underground searches of monochromatic neutrino-annihilation signals
最近有人指出，任何主要的星系弱相互作用大质量粒子（WIMP）的人口产生，通过与太阳物质的碰撞，一个“慢”的WIMP被困在内太阳系的次级人口。我们表明，考虑到这个“慢”的太阳系人口显着提高的可能性，以探测稳定的大质量中微子（第4代）在地下中微子实验的存在。我们的工作表明，对现有地下中微子数据的重新分析应该能够对稳定的大质量第四中微子的可能存在带来非常严格的限制。
2002-01-18 astro-ph hep-ph
Constructing the off-diagonal part of active-neutrino mass matrix from annihilation and creation matrices in neutrino-generation space
活动中微子质量矩阵的非对角部分是由两个$3\times 3$矩阵构成的，这两个矩阵在$ν_e, ν_μ, ν_τ$的中微子生成空间中起湮灭和产生矩阵的作用。这个结构导致了一个新的关系式，$M_{μτ} = 4\sqrt{3} M_{e μ} $，它预言在三重最大中微子混合的情况下，$m_3 - m_1 = η(m_2 - m_1)$与$η= 5.28547$。然后，${Δm^2_{32}}/{Δm^2_{21}}$的最大可能值等于$η^2 -1 = 26.9362$，并给出$m_1 = 0$。对于实验估计值${Δm^2_{21}}\sim 8.0\times 10^{-5} {\rm eV}^2$，如果实现该最大值，则该最大值预测$Δm^2_{32} \sim 2.2\times 10^{-3} {\rm eV}^2$，接近于流行的实验估计值$Δm^2_{32} \sim 2.4\times 10^{-3} {\rm eV}^2$。
2006-06-21 hep-ph
Impact of Semi-annihilation of Z3 Symmetric Dark Matter with Radiative Neutrino Masses
研究了具有双圈辐射中微子质量的Z3对称模型。模型中的暗物质要么是狄拉克费米子，要么是由于Z3对称性未破缺而产生的复杂标量。除了标准的湮灭过程，暗物质的半湮灭也对遗迹密度有贡献。我们研究了模型中的半湮灭效应，并指出这些贡献对于获得观测到的遗迹密度是很重要的。还讨论了在暗物质搜索的实验签名，其中一些预计是不同的暗物质在Z2对称模型的签名。
2014-09-09 astro-ph.HE hep-ph
Gamma rays and neutrinos from dark matter annihilation in galaxy clusters
研究了星系团中暗物质湮灭产生的$γ$射线和中微子辐射.在Fermi-LAT运行约一年后，观测到几个具有严格GeV $γ$射线发射上限的星系团。我们使用这些集群的费米-LAT上限来约束DM模型参数。我们发现，在冷DM（CDM）方案中预测的分布有子结构的DM模型受到Fermi-LAT $γ$射线数据的强烈约束。特别是对于可能解释PAMELA/Fermi-LAT/HESS发现的$e^{\pm}$过剩的轻子湮灭情形，对子结构最小质量的约束是$10^2-10^3$ M $_{\odot}$水平，这比CDM图中预期的要大得多，但与暖DM情形一致.我们进一步研究了IceCube探测团簇中微子的灵敏度。发现中微子探测比$γ$ -射线探测困难得多。只有对于非常重的DM（$\sim 10$ TeV）和相当大的线中微子分支比，中微子灵敏度才能与$γ$射线的灵敏度相媲美。
2010-06-22 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Directional Searches at DUNE for Sub-GeV Monoenergetic Neutrinos Arising from Dark Matter Annihilation in the Sun
我们考虑使用的方向性在寻找单能亚GeV中微子所产生的衰变停止K介子，这可以产生的暗物质湮灭在太阳的核心。当这些中微子在中微子探测器上与原子核发生带电相互作用时，它们通常会射出一个质子，这个质子在正向方向上的峰值很高。这个轨迹的方向可以在DUNE测量，允许通过比较源上和源外事件率来区分信号和背景。我们发现，方向信息可以提高信号与背景的比例高达5倍。
2017-01-11 hep-ph
Dark Matter Annihilation inside Large Volume Neutrino Detectors
本文提出利用大型中微子望远镜内部GeV质量暗物质湮灭为可见物质的信号来约束或发现强相互作用暗物质，并通过Super-Kamiokande数据对隐匿暗物质模型给出与直接探测互补的新界限。
2023-07-07 astro-ph.CO hep-ph
Neutrinos from the Annihilation or Decay of Superheavy Relic Dark Matter Particles
鉴于越来越多的证据表明，最高能量的宇宙射线主要是质子，而不是伽马射线，我们讨论的前景，这些宇宙射线产生的衰变或湮灭的超重遗迹粒子。我们计算了由此产生的高能中微子能谱，并将计算结果归一化到超高能宇宙线能谱。我们表明，大多数scenerios已经受到限制，目前的限制放置的AMANDA实验。
2002-04-09 astro-ph hep-ph
Muon Fluxes From Dark Matter Annihilation
本文计算了太阳核、地核暗物质湮灭和晕中暗物质湮灭产生的宇宙弥散中微子的μ子通量。我们考虑了与模型无关的直接中微子产生和由暗物质湮灭产生的τ衰变产生的次级中微子。我们说明了如何从暗物质湮灭μ子能量分布有一个非常不同的形状比μ子流量从大气中微子。我们认为向上μ介子通量，当μ介子在下面的岩石中创建的检测器，和所包含的流量时，μ介子创建（冰）检测器。我们将我们的结果与以前在文献中获得的结果进行了对比，说明了正确处理μ子传播和能量损失的重要性。我们评论中微子的味道依赖和他们的检测。
2009-08-18 hep-ph
Annihilation of NMSSM neutralinos in the Sun and neutrino telescope limits
我们在NMSSM的框架下研究了中性伴子暗物质，对其参数空间进行了扫描，并计算了中性伴子在太阳中的俘获和湮灭率。根据中性伴子含量及其主要湮灭通道，讨论了在中微子实验中寻找中性伴子暗物质的前景。我们直接从中微子望远镜的太阳湮灭率上限重新计算了中性子-质子弹性截面的上限。该方法与μ子通量极限下的重算方法相比，具有不依赖于实验细节、重算系数对各种WIMP暗物质模型具有通用性等优点。我们得到90%的c.l.根据Baksan地下闪烁望远镜的结果得出的中性子质子截面的上限。
2010-06-18 astro-ph.HE hep-ph
Gamma Ray and Neutrino Flux from Annihilation of Neutralino Dark Matter at Galactic Halo Region in mAMSB Model
我们考虑最轻的超对称粒子（LSP）--最小反常介导超对称破缺模型（mAMSB）中的中性伴子作为大质量弱相互作用粒子（WIMP）或冷暗物质的可能候选者，并研究了它的直接和间接探测。理论上允许这样一个模型的超对称参数空间以及LHC最近的边界受到WMAP对遗迹密度的结果的限制。因此，暗物质离开核子的自旋无关和自旋相关散射截面受到WMAP结果的限制。它们被发现是在不同的正在进行的直接检测实验的允许区域内。在银河系中心的这种暗物质候选人的湮灭产生不同的标准模型粒子，如伽马射线，中微子等，在这项工作中，我们计算这些$γ$ -射线和中微子来自银河系中心的方向（及其附近）在陆地或卫星携带的探测器可能的通量。计算的$γ$射线通量与HESS实验的观测结果进行了比较。对四种类型的星系暗物质晕剖面，计算了该模型中WIMP湮灭产生的来自星系中心和远离星系中心不同位置的不同味道的中微子流。从μ子中微子产生的μ子信号的角度讨论了ANTARES海底探测器对来自银心方向的这种$ν_μ$的探测前景。伽马和中微子信号估计四个不同的暗物质晕配置文件。
2013-06-27 astro-ph.CO hep-ph
