Morphological Tests of the Pulsar and Dark Matter Interpretations of the WMAP Haze
WMAP烟雾是来自银河系中心的过量微波辐射。在同步辐射模型的情况下的阴霾，我们提出了测试辐射高能电子/正电子的源。我们探讨了几种模型的情况下，脉冲星人口或暗物质湮灭的来源。这些模型的这些形态特征在WMAP银河掩模后面很小，但是是可测试的，并且限制了源模型。我们发现，详细的测量形态可以区分脉冲星和暗物质的解释，以及区分不同的脉冲星模型和暗物质个人档案模型。具体来说，我们发现，一个零中心密度的银河系脉冲星人口模型是在紧张局势与观察到的WMAP阴霾。普朗克天文台更高的灵敏度和预期的更小的银河掩模应该潜在地提供一个强大的签名WMAP烟雾作为脉冲星人口或暗物质。
2009-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Testing the dark matter origin of the WMAP-Planck Haze with radio observations of Spiral Galaxies
如果银河系的WMAP无线电烟雾，正如普朗克最近所证实的那样，是由暗物质湮灭或衰变产生的，那么类似的漫射无线电晕应该存在于其他星系周围，其物理性质与银河系相当。相反，如果这种雾是由于银河系特有的天体物理机制或瞬态事件造成的，那么在所有的银河系“双胞胎”周围就不需要存在类似的晕。我们利用66个旋涡星系的射电观测来检验雾状星云的暗物质来源。我们选择星系的形态类型和最大旋转速度的基础上，并获得它们的光度从1.49 GHz的目录和其他频率的额外的无线电观测。我们发现许多星系的射电辐射小于5%的亮度，天真地从暗物质模型，可能会产生银河系的阴霾，和至少3个星系的亮度小于1%的预期，假设暗物质分布，磁场，宇宙射线传播参数等于银河系。对于这些参数的变化的合理范围内，我们估计的星系，应该预计将显着不那么明亮的无线电的分数，并认为这是勉强与观察到的分布兼容。虽然我们的研究结果因此不能排除暗物质起源的无线电烟雾在这个时候，我们发现了许多例子（包括仙女座星系），如果暗物质确实是银河系烟雾的起源，一定有某种机制来抑制外部星系的相应烟雾。我们指出，普朗克数据将提供机会，以改善这种类型的约束在一个高度相关的频率范围内，并为一个潜在的更大的候选星系。
2013-07-19 astro-ph.CO 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
Dark matter and pulsar signals for Fermi LAT, PAMELA, ATIC, HESS and WMAP data
我们分析了新的扩散伽马射线数据从费米伽马射线太空望远镜，这并没有确认过量的EGRET数据在银河系中纬度地区，结合测量的电子和正电子聚变从PAMELA，费米和HESS的背景下，三种可能的来源：暗物质（DM）湮灭或衰变成带电轻子，和连续分布的电子。我们允许在背景的变化，考虑几个DM晕配置文件，并考虑系统的不确定性数据在可能的情况下。我们发现这三种情况都很好地代表了数据。脉冲星的描述适用于宽范围的注入能谱。我们比较与ATIC数据和WMAP霾在适当的情况下，但不适合这些数据，因为前者是不一致的费米数据和后者受到大的系统不确定性。我们表明，尖晕配置文件，费米可以观察到一个壮观的伽马射线信号DM湮灭从银河系中心，而在中纬度地区没有看到多余的。
2009-06-11 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
MiXDM: Cosmic Ray Signals from Multiple States of Dark Matter
最近来自PAMELA、Fermi、ATIC和PPB-BETS等宇宙射线实验的数据都表明，需要一种新的高能（>~100 GeV）电子和正电子的主要来源。人们提出了许多方案来解释这些数据，通常依赖于单个粒子湮灭或衰变产生e+e-。在本文中，我们考虑的模型与多个物种的WIMP具有显着不同的质量。我们表明，如果这些暗物质候选者chi_i湮灭为轻玻色子，它们自然会产生相等的湮灭率，即使可用于湮灭的粒子对数量n_chi_i ^[2]相差几个数量级。我们认为，这些模型的一个结果可以是在较低（~100 GeV）与较高（~ TeV）的能量下自然地添加额外的信号，改变预期的光谱，甚至在较低的能量下添加凸起，这可能会缓解PAMELA和费米之间所需的湮灭率的紧张关系。这些光谱变化可能会在即将到来的普朗克卫星上观测到的微波霾信号中产生可观测的后果。这样的模型可以连接到其他可观测的信号，如DAMA和INTEGRAL，通过使较轻（较重）的状态是分裂100 keV（1 MeV）的伪狄拉克费米子。我们发现，在晕速度色散的变化可以减轻银河系中心和银河系脊的终态辐射的约束。如果较轻的WIMP具有较大的自相互作用截面，则轻WIMP晕可能会崩溃，从而极大地改变对直接和间接探测特征的预期。
2009-11-27 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Weak annihilation cusp inside the dark matter spike about a black hole
我们重新研究了大质量黑洞周围球形密度尖峰中湮灭对无碰撞暗物质分布的影响。我们首先构建了一个非常简单的，教学，分析模型的各向同性相空间分布函数，占湮灭和再现的“弱尖”发现由瓦西里耶夫DM深内的尖峰，远离其边界。对于$s$波湮灭，尖点中的DM密度随$r^{-1/2}$变化，其中$r$是到中心黑洞的距离，并且不是平坦的“平台”轮廓。然后，我们扩展这个模型，将一个损失锥，占捕获DM粒子的孔。损失锥是通过一个边界条件来实现的，该边界条件去除了捕获轨道，从而得到各向异性分布函数。最后，我们通过积分玻尔兹曼方程来演化初始尖峰分布函数，以显示弱尖点如何随时间增长及其密度如何随时间减小。我们采用银河核的参数特征和典型的DM的WIMP模型，处理了$s$波和$p$波DM湮灭两种情况。$p$波湮灭的尖点密度分布较弱，像$\sim r^{-0.34}$一样变化，但仍然不是平坦的平台。
2016-06-03 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
An observable electron-positron anisotropy cannot be generated by dark matter
我证明，如果在高能宇宙射线的电子和正电子的到达方向的各向异性被观察到，然后，除了局部各向异性扩散，暗物质湮灭被排除作为解释的正电子过剩。对于一个可观测到的各向异性起源于暗物质湮灭，高能电子和正电子必须在附近的团块中产生。我认为湮灭路径产生最小的伽马射线通量与电子和正电子，和组合的丛距离和亮度，最小化伽马射线通量。我表明，如果从这样的团块的各向异性被检测到，如果这样的各向异性没有产生从各向异性扩散效应，那么团块将清楚地检测到作为一个异常的，明亮的伽马射线源与费米大面积望远镜。我还指出，没有检测到各向异性与过量正电子的天体物理学起源完全一致，这些正电子与暗物质无关。
2015-02-27 astro-ph.HE
Probing the nature of Dark Matter with the SKA
暗物质（DM）是我们宇宙和结构形成的基本成分，但它的性质是难以捉摸的天体物理探测。关于WIMP（中性伴子）DM（宇宙学相关DM的主要候选者）的性质和物理特性的信息可以通过研究它们的湮灭/衰变的天体物理信号来获得。在各种各样的E. M。信号，中性伴子湮灭产生的次级电子在星系团和星系的磁化大气中产生同步辐射，可以观察到以DM晕为中心的漫射无线电发射（晕或雾）。用SKA在本地矮星系、低恒星形成的星系区和星系团（具有偏置DM重子分布，如Bullet星系团）中深入搜索DM射电辐射，可以非常有效地限制中性伴子的质量、组成和湮灭截面。对于矮星系，例如天龙座，用SKA 1-MID得到的DM湮灭截面的约束至少比费米-LAT在$γ$射线中得到的限制严格$\sim 10^3$倍。这些限制与B场的值成比例，并且SKA将具有同时确定DM主导结构中的磁场和DM粒子性质的能力。用于检测DM诱导的无线电发射的最佳频带是大约$\sim 1$ GHz，SKA 1-MID频带1和4对于探测低- $ν$（对DM组成敏感）和高- $ν$（对DM质量敏感）的同步加速器光谱曲率是重要的。
2015-01-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Constraints on the annihilation cross section of dark matter particles from anisotropies in the diffuse gamma-ray background measured with Fermi-LAT
宇宙学晕（包括银河系晕）中暗物质粒子的湮灭产生了弥散伽马射线背景（DGRB）。由于这种贡献在天空中表现为各向异性，因此可以使用DGRB中各向异性的角功率谱来约束暗物质粒子的性质。通过比较修正后的暗物质湮灭DGRB角功率谱解析模型与费米大天区望远镜（LAT）最近22个月观测数据的功率谱，给出了暗物质质量对暗物质粒子湮灭截面的上限.我们发现，目前的数据排除了在暗物质质量为10 GeV时湮灭为b \bar{b}的<σv> >~ 10^{-25} cm ^3 s^{-1}，这是正则截面的三倍。暗物质质量越大，极限就越弱。通过更多的费米-LAT数据以及使用较低多极（l <~ 150）的功率谱，可以进一步改善极限，由于潜在的银河前景污染，目前还没有使用。
2013-01-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Modelling the flux distribution function of the extragalactic gamma-ray background from dark matter annihilation
单点函数（即，各向同性通量分布）是在寻找伽马射线暗物质湮灭特征中对（各向异性）两点相关的补充方法。利用结构形成和暗物质晕特性的分析模型，我们计算了由于河外暗物质晕中的湮灭而引起的伽马射线通量分布，因为它将被费米大天区望远镜观测到。结合中心极限定理和蒙特卡罗采样，我们表明，通量分布的形式是一个狭窄的高斯“漫射”光，与“未解决的点源”的幂律尾巴作为一个结果，明亮的晕。我们认为，由于暗物质的背景构成了一个不可减少的和重要的背景成分的点源湮灭搜索与星系团和矮球状星系，修改预测的信噪比。对该信号的天体物理背景的研究表明，总伽马射线通量分布的形状对暗物质成分的贡献非常敏感，使我们能够预测湮灭截面上有希望的一点上限。我们表明，通过使用在只有一个能量箱的通量分布，可以探测的典型截面解释的遗迹密度所需的，为暗物质的质量在几十个GeV。
2015-08-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Empirical Case For 10 GeV Dark Matter
在这篇文章中，我总结并讨论了大量的证据，这些证据支持暗物质以大约10 GeV的粒子形式存在。这些证据包括来自银河系中心的伽马射线的光谱和角分布，来自银河系射电灯丝的同步辐射，来自内星系的弥散同步辐射（“WMAP Haze”）以及来自直接探测实验DAMA/LIBRA，CoGeNT和CRESST-II的低能信号。这些观测结果可以用相对较轻的暗物质粒子来解释，暗物质粒子的湮灭截面与简单热遗迹的预测一致（σ v ~ 10^-26 cm^3/s），并且在银河系晕中的分布与模拟预测一致。相比之下，伽马射线和同步加速器信号的天体物理学解释并没有成功地适应这些观测。同样，DAMA/LIBRA观测到的年度调制相位（现在得到CoGeNT的支持）与所有已知或假设的调制背景不一致，但与暗物质散射的预期非常一致。这种情况是符合所有现有的间接和对撞机的限制，以及由CDMS放置的限制。如果液态氙对极低能量核反冲的反应相对于以前的评估有所抑制，或者如果暗物质与质子和中子具有不同的耦合，则可以实现与氙基实验的一致性。
2012-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Robust cosmic-ray constraints on $p$-wave annihilating MeV dark matter
我们最近提出了一种方法来约束$s$波湮灭MeV的暗物质从旅行者1号和AMS-02宇宙射线电子和正电子的数据相结合。旅行者1号实际上提供了一个前所未有的探测暗物质湮灭宇宙射线下降到$\sim 10$兆电子伏的能量范围内，信号大多是免疫宇宙射线传播的不确定性。在这篇文章中，我们推导出的第一次新的约束$p$波湮灭到兆电子伏的质量范围内使用宇宙射线数据。为了继续进行，我们推导出一个自洽的速度分布的暗物质在整个银河系的爱丁顿反演技术及其扩展到各向异性系统。作为输入，我们认为国家的最先进的银河系质量模型，包括重子和约束最近的运动学数据。它们允许有中心或尖状晕。然后，我们计算的宇宙射线的电子和正电子的通量引起的$p$波湮灭暗物质，并获得非常严格的限制在兆电子伏的质量范围内，鲁棒地排除截面大于$\sim 10^{-22}{\rm cm^3/s}$（包括理论的不确定性），约5个数量级优于目前的CMB约束。这个极限假设暗物质湮灭是宇宙射线的唯一来源，因此当包括可靠的天体物理背景模型时，可能会更加严格。
2019-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Gamma Rays from Annihilations at the Galactic Center in a Physical Dark Matter Distribution
我们讨论的伽马射线信号预期从暗物质（DM）在银河系中心的湮灭。为了描述星系晕中的DM分布，我们基于自引力各向异性平衡的Jeans方程。在求解Jeans方程时，我们采用密度ρ（r）和速度弥散σ^2_r（r）之间的特定关系，用DM“熵”K= σ_r^2/ρ^{2/3} ~ r^α的幂律行为表示，α~ 1.25-1.3。最近的几个N体模拟表明（除其他外），这种相关性是特权的形式的径向压力项的Jeans方程，并产生一个主体配置文件符合经典的自相似发展DM晕。此外，我们要求Jeans解满足中心（有限压力，圆形引力势）和外围（有限总质量）的正则边界条件。有了这些基础模块，我们就能得到物理解，称为“α-剖面”。我们发现，α=1.25，适用于星系晕，本质上是平坦的中心相对于经验NFW公式，但比经验Einasto轮廓陡峭。因此，在10^{-1}度的尺度上，它产生的湮灭通量比前者低5倍，但比后者高10倍;这样的通量最终将落在费米卫星的范围内。我们展示了α剖面在缓解与宏观DM分布相关的天体物理学不确定性方面的有效性，并讨论了其作为DM湮灭方面解释即将到来的伽马射线数据的工具的预期性能。
2009-12-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Gamma-ray anisotropies from dark matter in the Milky Way: the role of the radial distribution
星系晕中暗物质粒子的湮灭可能最终变成伽马射线，这些射线几乎不受干扰地传播，直到它们在地球上被检测到。这种湮灭信号可以表现出由角功率谱量化的各向异性行为，其性质强烈依赖于暗物质分布及其团块。我们使用高分辨率的纯暗物质N体模拟来量化不同的组件（主晕和卫星）的全球信号的函数的分析配置文件通过描述的数值结果的贡献。我们发现，光滑的主晕占主导地位的伽玛射线信号的角功率谱相当大的多极子晕各向异性信号开始出现，但过渡多极强烈依赖于假设的径向轮廓。向下外推到目前的数值模拟无法解决的半径可能会影响伽马射线角功率谱的归一化和形状。对于由渐近核心暗物质分布描述的子晕，角功率谱显示出总体较小的归一化和在高多极子处的平坦化。我们的研究结果表明，在伽马射线各向异性搜索的暗物质密度分布形状的临界性，并定量评估的内在错误时，外推的暗物质径向分布到空间尺度尚未探索的数值模拟。
2014-06-18 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Giant Gamma-ray Bubbles from Fermi-LAT: AGN Activity or Bipolar Galactic Wind?
来自费米-LAT的数据揭示了两个大的伽马射线气泡，在银河系中心上下50度延伸，经度宽度约为40度。与这些气泡相关的伽马射线辐射具有比银河系盘中电子的IC辐射或质子-ISM碰撞产生的π介子衰变产生的伽马射线明显更硬的光谱（dN/dE ~ E^-2）。在气泡内部或南北气泡之间，光谱或伽马射线强度没有显着的空间变化。这些气泡在空间上与被称为WMAP霾的硬谱微波过量相关;气泡的边缘也与ROSAT X射线图中1.5-2 keV的特征一致。我们认为，这些银河伽马射线泡最有可能是由银河系中心的一些大事件的能量注入，如过去的吸积事件到中央的大质量黑洞，或在过去的核星暴~10万年。暗物质湮灭/衰变似乎不太可能产生WMAP和ROSAT中气泡的所有特征和相关信号;必须了解气泡，以便使用对银河系内部弥散伽马射线发射的测量作为暗物质物理学的探测。对气泡的起源和演化的研究也有可能提高我们对银河系内部最近发生的高能事件和高纬度宇宙射线群的理解。
2010-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-wavelength Searches for Particle Dark Matter
如果暗物质粒子对湮灭为稳定的标准模型粒子，则必然会产生大量高能、非热电子和正电子。这种非标准粒子群的能量损失（包括背景辐射光子的同步加速器和逆康普顿上散射）产生的次级辐射反过来又产生了一种特殊的多波长光谱，从无线电频率延伸到伽马射线频率。本文综述了多波长探测暗物质的研究进展，包括暗物质湮灭产生的电子和正电子的注入谱和产生率，传播效应和能量损失的计算，以及实际的多波长发射。然后，我们概述了应用这个一般框架的情况下，星系团（特别是后发座，1E 0657 - 56-所谓的子弹团-蛇夫座）和矮球状星系（包括天龙座，天炉座，小熊座和船底座）。我们还回顾了多波长搜索策略在我们银河系中的应用，更具体地说，是在银河系中心环境、暗银河迷你晕以及所谓的WMAP薄雾和其他无线电数据中的应用。我们认为，多波长观测将补充伽玛射线观测粒子暗物质的探针，因为在不同的频率预期的光度一般是可比的。因此，通过各种频率的天文观测间接寻找暗物质是探索暗物质基本性质的关键和不可或缺的因素。
2010-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Bow Ties in the Sky II: Searching for Gamma-ray Halos in the Fermi Sky Using Anisotropy
预计在河外高能伽马射线源周围会有许多度尺度的伽马射线晕。这是由大于100 GeV的伽马射线在河外背景光中湮灭而产生的相对论性电子/正电子对的星系际群体的逆康普顿发射引起的。这些是典型的各向异性，由于喷射结构，他们起源或星系际磁场的存在。在这里，我们提出了一种新的方法来检测这些反康普顿伽马射线晕的基础上，这种各向异性的结构。具体而言，我们表明，通过堆叠适当定义的角功率谱，而不是图像，它是可能的强大检测伽马射线晕与现有的费米大面积望远镜（LAT）的观测广泛的类星系际磁场。重要的是，这些在很大程度上是不敏感的LAT仪器响应内的系统不确定性或与污染天文源。
2017-02-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
One-dimensional pair cascade emission in gamma-ray binaries
在伽马射线双星中，如LS 5039，大量的电子-正电子对是由来自大质量恒星的光子湮灭原始甚高能伽马射线而产生的。来自这些粒子的辐射对总的高能伽马射线通量有贡献，并且可以引发级联，从而降低系统中的有效伽马射线不透明度。本文的目的是建立级联发射模型，并研究它是否可以解释HESS在LS 5039上合探测到的VHE伽马射线通量，预计初级伽马射线将被完全吸收。如果由周围磁场引起的电子对的偏转可以忽略，则沿视线方向形成一维级联。然后可以采用半解析方法，包括来自伴星的各向异性种子辐射场的影响。级联方程数值求解，产生的对和光子的密度。在LS 5039中，级联对总通量的贡献很大，并且与初级VHE伽马射线的轨道调制反相关。级联排放占主导地位接近优越的结合，但太强，与HESS测量兼容。正电子湮没不会产生可检测到的511 keV辐射。这项研究提供了一个上限级联发射的伽玛射线双星在轨道阶段的吸收是强的。这些电子对很可能被周围的磁场偏转或各向同性化，这将减少观察者看到的结果发射。级联发射仍然是一个可行的解释，在LS 5039的优越结合检测到的伽马射线。
2009-09-30 astro-ph.HE
Principal properties of the velocity distribution of dark matter particles on the outskirts of the Solar System
太阳系外围的暗物质粒子的速度分布仍然不清楚。我们建议使用实验发现的最古老的晕对象的属性来确定它。事实上，最古老的晕星和球状星团形成了一个无碰撞的系统，暗物质粒子也是如此，它们在同一个引力场中演化。如果我们接受这个类比，我们可以证明暗物质粒子的速度分布应该是高度各向异性的，并且在$\upsilon\sim 500$ {km/s}附近有一个尖锐的最大值。这个分布与麦克斯韦分布完全不同。分析了分布函数对暗物质探测实验结果的影响。发现直接检测信号应当明显不同于根据具有$<\upsilon>\simeq 220$ {km/s}的麦克斯韦分布计算的信号，该麦克斯韦分布对于直接检测实验是常规的（该比率取决于检测器属性并且通常落在6和0.2之间的范围内）。此外，与麦克斯韦分布的明显区别对于暗物质湮灭的观测是非常重要的。
2011-09-07 astro-ph.HE
Bow Ties in the Sky I: The Angular Structure of Inverse Compton Gamma-ray Halos in the Fermi Sky
一般认为，在能量超过100 GeV的河外伽马射线源周围会出现扩展的逆康普顿晕。这些结果从逆康普顿散射的宇宙微波背景光子的人口的高能电子/正电子对产生的高能伽马射线湮灭在红外背景。尽管观测到高能伽马射线的衰减，但晕发射还没有被直接探测到。在这里，我们表明，在大多数情况下，这些晕预计是高度各向异性的，沿轴分布的向上散射的伽马射线定义的无线电射流的源或定向垂直于全球磁场。我们提出了一个教学推导的逆康普顿晕的角结构，并提供了一个分析的形式主义，便于模拟图像的生成。我们讨论利用这一事实的目的，探测伽玛射线晕在一组配套文件。
2016-09-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Effects of vertical advection on multimessenger signatures of black hole neutrino-dominated accretion flows in compact binary coalescences
在中子星或黑洞与中子星的合并事件中，可能最终形成黑洞超吸积盘。在非常高的质量吸积率下，MeV的中微子将从这个盘中发射出来，这被称为中微子主导的吸积流（Neutrino-dominated accretion flow，简称NND）。在圆盘外的空间中，中微子湮灭的能量足以发射出超相对论喷流，为伽马射线暴提供能量。此外，NDAF中可能存在垂直平流，这可以产生磁浮力气泡以释放伽马射线光子。在本文中，我们考察了NDAF中垂直平流对不同吸积率的盘结构和γ射线及中微子光度的影响。然后，我们研究了由NDAF中的γ光子和中微子驱动的Kilonovae和随后的引力波（GW）的各向异性发射。与没有垂直平流的NDAF相比，垂直平流的情况下中微子光度和GW应变略有下降，并且注入的γ射线光子将使千中子变亮。未来的多信使联合观测可能会区分密集双星合并后NDAF中是否存在垂直平流。
2022-11-16 astro-ph.HE
Cavity as Radio Telescope for Galactic Dark Photon
本文提出用超导射频谐振腔作为射电望远镜探测银河系暗光子背景，通过每日信号变化区分偏振，并获得了暗光子与光子动力学混合系数迄今最严格的限制，开辟了多信使间接探测暗物质的新途径。
2025-01-12 astro-ph.HE gr-qc hep-ex
