Enhanced Dark Matter Annihilation Rate for Positron and Electron Excesses from Q-ball Decay
我们表明，在阿弗莱克-Dine重子生成模型中的Q球衰变可以解释暗物质时，湮灭截面充分增强，以解释PAMELA，ATIC和PPB-BETS观察到的正电子和电子过剩。对于沿d = 6平坦方向的阿弗莱克-戴恩重子生成，再加热温度约为30 GeV，Q球衰变温度在10-100 MeV范围内。如果横截面相对于热遗迹横截面增大约10^3倍，那么Q球衰变产生的LSP会湮灭到观测到的暗物质密度。
2009-09-25 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Dark Matter "Transporting" Mechanism Explaining Positron Excesses
我们提出了一种新的机制来解释正电子过剩，这是由卫星望远镜，包括PAMELA和AMS-02，在暗物质（DM）的情况下观察到的。这个提议背后的新颖之处在于，它直接利用了银河系中心周围的DM，DM在那里最密集，使我们能够避免宇宙学和天体物理学测量的紧张局势。这种机制的关键成分包括DM湮灭到具有很长实验室框架寿命的不稳定状态，以及它们在地球附近的“延迟”衰变到可能与其他（不）可见粒子的电子-正电子对。我们认为这种解释与大爆炸核合成和宇宙微波背景的相关约束并不冲突。关于由此产生的正电子谱，我们提供了一个广义源项在相关的扩散方程，它可以很容易地适用于任何类型的两个“阶段”DM的情况下，其中生产的标准模型粒子发生在完全不同的地方从DM湮灭。然后，我们进行了数据分析与最近的AMS-02数据，以验证我们的建议。
2018-04-20 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Decaying Dark Matter can explain the electron/positron excesses
PAMELA和ATIC最近报告了e+ e-宇宙射线的过量。由于DM湮灭方面的解释被认为是不容易兼容的约束，从光子观测，我们认为DM衰变假设，并发现它可以解释的e+ e-过剩兼容的所有约束，并可以测试专用HESS观测银河山脊。ATIC数据表明DM质量约为2 TeV：如果DM是一种具有重子样物质不对称性的准稳定复合粒子，那么这个质量自然意味着观察到的DM相对于普通物质的丰度。技术色彩自然会产生这些类型的候选人。
2008-11-25 hep-ph
Confronting cosmic ray electron and positron excesses with hybrid triplet Higgs portal dark matter
为了解释AMS-02和DAMPE所报道的宇宙线电子和正电子过剩现象，我们在标准模型的三重态Higgs扩展下对标量暗物质进行了详细的研究。AMS-02正电子过剩的详细分析表明，对于不同的顺序（正常，倒置和准简并）的中微子质量，混合三重态Higgs门户框架是更有利于相对于单三重态Higgs门户TeV尺度暗物质。我们还发现，当考虑附近的暗物质子晕时，可以用混合三重态Higgs门暗物质很好地解释DAMPE宇宙线数据中的共振峰和连续过剩。
2022-02-07 hep-ph
Interpretation of the cosmic ray positron and electron excesses with an annihilating-decaying dark matter scenario
最近的实验对宇宙射线正电子和/或电子能谱的精确测量表明，能量明显超过10 GeV。此外，暗物质粒子探测器（DAMPE）的数据显示了一个潜在的尖锐光谱特征。这些结果激发了许多关于暗物质湮灭/衰变或天体物理起源的讨论。在这里，我们讨论的DM方案中，DM粒子可以湮灭和衰变为标准模型粒子对同时进行。在这个模型中，峰值结构是由于DM湮没在附近的subhalo和广泛的正电子/电子过剩是由于DM在银河系中的衰变。该模型能合理地解释DAMPE和AMS-02数据的总$e^+e^-$谱和正电子分数，模型参数与现有约束条件一致。这种DM模型的一个简单实现是自旋1矢量DM模型。
2020-04-21 hep-ph
Dark matter conversion as a source of boost factor for explaining the cosmic ray positron and electron excesses
在相互作用的多组分暗物质（DM）模型中，如果DM组分的质量接近简并，并且它们之间的相互作用足够强，那么相对较重的DM组分可以在热退耦后的较晚时间转变为较轻的DM组分。因此，最轻的DM组分的残余密度可以在后期显著增强。这可能有助于解释最近的DM间接搜索实验，如PAMELA，Fermi-LAT和HESS等报道的正电子和电子过剩所需的升压因子的替代来源。
2011-12-17 hep-ph
Dark Matter Interpretations of the Electron/Positron Excesses after FERMI
PAMELA在正电子部分和费米和HESS在电子+正电子通量中观察到的宇宙线过剩可以用DM湮灭或衰变到轻子末态来解释。最终状态为tau或4 mu给出了对过量的最佳拟合。然而，在湮灭的情况下，它们与光子和中微子的约束是不相容的，除非DM有一个准恒定的密度分布。涉及电子的末态受到的约束较少，但与过剩态的拟合很差，除非隐藏的扇形辐射使它们的能谱更平滑，允许用轻子模的组合来拟合所有数据。一般来说，比TeV轻的DM不能满足过剩，所以PAMELA应该在更高的能量下找到更大的正电子分数。DM的解释可以通过费米望远镜10 GeV以上的伽马观测来检验：如果电子过剩在DM晕中无处不在，环境光的逆康普顿散射会产生一个很好的预测伽马过剩，费米望远镜应该很快就能探测到。
2010-02-24 hep-ph
Halo Shape and Relic Density Exclusions of Sommerfeld-Enhanced Dark Matter Explanations of Cosmic Ray Excesses
暗物质与索末菲增强湮灭已被提出来解释观测到的宇宙射线正电子过剩在10 GeV至TeV的能量范围。我们表明，所需的增强意味着热遗迹密度太小，是所有的暗物质。我们还表明，暗物质是足够的自我相互作用，椭圆星系暗物质晕的观测排除大索末菲增强轻力载体。共振索末菲增强并没有改变这些结论，解决这些差异所需的天体物理学的提升是不利的，特别是当显着的自相互作用抑制晕子结构。
2010-03-20 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Cosmic Ray Excesses from Multi-component Dark Matter Decays
我们使用多组分衰变暗物质（DM）方案来解释AMS-02最近证实的正电子部分和Fermi-LAT观测到的总$e^+ +e^-$通量中可能存在的宇宙线过剩。在双组分DM模型中，我们发现了一个有趣的变化的风味结构随着截止的重DM。对于三个组件DM的情况下，我们专注于一个特定的参数范围内，最适合喜欢打开只有2 DM衰变通道与第三DM贡献没有电子和正电子光谱。我们发现，所有的模型给出了合理的拟合AMS-02正电子分数和费米-LAT总$e^++e^-$通量，这也是与测量的扩散$γ$ -射线通量的费米-LAT。
2014-05-30 hep-ph
Flavor Structure of the Cosmic-Ray Electron/Positron Excesses at DAMPE
暗物质粒子探测器（DAMPE）卫星探测器宣布了它测量宇宙射线电子/正电子（CRE）能谱的第一个结果，最高可达4.6 TeV，包括在（1.3-1.5）TeV处的一个试探性的峰值事件过剩。在这项工作中，我们发现了一个显着的隐藏过量的能量范围（0.6-1.1）TeV的DAMPE CRE光谱，它具有非峰状结构。我们提出了一个新的机制来解释这种过剩的一组1.5 TeV的$μ^\pm$事件，随后衰变成$e^\pm$加中微子。为了解释这一新的过剩以及1.4TeV附近的峰值过剩，我们证明了由暗物质（DM）湮灭（或其他机制）产生的原始轻子末态的{ \it味结构}应该具有组成比$N_e : (N_μ+\frac{1}{6}N_τ) = 1 : y$，与$y \simeq 2.6-10.8$ .对于轻子门DM模型，这对具有窄范围$y^{\frac{1}{4}} \simeq 1.3-1.8$的轻子-DM-介质耦合$λ_e : (λ_μ^4 + \frac{1}{6}λ_τ^4)^{\frac{1}{4}} = 1 : y^{\frac{1}{4}}$提出了重要的约束。
2018-04-09 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
An Excited Dark Matter Solution to the MeV Galactic Center Excesses
King’s College London（伦敦国王学院）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Instituto de Física Teórica UAM-CSIC（UAM-CSIC理论物理研究所）
本文提出了一种激发暗物质模型，解释了MeV银河中心过剩现象及511 keV线，通过非弹性散射产生正电子，并预测未来任务可验证的MeV特征。
2026-01-15 astro-ph.HE hep-ph
The muon-positron conversion in nuclei mediated by light Majorana neutrinos
研究了虚轻Majorana中微子交换引起的轻子数破坏的μ子-正电子转换。我们发现，以前被忽视的虚部，这个幅度起着重要的作用。本文用实际重整化质子-中子QRPA波函数对Ti_（48）中的μ子-正电子转换进行了数值计算。我们还讨论了Ca ~（48）的无中微子双β衰变的类似情况。考虑到中微子振荡现象的电流约束，计算了μ子-正电子转换与μ子总吸收的比值。我们比较我们的结果与实验的限制，以及与以前的理论预测。我们已经发现，在Ti48中μ子-正电子转换的Majorana中微子模式太小，在可预见的未来无法测量。
2001-03-16 hep-ph
Late-forming black holes and the antiproton, gamma-ray, and anti-helium excesses
本研究探讨晚期形成的短寿命高温黑洞能否同时解释银心伽马辐射、反质子流及反氦事件超出，发现其无法同时解释所有现象，并预测该场景下反氘核事件可被AMS-02及GAPS观测到。
2025-01-17 astro-ph.CO hep-ph
$e^\pm$ Excesses in the Cosmic Ray Spectrum and Possible Interpretations
ATIC、PPB-BETS、FERMI-LAT和HESS收集的数据均表明，在$\sim$ 100 GeV以上的宇宙线能谱中存在电子/正电子过剩，尽管不同的仪器团队对详细的谱形并不一致。PAMELA还报告了一个明显的过剩特征，即在几个GeV以上的正电子部分，但反质子没有过剩。在这里，我们回顾了这个有趣的观测特征的观测状态和理论模型。我们特别注意在文献中提出的各种物理解释，包括修改后的超新星遗迹模型的$e^\pm$背景，新的天体物理来源，和新的物理（暗物质模型）。我们认为，虽然大多数模型可以解释数据的情况下，与目前的观测约束的暗物质的解释，特别是那些调用湮灭，需要更多的异国情调的假设比一些天体物理学的解释。未来的观测可能会提出一些“确凿”的观测测试，以区分不同的模型，并确定对这一现象的正确解释。
2010-08-27 astro-ph.HE hep-ph
Nuclear muon-positron conversion mediated by Majorana neutrinos
研究了轻重Majorana中微子交换所介导的μ子-正电子转换的轻子数破坏过程。在重整化质子-中子准粒子无规相近似的框架下，对实验上感兴趣的~（48）Ti核进行了原子核结构计算。我们证明了轻Majorana中微子交换机制振幅的虚部对μ子-正电子转换率有明显的贡献。在类似的无中微子双β衰变的情况下，这种特性是不存在的。利用现有的中微子振荡、氚β衰变、加速器和宇宙学数据，导出了轻<m>μe和重<M_N^{-1}> μe中微子的有效质量极限。对应于这些极限的μ子-正电子核转换的预期速率被发现是如此之小，以至于即使在遥远的未来，μ子-正电子转换实验也很难检测到中微子信号。因此，寻找这种LNV过程只能依赖于某些物理的存在，而这些物理超出了标准模型通过包含大量马约拉纳中微子而进行的微不足道的扩展。
2004-12-07 hep-ph nucl-th
Neutrino Majorana
对马约拉纳的论文"电子和正电子的对称理论“作了简要回顾。讨论了马约拉纳中微子的研究现状。
2006-05-15 hep-ph
Snowmass2021 Cosmic Frontier White Paper: Puzzling Excesses in Dark Matter Searches and How to Resolve Them
在许多天体物理和地球环境中观察到了超过预期背景的有趣信号，这些信号可能具有暗物质的起源。天体物理学上的过剩包括费米伽马射线太空望远镜探测到的银河系中心GeV伽马射线过剩，AMS反质子和正电子过剩，以及511和3.5 keV X射线线。直接探测过量包括DAMA/LIBRA年度调制信号、XENON 1 T过量和固态探测器中的低阈值过量。我们讨论了解决这些过度行为的途径，以及该领域在未来几年可以采取的行动。
2022-03-14 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Systematic study of the uncertainties in fitting the cosmic positron data by AMS-02
AMS-02的运行为宇宙线物理学的研究开辟了一个新的时代，提供了前所未有的精确数据，可以与实验室测量相媲美。这些高精度的数据使得对宇宙线物理的定量研究成为可能，并对宇宙线源的性质给出了严格的约束。然而，解释数据的理论模型的固有误差在数据误差中占主导地位。本文试图对AMS-02正电子分数数据中宇宙线$e^+e^-$过剩以及PAMELA和Fermi-LAT测量的不确定性进行系统的研究。这种过度可以归因于额外的$e^+e^-$源的贡献，例如光子或暗物质湮灭。考虑了宇宙线传播、低能数据处理、太阳调制、$pp$相互作用模型、原子核注入谱等理论模型可能存在的系统不确定性，发现在一般情况下，在$\sim50-100$ GeV以上的初级电子注入谱的谱硬化是有利的。此外，目前的模型不确定性可能导致$\sim2$扩大的因素，在确定额外的源的参数区域，如暗物质质量，湮灭率等。
2015-02-20 astro-ph.HE hep-ph
On the e$^+$e$^-$ excesses and the knee of the cosmic ray spectra -- hints of cosmic rays acceleration at young supernova remnants
超新星遗迹长期以来一直被认为是银河系宇宙射线的来源，最高可达千万亿电子伏特，但仍缺乏令人信服的证据。在这项工作中，我们探讨了宇宙线谱的微妙特征，如宇宙线谱的膝关节和电子/正电子通量的过度最近观察到的ATIC，H.E.S.S.，费米-拉特和帕梅拉。数值计算表明，在类似于年轻超新星遗迹的环境中，高能宇宙射线与背景光子相互作用产生$^+$-$^-$对的情况下，可以很好地再现宇宙射线谱的这些特征.这样一个连贯的解释的成功反过来又证明了至少有一部分宇宙射线可能在年轻的超新星遗迹中被加速。
2009-06-17 astro-ph.HE hep-ph
On the Contribution of "Fresh" Cosmic Rays to the Excesses of Secondary Particles
宇宙线传播的标准模型已经成功地解释了银河系宇宙线的各种谱。然而，最近的高精度测量揭示了数据和模型预期之间的明显差异，从$γ$射线，$e^+/e^-$和可能的$B/C$比从$\sim$ 10 GeV的能量开始的光谱观测。在这项工作中，我们提出，新鲜的宇宙射线，这是由年轻的加速器提供和本地磁场拘留，可以贡献额外的次级粒子与本地材料的相互作用。由于这种早期宇宙线具有硬谱，模型计算得到的$γ$射线谱是双分量的，与观测结果吻合得很好。同时，预期的中微子数量从银道面可以贡献$\sim60\%$的冰立方观测中微子数低于几百TeV。相同的pp碰撞过程可以解释大量的正电子过剩。在该模型下，当能量大于$\sim$ 10 GeV时，预计会出现$\overline p/p$和$B/C$比值的过剩.我们期待着在不久的将来，该模型将通过AMS02，IceCube，AS $γ$，HAWC和未来的实验，如LHASSO，HiSCORE和CTA的新观测进行测试。
2014-12-30 astro-ph.HE hep-ph
Excesses of Cosmic Ray Spectra from A Single Nearby Source
越来越多的证据表明，各种宇宙射线谱，如质子，正电子，以及反质子分数普遍硬化。这种普遍性可能表明它们有共同的起源。在本文中，我们认为，这些广泛的过度可以解释附近的超新星遗迹周围的巨大分子云。次级宇宙射线（$\rm p$，$\rm e^+$）是由超新星遗迹的初级宇宙射线核与分子气体碰撞产生的。与银河系中大量源的集合产生的背景不同，局域注入谱可能更难。粒子的时间依赖性传输将使传播光谱更加困难。在这种情况下，初级（$\rm p$，$\rm e^-$）和次级（$\rm e^+$，$\rm \bar{p}/p$）宇宙射线的异常都可以得到适当的解释。我们进一步证明了，当局域源相对年轻且位于反银河系中心方向时，质子的TeV到亚PeV各向异性与观测结果是一致的。
2016-11-28 astro-ph.HE hep-ph
The PAMELA and ATIC Excesses From a Nearby Clump of Neutralino Dark Matter
在这封信中，我们认为，附近的600-1000 GeV的中性伴子团可能是最近在PAMELA和ATIC实验中观察到的宇宙射线正电子和电子谱中的过量的原因。虽然中性伴子暗物质在银河系晕中的湮灭被预测会产生比观测到的更软的光谱，并且违反了宇宙射线反质子测量的限制，但附近（太阳系1-2千秒差距内）的大量湮灭中性伴子可以产生与PAMELA和ATIC一致的光谱，同时也产生可接受的反质子通量。此外，一个大的暗物质团块的存在可能会容纳产生PAMELA和ATIC信号所需的非常大的湮灭率。
2008-12-17 astro-ph hep-ph
Possible spectral irregularities in the AMS-02 positron spectrum
本研究利用不规则性估计器分析AMS-02正电子谱，以区分暗物质与脉冲星起源，当前数据显示1.75σ显著性，预测20年数据可在71%模拟中达3σ置信水平。
2024-05-30 astro-ph.HE hep-ph
Double Type-II Seesaw, Baryon Asymmetry and Dark Matter for Cosmic e^\pm Excesses
通过在标准模型中加入一个轻单重标量和两个重单重标量，以及一个Higgs三重态，构造了中微子质量和重子不对称性的第二类跷跷板的新实现.在轻单态驱动轻子数自发破缺后，重单态拾取小的真空期望值，从而抑制了三线态和二重态希格斯玻色子玻色子之间的三线耦合。因此，希格斯三重态可以保持轻，并在大型强子对撞机上可以接近。重单线态的轻子数守恒衰变可以产生储存在希格斯三重态中的轻子不对称性，以解释宇宙中的物质-反物质不对称性。我们进一步引入稳定的规范玻色子从一个隐藏的部门，获得质量和湮灭到希格斯三重态后，自发破缺相关的非阿贝尔规范对称性。在Breit-Wigner增强下，稳定规范玻色子可以同时解释暗物质的残余密度和宇宙正负电子过剩.
2009-08-27 astro-ph.CO hep-ph hep-th
White Dwarf Pulsars as Possible Cosmic Ray Electron-Positron Factories
我们认为白矮星（WD）双星可以与中子星（NS）双星竞争产生PAMELA、ATIC/PPB-BETS、Fermi和HESS实验观测到的宇宙线电子/正电子过剩。合并的两个WD导致一个快速旋转WD的旋转能量可比NS的情况下。出生率也是相似的，为宇宙射线电子/正电子提供了正确的能量预算。应用NS理论，我们认为WD双光子晶体原则上可以产生高达10 TeV的电子/正电子。与NS模型相反，电子/正电子的绝热和辐射能量损失可以忽略不计，因为它们的注入在脉冲星风星云膨胀后继续进行，因此观察到的1%的WD被磁化就足够了。长时间的活动也增加了附近源的数量，这减少了通量的泊松波动。在10 GeV - 1 TeV的观测能量范围内，WD双星可以支配快速冷却的电子/正电子，甚至超过NS双星，为暗物质信号提供背景，为未来的AMS-02、CALET和CTA实验提供良好的目标。
2010-12-01 astro-ph.HE hep-ph
A potential scenario for the Majorana neutrino detection at future lepton colliders
马约拉纳中微子的存在必然导致轻子数的破坏过程，而中微子的马约拉纳性质只能通过轻子数破坏过程得到实验验证。我们提出了一种新的方法来寻找马约拉纳中微子在未来的电子-正电子对撞机利用这一功能。我们研究了$ΔL = 2$类符号双轻子的产生，发现不同质心能量的轻子对撞机在轻中微子质量范围和重质量范围内共振产生Majorana中微子方面具有比较优势.在未来的圆形正负电子对撞机（CEPC）上，在250 GeV的质心能量和5 ab的$^{-1}$积分亮度下，我们发现在5-80 GeV的质量范围内，可能会有比LEP 2或LHC上以前的结果更显著的共振产生Majorana中微子的灵敏度。在1 TeV ILC和1 ab $^{-1}$积分亮度下，当中微子质量大于250 GeV时，它比LHC的类似过程具有更好的灵敏度。
2018-10-21 hep-ph
Probing the Majorana nature of TeV-scale radiative seesaw models at the ILC
TeV尺度辐射跷跷板模型的两个重要特征是扩展标量（希格斯）扇区和马约拉纳性质，其中微小的中微子质量是在量子水平上产生的。我们在ILC研究这些模型的现象学方面。研究发现，模型的Majorana性质可以通过正负电子碰撞和电子-电子碰撞实验直接检验。
2010-07-05 hep-ph
Positrons and antiprotons from inert doublet model dark matter
在标准模型的一个非常简单的扩展--惰性双态模型的框架下，我们研究了标量暗物质粒子湮灭产生的宇宙射线中反物质的产生和传播。我们考虑三个基准候选人，所有符合WMAP宇宙丰度和现有的直接检测实验，并面对最近的PAMELA，ATIC和HESS数据的模型的预测。对于一个轻的候选人，M_{DM} = 10 GeV，我们认为，正电子和反质子通量可能很大，但仍然符合预期的背景，除非有一个增强（助推因子）的局部密度的暗物质。也有大量的反氘核通量，可能在未来的实验中观察到。对于M_{DM} = 70 GeV的候选者，对正电子和反质子通量的贡献比预期的背景小得多。即使激发因子被用来增强信号，候选人也无法解释观察到的正电子和反质子过剩。最后，对于一个重的候选者，M_{DM} = 10 TeV，它是可能的，以适应PAMELA过剩（但不幸的是，不是ATIC之一）提供了一个大的增强，无论是在本地密度的暗物质或通过索末菲效应。
2009-05-06 astro-ph.CO hep-ph
CMB Constraints on WIMP Annihilation: Energy Absorption During the Recombination Epoch
我们详细计算了暗物质湮灭注入的能量在z ~ 1000处加热和电离光子-重子等离子体的速率，并为广泛的湮灭通道和DM质量的相关红移范围提供了精确的拟合函数。由此产生的扰动的电离历史可以约束的CMB温度和偏振角功率谱的测量。我们表明，模型，适合最近测量的过剩10-1000 GeV的电子和正电子宇宙射线已经接近95%的置信限从WMAP。最近发射的普朗克卫星将能够排除DM对这些过度的广泛解释。在暗物质的模型与索默托增强湮灭，其中sigma v上升与WIMP速度下降，直到某个饱和点，WMAP 5的约束意味着，增强必须接近地球附近的饱和。
2009-06-24 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
CosRayMC: a global fitting method in studying the properties of the new sources of cosmic e$^{\pm}$ excesses
最近PAMELA合作组公布了高精度的宇宙核和电子能谱，并更新了宇宙反质子数据，Fermi-LAT合作组也更新了对低能量总$e^+e^-$能谱的测量。在本文中，我们开发了一个马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）软件包{ \it CosRayMC}，基于GALPROP宇宙线传播模型来研究这些新数据的含义。发现如果只考虑背景电子和二次正电子，与$χ_{\rm red}^2 \approx 3.68$的拟合很差。考虑到额外的$e^+e^-$源的恒星或暗物质湮灭，我们可以更好地拟合这些数据，最小的$χ_{\rm red}^2 \approx 0.83$。这意味着额外的源是必要的，具有非常高的显著性，以适应数据。然而，数据显示脉冲星和暗物质场景之间的差异很小。该MCMC方法对背景参数和附加源参数都有很好的约束。包括反质子数据，我们进一步限制暗物质湮灭到夸克$B_q<0.5%$的分支比在$2σ$的置信水平。本研究可能的系统不确定性进行了讨论。
2012-02-08 astro-ph.CO hep-ph
Constraining Decaying Dark Matter with Fermi LAT Gamma-rays
来自衰变中的暗物质的高能电子和正电子可以通过星际辐射场中的低能光子的逆康普顿产生显著的伽马射线通量。这种可能性是不可避免地与暗物质的解释所观察到的PAMELA和费米过剩。本文的目的是提供一个简单而通用的方法来约束暗物质模型，产生电子和正电子在其衰变使用费米LAT γ射线观测在0.5 GeV和300 GeV之间的能量范围。我们提供了一组通用的响应函数，一旦卷积与特定的暗物质模型产生所需的约束。我们的响应函数包含所有的天体物理输入，如电子在星系中的传播，暗物质配置文件，已知的起源，和费米LAT数据的伽马射线通量。我们研究的不确定性，在确定的响应函数，并将它们施加到一些特定的暗物质衰变模型，可以很好地拟合PAMELA和费米LAT观测到的正电子和电子通量的约束。为此，我们也考虑到即时辐射的暗物质衰变。我们发现，根据现有的数据，衰变的暗物质不能被排除为PAMELA正电子过剩的来源。
2010-04-21 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
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
Non-Thermal Production of WIMPs, Cosmic $e^\pm$ Excesses and $γ$-rays from the Galactic Center
在本文中，我们提出了一个暗物质模型和研究方面的现象。我们的模型是基于一个新的暗物质部门与U（1）'规范对称性加上离散对称添加到粒子物理学的标准模型。暗物质区的新场没有强子荷，只与轻子耦合。我们的模型不仅可以产生中微子质量等级，而且还可以通过非热轻子生成产生重子数不对称性。新的U（1）对称性的破缺产生了宇宙弦。暗物质粒子产生的非热从宇宙弦环衰变，使之能够获得足够大的湮灭截面来解释所观察到的宇宙射线正电子和电子通量最近测量的PAMELA，ATIC，PPB-BETS，费米-LAT，HESS实验，同时保持所需的整体暗物质能量密度。宇宙弦环衰变产生的暗物质粒子的高速度导致低相空间密度，从而导致具有恒定密度核心的暗物质轮廓，这与热产生的冷暗物质密度不断向中心上升的情况形成对比。结果，银河系中心暗物质湮灭的末态轻子态辐射的伽马射线通量被抑制，满足HESS伽马射线观测的约束。
2009-05-08 astro-ph.HE hep-ph
Direct Probe of Majorana and Extended Higgs Particles in Radiative Seesaw Models at the ILC
辐射跷跷板模型的对撞机探测被认为是。这些模型的两个关键组成部分，扩展的希格斯扇区和马约拉纳质量的来源，尽管这些细节因模型而异，但将在TeV级的电子-正电子和电子-电子对撞机上进行研究。作为一个例子，总结了Ma模型的扩展Higgs扇区惰性二重态模型中的搜索和质量确定。
2013-04-30 hep-ph
Cosmic Ray Anomalies and Dark Matter Annihilation to Muons via a Higgs Portal Hidden Sector
湮灭暗物质（DM）模型的基础上，一个标量隐藏的部门与希格斯门耦合的标准模型被认为是一个可能的解释最近观察到的宇宙射线过剩。两个版本的模型进行了研究，一个与非热DM的起源的助推因子和索末菲增强。在非热DM的情况下，增加了四个在U（1）_{X}对称下变换的隐扇区标量。最重的标量解耦并随后衰变为DM标量，因此提供了解释当前DM湮灭率所必需的增强因子。湮灭标量的质量被限制在< 600 GeV，以使模型保持微扰。U（1）_{X}在电弱跃迁处破缺到Z_2，使O（100）MeV的暗扇形标量与Higgs粒子混合。DM标量湮灭为这些光标量，这些光标量随后通过希格斯混合衰变为两个μ ^{+} μ ^{-}对，因此产生了没有反质子的正电子过剩。衰变到μ^{+}μ^{-}而不是e^{+}e^{-}是必要的，以确保足够快的光标量衰变速率，从而避免核合成中的光标量支配。在索末菲增强的版本中，只有三个新的标量是必要的。TeV尺度的DM质量可以容纳，允许更高能量的电子加上正电子过剩和更低能量的PAMELA正电子过剩被解释。DM湮灭为两个μ^{+}μ^{-}对，如在非热模型中。这种湮没模式可能是赞成最近的观测电子加正电子过剩费米和HESS。
2010-01-19 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Majorana Neutrino and $W_{R}$ at TeV scale $ep$ Colliders
考虑了在未来的{ \normalsize TeV}尺度$ep$对撞机上，由标准模型的左右对称扩展预言的重Majorana中微子$N_{e}$的产生.为了估计潜在的$ep$对撞机的$N_{e}$搜索，我们考虑背景的过程$e^{-}p\rightarrow e^{+}X$，这是后果的Majorana性质的$N_{e}$。结果表明，基于{ \normalsize linac-LHC}和{ \normalsize linac-FCC}的$ep$对撞机将比相应的线性正负电子对撞机覆盖更宽的$N_{e}$和$W_{R}$质量区域.
2015-02-23 hep-ex hep-ph physics.acc-ph
Z-Boson Decays into Majorana or Dirac (Heavy) Neutrinos
我们计算了Z玻色子在电子-正电子碰撞中静止产生时衰变成重轻中微子对的运动学，包括重中微子随后衰变成含有带电轻子的可见终态。我们集中讨论了数十GeV量级的重中微子质量以及解决中微子（狄拉克费米子或马约拉纳费米子）性质的问题。我们发现，虽然不可能在逐个事件的基础上分辨出重中微子和轻中微子的性质，但只要有足够大的重-轻中微子对样本，就可以推断出中微子的性质。我们确定了两个观测敏感的中微子的性质。一个是子荷轻子的前后不对称性。如果中微子是马约拉纳费米子，则这种不对称性正好为零;如果中微子是狄拉克费米子，则这种不对称性对于带正电和带负电的子轻子是非零的（并且相反）。另一个可观察到的现象是重中微子的极化，它在实验室的子荷轻子的能量分布框架中留下了印记。在Z极的正负电子碰撞中产生的狄拉克中微子和反中微子是强极化的，而马约拉纳中微子的极化程度最多与$Z$玻色子一样。
2021-05-31 hep-ex hep-ph
A Gamma-Ray Burst/Pulsar for Cosmic-Ray Positrons with a Dark Matter-like Spectrum
我们认为，PAMELA、ATIC/PPB-BETS、Fermi和HESS实验最近观测到的宇宙射线正电子和电子过剩可能是由10^{5-6}年前附近的一个伽马射线暴（GRB）或类似GRB的（古老的、单次的和短寿命的）脉冲星/超新星遗迹/微类星体引起的.我们可以重现平滑的费米/HESS谱以及尖峰ATIC/PPB-BETS谱。光谱有一个类似于暗物质预测的尖锐截止点，有时还有一条线（不类似），因为更高能量的宇宙射线在截止/线能量标记源年龄的地方冷却得更快。一个GRB类天体物理源预计有一个小的，但有限的传播在截止/线，以及各向异性的宇宙射线和扩散伽马射线通量，费米和未来的CALET实验提供了一种方法，区分暗物质和天体物理起源。
2010-06-15 astro-ph hep-ph
Probing the Majorana nature of TeV-scale radiative seesaw models at collider experiments
TeV尺度的辐射跷跷板模型的一个一般特征是扩展标量（希格斯）扇区，其中微小的中微子质量是通过环校正产生的。另一个特点是马约拉纳性质;例如，在离散对称下引入TeV量级的Majorana质量的右手中微子，或者在标量扇区中引入轻子数违反相互作用。我们在对撞机实验中研究这些模型的现象学方面。我们发现，虽然这些模型的扩展希格斯扇区的属性可以在一定程度上进行探索，马约拉纳性质的模型也可以直接在国际直线对撞机通过电子-正电子和电子-电子碰撞实验进行测试。
2010-06-09 hep-ph
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
Pulsars as the Source of the WMAP Haze
WMAP烟雾是在WMAP的22至93 GHz频带中的过量，从银河系中心延伸约10度。我们表明，从电子-正电子对注入到星际介质的银河系人口的能量在1至100 GeV的范围内，同步辐射可以解释的频谱的WMAP烟雾和下降的平均烟雾功率与纬度。同样的光谱的高能电子-正电子对从恒星，这引起了雾，也可能产生所观察到的过量AMS，HEAT和PAMELA。我们讨论了脉冲星同步信号的空间形态及其偏离球对称性，这可能提供了一个途径来确定脉冲星的贡献霾。
2009-09-09 astro-ph.HE hep-ph
Excited Dark Matter versus PAMELA/Fermi
银河系中心多组分暗物质的激发被认为是低能正电子的来源，正电子产生了INTEGRAL观测到的过量511 keV伽马射线。这些模型也被用来解释PAMELA、费米/LAT和H.E.S.S.观测到的过量高能电子/正电子。实验我们调查是否一个模型可以同时适合所有三个异常，除了进一步的约束，从逆康普顿散射的高能轻子。我们发现模型，适合在暗物质质量M < 400 GeV的511 keV和PAMELA过剩，但不是费米轻子过剩。出现的冲突，因为更尖DM晕配置文件是需要匹配所观察到的511千电子伏的信号比是兼容的逆康普顿约束在较大的DM群众。
2010-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Majorana Neutrino Magnetic Moment and Neutrino Decoupling in Big Bang Nucleosynthesis
我们研究了当Majorana中微子（电子中微子、μ子中微子、τ中微子）具有跃迁磁矩时的早期宇宙物理。这些超出通常的弱相互作用耦合的额外耦合改变了中微子从电子/正电子和光子等离子体中解耦的方式。我们计算如何过渡磁矩耦合修改中微子退耦温度，然后使用一个完整的弱，强，电磁反应网络来计算相应的变化大爆炸核合成丰度产量。我们发现，轻元素丰度和其他宇宙学参数对10^{-10}玻尔磁子量级的磁耦合敏感。考虑到最近对亚MeV Borexino数据的分析，将Majorana矩限制在10^{-11} Bohr磁子或更小的数量级，我们发现宇宙学参数的变化从磁贡献到中微子退耦温度低于即将到来的精确观测水平。
2015-11-17 astro-ph.CO hep-ph nucl-th
Constraining particle dark matter using local galaxy distribution
宇宙射线中可能含有暗物质的信号，这一点已经讨论了很久。在过去的几年里，宇宙线正电子的异常引起了人们的广泛关注，最近AMS-02合作组报道了宇宙线反质子的过剩。这两种过度都可能表明质量约为1-10 TeV的暗物质正在衰变或湮灭。在这篇文章中，我们研究了来自暗物质的伽马射线和星系分布的互相关约束，特别是在局部体积中。我们发现，由于逆康普顿过程的伽马射线具有很大的强度，因此，他们给严格的限制暗物质的情况下，TeV尺度的质量制度。考虑到天体物理伽马射线源建模的最新进展以及暗物质衰变或湮灭的最终状态产物的综合可能性，我们表明，建议解释过剩的衰变暗物质的参数区域被排除在外。我们还讨论了零化方案的约束条件。
2016-06-28 astro-ph.CO hep-ph
Probing scalar, Dirac, Majorana and vector DM through spin-0 electron-specific mediator at the electron fixed-target experiments
本文探讨了通过电子特异性自旋0媒介体湮灭产生的各类轻暗物质热靶曲线，并分析了在NA64e和LDMX等固定靶实验中的产生机制与实验覆盖范围，与热靶参数空间互补。
2023-12-25 hep-ph
Dark Matter Identification using Gamma Rays from Dwarf Galaxies
如果PAMELA、Fermi和HESS最近观测到的正电子分数和电子-正电子组合通量过剩具有暗物质的起源，那么通过地面大气切伦科夫望远镜（ACT）对银河系卫星矮星系的观测，可以探测到来自暗物质湮灭到富含轻子的终态的终态辐射（FSR）光子。我们发现，目前和不久的将来的ACT有很好的潜力，这样的检测，虽然不能保证发现由于大的不确定性，暗物质的分布在矮星。我们发现，预测暗物质湮灭为两轻子终态和那些有利于四轻子终态（如在，例如，“轴子门户”模型）的模型可以可靠地区分使用FSR光子谱一旦测量，和暗物质粒子质量也可以准确地确定。
2010-12-17 astro-ph.HE hep-ph
Leptonic dark matter annihilation in the evolving universe: constraints and implications
宇宙电子和正电子过剩被解释为可能的暗物质（DM）湮灭产物。在这项工作中，我们调查的可能影响，这样的DM湮灭的情况下，在宇宙的演化历史。我们首先计算了河外$γ$ -射线背景（EGRB），它是由DM湮没带电轻子的末态辐射和电子/正电子与宇宙微波背景的逆康普顿散射产生的。DM晕轮廓和最小晕质量，这还没有很好地确定从目前的N体模拟，EGRET和费米望远镜的EGRB数据的约束。然后讨论了轻子DM模型对宇宙演化的影响，如星系际介质的再电离和加热、中性氢21 cm信号和结构形成的抑制等。我们发现，对氢21厘米信号的影响可能会显示有趣的DM湮灭的签名，但对恒星形成的影响并不显着。未来对21 cm信号的观测可用于对DM的性质进行新的约束。
2010-10-01 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Heavy Majorana neutrino pair production from $Z^\prime$ at hadron and lepton colliders
规范U $(1)$是标准模型（SM）的一种扩展，它是一个简单的、无反常的框架，引入三代Majorana型右手中微子（RHN），通过跷跷板机制产生轻中微子质量和味道混合。我们通过$Z^\prime$诱导的Majorana型RHN对的产生，在不同的强子和轻子对撞机上研究了这样的模型。我们推导出$(1)$规范耦合$(g^\prime)$的边界，比较不同$Z^\prime$质量$(M_{Z^\prime})$和RHN质量$(M_N)$的模型截面与实验观测数据。使用这些限制，我们估计允许的RHN对生产截面，这可以表现为轻子数违反签名与脂肪射流在强子对撞机取决于质量的RHN。因此，我们针对$M_{Z^\prime}$和$M_N$的不同基准值研究了信号脂肪喷射的双轻子和三轻子模式。利用脂肪喷流的特征，通过研究信号和相应的SM背景，我们估计了不同质心能量下$M_N-M_{Z^\prime}$平面上的边界，这些边界可以在不同的强子对撞机上探测到.在轻子对撞机的背景下，我们考虑的电子正电子初始状态，马约拉纳型RHN可以产生从$Z^\prime$表现出相同的符号双轻子加喷注签名和三轻子加喷注与丢失的能量。研究信号和相应的SM背景，我们估计的$M_N-M_{Z^\prime}$平面上的不同的质心能量的界限。在SM的U $(1)$扩展的上下文中，存在与RHN耦合的SM单重BSM标量。我们可以通过在正负电子对…
2022-06-13 hep-ph
Pinpointing the Mechanism of Neutrinoless Weak Decays with Positrons
Johannes Gutenberg-Universität Mainz（约翰内斯·古腾堡美因茨大学）
本研究探讨正电子与电子模式探测器在无中微子双β衰变搜寻中的互补性，通过半衰期比值区分长程相互作用以识别纯右手轻子流，为无中微子弱衰变机制研究提供新方法。
2026-08-06 hep-ph
High Energy Cosmic Rays from the Decay of Gravitino Dark Matter
在R宇称破缺的超对称模型框架下，研究了引力子暗物质衰变产生的高能宇宙线中的γ射线和正电子。即使违反了R宇称，引力子的寿命，这被认为是最轻的超粒子，可以比宇宙的当前年龄更长，如果违反R宇称的相互作用足够弱。在这种情况下，引力子可能是宇宙的暗物质，它的衰变产生高能宇宙射线。我们计算了引力子暗物质衰变产生的伽马射线和正电子的通量，并讨论了这种情况对当前和未来观测的影响。特别是，我们表明，过量的伽马射线和正电子的通量观测到的EGRET和HEAT实验，分别，可以同时解释为宇宙射线的引力子暗物质的衰变。
2008-08-27 astro-ph hep-ph
Neutrinos, a window on new physics
本文综述了中微子物理的一些方面，特别是中微子质量和狄拉克与马约拉纳中微子的问题。跷跷板机制的描述，有人认为，马约拉纳性质的中微子可以通过测量希格斯粒子的不可见的衰变进行测试，因为它的衰变到中微子是由他们的汤川耦合，即狄拉克质量，而不是物理马约拉纳质量。测量将使我们能够探测右手单态中微子的大马约拉纳质量的尺度M。进行这种测量的最佳机器将是未来的电子-正电子对撞机。
2014-12-13 hep-ph
Cosmic Ray Spectra in Nambu-Goldstone Dark Matter Models
讨论了湮没/衰变南武-戈德斯通暗物质模型中的宇宙线谱。最近在PAMELA和Fermi实验中观测到的正电子/电子过剩与湮灭模型中质量为3 TeV的暗物质和衰变模型中质量为6 TeV的暗物质很好地拟合。我们还表明，南武-戈德斯通暗物质模型预测一个独特的伽马射线光谱在一定的参数空间。
2009-08-25 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
Amplifying muon-to-positron conversion in nuclei with ultralight dark matter
Indian Institute of Technology Bombay（印度理工学院孟买分校）
研究轻暗物质对μ子到正电子转换过程的影响，通过实验约束中微子与轻暗物质的耦合参数，揭示未来实验对新耦合的更高灵敏度。
2026-04-29 hep-ph nucl-th
