Clumpiness enhancement of charged cosmic rays from dark matter annihilation with Sommerfeld effect
本文详细研究了由于暗物质分布的不均匀性而导致的暗物质湮灭为反质子和电子/正电子的助推因子，并考虑了索末菲效应.人们认为索末菲效应如果存在的话，在亚结构中会更显著，因为它们比宿主晕更冷，并且可能导致更大的助推因子。我们给出了一个完整的计算的基础上最近的N体模拟的助推因子。三个典型的情况下，索末菲效应，非共振，中度共振和强共振的情况下被认为是。我们发现，对于非共振和中等共振情况，由于索末菲效应的饱和行为，索末菲效应引起的子结构增强效应非常小（$\sim \mathcal{O}(1)$）。对于强谐振情况，提升因子通常小于$\sim \mathcal{O}(10)$。然而，在一些非常极端的情况下，采用DM分布来给出最大的湮灭，增强因子可以达到$\sim 1000$。文中还讨论了子结构分布的不同实现方式对增强因子的影响。
2009-11-16 astro-ph.HE hep-ph
Constraints on the Sommerfeld-enhanced dark matter annihilation from the gamma rays of subhalos and dwarf galaxies
银河系暗物质晕的子结构，如暗物质晕和矮星系具有非常低的速度色散，这使得它们在约束的情况下，夏眠增强的暗物质湮灭有用。利用Eddington公式和NFW密度剖面计算了暗物质晕子结构中暗物质粒子的速度分布。我们将索末菲增强s波暗物质湮灭对γ射线通量的影响参数化为索末菲增强J因子，并计算了15个已知矮球状星系的J因子。利用非关联点源的Fermi-LAT 3FGL数据和暗物质晕下分布的N体模拟结果，导出了Sommerfeld增强下暗物质湮灭截面的上限.类似的上限来自于矮球状星系的费米-LAT伽马射线数据。我们发现，在一个广泛的区域的参数空间，约束可以是几个数量级更严格的情况下，没有索末菲增强。对于暗物质湮灭主要为$e^+e^-$、$μ^+μ^-$、$τ^{+}τ^{-}$和$b\bar b$的情况，对于质量低于约1 TeV的暗物质，这些约束可以排除热残余暗物质。
2018-03-30 astro-ph.HE hep-ph
A Brief Review on Dark Matter Annihilation Explanation for $e^\pm$ Excesses in Cosmic Ray
最近PAMELA、ATIC、FERMI-LAT和HESS的数据表明宇宙线能谱中存在$e^{\pm}$过剩。PAMELA仅在$e^+$中观察到过量，但在反质子谱中未观察到过量。ATIC、FERMI-LAT和HESS观测到了$e^++e^-$光谱中的过量，但详细的形状不同，这需要未来的实验观测来确定正确的数据集。尽管如此，人们还是做了很多努力来解释观测到的$e^\pm$过量，以及为什么PAMELA只观测到$e^+$过量，而没有观测到反质子过量。在这篇简短的评论中，我们讨论了一个最流行的机制来解释数据，暗物质湮灭。人们早就知道，我们的宇宙大约有23%是由残余的暗物质组成的。如果遗迹暗物质是热产生的，湮灭率受到限制，导致需要一个大的提升因子来解释数据。我们将详细讨论如何通过Sommerfeld和Briet-Wigner增强机制获得大的增强因子。粒子物理模型的建筑物的一些影响也将被讨论。
2009-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
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
Can multistate dark matter annihilation explain the high-energy cosmic ray lepton anomalies?
具有小质量分裂和与轻隐扇形玻色子耦合的多态暗物质（DM）模型被提出来解释PAMELA/Fermi/H.E.S.S.高能轻子过剩我们在一个包含双重态或三重态暗物质和一个隐藏的SU（2）规范扇区与标准模型超荷混合的具体模型的框架下，在广泛的DM密度分布上研究了这个建议。规范耦合是从下面的DM遗物密度的范围内，和索末菲增强因子是明确的DM和规范玻色子质量M，μ和（最大的）暗物质质量分裂δ M_{12}的给定值计算。Sommerfeld增强在银河系中心比太阳附近更强，因为DM速度分布的径向依赖性，这加强了逆康普顿（IC）伽马射线约束相对于通常的假设。我们发现PAMELA/Fermi/H.E.S.S.对于M ~ 800 GeV，mu ~ 200 MeV，暗物质剖面的非尖点Einasto参数α> 0.20，r_s ~ 30 kpc，轻子超数与模型的预测以及CMB和费米γ射线的约束是勉强相容的。我们还发现，湮灭DM必须提供的总DM质量密度的次优势（< 0.4）的组成部分，因为否则由于索末菲增强的助推因子太大。
2010-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Distinguishing Dark Matter Annihilation Enhancement Scenarios via Halo Shapes
索末菲增强和布莱特-维格纳增强的暗物质湮灭已被提出来解释“助推因子”，这是建议观察到的宇宙线过剩。虽然这两种情况下可以提供几乎无法区分的宇宙线通量的影响，在这些增强机制的自相互作用的截面是截然不同的。因此，我们表明，他们可以区分检查的自相互作用的晕形状的影响。在Sommerfeld增强模型（m_phi<100 MeV，m_DM<3 TeV）中，自相互作用可以在星系动力学中留下可观测的印记，而在Breit-Wigner模型中，暗物质是有效的无碰撞。
2009-12-30 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
Gamma-ray signatures of annihilation to charged leptons in dark matter substructure
由于它们的高浓度和小的内部速度，银河系的暗晕至少可以和光滑的暗晕一样重要，因为它们可以解释通过暗物质湮灭产生的GeV正电子过剩。在展示了如何在各种情况下，包括在索末菲模型中实现这一点后，我们证明，在这种情况下，由子结构中产生的电子和正电子产生的扩散逆康普顿发射导致接近费米所看到的各向同性GeV伽马射线背景水平的近各向同性信号。此外，我们表明，HESS宇宙射线电子测量可以用来约束多TeV的内部韧致辐射γ射线所产生的湮灭带电轻子。
2010-08-12 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
A Tight Connection Between Direct and Indirect Detection of Dark Matter through Higgs Portal Couplings to a Hidden Sector
我们提出了一个隐藏的阿贝尔扩展的标准模型，包括一个复杂的标量作为暗物质的候选人和轻标量作为一个长期的暗物质粒子之间的力载体。索末菲增强湮灭截面的暗物质解释了观察到的宇宙射线过剩。轻标量场也引起潜在的大截面的暗物质的核子，因此提供了一个有趣的方式来探测这个模型同时在直接和间接的暗物质搜索实验。我们通过考虑CDMS-II排除限制以及PAMELA和FermiLAT数据来约束模型的参数空间。
2010-07-22 astro-ph.CO hep-ph
Leptophilic Dark Matter from the Lepton Asymmetry
提出了一个弱尺度暗物质模型，其中热暗物质密度由高维轻子破坏算符引起的轻子不对称性决定。在这些模型中，一般有一个分离的湮灭截面负责遗迹丰度（通过轻子违反运营商）和湮灭截面是相关的DM的间接检测（通过轻子保存运营商）。由于这种分离，有一个明显的提升，在今天的星系湮灭截面相对于典型的热冻结导出。这导致了对所观察到的宇宙射线电子和正电子过剩的自然解释，而无需求助于索末菲增强。生成间接信号还设置直接检测横截面的幅度，这意味着用于下一代实验的信号。更一般地，这些模型激励继续寻找DM与显然非热湮灭截面。DM还可能在辐射产生马约拉纳中微子质量方面发挥作用。
2009-09-11 astro-ph.CO hep-ph
Bounds on Cross-sections and Lifetimes for Dark Matter Annihilation and Decay into Charged Leptons from Gamma-ray Observations of Dwarf Galaxies
我们提供了暗物质横截面和寿命的保守界限，这些横截面和寿命来自直接或通过中间粒子$ϕ$湮灭或衰变为带电轻子产生的终态辐射。我们的分析利用了来自四颗银河系矮卫星的实验伽马射线通量上限：HESS对人马座的观测和VERITAS对天龙座、小熊座和威尔曼1号的观测。使用90%的置信水平下限的积分的暗物质分布，我们发现，这些限制在很大程度上无法排除暗物质湮灭或衰变的PAMELA和ATIC/PPB-BETS过剩的解释。然而，如果在矮星系中有一个额外的索末菲增强，它的速度色散比当地的星系晕低10到20倍，那么暗物质通过$ϕ$湮灭的截面就非常接近威尔曼1号的截面上限。暗物质直接湮灭到$τ$中的可能性也被威尔曼1作为过度的解释而略微排除，所需的横截面仅比天龙座的上限低几倍。最后，我们预测的伽马射线通量预计从矮星系Segue 1的费米伽马射线空间望远镜。我们发现，对于相当大一部分的参数空间，其中暗物质湮灭成带电轻子解释PAMELA过剩，费米有很好的前景检测到一个伽马射线信号从Segue 1经过一年的观察。
2009-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraints on Enhanced Dark Matter Annihilation from IceCube Results
由ATIC、PAMELA和Fermi-LAT望远镜测量的正电子和电子通量的过量可以用我们银河系中的暗物质湮灭来解释。然而，这需要大大提高暗物质湮灭的速率。有许多可能的增强机制，如索末菲效应或在我们的晕中存在暗物质团块。如果暗物质湮灭截面正在增强，那么地核中的暗物质湮灭也应该增强。在这里，我们使用IceCube 40字符串配置的最新结果来探测一般的增强场景。我们目前的结果作为暗物质-质子相互作用截面的函数，$σ_{χp}$加权的分支分数到中微子，$f_{ν\barν}$，作为一个通用的助推因子，$B_F$，参数化预期的增强湮灭率的函数。我们发现，暗物质模型，需要湮灭增强$\mathcal{O}(100)$或更多，并湮灭到中微子显着被排除在这些过剩的解释。我们还确定了整个IceCube望远镜可以探测的助推范围。
2012-05-25 astro-ph.HE hep-ex 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
Overcoming Gamma Ray Constraints with Annihilating Dark Matter in Milky Way Subhalos
我们重新考虑索末菲增强的暗物质（DM）湮灭为轻子，以解释PAMELA和费米电子和正电子的观测，根据可能的新的影响，从子结构。在获得足够大的轻子信号的同时，又考虑到对相关伽马射线通量的约束，这两者之间存在着很强的张力。我们首先表明，当考虑背景e^+ e^-的贡献时，这些约束比以前的研究明显更加严格，以至于甚至排除了核心DM密度分布。然后，我们将展示如何DM内subhalos湮灭可以绕过这些限制。具体来说，如果观测到的轻子过剩大部分来自于附近（1千秒差距以内）沿着银河系中心视线的次晕中的湮灭，那么轻子和伽马射线观测都是可能的。我们证明了这可以在一类简单的粒子物理模型中实现，其中DM通过一个隐藏的亲轻子U（1）矢量玻色子湮灭，明确计算索末菲增强因子。伽马射线对主晕湮灭的约束（以及解耦时代的CMB约束）要求DM的湮灭分量是次占优的，在总DM密度的10^-2量级。
2010-12-17 astro-ph.CO astro-ph.HE 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
A Theory of Dark Matter
我们提出了一个全面的暗物质理论，解释了最近在高能天体物理学中意外观测的扩散。ATIC和PAMELA的宇宙线谱需要质量为M_chi ~ 500 - 800 GeV的WIMP湮灭成轻子，其水平远高于热遗迹的预期水平。来自WMAP和EGRET的信号加强了这一解释。总之，我们认为这些事实意味着在暗区存在一个GeV级的新力量。长距离允许索末菲增强，以提高湮灭截面的要求，而不改变弱尺度湮灭截面期间，暗物质冻结在早期宇宙。如果暗物质湮灭成新的力载体，它的低质量可以迫使它主要衰变成轻子。如果力载体是非阿贝尔规范玻色子，则暗物质是多重态的一部分，这些态之间的分裂自然产生，大小为α m_phi ~ MeV，导致了先前提出的用于解释INTEGRAL卫星观测到的银河系中心正电子湮灭的激发暗物质（XDM）方案。也可以预期较小的分裂，为DAMA年度调制信号的非弹性暗物质（iDM）解释参数提供了一个天然来源。由于索末菲增强在低速时最为显著，因此红移约为10的早期暗物质晕可能会对宇宙的电离历史产生可观察到的影响，并且子结构比传统的WIMP更容易探测。此外，矮星系和银河系暗晕的低速色散可以大大增加子结构湮灭信号。
2009-01-20 astro-ph 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
The diffuse Galactic gamma-rays from dark matter annihilation
EGRET观测到的银河系弥散$γ$ -射线比传统的银河系宇宙线（CR）传播模型的预期值高出1 GeV以上。本文试图在超对称性框架下用暗物质湮灭来解决“GeV过剩”问题。与以往的工作相比，本文的工作有三个方面的改进：第一，通过考虑暗物质湮灭子结构，自然地再现了暗物质湮灭（DMA）产生的$γ$ -射线的方向无关的“增强因子”;最后，我们的新传播模型通过直接将DMA信号加到扩散$γ$背景中，可以给出扩散$γ$和反质子的一致结果。这是一个自洽的模型在几个可能的情况下，目前，并可以测试或优化即将到来的实验，如GLAST，PAMELA和AMS 02。
2008-10-01 astro-ph hep-ph
Galactic PeV neutrinos from dark matter annihilation
冰立方中微子天文台观测到了超过预期的大气中微子背景的高能中微子。考虑这样的事件正在探索标准模型之外的物理学的可能性是有趣的。在这种情况下，$\mathcal{O}$（PeV）的暗物质粒子衰变为中微子已被认为是暗物质湮灭已被解雇调用作为一个限制因素的么正性约束。然而，后一种说法忽略了暗物质子结构的贡献，对于PeV冷暗物质，它将向下延伸到自由流动质量$\mathcal{O}$（$10^{-18}$ M $_\odot$）。由于么正性约束在低速时不那么严格，（$σ_{\rm ann}$ v）$\leq4π/m_χ^2v$，那么，这些冷而致密的暗晕可能会对暗物质诱导的中微子通量起主导作用，并很容易解释冰立方观测到的事件。一个Sommerdos增强的暗物质模型自然可以支持这种情况。有趣的是，这些事件的空间分布显示了暗物质解释中预期的特征。虽然没有结论，但37个事件中有9个似乎聚集在银河系中心附近的区域，而其他6个在空间上与26个银河系卫星中的5个重合，在报告的角度误差范围内。然而，后者偶然发生的概率的简单估计是$\sim35\%$。需要更多的事件来统计检验这一假设。PeV暗物质粒子的质量足够大，它们作为标准热遗迹的丰度将使宇宙过于接近。这个问题可以在另一种情况下解决，例如，如果新的大质量不稳定粒子的衰变产生显著的熵，将宇宙重新加热到略低于冻结温度的温度，$T_{\rm RH} \lesssi…
2014-06-04 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
