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
Diffuse Gamma Rays from WIMP Decay and Annihilation
我讨论了弱相互作用大质量粒子（WIMPs）的衰变和湮灭对漫射伽马射线背景的贡献。首先回顾了WIMP的宇宙学丰度的计算，并指出它与WIMP湮灭成较轻粒子的截面简单相关。讨论了WIMP衰变产生的河外背景辐射。我展示了如何观测上限的DEBRA可以用来约束衰减到光子的WIMP的属性，我提出了额外的新的约束，湮灭截面的酉性强加在这样的粒子。然后，我讨论伽马射线湮灭的弱相互作用粒子在晕，球状体，和磁盘的我们的星系，以及那些从弱相互作用粒子湮灭在大麦云云。(To出现在The Gamma Ray Sky with Compton GRO and SIGMA，Proceedings of the School，Les Houches，France，January 25-February 4，1994中。
1994-04-29 astro-ph hep-ph
Low mass stellar evolution with WIMP capture and annihilation
最近的研究表明，恒星核心的WIMP湮灭有可能对恒星的总能量产生做出重大贡献。我们报告的进展，在模拟的影响WIMP捕获和湮灭恒星结构和演化附近的超大质量黑洞，使用新的暗星代码。初步结果表明，低质量恒星受WIMP湮灭的影响最大，这可能对即将到来的观测计划产生影响。
2007-11-07 astro-ph hep-ph
CMB Constraints On The Thermal WIMP Mass And Annihilation Cross Section
热遗迹，通常被称为弱相互作用大质量粒子（WIMP），是在宇宙早期演化过程中产生的粒子，其现在（遗迹）的丰度仅取决于它的质量和它的热平均湮灭截面（湮灭率因子）σ vann。目前的观测限制，不存在这种影响提供了边界的质量和湮灭截面的遗迹粒子，可能，但不一定是暗物质的候选人。对于暗物质候选者WIMP，CMB约束为湮灭截面设定了一个上限，导致其质量的下限取决于WIMP是否是其自身的反粒子。对于自共轭WIMP，m_min = 50fGeV，其中f是电磁能量效率因子。对于非自共轭的WIMP，最小质量是两倍大。对于暗物质密度的次主导分量WIMP，其质量没有约束，并且由CMB施加的湮灭截面的上限转变为湮灭截面的下限。这些结果概述和量化这里使用最新的CMB约束的稳定，对称（粒子和反粒子的数量相等），WIMP的湮灭是s波为主，和粒子，或不是，自己的反粒子。
2015-03-05 astro-ph.CO hep-ph
Constraining WIMP magnetic moment from CDMS II experiment
我们考虑一个简并或近简并的暗物质扇区，其中一个相当大的磁矩的几乎狄拉克型中性暗物质候选人N是预期的。然后，由于软光子交换，在低Q^2区域，直接探测N的截面可以被增强。我们根据最近的CDMS II报告讨论了此类模型的含义。
2010-08-26 hep-ph
Two-photon annihilation of singlet cold dark matters due to noncommutative space-time
探测来自暗物质湮灭或衰变的宇宙射线，特别是伽马射线，是一种间接的方式来调查的暗物质的性质。在对易时空中，暗物质候选者（WIMP）湮灭为光子的过程通过环路修正进行。然而，在非对易时空中，WIMP和其他标准模型单重态粒子一样，也有可能与光子直接耦合。本文研究了非对易时空中单重态WIMP的双光子湮没。如果非对易相互作用与遗迹丰度有关，则可以使用费米-拉特数据排除某些暗物质质量。
2012-10-01 hep-ph
Inflationary Particle Production and Implications for WIMP Substructure
King’s College London（伦敦国王学院）
本研究探讨暴胀时期共振粒子产生对暗物质湮灭信号的影响，通过分析Fermi-LAT数据，推导了热平均湮灭截面的上限，揭示了早期宇宙与现代观测间的联系。
2026-02-11 hep-ph
Resonant Annihilation of WIMP Dark Matter for Halo Gamma Ray Signal
Leinweber Institute for Theoretical Physics, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校莱因韦伯理论物理研究所）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), University of Tokyo（东京大学宇宙物质与粒子科学 Kavli 研究所（WPI））；Ernest Orlando Lawrence Berkeley National Laboratory（欧内斯特·奥兰多·劳伦斯伯克利国家实验室）
本文提出通过共振湮灭机制解释银河晕伽马射线信号，结合模型无关分析和粒子物理模型，调和WIMP暗物质湮灭截面与观测数据之间的矛盾。
2025-12-01 astro-ph.HE hep-ph
Monoenergetic Neutrinos from WIMP Annihilation in Jupiter
弱相互作用大质量粒子（WIMP）可以被太阳捕获并在核心湮灭，这可能导致产生可以在静止时衰变为单能236 MeV中微子的K介子。在DUNE进行了几项探测这些中微子的研究。已经表明，如果WIMP质量低于4 GeV，那么它们将在湮灭之前蒸发，从而抑制信号。由于木星有一个较冷的核心，质量在1-4 GeV范围内的WIMP不会蒸发，因此可以湮灭为单能中微子。我们计算这些中微子的木星表面附近的通量，并发现它是可比的通量在DUNE的质量超过4 GeV和实质上更大的1-4 GeV的范围。当然，探测这些中微子需要在木星附近安装中微子探测器。显然，要建造这样的探测器还需要几十年的时间，但如果直接探测实验发现质量在1-4 GeV范围内的WIMP，它可能是了解湮灭过程的少数方法之一。液态氢时间投影室或许能够获得这些中微子的精确方向信息和能量（木星附近有大量的氢）。我们推测，这样的探测器可以放置在一个潮汐锁定的阿马尔西亚卫星的远侧;月球本身将提供大量的背景屏蔽，表面将允许更容易地部署太阳能电池板发电。
2022-12-13 hep-ph
Soft Collinear Effective Theory for Heavy WIMP Annihilation
在一大类弱相互作用大质量粒子（WIMP）模型中，WIMP质量$M$远高于弱标度$m_W$。这项工作确定了通用的Sudakov-型矩阵$\sim α\log^2 (2\,M/m_W)$破坏了湮灭过程的微扰理论的天真收敛。提出了一个有效场论（EFT）框架，允许系统地重申这些矩阵。大尺度分离的另一个影响是，电弱玻色子交换导致的长距离波函数失真导致了可观察到的截面变化。仔细计算EFT中的动量区域，可以严格地将这种所谓的索末菲增强从短距离硬湮灭过程中解脱出来。WIMP被建模为一个重粒子场，而轻的，充满活力的，最终状态的电弱规范玻色子被视为软和共线场。硬匹配系数计算在重整化尺度$μ\sim 2\,M$，然后演变到$μ\sim m_W$，其中电弱对称性破缺和相关的量子力学哈密顿量的匹配进行。的$SU(2)_W$三重标量暗物质候选人湮灭线光子的例子是用于具体性，允许下一个到领先的顺序修正和对数重算的影响的数值探索。对于$M \simeq 3$ TeV，相对于树级固定阶结果，由$\sim 3$的因子减少了经处理的Sommerfeld增强截面。
2014-11-03 hep-ph
Inverse Compton emission from heavy WIMP annihilations in the Galactic Centre
热遗迹WIMP仍然是暗物质性质的主要候选者，特别是对于重（$\gtrsim$ 1 TeV）WIMP的约束更差的情况。WIMP湮灭的最高通量预计在银河系中心（GC）的地区，目前和不久的将来，伽马射线观测站可以利用放置在WIMP范式的严格限制。人们经常注意到，伽马的湮灭通量将伴随着带电的次级粒子，这些次级粒子可以产生“延迟”的逆康普顿（IC）伽马射线发射，但在间接的暗物质搜索中，这一部分经常被忽略。本文研究了重WIMP湮没在GC中的特定条件下的逆康普顿辐射。使用该地区的磁场和辐射场的模型，并考虑到二次粒子的运输，我们发现，对于TeV WIMP的IC组件不能被忽略的GC中，产生的粒子冷却区域内，而不是传播到银河系。这种效应大大改变了预测的光谱形状，从而提高了重WIMP的检测前景。
2022-12-12 astro-ph.HE hep-ph
Primordial black hole dark matter in the presence of p-wave WIMP annihilation
研究了由原初黑洞和自湮灭弱相互作用大质量粒子组成的混合暗物质方案中原初黑洞暗物质的允许丰度，该方案的湮灭截面与速度有关.我们首先简要地说明了速度抑制p波湮灭的情况下，WIMP暗物质晕轮廓的变化，与熟悉的s波湮灭的情况相比，然后讨论了PBH质量依赖的上限上允许的PBH暗物质丰度。WIMP可以吸积到PBH上，形成具有尖峰密度轮廓的超紧凑迷你晕。这样的尖峰在晕的中心区域被缓和，因为WIMP被湮灭掉，并且这种缓和对于较小的湮灭截面是不太有效的。速度抑制p波湮灭截面的WIMP核心密度变大，而核心半径变小比s波湮灭的情况。湮灭截面依赖于速度的变化横跨晕，除了WIMP密度剖面的变化，另一个有趣的功能是PBH质量依赖于绑定的PBH暗物质丰度。这是在鲜明的对比，S-波湮灭的情况下，PBH丰度绑定是独立的PBH质量。允许的PBH暗物质分数（相对于总的暗物质丰度）的顺序$f_{PBH}\lesssim {\cal O}(10^{-7})(M_{\odot}/M_{PBH})^{(-6+2γ_{sp})/(3γ_{sp}+3)}$为热遗迹p波暗物质与质量$100$ GeV其中$γ_{sp}$是尖峰曲线的斜率指数，与$f_{PBH}\lesssim {\cal O}(10^{-9})$为相应的热遗迹s波暗物质的情况进行比较。
2022-03-18 astro-ph.CO hep-ph
Enhanced One-Loop Corrections to WIMP Annihilation and their Thermal Relic Density in the Coannihilation Region
我们考虑了由于初始态中光玻色子交换引起的弱相互作用大质量粒子（WIMPs）共湮灭过程的量子修正（“索末菲修正”）。我们在单循环水平上工作，即我们假设这些校正可以微扰地处理。如果至少有一个质量接近最轻的WIMP的新粒子，这是一个暗物质候选者，那么共湮灭是很重要的。在这种情况下，初始状态下（相对较轻的）玻色子的交换可以改变湮灭粒子的身份。我们感兴趣的修正因式分解，在WIMP自湮没的情况下，前面处理，但它们可以混合不同的树级振幅。此外，即使外部粒子和环中粒子之间的质量分裂很小，也会显著改变相关的环功能。我们发现这些功能的精确解析表达式，并说明考虑的情况下，作为例子的wino或希格西诺类中性伴子的效果。
2013-03-15 astro-ph.CO hep-ph
Helicitogenesis: WIMPy baryogenesis with sterile neutrinos and other realizations
我们提出了一种机制，重子从粒子衰变或湮灭，可以在TeV尺度。一些重粒子湮灭或衰变为一个重的无菌中微子N（M > 0.5 TeV）和一个“轻”的中微子ν（m << 100 GeV），在ν的两个螺旋度自由度之间产生不对称。这种不对称性通过快速汤川相互作用部分转移到标准模型轻子中，并通过电弱球对称子再加工成重子不对称性。我们在WIMPy重子生成模型中说明了这种机制，其中螺旋度不对称是在暗物质湮灭中产生的。这个模型将重子不对称性、暗物质和中微子质量联系起来。此外，它也补充了以前的研究从暗物质湮灭重子生成的一般要求。最后，我们讨论了其他可能实现这种螺旋机制。
2014-10-09 hep-ph
Neutrinos from WIMP annihilation in the Sun : Implications of a self-consistent model of the Milky Way's dark matter halo
WIMP与质子的自旋无关（SI）和自旋相关（SD）弹性散射截面的上限，由太阳中WIMP湮灭的中微子通量的超神冈（S-K）上限所施加，以及它们与WIMP参数空间的“DAMA兼容”区域的兼容性，在该区域内，DAMA/LIBRA实验与其他直接探测实验的零结果是兼容的，在银河系有限尺寸暗物质（DM）晕的自洽模型的框架内进行了研究，该模型的参数由银河系旋转曲线数据拟合确定。我们发现，作为WIMP质量的函数的WIMP-质子弹性截面上的S-K隐含上限对各种WIMP湮灭通道的分支分数施加严格的限制。对于SI相互作用，如果WIMP主要湮灭为$\bbarb$ \和/或$\cbarc$，则S-K上限与WIMP参数空间的DAMA兼容区域一致，如果WIMP湮灭为$\tautau$和$ν\anu$分别发生在大于约10%和0.1%的水平，则DAMA兼容区域的部分可以被排除。对于SD相互作用，对可能的湮灭通道的限制要严格得多，如果考虑中的相对低质量（$\sim$ 2 - 20 GeV）WIMP主要湮灭为$\bbarb$、\ $\cbarc$、\$\tautau$和$ν\anu$终态的任何混合，则基本上排除了WIMP参数空间的DAMA兼容区域。
2012-05-21 astro-ph.GA hep-ph
Conservative upper limits on WIMP annihilation cross section from Fermi-LAT $γ$-rays
用费米-LAT望远镜测量了高纬各向同性河外$γ$射线背景（EGB）的光谱。两个新的模型的EGB来自扣除未解决的点源和河外扩散过程，这可以解释从30%到70%的费米-LAT EGB。在假设这两个残留的EGB是完全由于暗物质（DM）粒子在星系晕的湮灭，我们得到$conservative$上限的湮灭截面\sigmav。严格的界限上可能索末菲增强的湮灭截面设置以及。最后，将{ \sigmav }成反比的WIMP速度，非常严重的限制，来自速度无关的部分的湮灭截面。
2011-12-18 astro-ph.HE hep-ph
Study of WIMP annihilations into a pair of on-shell scalar mediators
在这篇文章中，我们专注于一个新的标量$ϕ$介导的标量/矢量WIMP（弱相互作用的大质量粒子），$ϕ$的质量略低于WIMP的质量。为了解释银河系中心1 - 3 GeV的伽马射线过剩，这里我们考虑的情况下，一个WIMP对主要湮灭成壳层上的$ϕϕ$对与$ϕ$主要衰减到$τ\barτ$。WIMPs的质量在14 - 22 GeV之间，并且WIMPs的湮灭在相空间中被抑制。在这个湮灭方案中，$ϕ$ -标准模型（SM）粒子的耦合几乎是任意小的，并且WIMP-核自旋无关散射可以被现有的暗物质（DM）直接探测所容忍。介绍了一种标量介体-Higgs场混合，它体积小，实用性强。导出了早期宇宙中热平衡对$ϕ$ -SM粒子耦合的下限约束，该约束在直接探测标量DM的中微子本底之上。在未来几年内，在升级后的DM直接探测实验中可能探测到WIMP，而在未来的高亮度$e^+ e^-$对撞机上可能观测到奇异衰变$h \rightarrow ϕϕ$和$ϕ$的产生。
2016-11-07 astro-ph.CO hep-ph
WIMP annihilation in caustics
星系晕中的暗物质从各个方向以低速弥散的方式不断地进入，导致焦散线的形成，焦散线是非常小尺度（$\sim$秒差距）的高密度结构。如果暗物质是由超对称中性伴子组成的，这些粒子的湮灭会产生伽马射线的特征光谱，原则上可以探测到。计算了不同能带的湮没信号，并与预期的伽马射线背景进行了比较。
2007-05-22 astro-ph 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
Secluded WIMP Dark Matter
我们考虑一个通用的机制，通过该机制热遗迹WIMP暗物质可以从标准模型解耦，即通过组合的WIMP湮灭亚稳态介质与随后的延迟衰减到标准模型状态。我们用WIMP通过亚稳玻色子或费米子与标准模型相连的明确例子来说明这一点。在所有的模型中，只要WIMP质量大于介质的质量，它就可以从标准模型中分离出来，因为它在原子核上的弹性散射截面非常小，而且直接对撞机产生的速率也非常小。相比之下，来自WIMP湮灭的间接特征与弱尺度截面一致，并提供了潜在的可观测γ射线信号。我们还指出，γ射线约束和风味物理学对隐蔽模型的MeV级变体施加了严格的限制，并确定了通过所有观测约束的有限类。
2007-11-30 hep-ph
Search for Dark Matter Annihilation to Neutrinos from the Sun
弱相互作用大质量粒子（WIMP）可以被太阳引力捕获并被困在其核心。这些WIMP湮灭成标准模型粒子会产生中微子光谱，其能量分布与暗物质质量有关。在这项工作中，我们提出的理论框架，有关观测到的中微子通量的WIMP-核子截面和总结以前的太阳WIMP搜索冰立方进行。然后，我们概述了一个正在进行的更新的太阳WIMP搜索，重点是在以前的搜索改进。
2019-09-19 astro-ph.HE hep-ph
Early Annihilation and Diffuse Backgrounds in 1/v WIMP models
最近的几项研究考虑了对标准弱相互作用大质量粒子（WIMP）方案的修改，其中对湮灭的截面（乘以相对速度v）增强了1/v。由于v~10^{-3}在星系晕中，这可能会提高光子和/或电子-正电子对的湮灭率，足以解释几个令人困惑的银河辐射信号。在这里，我们表明，如果湮灭截面标度为1/v，那么有一个爆发的WIMP湮灭在第一暗物质晕，在红移z ~ 100-200形成。如果湮灭的是能量范围在100 keV - 300 GeV的伽马射线，或者能量范围在GeV - 2 TeV的电子-正电子对，那么今天仍然存在对弥漫的河外伽马射线背景的贡献。该背景的上限提供了对湮灭截面的约束。如果光子或电子-正电子能量落在这些能量范围之外，那么辐射被星系际介质（IGM）吸收，从而电离和加热IGM。在这种情况下，宇宙微波背景对电离历史的约束也限制了湮灭截面。
2008-11-06 astro-ph hep-ph
Gamma-rays From Warm WIMP Dark Matter Annihilation
弱相互作用大质量粒子（WIMP）通常作为冷暗物质的候选者，然而当它以非热的方式产生时，它的行为就像温暖的暗物质。在本文中，我们研究的$γ$射线的性质，从湮灭的WIMP暗物质在我们自己的银河系晕的高分辨率$N$体模拟的银河系暗物质晕，假设不同的性质的WIMP。由于大的自由流长度在温暖的WIMP的情况下，暗物质晕的子结构内容是显着不同的冷WIMP对应物，导致不同的预测$γ$射线信号从暗物质湮灭。我们通过比较预测的$γ$ -射线信号从温暖的WIMP湮灭的冷WIMP来说明这些。显着的差异，从subhalo的天空图和两个WIMP模型之间的统计特性进行了演示。由于暖WIMP情景下非热产生机制的潜在增强截面，银河系中心可能是间接探测暖WIMP到矮星系的优先点，这可能不同于冷暗物质情景。作为一个具体的例子，我们考虑了超对称模型中的非热产生中性伴子，并讨论了用费米$γ$射线望远镜探测温WIMP的可能性。
2012-11-09 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Constraining Asymmetric Dark Matter through observations of compact stars
基于球状星团中白矮星和中子星的简单存在，我们对具有自旋相关相互作用的非对称暗物质候选者施加了限制。对于广泛的参数（WIMP质量和WIMP-核子截面），WIMP可以被大量捕获在原始恒星中，一旦原始恒星坍缩为白矮星或中子星，这些WIMP可能会自引力并最终坍缩形成最终摧毁恒星的迷你黑洞。我们施加竞争性的限制，直接暗物质搜索实验，质量下降到TeV规模的WIMP。
2010-12-09 astro-ph.HE 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
Photon spectra from WIMP annihilation
如果目前宇宙中的暗物质湮灭为标准模型粒子，那么它必定对地球上探测到的宇宙射线的通量，特别是对观测到的伽马射线通量有贡献。这种贡献的大小取决于特定的暗物质候选者，但所产生的光子光谱的某些特征可以以一种相当独立于模型的方式进行分析。在这项工作中，我们提供了完整的光子谱来自WIMP湮灭到标准模型粒子-反粒子对得到广泛的蒙特卡罗模拟。我们目前的结果为每个人的湮没通道，并提供分析拟合公式为不同的光谱范围广泛的WIMP质量。
2010-10-11 astro-ph.CO hep-ph hep-th
WIMP capture and annihilation in the Earth in effective theories
在暗物质-核子相互作用的非相对论有效理论中，计算了WIMP在地球中的俘获和湮灭率。忽略算子干扰，我认为所有的伽利略不变的相互作用算子，可以产生从交换的重粒子的自旋小于或等于1时，WIMP的自旋为0，1/2或1。我计算的位置和形状的预期共振的质量捕获率平面，并表明，铁是不是最重要的元素在捕获过程中，许多目前被忽视的相互作用运营商。我比较这些预测与最近的结果，地球WIMP分析冰立方在86弦配置和设置限制的所有isoscope和isovector耦合常数的有效理论的暗物质-核子相互作用。对于某些相互作用算子和暗物质粒子质量约为50 GeV，我发现，这些限制是强于我以前在冰立方在79弦配置进行的太阳WIMP搜索的分析中得出的。
2016-10-19 astro-ph.CO hep-ph
Constraining the Spin-Independent WIMP-Nucleon Coupling from Direct Dark Matter Detection Data
弱相互作用大质量粒子（WIMP）是暗物质的主要候选者之一。为了理解WIMP的性质，并在对撞机产生的新粒子中识别它们（希望在不久的将来），通过直接暗物质探测实验确定它们的质量及其与核子的耦合是必不可少的。基于我们的方法来确定WIMP质量模型独立于实验数据，我们提出了一种方法，也估计自旋无关（SI）的WIMP核子耦合直接使用测量的反冲能。该方法不依赖于迄今未知的晕WIMP的速度分布。尽管局域WIMP密度的不确定性（因子为~ 2），一旦两个（或更多）不同靶核的实验获得阳性信号，至少可以给出SI WIMP-核子耦合的上限。在无背景的环境中，对于质量为100 GeV的WIMP，其核子上的SI耦合原则上可以估计为只有~ 15%的统计误差，每次实验只有50个事件。
2009-03-19 astro-ph hep-ph
Fitting formulae for photon spectra from WIMP annihilation
不同的暗物质（DM）候选者湮灭成标准模型（SM）粒子可以通过它们对地球上测量的伽马射线通量的贡献来检测。这种贡献的大小取决于特定的DM候选者，但是可以以模型无关的方式分析所产生的光子光谱的某些印记。在这项工作中，我们提供了在广泛的WIMP质量范围内由WIMP湮没到夸克、轻子和规范玻色子通道中产生的光子谱的拟合公式。
2010-12-20 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Upper bounds on signals due to WIMP self--annihilation: comments on the case of the synchrotron radiation from the galactic center and the WMAP haze
最近的两篇论文重新考虑了这样一种可能性，即由WMAP测量的银河系中心$\sim 20^0$（{ \it WMAP haze}）内区域的过量微波辐射可能是由于中性伴子自湮灭产生的同步辐射;在这种可能发生的基础上，还提出了中性伴子自湮灭截面的上限。在本说明中，我们表明，在一个标准的宇宙学模型中的热WIMP的常见情况下，当银河系的WIMP密度的重新标度适当考虑次主导的WIMP，上限适用于一般的{ \it任何}信号由于自共轭WIMP是更严格的比从分析的WMAP阴霾。我们还认为，一个实验的上限，这可以与我们的通用上限，而不是来自宇宙反质子通量的测量，一些值的天体物理传播模型的参数。最后，我们评论我们的通用上限的解释的WMAP阴霾的热中性子在一个标准的宇宙学方案的可能影响。
2008-02-16 astro-ph hep-ph
WIMPonium and Boost Factors for Indirect Dark Matter Detection
我们认为在合理的暗物质（DM）粒子物理模型中，WIMP暗物质可以通过长寿命的“WIMP 鎓”束缚态湮灭。WIMPonium束缚态可以发生在阈值或阈值附近，导致DM湮灭率的显著增强，与索末菲效应密切相关。因此，在没有大的密度增强的情况下，湮灭率可以发生大的“提升因子”放大，可能更喜欢较冷的密度较低的天体，如矮星系作为间接DM搜索的位置。辐射俘获到WIMPonium态和在WIMPonium态之间的跃迁一般导致湮灭产物的丰富能谱，在2体衰变到$γγ$或$γZ$终态的情况下可能有许多不同的谱线。多辐射俘获模式的存在进一步提高了总湮灭率，并且线的检测将给出关于DM粒子的性质和自相互作用的直接超定信息。
2010-04-26 astro-ph hep-ph
Precise Relic WIMP Abundance and its Impact on Searches for Dark Matter Annihilation
如果暗物质（DM）是一种弱相互作用大质量粒子（WIMP），是早期宇宙的热遗迹，那么它的总自湮灭截面可以通过它现在的质量密度来揭示。一般的WIMP的正则热平均截面通常表示为3*10^-26 cm ^3 s ^-1，不确定性没有具体说明，并且被认为与WIMP的质量无关。最近对DM湮没产物的搜索已经达到了排除100%分支比的正则截面的灵敏度，以确定最终状态和小WIMP质量。最终目标是探测所有运动学上允许的最终状态作为质量的函数，如果所有状态都被充分排除，则为WIMP质量设置下限。由于最近在直接和间接搜索中对轻WIMP的暗示，探测低质量区域的动机进一步增强。我们重新审视了一个通用的WIMP的热遗迹丰度计算，并表明所需的截面可以精确计算。当质量低于10 GeV时，它随质量变化很大，在质量约为0.3 GeV时达到最大值5.2*10^-26 cm ^3 s ^-1，当质量高于10 GeV时，它为2.2*10^-26 cm ^3 s ^-1，质量依赖性很弱。这些结果，显着不同的典型值，并没有考虑到在搜索湮灭产品从通用WIMPs，有一个显着的影响，从费米-LAT和WMAP+ACT目前的限制的解释。
2012-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Radio constraints on Galactic WIMP dark matter
电子宇宙线群的同步辐射可以用来研究宇宙射线物理和无线电天空图上的WIMP暗物质印记。我们使用现有的无线电数据-从MHz到GHz -分析银河系WIMP湮灭的贡献，并对WIMP观测值施加限制：湮灭截面，通道和质量。根据湮灭通道，我们得到的竞争边界中获得的费米-LAT伽玛射线分析的矮卫星星系。
2013-09-18 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Robust Gamma Ray Signature of WIMP Dark Matter
如果暗物质由弱相互作用大质量粒子（WIMP）组成，那么在银河系中心的WIMP湮灭可能会导致高能伽马射线通量的可观测增强。我们预测的形状和归一化的磁通分量由于末态辐射的带电粒子产生的WIMP湮灭事件。预测是没有任何假设的微观理论负责的WIMP，并只轻微地依赖于未知的分布的总WIMP湮灭截面之间的可能的最终状态。特别是，如果WIMP湮灭成一对带电费米子（轻子或夸克），光子谱具有尖锐的边缘特征，在光子能量等于WIMP质量时突然下降。如果观测到这样的特征，它将为通量增强的WIMP相关性质以及WIMP质量的测量提供强有力的证据。我们讨论了在地面和空间伽马射线望远镜观测发现这一功能的前景。
2005-07-15 astro-ph hep-ph
W-WIMP Annihilation as a Source of the Fermi Bubbles
费米伽马射线太空望远镜发现了两个发射伽马射线的气泡状结构，它们在银河系的两侧几乎对称地延伸，并且在形态上与银河系中心相连。排放的来源仍然不完全清楚。最近的研究表明，费米泡发射的光谱形状可以很好地描述为一个约为50 GeV的暗物质粒子湮灭为b \bar b，归一化对应的速度平均湮灭截面为< σ_b v > ~ 8 \times 10^{-27} cm ^3/s。我们研究了温伯格最近提出的最小隐藏扇区，并研究在多大程度上其弱相互作用大质量粒子（W-WIMPs）能够容纳所需的有效湮灭率到夸克和所观察到的遗物密度。
2013-08-27 astro-ph.CO hep-ph
GeV-Scale Thermal WIMPs: Not Even Slightly Dead
弱相互作用大质量粒子（WIMP）长期以来一直是暗物质候选者的主要类别之一。观测到的暗物质丰度可以通过早期宇宙中弱尺度暗物质湮灭的冻结而自然获得。这种“热WIMP”方案直接预测了可以在当今实验中测试的总湮灭截面。虽然暗物质的质量约束可以高达$m_χ\gtrsim100$ GeV的特定湮灭通道，总的截面的约束尚未确定。我们构造的第一个模型独立的限制WIMP的总湮灭截面，显示允许的组合的湮灭通道分支比大大削弱了灵敏度。对于s波$2\rightarrow2$湮灭到可见终态的热WIMP，我们发现暗物质质量仅为$m_χ\gtrsim20$ GeV。这是热遗迹WIMP质量的最强的基本上与模型无关的下限，与么正性界的质量上限（$m_χ\lesssim 100$ TeV）一起，它定义了我们所说的“WIMP窗口”。为了探索剩余的质量范围，我们概述了前进的道路。
2018-07-11 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
WIMPs with Enhanced Annihilation from a Feebly Interacting Unstable Partner
University of Utah（犹他大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
本研究提出WIMP与可衰变的重伙伴粒子耦合的扩展模型，通过求解玻尔兹曼方程发现伙伴粒子衰变可显著增强WIMP湮灭截面（最高达三个数量级），并可由间接探测实验检验，NMSSM可实现该情景。
2026-09-17 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ex
Non-thermal WIMP baryogenesis
我们提出了一种通过重粒子衰变产生的非热产生的WIMP的湮灭实现的WIMP重子化，这可以导致低的再加热温度。暗物质（DM）可以在长寿命重粒子衰变产生的再加热期间以非热的方式产生，并且随后甚至在热冻结之后再湮灭为较轻的粒子。DM的再湮灭提供了所观察到的重子不对称性以及DM的正确残余密度。我们调查如何wahout效应可以影响重子不对称性的产生，并研究一个模型抑制它们。在这种情况下，我们发现DM可以足够重，它的湮灭截面也可以比通常的热WIMP重子生成所采用的更大。
2018-06-25 astro-ph.CO hep-ph
SUSY Implications from WIMP Annihilation into Scalars at the Galactic Center
最近在费米-LAT数据中观测到从银河系中心发出的过量$γ$射线。我们研究了通过暗物质主要湮灭为Higgs赝标对来拟合信号谱的新的可能性。我们表明，适合的$γ$ -射线过剩的希格斯赝标通道可以一样好的湮灭成底夸克对。这个通道自然出现在一个完整的模型，如下一个最小的超对称标准模型（NMSSM），我们发现暗物质遗迹密度，$γ$射线信号和其他实验约束的区域，都可以同时满足。湮灭成标量对允许检测到希格斯粒子或赝标量衰变成两个光子的可能性，提供了模型的吸烟枪信号。
2015-05-21 astro-ph.GA hep-ph
Searching for Dark Matter Annihilation into Neutrinos with Super-Kamiokande
这项工作提出了间接搜索暗物质（DM）作为WIMP（弱相互作用大质量粒子）使用超级神冈探测器从1996年到2014年记录的中微子数据。讨论了从太阳和银河系中寻找WIMP诱导中微子的结果。与预期的大气中微子背景相比，我们从太阳/银河系方向寻找过量的中微子。事件样本包括电子和μ子中微子，涵盖了广泛的中微子能量（GeV至TeV），灵敏度下降到几十个GeV的WIMP质量。分析中考虑了各种WIMP湮没模式。
2015-10-27 hep-ex hep-ph
Potentially Large One-loop Corrections to WIMP Annihilation
我们计算了由于在初始状态下（规范或希格斯）玻色子$μ$与质量$ϕ$的交换引起的非相对论粒子$χ$湮灭的单圈修正。在极限$m_χ\gg μ$中，这导致湮没截面的“索末菲增强”。然而，这里我们感兴趣的是$μ\lsim m_χ$的情况，其中单循环校正表现良好，但仍然可以是相当大的。我们发现简单而准确的表达式从$S-$和$P-$波初始状态的湮灭，他们彼此不同，如果$μ\neq 0$。为了将我们的结果应用于弱相互作用大质量粒子（WIMPs）残余密度的计算，我们描述了如何计算修正后的截面的热平均值。我们应用这种形式主义的标量和狄拉克费米子单重WIMP，并表明，在前一种情况下的修正总是很小，但在后者可以很大。此外，在最小超对称标准模型中，如果最轻的中性伴子是强混合态，这些修正可以使中性伴子的残余密度降低1%以上。
2010-04-28 astro-ph.CO hep-ph
Prospects of indirect searches for dark matter annihilations in the earth with ICAL@INO
我们研究了即将到来的铁量热计（ICAL）探测器的μ介子事件的前景，将建立在拟议的印度中微子天文台（INO）设施，由于中微子产生的湮灭弱相互作用大质量粒子（WIMP）在地球的中心。来自地核方向的大气中微子呈现不可约的背景。我们考虑5万t $\times$运行10年的ICAL和10- 10 0 GeV的WIMP质量和目前的90% C. L.排除灵敏度限制在$σ_{SI}$上，$σ_{SI}$是WIMP-核子自旋无关（SI）相互作用截面。ICAL计算的地球中WIMP湮灭的预期灵敏度极限比任何其他间接探测实验获得的极限更严格。对于~ $52.14 \textup{ GeV}$的WIMP质量，其中由于Fe核引起的WIMP在地球中的共振捕获而增强了信号通量，假设每个通道的分支比为100\%，灵敏度极限为：$τ^{+} τ^{-}$通道的$σ_{SI} =1.02\times 10^{-44}~cm^2$和$b ~\bar{b}$通道的$σ_{SI} =5.36\times 10^{-44} ~cm^2$。
2018-06-13 hep-ex hep-ph
The Effects of QCD Equation of State on the Relic Density of WIMP Dark Matter
弱相互作用大质量粒子（Weakly Interactive Massive Particles，WIMPs）是冷暗物质（Cold Dark Matter，CDM）中研究最多的候选粒子。在最小宇宙学模型的框架下，普朗克合作组对宇宙微波背景辐射的详细测量将标度后的CDM遗迹密度修正为$Ω_{c}h^2=0.1193\pm0.0014$，误差小于1.5%。为了充分利用这种观测精度，理论计算应该有一个相当或更小的误差。本文利用最近的格点量子色动力学计算改进了对热等离子体的描述。这影响了预测的“热WIMP”的残余密度，这些残余密度曾经与标准模型粒子处于化学平衡。对于WIMP质量在3和15 GeV之间，QCD效应是最重要的，我们的预测不同于早期的结果高达9%（12%）的纯S波（P波）湮灭。我们使用这些结果来计算热平均的WIMP湮灭截面，再现正确的CDM遗物密度，WIMP质量在0.1 GeV和10 TeV之间。
2015-03-11 hep-ph
Searching for Neutrinos from WIMP Annihilations in the Galactic Stellar Disk
弱相互作用大质量粒子（WIMPs）是早期宇宙中产生的暗物质（DM）遗迹丰度的一个可行的候选者。到目前为止，WIMP还无法通过与重子物质的相互作用直接探测到。在太阳核心中累积的WIMP湮灭产生的中微子发射被认为是DM的一个特征，但尚未被探测到。这些零结果可能是由于晕中的小尺度DM密度波动，我们局部区域的密度低于平均值（约0.3 GeV/cm ^3）。然而，银河系星盘中WIMP湮灭产生的累积中微子信号对局部密度变化不敏感。在圆盘内部，暗物质可以被恒星捕获，导致湮灭率增加，因此中微子通量可能比在晕中其他地方观察到的更高。我们估计中微子通量的WIMP湮灭在恒星盘被增强超过一个数量级的中微子通量相比，从晕。我们根据直接探测实验获得的WIMP-核子截面，假设局域DM的密度约为0.3 GeV/cm ^3，对这种增强的通量进行了保守的估计。我们还比较了这些通量的可探测性与宇宙射线（CR）与星际介质（ISM）的相互作用在银河系中产生的扩散高能中微子的信号。这些比较信号应该可以被大型中微子探测器观测到。
2008-04-09 astro-ph hep-ph hep-th
A refined model of secondary photon emission from heavy WIMP annihilations in the Galactic Centre
Indian Institute of Science Education and Research-Pune（印度科学教育研究所浦那）；Max-Planck-Institut für Kernphysik（马克斯·普朗克核物理研究所）；University of Bergen（卑尔根大学）
本文提出了一种更精确的模型，用于研究银河系中心重WIMP湮灭产生的二次光子发射，通过考虑空间依赖性因素来提高检测重WIMPs的可能性。
2026-01-04 astro-ph.HE hep-ph
On the Annihilation Rate of WIMPs
我们开发了一种形式主义，允许一个系统地计算的WIMP湮灭率到伽马射线的能量远远超过弱标度。一个因式分解定理，提出了分离的辐射修正源于初始状态的潜在的相互作用，涉及最终状态的循环。这种分离使我们能够超越固定阶计算，这是由大的红外光谱污染。对于SU（2）伴随表象中的Majorana WIMP变换，我们给出了在超前双对数精度下，用两个初态分波矩阵元和一个硬匹配系数表示的变换率的结果.对于给定的模型，可以通过计算树级匹配系数和确定局部四费米子算子的值来计算截面。我们发现，再结晶的影响可以高达100%的20 TeV的WIMP。的形式主义的推广到其他类型的WIMPs进行了讨论。
2015-10-08 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Likely Dominance of WIMP Annihilation to Fermion Pair + W/Z
可以说，暗物质（DM）最受欢迎的候选者是一个巨大的、稳定的马约拉纳费米子。然而，湮灭的马约拉纳DM两个费米子具有螺旋抑制的s波速率。通过电弱（EW）和电磁（EM）韧致辐射规范玻色子的过程消除了这种s波抑制，并且很可能是规范单态Majorana DM湮灭的主导模式。考虑到它们与辐射W和Z规范玻色子的湮灭率增强，以及随后通过强子通道的主导W/Z衰变，马约拉纳DM倾向于产生比正电子更多的反质子。这一结果与观测结果形成对比，从而提出了一个挑战，马约拉纳DM模型的建设。
2013-08-06 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
WIMPy Leptogenesis
本文考虑一类轻子生成模型，其中轻子不对称性来自于违反CP和轻子数的暗物质湮灭过程。重要的是，一个必要的单圈贡献的湮灭矩阵元产生的吸收性的最终状态的相互作用。我们阐明了这一个循环的贡献和CP违反阶段之间的关系。正如我们所展示的，在这些模型中，暗物质湮灭到轻子的分支分数可能很小，但仍然产生必要的不对称性。
2014-02-05 astro-ph.CO hep-ph
Can WIMPs Survive the Legacy of a Magnetised Early Universe?
King’s College London（伦敦国王学院）；SISSA - International School for Advanced Studies（国际高等研究院）；INFN – National Institute for Nuclear Physics（意大利国家核物理研究所）
研究显示，原始磁场可显著限制WIMP湮灭信号，尤其在电弱和QCD相变情景中，限制热relic的质量范围。
2025-11-24 hep-ph
Can Astrophysical Gamma Ray Sources Mimic Dark Matter Annihilation in Galactic Satellites?
宇宙暗物质的性质是未知的。最令人信服的假设是，暗物质由100 GeV质量范围内的弱相互作用大质量粒子（WIMP）组成。这些粒子会在星系晕中湮灭，产生高能伽马射线，这种射线可能被伽马射线望远镜（如GLAST卫星）探测到。我们调查的能力GLAST区分WIMP湮没源和天体物理源。聚焦于冷暗物质模型预测的银河系卫星晕，我们发现WIMP伽马射线谱几乎是唯一的;通过包括光谱和空间信息，可以以令人信服的方式将最亮的WIMP源与已知源类分离。候选的WIMP源可以用成像大气切伦科夫望远镜进一步研究。最后，大型强子对撞机的数据可能会对银河系暗物质的研究产生至关重要的影响。
2007-03-08 astro-ph hep-ph
WIMPy Leptogenesis With Absorptive Final State Interactions
本文考虑一类轻子生成模型，其中轻子不对称性来自于违反CP和轻子数的暗物质湮灭过程。重要的是，一个必要的单圈贡献的湮灭矩阵元产生的吸收性的最终状态的相互作用。我们阐明了这一个循环的贡献和CP违反阶段之间的关系。正如我们所展示的，在这些模型中，暗物质湮灭到轻子的分支分数可能很小，但仍然产生必要的不对称性。
2014-03-20 astro-ph.CO hep-ph
Indirect Evidence for WIMP Annihilation from Diffuse Galactic Gamma Rays
在1 GeV以上的弥漫星系伽马射线数据中，EGRET过剩显示了暗物质WIMP湮灭的所有预期特征：a）它存在，并且在所有天空方向上都有相同的光谱，而不仅仅是在星系平面上。b）过剩的强度显示了$1/r^2$的轮廓，这是在银盘外的一条平坦的旋转曲线上所期望的，另外在银盘中还有一个有趣的子结构，它是一个在距离星系中心14 kpc处的甜甜圈形环。在这个半径上，一个恒星环表明可能有一个矮星系坠落，这可以解释DM密度的增加。从多余的WIMP质量的光谱形状估计为50和100 GeV之间，而从强度的晕轮廓重建。给定WIMP的质量和强度，可以计算出环的质量，这可以解释旋转曲线在大约11 kpc处斜率的特殊变化。这些暗物质湮灭的信号与超对称性是相容的，并且与传统星系模型对EGRET数据的拟合相比，具有超过10个标准偏差的统计显著性。统计学上的显著性与上面提到的所有特征相结合，提供了一个有趣的暗示，即EGRET过剩确实是暗物质湮灭的信号。
2004-12-23 astro-ph hep-ph
The WIMP Forest: Indirect Detection of a Chiral Square
由WIMP湮灭产生的光子光谱带有暗区结构的详细印记。特别是，一个光子和另一个玻色子的环能级湮灭原则上可以导致一系列能量高达WIMP质量的线（WIMP森林）。一个具体的模型，很好地说明了这一特点是一个理论的两个普遍额外的维紧化的手征广场。除了连续发射，这是一个通用的预测，大多数暗物质的候选人，我们发现了一个“森林”的突出湮灭线，卷积后与当前实验的角分辨率，导致一个独特的（2凸加连续）光谱，这可能是可见的费米伽马射线太空望远镜（以前称为GLAST）在不久的将来。
2009-04-08 astro-ph.HE hep-ph
The EMU view of the Large Magellanic Cloud: Troubles for sub-TeV WIMPs
我们提出了一个无线电搜索的WIMP暗物质在大麦云（LMC）。我们利用最近从澳大利亚平方公里阵列探路者（ASKAP）的观测中获得的LMC的深度图像，并作为宇宙进化图（EMU）调查的一部分进行处理。大麦哲伦星系是一个非常有前途的目标，在射频的WIMP搜索，因为大的J因子和存在的一个重大磁场。我们没有发现任何证据所产生的发射从WIMP湮灭和严格的界限作为WIMP质量的函数，不同的湮灭通道的湮灭率。这项工作排除了质量低于480 GeV的热截面和湮灭成夸克。
2021-11-12 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
