Circular Polarization of Pulsar Wind Nebulae and the Cosmic-Ray Positron Excess
PAMELA和AMS-02望远镜最近的观测发现，能量超过10 GeV的正电子分数异常上升。一个可能的解释是，这种过剩的生产初级电子/正电子对通过电磁级联脉冲星磁层。这一过程导致了脉冲星风星云（PWN）风终止激波中电子/正电子对的高度多样性。这种情况的结果是，在PWN中不应该观察到圆极化，因为电子和正电子的贡献正好抵消。在这里，我们注意到，目前的无线电仪器能够设置有意义的限制PWN，观测测试模型的脉冲星生产的本地正电子过剩的同步辐射的圆偏振。如果观测到PWN具有可探测的圆偏振，那么对脉冲星解释正电子过剩的解释就会产生强烈的怀疑，而对PWN圆偏振设置严格限制的观测则会使这些模型更加可信。最后，我们指出，脉冲星风星云可能提供最好的目标，AMS-02过剩的观测测试。
2014-06-23 astro-ph.HE
A self-consistent model of cosmic-ray fluxes and positron excess: Roles of nearby pulsars and a sub-dominant source population
使用我们银河系中的宇宙射线核相互作用计算的宇宙射线正电子通量不能解释10 GeV以上的观测数据。因此，测量到的正电子通量的过量是可以解释的。位于太阳系千秒差距范围内的邻近恒星，经常被认为是造成过剩的可能来源。我们表明，一个额外的，次主导人口的来源，以及从附近的几个恒星的贡献可以解释最新的正电子过剩数据从阿尔法磁谱仪（AMS）。我们同时模型，使用DRAGON代码，宇宙射线质子，氦，电子和正电子的传播，并适合各自的流量数据。我们的硼碳比数据拟合得到的扩散光谱指数为0.45，这是接近的Kraichnan湍流谱。
2017-08-29 astro-ph.HE
Indirect constraints on the dark matter interpretation of excess positrons seen by AMS-02
最近，AMS-02观测到银河系中存在过量的高能正电子。所得到的光谱与$\sim$ TeV暗物质粒子的湮灭最符合。然而，最近的费米/LAT观测分析矮星系的TeV暗物质湮灭截面高度限制，并排除了$b\bar{b}$和所有的亲轻子通道，除了$4-μ$通道。在这篇文章中，我表明，其余可能的$4-μ$通道也排除了使用的观测数据从冷核心集群。因此，所有可以解释AMS-02、HEAT和PAMELA中过量正电子的亲轻子通道都被排除了。
2015-09-21 astro-ph.HE
AMS02 results support the secondary origin of cosmic ray positrons
我们表明，最近的AMS 02正电子分数测量与正电子的次级起源是一致的，并不需要额外的主要来源，如电子或暗物质。在高能量下测得的正电子分数饱和了先前预测的次级产生的上限（Katz等人，2009年），通过忽略辐射损失获得。这一巧合，将进一步测试即将到来的AMS 02数据在更高的能量，是一个令人信服的迹象，为次要来源。在次级模型中，AMS 02的数据意味着宇宙射线在银河系中的传播时间小于百万年，平均穿越星际物质密度为1/cc，与银河系气体盘的密度相当，刚性为300 GV。
2013-11-09 astro-ph.HE hep-ph
The Cosmic-Ray Positron and Electron Excess: An Experimentalist's Point of View
PAMELA小组最近报告说，观测到的宇宙射线正电子分数上升到几个GeV以上，而ATIC合作小组报告说，宇宙射线电子过剩到几百个GeV左右，这导致了一系列出版物的出现，这些出版物要么将这些观测结果解释为暗物质衰变的可能特征，要么将其解释为孤立的天体物理来源的贡献。虽然这些解释在科学上令人兴奋，但不能忽视测量结果被错误识别的宇宙射线质子污染的可能性。
2009-05-04 astro-ph.HE
Possible bump structure of cosmic ray electrons unveiled by AMS-02 data and its common origin along with the nuclei and positron
局域脉冲星和它的前身SNR可以一起将正电子、电子和原子核加速到非常高的能量。著名的$20$（$200$）GeV以上的正电子（核）过剩可能来自这种局域源。这暗示初级电子也应该保持"过量"在$200$ GeV以上，与原子核同步加速。AMS-02实验最近精确测量了284 GeV正电子的急剧下降，这为研究这种预期的电子过剩提供了机会。在这项工作中，空间相关的传播与本地源被用来再现正电子，电子和质子的光谱。在考虑284 GeV正电子衰减的情况下，需要在284 GeV以上的原电子有一个尖锐的凸起结构才能拟合正电子和电子的全谱，然后我们系统地研究了Geminga脉冲星和SNR的正电子、电子和核过剩的共同来源。在这种统一的单一来源模式下，这些过剩现象可以重现。最后，我们希望在未来的AMS-02实验中可以观察到精细的凸点结构来支持我们的模型。
2021-07-11 astro-ph.HE
New estimate for the contribution of the Geminga pulsar to the positron excess
正电子过剩的起源是天体粒子物理学中最令人感兴趣的谜团之一。最近在Geminga、Monogem和PSR J0621+3755等双星周围发现了扩展的$γ$射线晕，这为脉冲星风星云将$e^{\pm}$加速到非常高的能量提供了间接证据。虽然先前数据的精确度不允许对光谱参数进行精确评估，但我们能够使用HAWC和LHAASO于2020年和2021年发布的新数据找到更精确的注入光谱形状。我们发现，这是很好的拟合幂律与指数截止。光谱指数是相当硬的值约为1，而截止能量约为100 TeV。我们还推导出了星系周围扩散系数的强度，发现它比银河系的平均值低两个数量级。最后，我们利用上述结果估计了Geminga对正电子过剩的贡献。仅这个源就可以贡献大约1 TeV的整个正电子过剩。
2022-12-06 astro-ph.HE
Pulsar Wind Nebulae as a source of the observed electron and positron excess at high energy: the case of Vela-X
我们调查，在生产方面从恒星和他们的星云，宇宙射线正电子和电子通量以上$\sim10$ GeV，观察到的AMS-02实验高达1 TeV。我们专注于维拉X的案子从源的γ射线光子谱出发，通过同步加速器和逆康普顿过程产生，我们估计了电子和正电子注入谱。一些特征是从Vela-X的观测中确定的，未知的参数是从蟹状星云中借用的。在脉冲星风星云中产生的粒子光谱然后使用扩散模型传播到太阳系。与以前的工作不同，AMS-02数据和相应的本地星际谱之间的差异，得到了电子和正电子的全向强度过剩。观测到等量的电子和正电子过剩，我们将这种过剩（AMS-02数据中的$\sim$ 100 GeV以上）解释为来自Vela-X的供应。粒子的贡献是一致的模型预测的伽马射线发射源。也允许更多的年轻恒星的输入，而在$\sim$ 100 GeV以下，更多的年老恒星可能是主要的贡献者。
2015-08-07 astro-ph.HE
Examining the secondary product origin of cosmic ray positrons with the latest AMS-02 data
PAMELA和其他实验对宇宙射线（CR）正电子分数的测量发现，相对于星际介质（ISM）中次级产生的标准预测，CR正电子分数超过10 GeV。虽然大多数人认为过剩的正电子来自于正电子的一些主要来源（如正电子和/或湮灭的暗物质粒子），但$e^{+}/ \bar{p}$几乎恒定的通量比证明了另一种可能性，即最高能量的过剩正电子和反质子是强子相互作用中产生的次级产物。最近，Yang \& Aharonian（2019）通过假设存在额外的CR核源群体来重新审视这种可能性。在这里，我们检查使用\texttt{DRAGON}代码，其中正电子的辐射损失是考虑到一贯的二次产品的情况。我们证实，CR质子谱和反质子数据可以解释假设存在一个额外的人口CR源。然而，相应的正电子光谱偏离测量数据显着高于100 GeV，由于强辐射冷却。这表明，尽管强子相互作用可以解释反质子数据，但相应的次级正电子通量仍然不足以解释AMS数据。因此，一些主要的正电子源，如中子星或暗物质的贡献是不可忽略的。
2020-04-09 astro-ph.HE hep-ph
Impact of the spectral hardening of TeV cosmic rays on the prediction of the secondary positron flux
PAMELA卫星测量到的宇宙射线正电子分数的上升可能是由于地球周围kpc尺度上存在正电子的天体物理源，例如双星。然而，从正电子数据中评估这些源的性质需要对宇宙射线与星际气体相互作用产生的次级正电子成分有很好的了解。在本文中，我们调查的光谱硬化的宇宙射线质子和氦通量最近报告的ATIC 2和CREAM气球实验，二次正电子通量的预测的影响。我们发现，这种影响是不可忽略的，导致二次正电子通量的增加高达$\sim$ 60%以上的$\sim$ 100 GeV。我们提供了拟合公式，允许直接利用我们的结果，这可以帮助导出一个人最喜欢的主要正电子源，如电子或暗物质的约束。
2011-05-12 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Secondary Cosmic Positrons in an Inhomogeneous Diffusion Model
宇宙射线测量的一个目的是寻找湮灭或衰变的暗物质的可能特征。在这种背景下，所谓的正电子过剩引起了很多关注。另一方面，有人提出，这些数据可能会挑战已建立的宇宙射线传播扩散模型。本文研究了一类非齐次扩散模型，通过解析求解相应的方程组。根据传输参数的不同，我们发现正电子谱的光谱特征受到显着的影响。我们还讨论了非均匀性对强子谱的影响。
2017-02-01 astro-ph.HE hep-ph
Geminga contribution to the cosmic-ray positron excess according to the gamma-ray observations
我们试图解释宇宙射线正电子过剩注入附近的脉冲星Geminga，假设一个两区扩散的情况下，注入光谱与低能量截止。由于来自Geminga的高能正电子和电子可以通过逆康普顿散射诱导$γ$射线，我们考虑了来自HAWC的$\sim 10$ TeV和来自Fermi-LAT的$\mathcal{O}(10)$ GeV的Geminga周围的扩展$γ$射线观测。通过对Fermi-LAT数据的分析，得到了扩展的$γ$ -射线观测结果，发现Geminga能解释$30\%$能量转换效率为正电子和电子的正电子过剩现象。然而，基于另一个费米-LAT分析给出的对扩展的$γ$射线的约束，来自Geminga的正电子将不足以解释正电子过剩。对扩展的$γ$射线的费米LAT数据进行进一步的可靠分析，对于确定Geminga是否可以解释正电子过剩是至关重要的。
2022-09-26 astro-ph.HE hep-ph
The cosmic-ray positron excess from a local Dark Matter over-density
我们发现PAMELA和AMS测量的宇宙线正电子过剩可能是由局部过密度的暗物质湮灭引起的。在这样的背景下，亲轻子DM是不需要的，并且与正电子数据的良好拟合，与反质子和γ射线测量一致，获得了对$WW$、$hh$、$ZZ$、$ t \bar t$、$b \bar b$、$q\bar q$通道的DM湮灭。经典的暗物质候选者，例如具有标准热湮灭截面的纯超对称Wino，可以拟合正电子过剩，而无需对暗物质属性进行任何额外的假设。
2013-07-12 astro-ph.HE hep-ph
Prospects for Detection of Synchrotron Emission from Secondary Electrons and Positrons in Starless Cores: Application to G0.216+0.016
我们研究了宇宙射线进入分子云复合体的扩散。使用Protheroe等人（2008）的宇宙射线扩散形式，我们研究了宇宙射线如何扩散到具有不同密度结构的云中，包括平滑的阶梯函数，以及高斯和逆$r$密度分布，这是众所周知的跟踪恒星形成区域的结构。这些密度分布被模拟为银河系中心云G0.216+0.016的近似值，G0.216+0.016是最近发现的大质量尘埃团，显示出有限的大质量恒星形成迹象，因此可能是银河系中观察次级电子和正电子同步辐射的最佳区域。宇宙射线质子与周围分子物质相互作用产生次级电子和正电子，由此产生的同步辐射的检查表明，由于投影效应，在所有情况下，肢体增亮形态的结果。然而，我们发现，高斯和逆$r$密度分布显示更广泛的通量密度分布比阶梯函数分布。值得注意的是，一些紧凑的（相比于$2.2''$分辨率，5.3 GHz JVLA观测）源显示出非热发射，这可能是由密度结构和宇宙射线扩散到云中的缺乏来解释的。我们发现，我们可以将Rodr 'ıguez & Zapata（2014）的非热源JVLA~1和6的5.3和20 GHz通量密度与局部宇宙射线通量密度、扩散系数抑制因子$χ=0.1-0.01$（系数为$3\times10^{27}$ cm $^2$ s $^{-1}$）和磁场强度470 $μ$ G匹配。
2014-08-08 astro-ph.HE
Spatial distribution of secondary electrons' Synchrotron emission: property and implication
本文研究强子过程中次级电子/正电子的X射线同步辐射形态，发现其具有显著平坦的表面亮度轮廓，可结合能谱判别超高能γ射线源起源并定位PeV宇宙射线源。
2025-09-30 astro-ph.HE
Multi-messenger constraints on the annihilating dark matter interpretation of the positron excess
PAMELA卫星观测到的正电子比能谱在10 GeV以上的上升，以及其他宇宙射线的测量，被解释为银河系中暗物质湮灭的可能特征。然而，大量的自由参数，和大的天体物理学的不确定性，使得它很难做结论性的声明，这种情况下的可行性。在这里，我们进行多波长，多信使分析，以一致的方式结合不同的天体物理观测所产生的约束。我们表明，如果对暗物质的分布（我们在最近的Via Lactea II和Aquarius模拟上建立模型）和宇宙射线的传播进行标准假设，那么当前的DM模型无法解释所观察到的正电子通量，而不超过所观察到的反质子或伽马射线和射电光子的通量。为了使多信使约束可视化，我们引入了“星图”，这是一种图形方法，可以在同一图中显示不同信使和波长的理论预测和观测约束。
2009-12-03 astro-ph.HE
Extended MSSM Neutralinos as the Source of the PAMELA Positron Excess
我们考虑一个场景中的最小超对称标准模型扩展的单重手征超场，其中中性伴子暗物质湮灭轻单重类希格斯玻色子，进行衰变为电子-正电子或μ子-反μ子对。与MSSM中的中性伴子湮灭不同，该模型可以很好地拟合PAMELA宇宙线正电子分数过剩。此外，类单态标量希格斯粒子可以诱导一个大的索末菲增强，并提供一个湮灭率足以容纳观察到的正电子过剩。
2009-06-01 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
B/C ratio and the PAMELA positron excess
本文计算了超新星遗迹（SNR）产生的硼-碳族宇宙线（CR）核及其二次核的漫射强度。在测试粒子近似中，将SNR中带电粒子的轨迹建模为随机行走。二次生产CR碰撞气体的SNR包括作为一个Monte Carlo过程，而我们使用Galprop占CR在银河系中的传播和相互作用。在附近的源，我们发现一个近似恒定的B/C比作为能量的函数。因此，地球上的B/C比并不随能量的增加而增加，而是在高能量极限下增加。这一预测很快将通过AMS-2合作进行检验。
2013-03-01 astro-ph.HE
Galactic Binaries Can Explain the Fermi Galactic Center Excess and 511 keV Emission
费米-LAT银河系中心过剩和511 keV的正电子湮灭信号从内部星系裸露一个惊人的形态相似。我们建议，这两个可以解释通过一个方案，其中毫秒恒星产生银河系中心过剩和他们的祖先，低质量的X射线双星，511千电子伏的信号。作为一个证明的原则，我们研究了一个特定的人口合成的情况下，从文献中涉及所谓的超紧凑X射线双星。此外，我们第一次定量地表明，中子星，而不是黑洞，低质量的X射线双星可以负责大部分的正电子。在这种特殊的情况下，二进制毫秒双星既可以是费米-LAT $γ$射线过剩的来源，也可以是膨胀正电子的来源。未来的途径来测试这种情况进行了讨论。
2018-03-12 astro-ph.HE
R-Parity Breaking via Type II Seesaw, Decaying Gravitino Dark Matter and PAMELA Positron Excess
我们提出了一类新的具有第二类跷跷板机制的MSSM的R宇称违反扩张，其中不稳定的引力子是宇宙的暗物质。它主要衰变为三个轻子的末态，从而为PAMELA实验中的正电子过剩而非反质子过剩提供了一个自然的解释。该模型可以解释中微子质量，而无需调用任何高尺度物理学，同时保持了宇宙中预先存在的重子不对称性。
2009-05-21 astro-ph.HE hep-ph
Understanding the cosmic ray positron flux
阿尔法磁谱仪最近对宇宙线正电子通量的精确测量表明，当能量接近1 TeV时，谱线具有明显的软化特征。对这一结果的一种可能的解释是，观察到的特征测量了一种新的硬正电子源的最大能量，这种源可能与暗物质的自湮灭或衰变有关，或者与正电子加速器有关。以$E \simeq 25$ ~GeV为中心的正电子通量的逐渐硬化也可以被理解为跃迁的特征，其中由于二次产生，新的源超过了传统的组件。这种解释简单而有吸引力，但并非独一无二。另一种可能性，即正电子流完全是次级起源，仍然是可行的。在这种情况下，AMS观测到的正电子光谱软化是由能量损失效应产生的，在$e^-$光谱中也应该可以看到类似但不完全相同的结构。事实上，在电子中观察到了与正电子通量的硬化和软化类似的光谱特征，这需要一个一致的解释。精确测量的$e^+$和$e^-$光谱在TeV和多TeV的能量范围是至关重要的，以澄清这个问题。
2019-02-16 astro-ph.HE
Reexamine the dark matter scenario accounting for the positron excess in a new cosmic ray propagation model
本文结合宇宙射线传播的最新进展，在空间依赖传播模型中重新审视暗物质解释正电子过剩的情景，发现所需湮灭率更小，且μ+μ-通道能完美拟合AMS-02数据并满足γ射线和CMB约束。
2024-02-12 astro-ph.HE hep-ph
Testing astrophysical models for the PAMELA positron excess with cosmic ray nuclei
PAMELA合作组报告的正电子分数过剩被解释为银河系中暗物质的湮灭或衰变。更通俗地说，它被归因于附近的强子直接产生正电子，或者是由于附近的强子宇宙射线随机加速时产生的π介子。我们指出，测量宇宙射线散射产生的次级核可以区分这些可能性。来自ATIC-2实验的关于钛-铁比的新数据支持了上述强子源模型，并能够预测能量超过100 GeV的硼-碳比。目前，所有的宇宙射线数据都与正电子过剩的天体物理起源相一致。
2009-07-30 astro-ph.HE hep-ph
Research on electron and positron spectrum in the high-energy region based on the gluon condensation model
本文基于胶子凝聚模型，利用DAMPE高精度电子谱数据，指出电子谱中可能存在第二个超出，其特征由质子数据推导，并期待未来实验验证。
2023-09-27 astro-ph.HE
Positron excess in the center of the Milky Way from short-lived $β^+$ emitting isotopes
INTEGRAL卫星的观测揭示了银河系中心区域在511千电子伏左右的能量存在着尚未解释的过剩。这些伽马射线是在正电子湮灭过程中产生的，所需的速率约为$10^{42}~\mathrm{s^{-1}}$。在这篇简短的论文中，它表明，在亚相对论宇宙射线（CR）与轻核（CNONe）的相互作用中形成的\pos发射同位素可以占中心区域$e^{+}$产生率的相当大的比例-高达百分之几十。
2016-08-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
A novel prediction for secondary positrons and electrons in the Galaxy
本文通过纳入最新强子产生截面并拟合宇宙线原子核数据，重新估计了银河系次级正电子和电子通量，发现正电子通量强烈依赖晕尺寸，并证实低能区已存在正电子过剩。
2023-09-22 astro-ph.HE hep-ph
Reanalyze the pulsar scenario to explain the cosmic positron excess considering the recent developments
HAWC已经证实Geminga和PSR B 0656 +14周围存在TeV晕，因此宇宙射线的慢扩散在Geminga和PSR B 0656 + 14周围可能是普遍的，并且来自Geminga和PSR B 0656 +14的宇宙正电子能谱可能会发生显著的变化。因此，最有可能的脉冲星源的正电子过剩，Geminga，不再是一个可行的候选人下的额外限制费米-LAT。此外，AMS-02的最新测量显示，正电子谱中有一个明显的截止点，这对脉冲星源的年龄提出了严格的限制。考虑到这些新的发展，我们重新分析了这项工作的情况。通过检查所有观测到的双区扩散情景下，我们首次提出，PSR B1055-52是一个非常有前途的源的正电子过剩。B1055-52能很好地再现AMS-02正电子能谱的强度和高能切割，也能解释10 TeV附近的H.E.S.S $e^-+e^+$能谱。此外，如果慢扩散在局域星际介质中是普遍存在的，那么B1055-52将是所观测到的恒星中唯一合理的AMS-02正电子谱源。
2019-06-20 astro-ph.HE hep-ph
Prospects for Measuring the Positron Excess with the Cherenkov Telescope Array
在$\sim$ 10 GeV以上的宇宙射线中，正电子的过剩自从被发现以来一直是一个谜。对这种过剩的可能解释已经被提出，包括局部超新星遗迹的加速或暗物质粒子的湮灭。为了区分这些情况，必须在更高的能量下测量正电子分数。进行这种测量的一种技术是使用地月光谱仪：观察地球磁场对正电子和电子月球阴影的偏转。以前的切伦科夫大气成像望远镜已经尝试过这种测量，但没有成功。切伦科夫望远镜阵列（CTA）将具有前所未有的灵敏度和背景抑制能力，这可能使这项测量首次成功。此外，在CTA的某些望远镜中使用硅光电倍增器的可能性可大大增加在月球附近进行观测的可行性。估计CTA的能力，以测量正电子分数使用模拟观测的月球阴影。
2015-09-08 astro-ph.HE astro-ph.IM
Positron annihilation as a cosmic-ray probe
最近，伽马射线望远镜AGILE和费米观测到几个中年超新星遗迹（SNRs）与分子云相互作用。伽马射线的一种可能的发射机制是由宇宙射线（CR）核（强子过程）产生的中性π介子的衰变。然而，观察并不排除由于CR电子的韧致辐射的贡献。TeV伽马射线望远镜也观测到了许多SNR，并发现了许多不明来源。目前还不清楚TeV的伽马射线辐射是通过轻子过程还是强子过程产生的。在这封信中，我们提出，由CR核产生的次级正电子的湮灭发射是强子过程的诊断工具。我们研究了分子云中CR质子产生的次级正电子和电子的MeV辐射。从观测到的γ射线通量可以稳健地估计次级正电子的湮没发射。AGILE和Fermi观测到的SNRs湮灭线的预期通量足以让未来的高级康普顿望远镜探测到。此外，还可以通过未来的X射线望远镜NuSTAR和ASTRO-H观测到次级正电子和电子的同步辐射以及CR质子的韧致辐射。
2012-01-04 astro-ph.HE hep-ph
Constraining the origin of the rising cosmic ray positron fraction with the boron-to-carbon ratio
根据PAMELA和AMS的测量，宇宙射线正电子分数在10 GeV以上的快速上升，表明附近存在高能正电子的主要来源，如电子束或湮灭/衰变的暗物质。相比之下，通过宇宙射线在星际介质中碰撞产生的次级正电子的光谱预计会随着能量的迅速下降，因此无法解释观测到的上升。然而，有人提出，次级正电子可以产生，然后在附近的超新星遗迹中加速，这可能解释了观测到的上升，而不需要初级正电子源。然而，如果次级正电子在这样的冲击中被加速，其他次级宇宙射线物质（如硼核和反质子）也将被加速，导致硼与碳和反质子与质子的比率上升。然而，PAMELA和AMS合作测量的硼碳比没有显示出这种上升的迹象。有了这些新的数据，我们重新审视了上升正电子分数的二次加速方案。假设相同的超新星遗迹同时加速了轻核（质子、氦）和较重的宇宙射线物质，我们发现，在观测到的正电子分数的上升中，不超过25%是由这种机制引起的（在95%的置信水平上）
2014-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Can we explain AMS-02 antiproton and positron excesses simultaneously by nearby supernovae without pulsars nor dark matter?
我们解释了过量的反质子分数最近报道的AMS-02实验考虑宇宙射线质子加速的本地超新星遗迹（SNR）和周围的致密云之间的碰撞。同样的“$pp$ -碰撞”提供了正确的子粒子比例，以同时在自然模型参数中拟合观察到的正电子过剩。这颗超新星的金属丰度比主要的宇宙射线源要低。电子的截止能量标志着超新星的年龄为$\sim 10^{5}$年，而反质子过剩可能会延伸到更高的能量。反质子和正电子通量都与我们在Fujita，Kohri，Yamasaki and Ioka（2009）中的预测完全一致。
2015-12-22 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
R-violating Decay of Wino Dark Matter and electron/positron Excesses in the PAMELA/Fermi Experiments
我们表明，R-宇称违反衰变的质量\sim 3 TeV的维诺暗物质可以自然地解释的流量和光谱形状的宇宙射线电子和正电子观测的PAMELA和费米卫星。为了给这种情况提供理论基础，我们还提出了一个模型，三线性R宇称破缺出现的系数被引力子质量的幂所抑制，这自然导致Wino寿命为O（10^26）sec。
2009-05-04 astro-ph.HE hep-ph
Positron flux and gamma-ray emission from Geminga pulsar and pulsar wind nebula
附近的恒星被认为是地球上$\sim$ TeV $e^+/e^-$宇宙射线（CR）过剩的来源。高海拔水切伦科夫天文台（HAWC）在附近的两个中年恒星Geminga和PSR B 0656 +14的方向上探测到了扩展的TeV发射区。通过将TeV发射模拟为电子-正电子对在星际介质（ISM）中扩散的逆康普顿发射，HAWC合作得出了两个恒星附近的扩散系数远小于标准值，这使得它们不太可能是正电子过剩的起源。我们认为观测到的$γ$射线辐射来自遗迹脉冲星风星云。星云中慢扩散和ISM中快扩散的双区扩散模型可以同时解释HAWC表面亮度轮廓和正电子过剩。中年脉冲星周围的$γ$射线发射区的低效率扩散可能是一种普遍现象，可以通过未来的观测来检验。ISM中隐含的扩散系数小于标准CR传播模型所建议的扩散系数，但它与螺旋臂模型的预测完全一致。
2018-08-07 astro-ph.HE
Astrophysical models for the origin of the positron "excess"
在过去的三年里，几个卫星和气球观测站已经提出了宇宙射线轻子谱中有趣的特征。最值得注意的是，PAMELA卫星提出了宇宙射线正电子部分能量的“异常”上升。在这篇文章中，我们总结了从数据中出现的全球图景，并概括了所提出的不同类型解释的主要特征。还讨论了测试不同场景以及从当前/不久的将来的实验推断一些天体物理诊断的观点。
2012-06-06 astro-ph.HE hep-ph
GeV observations of the extended pulsar wind nebulae constrain the pulsar interpretations of the cosmic-ray positron excess
长期以来，人们一直认为，$\sim 1 \,{\rm kpc}$内的近中子星是PAMELA和其他实验测量到的10-500 GeV宇宙射线正电子过剩的主要候选者。高海拔水切伦科夫天文台（HAWC）最近对Geminga和PSR~ B 0656 +14周围TeV星云表面亮度剖面的测量表明，来自源的粒子扩散效率很低，这引起了对宇宙线正电子过剩脉冲星解释的争论。在这里，我们认为，GeV的观测提供了更直接的限制，在TeV星云的正电子密度在10-500 GeV的能量范围内，因此对所观察到的正电子过剩的起源。基于此，我们用\textsl{Fermi}大天区望远镜（LAT）寻找TeV星云的GeV辐射。没有空间扩展的GeV发射检测到这两个TeV星云的两区扩散空间模板的框架，这表明在TeV星云的GeV电子/正电子的密度相对较低。HAWC和\textsl{Fermi} -LAT的数据的联合建模不赞成Geminga和PSR~ B 0656 +14作为$\sim 50-500$ GeV的正电子过剩的主要来源，对于通常的柯尔莫哥洛夫型扩散，而对于能量无关的扩散，由它们贡献的正电子过剩的主要部分不能被当前的数据排除。
2019-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE 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
Cosmic-Ray Electron Excess from Pulsars is Spiky or Smooth?: Continuous and Multiple Electron/Positron injections
我们研究了观测到的宇宙射线电子和正电子的光谱从天体物理源，特别是天体，和物理过程，使光谱尖峰或平滑，通过连续和多个电子/正电子注入。我们发现：（1）从附近恒星预测的平均电子能谱与PAMELA、Fermi和H.E.S. S的结果一致;数据然而，500 GeV附近的ATIC/PPB-BETS峰很难由多个脉冲星贡献的总和产生，并且需要单个（或几个）高能脉冲星。(2)连续注入产生宽峰和高于峰的高能量尾部，这可以限制源持续时间（当前数据为$\lesssim 10^5$年）。(3)H.E.S.S. TeV范围内的数据表明，年龄小于$\sim 6 \times 10^4$ yr的年轻源的能量低于$\sim 10^{48}{\rm erg}$。(4)我们还预计，由于源的数量很少，TeV谱中存在较大的色散，这可能导致H.E.S.S.推断的高能截止。并可能为天体物理学的起源提供确凿的证据。这些光谱诊断可以在不久的将来通过CALET实验进行改进，以区分不同的天体物理和暗物质起源。
2009-11-30 astro-ph.HE
Origin of Cosmic Ray Electrons and Positrons
利用AMS对宇宙线（CR）$e^{-}$、$e^{+}$、$e^{-}+e^{+}$和正电子分数谱的实验结果，以及HESS对CR $e^{-}+e^{+}$通量的新测量，可以更好地理解CR轻子（$e^{-}$和$e^{+}$）谱和$\sim$ 10 GeV以上令人困惑的正负电子过剩。本文用物理激发的简单模型拟合了CR $e^{-}$和$e^{+}$的光谱，用包含扩散和能量损失过程的一维传输模型计算了它们的注入光谱。我们的研究结果表明，电子-正电子过剩可以归因于均匀分布的源，连续注入到银盘电子-正电子与幂律谱截止近1 TeV和三重幂律模型需要拟合的初级CR电子谱。较低的能量谱断裂可归因于传播效应，其导致初级CR电子的幂律注入谱断裂，其谱硬化高于$\sim$ 40 GeV。
2019-03-28 astro-ph.HE
Positron Excess from Cosmic Ray Interactions in Galactic Molecular Clouds
AMS-02最近观测到的数据清楚地证实，正电子通量随着能量的增加而增加，并在几百GeV附近显示出峰值。这种上升的正电子流不能用宇宙射线与星际氢气的相互作用来解释。在本文中，我们的目标是研究是否次级生产由于宇宙射线相互作用在附近的银河系分子云（GMCs）可以显着地贡献给地球上观测到的正电子谱。近年来，随着多波长天文学的发展，在银河系中发现了许多新的巨星系团。利用大尺度CO测量，在银河系中探测到1064个GMC，它们位于银河系平面内。最近的调查实施了光学/红外尘埃消光测量，跟踪567 GMC在4千秒差距的地球，也居住在银河系平面。我们利用最近文献中报道的分布在银道面的GMC的最新列表，寻找宇宙射线与分子氢相互作用中产生的次级正电子。此外，通过分析\textit{Fermi} -LAT数据，在银道面附近发现了新的GMC。我们还包括一些离地球最近的GMC，那里的宇宙射线相互作用产生了次级辐射。早先有人推测，宇宙射线可能在某些GMC中被重新加速。我们选择7 GMCs的567 GMCs最近报道，在4千秒差距的地球，由于磁化湍流的再加速假设。我们包括硬化的二次正电子的组成部分，产生的相互作用的再加速CR在这7 GMC。我们使用公开可用的代码\textbf{DRAGON}为我们的模拟设置，研究CR在银河系中的传播，并表明所观察到的正电子谱可以很好地解释在1至1000 GeV的能量范围内，我们的自洽…
2020-11-24 astro-ph.HE
The cosmic-ray positron excess and its imprint in the Galactic gamma-ray sky
本研究探究局地高能宇宙射线正电子超出的起源，对比年轻脉冲星、毫秒脉冲星、两类暗物质模型的伽马辐射与费米数据，验证自洽解释正电子超出及银心GeV辐射的可能性。
2024-03-05 astro-ph.HE
Small steps towards Grand Unification and the electron/positron excesses in cosmic-ray experiments
我们考虑通过增加两个Majorana费米子对标准模型的一个小的扩展;它们是标准模型的SU（2）_L和SU（3）_c规范群的伴随表示。在此推广中，当三重态费米子和八重态费米子的质量分别小于10^{12} GeV和10^{15} GeV时，在高于10^{15} GeV的能量尺度上实现了规范耦合统一。我们还表明，一个适当的对称性，确保了长寿命的中性成分的三重态费米子的热遗迹密度自然解释了观察到的暗物质密度。在最近的宇宙射线实验中观察到的电子/正电子过剩也可以用三重态费米子的衰变来解释。
2009-06-25 astro-ph.HE hep-ph
Bayesian analysis of cosmic-ray propagation parameters: secondary antiparticles from spatial-dependent diffusion models
银河系宇宙射线（CR）的反粒子能谱具有几个令人兴奋的特征，如\AMS{}实验测得的在$E\sim$ 10- 200\，GeV处意外的正电子过剩和在$E\sim$\，60 - 450\，GeV处非常硬的反质子通量.本文报道了由次级产生产生的反粒子CR谱的计算及其相应的不确定度。使用CR质子，氦，碳，和核比$^{10}$ Be/ $^{9}$ Be和B/C的最新数据，我们已经进行了全球贝叶斯分析，基于马尔可夫链蒙特卡罗抽样算法，在银河系中的空间依赖CR扩散的情况下，再现了所观察到的光谱硬化的CR强子通量。虽然高能正电子过剩需要额外的未知来源的贡献，我们发现，反质子数据是一致的估计的不确定性，我们的预测基于二次生产。
2018-07-27 astro-ph.HE
HAWC Observations Strongly Favor Pulsar Interpretations of the Cosmic-Ray Positron Excess
伽马射线望远镜HAWC最近对Geminga和B 0656 +14双星的测量（以及Milagro早期的测量）表明，这些天体产生了大量的高能电子通量。在本文中，我们使用的非常高的能量的伽马射线强度和光谱的这些恒星来计算和约束它们的预期贡献的本地宇宙射线正电子谱。在能够再现所观察到的伽马射线发射特征的模型中，我们发现，伽马星总是产生一个高能正电子通量，其在光谱和幅度上与PAMELA和AMS-02测量的正电子分数相似。根据这一结果，我们得出结论，很可能是双星提供了长期令人困惑的宇宙射线正电子过剩的主要贡献。
2017-02-27 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
AMS-02 Positron Excess and Indirect Detection of Three-body Decaying Dark Matter
我们考虑间接探测亚稳态暗物质粒子衰变为一个稳定的中性粒子和一对标准模型费米子。由于三体衰变的能谱较软，这些模型可能解释AMS-02正电子过剩，而不受费米-LAT伽马射线数据和宇宙射线反质子测量的限制。我们仔细研究了不同的最终状态费米子，特别注意宇宙射线背景的处理，包括宇宙射线传播的帮助下，\textsc{LikeDM}包的各种贡献。结果发现，初级衰变成一个电子-正电子对和一个稳定的中性粒子可以引起AMS-02的正电子过剩，同时，对伽马射线和反质子的约束保持毫发无损。根据传播模型，衰变到μ子对或混合味电子-μ子对也可能是可行的。衰变到所有其他标准模型费米子是非常不利的。
2017-03-15 astro-ph.HE hep-ph
A new look at the cosmic ray positron fraction
在$\sim$ 10 GeV以上，宇宙射线中的正电子分数被发现是稳定增加的能量函数。这种行为与标准的天体物理学机制相矛盾，在标准的天体物理学机制中，正电子是次级粒子，是初级宇宙射线在星际介质中传播时相互作用产生的。观测到的正电子部分的异常引发了很多兴奋，因为它可以被解释为银河系中存在暗物质物种的间接标志。或者，它也可能是由附近的天体物理来源产生的，比如太阳能。这两种假设都探讨了在这项工作中，根据最新的AMS-02正电子分数测量。本文用半解析双区模型描述了银河系中初级正电子和次级正电子的输运。MicrOMEGAs被用来模拟由暗物质物种产生的正电子通量。我们提供了质量和湮灭截面，最适合AMS-02数据的每个单一的湮灭通道，以及通道的组合。我们发现，质量的青睐暗物质候选人总是大于500 GeV。来自天体物理源的正电子分数的描述是基于ATNF目录中包含的脉冲星观测。确定了最适合单个源的正电子分数的距离-年龄平面区域，并给出了ATNF目录中的五个正电子分数的列表。这些结果是用最适合B/C比的宇宙射线输运参数获得的。传播参数的一致性是非常重要的。
2015-10-26 astro-ph.HE
Constraining dark matter by the 511 keV line
在过去的几十年里，观测表明，银河系中心存在着无法解释的高正电子产生率（强511 keV线）。通过利用百万年前银河系中心附近曾经存在大量高密度气体的事实，我们模拟了由于暗物质湮灭而产生的正电子的速率。我们考虑了银河系中心超大质量黑洞对暗物质密度的绝热收缩效应，并对可能的湮灭通道和暗物质质量范围进行了详细的计算.我们发现，只有三个湮灭通道（$μ^+μ^-$，$4e$和$4 μ$）可以提供所需的正电子产生率，并满足严格的约束的伽玛射线观测。特别是，$μ^+μ^-$通道的约束质量范围是$m \approx 80-100$ GeV，这是接近的质量范围获得的暗物质的解释GeV的伽马射线和正电子过剩。换句话说，该方案可以同时提供所需的正电子产生率来解释银河系中的511 keV辐射、正电子过剩和GeV γ射线过剩，并且与超大质量黑洞的绝热生长模型所导致的密度尖峰是相容的.
2018-06-19 astro-ph.HE
AMS-02 positron excess: new bounds on dark matter models and hint for primary electron spectrum hardening
由ATIC、CREAM和PAMELA收集的数据都显示出在磁刚度$\sim$ 240 GV以上显著的宇宙射线核谱硬化。一个自然的推测是，初级电子谱也会变硬（可能在$\sim 80$ GV），而这种硬化部分地解释了ATIC、HESS和费米-LAT发现的电子/正电子总谱过剩。如果是这样的话，随后的正电子-电子比的增加行为将变得平坦，并且在电子/赝电子数据的联合拟合中应考虑谱硬化，否则推断的参数将有偏差。我们的联合适合最新的AMS-02正电子分数数据与PAMELA/费米-LAT电子/正电子谱数据表明，初级电子谱硬化是需要在大多数，但不是所有的建模。对暗物质模型的边界也进行了研究。在原电子的光谱硬化的存在下，在建模中所需的暗物质起源的电子/正电子对的量较小。即使有这样的修改，湮灭通道$χχ\rightarrow μ^{+}μ^{-}$已严格限制费米-LAT银河系的漫发射数据。发现衰变通道$χ\rightarrow μ^{+}μ^{-}$是可行的。
2013-06-20 astro-ph.HE hep-ph
Secondary positrons and electrons measured by PAMELA experiment
本文介绍了用PAMELA磁谱仪在50 MeV到几GeV的宽能量范围内测量地磁截止刚度以下的电子和正电子通量。该仪器于2006年6月15日搭载Resurs-DK卫星在低轨道上发射，倾角为70度，高度为350至600公里。在地磁场中的轨迹计算程序将宇宙射线质子与银河系宇宙射线中的剩余大气相互作用产生的稳定俘获和非稳定俘获分量分离出来。对包括南大西洋异常在内的近地空间的次级电子和正电子的空间分布特征进行了研究。
2017-01-17 astro-ph.EP astro-ph.HE
On the Contribution of Pulsars to the Positron Fraction in Cosmic Rays
几个宇宙射线实验已经测量了高达几百GeV的正电子分数。他们的数据揭示了超过10 GeV的过量正电子，这与这些粒子在星际介质中的二次产生不一致。像暗物质或天体物理学来源（如双星及其星云）这样的主要来源被认为是造成这种过剩的原因。在本文中，我们分析了由于中子星产生初级正电子的可能性。在正电子、电子和γ射线源的初始谱相等的假设下，我们用扩散模型研究了粒子谱在银河系中的传播。我们把分析的重点放在船帆座和蟹状星云及其相关的星云上，这些星云在伽马射线中被很好地观测到。与实验数据的比较报告。从这些源产生的正电子和电子的传播谱导致正电子比，这与PAMELA和AMS观察到的过量很大程度上不一致
2013-07-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dark matter for excess of AMS-02 positrons and antiprotons
我们提出了一种暗物质解释，以同时解释AMS-02实验中观察到的反质子到质子和正电子功率谱的过量，同时具有正确的暗物质遗迹丰度并满足当前的直接搜索范围。我们扩展了希格斯三重态模型与隐藏的规范对称性对称$SU(2)_X$，打破了$Z_3$的四重标量场，使相关的规范玻色子稳定的弱相互作用的大质量粒子暗物质的候选人。通过耦合复杂的希格斯三重态和$SU(2)_X$四重态，候选的暗物质可以湮灭成三重态希格斯玻色子，每个三重态又衰变成轻子或规范玻色子的终态。这样的机制产生了正确的过量的正电子和反质子与适当的选择的三重态真空期望值。此外，该模型提供了中微子质量和暗物质现象之间的联系。
2015-06-23 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
What can we really learn from positron flux 'anomalies'?
我们提出了一个批判性的分析的观测约束，和理论建模，宇宙射线（CR）的产生和传播方面的银河系，这是相关的解释最近的正电子和反质子测量。我们给出了简单的，解析的，独立于模型的二次pbar通量的表达式，和二次e+通量的上限，通过忽略e+辐射损失，e+/（e+ + e-）<0.2 \pm 0.1到~300 GeV。这些表达式完全由刚性相关的克重，这是从稳定的CR秒高达~150 GeV/nuc，并在实验室中测量的核截面测量。pbar和e+的测量，可达~100 GeV，与这些估计是一致的，这意味着没有必要新的，非二次，pbar或e+源。e+通量的辐射损失抑制因子f_{s,e+}取决于e+在银河系中的传播，这在理论上是不理解的。一个粗略的，独立于模型的估计f_{s,e+} 1/3，可以得到在一个单一的能量，E \sim 20 GeV，从不稳定的二次衰变，并被发现是一致的e+测量，包括正电子分数PAMELA测量。我们表明，具体的详细模型，同意组成CR数据，同意我们的简单表达式的e+和pbar通量，并声称PAMELA测量的正电子分数需要新的主要e+源是基于假设，这是不支持的观测。如果PAMELA的结果是正确的，它们表明f_{s,e+}随能量略微增加，这为CR传播模型提供了一个有趣的约束。我们认为，测量的e+ pbar比更有用的挑战二次生产模型比正电子分数。
2010-04-25 astro-ph.HE hep-ph
AMS02 positron excess from decaying fermion DM with local dark gauge symmetry
PAMELA、Fermi和AMS02观测到的正电子过剩可能是由于暗物质（DM）对湮灭或主要衰变为μ子。在本文中，我们考虑了一个方案，热费米子DM（$χ$）与质量$\sim O(1-2)$ TeV衰变为暗希格斯（$ϕ$）和一个活跃的中微子（$ν_a$），而不是SM希格斯玻色子和$ν_a$。我们首先提出了一个可重整化的局部暗$U(1)_X$规范对称性模型，其中的DM $χ$可以热化的希格斯门和规范动力学混合的情况下。假设暗希格斯粒子（$ϕ$）的质量在$2 m_μ< m_ϕ< 2 m_{π^0}$的范围内，正电子过剩可以以自然的方式拟合，而不会与反质子和伽马射线通量或直接探测实验的约束相冲突。同样有了这样一个亮暗的希格斯粒子，DM的自相互作用可以得到一定程度的增强，CDM范式中的三个难题也可以得到一定程度的缓解。
2015-01-11 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Cosmic positron excess: is the dark matter solution a good bet?
PAMELA卫星最近观测到$\sim$ 100 GeV的正电子分数上升，引发了相当多的关于暗物质（DM）湮灭或衰变的假定解释。在这里，我们对这种可能性进行了批判性的重新评估，回顾了标准天体物理背景的基本条件，这些条件使它成为可能，表明它们没有得到满足。同样，我们认为，现在公认的，DM将需要一些人为的属性显着贡献所观察到的正电子信号，即使包括例如，块状效应。不幸的是，这意味着大多数在粒子物理学中出现的超出标准模型的自然DM候选者在宇宙反物质谱中是不可能被观察到的。然而，这并不妨碍他们保持优秀的DM候选人，这只指向开发更复杂的检测策略（多信使，多波长，多尺度搜索）的关键需求。
2009-11-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
