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
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
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
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
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
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
Conversion-driven freeze-out: Dark matter genesis beyond the WIMP paradigm
我们考虑暗物质（DM）与标准模型（SM）的弱耦合，使得它的自湮灭截面远小于正则截面$\langleσv\rangle_{χχ} \ll 10^{-26}\mathrm{cm}^3/\mathrm{s}$。在这种情况下，DM自湮灭对于冻结出的动力学是可以忽略的，并且DM稀释仅由较重的伴随暗扇区粒子的有效湮灭驱动，只要DM保持与暗扇区的化学平衡。这种化学平衡是通过转换过程建立的，转换过程需要比湮灭小得多的耦合才能有效。DM与SM的化学解耦可以通过湮灭的冻结（类似于共湮灭情景）或转化过程的冻结（导致转化驱动的冻结）来启动。我们专注于后者，并讨论其独特的现象学。
2019-03-30 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
Constraining Mixed Dark-Matter Scenarios of WIMPs and Primordial Black Holes from CMB and 21-cm observations
我们考虑的暗物质（DM）的方案组成的混合物的WIMP和PBH和研究有多少比例的总DM可以PBH。在这种情况下，PBH可以吸积的WIMP，从而增强加热和电离的星系际介质由于WIMP湮灭。我们表明，CMB数据可以给严格的界限上允许的PBH分数是可比的，甚至比那些从伽马射线数据依赖于DM质量更紧。例如，MCMC似然分析使用普朗克CMB数据导致绑定PBH DM分数相对于总的暗物质$f_{\rm PBH} \lesssim {\cal O}( 10^{-10}\sim 10^{-8})$的WIMP质量$m_χ\sim {\cal O}(10\sim 10^3)$ GeV与传统的DM湮灭截面$\langle σv \rangle=3 \times 10^{-26}~\rm cm^3/s $。我们还研究了全球21厘米信号测量的可行性，以提供严格的限制PBH分数。
2021-06-19 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
SUSY Implications from WIMP Annihilation into Scalars at the Galactic Centre
最近在费米-LAT数据中观察到从银河系中心发出的伽马射线过量。这个信号可以被解释为来自WIMP湮灭，光谱很好地拟合了暗物质主要湮灭成底夸克或希格斯对。超对称模型提供了一个很好的动机框架，研究这些渠道中的信号的影响。对于中性伴子暗物质候选者来说，伽马射线的过剩不能轻易地被最小超对称模型所容纳，在任何情况下，它都需要调整到低于百分比水平才能解释观测到的希格斯质量。相反，我们很自然地被引导去考虑具有单重超场的次极小模型。这不仅允许实现底夸克对的湮灭通道，而且还提供了湮灭成希格斯赝标对的新可能性。我们表明，适合的伽玛射线过剩的希格斯赝标量通道可以一样好，湮灭成底夸克对。此外，在感兴趣的参数范围内，下一个最小的超对称模型解决了μ问题，可以解释125 GeV的希格斯质量与改进的自然性。我们还考虑了一个扩展，通过添加一个右手中微子超场的右手sneutrino作为一个暗物质的候选人。有趣的是，这允许湮灭成赝标量对，这也提供了一个很好的适合的伽马射线过剩。此外，在中性伴子LSP的情况下，超中微子NLSP的晚期衰变可以非热产生所观察到的遗迹丰度。最后，WIMP湮灭成标量对，使得探测到希格斯玻色子或赝标量衰变成两个光子的可能性成为可能，从而提供了模型的确凿信号。
2015-05-10 astro-ph.CO hep-ph
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
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
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
BBN And The CMB Constrain Light, Electromagnetically Coupled WIMPs
在轻WIMP（< 30 MeV）存在下，WIMP的性质、与标准模型粒子的耦合、质量m_chi和超出标准模型的等效中微子数Δ N_nu之间存在简并。这些简并不能被CMB对中微子有效数N_eff的限制所打破。然而，大爆炸核合成（BBN）是由一个轻的WIMP和等效的中微子，所以BBN和CMB的组合可以打破一些简并。在这里，我们探讨了在存在轻弱相互作用和等效中微子的情况下BBN对丰度的预测，并利用观测确定的残余丰度估计值来限制m_chi、Δ N_nu和当前宇宙重子密度（Ω_B h ^2）。这些限制进行了探讨马约拉纳和狄拉克费米子WIMP，以及真正的和复杂的标量WIMP耦合到电子，正电子和光子。在另一篇论文中，我们对只与标准模型中微子耦合的弱相互作用粒子重复了这一分析，并对这两种情况的约束条件进行了对比。如果没有轻弱相互作用，但考虑到等效中微子，BBN和CMB的组合约束有利于N_eff = 3.46 +/- 0.17，Omega_B h^2 = 0.0224 +/- 0.0003，Delta N_nu = 0.40 +/- 0.17。在这种情况下，标准的BBN（Δ N_nu = 0）在~98%的置信度下是不利的，而一个无菌中微子（Δ N_nu = 1）的存在在> 99%的置信度下是不利的。如果同时考虑一个轻的WIMP和Delta N_nu等效中微子，BBN和CMB的组合数据提供了WIMP质量…
2014-04-04 astro-ph.CO hep-ph nucl-ex
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
WMAP7 and future CMB constraints on annihilating dark matter: implications for GeV-scale WIMPs
我们计算了当前和未来的宇宙微波背景（CMB）测量对质量低于电弱标度的湮灭暗物质（DM）的约束：m_{DM} = 5 - 100 GeV。特别是，我们把我们的注意力集中在这个质量范围的低端，作为DM粒子与质量m_{DM}~10 GeV最近已被声称是一致的CoGeNT和DAMA/LIBRA的结果，同时也提供了可行的DM候选人来解释费米和WMAP雾的测量。（目的）研究CMB谱与粒子物理DM模型、大尺度结构形成和宇宙学不确定性的模型依赖性。我们试图找到一个简单而实用的配方，估计当前和未来的CMB边界上的广泛的一类DM湮灭模型。（结果）在所研究的DM质量范围内，DM湮没的CMB信号与DM晕的大尺度结构形成、分布和轮廓等宇宙学不确定性的细节无关。所有的DM湮灭粒子物理模型都可以用一个参数来描述，即DM湮灭过程中中微子带走的能量比例。作为主要结果，我们提供了一个简单而通用的计算轻WIMP湮灭截面的CMB约束的拟合公式。我们表明，热遗迹DM在CoGeNT，DAMA青睐的质量范围是在一个严重的冲突与目前的CMB数据的湮灭通道与中微子很少，肯定会被普朗克任务测试的所有可能的DM湮灭通道。此外，我们的发现强烈反对这样一种说法，即能量为m_{DM}~10 GeV、能量为$~9 × 10 ^{-25} cm ^{3} s ^{-1}的热残余DM湮灭可能是费米和WMAP雾的原因。<sigma_av>
2011-09-29 astro-ph.CO hep-ph
Revisiting constraints on WIMPs around primordial black holes
虽然质量为$M_{\rm PBH} \gtrsim 10^{-11} \, M_\odot$的原始黑洞（PBH）不可能构成全部的暗物质，但即使是这些物体的一小部分的存在也会产生深远的天体物理学后果。一个次优势的PBH人口将有效地吸积暗物质粒子之前，物质辐射平等，引起高密度的暗物质尖峰。我们考虑暗物质主要由弱相互作用大质量粒子（WIMP）和来自PBH的小次主导贡献组成的情况，并使用各向同性伽马射线背景（IGRB）和宇宙微波背景（CMB）的观测重新审视了对WIMP在这些尖峰中湮灭的约束，对于WIMP质量，湮灭通道，截面，PBH质量函数我们发现，使用IGRB得到的约束已显着高估（在某些情况下，由许多数量级），并使用CMB的观测得到的限制通常是强于，或可比的，来自IGRB。重要的是，我们表明，$\sim \mathcal{O}(M_\odot)$ PBH仍然可以显着贡献的暗物质密度足够低的WIMP质量和p波湮灭截面。
2022-07-19 astro-ph.CO hep-ph
Updated and Projected Cosmic Microwave Background Bounds on WIMP Annihilation
MIT（麻省理工学院）；Universitat de València（瓦伦西亚大学）
该研究更新了CMB对WIMP湮灭的约束，并预测未来巡天将通过结合低噪声卫星和高分辨率地面观测，将约束改进约60%。
2025-12-11 astro-ph.CO hep-ph
CMB Constraint on Dark Matter Annihilation after Planck 2015
利用普朗克卫星对宇宙微波背景辐射各向异性的最新测量结果，我们更新了对暗物质湮灭截面的约束。我们完全计算了级联的暗物质湮灭产物及其对氢的电离、加热和激发的影响，因此不依赖于任何关于引起这些影响的能量分数的假设。
2016-03-01 astro-ph.CO hep-ph
Updated constraints on WIMP dark matter by radio observations of M31 -- all annihilation channels
本文利用M31的射电观测数据，以及对它的DM分布和其它性质的新研究，导出了湮灭WIMP参数的鲁棒约束条件。在2D银河系模型框架下，采用M31的GALPROP程序计算了DM湮灭辐射的特征。这使我们能够改进以前关于这个问题的研究中的各种不准确之处。除了$χχ\rightarrow γγ,ν\barν$之外，获得了所有可能的湮灭通道的DM约束。在频率范围$\approx$（0.1- 10）GHz内使用了各种各样的无线电数据。结果，在轻的初级湮灭产物$χχ\rightarrow τ^+τ^-,μ^+μ^-,gg,c\overline{c},u\overline{u},d\overline{d},s\overline{s},e^+e^-,b\overline{b}$（以及它们的任意组合）的情况下，比基准$\approx$（40- 70）GeV轻的热WIMP被排除在外。更重的WIMP，它可以湮灭为$W^+W^-,Z^0Z^0,t\overline{t},hh$，不能在热截面水平上探测，除非假设DM密度和磁场分布在M31中的乐观情况。总之，$m_x \gtrsim 40$ GeV代表热WIMP的基准通道独立质量极限，其全部不确定性范围估计为$\approx$（20- 90）GeV。所获得的排除是竞争力的那些从费米LAT观测的矮星和AMS-02测量的反质子。我们的限制显着限制的机会来解释的伽马射线…
2023-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Constraints on WIMP and Sommerfeld-Enhanced Dark Matter Annihilation from HESS Observations of the Galactic Center
本文从高能光谱系统（HESS）望远镜对银河系中心的观测出发，研究了弱相互作用大质量粒子（WIMP）暗物质模型的约束条件。我们分析了正则WIMP湮灭为标准模型粒子的末态，包括b/b-bar，t/t-bar和W^+ W^-。湮灭到b/b-棒的限制在~3 TeV的热截面的数量级内，而τ ^+/τ ^-通道在热的~2倍内。我们还研究了索末菲增强的暗物质湮灭模型的约束条件，发现这里的伽马射线观测约束条件排除了所有与PAMELA和费米-LAT e^+/e^-谱的暗物质湮灭解释一致的参数空间，在特定类别的模型中，并强烈约束了其他类别的解释。在许多情况下，我们发现伽马射线的约束比当前遗迹密度、宇宙微波背景、晕的形状和自然度约束对这些模型的约束更大。
2012-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Halo-independent bounds on the non-relativistic effective theory of WIMP-nucleon scattering from direct detection and neutrino observations
我们结合实验的限制，从直接探测搜索和中微子望远镜寻找WIMP湮灭在太阳上的有效非相对论性哈密顿量，驱动散射过程的核的WIMP自旋1/2的28 WIMP质子和WIMP中子耦合的每一个上的晕独立的界限。该方法假设速度分布在太阳系尺度上是归一化的、均匀的，以及WIMP在太阳中的俘获和湮灭之间的平衡，并需要固定WIMP湮灭通道（我们假设$b\bar{b}$）。我们认为一个单一的非零耦合的时间，并发现，对于大多数的耦合的松弛度的晕独立的边界相比，通过假设标准的晕模型是有少数例外相对温和的低和高的WIMP质量制度，在那里它可以小到一个因素的$\simeq 2$，而在10 GeV和200 GeV之间的中间质量范围内，它可以与$\sim 10^3$一样大。这种一般模式的一个例外，与更温和的值的束缚弛豫，观察自旋相关的WIMP质子耦合的情况下，没有或相对较小的动量抑制，其中WIMP捕获强烈增强，因为它是由散射事件驱动关闭$^1H$，这是太阳中最丰富的目标。在这类算子中，对于仅由速度依赖项驱动的相互作用，松弛特别小，与直接检测相比，太阳捕获信号增强，这要归功于太阳内散射WIMP的最高速度，这是由于更大的引力加速度。
2023-03-07 astro-ph.CO hep-ph
Stringy WIMP Detection and Annihilation
我们计算了半真实相交D6膜模型的直接暗物质探测自旋无关和质子自旋相关截面。横截面进行比较，目前的暗物质直接探测实验的最新限制，以及未来的暗物质实验的预测结果。交叉D6膜模型的允许参数空间显示与所有当前的实验约束，包括那些区域满足WMAP和超临界弦宇宙学（SSC）的限制在宇宙中的暗物质密度。此外，我们计算的间接检测伽马射线通量产生的中性子湮灭的D6膜模型和比较通量的费米伽马射线空间望远镜的投影灵敏度。最后，我们计算的直接和间接的检测截面，以及伽马射线通量产生的WIMP湮灭的单参数模型进行比较，其中的单参数模型是一个高度约束的mSUGRA参数空间的子集，使软超对称破缺项的共同的高更诺质量的函数，这是常见的许多弦紧化。
2009-06-17 astro-ph.CO hep-ph hep-th
New Limits on Dark Matter from Super-Kamiokande
在直接探测实验DAMA，CoGeNT和CRESST中观察到的信号可以用具有相当大的与核子自旋无关的截面的轻WIMP来解释。这些粒子在太阳中的捕获和随后的湮灭将引起GeV范围内的中微子信号，这可能会在超级神冈观测到。我们确定向上停止μ子和完全包含的事件在超级神冈各种可能的WIMP湮灭通道的速率。这使我们能够提供强有力的约束的截面的WIMP与核子。我们发现，DAMA和CoGeNT信号是不一致的标准热WIMP湮灭占主导地位的中微子或tau对。我们还提供了限制自旋相关的WIMP核散射的质量高达80 GeV。这些排除DAMA青睐的区域，如果WIMP湮灭，甚至占主导地位的中微子，金牛座，底部或魅力。
2011-04-04 astro-ph.CO hep-ph
Reconstructing WIMP properties through an interplay of signal measurements in direct detection, Fermi-LAT, and CTA searches for dark matter
我们研究了重建质量，散射，和湮灭截面的暗物质在新一代的大型地下探测器，氙-1 T，SuperCDMS和DarkSide-G2，结合扩散伽马辐射从费米-LAT观测46个本地螺旋矮星系和预计CTA的信号从银河系中心的灵敏度预计15年的数据的能力。为此，我们考虑了几个基准点跨越范围广泛的WIMP质量，不同的湮灭最终状态，和足够大的事件率，以保证在一个或多个实验中检测。如前所述，在100 GeV以下，原则上只有直接探测实验才能很好地重建WIMP质量。在还检测到费米-LAT处的信号的情况下，这可以额外地帮助限制σv和允许的衰变分支率。在大约100 GeV和几百GeV之间的中间范围内，直接和间接检测实验可以互补地使用，以改善各自的确定性，这在单个实验中充其量是相当差的，因此使得在这个质量范围内的WIMP重建非常具有挑战性。在大的WIMP质量，~1 TeV，CTA将有能力重建质量，湮灭截面，并允许衰变分支率非常好的精度为$τ^+τ^-$或纯轻子的最终状态，良好的$W^+W^-$的情况下，而$b\bar{b}$较差。通过减少系统不确定性、增加暴露量或通过在费米-LAT处进行额外的测量（这将有助于重建湮灭截面和允许的分支分数到不同的最终状态），可以潜在地实现实质性的改进。
2016-08-26 astro-ph.CO hep-ph
BBN And The CMB Constrain Neutrino Coupled Light WIMPs
在轻WIMP（质量m_chi < 30 MeV）的存在下，WIMP的性质、与标准模型粒子的耦合、质量和等效（额外）中微子数Δ N_nu之间存在简并。这些简并不能被CMB对中微子有效数N_eff的限制所打破。然而，由于大爆炸核合成（BBN）也受到轻WIMP和等效中微子的影响，互补的BBN和CMB约束可以打破一些简并。在以前的论文中，BBN和CMB被结合起来，以探索电磁湮灭为光子和/或电子/正电子的轻WIMP的m_chi，Delta N_nu和N_eff的允许范围。本文计算了只与中微子耦合的轻WIMP的BBN预言。最近观测到的^2H和^4He的丰度被用来限制m_chi、Δ N_nu、N_eff和现在的重子密度。考虑到中微子耦合的轻WIMP和非零的Delta N_nu，BBN和CMB的组合数据给出了m_chi的下限，最佳拟合m_chi > 35 MeV，相当于没有轻WIMP。所有低于4- 9 MeV（取决于自旋）的质量都被排除在外。在没有任何轻WIMP的情况下，BBN单独倾向于Delta N_nu = 0.50 +- 0.23，既不倾向于Delta N_nu = 0，也不倾向于完全热化的无菌中微子（Delta N_nu = 1）。这一结果与CMB约束N_eff = 3.30 ± 0.27一致，限制了BBN和复合之间的“新物理”。结合BBN和CMB数据得到Delta N_nu = 0.35…
2015-02-12 astro-ph.CO nucl-ex nucl-th
Revisiting CMB constraints on dark matter annihilation
宇宙微波背景功率谱的精确测量对暗物质湮灭截面有很强的约束作用，因为暗物质湮灭注入的电磁能影响了宇宙的电离历史。在本文中，我们更新了我们以前的模拟程序计算电离历史的暗物质湮灭的影响，包括氦相互作用和提高计算精度。利用修正后的RECFAST程序和Planck 2018数据集，对暗物质的湮灭截面和质量给出了一个更新的约束条件.
2021-12-13 astro-ph.CO hep-ph
Thermodynamic Evolution of Secluded Vector Dark Matter: Conventional WIMPs and Nonconventional WIMPs
隐蔽的暗物质位于一个隐藏的扇区内，并自我湮灭为较轻的介质，随后衰变为标准模型（SM）粒子。取决于介质的耦合强度的SM，隐藏的部门可以从SM浴动力学解耦时，温度下降到低于介质的质量，和暗物质湮灭截面在冻结，因此可能会被推高以上的弱相互作用的大质量粒子的常规值。本文从第一性原理出发，采用最简单的隐矢量暗物质模型，对暗区的热力学演化进行了全面的研究。受银河系中心γ射线过剩观测的启发，我们以暗物质和介质的两个质量集$\sim{\cal O}(80\, \text{GeV})$为例来说明热力学。数值求解了隐区数密度和温度演化的耦合玻尔兹曼矩方程。这种形式可以很容易地推广到一般的隐蔽暗物质模型。我们发现，一个长寿命的调解人可以导致一个提升的暗物质湮灭截面占遗迹丰度。我们进一步显示的参数空间，它提供了一个很好的适合银河系中心多余的数据，是兼容的当前边界和LUX-ZEPLIN预计的灵敏度。我们发现，未来的观测矮球状星系提供了有前途的达到探测最遗迹允许的参数空间有关的增强暗物质湮灭截面。
2022-09-25 astro-ph.CO hep-ph
Radio bounds on the mixed dark matter scenarios of primordial black holes and WIMPs
本文研究了原初黑洞与自湮灭WIMPs混合暗物质场景中的同步辐射射电发射，发现PBH对总暗物质丰度的贡献上限为$10^{-8}\sim 10^{-5}$量级，因此在传统电弱尺度WIMPs存在时其贡献可忽略不计。
2023-05-24 astro-ph.CO hep-ph
A map of the non-thermal WIMP
本文研究了重粒子在再加热结束时直接衰变产生的非热WIMP中的弹性散射效应。当再加热温度远低于冻结温度时，非热WIMP变得重要。通常，考虑两种极限情况。一种是产生的高能暗物质粒子由于与背景辐射的弹性散射而迅速热化。相应的残余丰度由再加热温度下的热平均湮灭截面确定。另一个是初始丰度太小，暗物质无法湮灭，因此最终的遗迹由初始量本身决定。我们研究了这两个极限之间的区域，并表明遗物密度不仅取决于湮灭率，但也对弹性散射率。特别是p波湮灭暗物质的残余丰度主要依赖于弹性散射率，因为湮灭截面对暗物质速度敏感。我们将参数空间分为几个区域，每个区域都有不同的机制来确定当前宇宙中暗物质的遗迹丰度。研究了直接检测的影响。
2017-03-06 astro-ph.CO hep-ph
Light WIMPs, Equivalent Neutrinos, BBN, and the CMB
将最近对氦和氘原始丰度的观测测定结果的更新与BBN的预测进行比较，以推断重子与光子的普适比（或目前的宇宙重子质量密度参数Omega_B h^2），并限制中微子的有效数（N_eff）和等效中微子数（Δ N_nu）。这些BBN的结果进行比较，来自独立的普朗克CMB数据。在没有轻WIMP（chi）的情况下，N_eff = 3.05（1 + Delta N_nu/3）。在这种情况下，BBN和CMB之间有很好的一致性，但联合拟合发现Δ N_nu = 0.40 +/- 0.17，不利于2.4 σ的标准大爆炸核合成（SBBN：Δ N_nu = 0），以及3.5 σ的无菌中微子（Δ N_nu = 1）。在存在轻WIMP的情况下，N_eff和Delta N_nu之间的关系取决于WIMP质量，导致N_eff、Delta N_nu和m_chi之间的简并。互补和独立的BBN和CMB数据可以打破这些简并。根据光WIMP（马约拉纳或狄拉克费米子，实标量或复标量）的性质，联合BBN + CMB分析将m_chi的下限设定在0.5至5 MeV的范围内，并且它们确定了m_chi在5至10 MeV范围内的最佳拟合值。BBN + CMB的联合分析发现了等效中微子数的最佳拟合值，Δ N_nu = 0.65，几乎与WIMP的性质无关。最佳拟合仍然不支持不存在暗辐射（在95%的置信度下，Δ N_nu = 0），同时允许存在无菌…
2014-01-21 astro-ph.CO hep-ph nucl-ex
Conservative upper limits on WIMP annihilation cross section from Fermi-LAT γ-rays
用费米-LAT望远镜在高纬度测量了各向同性河外γ射线背景谱。两个新的EGB模型是从未分辨点源和河外扩散过程的扣除中推导出来的，它们可以解释30%到70%的Fermi-LAT EGB。在假设这两个残留的EGBs是完全由于暗物质（DM）粒子在星系晕的湮灭，我们得到严格的上限，其湮灭截面。严格的界限上可能索末菲增强的湮灭截面设置以及。最后，我们考虑模型DM湮灭取决于速度的倒数和关联的EGBs的原始晕DM湮灭所产生的光子。对于原晕中的DM速度v ~ 10^-8 c，当DM质量低于100 GeV时，湮灭截面被限制在10^-33 cm ^3/s。考虑到我们对EGB和最小DM模型的选择，导出的上界被认为是保守的。
2011-12-13 astro-ph.CO
Aspects of Dark Matter Annihilation in Cosmology
宇宙微波背景（CMB）对暗物质湮灭的约束是理解暗物质本质的一个独特而有力的工具。在复合和再电离之间，暗物质湮灭为标准模型粒子加热重子，电离中性氢，并改变CMB可见度函数。令人惊讶的是，随着未来宇宙学调查中预期的灵敏度的显著提高，暗物质湮灭的CMB边界预计不会显著提高。在本文中，我们将提出一个简单的物理描述的起源的CMB约束，并解释为什么他们几乎饱和，目前的观测。其基本特征是，暗物质湮灭主要影响电离分数，只有在宇宙是中性的时候，电离分数才能大幅增加。由此产生的变化发生在大角度尺度上的CMB，并导致类似的光学深度再电离的现象。我们将证明这对CMB的分析和数字的影响。最后，我们将讨论改变电离分数对大尺度结构的额外影响。
2018-04-03 astro-ph.CO hep-ph
Exploring sub-GeV dark matter via $s$-wave, $p$-wave, and resonance annihilation with CMB data
本研究利用现有及未来CMB数据，重新约束亚GeV暗物质的$s$波、$p$波及共振湮灭，更新相关上限并首次给出共振情形下媒介粒子分支比限制，凸显μ畸变与CMB各向异性的探测互补性。
2025-09-03 astro-ph.CO hep-ph
CMB and 21cm bounds on early structure formation boosted by primordial black hole entropy fluctuations
除了传统的弱相互作用大质量粒子（WIMPs）之外，暗物质（DM）还可以由原始黑洞（PBH）组成。PBH数密度的泊松涨落产生的等曲率扰动可以在小尺度下支配物质功率谱，促进早期结构的形成。我们研究了这些早期形成的结构的WIMP湮灭如何影响CMB（特别是E模偏振各向异性和$y$型光谱失真）和全球21厘米信号。我们的研究将是特别感兴趣的轻（亚GeV）弱相互作用的情况下，已较少探索相比，混合DM方案组成的PBH和重（$\gtrsim 1$ GeV）弱相互作用。例如，对于自湮灭DM质量$m_χ=1$ MeV和热平均湮灭截面$\langle σv \rangle \sim 10^{-30} \rm cm^3/s$，最新的普朗克CMB数据要求PBH相对于整个DM的分数对于亚太阳质量的PBH最多为${\cal O}(10^{-3})$，并且可以从全球21 cm测量中获得更紧密的边界（通过因子$\sim 5$）。
2021-08-02 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Probing Miracle-less WIMP Dark Matter via Gravitational Waves Spectral Shapes
我们提出了一种新型的弱相互作用大质量粒子（WIMP）暗物质（DM）候选物探测器，其质量范围较宽，无法满足正确的热遗迹丰度所需的湮没率，称为\textit{Miracle-less WIMP}。如果DM相互作用是由阿贝尔规范玻色子（如B-L）介导的，那么它的湮灭率通常会小于WIMP的球场，从而导致超生产。热过剩产生的遗物被带到观察范围内，通过后期的熵稀释从三个右手中微子（RHN）目前保持模型异常自由和产生轻中微子质量之一。这种后期的熵注入导致了宇宙弦产生的引力波（GW）的特殊谱形，而这种谱形是B-L对称性破缺的结果。我们发现有趣的DM质量和GW频谱的转折频率之间的相关性，后者在未来的实验范围内。另外两个RHN在通过轻生作用产生轻中微子质量和宇宙的重子不对称性方面起着重要作用。成功的leptogenesis与奇迹少WIMP一起限制的转折频率位于不久的将来GW实验的灵敏度范围内。
2022-07-28 astro-ph.CO hep-ph
Can prompt cusps of WIMP dark matter be detected as individual gamma-ray sources?
本文探究WIMP暗物质的瞬时密度尖峰能否作为独立伽马射线源被探测，分析了费米望远镜下可探测的WIMP质量、尖峰的距离质量等参数，指出低截面GeV级暗物质下该搜寻方式比银晕湮灭信号搜寻更灵敏。
2024-01-12 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
The Evolution of Pop III.1 Protostars Powered by Dark Matter Annihilation. II. Dependence on WIMP Properties
该研究通过恒星演化模拟发现，满足密度与俘获效率条件的WIMP湮灭可改变第三星族原恒星演化路径，使其增长至超大质量，为高红移重黑洞种子形成提供可行机制。
2025-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraints on primordial black holes with CMB spectral distortions
在由原始黑洞（PBH）和弱相互作用大质量粒子（WIMPs）组成的混合暗物质场景中，WIMPs可以吸积到PBH上，在早期宇宙中形成具有密度尖峰的超紧小晕（UCMHs）。与经典的暗物质晕相比，UCMH形成时间更早，中心密度更高。由于湮没率与WIMP粒子数密度的平方成正比，因此可以预计，在UCMH中WIMP粒子的湮没会增强，并对早期宇宙产生影响。在复合时间和物质辐射相等之间，UCMH中WIMP湮灭释放的能量被注入宇宙，导致CMB $y$型扭曲。我们利用远红外绝对分光光度计（FIRAS）的观测结果研究了这些影响，并推导出了多溴联苯的丰度上限。我们发现，对于WIMP的质量范围$1\le m_χ\le 1000~\rm GeV$，PBH的丰度上限是$5\times 10^{-3}\le Ω_{\rm PBH}\le 5\times 10^{-2}$。
2022-08-31 astro-ph.CO gr-qc
Light WIMPs And Equivalent Neutrinos
非常轻的WIMP（chi），在早期宇宙后期湮灭的热遗迹，改变了BBN和复合时的能量和熵密度。BBN与CMB相结合，可以消除轻WIMP和等效中微子之间的一些简并性，限制它们的存在和性质。根据光WIMP（马约拉纳或狄拉克费米子，实标量或复标量）的性质，联合BBN + CMB分析将下限设定为0.5 - 5 MeV（m_chi/m_e > 1 - 10）的范围内的m_chi，它们确定了5 - 10 MeV范围内的m_chi的最佳拟合值。BBN + CMB联合分析发现等效中微子数的最佳拟合值Δ N_nu ~ 0.65，几乎与WIMP的性质无关。在没有轻WIMP（m_chi > 20 MeV）的情况下，N_eff = 3.05（1 + Delta N_nu /3）。在这种情况下，BBN和CMB之间有很好的一致性，但联合拟合显示Δ N_nu = 0.40+-0.17，不利于标准大爆炸核合成（SBBN）（Δ N_nu = 0）在~ 2.4 sigma，以及一个不育中微子（Δ N_nu = 1）在~ 3.5 sigma。最佳的BBN + CMB联合拟合不利于暗辐射的缺乏（Δ N_nu = 0，约95%的置信度），而允许存在无菌中微子（Δ N_nu = 1，约1 σ）。对于这里考虑的所有情况，锂问题仍然存在。这些结果在TAUP 2013会议上发表，基于Nollett & Steigman（2013）。
2014-02-21 astro-ph.CO hep-ph nucl-ex
A conservative assessment of the current constraints on dark matter annihilation from Cosmic Rays and CMB observations
鉴于目前的兴趣，结合不同的观测约束湮灭WIMP暗物质，我们研究索末菲效应之间的关系，在重组时代和星系晕。通过考虑宇宙射线轻子数据（AMS-02 2014，Fermi和PAMELA）的最新插值集合，作为暗物质湮灭信号，我们表明，目前的宇宙射线测量和最近的普朗克2015年从CMB各向异性的限制几乎重叠的数量级的几个$TeV$的暗物质质量，虽然很大的理论不确定性困扰宇宙射线和暗物质的描述。结合宇宙射线拟合，我们得到适当的最小区域允许的CMB观测，特别是$μ$和$τ$湮灭通道，一旦假设可行的值的能量吸收在复合的效率因子：结果是一致的普朗克合作，但允许宇宙射线之间的重叠从轻子部门和CMB的约束。即将到来的AMS-02对宇宙射线反质子的测量将有助于澄清这个难题。
2015-08-31 astro-ph.CO hep-ph
CMB photons shedding light on dark matter
暗物质（DM）粒子的湮灭或衰变会影响宇宙的热历史，并在宇宙微波背景（CMB）各向异性中留下可观测到的特征。利用WMAP7和最近的小尺度CMB数据，我们更新了在光滑宇宙学背景下DM粒子湮灭率的约束条件。基于Press-Schechter形式主义的系统分析，我们还表明，在关于晕的浓度和形成红移的合理假设下，小红移的晕中的DM湮灭可以完全解释在CMB中观察到的再电离模式。我们发现，一个混合的再电离模型的基础上DM湮灭晕以及恒星形成的红移z~6.5可以同时考虑到CMB的观测，并满足从冈恩-彼得森效应推断的约束。然而，这些模型往往重新加热星系间介质（IGM）远高于观测界限：通过包括一个现实的前IGM温度在低红移，我们发现更强的宇宙学界限的湮灭截面比与CMB单独。
2012-12-10 astro-ph.CO hep-ph
Non-thermal WIMPs as Dark Radiation
人们一直认为，只有轻的物质才能表现为辐射，并解释了普朗克望远镜、WMAP9望远镜、南极望远镜和ATACAMA望远镜最近观测到的暗辐射。在这项工作中，我们将表明，GeV尺度的WIMP可以解释暗辐射以及。如果重WIMP的一部分在热冻结后以非热方式产生，则它们可能会模拟半中微子物质的效应。此外，我们将展示如何BBN，CMB和结构形成的界限可能被规避。
2014-11-17 astro-ph.CO hep-ph
Joint probes of dark matter annihilation from neutrino detectors and CMB targets
School of Physics, Sun Yat-Sen University（中山大学物理学院）；Marietta Blau Institute for Particle Physics, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院玛丽埃塔·布劳粒子物理研究所）
提出将中微子有效数目和宇宙微波背景谱畸变作为互补观测量，联合中微子探测器与CMB实验探测MeV-GeV质量暗物质湮灭到中微子的信号。
2026-11-10 astro-ph.CO hep-ph
Fermi-eROSITA cross-correlations suggest annihilation lines of $\sim70$ GeV WIMPs
Ben-Gurion University of the Negev（内盖夫本-古里安大学）
通过堆叠星系团和交叉相关分析，在Fermi-LAT数据中发现约70、40和13 GeV的发射线，符合约70 GeV WIMP的湮灭通道，统计显著性达5.6σ（交叉相关）和2.3σ（堆叠），并进一步揭示六个线状特征，与两个交叉湮灭WIMP模型一致。
2026-10-08 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
CMB constraints on Dark Matter models with large annihilation cross-section
在红移1000附近，暗物质湮灭产生的次级粒子的注入将不可避免地影响复合过程，在宇宙微波背景（CMB）各向异性和极化上留下印记。我们发现，最近的CMB测量提供的WMAP卫星任务放置有趣的约束DM的自湮灭率，特别是对于模型，表现出一个大的索末菲增强的湮灭截面，最近提出了适合PAMELA和ATIC的结果。此外，我们认为，即将到来的CMB实验，如普朗克，将改善约束至少一个数量级，从而提供了一个敏感的探针DM粒子的属性。
2009-04-30 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Dark matter annihilation and non-thermal Sunyaev-Zel'dovich effect: I. galaxy cluster
本文计算了星系团中暗物质湮灭产生的$e^+e^-$引起的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应。研究了DM粒子的两个候选者：（1）弱相互作用大质量粒子（WIMP）和（2）轻暗物质（LDM）。对于每一种情况下，我们也考虑了几个DM的个人资料，有和没有中央尖。我们通常发现比以前报道的更小的信号。此外，我们还考虑了电子和正电子在星系团中的扩散，发现这种扩散对具有大空间梯度的DM轮廓的中心电子/正电子分布有重要影响。我们发现，从WIMP的SZ效应几乎总是不可观察的，即使是高度尖形DM配置文件，并使用下一代SZ干涉仪，如ALMA。虽然LDM的信号比WIMP的信号大得多，但由于扩散的平滑效应，最终的SZ效应仍然很小。只有在中心尖点较大、扩散效应极小的情况下，才有可能探测到LDM诱导的SZ效应。
2009-10-01 astro-ph.CO hep-ph
CMB bounds on dark matter annihilation: Nucleon energy-losses after recombination
本文研究了在红移100<z<~2000处由暗物质湮灭产生的质子和反质子的传播和能量损失。在暗物质湮灭为夸克、胶子和弱规范玻色子的情况下，质子和反质子携带了注入e^ \pm和γ的能量的20%左右，但是当从改变的复合历史推导宇宙微波背景边界时，它们的相互作用通常被忽略。在这里，我们遵循数值的能量损失的历史，典型的质子/反质子在宇宙介质。我们发现，大约一半的能量被引导到光子和e^ \pm，我们提出了一个简单的处方，以估计相应的加强宇宙微波背景边界上的暗物质湮灭截面。
2013-07-01 astro-ph.CO hep-ph
Observability of CMB spectrum distortions from dark matter annihilation
本文研究暗物质湮灭造成的CMB光谱畸变，表明$s$波在（Super-）PIXIE灵敏度下不可观测，而$p$波可产生可达$μ≈3×10^{-8}$的原初$μ$畸变，并给出质量、退耦温度及截面上限约束。
2024-06-23 astro-ph.CO hep-ph
Impact of Sommerfeld enhancement on helium reionization via WIMP dark matter
暗物质湮灭会对宇宙中的许多天体物理过程产生强烈的影响。在索默菲尔德增强的湮没截面的情况下，湮没率在后期增强，从而增强了潜在的湮没特征。在这里，我们计算的夏季增强湮灭签名的时代，氦再电离，时代，氦成为完全电离，由于高能光子。当考虑从CMB注入的能量的上限，我们发现，由此产生的丰富的He $^{++}$成为独立的暗物质粒子质量。因此，与标准场景相比，所得到的增强高出1-2个数量级。对于符合CMB约束的实际情况，氦再电离的历元没有明显的变化，它是在红移$3$和$4$之间完成的。虽然很难将暗物质湮灭与天体物理学贡献（活动星系核）分开，但使用大型强子对撞机（LHC）对暗物质粒子及其相互作用的潜在探测将使人们能够量化暗物质的贡献。
2018-02-15 astro-ph.CO
Gamma-Ray Constraints on the First Stars from Annihilation of Light WIMPs
我们计算了早期宇宙中存在的暗物质迷你晕中容纳第III.1族恒星的比例的极限，这些恒星今天作为银河系晕中的暗物质尖峰而幸存下来。受DAMA和CoGeNT直接暗物质搜索中光暗物质的潜在线索的启发，我们考虑了质量为5、10和20 GeV的热遗迹WIMP暗物质，并湮灭为mu^+ mu^-、tau^+ tau^-和q bar{q}。从这个简短的研究中，我们得出结论，如果暗物质是轻的，要么典型的黑洞大小是\lesssim 100 M_ \odot（即没有显著的暗星阶段），和/或暗物质主要湮灭到μ ^+ μ ^-或其他导致低伽马射线光度的最终状态，和/或早期宇宙中极少数似乎适合于第一批恒星形成的迷你晕实际上确实如此。
2012-05-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Dark Matter annihilation energy output and its effects on the high-z IGM
我们研究的情况下，DM自我湮灭，以评估其重要性作为一种能量注入机制，IGM一般，并在特定的DM晕的介质。我们认为热遗迹WIMP粒子的质量为10 GeV和1 TeV，我们详细分析了DM在$Λ$ CDM宇宙学的聚类特性，在所有层次上，从晕和它们的质量函数，subhaloes和DM密度分布在其中，考虑绝热收缩的SMBH的存在。然后，我们计算相应的能量输出，得出结论，DM湮灭不构成一个重要的反馈机制。我们还计算了DM湮灭对IGM温度和电离分数的影响，发现在z ~ 10处，假设能量吸收最大，对于1 TeV的WIMP，IGM温度可以提高到$6 \times 10^{-4}$，电离分数可以提高到10 K;对于10 GeV的WIMP，IGM温度可以提高到200 K，电离分数可以提高到$8 \times 10^{-3}$ .我们的结论是DM湮灭不能被视为一种替代的再电离方案。关于通过修改21 cm差分亮温信号（$δ$ Tb）来探测WIMP的可探测性，我们得出结论，质量为1 TeV的热遗迹WIMP不太可能单独从全球信号中被探测到，除非在30 MHz < $ν$ <35 MHz对应于40 < z < 46的频率范围内的1- 3 mK水平上。然而，10 GeV质量的WIMP可以在1- 3 mK的水平上在55 MHz < $ν$ <119 MHz的频率范围内检测到，对应于11 < z < 25，并且在1- …
2014-08-29 astro-ph.CO
Lower Limits on the Strengths of Gamma Ray Lines from WIMP Dark Matter Annihilation
我们研究宇宙中暗物质湮灭产生的伽马射线信号的光谱。我们专注于大类的理论，其中的光子谱包括连续谱的伽马射线产生的湮灭成标准模型状态在树的水平，以及单色伽马射线产生的湮灭直接成两个光子在一个循环的水平。在这类理论中，我们得到的伽马射线线的强度相对于伽马射线连续谱的暗物质的质量和自旋的函数的比率的下限。这些限制是从主湮灭通道的树级振幅和直接湮灭为光子的回路级振幅的虚部之间的么正关系获得的，其中主衰变产物在回路中运行。这些结果是准确的限制，暗物质湮灭是专门的一个单一的标准模型物种，发生通过最低的分波和尊重CP。离开这个界限，界限是近似的。在最小超对称标准模型（MSSM）情形下，我们的结论与文献中的已知结果一致。我们使用费米-LAT观测值将这些限制转化为任何特定标准模型状态的暗物质湮灭截面的上限。
2012-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
