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
The Theoretical Power Law Exponent for Electron and Positron Cosmic Rays: A Comment on the Recent Letter of the AMS Collaboration
在最近的一封信中，AMS合作报告了关于电子和正电子宇宙射线能量分布的详细和广泛的数据。实验工作的中心结果在于能量状态$30\ {\rm GeV}< E < 1\ {\rm TeV}$，其中能量分布的幂律指数被测量为$α({\rm experiment})=3.17$。根据电子和正电子服从费米统计，预测了一个理论值为$α({\rm theory})=3.151374$，与实验数据符合得很好。这种协议之间的理论和实验的宇宙射线电子和正电子的来源的后果进行了简要的探讨。
2015-02-08 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
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
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
Comment on Calculation of Positron Flux from Galactic Dark Matter
银河系中暗物质粒子湮灭或衰变产生的高能正电子可以作为暗物质的重要间接特征。在给定的暗物质模型中计算正电子通量需要求解输运方程，该方程考虑了正电子与物质和银河系磁场的相互作用。现有的计算解决了扩散区内的方程，银河磁场限制正电子，并假设在这个区域的边界上消失的正电子密度。然而，在许多模型中，暗物质晕的很大一部分位于扩散区之外。在那里产生的正电子可以进入扩散区并被捕获，可能到达地球并增加预期的通量。我们计算了各种型号的这种增强。我们还评估了额外正电子在星光和宇宙微波背景上的逆康普顿散射所产生的高能光子通量的预期增强。在这两种情况下，我们发现最大的通量增强的顺序为20%。
2010-07-08 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
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
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
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
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
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
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
Nearby SNR: a possible common origin to multi-messenger anomalies in spectra, ratios and anisotropy of cosmic rays
在过去的几年中，观测到了多信使异常，包括原子核、轻子、$\bar p/p$和B/C比值的光谱硬化或过剩，以及各向异性反转。AMS-02实验还揭示了正电子和电子在284 GeV和TeV以上的不同光谱断裂。人们自然会问，所有这些异常现象是否都源于一个统一的物理场景。在这项工作中，空间相关的传播（SDP）与附近的SNR源，以重现上述异常。SNRs周围可能存在致密的分子云（DMC），次级粒子可能是加速的初级宇宙射线与DMC发生碰撞或碎裂而产生的。其结果是，可以很好地再现一次粒子、二次粒子以及$B/C$和$\bar p/p$的比率的光谱硬化。由于在源年龄为330 kyrs时的能量损失，从测量结果中暗示出初级电子的特征谱断裂在约1 TeV处。来自带电π介子的次级正电子和电子从其母粒子吸收$5\%$能量，因此正电子能谱在$\sim$ 250 GeV处截止。因此，正电子和电子的不同谱折以及其他异常可以在这个统一的物理方案中实现。更有趣的是，我们还获得了Li，Be，B等次级粒子在5 TV处的光谱截止等特征结构，这可以用来验证我们的模型。我们希望这些标记的结构可以在未来的新一代星载实验HERD观测。
2022-12-12 astro-ph.HE
Galactic electrons and positrons at the Earth:new estimate of the primary and secondary fluxes
我们分析了地球上次级和初级起源的CR轻子通量的预测，评估了理论不确定性，并确定了它们与现有数据的一致性水平。对于传播，我们使用相对论处理的能量损失，我们提供了有用的参数化。我们通过改进我们早先导出的正电子的方法来计算次级分量。对于初选，我们估计的贡献，从天体物理来源（超新星遗迹和超新星）考虑所有已知的本地对象在2千秒差距和一个平滑的分布以外。我们发现，在5-30 GeV的能量范围内的电子通量很好地再现了一个平滑的远距离分布的源与指数$γ\sim 2.3-2.4$，而本地源占主导地位的通量在更高的能量。对于正电子来说，在5-10 GeV以上的能量下，局域中子星会产生重要的影响。影响源建模和传播的不均匀性是退化的，并且每一个都转化为关于局部通量的一个数量级的误差。在高能量的光谱形状是弱相关的本地源的光谱指数，但更强烈的距离，年龄和功率的层次结构。尽管我们描述的理论误差很大，但我们的全局和自洽分析可以解释所有可用的数据，而不会过度调整参数，因此不需要考虑任何奇异的物理学。虽然银河系CR轻子的\emph{standard paradigm}已经被很好地建立，但是我们的结果表明，由于理论上的不确定性很大，我们很难讨论任何CR轻子的\emph{standard model}。我们的分析提供了有关这些不确定性影响的详细信息，从而为未来的改进勾画出路线图。
2010-11-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
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一个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。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。我们发现，质量的青睐暗物质候选人总是大于500 GeV。唯一符合众多伽马射线和宇宙微波背景边界的暗物质是一种粒子，它通过轻标量或矢量介体湮灭成四个轻子，混合了τ（75%）和电子（25%）通道，质量在0.5到1 TeV之间。正电子异常也可以用一个天体物理源来解释，并给出了ATNF星表中的五颗正电子星。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。例如，在WIMP湮灭到质量平面的截面中，它们掩盖了从正电子数据导出的误差等值线。
2015-01-21 astro-ph.HE
New determination of the production cross section for secondary positrons and electrons in the Galaxy
利用空间粒子谱仪AMS-02高精度测量了宇宙线电子和正电子通量（$e^{\pm}$）。为了对银河系中$e^{\pm}$的产生过程进行精确的解释，有必要对宇宙射线质子和氦与星际介质原子相互作用产生的次级成分进行精确的描述。通过对对撞机实验数据的拟合，我们确定了产生$π^\pm$和$K^\pm$的洛伦兹不变量截面的新的解析函数。我们还评估了其他几个通道的不变截面，例如涉及超子衰变，在几个\%的水平上的总截面的贡献。对于所有这些粒子，相关的2和3体衰变通道的实施，与极化$μ^\pm$衰变计算与下一个领先的顺序校正。通过对$p+C$碰撞数据的拟合，模拟了比质子重的原子核的散射截面。计算了$e^\pm$能量从10 MeV到10 TeV范围内的总微分截面$dσ/dT_{e^\pm}(p+p\rightarrow e^\pm+X)$，AMS-02正电子流能量的不确定度约为5- 7%，从而大大降低了理论模型的精度，最后，我们给出了次级银河系$e^\pm$源谱的不确定度。作为科学界的一项服务，我们提供了计算能量微分截面的数值表和脚本。
2022-07-01 astro-ph.HE hep-ph
Explaining cosmic ray antimatter with secondaries from old supernova remnants
尽管在过去十年中做出了巨大的努力，但宇宙射线正电子过剩的起源仍然没有明确的确定。一种流行的候选源是脉冲星或脉冲星风星云，但它们也不能解释观测到的宇宙射线反质子的硬光谱。我们重新审视了另一种可能性，即所观察到的高能正电子是在原始宇宙射线的扩散激波加速过程中由超新星遗迹中的spectrometer二次产生的，这些射线被相同的激波进一步加速。正电子在高能量下的源谱自然比原子的源谱硬，其他副子（如反质子）的源谱也是如此。我们提出了第一个全面的调查，这个模型的完整的参数空间-源参数以及那些管理银河运输。考虑了正电子和反质子产生的截面的各种参数化，并讨论了模型参数的不确定性。我们获得了一个很好的适合最近的精密测量AMS-02的宇宙线质子，氦，正电子和反质子，以及各种初级和次级核。因此，这个模型提供了一个经济的解释光谱的所有次要物种-从一个单一的动机良好的人口来源。
2021-09-28 astro-ph.HE
Interpretations of the cosmic ray secondary-to-primary ratios measured by DAMPE
DAMPE对硼碳比和硼氧比的精确测量显示，在$100$ GeV/n附近存在明显的硬化，这对银河系宇宙射线的产生、传播和相互作用提供了重要的意义。在这项工作中，我们调查了一些模型在文献中提出的DAMPE调查结果。这些模型可以大致分为两类，由传播效应或源驱动的。在这些模型中，我们发现，宇宙射线的再加速，在其传播过程中，随机磁流体动力学波可能不会再现足够的硬化的B/C和B/O，和一个额外的频谱中断的扩散系数是必需的。其他模型都能很好地解释比例的硬化现象。然而，取决于假设的简化，模型在宽能量范围内再现数据的质量不同。具有显著再加速效应的模型会低估低能反质子而高估低能正电子，而具有源处二次产生效应的模型会高估高能反质子。对于所有模型，都存在高能正电子过剩。
2023-03-06 astro-ph.HE
Galactic electron and positron properties from cosmic ray and radio observations
我们执行一致的宇宙射线电子，正电子和银河系的无线电发射的建模。对于时间，我们重现所有相关的数据集之间的1 GeV和1 TeV，包括最近的AMS-02正电子分数的结果。我们表明，下面几个GeV的宇宙射线和无线电数据需要电子的主要频谱被大幅抑制和传播的频谱由次级粒子占主导地位。超过10 GeV的电子+正电子额外的组成部分与硬谱是必需的。低于几个GeV的正电子谱测量是一致的复制只有在低再加速模型。我们还限制宇宙射线分布的尺度高度，表明薄晕（$z_t \lsim 2 \kpc$）被排除在外。
2013-06-28 astro-ph.HE
Cosmic ray propagation time scales: lessons from radioactive nuclei and positron data
我们重新审视90年代报道的高能放射性核数据和PAMELA最近报道的正电子数据。我们的目的是研究这些数据的传播时间尺度的宇宙射线在银河系中的模型无关的影响。考虑到放射性核，使用衰变电荷衰变电荷比-唯一直接相关的数据在相对论能量-我们表明，刚性独立的停留时间是与观测一致的。所有原子核的数据都可以用f_{s,i} =（t_i/1亿r）^{0.7}来描述，其中f_{s,i}是由于衰变引起的通量抑制，t_i是原子核种类i的观测者坐标系寿命。考虑到正电子的测量，我们认为，正电子流量是符合第二起源。将正电子数据与相同能量范围内的放射性核数据进行比较，我们得出了正电子穿过的平均电磁能量密度的上限，即在刚性R=40 GV时，\bar U_T<1.25 eV/cm ^3。在AMS-02实验范围内的电荷比测量，最值得注意的是Cl/Ar比的测定延伸到R \sim 100 GV，将限制正电子冷却时间的能量依赖性。这种限制可以用来区分不同的传播场景，以及详细测试正电子的次级起源假设。
2010-10-14 astro-ph.HE hep-ph
Galactic positrons and electrons from dark matter and astrophysical sources
电子和正电子宇宙射线的观测引发了关于此类粒子起源的激烈争论。它们在银河系介质中的传播是根据一个成功测试的两区传播模型。研究了与它们的传播和产生有关的三种情况下的理论不确定性：次级产生，暗物质湮灭，和起源于超新星遗迹。
2009-07-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Minimal Model for Understanding Secondary Cosmic Rays
本文提出一个唯象极简模型，通过分析次级宇宙射线能谱发现，GeV能段宇宙射线在源附近穿过的物质厚度随能量增加而减少，且星际介质中传播时产生大部分正电子、反质子及轻核素，为伽马射线观测和传播建模提供了重要依据。
2023-09-11 astro-ph.HE
Bayesian analysis of spatial-dependent cosmic-ray propagation: astrophysical background of antiprotons and positrons
AMS-02实验报告了银河系宇宙射线（CR）中反质子/质子比的新测量结果。在$E\sim\,$ 60-450 GeV的能量范围内，发现这个比率是非常恒定的。使用最近的数据CR质子，氦，碳通量，10 Be/9 Be和B/C的比例，我们已经进行了全球贝叶斯分析的基础上的马尔可夫链蒙特卡罗抽样算法下的“两个光环模型”的CR传播。在这个模型中，CR被允许经历一个不同类型的扩散时，他们在银河系的磁盘附近的区域传播。我们发现，该区域的垂直范围是约900 pc以上和以下的磁盘，和相应的扩散系数的尺度与能量为$D\sim\,E^{0.15}$，以及描述的观察初级CR光谱，次级/初级比和各向异性。在这个模型下，我们进行了改进的计算所产生的反粒子光谱的次级CR的生产和相应的不确定性。我们利用蒙特卡罗发生器和加速器数据来评估反质子产生截面及其不确定性。虽然正电子过剩需要额外的未知来源的贡献，我们发现，新的AMS-02反质子数据是一致的，在估计的不确定性，与我们的计算基于二次生产。
2018-07-27 astro-ph.HE hep-ph
Cosmic Ray Electrons, Positrons and the Synchrotron emission of the Galaxy: consistent analysis and implications
本文用DRAGON程序对银河系的宇宙线电子、正电子谱和漫同步辐射进行了多道分析。本研究的目的是探讨星际电子源的频谱下降到E ~ 1 GeV和约束的几个传播参数。我们发现，超过4 GeV的电子源谱是兼容的指数-2.5的幂律。而在4 GeV以下，它必须被显著抑制，总的轻子谱由次级粒子主导。低于几个GeV的正电子谱和分数测量一致地再现只有在低再加速模型。我们还使用三个独立的（在两种情况下，原始的）参数来约束宇宙线分布的标度高度zt，表明z_t < 2 kpc的值被排除在外。这一结果可能对粒子暗物质的搜索有很强的意义。
2013-03-25 astro-ph.HE
Cosmic ray electron and positron spectra at TeV energies
在过去的十年中，宇宙线电子的观测取得了长足的进步，现在可以直接观测到~ 1 TeV的全电子通量以及单独的电子和正电子谱。在2022年版的Rencontres de Moriond关于宇宙中的极高能量现象的邀请贡献中，我们回顾了TeV能量的宇宙射线电子和正电子光谱数据，并对其解释提供了一般性评论。随后，我们着重研究了正电子过剩的随机涨落和次级模型。
2022-11-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Secondary cosmic ray nuclei in the light of the Single Source Model
通过AMS-02仪器最近对各种宇宙射线能谱的精确测量，正在积累宇宙射线局部“单一源”的证据。除了对单个宇宙射线核、电子、正电子和反质子的观测外，现在还必须高精度地测定硼碳比和锂的能谱，直至2000 GV。我们的分析使我们声称，与某些假设在银河系中的传播，结果证实了我们的论点，关于存在一个本地的单一来源，也许，超新星遗迹（SNR）。试图确定一些属性的SNR和它的祖星。
2016-05-04 astro-ph.HE
Absolute electron and positron fluxes from PAMELA/Fermi and Dark Matter
我们提取的正电子和电子通量的能量范围为10 - 100 GeV的PAMELA和费米LAT结合最近的数据。由此得到的{ \it绝对正电子和电子}通量分别服从幂律：$E^{-2.65}$和$E^{-3.06}$，这可以由PAMELA即将获得的数据证实。即使次级正电子通量的不确定性被添加到银河系正电子背景中，正电子通量似乎也表明能量为$E\gsim 50$ GeV的过量。这为我们考虑新的物理学提供了足够的动力，比如暗物质的湮灭或衰变，作为宇宙射线中过量正电子的起源。
2009-07-07 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Secondary Cosmic Ray Nuclei in the Light of the Single Source Model
通过AMS-02仪器最近对各种宇宙射线能谱的精确测量，正在积累宇宙射线局部“单一源”的证据。除了对单个宇宙射线核、电子、正电子和反质子的观测外，现在还必须高精度地测定硼碳比和锂的能谱，直至2000 GV。我们的分析使我们声称，在银河系中传播的某些假设，结果证实了我们的论点，关于存在一个本地的单一来源，也许，超新星遗迹（SNR）。试图确定一些属性的SNR和它的祖星。
2016-11-11 astro-ph.HE
Effect of near-earth thunderstorms electric field on the intensity of ground cosmic ray positrons/electrons in Tibet
用蒙特卡罗模拟模拟了YBJ（4300 m a.s.l.，中国西藏）。次级宇宙线强度的变化与电场的强度和极性密切相关。在大于600 V/cm的负电场和正电场中，基态漫画射线正电子和电子的总数随电场强度的增加而增加。当簇射的初始能量较低或天顶角较大时，这些值的增加更为明显。而在0 ~ 600 V/cm的正电场中，垂直簇射的地面共射线正电子和电子总数下降，幅度达3.1%。在小于500 V/cm的正电场中，倾斜簇射的强度会降低，并伴有较小的振幅。本文讨论了强度变化，特别是正电场的减小。我们的模拟结果与ARGO-YBJ和地毯式空气簇射阵的地面实验结果吻合得很好。这些结果有助于理解大气电场对二次带电粒子的加速机制。
2016-04-01 astro-ph.EP astro-ph.HE
Cosmic-ray ionisation in circumstellar discs
银河宇宙射线是星际气体电离的普遍来源，与紫外线和X射线光子以及自然放射性竞争，确定分子云和周星盘中电子、离子和带电尘埃颗粒的丰度。我们模拟了银河系宇宙射线的不同成分与气体柱密度的传播。我们的研究集中在高密度的传播，在几克厘米$^{-2}$以上，特别是有关的内部地区的坍缩云和星周盘。初级和次级CR粒子（质子和较重的原子核，电子，正电子和光子）的传播计算在连续减速近似，扩散近似，或灾难性的近似，通过采用不同的传输制度的匹配程序。适当制度的选择取决于主要损失过程的性质，模拟为连续或灾难性的。CR电离速率由CR质子及其低于$\approx 130$ g cm $^{-2}$的次级电子和由高于$\approx600$ g cm $^{-2}$的光子衰变产生的电子/正电子对确定。我们表明，一个适当的描述的粒子运输是必不可少的计算在后一种情况下的电离率，因为电子/正电子差分通量敏感地依赖于质子和光子的通量。我们的研究结果表明，CR电离率在高密度环境中，如，例如，坍缩分子云的内部或星周盘的中平面，比以前假设的要大。它不会随着柱密度的增加而呈指数下降，而是由于控制次级粒子的产生和传播的不同过程的相互作用而遵循更复杂的行为。
2018-05-30 astro-ph.HE
Deciphering the AMS cosmic-ray positron flux
宇宙射线高能正电子的通量最近被AMS以前所未有的精度测量。这个通量远远超过了观测到的撞击星际介质的宇宙宇宙射线通量所产生的次级正电子的预期。多位作者指出，正电子过剩可能起源于主宇宙射线源本身，而不是更局部的ISM，从而避免了援引暗物质衰变或湮灭起源或附近的暗物质的诱惑。我们调查的可能性，源是一个综合模型的伽马射线暴和宇宙射线，提出了二十年前。结果，基于模型的原始未修改的先验-并且没有参数拟合-非常接近地再现了AMS观测的形状和幅度。
2019-09-04 astro-ph.HE hep-ph
Secondary emission behind the radio outflows in gamma-ray binaries?
在银河系中探测到了几个由一颗大质量恒星和一个致密天体组成的双星系统，能量超过100 GeV。在大多数这些源中，伽马射线显示出与轨道运动相关的调制，这意味着发射器不应该离明亮的主星太远。这意味着伽马射线的吸收将是不可忽略的，大量的次级电子-正电子对将在恒星周围产生。在这项工作中，我们表明，从这些对无线电发射应占解释的无线电频谱时，变化，和形态发现的伽马射线双星。次级射电辐射的相关特征是相对较硬的频谱、射电峰值中心的轨道运动以及遵循螺旋状轨迹的扩展射电结构。星风自由-自由吸收的影响不容忽视。
2010-03-05 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
Probing the CR positron/electron ratio at few hundreds GeV through Moon shadow observation with the MAGIC telescopes
在宇宙线（CR）通量中测量到的反物质成分被认为是星系CR在星系内传播引起的次级粒子。PAMELA实验的最新结果显示，正电子比在10 GeV以上意外增加。可能有不同的解释来解释这一结果，讨论最多的是附近致密天体物理源或暗物质湮灭/衰变的特征。探测100 GeV以上的正电子分数将有助于解开不同情景之间的纠缠。成像大气切伦科夫望远镜（IACT）可以从几百GeV到几TeV的强子CR背景中提取宇宙轻子信号，并以很好的分辨率重建能量和入射方向。此外，通过使用月球和地磁场形成的天然光谱仪，可以通过观察CR月球阴影来测量TeV级别的正电子/电子比。尽管由于月球引起的高背景光和数据处理，该技术特别具有挑战性，但MAGIC合作在2010年和2011年首次进行了此类观测。在这里，我们提出的观察策略和在这场运动中取得的成绩。
2011-10-02 astro-ph.HE
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
On the upper limits for dipole anisotropies in cosmic-ray positrons
PAMELA和AMS实验报告的能量范围从10 GeV到几百GeV的宇宙射线正电子的过剩与纯粹的次级起源不一致，需要引入源项。正电子到达方向上的各向异性的存在将是它们起源的独特标志。目前的测量是一致的各向同性和限制偶极子各向异性已经建立。在这份说明中，我们回顾了这种分析的数学基础，并提供了一个一般的约束偶极子上限可实现从一个给定的事件样本。已发表的实验极限与这个界限相矛盾。
2015-10-05 astro-ph.HE astro-ph.IM hep-ph
Positrons from cosmic rays interactions and dark matter annihilations
电子和正电子宇宙射线之谜引发了天体粒子物理学领域的一场革命。人们提出了许多假设来解释HEAT和PAMELA实验中观察到的能量大于几个GeV的正电子分数的意外上升。在这项工作中，我们研究了与暗物质湮灭和次级产生有关的正电子宇宙射线的来源。在这两种情况下，我们考虑了与暗物质物理，核物理和宇宙射线传播相关的不确定性的影响，发现最大的不确定性来自传播。我们发现，一些关键的功能，目前在正电子信号从暗物质湮灭保存，即使不确定性。此外，我们研究了在电子通量的小变化下正电子分数的稳定性，这通常被认为是已知的，我们发现，仅考虑电子通量的观测不确定性就足以显着改变正电子分数的能量范围内观察到过量。
2010-09-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Possible Interpretations of the High Energy Cosmic Ray Electron Spectrum measured with the Fermi Space Telescope
费米大面积望远镜以前所未有的精度提供了对高能（20 GeV至1 TeV）宇宙射线电子和正电子谱的测量。该测量为研究宇宙射线的起源和扩散传播以及寻找暗物质的可能证据提供了独特的探测器。在这篇文章中，我们主要关注宇宙射线电子和正电子的天体物理来源，其中包括标准的初级和次级扩散星系的贡献，以及附近的点源，预计将有助于更显着的更高的能量。在这个框架内，我们讨论了费米结果与其他最近的实验数据的高能电子和正电子（特别是最近的PAMELA，ATIC，PPB-BETS和H.E.S.S.报告）的可能的解释。
2009-07-02 astro-ph.HE
Electrons and Positrons in Cosmic Rays
本文综述了近十年来高能宇宙线电子和正电子天体物理学的研究成果。异常，观察到的数据中最近的实验（可能在电子光谱和PAMELA异常的正电子分数的颠簸）进行了讨论，通过系统地使用简单的解析解的宇宙线电子的传输方程。解释异常起源的三种主要方法被认为是：假设正电子是纯次级粒子的保守方法;附近的源，如恒星的起源;和暗物质的起源。这篇评论还讨论了无法选择的电子模型或暗物质模型来解释电子异常的基础上，电子光谱与通常的大能量binning（$\gtrsim15%$）。有观点认为，与暗物质起源相反的附近恒星起源的特征可能是Malyshev等人论文（2009年）中预测的宇宙射线电子谱的精细结构，并在高分辨率ATIC实验（2009-2011年）的数据中观察到。迄今为止，高分辨率ATIC数据是文献中发表的这类实验结果。因此，应尽快通过其他实验对其进行检验。一般来说，最近大多数实验的数据之间也存在相当有争议的情况，因此，迫切需要新的高精度和高统计实验。
2013-03-25 astro-ph.HE
The pinching method for Galactic cosmic ray positrons: implications in the light of precision measurements
两年前，AMS合作发布了宇宙射线正电子通量的最精确测量结果。它证实了纯次级预测低于10 GeV以上的数据，表明存在主要成分，例如WIMP暗物质的湮灭。大多数分析都集中在光谱的高能部分，忽略了GeV能量区域，那里的宇宙射线传输更难建模，太阳调制也起作用。鉴于AMS测量的高质量，重新检查整个能量范围内的正电子异常是及时的，考虑到迄今被忽视的传输过程，例如对流或扩散再加速。我们设计了一个新的半分析方法，考虑到运输过程迄今被忽视，但重要的几个GeV以下。它是基于收缩的逆康普顿和同步能量损失内的银河系盘。它允许对宇宙射线传播参数进行广泛的扫描，我们通过要求次级分量不超过AMS测量来强烈约束这些参数。只有具有大扩散系数的模型才能通过这个测试。正电子通量是宇宙射线传播的强大而独立的探测器，与硼碳比互补。然后，我们扫描了WIMP质量，以适应湮灭截面和分支比，探索直接湮灭到标准模型粒子或通过光介质。在前一种情况下，对于264 GeV的质量，最佳拟合产生0.4%的$p$值，该值不允许再现最高能量数据点。在后一种情况下发现质量更差的配合。用单个DM物质湮灭来解释正电子过剩是非常不受欢迎的。这一结论完全基于正电子数据，不需要引用其他观测结果。
2017-05-05 astro-ph.HE hep-ph
Evidence of fresh cosmic ray in galactic plane based on DAMPE measurement of B/C and B/O ratios
越来越多的实验表明，初级和次级宇宙线的能谱在$\sim 200$ GV以上都表现出硬化。最近，DAMPE实验报告了在$200$ GV下硼碳比的硬化。这些迹象要求修改传统的宇宙射线（CR）图片。在这项工作中，我们提出了多核次级宇宙射线，如硼，反质子，起源于强子相互作用的新加速的宇宙射线与星际气体附近的源。我们发现，次级与初级的比例，例如，硼碳，硼氧和反质子质子比，可以很好地描述。电子和正电子的测量也可以解释。
2023-02-03 astro-ph.HE
The FLUKA cross sections for cosmic-ray leptons and uncertainties on current positron predictions
本文利用FLUKA代码生成新的正负电子产生截面，评估重核贡献及银河旋臂结构等不确定性，提供最新局域正电子通量预测，并讨论对暗物质搜寻和脉冲星贡献的启示。
2023-05-14 astro-ph.HE hep-ph
Cosmic ray transport and radiative processes in nuclei of starburst galaxies
星暴星系的高恒星形成率和超新星爆炸使它们成为有趣的高能辐射源。根据它们的星际介质中存在的湍流水平，星暴星系内部产生的大部分宇宙射线在逃逸之前可能会失去大部分能量，从而使这些源表现得像量热计，至少达到某个最大能量。与以前的研究相反，在这里，我们详细调查的条件下，宇宙射线约束可能是有效的电子和原子核，我们研究的宇宙射线约束的影响，从星暴核的多频发射和生产的高能中微子。一般的预测，然后专门为三个情况下，即M82，NGC 253和Arp 220的活动的恒星爆发。考虑了星暴星系内部的初级电子和次级电子，以及由伽马射线吸收产生的电子-正电子对。强子相互作用的次级产物产生的电子和正电子被认为是负责大部分的轻子源的发射。特别是，非常高的能量次级电子的同步辐射产生的硬X射线的扩展发射，代表了一个非常有趣的签名强子过程中的星暴星系，可能访问当前和未来的观测在X射线波段。仔细了解的生产和吸收的伽马射线在星爆星系的作用，这些天体物理源的高能量天体物理中微子的来源的评估是有用的。
2019-04-26 astro-ph.HE
The cosmic-ray positron energy spectrum measured by PAMELA
对宇宙辐射中正电子成分的精确测量提供了有关宇宙射线传播和银河系中粒子源性质的重要信息。卫星上的PAMELA实验被用来对宇宙射线正电子通量和分数进行新的测量，将以前公布的测量结果扩展到动能300 GeV。宇宙射线正电子能谱和分数的联合测量提供了一个独特的工具来约束解释模型。在2006年7月至2009年12月的太阳活动最低期，观测到约24500个正电子。结果不能轻易地与纯粹的二次生产和天体物理或外来起源可能需要额外的来源调和。
2013-08-21 astro-ph.HE
Possible Evidence for the Stochastic Acceleration of Secondary Antiprotons by Supernova Remnants
宇宙射线谱中的反质子-质子比是新物理学的一个敏感探针。利用最近测量的宇宙射线的反质子和质子通量在1-1000 GeV的能量范围内，我们研究的贡献$\bar{p}/p$比从次级反质子产生，随后在个别超新星遗迹加速。我们考虑了几个动机良好的宇宙射线在星际介质中传播的模型，并将我们的结果边缘化，因为这些结果与反质子产生截面和太阳调制的时间、电荷和能量相关效应有关。我们发现，在$\sim$ 100 GV以上的刚性观察到的$\bar{p}/p$比的增加，不能占在传统的宇宙射线传播模型的背景下，但与宇宙射线反质子的产生，随后在一个给定的超新星遗迹内的冲击加速的情况是一致的。有鉴于此，超新星遗迹中次级宇宙射线的加速被预测对宇宙射线正电子谱有很大的贡献，占观测到的正电子过剩的很大一部分。
2017-06-15 astro-ph.HE hep-ph physics.space-ph
The gluon condensation effects in the DAMPE cosmic ray spectrum of electrons and positrons
胶子在高能碰撞中控制质子的行为，它们可以在超高能下凝聚。在宇宙射线中，加速的高能质子与行星际物质的碰撞将在胶子凝聚能区产生大量的次级粒子，从而打破了宇宙射线的一次幂律。上述预测似乎与最近的DAMPE数据有关的电子加正电子光谱一致。我们发现DAMPE数据中$\sim 0.9 TeV$和$3\sim 4 TeV$处的光滑破缺幂律可以理解为质子中的胶子凝聚效应。
2018-09-19 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
On the contribution of the bow shock pulsar wind nebula PSR J0437-4715 to the observed fluxes of GeV-TeV positrons and antiprotons
Ioffe Institute（伊俄夫研究所）
研究PSR J0437-4715的弓形震波脉冲星风 nebula 对高能正电子和反质子通量的贡献，通过蒙特卡洛模拟和各向异性扩散模型解释观测到的正电子-反质子比。
2026-04-16 astro-ph.HE
Cosmic-Ray Positrons Strongly Constrain Leptophilic Dark Matter
宇宙射线正电子一直被认为是暗物质湮灭的有力探测器。特别是，无数关于正电子分数意外上升的研究一直在争论它的暗物质或脉冲星起源。在本文中，我们反而研究了AMS-02探测硬亲轻子暗物质候选者的非常精确的正电子测量的潜力，这些候选者不具有与所观察到的大部分正电子过剩相似的光谱特征。利用一个详细的宇宙射线传播模型，其中包括一个主要的正电子通量产生的银河系恒星，除了由氦和质子测量约束的二次组件，我们产生了一个强大的适合当地的正电子通量和光谱。我们没有发现与亲轻子暗物质相关的光谱凸起的证据，并设置强约束的暗物质湮灭截面低于热湮灭截面的暗物质质量低于60 GeV和380 GeV的湮灭到$τ^+τ^-$和$e^+e^-$，分别在我们的默认模型。
2022-01-06 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
A Photo-Hadronic Model of the Large Scale Jet of PKS 0637-752
射电噪类星体大尺度喷流的强X射线辐射仍然是一个悬而未决的问题。基于相对论束喷流对CMB光子的逆康普顿散射的模型最近已经被排除，因为费米LAT对3C 273和PKS 0637-752的观测给出的上限远低于模型预测。同步辐射从一个单独的电子人口与数百TeV的能量仍然是一种可能性，虽然它的起源并不清楚。假设质子被加速到$10^{19}$ eV，通过Bethe-Heitler过程和光π介子产生，我们研究了这种高能电子/正电子的光强子起源.这些次级电子/正电子以足够高的能量注入，并通过同步辐射产生X射线和$γ$射线，而不与费米LAT上限冲突。我们发现，如果质子功率至少是$10^{49} \text{erg} \, \text{s}^{-1}$，这是高度超爱丁顿的，得到的谱很好地再现了从PKS 0637-752的X射线观测。注意到X射线发射主要来自轻子通过Bethe-Heitler过程，而来自光子π起源的轻子直接通过多TeV光子的同步辐射而不是级联损失能量。为了避免产生过多的光通量，光发射主要是由于次级轻子的同步辐射而不是初级电子，或者如果是由于初级电子，则需要适度的喷流光束。质子同步加速器的光度要小几个数量级。
2016-11-24 astro-ph.HE
Cosmic-ray interactions with the Sun using the FLUKA code
宇宙射线与太阳大气层相互作用，产生能够到达地球的次级粒子。在这项工作中，我们提出了一个全面的计算的次级粒子的产额的γ射线，电子，正电子，中子和中微子进行的FLUKA代码。我们还估算了这些次级粒子在太阳的强度和在地球的通量，通过折叠它们的产额与撞击在太阳表面的宇宙射线的强度。结果对太阳附近的磁场假设和太阳系内部磁场中的宇宙线输运都是敏感的。
2020-10-01 astro-ph.HE
