Boosted Dark Matter Interpretation of the XENON1T Excess
我们提出了推动暗物质（BDM）作为一个可能的解释过量的keV电子反冲事件观察到的氙1T。BDM粒子的速度比维里化暗物质的速度大得多，因此，BDM电子散射可以自然地产生keV电子反冲。我们表明，所需的BDM电子散射截面可以很容易地实现在一个简单的模型与重矢量介体。虽然这些横截面对于BDM来说太大而无法从太阳逃逸，但BDM通量可能来自银河系中心或晕暗物质湮灭。此外，每天调制的BDM信号将存在，这不仅可以用来区分它从各种背景，但也将提供重要的方向信息的BDM流量。
2020-06-29 hep-ph
Leptonic New Force and Cosmic-ray Boosted Dark Matter for the XENON1T Excess
最近报道的XENON1T中的过剩可以用新的轻子力来解释，这种力没有规范异常。我们集中在两个场景有和没有暗物质。在场景#1中，规范轻子数为U（1）$_{L_e-L_j}$、$j=μ$或$τ$的规范玻色子提供了太阳中微子和电子之间的非标准相互作用，这增加了XENON1 T探测器中电子反冲事件的数量。在场景2中，新的规范玻色子只与电子和暗物质耦合，然后宇宙射线电子可以将它们的动量传递给晕中的暗物质。增强的暗物质产生${\cal O}(1)$ keV的电子反冲信号。暗物质在新的规范相互作用的帮助下，有效地加热了我们银河系中的中子星，超过了中子星捕获晕暗物质的$\sim1500$ K。因此，我们建议利用未来的红外望远镜来测试我们的方案。
2020-09-09 hep-ph
Boosted dark matter from diffuse supernova neutrinos
XENON合作最近报道了在低能量区域中的电子反冲事件，其意义约为$3.3σ$。用热暗物质来解释这种过剩似乎很有挑战性。我们提出了一个方案，银河系晕中的暗物质得到提升，作为散射的结果与弥漫的超新星中微子背景。这种相互作用可以将暗物质加速到半相对论速度，而这种通量反过来可以与探测器中的电子散射，从而提供更好的数据拟合。我们确定的暗物质质量和相互作用截面满足过剩的参数空间中的区域。此外，考虑到只有数据的假设，我们还施加界限的暗物质散射截面，这是竞争与其他实验的界限。
2022-03-03 astro-ph.CO 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
Consistent Scenarios for Cosmic-Ray Excesses from Sommerfeld-Enhanced Dark Matter Annihilation
直接和间接探测的异常激发了暗物质模型，该模型由多重近简并态组成，并通过新的GeV尺度相互作用耦合。我们执行一个仔细的分析热冻结的暗物质湮灭在这样一个场景。我们计算的“助推因子”的范围内产生正确的遗物密度模型的本地晕索末菲增强所产生的，并显示的效果，包括从宇宙微波背景（CMB）的饱和增强的约束。我们发现，从索末菲增强高达800的助推因子是可能的本地晕。当饱和增强的CMB边界被应用时，对于1-2 TeV的暗物质和亚GeV的力载流子，最大增强因子被减小到~400，但仍然足够大以解释所观察到的费米和PAMELA电子信号。我们描述了DM质量提升因子平面中的宇宙射线数据很好地适合于一系列最终状态的区域，并表明索末菲增强本身就足以提供适合数据所需的大湮灭截面，尽管对于轻介质质量（小于~200 MeV），在没有来自子结构的天体物理提升因子的情况下，与CMB约束存在张力。此外，我们认为在这种情况下，WIMPonium形成相关的，并发现重WIMPs（大于2 TeV）和软谱湮灭通道，它可以是一个重要的考虑因素，我们发现区域的暗物质质量大于2.8 TeV，符合CMB的界限，并有~600-700当今的助推因子。
2011-04-12 astro-ph.CO hep-ph
Mildly boosted dark matter annihilation and reconciling indirect galactic signals
针对标准热退耦暗物质模型无法调和银心伽马射线超出与矮星系观测矛盾的问题，本文提出双成分暗物质模型，通过需束缚在宿主星系中的轻度增强粒子产生尺度依赖信号，为两类观测差异提供暗物质框架下的解释。
2024-06-18 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Halo Shape and Relic Density Exclusions of Sommerfeld-Enhanced Dark Matter Explanations of Cosmic Ray Excesses
暗物质与索末菲增强湮灭已被提出来解释观测到的宇宙射线正电子过剩在10 GeV至TeV的能量范围。我们表明，所需的增强意味着热遗迹密度太小，是所有的暗物质。我们还表明，暗物质是足够的自我相互作用，椭圆星系暗物质晕的观测排除大索末菲增强轻力载体。共振索末菲增强并没有改变这些结论，解决这些差异所需的天体物理学的提升是不利的，特别是当显着的自相互作用抑制晕子结构。
2010-03-20 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
The cosmic ray positron excess and neutralino dark matter
利用一种新的仪器，HEAT合作已经证实了他们在1994年首次探测到的宇宙射线正电子的过量。我们探讨的可能性，这种过剩是由于中性伴暗物质在星系晕的湮灭。我们证实，中性伴子湮灭可以产生足够的正电子，以弥补测量过剩，只有当有一个额外的增强信号。我们量化的“助推因子”，在信号中所需的各种型号的最小超对称标准模型参数空间，并研究对各种参数的依赖。我们发现模型的提升系数大于30。如果我们生活在一个clusiphalo晕中，信号可能会出现这种增强。我们讨论了超对称参数空间的哪一部分是有利的（因为它给出了最大的正电子信号），以及对超对称暗物质的其他直接和间接搜索的后果。
2001-12-14 astro-ph hep-ph
Minimal Dark Matter predictions and the PAMELA positron excess
我们提出了最小暗物质和它对暗物质可观测量的唯一预言。在idm2008会议期间，PAMELA提出了初步的结果，显示了过量的正电子分数：我们发现了一个很好的协议，适度的天体物理助推因子。
2008-10-30 astro-ph hep-ph
Implications of the XENON1T Excess on the Dark Matter Interpretation
暗物质解释最近在XENON 1 T探测器上观察到的过量电子反冲事件似乎具有挑战性，因为它的速度不足以引起$\mathcal{O}({\rm keV})$的反冲电子。快速移动或增强的暗物质场景正在受到关注，作为对这个问题的补救措施，使暗物质解释成为解释异常的可能性。我们研究了各种情况下，这种暗物质的自旋0和1/2通过交换矢量，赝标量，或标量介质与电子相互作用。我们发现参数值不仅要再现过剩，但要与现有的界限一致。我们的研究表明，规模的质量和耦合参数的首选过剩可以主要受介质的类型，并显着提高暗物质可以解释过剩取决于介质的类型和质量的选择。本文提出的方法具有通用性，可用于暗物质直接探测实验中观测数据的解释。
2020-12-11 hep-ex hep-ph
Gamma-ray boxes from axion-mediated dark matter
我们计算了轴子介导的暗物质的伽马射线输出，并根据最近的数据导出了相应的约束条件。在这种情况下，候选的暗物质是狄拉克费米子，它会成对湮灭为轴子和/或标量。假设轴子（至少部分）衰变为光子，这些模型自然会产生一个盒形的伽马射线谱，它可能呈现两种截然不同的现象学行为：一个窄盒，类似于暗物质质量一半的线，或一个宽盒，跨越广泛的能量范围，直到暗物质质量。值得注意的是，我们发现，在这两种情况下，一个相当大的伽马射线通量预测的热遗迹没有微调的模型参数，也不调用助推因子。这一巨大的输出与最近对银河系中心区域的费米LAT观测结果一致，并且处于被排除的边缘。然后我们利用费米-LAT和H.E.S.S.数据，以获得强大的，模型无关的上限的暗物质湮灭截面的窄和宽箱的情况。H.E.S.S.限制，特别是，原来匹配的费米-LAT在数百GeV和扩展到多TeV的群众。未来的切伦科夫望远镜可能会探测整个多TeV范围内热暗物质遗迹中的伽马射线盒，这是一个难以直接探测的区域，对撞机搜索和其他间接探测策略。
2016-04-08 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
On-Shell Mediators and Top-Charm Dark Matter Models for the Fermi-LAT Galactic Center Excess
费米大天区望远镜观测到的来自银河系中心的过量伽马射线被认为是暗物质湮灭的可能信号。最近，费米合作表明，系统误差扩大了这种过剩的光谱形状的范围。我们证明适合这个范围内（1）违反口味的湮灭顶粲对和（2）湮灭壳玻色子介质衰减到标准模型夸克在一个提升框架。湮灭40 - 100 GeV DM对自旋-1介质提供了一个很好的适合费米-LAT光谱与热遗物的归一化一致。顶魅模和湮灭到三个赝标量介质可以符合光谱形状，但通常需要非热湮灭截面。
2015-05-05 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Dipole-interacting Fermionic Dark Matter in positron, antiproton, and gamma-ray channels
在正电子、反质子和光子通道中考虑了偶极相互作用暗物质湮灭产生的宇宙线信号。正电子通道中的预测信号可以很好地解释费米LAT、PAMELA、HEAT和AMS-01实验中质量大于100 GeV的暗物质的过量正电子分数，增强因子为30-80。实验中反质子与质子的比例不超过这个比例也对这种情况产生了严格的限制。利用这些增强因子，研究了来自星系晕的预测信号和靠近银心区域的单能γ射线（单色光子）信号。还考虑了最近基于费米LAT数据和计划实验AMS-02中单色线的潜在探测的试探性分析的伽马射线过量。
2013-01-21 astro-ph.HE hep-ph
Boosted dark matter from a phantom fluid
本研究提出幻影暗能量场的真空衰变可产生增强暗物质或暗辐射，并利用 XENONnT 数据约束模型，同时解释 DAMIC 的超出事件。
2023-12-09 astro-ph.CO 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
Prospects of Migdal Effect in the Explanation of XENON1T Electron Recoil Excess
XENON1T实验最近宣布，在$1-7$ keV的能量范围内观察到过量的电子反冲事件，其$3.5~σ$信号显著性超过标准模型的预测。在这封信中，我们勾勒出的前景，解释这样一个多余的米格达尔电离事件低于阈值核反冲能量。有趣的是，这些预计将显示信号事件的棒球场能量规模的观察到的过剩。我们证明，所观察到的信号可以通过Migdal效应再现的$\mathcal{O}(1)$ GeV亲中子暗物质具有自旋相关的耦合与核。一个更乐观的情况下，探索米格达尔电离驱动的MeV尺度提升的暗物质。
2020-10-24 astro-ph.HE hep-ph
Primordial Black Hole as a Source of the Boost Factor
原始黑洞（PBH）在其周围聚集弱相互作用大质量粒子（WIMP）并形成超紧凑迷你晕（UCMH），如果WIMP是暗物质（DM）的主要成分的话。本文讨论了由质量低于地球的PBH所产生的UCMH对当前宇宙中WIMP湮灭的增强作用，并成功地解释了PAMELA/Fermi实验所观测到的宇宙线中的正电子和/或电子过剩现象。该信号与来自衰减的暗物质的信号非常相似，只要衰减模式合适，就可以解释PAMELA和/或费米异常而不与任何约束冲突。在这种情况下，提升因子可以高达10^5。此外，我们讨论了我们的方案的可检验性的伽玛射线点源和引力波实验。
2010-09-10 astro-ph.CO hep-ph
Explaining The XENON1T Excess With Light Goldstini Dark Matter
在具有独立破缺超对称的多重扇区的情况下，预测了多重Goldstini。我们提出了一个新的解释，在2-7千电子伏的电子反冲过剩的XENON 1 T实验中观察到的非常长寿的goldstini DM弹性散射的电子。另一个接近简并的（长寿命的）戈尔茨坦DM的晚期衰变可以增强戈尔茨坦DM，它们之间微小的质量差被转化为较轻的戈尔茨坦DM和中微子的动能。我们表明，可行的参数空间可以找到它可以解释的过量的电子反冲事件约2-3千电子伏最近报道的XENON 1 T实验。
2020-07-20 hep-ph
Explaining AMS-02 positron excess and muon anomalous magnetic moment in dark left-right gauge model
在暗左右规范模型中，右手轻子偶的中性分量在广义R宇称下是奇的，因此最轻的分量是暗物质的候选者。暗物质与单电荷希格斯三重态的共湮灭产生了正确的遗迹丰度。我们解释AMS-02正电子过剩的湮灭800 GeV的暗物质到$μ^+μ^-γ$，通过额外的带电三重态希格斯玻色子玻色子的t-通道交换。DM是亲轻子的，这对于解释没有观测到任何反质子过剩是有用的，而这通常是从DM湮灭中预期的。解释AMS-02所需的大横截面也需要天体物理学的推动。此外，我们表明，μ子$(g-2)$收到所需的贡献，从单，双电荷的三重态希格斯在循环。
2016-03-04 astro-ph.CO hep-ph
Connecting Primordial Black Hole to boosted sub-GeV Dark Matter through neutrino
对WIMP之外的其他暗物质候选者的探索激发了银河系中的原始黑洞或亚GeV暗物质粒子。目前，来自PBH蒸发的中微子作为一种新的介质，在陆地实验中提高了亚GeV DM并留下了签名。我们探讨了由PBH蒸发产生的中微子流（PBH $ν$ BDM）对DM的增强作用，从而将宏观PBH与亚GeV DM粒子联系起来。我们认为这个PBH $ν$ BDM的情况下，解释氙1 T千电子伏过量。亚GeV的DM-电子散射截面上的投影边界和DM的PBHs组成的分数$f_{\rm PBH}$施加为未来的实验。
2021-08-12 hep-ex hep-ph
Supersymmetry and the Cosmic Ray Positron Excess
我们探索几个超对称的替代解释宇宙射线正电子过剩的预测。如果残余冷暗物质密度的非热产生占主导地位和/或如果包括增加信号大小的“增强因子”（可能源于传播或局部密度波动的不确定性），则轻sneutrino或neutralino LSP以及旨在提供δ函数输入的微调模型可以对所报告的HEAT数据给出充分的统计描述。所有的描述都可以在Tevatron或LHC上进行测试，有些还可以在其他WIMP检测实验中进行测试。
2002-02-15 astro-ph hep-ph
Atmospheric Dark Matter and Xenon1T Excess
最近，Xenon1T合作报告了一个有趣的电子反冲过剩，这可能意味着轻暗物质。为了解释这一异常现象，我们提出大气暗物质（ADM）来源于宇宙射线（CR）与大气的非弹性碰撞。由于高能量CRs的增强效应，我们表明，光ADM可以快速移动，并成功地符合所观察到的电子反冲光谱通过ADM-电子散射过程。同时，我们的ADM预测散射截面$σ_e \sim {\cal O}(10^{-38}- 10^{-39}$）cm $^{2}$，从而可以避免其他直接检测的限制。寻找轻介子稀有衰变，如$η\to π+ \slashed E_T$，将为我们的ADM提供一个补充探针。
2020-11-20 astro-ph.CO hep-ph
Boosted Dark Matter in IceCube and at the Galactic Center
我们表明，事件过剩观察到的冰立方合作TeV-PeV的能量，通常被解释为证据的天体物理中微子，可以解释为高度提升的暗物质粒子的散射。具体来说，我们考虑的情况下，一个$\sim 4$ PeV标量暗物质粒子$ϕ$可以衰变到一个更轻的暗费米子$χ$，这反过来又散射了核在冰立方探测器。除了这些事件，这是专门的类，该模型还预测在$\mathcal{O}(100 \text{TeV})$事件的二次人口起源于三体衰变$ϕ\to χ\barχa$，其中$a$是一个赝标量介导的暗物质-标准模型相互作用，其衰变产物包括中微子。这个次要群体还包括类似赛道的事件，两个群体一起提供了与IceCube数据的极好拟合。然后，我们认为，一个遗迹丰富的轻暗物质粒子$χ$，这可能构成了宇宙中的暗物质的次主导成分，可以完全正确的属性来解释观测到的过量的GeV伽马射线从银河系中心区域。我们的提升暗物质的情况下，还预测通量的$\mathcal{O}(10)$ TeV正电子和$\mathcal{O}(100 \text{TeV})$光子从3体级联衰变的重暗物质粒子$ϕ$，我们展示了如何这些可以用来约束部分可行的参数空间的模型。由于$χ$的赝标量耦合，直接检测限很弱。对赝标量介质$a$的加速器约束导致的结论是，$a$的首选质量是$\gtrsim 10$ GeV，并认为大耦合$b$夸克，但抑制或消失耦合轻子是首选。
2015-05-21 astro-ph.HE hep-ph
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
Sun Heated MeV-scale Dark Matter and the XENON1T Electron Recoil Excess
XENON1T合作报告了1至7 keV之间的低能电子反冲事件。我们探索的可能性来解释这样的异常由MeV级的暗物质（DM）加热的太阳内部由于相同的DM-电子相互作用的检测器。被加热的DM粒子的动能可以达到几keV，并且可以潜在地解释XENON1T检测到的过量信号。我们研究了不同的形状因子的DM-电子相互作用，$F(q)\propto q^i$与$i=0,1,2$和$q$是动量交换，并发现，对于所有这些情况下，太阳加热的DM组件的列入提高了适合的XENON1T数据。推断的DM-电子散射截面（在$q=αm_e$处，其中$α$是精细结构常数，$m_e$是电子质量）为从$\sim 10^{-38}$~cm $^2$（对于$i=0$）到$\sim 10^{-42}$~cm $^2$（对于$i=2$）。我们还推导出不同形状因子的DM-电子横截面的约束，这是强于以前的结果与类似的假设。我们强调，太阳加热的DM方案依赖于DM模型的最小假设，这是通过DM-电子相互作用的XENON1T异常的一般解释。与其他助推DM相比，太阳加热DM的光谱通常较软，因此预计在这种情况下会有大量的小反冲事件。更灵敏的直接探测实验与较低的阈值可能区分这种情况下，与其他增强DM模型或太阳轴子模型。
2021-05-04 hep-ph
Boosted Dark Matter and its implications for the features in IceCube HESE data
我们研究的前提下，任何新的，相对论性的，高能量的中性粒子与夸克和胶子相互作用将创建级联事件在冰立方（IC）检测器的影响。这样的事件在观测上与中微子引起的中性流深度非弹性散射事件是无法区分的。因此，在预期的天体物理幂律中微子谱中出现偏差、中断或过量的一个原因可能是这种粒子的通量。在最近的1347天冰立方高能量启动事件数据（HESE）的功能的动机，我们专注于特定的增强暗物质（$χ$）相关的实现这一前提。在这里，$χ$被假定为比大质量标量（$ϕ$）的缓慢衰变轻得多，并且是大质量标量（$ϕ$）的缓慢衰变的结果，大质量标量构成了宇宙暗物质的主要部分。我们表明，这一假设，再加上一个标准的幂律天体物理中微子通量是能够提供非常好的适合目前的数据，以及在HESE样本的其他功能的可能解释。这些特征包括：a）超过$\sim 2$ PeV的事件的缺乏，b）在400 TeV-1 PeV区域中类似于下降或光谱变化的光谱特征，以及c）在$50-100$ TeV区域中的过量。我们考虑两种不同的提升DM的情况下，并确定允许的质量范围和耦合的四种不同类型的介质（标量，赝标量，矢量和轴向矢量），可以连接标准和暗部门。我们认为，从伽玛射线观测和对撞机搜索的约束。我们发现，伽马射线观测提供了最严格的约束，不利于$1σ$允许的参数空间IC拟合，同时仍然是一致的$3σ$允许的区域。我们还测试了我们的建议和它的影响IC的最近六年…
2017-05-03 astro-ph.HE hep-ex 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
Tricking Landau-Yang: How to obtain the diphoton excess from a vector resonance
我们表明，与天真的期望相反，最近观察到的双光子过剩可以解释由矢量共振，它衰减到一个光子和光标量$s$，然后由标量衰减成两个光子：$Z' \rightarrow γs \rightarrow 3 γ$。由于标量衰变的两个光子被高度提升，实验特征是明显的双光子终态。事实上，所有必要的成分都自然地存在于$Z'$模型中：为了使理论不受异常影响，并自然地诱导出所需的有效耦合，需要额外的具有电弱量子数的费米子，而隐藏的希格斯粒子给了$Z'$质量，它可能非常轻。特别是，在这个框架中不需要新的有色状态。我们还表明，在这样的设置的共振的宽度可以是相当大的，而所有的耦合保持微扰。
2016-02-10 hep-ph
"Non-Local" Effects from Boosted Dark Matter in Indirect Detection
间接暗物质（DM）探测通常涉及对从高暗物质浓度区域内的DM湮灭/衰变中出现的标准模型（SM）粒子的观测。我们考虑一个湮灭的情况下，这个反应必须启动的DM涉及被提升，而另一个是一个环境的非相对论粒子之一。这种“触发”DM必须在例如DM的较重组分的先前湮灭或衰变中产生。值得注意的是，在一个星系的特定点上湮灭成伽马射线的增强DM实际上可能是从同一星系的另一个点甚至另一个星系的来源传播的。这种“非本地”的行为导致产生的光子信号对星系晕参数，如DM密度和核心大小，编码在所谓的“天体物理”$J$ -因子的非平凡的依赖。这些非局部$J$ -因子与通常的情况有着显著的不同。该模型的一个独特之处在于，矮星系相对于银河系的信号往往会根据其特征而从典型值被抑制到不同程度。因此，这一特征可以潜在地缓解DM湮灭解释从银河系中心观测到的过量$\sim$ GeV光子与明显没有观测到来自矮星系的相应信号之间的温和紧张关系。
2020-07-09 astro-ph.CO hep-ph
Anti-Deuterons and Anti-Helium Nuclei from Annihilating Dark Matter
最近对宇宙射线反质子与质子比率的研究已经确定，相对于标准天体物理模型的预测，存在着过量的$\sim$ 10-20 GeV的反质子。有趣的是，这种过剩的性质与同一范围的暗物质模型是一致的，这些模型可以解释从银河系中心观测到的长期过剩的$γ$射线。这些暗物质候选者也可以产生大量的反氘和反氦核。在这里，我们研究的生产和运输的这种粒子，从天体物理过程以及从暗物质湮灭。重要的是，在AMS-02的情况下，我们发现Alfvénic再加速（即，动量空间中的扩散）可以将来自湮灭暗物质的$\bar{\rm d}$和${}^{3}\overline{\textrm{He}}$事件的预期数量提高一个数量级或更多。对于阿尔文速度相对较大的值，以及能够产生反质子和$γ$射线过剩的暗物质候选者，我们预计在AMS-02六年的数据中，湮灭将产生一些反氘事件和大约一个反氦事件。鉴于AMS-02协作组最近的报告描述了一些反氦候选事件的探测，这一点特别有趣。
2020-08-26 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Leptophilic-portal Dark Matter in the Light of AMS-02 positron excess
我们重新访问暗物质湮灭的解释，最近报道的AMS-02卫星实验的正电子过剩。为此，我们提出了一个粒子暗物质模型，考虑两个希格斯双重模型（2 HDM）扩展了一个额外的单重玻色子和一个单重费米子。额外的（轻）玻色子与2 HDM中固有的赝标量混合，而作为暗物质候选者的单线态费米子通过这个玻色子入口湮灭。通过选择轻子特定的2 HDM和合适的高值$\tanβ$，使暗物质候选者成为亲轻子的。我们确定的模型参数空间，解释μ子g-2异常，同时逃避实验的限制。在确定了单重态费米子作为暗物质候选者的可行性之后，我们计算了它湮灭为主要衰变为μ子的轻玻色子所产生的正电子过剩。通过对光介体引起的Sommerfeld效应的解释和适当的增强因子，我们发现我们提出的模型可以很好地解释AMS-02实验中的正电子分数过剩和正电子能谱数据.
2021-05-24 hep-ph
From Pamela to CDMS and Back
我们将CDMS合作组的最新结果作为一种暗示，即暗物质与核子的弹性散射截面在10^-7 pb附近。通过交叉对称性，这样的截面意味着暗物质湮灭为晕内的强子，导致反质子通量，如果包括一个大的助推因子来解释PAMELA过量的正电子分数，那么PAMELA合作的数据可能会限制反质子通量。作为一个例子，我们提出了一个模型无关的分析费米暗物质和研究的上界的升压因子使用PAMELA反质子通量。
2010-06-23 astro-ph.CO hep-ph
Late decaying 2-component dark matter scenario as an explanation of the AMS-02 positron excess
PAMELA和AMS-02实验测量的正电子通量长期存在的异常可能由暗物质（DM）湮灭来解释。这种情况通常需要一个大的“助推因子”，以符合热遗迹暗物质候选人通过冻结。然而，这样的解释是不赞成的约束，从宇宙微波背景辐射的观测能量沉积在重组的时代。我们讨论了一种称为晚期衰变双组分暗物质（LD 2DM）的方案，其中整个DM由两个半简并物种组成。在这个框架内，较重的物质在早期宇宙中作为热遗迹产生，并在宇宙学时间尺度上衰变为较轻的物质。因此，较轻的物种成为今天居住在宇宙中的DM。我们发现，通过这种非热机制产生的具有增强截面的较轻DM物种的湮灭可以解释所观察到的AMS-02正电子通量，同时避免CMB约束。观测到的DM遗迹密度也可以用简单的s波湮灭截面正确地再现。我们证明，该方案是安全的，从CMB的约束晚时间的能量沉积在宇宙的“黑暗时代”。有趣的是，结构形成的限制迫使我们考虑两个暗物质物种之间的小质量分裂。我们探索可能的宇宙学和粒子物理学的签名在一个玩具模型，实现这一场景。
2017-12-11 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
An evidence for indirect detection of dark matter from galaxy clusters in Fermi-LAT data
我们搜索费米-LAT伽马射线的光谱特征来自对应于18个最亮的附近星系团的信号线的站点积分的大小确定的区域。我们在光子能量为110 GeV和130 GeV时观察到了一个类似双峰的过剩，其总体统计显著性高达3.6σ，独立地证实了早先关于银河系中心同样过剩的说法。将这一结果解释为星系团晕中暗物质湮灭到两个单色光子通道的信号，并从银河系中心数据中固定湮灭截面，我们从数据中确定了由于暗物质亚晕引起的湮灭增强因子。我们的研究结果有助于区分暗物质湮灭的天体物理过程和系统的探测器效应作为可能的解释费米-LAT过剩。
2012-12-13 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ex
Testing New Physics Explanations of MiniBooNE Anomaly at Neutrino Scattering Experiments
最近有人提出了具有额外相互作用的重中微子来解释MiniBooNE过剩。这些方案往往依赖于边际助推粒子来解释多余的角谱，从而预测在更高能量的中微子-电子散射实验的大速率。我们放置新的约束这类模型的基础上中微子电子散射边带测量在MINER $ν$ A和CHARM-II。同时解释的角度和能量分布的MiniBooNE过剩的重中微子与轻介质严重限制了我们的分析。在一般情况下，高能中微子电子散射实验提供了强有力的限制解释的MiniBooNE观测涉及光介质。
2019-12-03 hep-ex hep-ph
An Effective Theory of Dirac Dark Matter
一个稳定的狄拉克费米子与四个费米子相互作用的轻子抑制的规模为λ ~ 1 TeV的显示，提供了一个可行的候选暗物质。热遗迹丰度符合宇宙学，而核反冲直接检测界限自动避免在没有（大）耦合夸克。早期宇宙的湮灭截面与我们银河系附近的湮灭是一样的。这使得狄拉克费米子暗物质自然地解释了PAMELA观测到的正电子比过剩，并给出了目前天体物理学的不确定性。我们使用Galprop程序的信号和背景的传播，我们详细讨论了传播参数，更重要的是，注入光谱所产生的不确定性。费米/GLAST有机会看到狄拉克费米子质量的伽马射线谱中的一个特征。ATIC/PPB-BETS观测到的过量也可以用重的狄拉克暗物质来解释。一个具有Dirac bino的超对称模型提供了一个可行的有效理论UV模型。轻子算符的优势，以及由此观测到的过量正电子而非反质子，自然可以用与方夸克相比，轻子的超荷大且质量低来解释。最小化升压因子意味着右手选择器是最轻的slepton，这是我们模型的特征。质量小于几百GeV的超电子（或超光子）是一个不可避免的结果，等待大型强子对撞机的发现。
2008-10-31 astro-ph hep-ph
Shedding light on the MiniBoone Excess with Searches at the LHC
本文提出利用LHC上W玻色子衰变产生的高能中微子研究可解释MiniBooNE超额的暗中微子模型，并展示Run 2及HL-LHC搜索对相关参数空间的独特探测能力。
2024-04-30 hep-ex hep-ph
Search for Boosted Dark Matter Interacting With Electrons in Super-Kamiokande
使用161.9千吨年的超级神冈IV数据搜索增强的暗物质。我们在大气中微子背景之上寻找过量的弹性散射电子，其可见能量在100 MeV和1 TeV之间，指向银河系中心或太阳。未观察到此类过量。计算了银河系中心和太阳周围多个角锥体中提升的暗物质事件率的极限。极限也计算了基线模型的增强暗物质产生的冷暗物质湮灭或衰变。
2018-05-31 hep-ex hep-ph
Two component dark matter
我们用一个简单的双组分暗物质模型（2DM）解释了PAMELA正电子过剩和PPB-BETS/ATIC e+ + e-数据。假设在早期宇宙中，暗物质扇区中的两种粒子处于热平衡状态。其中一种粒子是稳定的，就是现在的暗物质，而另一种粒子是亚稳定的，在宇宙年龄达到10^-8 s后就会衰变。在这个模型中，它很容易容纳大的助推因子所需的解释PAMELA正电子过剩，而不需要在当地的暗物质密度的大尖峰。我们提供了模型参数的约束条件，并对未来对撞机上可能出现的信号进行了评论。
2009-04-21 astro-ph hep-ph
Excess of EGRET Galactic Gamma Ray Data interpreted as Dark Matter Annihilation
扩散星系EGRET伽马射线数据显示，与传统的银河系模型的预期相比，超过1 GeV的能量明显过剩。在天空的各个方向都可以看到相同的光谱，正如暗物质（DM）湮灭所预期的那样。这一假设进行了详细研究。过剩的能谱被用来限制WIMP质量的50-100 GeV的范围内，而天空地图被用来确定晕结构，这是一致的三轴等温晕与额外的增强暗物质在光盘。后者与我们银河系周围距离为14千秒差距的恒星环密切相关，被认为起源于矮星系的潮汐破裂。它表明，这个环的DM与质量的$\approx 2\cdot 10^{11} M_\odot$的原因在旋转曲线的斜率在$R=1.1R_0$和大的局部表面密度的光盘的神秘变化。晕的总质量被确定为$3\cdot 10^{12} M_\odot$。一个尖点轮廓是绝对排除描述伽马射线数据。这些暗物质湮灭的信号与超对称性兼容，提升因子为20以上，与传统的银河系模型相比，具有超过$10σ$的统计显著性。后者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。
2004-08-19 astro-ph hep-ph
Energy peak: back to the Galactic Center GeV gamma-ray excess
我们提出了一种新的机制，使我们能够有一个连续的颠簸作为一个签名的伽马射线过量的间接探测实验中的暗物质（DM），假设一个通用的黑暗部门（至少）有两个DM候选人。在两个DM候选者之间的非零质量间隙的假设下，较重的DM候选者直接与较轻的DM候选者的伙伴通信。这样的伙伴然后衰变成一个较轻的DM粒子以及一个“类轴子”粒子（ALP）或暗“π”，随后通过一个以上的级联衰变过程衰变成一对光子。由于级联是由获得非平凡的固定提升因子的暗伙伴启动的，即使一个粒子直接衰变为两个光子，连续伽马射线能谱也会自然产生。我们将这一主要思想应用于银河系中心（GC）附近GeV γ射线的能谱，发现相关的观测数据与所提出的机制所预言的理论预期吻合得很好。值得注意的是，相关的能谱在ALP或暗π介子质量的一半处有一个鲁棒的峰，而不是流行的DM模型直接湮灭到标准模型粒子，其中能量峰的物理解释并不明显。我们的数据分析报告大幅改善拟合，相比那些湮灭DM模型，和~900 MeV的ALP或暗π介子的质量。
2016-02-24 hep-ph
Enhancement of the annihilation of dark matter in a radiative seesaw model
从中微子质量和冷暗物质的观点来看，具有惰性双重态的辐射跷跷板模型是有吸引力的。然而，如果我们将这个模型应用于解释PAMELA观测到的宇宙射线中的正电子过剩，则需要一个巨大的增强因子，尽管可以自动解释那里没有观测到反质子过剩。我们认为，该模型的扩展，以提高热平均湮灭截面，而不改变的中微子振荡和暗物质的遗迹丰度青睐的模型的功能。结果表明，该模型能较好地解释PAMELA和Fermi-LAT的实验数据。伽玛射线观测的约束进行了讨论。
2010-07-27 hep-ph
