Strangelets and the TeV-PeV cosmic-ray anisotropies
几个实验（例如，Milagro和IceCube）已经报道了在TeV到PeV能量范围内银河宇宙射线到达方向分布中存在显著过量的区域。在这里，我们研究的可能性，这些热点是这些宇宙射线的特殊性质的表现，并在源附近的分子云的存在。我们提出，稳定的夸克物质块或所谓的“奇异”，可以在一个中子星过渡到一个更紧凑的天体物理对象的过程中发射。这些大质量粒子中的一小部分会在位于其源附近的分子云中通过散射或电子捕获而失去电荷，并直线传播而不会进一步衰减，因此引起云大小的各向异性。通过对中子星跃迁率、奇异子注入率和中性化率的合理假设，我们可以成功地再现观测到的热点特征及其在天空中的分布。
2013-03-05 astro-ph.HE
TeV cosmic ray electrons from millisecond pulsars
最近的γ射线观测表明，γ射线毫秒脉冲星（MSP）的人口分为两个子类的对多重。在这里，我们计算宇宙线电子/正电子谱从MSP。基于脉冲星风区电子能量均分的假设，计算出对重数为1阶的MSP发射电子/正电子的典型能量为\sim 50 TeV。在这种情况下，我们发现，在10 - 50 TeV的能量范围内的宇宙线电子/正电子谱将观察到一个大的峰值。即使对饥饿MSP的分数是10%，在未来的观察中也将检测到大峰。我们还计算了高对多重性的MSPs对电子/正电子谱的贡献。我们认为，如果主要MSP布居的多重数为\sim 10 ^3，那么来自它们的电子/正电子可能对观测到的背景电子/正电子通量和正电子分数的过剩有贡献。
2011-12-22 astro-ph.HE
Measurement of the Cosmic Ray electron plus positron spectrum from 20 GeV to 1 TeV with the Fermi Large Area Telescope
费米大面积望远镜是一个高灵敏度的伽马射线天文台，也是一个电子探测器，在300 GeV时的接受能力超过2平方米。基于伽马射线分析，我们已经开发出一种有效的电子检测策略，它提供了足够的背景抑制高达1 TeV的steeer-falling电子光谱的测量。我们的高精度数据表明，电子能谱的能量落在E^（-3.0）处，没有表现出明显的光谱特征
2009-07-02 astro-ph.HE
Magnetic fields and cosmic ray anisotropies at TeV energies
几个宇宙射线观测站提供了TeV-PeV能量的高精度天空图。数据显示，O（0.1%）赤字从北银河系的方向，峰值在10 TeV，然后与其他各向异性在较小的角尺度的能量一起演变。使用玻尔兹曼方程，我们推导出宇宙射线通量的表达式，适合大多数这些功能。各向异性取决于本地星际磁场B_{IS}，在我们附近的平均银河场B_{R}，并对占主导地位的宇宙射线源的分布。我们发现，沿B_{IS}的初始偶极子各向异性可以调制的变化，在全球宇宙线风，偶极子方向的变化将意味着一个给定的半径的相干B_{IS}。我们还表明，中小规模的各向异性可能会出现时，全天空各向异性发现作为磁透镜的湍流。
2014-12-20 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
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
Anomalous bremsstrahlung and the structure of cosmic ray electron-positron fluxes at the GeV-TeV energy range
本文揭示了在大气顶测量的初级宇宙射线正负电子能谱具有双重结构：在$400 GeV$周围有一个过剩分量$Φ^s_{e^+}(E)=Φ^s_{e^-}(E)$，它起源于强$e^+e^-$源和畸变的背景$Φ^0_{e^-}(E)$。我们认为AMS-CALET和Fermi-LAT-DAMPE数据之间的差异是由于在特定窗口处由于反常韧致辐射效应导致的通量能量损失造成的。反常韧致辐射作用下的光谱演化满足改进的电磁级联方程。这些谱都是参数化的，可以看作是探索新物理的课题。我们建议对Bethe-Heitler公式在高能电子和光子传输研究中的应用进行检查。
2020-05-01 astro-ph.HE
Angular Power Spectrum of TeV-PeV Cosmic Ray Anisotropies
本文使用与星际介质观测一致的湍流参数模拟了TeV至PeV宇宙线各向异性，计算其角功率谱，发现功率谱随能量变化且在大尺度处变平，结果与HAWC和IceCube测量吻合，并揭示了高能下偏离回转性的重要性。
2024-10-12 astro-ph.HE
Searches for Cosmic-Ray Electron Anisotropies with the Fermi Large Area Telescope
\textit{Fermi}卫星上的大面积望远镜（\textit{Fermi} -LAT）在运行的第一年中探测到160多万个能量超过60 GeV的宇宙射线电子/正电子。这些事件的到达方向进行了搜索的各向异性的角度尺度从$\sim$ 10 $^\circ$延伸到90 $^\circ$，并从60 GeV延伸到480 GeV的最小能量。使用两种独立的技术来搜索各向异性，均导致无效结果。各向异性程度的上限取决于分析的能量范围和各向异性的角度尺度。偶极各向异性的上限范围为$\sim0.5%$至$\sim10%$。
2011-01-10 astro-ph.HE
A local fading accelerator and the origin of TeV cosmic ray electrons
总宇宙射线电子谱（电子加正电子）在粒子能量为$\sim 1\rm~TeV$处出现一个断裂，并且没有任何衰减地延伸到$\rm \sim 20~ TeV $。同步加速器和逆康普顿能量损失强烈约束的年龄和距离的潜在来源的TeV和多TeV电子$\rm\approx 10^5~yr$和$\rm \approx 100-500~pc$，这取决于宇宙射线扩散系数的绝对值和能量依赖。这表明，只有几个，或只是一个附近的离散源可以解释所观察到的高能电子的光谱。另一方面，测得的正电子分数，在最初增加粒子能量，饱和在一个水平远低于0.5，并可能下降到$\sim 400-500$ GeV以上。这意味着TeV电子的本地来源不应该产生等量的正电子，排除了将脉冲星/脉冲星风作为高能轻子的主要来源的情况。在本文中，我们表明，一个单一的，本地的，和衰落的源可以自然地占整个宇宙射线电子在TeV域的频谱。即使这样的源的性质仍然不清楚，我们讨论已知的宇宙射线加速器，如超新星遗迹和恒星风冲击，这被认为是优先加速电子，而不是正电子。
2018-11-19 astro-ph.HE
Indication of nearby source signatures of cosmic rays from energy spectra and anisotropies
银河系宇宙射线（GCR）的起源在发现一个多世纪后仍然是一个谜。带电粒子在湍流的银河系磁场中的扩散传播使我们无法追溯到它们的加速点。然而，附近的GCR源可能会在本地测量的能量谱和到达方向的各向异性上留下印记。在这项工作中，我们提出了一个简单而自然的描述GCR的生产和传播，在一个两区盘晕扩散的情况下，与附近的源，了解最新的精确测量的能谱和各向异性的GCR。我们发现，在CREAM测量的质子和氦核的能谱以及各种实验检测到的大尺度各向异性中，都出现了一个共同的能量标度$\sim100$ TeV。这些结果表明，一个或多个本地源是非常有可能的重要贡献者GCR低于$100$ TeV。该研究为通过光谱和各向异性测量的联合努力来识别GCR源提供了一种探索。
2019-10-20 astro-ph.HE
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
Constraining the Diffusion Coefficient with HAWC TeV Gamma-Ray Observations of Two Nearby Pulsar Wind Nebulae
附近的电子/正电子加速器，主要是脉冲星风星云（PWNe），被认为是超过10 GeV的正电子过剩的潜在来源。HAWC天文台揭示了两个非常扩展的源，它们在空间上与附近的两个中年恒星重合：Geminga和PSR B 0656 +14，这表明超相对论电子/正电子在我们的后院加速。对这两种PWNe的形态学研究提供了在HAWC能量下扩散系数的约束。在这张海报中，我们将介绍这些PWNe的模型开发和形态学研究，以及最适合数据的衍生扩散系数。
2017-09-11 astro-ph.HE
TeV halos and the role of pulsar wind nebulae as sources of cosmic ray positrons
本研究基于HAWC对Geminga PWN的探测，计算证实脉冲星周围20-50 pc内存在受抑制的扩散，推断电子对能谱约束，并探讨TeV晕对质子加速及脉冲星物理的意义。
2023-05-13 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
On the Positron Fraction and Cosmic-Ray Propagation Models
PAMELA和其他实验观察到的正电子分数高达~ 100 GeV的宇宙射线传播的模型进行了分析。它表明，一般情况下，我们预计的正电子分数达到~ 0.6，在几个TeV的能量，它的能量依赖关系承担着密切的，但微妙的联系，在宇宙射线的硼碳比。观测到的正电子分数可以用一个模型来拟合，该模型假设在~ 10 GeV以下的硼中有相当一部分是通过围绕源的茧状区域中的宇宙射线核的散射产生的，而能量高于几个GeV的正电子几乎完全是通过一般星际介质中的宇宙射线相互作用产生的。这样的模型与宇宙射线各向异性的界限和其他观测结果是一致的。
2010-09-07 astro-ph.HE
How Pulsars Shine II: TeV emission
本文通过Vela脉冲星的20 TeV辐射发现，证实了脉冲星辐射的亚里士多德电动力学图像，即脉冲星主要通过光柱面附近的坡印廷通量碰撞湮灭产生GeV曲率辐射，而超相对论性电子/正电子通过逆康普顿散射产生TeV辐射。
2023-10-20 astro-ph.HE
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
Origin of the break in the cosmic-ray electron plus positron spectrum at ~ 1 TeV
本研究利用DAMPE与H.E.S.S数据检验1 TeV附近电子加正电子能谱拐折的成因，发现其最可能源于超新星遗迹的拐折幂律电子源谱，并约束了谱指数、拐折能量和注入能量。
2024-10-29 astro-ph.HE
Precision measurement of the (e$^+$ + e$^-$) flux in primary cosmic rays from 0.5 GeV to 1 TeV with the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station
我们提出了一个精确的测量的组合电子加正电子通量从0.5 GeV到1 TeV，阿尔法磁谱仪在国际空间站上运行的头30个月收集的数据分析的基础上。AMS-02探测器的统计特性和高分辨率提供了对通量的精确测量。流动是平滑的，揭示了新的和独特的信息。在30.2 GeV以上，电子+正电子的组合通量可以用单一的幂律精确描述。
2017-01-09 astro-ph.HE
Towards a Measurement of the $e^+e^-$ Flux above 1 TeV with HAWC
高海拔水切伦科夫（HAWC）天文台记录了宇宙射线和伽马射线以约20 kHz的速率产生的空气簇射。虽然HAWC观察到的事件是99.9%的强子宇宙射线，这种背景可以强烈抑制使用拓扑削减，优先选择电磁空气簇射。利用HAWC的这种能力，我们可以创建一个由伽马射线和宇宙电子和正电子主导的空气簇射样本。HAWC是为数不多的能够测量1 TeV以上的电子和正电子初级粒子产生的阵雨的观测站之一，每天可以从三分之二的天空记录这些阵雨。我们描述的灵敏度HAWC轻子宇宙射线，并讨论了组合$e^+e^-$通量的测量和可能的方法，正电子和电子电荷分离的HAWC探测器的前景。
2015-08-18 astro-ph.HE
Explaining TeV Cosmic-Ray Anisotropies with Non-Diffusive Cosmic-Ray Propagation
约束在地球上观测到的宇宙射线数据的行为需要精确了解宇宙射线如何在星际介质中传播。星际介质不是均匀的;虽然湍流磁场在大尺度上占主导地位，但磁场的小相干区域存在于与附近星系中的粒子传播相关的尺度上。通过一个相干场的引导传播是显着不同的随机粒子扩散，可以解释在所观察到的宇宙射线的空间各向异性。我们提出了一个Monte Carlo程序来模拟宇宙粒子在真实的磁场结构中的传播。我们讨论的模型的细节，以及一些初步的研究表明，相干磁结构是重要的影响，在当地的宇宙射线传播，增加超过两个数量级的宇宙射线的通量在各向异性的位置在天空中。相干磁结构引起的特征可能是观测到的TeV宇宙线各向异性的原因。
2016-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Measurement of the cosmic electron plus positron spectrum with the MAGIC telescopes
能量在TeV范围内的宇宙电子通过同步辐射和逆康普顿过程迅速失去能量，导致相对较短的寿命（~ 10^5年）。它们只能从相对较近的来源（<1千秒差距）看到。在几百GeV的光谱中，有一些意想不到的特征，正如几个实验所测量的那样（ATIC，Fermi和H.E.S.S.其中），可能是由局部源（例如暗物质）或由暗物质湮灭/衰变引起的。为了研究这些可能性，需要在TeV能量区域进行新的测量。由于立体声系统的完成，MAGIC切伦科夫实验足够灵敏，可以测量几百GeV到几TeV之间的宇宙电子通量。通过蒙特卡罗模拟，电子信号必须从强子宇宙射线的压倒性背景中提取。在这里，我们提出的第一个结果的宇宙电子光谱测量与魔术望远镜。
2011-10-18 astro-ph.HE
Energy Spectrum of Cosmic-ray Electron and Positron from 10 GeV to 3 TeV Observed with the Calorimetric Electron Telescope on the International Space Station
宇宙射线电子+正电子谱的第一个结果，从10 GeV到3 TeV，是基于2015年10月开始在国际空间站上的CALET仪器的观测结果。分析中包括近50万个电子+正电子事件。CALET是一种全量热仪器，其总垂直厚度为30 $X_0$，具有良好的成像能力，旨在实现大的质子排斥和良好的能量分辨率，并进入TeV能量区域。在30 GeV以上，观测到的能谱符合单次幂律，谱指数为-3.152 $\pm$ 0.016（stat.系统）。在100 GeV以上观测到的可能结构需要进一步的调查，增加统计和完善的数据分析。
2017-12-05 astro-ph.HE
An Interpretation of the Cosmic Ray $e^+\, +\, e^-$ Spectrum from 10 GeV to 3 TeV Measured by CALET on the ISS
CALET的$e^+\, +\, e^-$谱高达3 TeV和AMS-02的正电子谱高达500 GeV的联合解释进行，并对结果进行了讨论。为了参数化背景电子通量，我们假设一个平滑破碎的幂律谱与指数截止的电子和适合这个参数化的测量，无论是脉冲星或3体衰变的费米子暗物质作为额外的电子-正电子对源负责的正电子过剩。我们发现，根据背景的参数，暗物质衰变和脉冲星模型可以解释组合测量。虽然暗物质衰变的情况是由费米-LAT $γ$射线测量的约束，我们表明，三体衰变的800 GeV的暗物质可以兼容的$γ$射线通量测量。我们基于五年数据采集的模拟数据，讨论了CALET从一般脉冲星源场景中辨别衰变暗物质模型的能力。
2018-10-22 astro-ph.HE
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
Discriminating Local Sources of High-Energy Cosmic Electrons and Positrons by Current and Future Anisotropy Measurements
Fermi-LAT在七年的数据中没有检测到宇宙射线（CR）电子和正电子（$e^-+e^+$）的明显各向异性，这是迄今为止对$e^-+e^+$各向异性的最强限制。HERD作为下一代CR天文台，有望比Fermi-LAT具有更好的各向异性探测能力。在本文中，我们讨论了几个模型，旨在解释AMS-02数据的各向异性测量的现在和未来。我们发现，费米-LAT的上限不赞成船帆座SNR作为亚TeV的主要来源，而其他情况下，保持安全的约束下的费米-LAT预计将区分彼此HERD。然后，我们讨论了显着的TeV光谱特征的可能性，并测试相应的各向异性。我们找到了TeV模型具有突出的谱特征同时又能避免Fermi-LAT约束的条件。此外，HERD的预期性能是足够敏感的，以检测所有这些TeV模型的各向异性，甚至对于一个无特征的TeV频谱的情况下。因此，HERD可能在宇宙电子和正电子起源的研究中起着至关重要的作用。
2018-07-24 astro-ph.HE hep-ph
CALET's Sensitivity to Dark Matter Annihilation in the Galactic Halo
CALET（量热电子望远镜）于2015年8月安装在国际空间站上，直接测量电子+正电子宇宙射线通量高达20 TeV。它的质子排斥能力为1：10^5，孔径为1200 cm ^2 sr，即使在远高于1 TeV的情况下也能提供良好的统计数据，同时还具有2%的能量分辨率，这使它能够探测光谱中的精细结构。这种结构可能起源于暗物质湮灭或衰变，使得间接暗物质搜索成为CALET的主要科学目标之一，例如识别附近超新星遗迹的特征，研究重核光谱和伽马天文学。AMS-02关于正电子分数和总电子+正电子通量的最新结果可以用参数化拟合，包括单个脉冲星作为具有指数截止的额外幂律源，其发射等量的电子和正电子。正电子过剩的单脉冲星的情况下外推到TeV区域和预期的CALET数据，这种情况下进行了模拟。在此基础上，计算了CALET对星系晕中暗物质湮灭的敏感性。结果表明，CALET可以显着改善的限制相比，目前的数据，特别是对于那些暗物质候选人，具有大部分的湮灭直接进入电子+正电子，如LKP（Lixuria卡鲁扎-克莱因粒子）。
2015-10-12 astro-ph.HE
Pulsars in a Bubble? Following Electron Diffusion in the Galaxy with TeV Gamma Rays
TeV晕是TeV γ射线辐射在中年恒星周围的扩展区域，最近被确定为γ射线天文学中的一类新的源。这些晕圈被归因于相对论电子和正电子离开了靠近脉冲星的加速区，并在周围介质中扩散。测量TeV Halos的形态首次能够在数十秒差距的尺度上直接测量电子扩散。有迹象表明，相对论性粒子的存在影响了恒星周围环境中的扩散速率。了解电子扩散是必要的，以限制在几十GeV的宇宙射线正电子的明显的“过剩”的起源。TeV Halos也可以用来寻找未对准的脉冲星，以及研究银河系脉冲星群的某些特性。未来的VHE伽马射线仪器将探测到更多的TeV晕，并确定这些晕对观测到的宇宙射线电子和正电子通量有多大贡献，以及它们如何影响环境中的扩散。
2019-03-18 astro-ph.HE
Cosmic-ray electron+positron spectrum from 7 GeV to 2 TeV with the Fermi Large Area Telescope
我们提出了一个测量的宇宙射线电子+正电子光谱之间的7 GeV和2 TeV的费米大面积望远镜收集了近七年的数据进行。我们发现，频谱是很好的配合，在约50 GeV的断裂能量的破幂律。在50 GeV以上，能谱可用一个谱指数为$3.07 \pm 0.02 \; (\text{stat+syst}) \pm 0.04 \; (\text{energy measurement})$的单一幂律来描述。在95\% CL下排除低于1.8 TeV的指数截止值。
2017-04-24 astro-ph.HE
Cosmic ray transport and anisotropies
我们发现，在~10 TeV的大尺度宇宙线各向异性可以解释由一个修改后的康普顿-得到的旧超新星遗迹的磁化流场的效果。这种方法提出了一个最佳的能量尺度检测的各向异性。两个关键的假设是，传播是基于湍流遵循柯尔莫哥洛夫定律和宇宙射线的相互作用是由运输通过恒星风的爆炸恒星。一个预测是，由于速度场的不完全采样，在较低能量处的振幅较小，并且由于拖尾，在较大能量处的振幅也较小。
2012-06-05 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
Comment on AMS02 results support the secondary origin of cosmic ray positrons
我们提出了一个简单的计算的次级正电子的流量在ISM中产生的是只基于先验。我们计算的ISM通量与用GALPROP程序计算的结果吻合得很好。它证实了由初级宇宙射线在ISM中产生的次级正电子不能解释观测到的CR正电子的亚TeV通量。此外，我们表明，一旦源和ISM中的正电子的能量损失被包括在内，二次生产内的CR源加上ISM解释测量的近地宇宙线正电子通量。
2015-06-17 astro-ph.HE
On the Gamma-Ray Nebula of Vela Pulsar. I. Very Slow Diffusion of Energetic Electrons within the TeV Nebula
脉冲星风星云（PWNe）中的高能粒子输运在解释多波长观测所揭示的特征方面起着至关重要的作用。本文将Vela X PWN中的TeV γ射线发射电子近似为由于SNR反向激波与PWN相互作用而形成茧时的脉冲注入。通过解析求解扩散损失方程，我们同时再现了宽带光谱能量分布和表面亮度轮廓。TeV电子和正电子的扩散系数受TeV星云的光谱和空间性质的约束，因而被确定为：对于10，TeV电子和正电子，为$1 \times 10^{26}$，cm $^{2}$，s $^{-1}$.这个系数比星际介质低三个数量级以上，这与最近从HAWC对与Geminga脉冲星相关的TeV星云的观测中获得的约束一致。这些结果表明，高能量粒子的缓慢扩散可能是常见的PWNe。
2019-07-03 astro-ph.HE
Small-scale anisotropies of cosmic rays from relative diffusion
多TeV宇宙射线的到达方向在小角尺度上表现出明显的各向异性。有人认为，这种小尺度结构反映了局部的，湍流磁场在全球偶极子各向异性的存在下，宇宙射线的扩散所确定的。这种效应类似于宇宙微波背景温度涨落的弱引力透镜效应。我们发现，在这个设置中的非平凡的功率谱可以与相对扩散的属性，我们研究的收敛角功率谱的稳态作为回溯时间的函数。我们还确定了稳态解的分析方法的基础上修改的BGK的anasterian。对小尺度各向异性的产生进行严格的数学处理，将有助于通过宇宙射线各向异性揭示局部磁场的结构。
2015-11-30 astro-ph.HE
Convection Anisotropies of Cosmic Rays in Highly Magnetized Plasma
本文将宇宙线湍流对流模型扩展至各向异性扩散，发现统计各向同性被打破但角功率谱形状保持不变，可用 Kolmogorov 定律解释 TeV 宇宙线小尺度各向异性。
2025-06-25 astro-ph.HE
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
Self-Generated Cosmic-Ray Confinement in TeV Halos: Implications for TeV Gamma-Ray Emission and the Positron Excess
最近的观测发现，年轻和中年恒星周围有TeV的伽马射线辐射。与典型的星际介质相比，这些“TeV晕”的形态需要宇宙射线扩散被局部抑制约100-1000倍。目前没有模型解释这种抑制。我们发现，宇宙射线自约束可以显着抑制扩散附近的恒星。陡峭的宇宙线梯度产生阿尔芬波，共振散射相同的宇宙线人口，抑制扩散在约20 pc的恒星小于100 kyr。在这个模型中，TeV晕演化经历了两个阶段，一个是阿尔芬波共振产生的生长阶段，宇宙射线扩散越来越受到抑制，另一个是随后的弛豫阶段，扩散系数恢复到标准的星际值。有趣的是，在TeV晕演化的早期，宇宙射线并没有受到强烈的限制，这使得相当大一部分注入的e+e-逃逸。如果这些e+e-也从周围的超新星遗迹中逸出，它们将为PAMELA和AMS-02观察到的正电子过剩提供自然的解释。最近产生的TeV宇宙射线被限制在TeV晕中，与HAWC和H.E.S.S.的观测结果相匹配。虽然我们的默认模型弛豫太快，无法解释TeV宇宙射线在成熟星系（如Geminga）周围的约束，但利用Kraichnan湍流谱的模型的弛豫要慢得多。因此，观测成熟恒星周围的TeV晕可能会为我们理解星际湍流提供一个探索。
2018-09-26 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Dark Matter Particle Explorer observations of high-energy cosmic ray electrons plus positrons and their physical implications
暗物质粒子探测器（DAMPE）是一个星载高能粒子和$γ$射线探测器，致力于间接探测粒子暗物质和研究高能天体物理。最近发表了25 GeV ~ 4.6TeV宇宙线正负电子能谱的首次精确测量结果。DAMPE光谱揭示了在$0.9$ TeV附近的有趣的光谱软化和在$1.4$ TeV附近的试探性峰值。这些结果引发了广泛的讨论。介绍了DAMPE的探测器、数据分析和初步结果。特别是，DAMPE数据的物理解释进行审查。
2018-07-31 astro-ph.HE hep-ph
Monte Carlo Study of Electron and Positron Cosmic-Ray Propagation with the CALET Spectrum
利用CALET测量的具有特征结构的电子和正电子能谱，计算了随机诞生的超新星遗迹逃逸的宇宙射线的通量贡献。我们采用蒙特卡罗方法来考虑附近源的出生的随机性。我们发现，没有一个复杂的能量依赖的扩散系数，简单的幂律扩散系数可以产生光谱类似的CALET光谱，即使在注射指数的分散。用AMS-02测量的正电子分量与CALET光谱中300 GeV左右的凸点结构一致。在2- 4 TeV的CALET通量中，一到三颗附近的超新星可以贡献百分之几十的通量，十颗或更多未知的遥远（$\gtrsim 500$ pc）超新星则占其余百分之几十的通量。CALET谱在$\sim 1$ TeV处显示出急剧下降，这是$\sim 400$ kyr前发生的一次非常事件中宇宙射线的贡献。这类事件释放出的电子/正电子的总能量是通常超新星平均能量的10倍以上，其发生率低于通常超新星发生率的$1/300$。
2021-11-18 astro-ph.HE
Direct Measurement of the Spectral Structure of Cosmic-Ray Electrons+Positrons in the TeV Region with CALET on the International Space Station
CALET基于7年数据测量10.6 GeV至7.5 TeV宇宙射线电子+正电子谱，发现约1 TeV处谱指数从-3.15转至-3.91的尖锐断裂，并探讨了邻近源的贡献。
2023-11-14 astro-ph.HE
Gamma rays, electrons and positrons up to 3 TeV with the Fermi Gamma-ray Space Telescope
费米伽马射线太空望远镜（英语：Fermi Gamma-ray Space Telescope），原名伽马射线大面积太空望远镜（Gamma-ray Large Area Space Telescope，GLAST），于2008年6月11日发射升空。它的主要仪器是大面积望远镜（LAT），可探测20 MeV至300 GeV以上的伽马射线。它是一台成对转换望远镜，有16个相同的塔（跟踪器和热量计），覆盖着反符合探测器以拒绝带电粒子。量热计是CsI（Tl）晶体的速观阵列，排列在8个交替的正交层中，具有8.6辐射长度的总厚度。在本文中，我们将介绍LAT的性能，特别注意量热计，它提供了一个很好的能量测量高达3 TeV。我们还将审查其运行4年后的一些科学成果，重点是延伸到极高能量的测量，如河外漫发射光谱、宇宙电子光谱和正电子分数。
2012-10-09 astro-ph.HE astro-ph.IM
Electron-beam interaction with emission-line clouds in blazars
内容：从吸积中的黑洞的磁层真空间隙逃逸的电子-正电子束与周围气体云的复合线光子相互作用。逆康普顿散射和随后的电子对产生启动不饱和的电磁级联，表现出特征的光谱能量分布。目的：通过模拟束流电子（正电子）与氢和氦复合线光子的相互作用，我们试图描述在耀变体喷流的宽发射线区域中束流驱动级联的光谱特征。研究方法：采用包含逃逸项的电子（正电子）和光子耦合动力学方程，数值计算得到了它们的稳态分布和逃逸光子谱。结果：我们发现，级联发射所产生的光束相互作用，可以产生一个狭窄的光谱特征，在TeV的能量。在blazar Mrk 501的光谱中，在能量为$\approx$ 3 TeV的$\approx\,4\,σ$置信水平上，发现了这种间歇性特征的迹象，这在标准的喷流激波方案中是无法解释的。结论：用束相互作用模型解释间歇性3 TeV碰撞的能量要求是合理的：需要导致携带$\approx$ 0.1% Blandford-Znajek光度的多TeV束电子（正电子）的间隙放电，这些电子与来自气体云的重新处理$\approx$ 1%类似吸积光度的复合线光子相互作用。
2021-01-29 astro-ph.HE
Inverse Compton gamma-rays from Galactic dark matter annihilation: Anisotropy signatures
来自湮灭暗物质的高能电子和正电子可以通过星际辐射场的逆康普顿散射在漫射伽马射线通量上留下独特的角各向异性。我们开发了一个数值计算工具，可以计算在光滑的主晕和质量低至10^（-6）M_sun的子结构晕中产生的电子和正电子的γ射线辐射。我们发现，逆康普顿散射的角功率谱是指数抑制的角度尺度下的电子和正电子的扩散长度确定。我们还发现，总流量和角功率谱的形状敏感地依赖于银河系中的暗晕的空间分布。最后，从光滑的主机晕组件的伽玛射线平均强度的贡献是可以忽略不计的小subhalos相比。
2011-02-09 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
White Dwarf Pulsars as Possible Cosmic Ray Electron-Positron Factories
我们认为白矮星（WD）双星可以与中子星（NS）双星竞争产生PAMELA、ATIC/PPB-BETS、Fermi和HESS实验观测到的宇宙线电子/正电子过剩。合并的两个WD导致一个快速旋转WD的旋转能量可比NS的情况下。出生率也是相似的，为宇宙射线电子/正电子提供了正确的能量预算。应用NS理论，我们认为WD双光子晶体原则上可以产生高达10 TeV的电子/正电子。与NS模型相反，电子/正电子的绝热和辐射能量损失可以忽略不计，因为它们的注入在脉冲星风星云膨胀后继续进行，因此观察到的1%的WD被磁化就足够了。长时间的活动也增加了附近源的数量，这减少了通量的泊松波动。在10 GeV - 1 TeV的观测能量范围内，WD双星可以支配快速冷却的电子/正电子，甚至超过NS双星，为暗物质信号提供背景，为未来的AMS-02、CALET和CTA实验提供良好的目标。
2010-12-01 astro-ph.HE hep-ph
Small-Scale Anisotropies of Cosmic Rays from Turbulent Flow
本文在经典对流-扩散框架下证明宇宙线角功率谱直接反映星际湍流，并用柯尔莫哥洛夫谱指数和对流速度弥散近似解释了 IceCube 与 HAWC 在 TeV 能段观测到的小尺度各向异性。
2024-02-26 astro-ph.HE
Cosmic-ray positrons from millisecond pulsars
费米大面积望远镜对伽玛射线毫秒脉冲星光变曲线的观测表明，它们的磁层中有大量的电子对产生，而不仅仅是年轻的脉冲星。这种成对级联可能是银河系电子和正电子的主要来源，有助于观察到的~10 GeV以上正电子通量的增强。费米还发现了许多新的毫秒双星，影响了银河系的恒星星族模型。我们研究了银河系毫秒双星对地球宇宙线电子和正电子通量的贡献。我们的人口合成代码预测的源属性，目前的毫秒星系。我们模拟他们的对光谱调用偏移偶极子磁场。我们还考虑了正电子和电子已被进一步加速到几个TeV的能量的黑寡妇和红背系统中的强intrabinary冲击。由于毫秒双星没有被脉冲星风星云或超新星壳包围，我们假设它们可以自由逃逸，只在星系际介质中发生损失。我们计算的传输对光谱在地球上，通过银河系的扩散和能量损失。预测的粒子通量增加的磁极帽的非零偏移。来自毫秒磁星磁层的对级联对AMS-02、PAMELA和费米测量的轻子通量只有几十GeV左右的贡献，之后这个分量就切断了。然而，黑寡妇和红背的贡献可能在几十TeV时达到百分之几十的水平，这取决于模型参数。
2015-06-03 astro-ph.HE
Anisotropies of different mass compositions of cosmic rays
宇宙线核在$\sim 200$ GV以上的光谱硬化和10 T附近的软化、PeV附近的全粒子谱的拐点以及100 TeV附近大尺度各向异性的振幅和相位的变化，表明了银河系宇宙射线起源和输运的复杂性。已经表明，附近的源（S）是最有可能的光谱和各向异性的这种光谱特征的原因。在这项工作中，我们研究了不同质量组成（或质量群）的宇宙射线在这个邻近源模型中的各向异性特征。我们表明，即使来自附近源分量的光谱特征与来自例如，远源的总体，各向异性特征更显着被识别。通过DAMPE和HERD等空间实验以及LHAASO等地面实验对宇宙射线的每种质量成分（组）的各向异性进行测量，预计不久的将来将能够对这一设想进行严格检验。
2019-12-12 astro-ph.HE
On the Unusually Large Spatial Extent of the TeV nebula HESS J1825-137: Implication from the Energy-Dependent Morphology
高能立体系统（HESS）对最大的脉冲星风星云HESS J1825-137的深入观测揭示了增强的能量依赖形态，为星云中的粒子传输机制提供了有用的信息。我们发现，依赖于能量的形态是一致的扩散为主的电子/正电子的运输。它为异常大的空间范围（即，$\gtrsim 100$ pc），这可以归因于从致密的plerion逃逸的电子/正电子的扩散。在扩散主导的情况下，研究了各种模型参数对星云能量依赖程度的影响。我们还表明，星云的能量依赖的形态也可以用来研究自旋的脉冲星的历史。
2020-03-28 astro-ph.HE
The Anisotropies and Origins of Ultrahigh Energy Cosmic Rays
冰立方每年探测到超过10万个能量在GeV到PeV之间的中微子。其中，我们已经分离出了高能宇宙中微子流。我将讨论仪器，数据的分析，宇宙中微子发现的意义，以及最近的多信使观测一个耀斑TeV耀变体与冰立方中微子警报IC 170922巧合。
2018-10-04 astro-ph.HE hep-ph
Comic ray flux anisotropies caused by astrospheres
巨大的天体球或恒星风气泡影响能量高达TeV范围的宇宙射线的传播，并可以作为小规模的汇，减少宇宙射线通量。我们通过将半径为10\，pc的球体嵌入半径为1\，kpc的球体中来模拟这样的汇（在2D中）。宇宙线通量的计算是通过向后随机微分方程从一个观察者，这是位于$r_{0}$，到外边界。事实证明，这种小规模的下沉可以影响观测者所在位置的宇宙射线通量的几个千分之一（即几个0.1%），这是在IceCube，Milagro和其他大面积望远镜的观测范围内。
2016-07-18 astro-ph.HE
New Constraints on the Highest-Energy Cosmic-Ray Electrons and Positrons
在能量超过几TeV时，还没有宇宙射线电子谱的测量。通过考虑由地面阵列所看到的电子和伽马射线引起的空气簇射的相似性，我们使用已公布的各向同性伽马射线通量的限制来对>10 TeV的电子谱进行第一次约束。我们证明，由于接近已知的来源，这些电子（和正电子）的通量可以很大。我们展示了这些如何顺利连接到PAMELA测量的低能正电子，并与费米令人兴奋的新迹象有关。
2009-12-02 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Constraining the magnetic field in the TeV halo of Geminga with X-ray Observation
最近，高海拔水切伦科夫（HAWC）合作报告了在Geminga脉冲星周围发现TeV晕。TeV辐射被认为是脉冲星注入的电子/正电子从宇宙微波背景光子的逆康普顿散射。与此同时，这些电子不可避免地会通过同步辐射辐射出X射线光子，从而对TeV晕中的磁场提供有用的约束。本文分析了XMM-Newton和Chandra的观测数据，得到了Geminga脉冲星周围$600''$区的扩散X射线通量的上限，该上限为$\lesssim 10^{-14}\rm erg\,cm^{-2}s^{-1}$量级。通过对X射线和TeV观测结果的数值建模，假设注入的电子/正电子各向同性扩散，我们发现TeV晕内的磁场需要为$<1μ$ G，其明显弱于典型的磁场。在星际介质中。弱的磁场加上小的扩散系数从HAWC的观察推断，粒子扩散的玻姆极限可能已经达到TeV晕。我们还讨论了弱X射线发射的替代可能性，如强子起源的TeV发射或特定的磁场拓扑结构，其中弱磁场和一个非常小的扩散系数可能会被避免。
2019-04-25 astro-ph.HE
