Supernova bounds on axion-like particles coupled with nucleons and electrons
我们调查的潜力II型超新星（SNe）约束轴子样粒子（ALPs）同时耦合到核子和电子。耦合到核子的ALP可以通过核子-核子韧致辐射在SN核心中有效地产生，并且对于宽范围的参数，使SN不受阻碍，产生大的ALP通量。对于超过1 MeV的质量，这些ALP会衰变成电子-正电子对，产生正电子通量。在银河系SNe的情况下，产生的正电子与银河系中存在的电子的湮灭将有助于511 keV的湮灭线。使用SPI（积分光谱仪）观察这条线，使我们能够排除广泛的轴子-电子耦合，$10^{-19} \lesssim g_{ae} \lesssim 10^{-11}$，为$g_{ap}\sim 10^{-9}$。此外，来自河外SNe的ALP衰变成电子-正电子对将对宇宙X射线背景产生贡献。在这种情况下，我们将ALP-电子耦合限制为$g_{ae} \sim 10^{-20}$。
2021-08-17 astro-ph.HE hep-ph
How Plasma Composition affects the relativistic flows and the emergent spectra
最近的研究表明，与重子含量有限的流体相比，跨音速正负电子流体是相对论性最小的流体。我们在广义相对论（GR）中计算这些流的光谱，包括光弯曲的影响。我们考虑韧致辐射过程提供种子光子。我们选择在平流区域的吸积，并为简单起见，径向吸积或邦迪型吸积。我们发现，电子正电子吸积流产生最软的光谱和最低的光度。
2013-10-01 astro-ph.HE
Absorption of Gamma-Ray Photons in a Vacuum Neutron Star Magnetosphere: I. Electron-Positron Pair Production
本文研究了真空中子星磁层在低（与Schwinger磁层相比）和高磁场下电子-正电子对的产生。考虑了强纵向电场的情况，其中产生的电子和正电子在短时间内获得稳定的洛伦兹因子。计算了正负电子对的来源，并考虑了曲率和同步辐射光子对的产生。同步辐射光子在弱磁场中对电子对的产生率有很大的贡献。同时，韧致辐射光子的贡献可以忽略。由于电子和正电子加速时间的有限性而导致的时间延迟的存在导致与零时间延迟的情况相比电子-正电子等离子体产生速率的极大降低。构造了正负电子对的有效局域源。它可用于描述中子星磁层吸收宇宙γ射线背景光子后级联发展的流体动力学方程。
2011-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Gamma-ray signatures of annihilation to charged leptons in dark matter substructure
由于它们的高浓度和小的内部速度，银河系的暗晕至少可以和光滑的暗晕一样重要，因为它们可以解释通过暗物质湮灭产生的GeV正电子过剩。在展示了如何在各种情况下，包括在索末菲模型中实现这一点后，我们证明，在这种情况下，由子结构中产生的电子和正电子产生的扩散逆康普顿发射导致接近费米所看到的各向同性GeV伽马射线背景水平的近各向同性信号。此外，我们表明，HESS宇宙射线电子测量可以用来约束多TeV的内部韧致辐射γ射线所产生的湮灭带电轻子。
2010-08-12 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Multimessenger search for electrophilic feebly interacting particles from supernovae
本研究通过多信使分析，利用超新星产生的MeV尺度弱相互作用粒子衰变注入的轻子对光子与宇宙射线的影响，模型无关地约束了此类粒子与电子的相互作用。
2024-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
High energy resolution GeV gamma ray detector
我们利用BESS极磁体设计了一个基于正负电子对测量的GeV γ射线探测器，并使用GEANT 4模拟程序进行了研究。我们考虑一个额外的计数器来选择一个电子-正电子对的能量损失由轫致辐射是小于100兆电子伏对AMS。我们得到了一个显着较低的探测器效率为3%。然而，在10-100 GeV的能量分辨率优于1%，通过采用一个参数，使我们能够获得一个线的灵敏度，几乎是indetical的GLAST任务。良好的能量分辨率使得获得中性伴子暗物质湮灭线的三维图成为可能。
2010-10-06 astro-ph.HE
The Filling of Neutron Star Magnetospheres with Plasma: Dynamics of the Motion of Electrons and Positrons
本文研究了带电粒子在具有强表面磁场（B>10^（12）G）的旋转中子星真空磁层中的运动。落入磁层或在磁层中产生的电子和正电子被无力表面EB=0捕获。利用Dirac Lorentz方程，我们研究了粒子在无力面附近的捕获和随后的运动动力学。远离无力面的粒子能量由加速电场力的功率和曲率辐射强度之间的平衡决定。当被捕获时，粒子沿着磁场线进行绝热振荡，同时沿着无力面运动。我们已经找到了振荡参数和捕获粒子的轨迹。我们计算了粒子的特征俘获时间和能量损失，通过这两个韧致辐射和曲率光子的发射。粒子的捕获被示出为导致在无作用力表面附近积累的带电等离子体层的厚度的单调增加。估算了真空磁层充满等离子体所需的时间。
2009-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Appearance of a Radio-Pulsar Magnetosphere from a Vacuum with a Strong Magnetic Field. Accumulation of Particles
考虑了表面磁场为B~ 10 ^12 G的中子星真空磁层中电子和正电子的积累。结果表明，磁层中产生的粒子或从外部落入磁层的粒子经历频率为10-100 MHz的超相对论振荡。这些振荡由于曲率辐射和韧致辐射的能量损失而衰减，其频率达到1-10 GHz。同时，粒子沿无力表面沿闭合轨迹进行规则运动。这导致粒子在无力表面的逐渐积累，并形成完全电荷分离的等离子体层，其密度为Goldreich-Julian密度的量级。由于吸收高能宇宙伽马射线，磁层中存在一个恒定的电子-正电子对源，导致这一层的生长，如果电子-正电子倍增系数足够高，就会使脉冲星磁层迅速充满电子-正电子等离子体。
2010-12-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pair Plasma in Super-QED Magnetic Fields and the Hard X-ray/Optical Emission of Magnetars
本文计算了在超强磁场存在下，跨相对论对等离子体发射的光子谱，发现它与静止磁星的硬X射线谱有着显著的相似之处。这种发射是由对湮灭，与弱磁化对等离子体相比，显示出类似于韧致辐射的扩展低频尾部。在$10α_{\rm em}^{-1}B_{\rm Q} \gg B \gg B_{\rm Q}$体系中，电子-正电子湮灭/散射截面、双光子对产生截面和光子-$e^\pm$散射截面均采用我们早期的从头算QED计算结果。仔细注意的$u$通道散射共振。磁层弧锚定在强烈的地壳剪切区，延伸到磁星半径的两倍左右，被确定为持久的硬X射线发射的网站。我们推导出一个新的和稳定的磁层电路的配置，与高等离子体密度维持欧姆加热和原位对创建。对来源于非本地的光子碰撞在弱电流区，如极冠。湮灭韧致辐射延伸到光学红外波段，等离子体截止的位置。磁星的上层大气经历了强电流驱动的离子声湍流的增长，这可能会限制正电子的扩散。相干光红外辐射的约束附近所观察到的通量诱导散射。这个模型适应快速X射线增亮的激活磁星，集中的热热点，和次优势的热X射线发射的一些活动磁星。电流注入归因于连续磁性编织，如Thompson，Yang和Ortiz的全局屈服计算中所见。
2020-10-05 astro-ph.HE
Photonuclear Reactions in Lightning Discovered from Detection of Positrons and Neutrons
闪电和雷云是地球上最引人注目的自然粒子加速器。相对论性电子被其中的电场加速，发射出韧致辐射伽马射线，这些伽马射线已经在地面观测中被机载探测器探测到，并且作为来自太空的地面伽马射线闪光（TGF）被探测到。伽马射线的能量足够高，可能引发大气光核反应14 N（gamma，n）13 N，这将通过产生的不稳定放射性同位素，特别是13 N的β +衰变产生中子和最终的正电子。然而，迄今为止尚未报告该反应的明确观察证据。在这里，我们报告的第一个探测到的中子和正电子信号的闪电与地面观测。在2017年2月6日的日本雷暴期间，我们在距离闪电0.5-1.7公里的监测点检测到类似TGF的强烈闪电（1毫秒内）。随后的初始爆发以40-60 ms的指数衰减常数迅速消退，随后是约0.511兆电子伏（MeV）的延长线发射，持续一分钟。所观察到的衰变时间尺度和光谱截止在约10兆电子伏的初始发射很好地解释与去激发γ射线从中子俘获激发的核。延长线发射的中心能量对应于电子正电子湮没，因此是闪电后产生正电子的决定性指示。我们对中子和正电子的探测是自然闪电引发光核反应的明确证据。地球上没有其他已知的自然事件引发光核反应。这一发现使闪电成为地球上第二个已知的自然通道，仅次于大气宇宙射线相互作用，其中产生同位素，如13 C，14 C和15 N。
2017-11-21 astro-ph.HE physics.ao-ph
Pressure from dark matter annihilation and the rotation curve of spiral galaxies
螺旋星系的旋转曲线是冷暗物质范式的基本预测之一，在过去的几十年里，它们在最里面区域的形状一直是激烈争论的焦点。目前的工作表明，暗物质湮灭成电子-正电子对可能会影响所观察到的旋转曲线的显着金额。我们采用了一种与模型无关的方法，即所有的电子和正电子都以相同的初始能量E_0 ~ m_dm*c^2注入，注入能量范围从1 MeV到1 TeV，注入速率受INTEGRAL、Fermi和HESS数据的约束。相对论性电子-正电子气体的压强是通过求解扩散损失方程，考虑逆康普顿散射、同步辐射、库仑碰撞、韧致辐射和电离来确定的。对于代表银河系的气体密度和磁场的值，如果E_0 < 1 GeV，估计压力梯度足够强以平衡中心部分的重力。确切的数值多少取决于天体物理参数，并且随着暗物质密度分布的斜率而显著变化。对于很陡的斜率，正如绝热收缩所预期的那样，旋涡星系的自转曲线在大多数E_0值下将受到~kpc尺度的影响。通过将预测的自转曲线与矮星系和低表面亮度星系的观测结果进行比较，我们发现，在某些情况下，来自暗物质湮灭的压力可能会改善理论与观测的一致性，但它也对模型参数施加了严格的限制（最值得注意的是，晕密度剖面的内斜率，以及质量和暗物质粒子湮灭成电子-正电子对的横截面）。
2011-01-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Neutrino Quantum Kinetics in Compact Objects
本研究针对核坍缩超新星与中子星并合中的中微子输运问题，提出将现有中微子相互作用率扩展为量子动力学方程源项的方法，首次自洽纳入多种碰撞项开展模拟，分析了不同区域的味退相干主导过程，并提出可有效预测退相干率的退相干不透明度。
2024-09-12 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
The Physics of the FIR-Radio Correlation: I. Calorimetry, Conspiracy, and Implications
恒星形成星系的远红外（FIR）和射电光度在恒星形成率的很宽范围内是线性相关的，从像银河系这样的正常螺旋到最强烈的恒星爆发。使用宇宙射线（CR）的注入，冷却和逃逸的恒星形成星系的单区模型，我们试图重现所观察到的FIR无线电相关在其整个跨度。我们表明，~2%的动能从超新星爆炸必须进入初级CR电子和10 - 20%必须进入初级CR质子。在致密的星暴星系中，次级电子和正电子可能与初级电子相当，或者占主导地位。我们讨论了我们的模型的影响，星暴的磁场强度，由费米星暴的可探测性，和宇宙射线反馈。总的来说，我们的模型表明，CR质子和电子都从低表面密度星系中逃逸，但在逃离密集的星暴之前失去了大部分能量。FIR-Radio相关性是由星暴中CR电子的有效冷却（量热法）和几个因素的阴谋组合造成的。对于较低的表面密度星系，减少的无线电辐射所造成的CR逃逸是平衡的减少FIR辐射所造成的低有效的UV尘埃不透明度。在星暴中，韧致辐射、电离和逆康普顿冷却会减少射电辐射，但它们会被次级电子/正电子和降低的临界同步加速器频率抵消，这两者都会增加射电辐射。我们的结论适用于我们的基准模型的广泛变化。
2010-06-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cosmic Rays and Magnetic Fields in the Core and Halo of the Starburst M82: Implications for Galactic Wind Physics
宇宙射线（CR）和磁场在驱动快速恒星形成星系的大规模星系外流方面可能具有重要的动力学意义。我们使用CR传播程序GALPROP构造了局域星暴和超风星系M82的二维轴对称模型。使用规定的气体密度和磁场分布，风廓线，CR注入率，和恒星辐射场，我们同时适合集成的伽马射线发射和空间分辨的多频无线电发射沿M82的短轴延伸。我们探讨由此产生的气体密度，磁场强度，CR能量密度，和假设的CR平流剖面上的约束。与早期的单区研究一致，我们一般发现低中心CR压力，强次级电子/正电子生产，以及相对论性韧致辐射损失在形成同步辐射光谱中的重要作用。我们发现，相对较低的中央CR密度产生的CR压力梯度是弱的重力相比，强烈限制的作用，CRs在驱动M82的快速和质量加载的星系外流。我们的模型需要强磁场和平流速度的顺序~1000公里/秒的千秒差距尺度沿短轴，以再现扩展的无线电发射。退化之间的控制物理参数的模型和警告，这些研究结果进行了讨论。
2019-08-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
