Neutron Star Heating in Dark Matter Models for Muon g-2 with Scalar Lepton Partners up to the TeV Scale
我们研究了中子星的动力学加热由于暗物质散射的极小模型与标量轻子合作伙伴介导的相互作用，可以解释的异常磁矩的μ子。特别是，这种模型中的暗物质是一个热产生的马约拉纳费米子可以是非常难以检测在传统的搜索。我们证明，未来的红外观测的老中子星人口可以明确探测整个参数空间的这种情况。
2022-09-26 hep-ph
Dark Matter Heating vs. Rotochemical Heating in Old Neutron Stars
宇宙中的暗物质（DM）粒子通过与普通物质的相互作用在中子星（NS）中积累。已知它们在NS核内的湮灭导致晚期加热，由此，对于NS年龄$t \gtrsim 10^{6-7}$年，表面温度变为恒定值$T_s \simeq (2-3) \times 10^3$ K。然而，这一结论是基于NS在其整个生命周期中保持β平衡的假设得出的，这对于旋转的恒星是无效的。脉冲星自转的减慢使NS物质脱离β平衡，由此产生的化学势不平衡引起了后期加热，称为旋转化学加热。该效应可将NS加热至$T_s \simeq 10^6$ K达$t \simeq 10^{6-7}$年。事实上，最近的观测发现了几个旧的NS，其表面温度远高于标准冷却情景的预测，并与旋转化学加热相一致。出于这些观察结果，在这封信中，我们重新评估的意义DM加热NS，包括旋转化学加热的效果。然后，我们表明，DM加热的签名仍然可以检测到在老的普通恒星，而它是隐藏的老毫秒恒星的旋转化学加热。然而，为了证实DM加热的证据，有必要提高我们对核子配对能隙的认识，并准确地评估中微子的初始周期。在任何情况下，发现一个非常冷的NS可以给DM加热，从而DM模型的强大的约束。为了证明这一点，作为一个例子，我们还讨论了DM是电弱多重态的中性分量的情况下，并表明，观察NS与$T_s \lesssim 10^3$ K施加了严格的约束，这样的DM候选人。
2019-07-04 astro-ph.HE hep-ph
Warming Nuclear Pasta with Dark Matter: Kinetic and Annihilation Heating of Neutron Star Crusts
中子星是下一代暗物质绝佳的热侦测器，在其深引力阱中加速到相对论速度的暗物质的散射和湮灭会加热中子星。然而，中子星核心的动力学是不确定的，这使得目前很难明确计算该区域的暗物质散射。另一方面，中子星外层的物理学，地壳，更有力地理解。我们发现，仅与低密度地壳散射的暗物质仍然会将中子星动力学加热到未来望远镜可探测到的红外温度。我们发现，对于自旋无关和自旋相关的散射核子，地壳只有横截面的灵敏度是$10^{-43} - 10^{-41}$ ~cm $^2$的暗物质质量为100兆电子伏$-$ 1 PeV，与最好的灵敏度所产生的暗物质散射地壳成分称为核面食（包括gagelchi，意大利面条，和千层面阶段）。对于质量从10 eV到1 MeV的暗物质，灵敏度为$10^{-39} - 10^{-34}$ ~cm $^2$，它是由地壳内中子超流体中激发集体声子模引起的。此外，对于任何$s$波或$p$波湮灭暗物质，我们表明，暗物质将有效地湮灭热化只是与中子星地壳，无论是否暗物质曾经与中子星核心散射。这意味着任何具有高达200 MeV非弹性质量分裂的电弱相互作用暗物质，包括希格斯玻色子，都能在中子星中有效湮灭。我们的结论是，中子星壳在中子星的暗物质散射和湮灭中起着关键作用。
2020-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Dark Kinetic Heating of Neutron Stars and An Infrared Window On WIMPs, SIMPs, and Pure Higgsinos
我们确定了一个很大程度上独立于模型的暗物质与核子和电子的相互作用的签名。星系晕中的暗物质，在引力作用下加速到光速的一半以上，向中子星散射，并将动能储存到中子星中，将中子星加热到红外黑体温度。由此产生的辐射可能会被詹姆斯韦伯太空望远镜，三十米望远镜或欧洲极大望远镜探测到。这种机制也会产生星系核球中中子星的光辐射，以及星系中心附近的X射线辐射，因为这些区域的暗物质密度更大。对于GeV-PeV质量的暗物质，暗动力学加热最初会暴露任何自旋无关或自旋相关的暗物质-核子截面超过$2 \times 10^{-45}$ cm $^2$，在更多的望远镜曝光后，灵敏度会提高。对于轻于GeV的暗物质，由于泡利阻塞，截面灵敏度与暗物质质量成反比;对于重于PeV的暗物质，由于需要多个散射体来捕获，截面灵敏度与质量成线性比例。未来对暗区加热的中子星的观测可以确定暗物质是在中子星中湮灭还是仅仅动力学加热。由于在相对论性的核子散射中会发生高达几个GeV的非弹性态间跃迁，因此也可以发现像纯希格斯玻色子那样难以捉摸的非弹性暗物质。
2017-04-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Hawking heating of neutron stars by dark matter
暗物质在中子星中的捕获可能形成并蒸发黑洞，产生持续的热辐射，从而增强对暗物质-核子截面的探测灵敏度。
2025-11-24 astro-ph.HE hep-ph
Joule heating in the cooling of magnetized neutron stars
我们提出了强磁场（B \geq 10^{13} G）下中子星冷却的二维模拟。我们解决了轴对称的扩散方程，包括最先进的微观物理，控制冷却，如慢/快中微子过程，超流，以及可能的加热机制。我们研究了冷却曲线如何依赖于磁场强度和几何形状。特别注意讨论磁场衰减的影响。我们表明，焦耳热效应是非常大的，在某些情况下控制的热演化。我们描述了孤立中子星演化早期和晚期磁场诱导的温度各向异性。
2007-10-25 astro-ph hep-ph nucl-th
Heating up Neutron Stars with Inelastic Dark Matter
中子星可以提供对暗物质性质的新见解，因为这些致密的物体非常有效地捕获暗物质粒子。最近的研究表明，在暗物质捕获过程中的能量转移可以导致中子星明显的加热，这可能是用即将到来的红外望远镜观察到的。我们研究这种加热的背景下，非弹性的暗物质，在传统的核反冲为基础的直接检测实验的信号被高度抑制时，动量转移是小的相比，质量分裂之间的暗物质状态。中子星允许更大质量分裂的非弹性散射，因为暗物质粒子在下落过程中被加速到接近光速的速度。使用一个有效的运营商的费米子DM散射非弹性的方法，我们表明，一个非常冷的中子星的观测将导致非常严格的限制的相互作用强度，在大多数情况下，比任何现在，或未来，在地球上的直接检测实验强得多。这对于弹性散射和质量分裂高达$\sim 300 MeV$的非弹性散射都成立。
2018-09-12 hep-ph
Dark Kinetic Heating of Neutron Stars from Contact Interactions with Relativistic Targets
暗物质可以通过散射超相对论电子而捕获中子星。提出了一种计算致密天体中具有超相对论动量简并目标俘获率的方法。我们的处理帐户的目标动量和费米简并的系统。我们推导出与相对论目标散射的标度关系，并确认与非相对论极限和洛伦兹不变性的一致性。中子星动力学加热的潜在观测比传统的地面直接探测实验对暗物质-轻子相互作用有更大的发现范围。我们映射到一组玻色子和费米子之间的有效接触相互作用的暗物质和轻子以及核子。我们显示的结果为接触运营商的自旋0和自旋1/2暗物质与相对论以及非相对论标准模型费米子的相互作用，直到6维。在载体介导的相互作用的情况下，该程序的重点在附函中给出[1]。我们的方法可推广到任何退化介质中的暗物质散射，其中泡利不相容原理导致相对论性目标与散射的相空间受限。
2020-10-28 astro-ph.HE hep-ph
Investigating tidal heating in neutron stars via gravitational Raman scattering
本文结合世界线有效场论与恒星微扰理论，利用引力拉曼散射振幅计算中子星静态 Love 数和耗散数，并评估 LVK 频段潮汐加热对旋进波形的影响。
2024-12-06 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Asymmetric Cannibal Dark Matter: Constraints from Neutron Star
Indian Institute of Science Education and Research Berhampur（印度科学教育研究学院布尔汉普尔分校）
本文研究了非对称暗物质在中子星中的捕获与自相互作用，提出通过Z3对称性实现3→2的数变相互作用，导致暗物质在中子星核心的衰减并产生热信号，为未来红外望远镜提供可检测的热特征。
2026-04-15 astro-ph.CO hep-ph
Neutron Star Heating in Dark Matter Models for the Muon $g-2$ Discrepancy
观测到的μ子磁偶极矩值偏离了标准模型的预测，$4.2σ$，可以用与μ子耦合的弱相互作用大质量粒子（WIMPs）模型来解释。然而，在未来的大型强子对撞机实验和暗物质（DM）直接研究中，这些模型的参数空间仍有相当大的范围未被探索。在这项工作中，我们讨论了中子星（NS）的温度观测作为一个有前途的方式来探测这样的模型，WIMP被有效地捕获NS通过DM μ子或自旋相关的DM核子散射。被捕获的WIMP最终在恒星核心湮灭并加热NS。这种效应可以在旧的NS中观察到，因为它使NS表面温度最多保持在几千K，这远高于标准NS冷却理论对年龄超过$\sim 10^7$年的NS的预测值。我们考虑两类代表性的模型，其中DM夫妇或不耦合到希格斯场在树的水平，并表明，最大DM加热实现在这两种情况下。
2022-04-17 hep-ph
Multi-GeV neutrinos due to neutro anti-neutron oscillation in Gamma-Ray Burst Fireballs
长和短的伽马射线暴被认为分别是由大质量恒星的坍缩和致密双星的合并产生的。通过对伽马射线暴火球中中子反中子振荡的假设，我们证明了由于反中子与背景中子的湮灭，可以产生19-38 GeV的中微子和反中微子。这些中微子和反中微子将在5-10 GeV中微子之前产生，这是由于中子与火球其余部分的动力学解耦。对这些中微子的观测将使我们更清楚地了解伽玛射线暴祖先的性质，也是超越标准模型的物理学的一个独特特征。本文还讨论了未来探测这些中微子的可能途径。
2007-02-27 hep-ph
MeV-GeV emission from neutron-loaded short gamma-ray burst jets
最近对短伽马射线暴余辉发射的发现表明，中子星双星或黑洞-中子星双星合并可能是这些短暴的祖先。中子星物质的吸积和随后由中央引擎喷出意味着富含中子的外流。本文考虑了一个相对论性的富中子相对论性喷流短暴模型，研究了中子和质子相互解耦时的高能中微子和光子发射。我们发现，即将到来的中微子望远镜是不可能检测到50 GeV的中微子在这个模型中预期。对于z~0.1的爆发，我们发现GLAST和地面切伦科夫望远镜应该能够分别检测到100 MeV和100 GeV的光子信号，这可能有助于测试中子星合并的祖先识别。
2006-06-28 astro-ph hep-ph
Constraining dark matter self-interaction from kinetic heating in neutron stars
Indian Institute of Science Education and Research Berhampur（印度科学教育研究所伯汉普尔分校）；Jeonbuk National University（全北国立大学）
本文研究通过中子星动力学加热约束暗物质自相互作用，提出在光学薄极限下观测冷中子星可显著提高截面限制，比子弹星系团严格两个数量级。
2026-09-11 astro-ph.GA hep-ph
Simulation of neutron production in hadron-nucleus and nucleus-nucleus interactions in Geant4
通过研究ITEP [1]获得的能量范围从747 MeV到8.1 GeV的质子与各种核相互作用中中子产生的实验数据，我们发现慢中子谱具有标度和渐近性质[2]。在大于5 - 6 GeV/c的入射质子动量处，谱对碰撞能的依赖性很弱。这些特性在Geant 4 Fritiof（FTF）模型中得到了考虑。改进的FTF模型和Geant 4 Bertini模型一样，描述了1.2 GeV和1.6 GeV质子在靶（Fe，Pb）[3]上以及3.0 GeV质子在各种靶（Al，Fe，Pb）[4]上产生中子的实验数据。对于反质子-核相互作用中的中子产生，证明了FTF结果与LEAR合作组的实验数据令人满意地一致[5]。FTF模型给出了在射弹能量为1 - 2 GeV/核子的核-核相互作用中中子产生的有希望的结果[6]。所观察到的属性允许一个预测中子产额在核-核相互作用在高和非常高的能量。在JINR的NICA/MPD实验的预测。
2018-11-09 hep-ex hep-ph nucl-ex
5-10 GeV Neutrinos from Gamma-Ray Burst Fireballs
一个伽马射线暴火球除了质子外，很可能还含有中子的混合物，基本上在所有的起源场景中。在火球中不同流动的质子和中子之间的非弹性碰撞产生~10 GeV的μ子中微子（反中微子）和~5 GeV的电子中微子（反中微子），如果中子丰度与质子丰度相当，在千米立方体探测器中每年可以产生~7个事件。π-零衰变产生的~10 GeV光子和中子衰变产生的~100 MeV电子反中微子也会产生，但很难被探测到。来自中子衰变后的冲击的能量<1 MeV的光子产生特征信号，该特征信号可以与质子相关的MeV光子区分开。
2000-06-23 astro-ph hep-ex hep-ph
Dark Kinetic Heating of Exoplanets and Brown Dwarfs
本文提出在系外行星和褐矮星等低逃逸速度天体中，长程暗力可显著增强暗物质动力学加热，并利用WISE 0855-0714的观测数据约束暗区参数，展示了未来探测极低散射截面的潜力。
2025-07-07 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
2D Cooling of Magnetized Neutron Stars
背景：许多热发射孤立中子星的磁场大于10 ^13 G。应重新考虑包含高磁场的现实冷却模型。目的：研究各向异性温度分布和焦耳加热对磁化中子星冷却的影响。研究方法：二维热传导方程的各向异性的热导率张量，并包括所有相关的中微子发射过程求解的中子星内部和地壳的现实模型。结果如下：磁场的存在对中微子冷却早期和光子冷却晚期的热表面分布和冷却历史都有显著的影响。结论：焦耳加热对强磁化中子星的热演化有很大的影响。磁场和焦耳加热都在使磁星长时间保持温暖方面起着关键作用。此外，这种效应对中等场中子星是重要的，在射电宁静的孤立中子星或高磁场射电中子星中应加以考虑。
2008-04-17 astro-ph hep-ph nucl-th
Exploring dark sector parameters in light of neutron star temperatures
利用中子星作为暗物质探测器的研究近年来受到了广泛的关注，无论是由于暗物质湮灭引起的加热，还是在暗物质存在下的稳定性。在本工作中，我们研究了自旋- $1/2$费米$χ$在$U(1)_{X}$下荷电的暗扇区.在NS中通过DM湮灭可以产生$U(1)_{X}$规范群的质量规范玻色子$V$。产生的规范玻色子在离开NS之前可以衰变成标准模型（SM）粒子，尽管它与SM粒子的耦合很小。因此，我们进行了系统的研究$χ\barχ\to2V\to4{\rm SM}$作为一个新的加热机制，除了$χ\barχ\to2{\rm SM}$和动力学加热DM重子散射NS。还考虑了由$χV$散射引起的自陷效应。我们假设的一般框架，$V$和SM规范玻色子之间的动力学和质量混合项。这使得即使对于$m_V\ll m_Z$，$V$和SM费米子之间也存在矢量和轴矢量耦合。值得注意的是，当粒子相对论散射时，轴向矢量耦合的贡献不可忽略。我们指出，上述方法DM诱导NS加热尚未采用在最近的分析。还讨论了未来望远镜对NS表面温度的上述影响的探测能力。
2021-08-30 astro-ph.HE hep-ph
Old neutron stars as a new probe of relic neutrinos and sterile neutrino dark matter
本文提出利用老中子星与遗迹中微子或惰性中微子暗物质的相干散射导致的冷却或加热效应，作为新探针，可被JWST等望远镜观测，从而探测暗物质参数空间。
2025-03-26 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Atmospheric proton and neutron spectra at energies above 1 GeV
讨论了一种有效的数值方法来求解宇宙线核子在大气中的输运方程。结果表明，由于核子-核相互作用中的主谱的非幂律行为、总非弹性截面随能量的增长以及标度破坏，核子衰减长度具有强烈的能量和深度依赖性.数值结果与现有的实验数据进行了比较。
2001-06-01 astro-ph hep-ex hep-ph
Single Spin Asymmetries in Proton-Proton and Proton-Neutron Scattering at 820 GeV
的物理情况下，总结了高能自旋现象的调查，通过放置一个内部极化的目标到HERA的非极化质子束。讨论了光度和实验灵敏度。对不同终态下单自旋不对称性的物理范围的估计揭示了微扰QCD自旋扇区测试的物理潜力。
1995-01-11 hep-ph
Evidence for Narrow N*(1685) Resonance in Quasifree Compton Scattering on the Neutron
首次研究了$E_γ=0.75 - 1.5$ GeV能区中子的准自由康普顿散射。数据揭示了在$W\sim 1.685$ GeV处的窄峰。这一结果，被认为是与最近的证据在$W\sim 1.68$ GeV的$η$光生中子，表明存在一个新的核子共振与不寻常的属性：质量$M\sim 1.685$ GeV，窄宽度$Γ\leq 30$ MeV，和更强的光激发的中子比质子。
2011-02-21 hep-ex hep-ph nucl-ex
Capture of Leptophilic Dark Matter in Neutron Stars
如果暗物质粒子与核子或轻子发生散射作用，它们将被捕获在中子星中。这些碰撞将暗物质的动能传递给恒星，从而产生可观的热量，这可能被即将到来的红外望远镜观测到。虽然以前的工作只考虑了核子上的散射，但中子星含有少量的其他粒子种类，包括电子和μ子。我们进行了详细的分析，中子星的动力学加热的限制亲轻子暗物质。我们还估计了环诱导耦合夸克的大小，所产生的光子和Z玻色子的交换。尽管轻子的丰度相对较小，我们发现，对一颗古老、寒冷的中子星的观测将对暗物质与轻子的相互作用提供非常强的限制，最大的限制来自μ子的散射。预计的灵敏度是数量级更强大的比目前的暗物质-电子散射边界从地面直接探测实验。
2019-06-29 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Barionic Resonances with Positive Strangeness S=+1 in the System nK+ from the Reaction np -> npK+K- at the Momentum of Incident Neutrons Pn=5.20 Gev/c
本文研究了入射中子动量Pn=（5.20 +/-0.12）GeV/c时，反应np->npK+K-中nK+系统奇异共振态S=+1的产生和性质。在上述系统的有效质谱中发现了一些特殊性。它们的宽度与质量分辨率相当。对共振态的自旋进行了估计，构造了连接共振态质量及其自旋的转动带。
2006-11-24 hep-ex hep-lat hep-ph
The Search and Study of the Baryonic Resonances with the Strangeness S = +1 in the System of nK+ from the Reaction np -> npK+K- at the Momentum of Incident Neutrons Pn = (5.20+/-0.12)GeV/c
本文研究了入射中子动量Pn =（5.20+/-0.12）GeV/c时，反应np -> npK+K-中nK+体系奇异共振态S = +1的产生和性质。在上述系统的有效质谱中发现了一些特性。所有这些共振都具有很大的统计意义。它们的宽度与质量分辨率相当。对共振态的自旋进行了估计，构造了连接共振态质量及其自旋的转动带。
2004-10-15 hep-ex hep-lat hep-ph
Observation of a New J(PC)=1(+-) Isoscalar State in the Reaction Pi- Proton -> Omega Eta Neutron at 18 GeV/c
给出了在18 GeVc时π-质子相互作用中产生的Omega Eta终态的分波分析结果，其中Omega -> Pi+ Pi-Pi 0，Pi 0-> 2 γ，Eta -> 2 γ。我们观测到了之前未报道的衰变模式Omega（1650）-> Omega Eta和一个新的1（+-）介子态h1（1595），其质量M=1594（15）（+10）（-60）MeV/c^2，宽度Gamma=384（60）（+70）（-100）MeV/c^2。h1（1595）态相对于Omega（1650）呈现出类似共振的相位运动。
2000-10-30 hep-ph
A Higgs mass at 125 GeV calculated from neutron to proton decay in a u(3) Lie group Hamiltonian framework
我们在李群u（3）上重新解释的Kogut-Susskind哈密顿量的框架下研究了中子到质子的衰变。我们计算表达式的标量希格斯质量，电弱能量标度，矢量规范玻色子的质量，所有比较以及与观察到的或导出的值。我们唯一的特设输入的计算是经典的电子半径和弱混合角。我们的结果希格斯质量相对于电子质量只涉及数学常数和精细结构常数。它产生125.1 GeV的精细结构常数作为其滑动标度值之间的几何平均值分别在电子质量和W矢量玻色子质量，这两者都参与了中子衰变。顺便与中性味重子谱作了比较，并提出了中子与质子相对质量比的近似计算值0.13847%，与观测值0.137842%很接近。最后，我们提到费米耦合常数作为一个导出量。
2014-05-01 hep-ph
Thermalization and Annihilation of Dark Matter in Neutron Stars
本文研究了中子星中暗物质的热化与湮灭加热机制，证明即使暗物质未完全热化，也能在矢量相互作用下不到1年、标量相互作用下10^4年内达到捕获-湮灭平衡，从而实现最大湮灭加热。
2024-04-03 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Neutron-Proton High-Energy Charge Exchange Scattering
在有效强子模型中研究了能量范围为45.9 ~ 414.61GeV的高能质子-中子电荷交换散射反应。微分截面的主要特征，前向峰和在一个大的能量区域的标度行为，很好地再现。
2002-04-18 hep-ph
Bondi accretion of dark matter by neutron stars
本文用$M=1.4~M_{\odot}$和$R=10~{\rm km}$方法比较了正则中子星吸积暗物质粒子的两种不同机制，并说明了暗物质加热对恒星表面温度的影响。当暗物质密度大于$\sim3.81~\rm GeV/cm^3$时，我们应该考虑中子星对暗物质的Bondi吸积，而不是Kouvaris（2008）\citep{Kouvaris08}的吸积机制。基于Bondi吸积机制和暗物质湮灭加热，恒星表面温度平台可以在$\sim 10^{6.5}$年出现，并得到$3.81~\rm GeV/cm^3$的暗物质密度为$\sim 1.12\times10^5$ K，比Kouvaris（2008）的暗物质密度为$30~\rm GeV/cm^3$的情况高一个数量级。
2017-05-24 hep-ph
Consequences of neutron decay inside neutron stars
利用中子星作为实验场，探讨了中子可能衰变为暗物质的假设。研究发现，为了获得质量在观测值上端的恒星，暗物质必须经历相对较强的自相互作用。重子数和能量守恒要求恒星必须经历一定的加热，半径减小，导致在一段时间内旋转速度增加。
2022-08-11 hep-ph nucl-th
The study of the negative pion production in neutron-proton collisions at beam momenta below 1.8 GeV/c
利用质子与氘靶电荷交换散射产生的连续中子束，对反应np -> ppπ^{-}进行了详细的研究。基于分波逐事件的极大似然分析被应用于确定不同分波对π介子产生过程的贡献。对在同一能量范围内测量的np -> ppπ^{-}和pp -> ppπ^{0}数据的综合分析使我们能够确定动量范围从1.1到1.8 GeV/c的等震线分波（I=0）的贡献。等幅分波向（^1S_0）_{pp}π$通道的衰减提供了一个很好的工具，用于确定终态pp S波标量散射长度，其值为a_{pp} =-7.5 \pm 0.3 fm。
2009-06-10 hep-ph
