Constraints on Unparticle Interactions from Invisible Decays of Z, Quarkonia and Neutrinos
非粒子（$\U$）与粒子的相互作用较弱。非粒子的直接信号将以丢失能量的形式出现。我们利用$Z$、矢量夸克偶素$V$和中微子的完全不可见衰变模研究了非粒子相互作用的约束。非粒子相互作用尺度$Λ_\U$的约束条件对非粒子的维数$d_\U$非常敏感。从不可见的$Z$和$V$衰变中，我们发现对于矢量$\U$，当$d_\U$接近1时，非粒子尺度$Λ_\U$可以大于$10^4$ TeV，而对于$d_\U$在2附近时，尺度可以小于1 TeV。从看不见的中微子衰变中，我们发现如果$d_\U$接近3/2，尺度可以超过普朗克质量，但如果$d_\U$接近2，尺度可以低至几百GeV。我们还研究了用$V (Z)\to γ+ \U$来约束非粒子相互作用的可能性，发现目前的数据给出的约束很弱。
2007-10-29 hep-ex hep-ph
In Search of an Invisible $Z^\prime$
我们考虑扩展标准模型的异常免费和可能的味道非通用$U(1)_X$规范对称性，其破缺给出了一个$Z^\prime$玻色子，不影响电弱精密可观测量在树水平或通过1-loop重整化群（RG）运行。如果它不与电子耦合，那么这样的$Z^\prime$玻色子对于像FCC-ee或CEPC这样的电弱精密机器来说基本上是不可见的（直到我们量化的小的有限单圈匹配贡献）。我们发现，虽然这类$Z^\prime$模型也可以逃避夸克味违反的测试，异常取消的约束意味着价夸克，μ子和τ都在$U(1)_X$下收费，与上夸克收费必须大。结论成立，即使一个增加了三个右手中微子的SM，试图吸收异常。这意味着这样的$Z^\prime$玻色子不能同时隐藏在TeV尺度以下，躲避LHC的$pp \to \ell\ell$ Drell-Yan测量，即使我们考虑轻子荷在数字上非常小的深奥模型，我们也不能逃避LHC的双喷射搜索。对于夸克和轻子的公平荷，$pp\to\ell\ell$已经排除了这样一个$Z^\prime$高达$M/g \gtrsim$ 10 TeV，预计在高亮度LHC结束时达到20 TeV。双喷射边界目前约为5 TeV，而在HL-LHC中可以实现高达10 TeV的灵敏度。因此，我们发现一个很好的互补性之间的FCC-ee和HL-LHC在覆盖所有的异常自由$Z^\prime$玻色子高达几个TeV。
2025-02-18 hep-ph
Looking for an Invisible Higgs Signal at the LHC
虽然最近在大型强子对撞机上发现的类希格斯玻色子是朝着发现{ \it complete}标准模型（SM）迈出的极其重要和令人鼓舞的一步，但目前关于这种状态的信息并不排除超越标准模型（BSM）物理的可能性。事实上，目前的数据仍然可以容纳合理的值的分支分数的希格斯粒子到一个通道与“看不见的”衰变产物，这样的通道也是很好的理论动机。在这项研究中，我们重新审视的可能性检测希格斯粒子在这个看不见的通道的两个选择的大型强子对撞机的能量，8和14 TeV，两个生产渠道;矢量玻色子融合（VBF）和相关的生产（$ZH$）。在后一种情况下，我们考虑$Z$玻色子衰变为一对轻子以及一对$b \bar b$。对于VBF通道的灵敏度被发现是超过$5 σ$在这两个能量高达不可见的分支比${\cal B}r_{invis} \sim 0.80$，与光度$\sim 20/30 {\rm fb}^{-1}$。灵敏度进一步扩展到$300 {\rm fb}^{-1}$在14 TeV时的${\cal B}r_{invis} \sim 0.25$值。然而，达到轻子末态的$ZH$模式更温和，约$3.5 σ$的计划光度在8 TeV，达到$8 σ$仅为14 TeV的$50 {\rm fb}^{-1}$。尽管与双轻子情况相比，$Z$进入$b \bar b$通道的分支比要大得多，但前一个通道可以提供高达${\cal B}r_{invis…
2013-07-15 hep-ex hep-ph
Invisible decays of ultra-high energy neutrinos
伽马射线暴（GRB）被认为是超高能宇宙射线的来源，伴随着中微子望远镜可能探测到的中微子。最近，IceCube已经设定了一个远低于理论预期的中微子通量上限。我们调查是否预期和观察之间的不匹配可以是由于中微子衰变。我们证明了中微子衰变假说的唯象一致性和理论可行性。一个潜在的含义是可观测的majoron发射无中微子双β衰变。
2013-11-20 astro-ph.HE hep-ph
Hadronic-Origin TeV gamma-Rays and Ultra-High Energy Cosmic Rays from Centaurus A
半人马座A（Cen A）是最近的射电活动星系核，可以从射电到极高能量的伽马射线中探测到。其核谱能量分布（SED）呈现双峰特征，轻子同步加速器+同步加速器自康普顿模型很好地解释了这一现象。然而，该模型不能解释观察到的TeV范围内的高能光子，其显示出不同的分量。在这里，我们表明，~ TeV的光子可以很好地解释为中性π衰变产物的费米加速的高能质子在喷流与种子光子周围的第二个SED峰在~170 keV的p-γ相互作用。将推测的质子谱外推到高能，我们发现这一模型与皮埃尔俄歇天文台从Cen A方向探测到的2个超高能宇宙线事件相一致。我们还估计了GeV的中微子流量从同一过程中，并发现它是太微弱，目前的高能中微子探测器检测。
2012-01-19 astro-ph.HE hep-ph
TeV gamma rays from blazars beyond z=1?
在TeV能量下，宇宙的伽马射线视界仅限于红移z<<1，因此，任何来自z=1以外的源的TeV辐射的观测都需要修改标准范式。虽然目前还缺乏红移z>1的TeV源的强有力的观测证据，但红移z~0.5的TeV耀变体的数量越来越多，这表明标准耀变体模型可能必须重新考虑。我们表明，TeV的伽马射线可以观察到，即使从源在z>1，如果所观察到的伽马射线是二次光子产生的高能质子的相互作用，从耀变体喷流和传播宇宙学距离几乎直线。这种机制最初被认为是从红移z~0.2的耀变体观测到的TeV伽马射线的一种可能的解释，而其他一些解释也是可能的。对于从z>1的耀变体中探测到的TeV伽马射线辐射，这个模型将提供与传统物理学一致的唯一可行的解释。它还将产生深远的天文学和宇宙学影响。特别是，这种解释意味着沿着视线的河外磁场非常弱，在0.01 < fG < 10 fG的范围内，假设随机场的相关长度为1 Mpc，并且在活动星系核喷流中E> 0.1 EeV的质子加速可能非常有效。
2013-02-21 astro-ph.HE hep-ph
Role of line-of-sight cosmic ray interactions in forming the spectra of distant blazars in TeV gamma rays and high-energy neutrinos
活动星系核（AGN）可以产生伽马射线和宇宙射线。观测到的来自遥远耀变体的高能伽马射线信号可能主要是由宇宙射线质子与背景光子相互作用沿视线产生的次级伽马射线。这解释了在遥远的耀变体中观测到的令人惊讶的低衰减，因为平均而言，次级伽马射线的产生距离地球比距离源的距离近得多。因此，在TeV范围内观察到的光谱不依赖于固有的伽马射线光谱，而它取决于宇宙射线源的输出。我们将这一假设应用于一些来源，在每种情况下，我们都获得了很好的拟合，加强了对所观察到的光谱的解释，这是由于二次伽马射线。我们探讨了这种解释的限制银河系外的背景光和活动星系核中的宇宙射线的生产的后果。我们还对中微子信号进行了预测，这有助于探测活动星系核中宇宙射线的加速。
2011-02-15 astro-ph.HE hep-ph
Prospects on the search for invisible Higgs decays in the ZH channel at the LHC and HL-LHC: A Snowmass White Paper
我们展示了在大型强子对撞机（LHC）和高亮度LHC（HL-LHC）上寻找希格斯玻色子的不可见衰变的前景。这种搜索是在与Z玻色子结合产生的希格斯玻色子玻色子上进行的。我们预计，在95%置信水平下，在sqrt（s）=14 TeV时，可以排除17-22%（6-14%）的分支比和300 fb ^{-1}（3000 fb^{-1}）的数据。该范围表示对系统不确定性控制的不同假设。解释与希格斯门暗物质模型也被认为是。
2014-12-16 hep-ex hep-ph
Ultrahigh Energy Cosmic Rays and Prompt TeV Gamma Rays from Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）被认为是能量高达$\gsim10^{20}\ev$的超高能宇宙线（UHECR）事件的一类{ \it可能}源。在伽玛射线暴源内加速的最高能量质子的同步辐射应产生高达TeV能量的伽马射线。在这里，我们简要地讨论了从在即将到来的ICECUBE μ子探测器在南极的伽玛暴中的质子同步辐射源的提示TeV γ射线的可探测性的角度对伽玛暴的能量学的影响。
2003-05-12 astro-ph hep-ph
Energetic $γ$-rays from TeV scale dark matter annihilation resummed
TeV尺度暗物质粒子$χ^0$的湮灭截面与电弱电荷到光子的影响，由于大的量子修正的Sudakov模型和索末菲效应。采用纯Wino模型，在电弱微扰展开的全阶求和下，计算了$χ^0χ^0\to γ+X$在最大光子能量$E_γ= m_χ$附近的半包含光子能谱，其精度达到NLL.这导致在最精确的理论预测的湮灭率的$γ$射线望远镜的光子能量分辨率的参数顺序$m_W^2/m_χ$的光子与TeV的能量。
2020-12-16 astro-ph.HE hep-ph
General neutrino interactions with sterile neutrinos in light of coherent neutrino-nucleus scattering and meson invisible decays
本文研究了在有效场论中，由CEνNS过程和介子不可见衰变得到的类属中微子与无菌中微子相互作用的电流边界。首先用介于电弱标度和手征对称性破缺标度之间的低能有效场论（LNEFT）描述了夸克与左手SM中微子和/或右手中微子的相互作用.我们完成了独立的运营商的基础上，包括轻子数守恒（LNC）和轻子数违反（LNV）运营商涉及右手中微子的LNEFT到6维。我们从相干观测中平移了LNEFT Wilson系数的界，并计算了轻介子不可见衰变的分支分数。LNEFT上的界限，然后映射到SM有效场论与无菌中微子（SMNEFT），以限制新的物理以上的电弱标度。我们发现，介子不可见衰变可以为两个（一个）活动中微子的夸克-中微子相互作用中的τ中微子味分量和s夸克分量以及没有任何活动中微子场的有效算符提供唯一灵敏的探针。CEνNS过程对所有其他威尔逊系数都有最严格的限制。在假定SMNEFT中每次只存在一个主导Wilson系数和可忽略的无菌中微子质量的情况下，新物理标度的最严格极限是LNEFT中相应偶极算符的2.7 - 10 TeV和LNEFT中中微子-夸克算符的0.5 - 1.5 TeV。
2020-07-28 hep-ex hep-ph
Photon-photon dispersion of TeV gamma rays and its role for photon-ALP conversion
TeV伽马射线的传播可以通过B场诱导的类轴子粒子（ALP）转换来强烈修改。我们表明，在这样高的能量，光子色散主要是由背景光子-光子色散是实际相关的唯一的例子。我们确定的折射率为所有的能量，并发现，对于固定的能量密度，背景光子对生产阈值以下占主导地位。当E < 1000 TeV时，宇宙微波背景单独提供的“有效光子质量”为（m_gamma）^2 = -（1.01 neV * E/TeV）^2。河外背景光是次要的，但在星系或源区域的本地辐射场提供显着的贡献。光子-光子色散小到足以使光子-ALP振荡的典型场景不受影响，但大到足以逐个担心它。
2017-05-08 astro-ph.HE hep-ph
Cosmic Rays and New Physics at the TeV: the Neutrino-Nucleon Cross Section
超高能中微子可以用来探索TeV量级的物理。本文研究了TeV量级的基本尺度和额外维模型中的中微子-核子截面。特别地，我们讨论了这些模型中弦共振的产生和引力相互作用（多引力子交换和微观黑洞的产生）。我们表明，新的TeV物理可以在水平的空气淋浴和中微子望远镜观测到的信号。
2002-10-09 hep-ph
Prompt TeV Emission from Cosmic Rays Accelerated by Gamma Ray Bursts Interacting with Surrounding Stellar Wind
在长时间伽马射线暴的内部冲击波中被加速的质子可以通过转换成中子而作为宇宙射线逃离火球。这些中子在恒星风气泡内的强子相互作用将通过中性介子衰变和风磁场中带电π介子衰变电子的同步辐射产生TeV伽马射线。这种伽马射线应该可以通过目前运行和即将到来的地面探测器从附近的伽马射线暴中观测到。
2008-11-24 astro-ph hep-ph
TeV Solar Gamma Rays From Cosmic-Ray Interactions
由于宇宙射线与太阳物质和光子相互作用，太阳是GeV伽马射线的明亮来源。基本过程的关键方面仍然是个谜。在TeV范围内的发射，既没有观测也没有理论研究，可以提供关键的线索。新的实验HAWC（运行）和LHAASO（计划）可以以前所未有的灵敏度观察太阳。在本文中，我们预测非常高的能量（高达1000 TeV）的伽马射线通量从太阳盘和晕，由于宇宙射线强子和电子（$e^++e^-$），分别。我们忽略太阳磁场的影响，这是有效的TeV的能量，在较低的能量，这给出了一个理论上的磁盘流量的下限和理论上的晕通量的上限。我们表明，太阳晕伽马射线通量允许的$\sim 5$ -70 TeV宇宙射线电子谱的第一次测试。此外，我们表明，HAWC可以立即作出更强的测试与宇宙射线电子的非定向观测。这些伽马射线和电子研究将共同提供有关宇宙射线局部密度及其与太阳及其磁环境相互作用的新见解。这些研究也将成为测试新物理学的重要投入，包括暗物质。
2017-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Ultra-High Energy Cosmic Rays and the GeV-TeV Diffuse Gamma-Ray Flux
超高能宇宙射线质子在天体物理物体中加速后，在宇宙微波和红外背景中传播时会产生次级电磁级联。我们表明，这样的级联可以贡献~1%和~50%的GeV-TeV的扩散光子通量测量的EGRET实验。GLAST卫星应该有很好的机会发现这种通量。
2007-04-19 astro-ph hep-ph
Invisible $K_L$ decays in the SM extensions
在标准模型（SM）中，$K_L \to ν\barν$衰变为两个中微子的分支比被螺旋性抑制，并预测为非常小的$ \leq O(10^{-17})$。我们考虑了SM的两种自然扩展，如双Higgs双重态模型（2HDM）和带有单重态标量的$ν$ MSM，它们的主要特点是可以得到增强的$Br(K_L \to invisible)$ .在2HDM中，中微子质量的小是由于第二个希格斯二重态真空期望值的小。此外，在$ν$ MSM中加入单重场可以解释$(g - 2)$ μ子异常.所考虑的模型表明，$K_L \to invisible $衰变是一个干净的探针远高于100 TeV的新的物理尺度，这是罕见的$K \to π+invisible$衰变的补充，并提供了一个强大的动机，其灵敏的搜索在不久的将来的低能实验。
2016-02-10 hep-ex hep-ph
Distributions of secondary muons at sea level from cosmic gamma rays below 10 TeV
本文用FLUKA蒙特卡罗程序计算了起源于初级宇宙γ射线并到达海平面的μ子的分布。主要结果是由垂直伽马射线产生的μ子的角分布，这对于预测利用μ子来推断伽马射线原色的性质的任何仪器的固有角分辨率是必要的。此外，各种物理效应进行了讨论，影响这些分布在不同的比例。
2001-04-26 astro-ph hep-ph
TeV Gamma Rays From Galactic Center Pulsars
HAWC和Milagro望远镜对附近的Geminga和B 0656 +14的测量显示，这些物体周围存在明亮的TeV发射晕。如果银河系中心附近的年轻和中年恒星将其能量的相似部分转化为TeV光子，那么这些来源可能会主导HESS和其他地面望远镜从银河系最里面的$\sim$ $10^2$秒差距观测到的辐射。特别是，这两个光谱的形状和角度范围的排放是一致的TeV晕人口的Escherosar，虽然报告的相关性，这种排放与分子气体的分布表明，扩散强子过程也必须作出贡献。这种辐射的总通量要求银河系中心附近每百万年约有100-1000颗中子星的诞生率，这与最近的估计非常一致。
2017-12-11 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
TeV String Theories, Mini Black Holes and Trans-GZK Cosmic Rays
我们回顾了中微子原色引起trans-GZK宇宙线相互作用的提议。原色引起弦的激发，并产生广泛的空气簇射（EAS），类似于原子核引起的EAS。我们还表明，在"低尺度“弦模型（特征能量约70 TeV）的激发弦和迷你黑洞图片是等价的。
2005-01-30 hep-ph
On the PeV knee of cosmic rays spectrum and TeV cutoff of electron spectrum
宇宙射线（CR）的光谱，特别是其特征，可能包含着天体粒子和基础物理的重要信息。认识到$4$ PeV CR膝和电子的TeV破缺具有几乎相同的洛伦兹因子，即$γ\sim 10^6$，我们提出CR核和电子都经历与未知轻粒子$\rm X$的阈值相互作用，广泛分布在扩散晕中。只有当CR的洛伦兹因子大于$10^6$时，才发生相互作用。通过这一过程，各分量的能谱在高于阈值洛伦兹因子的情况下发生形变，从而自然地再现了电子的拐点和谱裂。考虑到现有测量的大的不确定性和简化的假设，我们的模型适应了粒子X的宽质量范围，这是允许的从超轻值到$\sim 1$ eV。
2018-03-09 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Constraining the cosmic abundance of stellar remnants with multi-TeV gamma-rays
如果星系晕包含恒星残余物，则来自残余祖先的红外通量将有助于多TeV伽马射线的不透明性。通过对耀变体Mkn 501的观测，确定了多TeV γ射线视界的红移z>0.034。对于z=0.034的源，通过要求γγ--> e+ e-的光学深度小于1，我们限制了恒星残骸的宇宙学密度，Omega_rm \le（2-4）x 10^-3 h_70^-1（h_70是哈勃常数，单位为70 km sec-1 Mpc-1）因此强烈地限制了恒星残骸作为宇宙学上重要的暗物质来源。
1999-03-11 astro-ph hep-ph
Cosmic Rays as Probes of Large Extra Dimensions and TeV Gravity
如果存在大的额外维度，并且基本普朗克尺度在TeV尺度，那么问题就出现了，超高能宇宙射线是否可以探测它们。我们研究了这些模型中的中微子-核子截面。弹性前向散射的一些细节进行了分析，希望澄清以前的讨论。我们还估计了黑洞的产生率。我们研究了引力子介导的相互作用的能量损失，并得出结论，他们不能解释宇宙线事件以上的GZK能量限制。然而，这些相互作用可以启动具有特征轮廓的水平空气簇射，并且其速率高于标准模型。
2002-01-30 hep-ph
Using `Invisible' Decay Modes as Probes of Z' Couplings
我们探讨的可能性，$Z'$耦合可以探测使用衰变模式，其中涉及中微子一旦标准模型背景直接确定的数据本身。对于某些模型，如果我们假设没有其他新的物理背景源，只要$Z'$的质量不超过1 TeV，SSC或LHC都有足够的统计数据，可以使这些模式对耦合测定有用。
1993-09-01 hep-ph
TeV Emission by Ultra-High Energy Cosmic Rays in Nearby, Dormant AGNs
研究了在旋转超大质量黑洞事件视界附近被外支撑磁场线穿过的粒子加速产生的曲率辐射。结果表明，轻核遭受灾难性的曲率损失，限制最大能量，他们可以达到的值远低于所施加的最大电势差引起的黑洞发电机，除非磁场线的曲率半径大大超过引力半径。它进一步表明，从黑洞提取的转动能量的主要部分是在TeV波段辐射。考虑到观测到的超高能宇宙射线的通量，以及附近超大质量黑洞的估计数量，预计如果休眠活动星系核是UHECR的来源，正如Boldt和Ghosh最近提出的那样，那么它们也应该在TeV能量下被目前的TeV实验检测到。
2000-02-02 astro-ph hep-ph
TeV Gamma Rays from Geminga and the Origin of the GeV Positron Excess
Geminga脉冲星一直是最有趣的MeV-GeV伽马射线点源之一。我们研究了最近Milagro探测到Geminga的扩展，多TeV伽马射线发射的影响，发现这揭示了一个古老的，强大的宇宙射线加速器的存在，可以解释多GeV的正电子过剩，逃避解释。我们探索了一些可测试的预测伽马射线和电子/正电子实验（高达~100 TeV），可以确认第一次“直接”检测到的宇宙射线源。
2009-07-14 astro-ph hep-ph
Gravity, Cosmic Rays and the LHC
当大型强子对撞机（LHC）投入使用时，高能质子束的出现将为高能宇宙射线的引力解释提供一个通过/失败的测试。该模型预测，粒子有两种能量，零引力势相等，在地球上的潜力，差异显着超过一个TeV。如果正确的话，在LHC中的7 TeV轨道能量质子将在碰撞中提供23.5 TeV的粒子状态能量。
2008-01-20 astro-ph hep-ph
Gauge Mediated Supersymmetry Breaking and Multi-TeV Gamma-Rays from the Galactic Center
最近，HESS望远镜观测到了来自银河系中心的伽马射线谱，其能量至少达到了$\sim$ 10 TeV。虽然有人认为这可能是暗物质粒子湮灭的产物，但最常讨论的候选者（如中性伴子）太轻，无法解释这种通量。在这封信中，我们考虑从规范介导的超对称性破缺模型的信使部门作为一个替代的暗物质候选人的稳定粒子。我们发现，20至30 TeV的信使状态可以提供一个热遗迹密度与宇宙的测量暗物质密度一致，确实可以产生HESS观察到的光谱。
2004-12-03 astro-ph hep-ph
TeV Strings and Ultrahigh-Energy Cosmic Rays
GZK截止能量以上的超高能宇宙线事件的起源和性质是一个长期未解之谜。中微子是被提议的候选者，但它们与物质的标准相互作用太弱了。在TeV尺度的弦论的背景下，由可能的额外空间维度的动机，中微子核子散射检查。共振弦的贡献大大增加了标准模型中微子-核子截面。虽然它们似乎不足以解释trans-GZK宇宙射线事件，但它们的影响可能会在接下来的实验中被发现。
2001-10-09 hep-ph
Branching ratios for deexcitation processes of daughter nuclei following invisible dinucleon decays in $^{16}$O
粒子物理标准模型之外的各种理论预言了导致核子衰变的重子数破坏过程的存在。当发生在原子核内时，这种衰变将伴随着子核的二次衰变，除非其基态被直接填充。本文估计了与$^{16}$ O核双核子衰变有关的过程的分支比。为此，我们使用一个简单的壳模型的基态$^{16}$ O。对于从1 $s_{1/2}$配置，这导致在子核中的高激发态的衰变，我们采用的豪泽-Feshbach理论的统计模型。我们的分析表明，在5和9兆电子伏之间的能量范围内，这是相关的低阈值水切伦科夫实验，如SNO+，为$nn$，$pp$，和$pn$衰变$^{16}$ O，分别为4.53%，35.7%和20.2%的伽马射线发射的分支比。特别地，来自$^{14}$ C的6.09 MeV和7.01 MeV伽马射线的发射以及来自$^{14}$ N的6.45 MeV和7.03 MeV伽马射线的发射分别具有高达10.9%、20.1%、7.73%和8.90%的分支比。
2018-08-09 hep-ex hep-ph nucl-ex
Cosmic rays and TeV photons as probes of quantum properties of space-time
最近已经观察到，在量子引力中可能出现的一种洛伦兹不变性的小破坏，可以解释在GZK截止点以上观测到的宇宙射线和从Markarian 501观测到的20 TeV伽马射线。我们在这里表明，不同的时空短距离结构的图片将导致不同的表现形式的洛伦兹不变性破坏。具体来说，解决这些观测悖论所需的洛伦兹不变性的变形只能出现在时空的可交换短距离图像中。在非对易时空中没有反常效应，至少在首阶没有。还利用这一事实，即到达时间延迟之间的高能光子具有不同的能量将出现在两个交换和非交换洛伦兹违反图片，我们描述了一个实验方案，基于到达时间分析的高能光子和搜索违反GZK和TeV光子限制，它可以区分洛伦兹不变性崩溃的替代方案，并可以在非常短的距离上提供一个意想不到的时空（量子）性质的窗口。
2000-06-19 hep-ph
Diffuse Gamma Rays from the Galactic Plane: Probing the "GeV Excess" and Identifying the "TeV Excess"
π衰变γ射线长期以来被认为是强子宇宙射线及其与星际介质相互作用的独特特征。我们提出了一个模型独立的方式约束这个信号与银河平面的观测弥漫伽马射线。我们结合EGRET仪器在GeV的能量和Milagro Cherenkov探测器在TeV的能量上限从KASCADE和CASA-MIA地面阵列在PeV的能量。这样一个长的“杠杆臂”，跨越至少六个数量级的能量，揭示了“TeV过剩”的弥漫银河平面伽马射线谱。虽然这种过剩的起源是未知的，但它可能意味着TeV中微子通量的增强，显着改善了它们的检测前景。我们发现，未解决的点源是一个可能的来源TeV过剩。事实上，在米拉格罗区域的不明EGRET源的光谱必须在~10 GeV和~1 TeV之间突破，以避免强烈超过米拉格罗测量;这可能对宇宙射线加速有重要意义。最后，我们用我们的方法来检查最近的建议，暗物质湮灭可能占所观察到的过量的银河系弥漫的伽玛射线检测EGRET在能量超过1 GeV。在我们的模型独立的方法，目前的数据不能排除这种可能性，但我们指出如何长的“杠杆臂”可以用来约束的π-γ射线分量，从而限制“GeV过剩”及其可能的来源。像HESS和MAGIC这样的实验，以及即将到来的VERITAS和GLAST，应该能够最终解开银河伽马射线的主要来源。
2006-03-22 astro-ph hep-ph nucl-th
Ultra High Energy Cosmic Rays: Strangelets? -- Extra dimensions, TeV-scale black holes and strange matter
讨论了超高能宇宙射线（UHECR）实际上是奇异射线的猜想。除了奇异星可以作为GZK截止线以外的宇宙射线外，本文还通过研究超高能电子回旋共振轰击裸奇异星时TeV尺度的微观黑洞的形成，提出了支持这一猜想的另一个论据。裸奇异星的奇异夸克表面可能是研究额外维度和探测超高能中微子流的有效天体实验室。如果存在两个额外的空间维度，那么能量大于2.3 x 10^{20} eV的中微子（和其他点状粒子）的通量预计将小于10^{-26} cm^{-2}$ s^{-1}。
2003-03-15 astro-ph hep-ph
TeV Burst of Gamma-Ray Bursts and Ultra High Energy Cosmic Rays
最近的一些实验探测到了10-20 TeV以上的甚高能量（VHE）γ射线，独立地报道了一些明亮的伽马射线暴（GRB）的VHE暴。如果这些信号真的来自伽玛暴，那么这些伽玛暴必须以VHE伽马射线的形式发射出比普通伽玛暴光子能量范围（keV-MeV）更大的能量。我们发现，这种极端现象可以合理地解释加速到\sim 10^{20-21} eV的质子的同步辐射，这已经由Totani（1998 a）预测。质子携带的能量似乎比电子大（m_p/m_e）倍，因此一个伽玛暴释放的总能量就相当于\sim 10^{56}（ΔΩ/ 4 π）尔格。因此，伽马射线暴辐射的强烈聚束是非常可能的。将VHE谱扩展到20 TeV以上，给出了一个几乎与模型无关的伽玛暴洛伦兹因子下限，即$γ\gtilde 500$。此外，我们的模型给出了电子同步辐射产生的普通keV-MeV γ射线的能量范围和时间变化。因此，伽玛暴的VHE爆发有力地支持了地球上观测到的超高能宇宙射线是由伽玛暴产生的假说。
1998-11-25 astro-ph hep-ph
Invisible dark matter decays of a non-Standard Model like CP-even scalar boson
本研究探讨了两个标准模型扩展中非标准模型类CP偶标量$H_2$的不可见衰变，重点分析其在13 TeV对撞机上的产生与暗物质衰变路径，并确保预测符合实验约束。
2024-01-01 hep-ph
TeV gamma-rays and neutrinos from photo-disintegration of nuclei in Cygnus OB2
TeV γ射线可以提供有关高能天体物理加速器的重要信息。这种伽马射线可能是由于PeV核在紫外光子环境中经历光致衰变后的光去激发产生的。这个过程被提出作为最近发现的HEGRA源在天鹅座OB 2协会的边缘的候选解释。莱曼α背景是由富氧和硼的恒星环境提供的。结果表明：（1）在低能核源处有有效的加速时，可以获得HEGRA通量;（2）在能量为\alt 1 TeV时，洛伦兹增强的紫外光子能激发巨偶极共振，这意味着与E_γ^{-2}行为相比，对γ射线谱的强抑制（其中一些能量将由即将到来的GLAST任务探测）;（3）只有当天鹅座OB 2星协的大部分动能预算用于加速核时，才能在冰立方观测到氦光致蜕变后中子衰变的TeV中微子对应物。
2007-02-05 astro-ph hep-ph nucl-th
TeV gamma-rays from photo-disintegration/de-excitation of cosmic-ray nuclei
通常认为高能伽马射线是通过纯粹的电磁过程或介子产生的强子过程产生的，然后衰变。我们调查天体物理的背景下，第三个过程（A*）可能占主导地位，即光衰变的高度提升的原子核，其次是女儿去激发。像天鹅座OB 2这样的星爆区似乎是通过这种机制发射TeV伽马射线的有希望的地点。A* 过程的一个独特特征是，对于来自温度T的热区域的伽马射线发射，能量最小值约为10 TeV/（T/eV）。我们还检查，一个可能的极端能量的宇宙射线核与背景辐射的相互作用所产生的扩散伽马射线分量远低于所观察到的EGRET数据。这里描述的A* 机制在强烈的观测活动时代为伽马射线天文学做出了重要贡献。
2007-02-05 astro-ph hep-ph nucl-th
Microquasar LS 5039: a TeV gamma-ray emitter and a potential TeV neutrino source
HESS最近从微类星体LS 5039中探测到TeV的伽马射线，是观测伽马射线天文学在甚高能区最令人兴奋的发现之一。这一结果清楚地表明，X射线双星与相对论喷流（微类星体）是有效加速的粒子（电子和/或质子）的多TeV的能量的网站。γ射线是强子起源还是轻子起源是银河系宇宙射线起源的关键问题。我们讨论了不同的可能方案的伽马射线的生产，并主张赞成强子起源的TeV光子，特别是如果它们产生的二元系统。如果是这样的话，探测到的伽马射线应该伴随着一个高能中微子流，这些中微子流来自于在pp和/或p γ相互作用中产生的π^ \pm介子的衰变。TeV中微子的通量可以根据探测到的TeV γ射线通量进行估算，并考虑到内部γγ \to e^+e^-吸收，但它与γ射线产生区的位置密切相关。超过1 TeV的最小中微子通量预计在10^{-12} cm^{-2} s^{-1}的水平;然而，它可能高达100倍。多TeV中微子信号的可探测性在很大程度上取决于母体质子光谱中的高能截止;如果加速质子的光谱持续到1 PeV或更高，那么预测的中微子通量就可以被计划中的km^3级中微子探测器探测到。
2006-05-19 astro-ph hep-ph
