From SIMP miracles to WIMP dead ends: navigating the freeze out of MeV-mass dark matter
本研究探讨了MeV质量热暗物质冻结的两种情景，确定了最小可行质量并研究了强相互作用理论中的丰度调节机制，为暗物质模型提供了互补途径。
2025-03-26 hep-ph
Ruling out the light WIMP explanation of the galactic 511 keV line
在过去的几十年里，从银河系中心观测到了一条异常的511 keV伽马射线线。暗物质（DM）以轻的弱相互作用大质量粒子（WIMPs）的形式湮灭成电子-正电子对，一直是观测到的辐射的主要假设之一。考虑到所需的小截面，需要进一步耦合到较轻的颗粒以产生正确的残留物密度。在这里，我们从普朗克卫星上的轻WIMP，在早期宇宙中的中微子或电子部门处于平衡的约束。对于中微子部门，我们得到的WIMP质量的下限为4兆电子伏的一个真正的标量和10兆电子伏的狄拉克费米子DM粒子，在95%CL。对于电子部门，我们发现更强的界限7和11兆电子伏，分别。使用这些结果，我们表明，在没有额外的成分，如暗辐射，光热产生的WIMP解释的511千电子伏过剩是强烈不赞成的最新宇宙学数据。这表明一个未知的天体物理或更奇异的DM信号源。
2016-11-30 astro-ph.CO hep-ph
Neutrino portals to MeV WIMPs with s-channel mediators
本研究构建了满足标准模型规范不变性的标量/费米子暗物质紫外完备模型，暗物质通过s道标量或赝标量媒介子湮灭为中微子且由轻子数对称性稳定，其参数空间可由在建中微子探测器与CMB-S4联合几乎完全探测，用于检验热退耦范式。
2025-03-24 hep-ph
BBN And The CMB Constrain Light, Electromagnetically Coupled WIMPs
在轻WIMP（< 30 MeV）存在下，WIMP的性质、与标准模型粒子的耦合、质量m_chi和超出标准模型的等效中微子数Δ N_nu之间存在简并。这些简并不能被CMB对中微子有效数N_eff的限制所打破。然而，大爆炸核合成（BBN）是由一个轻的WIMP和等效的中微子，所以BBN和CMB的组合可以打破一些简并。在这里，我们探讨了在存在轻弱相互作用和等效中微子的情况下BBN对丰度的预测，并利用观测确定的残余丰度估计值来限制m_chi、Δ N_nu和当前宇宙重子密度（Ω_B h ^2）。这些限制进行了探讨马约拉纳和狄拉克费米子WIMP，以及真正的和复杂的标量WIMP耦合到电子，正电子和光子。在另一篇论文中，我们对只与标准模型中微子耦合的弱相互作用粒子重复了这一分析，并对这两种情况的约束条件进行了对比。如果没有轻弱相互作用，但考虑到等效中微子，BBN和CMB的组合约束有利于N_eff = 3.46 +/- 0.17，Omega_B h^2 = 0.0224 +/- 0.0003，Delta N_nu = 0.40 +/- 0.17。在这种情况下，标准的BBN（Δ N_nu = 0）在~98%的置信度下是不利的，而一个无菌中微子（Δ N_nu = 1）的存在在> 99%的置信度下是不利的。如果同时考虑一个轻的WIMP和Delta N_nu等效中微子，BBN和CMB的组合数据提供了WIMP质量…
2014-04-04 astro-ph.CO hep-ph nucl-ex
Do current WIMP direct measurements constrain light relic neutralinos?
最近，一些致力于搜索WIMP的实验合作提出了直接检测率的新上限。在本文中，我们分析了如何的限制，可以从这些结果得出的残余中性伴是由在晕中的WIMP分布函数的不确定性的影响。各种不同类别的速度分布函数被认为是，和随后的影响，超对称配置。我们保守地得出结论，目前的实验数据不约束小质量（低于50 GeV）的中性伴子。
2005-08-26 astro-ph hep-ex hep-ph
Light WIMPs And Equivalent Neutrinos
非常轻的WIMP（chi），在早期宇宙后期湮灭的热遗迹，改变了BBN和复合时的能量和熵密度。BBN与CMB相结合，可以消除轻WIMP和等效中微子之间的一些简并性，限制它们的存在和性质。根据光WIMP（马约拉纳或狄拉克费米子，实标量或复标量）的性质，联合BBN + CMB分析将下限设定为0.5 - 5 MeV（m_chi/m_e > 1 - 10）的范围内的m_chi，它们确定了5 - 10 MeV范围内的m_chi的最佳拟合值。BBN + CMB联合分析发现等效中微子数的最佳拟合值Δ N_nu ~ 0.65，几乎与WIMP的性质无关。在没有轻WIMP（m_chi > 20 MeV）的情况下，N_eff = 3.05（1 + Delta N_nu /3）。在这种情况下，BBN和CMB之间有很好的一致性，但联合拟合显示Δ N_nu = 0.40+-0.17，不利于标准大爆炸核合成（SBBN）（Δ N_nu = 0）在~ 2.4 sigma，以及一个不育中微子（Δ N_nu = 1）在~ 3.5 sigma。最佳的BBN + CMB联合拟合不利于暗辐射的缺乏（Δ N_nu = 0，约95%的置信度），而允许存在无菌中微子（Δ N_nu = 1，约1 σ）。对于这里考虑的所有情况，锂问题仍然存在。这些结果在TAUP 2013会议上发表，基于Nollett & Steigman（2013）。
2014-02-21 astro-ph.CO hep-ph nucl-ex
Flavor sensitivity to theta_13 and the mass hierarchy for neutrinos from solar WIMP annihilation
本文讨论了高能第二共振和伴随的绝热-非绝热跃迁对中微子在太阳物质中传播的影响。对于WIMP湮灭中微子注入的能量在“甜区”之间的300 MeV和10 GeV的太阳的中心，一个显着的和揭示的依赖中微子质量等级和混合角θ_13下降到0.5度的味道比到达地球。此外，在甜区的风味比的放大允许更好地区分太阳暗物质的可能的湮灭模式。在对WIMP性质的温和假设下，估计在甜区需要200个中微子事件才能推断θ_13、质量等级和主导的WIMP湮灭模式。如果要进行测量，可能需要未来的大容量低能中微子探测器。
2010-02-12 hep-ph
The Cosmology of Sub-MeV Dark Matter
鉴于对较重WIMP的严格限制，轻暗物质是一个引人注目的实验目标。然而，对于亚MeV的WIMP来说，宇宙在低于10 MeV的温度下已经被充分理解，没有空间让它成为热遗迹。避免热化本身就是一个强约束，对直接探测具有重大意义。在本文中，我们探讨了亚MeV的暗物质与可行的宇宙学模型的空间。这些模型的参数空间也符合天体物理学和实验室的限制，对电子耦合的限制很大，但对原子核的限制较少。我们发现，实现核截面远高于中微子地板必然预示着一个新的贡献的有效数量的中微子物种，$ΔN_{\rm eff} = 0.09$，将被测试的下一代CMB观测。另一方面，具有暗物质吸收特征的模型即使在未来的观测中也不太受宇宙学的限制。
2018-02-28 astro-ph.CO hep-ph hep-th
WIMPs at High Energy Muon Colliders
弱相互作用大质量粒子（WIMP）范式是粒子暗物质（DM）最引人注目的方案之一。我们表明，在本文中，高能μ子对撞机可以作出决定性的声明WIMP DM，这应该作为其主要的物理驱动程序的情况之一。我们证明了这一点，采用DM作为最轻的成员的电弱（EW）多重态，这是一个简单的，但最具挑战性的WIMP的情况下，其最小的对撞机签名和高热目标的质量规模为1 TeV $-$ 23 TeV。我们进行了第一次研究的范围内的高能μ子对撞机，专注于简单，包容性和保守的信号与大的丢失质量，通过单光子，VBF双μ子和一个新的单μ子通道。使用这些包容性的信号，它是可能的，以涵盖与10 TeV μ子对撞机的双重和三重态的热目标。更高的能量，14 TeV $-$ 75 TeV，将确保$5 σ$达到更高EW多重态的热目标以上。我们还估计了搜索消失的轨道的范围，表明潜在的显着增强的灵敏度。
2021-07-02 hep-ex hep-ph
Astrophysical Signatures of Secluded Dark Matter
我们分析了WIMP暗物质的隐蔽模型的间接天体物理特征，其特征在于湮灭成光兆电子伏尺度介质是亚稳态衰变成标准模型状态的弱尺度速率。这种情况下允许一个显着的增强的湮灭截面在星系晕相对于其值在冻结，特别是当介质是轻到足以进行这一过程，通过辐射捕获到一个亚稳态的“WIMP-鎓”的束缚态。对于在隐藏的U（1）'规范群下带电的MeV尺度矢量介质，增强的湮灭率主要导致相当大的过量正电子通量，即使在没有天体物理助推因子的情况下。
2008-11-17 astro-ph hep-ph
Searching for Neutrinos from WIMP Annihilations in the Galactic Stellar Disk
弱相互作用大质量粒子（WIMPs）是早期宇宙中产生的暗物质（DM）遗迹丰度的一个可行的候选者。到目前为止，WIMP还无法通过与重子物质的相互作用直接探测到。在太阳核心中累积的WIMP湮灭产生的中微子发射被认为是DM的一个特征，但尚未被探测到。这些零结果可能是由于晕中的小尺度DM密度波动，我们局部区域的密度低于平均值（约0.3 GeV/cm ^3）。然而，银河系星盘中WIMP湮灭产生的累积中微子信号对局部密度变化不敏感。在圆盘内部，暗物质可以被恒星捕获，导致湮灭率增加，因此中微子通量可能比在晕中其他地方观察到的更高。我们估计中微子通量的WIMP湮灭在恒星盘被增强超过一个数量级的中微子通量相比，从晕。我们根据直接探测实验获得的WIMP-核子截面，假设局域DM的密度约为0.3 GeV/cm ^3，对这种增强的通量进行了保守的估计。我们还比较了这些通量的可探测性与宇宙射线（CR）与星际介质（ISM）的相互作用在银河系中产生的扩散高能中微子的信号。这些比较信号应该可以被大型中微子探测器观测到。
2008-04-09 astro-ph hep-ph hep-th
Monoenergetic Neutrinos from WIMP Annihilation in Jupiter
弱相互作用大质量粒子（WIMP）可以被太阳捕获并在核心湮灭，这可能导致产生可以在静止时衰变为单能236 MeV中微子的K介子。在DUNE进行了几项探测这些中微子的研究。已经表明，如果WIMP质量低于4 GeV，那么它们将在湮灭之前蒸发，从而抑制信号。由于木星有一个较冷的核心，质量在1-4 GeV范围内的WIMP不会蒸发，因此可以湮灭为单能中微子。我们计算这些中微子的木星表面附近的通量，并发现它是可比的通量在DUNE的质量超过4 GeV和实质上更大的1-4 GeV的范围。当然，探测这些中微子需要在木星附近安装中微子探测器。显然，要建造这样的探测器还需要几十年的时间，但如果直接探测实验发现质量在1-4 GeV范围内的WIMP，它可能是了解湮灭过程的少数方法之一。液态氢时间投影室或许能够获得这些中微子的精确方向信息和能量（木星附近有大量的氢）。我们推测，这样的探测器可以放置在一个潮汐锁定的阿马尔西亚卫星的远侧;月球本身将提供大量的背景屏蔽，表面将允许更容易地部署太阳能电池板发电。
2022-12-13 hep-ph
WIMP astronomy and particle physics with liquid-noble and cryogenic direct-detection experiments
一旦弱相互作用大质量粒子（WIMP）在直接探测实验中被明确探测到，挑战将是确定人们可以从数据中推断出什么。在这里，我检查重建的WIMP粒子物理特性（质量，截面）从下一代低温和液体惰性直接检测实验的局部速度分布的前景。我发现，固定的速度分布的形式时，估计约束的WIMP质量和截面的常见方法意味着失去了包含在数据中的速度分布的信息，并可能导致偏差的粒子物理参数的推断值。我表明，使用一个更一般的，经验形式的速度分布，可以导致良好的约束速度分布。此外，可以使用贝叶斯模型选择标准来确定速度分布的理论启发的函数形式（例如麦克斯韦-玻尔兹曼分布）是否比经验模型更适合。WIMP质量和截面之间的简并度的形状及其与这些参数的真实值的偏移取决于速度分布的假设，这对直接检测和对撞机数据之间的一致性检查具有重要意义。此外，我发现理论参数的不确定性敏感地依赖于用于WIMP搜索的能量范围的上限。如果将WIMP搜索扩展到更高的能量（~ 1 MeV），则可以得到对WIMP粒子物理参数和速度分布的更好的约束。
2012-01-18 astro-ph.CO hep-ex hep-ph
Thermal decoupling of WIMPs from first principles
从粒子物理学的角度来看，弱相互作用大质量粒子（WIMPs）可以说是最自然的DM候选者。在它们的数密度在早期宇宙中冻结之后，决定了它们今天的残余密度，WIMP仍然通过与标准模型粒子的散射事件保持非常接近热平衡。从热浴中完全去耦发生在1-10 MeV左右，从而设置了一个重要的宇宙尺度，可以直接转换为物质密度波动谱的小尺度截止。我们在这里提出了一个完整的分析处理的动力学解耦过程的第一原则。这允许对于任意WIMP候选者和任何散射振幅精确确定去耦尺度。作为应用，我们考虑了最轻的超对称粒子以及最轻的Kaluza-Klein粒子的情况，这些粒子出现在具有普遍额外维度的理论中;此外，我们表明我们的形式主义也可以很容易地应用于，例如，非相对论性电子向复合状态的演化。最后，我们评论了最小引力束缚结构的影响和间接探测暗物质的前景。
2016-04-19 astro-ph hep-ph
Light WIMPs, Equivalent Neutrinos, BBN, and the CMB
将最近对氦和氘原始丰度的观测测定结果的更新与BBN的预测进行比较，以推断重子与光子的普适比（或目前的宇宙重子质量密度参数Omega_B h^2），并限制中微子的有效数（N_eff）和等效中微子数（Δ N_nu）。这些BBN的结果进行比较，来自独立的普朗克CMB数据。在没有轻WIMP（chi）的情况下，N_eff = 3.05（1 + Delta N_nu/3）。在这种情况下，BBN和CMB之间有很好的一致性，但联合拟合发现Δ N_nu = 0.40 +/- 0.17，不利于2.4 σ的标准大爆炸核合成（SBBN：Δ N_nu = 0），以及3.5 σ的无菌中微子（Δ N_nu = 1）。在存在轻WIMP的情况下，N_eff和Delta N_nu之间的关系取决于WIMP质量，导致N_eff、Delta N_nu和m_chi之间的简并。互补和独立的BBN和CMB数据可以打破这些简并。根据光WIMP（马约拉纳或狄拉克费米子，实标量或复标量）的性质，联合BBN + CMB分析将m_chi的下限设定在0.5至5 MeV的范围内，并且它们确定了m_chi在5至10 MeV范围内的最佳拟合值。BBN + CMB的联合分析发现了等效中微子数的最佳拟合值，Δ N_nu = 0.65，几乎与WIMP的性质无关。最佳拟合仍然不支持不存在暗辐射（在95%的置信度下，Δ N_nu = 0），同时允许存在无菌…
2014-01-21 astro-ph.CO hep-ph nucl-ex
WIMP Dark Matter and the QCD Equation of State
质量为m的弱相互作用大质量粒子（WIMPs）在T_f ~ m/25的温度下冻结，即对于典型质量范围为10 - 1000 GeV的粒子，在400 MeV - 40 GeV的范围内冻结。由普朗克测量的WIMP残余物密度（它取决于T_f处的相对论有效自由度数）可以优于1%，这与理论精度相当。高温QCD的最新理论和实验进展表明，夸克-胶子等离子体在几个GeV的温度下会明显偏离理想行为，这就需要对目前使用的宇宙学状态方程进行改进。我们讨论了这是如何在基准mSUGRA模型中增加约1.5 - 3.5%的遗迹密度，QCD修正的不确定性为0.5 - 1%。我们指出了要达到与预期观测精度相当的理论精度还需要做哪些进一步的工作，并推测T_f处的有效自由度数在可预见的将来可能成为可测量的。
2005-01-25 astro-ph hep-lat hep-ph
Implication of neutrino backgrounds on the reach of next generation dark matter direct detection experiments
随着直接暗物质实验规模的不断增加，它们将变得对来自天体物理源的中微子敏感。对于没有方向灵敏度的实验，来自多个来源的相干中微子散射（CNS）是一个重要的背景知识，因为它几乎可以完美地模拟真实的WIMP信号。在这里，我们将详细探讨中微子背景的影响，在整个质量范围内的500 MeV至10 TeV的WIMP的发现潜力。我们发现，考虑到中微子背景的理论和测量不确定性，直接探测实验对自旋无关截面分别低于10^{-45} cm ^2和10^{-49} cm ^2的轻（~10 GeV）和重（~100 GeV）WIMP失去了灵敏度。
2014-01-19 astro-ph.GA hep-ph
Discovering supernova-produced dark matter with directional detectors
超新星可以产生大量的新粒子流，其质量在MeV尺度上，这是一种对轻暗物质模型感兴趣的质量尺度。当这些新的粒子被扩散性地困在超新星中时，逃逸的通量将以一阶速度扩散的半相对论性出现。因此，来自银河系超新星的重叠发射将在地球上产生这些粒子的总体通量，该通量在时间上近似恒定。然而，这种流量是高度各向异性的，并朝着银河系中心急剧上升。这与宇宙学上大量的类似WIMP的暗物质形成对比，由于银河系的旋转，这种物质似乎来自天鹅座的方向。在本文中，我们证明了需要一个定向探测器，以有效地区分从一个冷的宇宙学丰度的GeV级WIMP的信号和从一个热的人口超新星产生的MeV级暗物质的信号。
2020-09-18 hep-ex hep-ph
Constraining MeV-scale axion-like particles with Fermi-LAT observations of SN 2023ixf
本文利用Fermi-LAT对近邻星系M101中II型超新星SN 2023ixf的观测，通过分析重ALPs的光子衰变信号来约束MeV尺度类轴子粒子与光子的耦合，在乐观假设下可将现有约束改善约2倍，展示了核坍缩超新星作为基础物理探针的价值。
2024-01-17 astro-ph.HE hep-ph
MeV Dark Matter and Small Scale Structure
具有电弱标度质量的WIMP（中性伴子等）保持与其他粒子种类的动力学平衡，直到温度大约在10 MeV至1 GeV的范围内，导致形成质量小至$10^{-4} M_{\odot}$至$10^{-12} M_{\odot}$的暗物质亚结构。然而，如果暗物质由MeV量级的粒子组成，就像银河系隆起511 keV辐射的观测所激发的那样，这样的粒子自然会与宇宙中微子背景保持动力学平衡，直到相当晚的时候。这将导致对质量低于约$10^7 M_{\odot}$至$10^4 M_{\odot}$的小尺度结构的强烈抑制。这个截止尺度对现在和未来寻找微弱的本星系群卫星星系和寻找失踪的卫星星系具有重要意义。
2007-04-19 astro-ph hep-ph
What mass are the smallest protohalos?
我们在超对称（SUSY）和普适额外维度（UED）模型中计算了弱相互作用大质量粒子（WIMP）的动力学解耦温度，这些模型可以解释由宇宙微波背景测量确定的冷暗物质丰度。根据粒子物理模型的参数，各种各样的去耦温度是可能的，范围从几MeV到几GeV。这些退耦温度意味着最小的原晕的质量范围比以前认为的要大得多--从10^{-6}地球质量到10^{2}地球质量不等。我们期望这里得到的原晕质量范围是大多数粒子物理模型的特征，这些模型可以热适应WIMP暗物质所需的遗迹丰度，甚至超过超对称性和UED。
2006-03-14 astro-ph hep-ph
Particle Models and the Small-Scale Structure of Dark Matter
早期宇宙中弱相互作用大质量粒子（WIMP）的动力学解耦设定了一个尺度，可以直接转化为物质密度波动谱中的小尺度截止。这里提出的形式主义允许一个精确的描述的去耦过程，从而确定这个规模的基础WIMP微观物理的细节，以高精度。由于退耦温度为几兆电子伏到几千兆电子伏，形成的最小原晕的质量范围在10^{-11}到几乎10^{-3}太阳质量之间-这个范围比早先用退耦温度的数量级估计所发现的要小一些;对于一个给定的WIMP模型，实际的截止质量通常比以这种方式导出的大10倍，尽管在某些情况下该差异可以大到几百倍。观测的后果和前景，以探测这个小规模的截止，这将提供一个迷人的新窗口到粒子性质的暗物质，讨论
2009-06-15 astro-ph.CO hep-ph
Resolving Cosmic Gamma Ray Anomalies with Dark Matter Decaying Now
暗物质粒子不需要完全稳定，事实上它们现在可能正在衰变。我们考虑这种可能性的框架下的普遍额外的维度和超对称性与非常晚的衰变的WIMP的卡鲁扎-克莱因引力子和引力子。漫射光子背景是一种敏感的探测器，即使对于远大于宇宙年龄的生命周期也是如此。值得注意的是，所观察到的MeV伽马射线过剩的能谱和通量都可以自然地用MeV质量分裂的暗物质衰变来解释。未来对连续谱和线光子通量的观测将检验这一解释，并可能对宇宙学参数提供新的约束。
2007-11-08 astro-ph hep-ph
Largest temperature of the radiation era and its cosmological implications
宇宙在核合成时代之前的热历史是未知的。在辐射占主导地位的时代，我们将称为再热温度的最高温度可能低至0.7 MeV。在本文中，我们表明，一个低的再热温度在宇宙学中的许多主题具有重要意义。我们表明，弱相互作用的大质量粒子（WIMPs）可能会产生，即使再热温度远小于冻结出的WIMP的温度，和本丰度的依赖性的质量和湮灭的WIMP的截面从熟悉的结果有很大的不同。我们重新预测的遗迹丰度和超对称暗物质，轴子，大质量中微子，和其他暗物质候选人，核合成的限制衰变粒子和超重粒子衰变的leptogenesis模型的约束。我们发现超对称模型的允许参数空间被改变了，去掉了通常的质量谱上的界限;大质量中微子的宇宙学束缚发生了巨大的变化，狄拉克被排除在外（马约拉纳）中微子质量$m_ν$仅在33 keV $\simlt m_ν\simlt$ 6（5）MeV范围内，这明显小于标准不允许范围94 eV $\simlt m_ν\simlt$ 2 GeV（这意味着大质量中微子可能仍然扮演着暖暗物质或冷暗物质的角色）; Peccei-Quinn标度的宇宙学上限可能从通常引用的大约$10^{12}$ GeV的极限显著增加到$ 10^{16}$ GeV;并且即使再加热温度远小于衰变超重粒子的质量，也可以发生有效的非平衡GUT重子生成和/或轻子生成。
2000-12-22 astro-ph hep-ph
Local Group dSph radio survey with ATCA (III): Constraints on Particle Dark Matter
我们进行了深入的搜索无线电同步辐射诱导的弱相互作用的大质量粒子（WIMPs）湮灭或衰变在六个矮球状（dSph）星系的本星系群。观测是用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）在16厘米波长，均方根灵敏度优于0.05毫焦耳/光束，在每个领域。在这项工作中，我们首先讨论的不确定性与建模的预期信号，如形状的暗物质（DM）的配置文件和dSph的磁性。然后，我们调查的可能性，在dSph光学中心附近检测到的点源可能是由于从DM尖形轮廓的发射。没有证据表明在几个弧分的大小（这是DM晕大小）的扩展发射已被检测到。我们提出了相关的界限上的WIMP参数空间不同的湮灭/衰变的最终状态和不同的天体物理假设。如果限制的电子和正电子在dSph是这样的，它们的大部分功率辐射的dSph区域内，我们得到的约束的WIMP湮灭率远低于热值的质量高达几个TeV。另一方面，对于dSph磁性的保守假设，边界可以显著地放松。然而，我们表明，在未来10年内，无论天体物理学的假设，它将有可能逐步接近的完整参数空间的WIMP通过搜索无线电信号的dSphs与SKA及其前兆。
2014-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Cosmological Constraint on Dark Photon from $N_{\rm eff}$
一个新的U（1）规范对称性是标准模型的最简单的扩展，并具有各种理论和唯象的动机。本文研究了MeV尺度暗光子的宇宙学约束。在$T = \mathcal{O}(1)\,$ MeV的中微子退耦期之后，暗光子的衰变和湮灭加热了电子和光子等离子体，从而降低了复合期中中微子$N_{\mathrm{eff}}$的有效数。当暗光子与普通光子的混合大于$\mathcal{O}(10^{-9})$时，我们从现有的普朗克数据中得到暗光子质量的保守下限约为8.5 MeV.我们还发现，未来的CMB阶段- $\rm I\! V$实验可以探测到高达17 MeV的暗光子。
2020-09-25 hep-ph
Muon $(g-2)$ and Thermal WIMP DM in ${\rm U(1)}_{L_μ-L_τ} $ Models
该研究通过引入暗希格斯玻色子，在U(1)_{L_μ-L_τ}模型中解耦了Z'质量与暗物质质量的紧密关联，为轻Z'区域的热WIMP暗物质提供了更广泛的质量可能性，同时保持对缪子(g-2)的显著贡献。
2024-12-17 hep-ph
MeV-scale reheating temperature and thermalization of oscillating neutrinos by radiative and hadronic decays of massive particles
从理论的角度来看，有一个强烈的动机，考虑一个兆电子伏尺度的再加热温度所引起的长寿命的大质量粒子与质量周围的弱尺度，衰减只通过引力相互作用。在这项研究中，我们调查的再加热温度的下限大爆炸核合成假设辐射和强子衰变的大质量粒子。首次在中微子热化计算中考虑了中微子自相互作用和振荡的影响。通过要求轻元素丰度的理论值和观测值之间的一致性，我们发现，在100%辐射衰变的情况下，再加热温度应该保守地为$T_{\rm RH} \gtrsim 1.8$ MeV，而在100%强子衰变的情况下，粒子质量在10 GeV至100 TeV范围内，再加热温度应该保守地为$T_{\rm RH} \gtrsim$ 4-5 MeV。
2019-12-09 astro-ph.CO hep-ph
The new interaction suggested by the anomalous $^8$Be transition sets a rigorous constraint on the mass range of dark matter
WIMPs被认为是最有希望的暗物质候选者之一，但随着升级后的暗物质直接探测设备所获得的暗物质与标准模型粒子相互作用的上限越来越低。研究人员将注意力转向寻找质量较小的DM候选者，即MeV尺度的轻暗物质。最近在$^8$ Be中测量到的反常跃迁表明，存在一个矢量玻色子，它可能介导DM和SM粒子之间的相互作用。在此基础上，结合相关宇宙学数据对DM的质量范围进行了约束，发现存在一个满足条件的模型参数空间，标量DM的$10.4 \lesssim m_ϕ \lesssim $为16.7 MeV，矢量DM的$13.6 \lesssim m_{V} \lesssim $为16.7 MeV.然后，在这个框架下，通过DM电子散射直接检测这种轻DM粒子的可能性进行了简要的研究。
2016-12-08 astro-ph.CO hep-ph
Limits on MeV Dark Matter from the Effective Number of Neutrinos
热暗物质与电子和光子的耦合比与中微子的耦合更强，如果在中微子与热背景退耦后，热暗物质变得非相对论，那么相对于中微子背景，热暗物质将加热电子-光子等离子体。这导致N_eff降低到标准模型值以下，这是当前CMB观测强烈不赞成的结果。取N_eff和中微子退耦温度的保守下界，我们导出了暗物质粒子质量的一个界，其值取决于粒子的自旋和统计特性，m_x> 3-9 MeV。对于p-波湮灭，我们对暗物质粒子质量的限制强于由复合时期附近的湮灭产生的CMB波动谱的扭曲所产生的限制。
2012-12-17 astro-ph.CO hep-ph
Constraints on Complex Electroweak WIMPs from Solar Capture
University of Delaware（特拉华大学）；Bartol Research Institute（巴托尔研究所）；William I. Fine Theoretical Physics Institute, University of Minnesota（明尼苏达大学威廉·I·芬理论物理研究所）；CERN（欧洲核子研究中心）
本文分析电弱多重态暗物质的太阳捕获与湮灭，推广至多种表示，利用IceCube约束质量劈裂，并排除多数模型作为LZ高反冲事件的起源，同时考虑高速尾部的影响。
2026-10-01 astro-ph.CO hep-ex hep-ph
Testing MeV dark matter with neutrino detectors
MeV粒子在不同的背景下被认为是暗物质的候选者。这个假设可以通过寻找DM自湮灭的标准模型产物来间接检验。由于DM自湮灭的信号取决于DM密度的平方，我们可能会期望来自我们星系的湮灭产物的相当大的流量。中微子是SM中最难检测到的粒子，并且该通道中的零信号将允许在全湮灭截面上设置最保守的边界。在这里，我们表明，中微子探测器具有良好的能量分辨率和低的能量阈值，不仅可以设置界限的湮灭截面，但实际上测试的假设可能存在的MeV DM，即测试所需的截面的值来解释所观察到的DM密度。目前，超级神冈实验的（正电子）能量区间[18-82] MeV的数据已经能够对质量在~15-130 MeV之间的湮灭截面提出非常严格的限制。未来的大型实验，如百万吨水切伦科夫或大型闪烁体探测器，将改善目前的限制，如果MeV DM存在，将能够检测到它。
2007-10-29 astro-ph hep-ph
Observations of Milky Way Dwarf Spheroidal galaxies with the Fermi-LAT detector and constraints on Dark Matter models
我们报告的14个矮球状星系的观测与费米伽马射线太空望远镜在调查模式操作的头11个月。费米望远镜提供了一个新的机会，通过弱相互作用大质量粒子（WIMP）的对湮灭产生的预期伽马射线发射来测试粒子暗物质模型。本星系群矮球状星系是冷暗物质理论预言的最大的星系子结构，它们是间接寻找暗物质的有吸引力的目标，因为它们在附近，并且是最极端的暗物质主导环境之一。在候选矮星系中没有检测到100 MeV以上的显着伽马射线发射。我们确定上限的伽马射线通量假设幂律谱和代表性的光谱从WIMP湮灭。100 MeV以上的积分通量被限制在10^-9光子·cm^-2·s^-1以下。使用最近的恒星运动学数据，伽玛射线通量的限制相结合，改进的测定的暗物质密度分布在14个候选矮星中的8个放置在几个广泛研究的扩展的标准模型的WIMP对湮灭截面的限制。与目前的数据，我们能够排除大部分的参数空间的热遗迹密度低于所观察到的宇宙学暗物质密度和WIMP（中性伴子在这里）主要产生非热，例如，在模型中，超对称性破缺发生异常调解。这里给出的伽马射线极限也限制了一些用来解释费米和PAMELA e^+e^-数据的WIMP模型，包括低质量的类维诺中性伴子和TeV质量对湮灭为μ子-反μ子对的模型。（节录）
2010-01-25 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Thermal decoupling and the smallest subhalo mass in dark matter models with Sommerfeld-enhanced annihilation rates
我们认为暗物质组成的弱相互作用的大质量粒子（WIMPs），并详细回顾其在早期宇宙中的热演化，特别关注的模型，湮灭率增强的索末菲效应。在化学解耦或冻结之后，暗物质不再湮灭，但由于与更丰富的标准模型粒子的散射事件，仍然保持在局部热平衡。在动力学退耦过程中，甚至这些过程也不再有效，这最终为物质密度波动的小尺度截止设定了尺度。之后，WIMP温度下降得比热浴温度更快，如果横截面被索末菲效应增强，这将导致暗物质重新进入湮灭时代。在这里，我们给出了这些影响的详细和自洽的描述。作为一个应用程序，我们认为在文献中讨论过的简单的亲轻子模型的现象学，并发现遗物丰度可以影响多达两个数量级或更多。我们还计算了这些模型中最小的暗物质暗晕的质量，发现它的质量在10^{-10}到10个太阳质量的范围内;如果WIMP耦合到比100 MeV轻的载流子，甚至可能有更大的截止值。我们指出，一个精确的确定的截止质量允许推断新的限制模型参数，特别是从伽马射线观测的星系团，这是高度互补的现有限制g-2或束流收集实验。
2012-06-15 astro-ph.CO hep-ph
INTEGRAL constraints on primordial black holes and particle dark matter
国际伽马射线天体物理实验室（INTEGRAL）卫星对银河系的软伽马射线光谱进行了前所未有的测量。在这里，我们使用这些测量来对衰变或湮灭为能量为$E\approx 0.02-2$ MeV的光子的暗物质（DM）设置约束。首先，我们重新审视粒子DM衰变或湮灭为光子对的约束。特别是，对于衰减DM，我们发现，以前的限制被夸大了大约一个数量级。我们新的保守分析发现，DM的寿命必须满足$τ\gtrsim 5\times 10^{26}\,{\rm s}\times (m_χ/\rm MeV)^{-1}$ DM质量$m_χ=0.054-3.6$ MeV。对于MeV尺度的DM，湮灭成光子INTEGRAL设置了迄今为止最强的约束。第二，我们通过超轻的原始黑洞（PBH）的霍金辐射。对于质量为$M_{\rm PBH}$的PBH，这使得它们看起来像具有在$E\approx 5.77/(8πG M_{\rm PBH})$处达到峰值的光子谱的衰变DM。我们使用INTEGRAL数据证明，在95\%C. L.，质量小于$1.2\times 10^{17}$ g的PBH不能包含所有的DM，这是迄今为止对超轻PBH的最严格限制。
2020-06-11 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
New Supernova Limit on Large Extra Dimensions
如果大的额外维度存在于自然界中，超新星（SN）的核心将发射出大通量的卡鲁扎-克莱因引力子，产生这些粒子的宇宙背景，能量和质量高达约100 MeV。辐射衰变产生的宇宙γ射线本底散射E_gamma < 100 MeV，如果超过0.5-1%的SN能量被发射到新通道中，那么这个本底散射将大大超过观测值。这一论点补充并加强了从SN 1987 A中微子爆发的观测持续时间所得出的众所周知的冷却极限。对于两个额外维，我们导出了它们半径的保守界R < 0.9 x 10^-4 mm，对于三个额外维，它是R < 1.9 x 10^-7 mm。
2001-06-06 astro-ph hep-ph
A Multi-Wavelength Analysis of Annihilating Dark Matter as the Origin of the Gamma-Ray Emission from M31
[摘要]通过多波长天文观测间接探测暗物质（DM）为探测DM的粒子性质提供了一条有前途的途径。在由弱相互作用大质量粒子（WIMPs）组成的DM的情况下，自湮灭最终产生可观测的产物，包括$e^{\pm}$对和伽马射线。伽马射线可以直接探测到，而$e^{\pm}$对可以通过来自同步辐射的无线电发射或X射线和来自逆康普顿散射的软伽马射线来探测。寻找DM天体物理学迹象的一个有趣区域是银河系的银河系中心（GC），部分原因是观测到的可能是DM的伽马射线过量。费米-LAT合作最近在仙女座星系（M31）中心区域观察到类似的过量，这使我们探索DM诱导信号的可能性。我们使用RX-DMFIT工具对M31中潜在的DM湮灭发射进行多频分析。我们认为WIMP模型与GC过量一致，并与M31的观测数据进行比较，计算了整个电磁频谱的预期发射。我们发现，最适合M31过剩的粒子模型有利于较低的质量比GC过剩。最佳拟合模型是$b\bar{b}$终态的$M_χ=11$ GeV和$\left<σv\right>=2.6\times 10^{-26}$ cm $^3$ s $^{-1}$，以及均匀混合的$b\bar{b}/τ^+τ^-$终态的$M_χ=5.8$ GeV和$\left<σv\right>=2.03\times 10^{-26}$ cm $^3$ s $^{-1}$。对于保守估计的扩散和磁场模型，预期的无线电发射似乎…
2018-05-11 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Constraints on Spin-Independent Nucleus Scattering with sub-GeV Weakly Interacting Massive Particle Dark Matter from the CDEX-1B Experiment at the China Jin-Ping Laboratory
我们报告的结果弱相互作用的大质量粒子（WIMPs）与亚GeV的质量（$m_χ$）通过弱相互作用的核自旋无关散射Migdal效应纳入搜索。对CDEX-1B数据进行了时间积分（TI）和年度调制（AM）效应分析，TI分析的$\cdot$日暴露量为737.1 kg，阈值为160 eVee，AM分析的$\cdot$日暴露量为1107.5 kg，阈值为250 eVee。$m_χ$中的敏感窗口扩大了一个数量级，以降低DM质量，并加入Migdal效应。在90%置信水平下，$σ_{χN}^{\rm SI}$的新限值推导为$2\times$ 10 $^{-32}\sim7\times$ 10 $^{-35}$ $\rm cm^2$（用于在$m_χ\sim$ 50 $-$ 180 MeV/ $c^2$下进行TI分析）和$3\times$ 10 $^{-32}\sim9\times$ 10 $^{-38}$ $\rm cm^2$（用于在$m_χ\sim$ 75 MeV/$c^2-$ 3.0 GeV/ $c^2$下进行AM分析）。
2019-10-15 hep-ex hep-ph physics.ins-det
Dark Matter or Neutrino recoil? Interpretation of Recent Experimental Results
弹性核反冲信号受到多个地下实验的严格审查，可以解释为来自核与WIMP暗物质的相互作用，或者来自MeV能量中微子的新物种的散射。对于后一种情况，最有希望的模型是中微子$ν_b$，它与重子数相互作用，并与来自常规太阳$^8$ B中微子振荡的通量相互作用。我们根据最新的实验结果重新分析了这个模型。与现在受到LUX实验负面结果严重挑战的各种试探性正信号（异常）的光DM解释相反，中微子解释仍然是大多数异常的可行解释。考虑到未来的前景，我们表明，superCDMS实验单独配备Ge和Si探测器时，将能够检测到$ν_b$和歧视的模型从光DM的解释。此外，我们还提供了新的CRESST-II运行的预测，该运行现在使用新的探测器和减少的背景。
2013-11-22 hep-ph
Diffuse neutrino flux from failed supernovae
我研究的电子反中微子扩散通量从恒星崩溃与直接黑洞形成（失败的超新星）。这个通量比成功的超新星更有活力，因此它可能对实际探测阈值以上的总扩散通量有很大贡献。总通量可能比以前认为的要高得多，接近SuperKamiokande的灵敏度。对于更保守的参数值，从失败的超新星通量占主导地位的反中微子能量超过30-45兆电子伏，有可能给一个可观察到的光谱失真兆吨探测器。
2009-07-23 astro-ph.SR hep-ph
Indirect search of Heavy Neutral Leptons using the DUNE Near Detector
本研究利用DUNE近探测器，通过分析重中性轻子导致的中微子带电流事例缺失间接搜索HNL，在1eV-500MeV质量范围得到优于部分直接搜索的约束，填补了部分质量区间的约束空白。
2024-06-18 hep-ex hep-ph
Improved White Dwarves Constraints on Inelastic Dark Matter and Left-Right Symmetric Models
WIMP可以在致密恒星如白矮星（WD）中被捕获，通过湮灭过程导致恒星光度增加。我们发现，当WIMP通过非弹性散射与WD内部的核靶相互作用且其质量超过几十GeV时，Messier 4球状星团中低温大质量WD的数据可以探测到质量分裂值$δ\lesssim$ 40 MeV。这一数值大大超过了直接探测和太阳中微子搜索的结果。我们将这种改进的约束应用于左右对称模型（LRSM）中自共轭双双峰的特定DM场景，其中具有耦合$g_L$的标准$SU(2)_L$群通过具有耦合$g_R$的额外$SU(2)_R$扩展。我们表明，从WD的界限显着减少宇宙学可行的参数空间，这种情况下，特别是需要$g_R>g_L$。例如，对于$g_R/g_L$ = 1.8，我们发现两个可行的质量范围1.2 TeV $\lesssim m_χ\lesssim$ 3 TeV和5 TeV $\lesssim m_χ\lesssim$ 10 TeV，当带电$SU(2)_R$规范玻色子质量$M_{W_2}$比$\simeq$ 12 TeV轻时。我们还讨论了紫外线完成的LRSM模型，当后者是嵌入在一个大统一理论。我们表明，这种低能量的参数空间和质子衰变边界的兼容性需要一个非平凡的扩展的最小模型的粒子内容。我们提供了一个具体的例子，其中$M_{W_2}\lesssim$ 10 TeV是通过在高能量下用在所有其他基团下都是单线态的颜色三重态扩展…
2022-10-19 astro-ph.CO hep-ph
