Reanalyze the pulsar scenario to explain the cosmic positron excess considering the recent developments
HAWC已经证实Geminga和PSR B 0656 +14周围存在TeV晕，因此宇宙射线的慢扩散在Geminga和PSR B 0656 + 14周围可能是普遍的，并且来自Geminga和PSR B 0656 +14的宇宙正电子能谱可能会发生显著的变化。因此，最有可能的脉冲星源的正电子过剩，Geminga，不再是一个可行的候选人下的额外限制费米-LAT。此外，AMS-02的最新测量显示，正电子谱中有一个明显的截止点，这对脉冲星源的年龄提出了严格的限制。考虑到这些新的发展，我们重新分析了这项工作的情况。通过检查所有观测到的双区扩散情景下，我们首次提出，PSR B1055-52是一个非常有前途的源的正电子过剩。B1055-52能很好地再现AMS-02正电子能谱的强度和高能切割，也能解释10 TeV附近的H.E.S.S $e^-+e^+$能谱。此外，如果慢扩散在局域星际介质中是普遍存在的，那么B1055-52将是所观测到的恒星中唯一合理的AMS-02正电子谱源。
2019-06-20 astro-ph.HE hep-ph
Constraining the Origin of Local Positrons with HAWC TeV Gamma-Ray Observations of Two Nearby Pulsar Wind Nebulae
HAWC伽马射线天文台报告发现TeV伽马射线辐射在Geminga和B0656+14恒星周围延伸几度。假设这些伽马射线是由反康普顿散射产生的低能量光子在电子晕周围的恒星，我们确定了电子和正电子在本地星际介质的扩散。我们将介绍这两个VHE伽马射线源的形态和光谱研究以及在地球上得到的正电子谱。
2017-08-28 astro-ph.HE
Extended MSSM Neutralinos as the Source of the PAMELA Positron Excess
我们考虑一个场景中的最小超对称标准模型扩展的单重手征超场，其中中性伴子暗物质湮灭轻单重类希格斯玻色子，进行衰变为电子-正电子或μ子-反μ子对。与MSSM中的中性伴子湮灭不同，该模型可以很好地拟合PAMELA宇宙线正电子分数过剩。此外，类单态标量希格斯粒子可以诱导一个大的索末菲增强，并提供一个湮灭率足以容纳观察到的正电子过剩。
2009-06-01 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
R-violating Decay of Wino Dark Matter and electron/positron Excesses in the PAMELA/Fermi Experiments
我们表明，R-宇称违反衰变的质量\sim 3 TeV的维诺暗物质可以自然地解释的流量和光谱形状的宇宙射线电子和正电子观测的PAMELA和费米卫星。为了给这种情况提供理论基础，我们还提出了一个模型，三线性R宇称破缺出现的系数被引力子质量的幂所抑制，这自然导致Wino寿命为O（10^26）sec。
2009-05-04 astro-ph.HE hep-ph
Astrophysical models for the origin of the positron "excess"
在过去的三年里，几个卫星和气球观测站已经提出了宇宙射线轻子谱中有趣的特征。最值得注意的是，PAMELA卫星提出了宇宙射线正电子部分能量的“异常”上升。在这篇文章中，我们总结了从数据中出现的全球图景，并概括了所提出的不同类型解释的主要特征。还讨论了测试不同场景以及从当前/不久的将来的实验推断一些天体物理诊断的观点。
2012-06-06 astro-ph.HE hep-ph
Small steps towards Grand Unification and the electron/positron excesses in cosmic-ray experiments
我们考虑通过增加两个Majorana费米子对标准模型的一个小的扩展;它们是标准模型的SU（2）_L和SU（3）_c规范群的伴随表示。在此推广中，当三重态费米子和八重态费米子的质量分别小于10^{12} GeV和10^{15} GeV时，在高于10^{15} GeV的能量尺度上实现了规范耦合统一。我们还表明，一个适当的对称性，确保了长寿命的中性成分的三重态费米子的热遗迹密度自然解释了观察到的暗物质密度。在最近的宇宙射线实验中观察到的电子/正电子过剩也可以用三重态费米子的衰变来解释。
2009-06-25 astro-ph.HE hep-ph
Constraining the origin of the rising cosmic ray positron fraction with the boron-to-carbon ratio
根据PAMELA和AMS的测量，宇宙射线正电子分数在10 GeV以上的快速上升，表明附近存在高能正电子的主要来源，如电子束或湮灭/衰变的暗物质。相比之下，通过宇宙射线在星际介质中碰撞产生的次级正电子的光谱预计会随着能量的迅速下降，因此无法解释观测到的上升。然而，有人提出，次级正电子可以产生，然后在附近的超新星遗迹中加速，这可能解释了观测到的上升，而不需要初级正电子源。然而，如果次级正电子在这样的冲击中被加速，其他次级宇宙射线物质（如硼核和反质子）也将被加速，导致硼与碳和反质子与质子的比率上升。然而，PAMELA和AMS合作测量的硼碳比没有显示出这种上升的迹象。有了这些新的数据，我们重新审视了上升正电子分数的二次加速方案。假设相同的超新星遗迹同时加速了轻核（质子、氦）和较重的宇宙射线物质，我们发现，在观测到的正电子分数的上升中，不超过25%是由这种机制引起的（在95%的置信水平上）
2014-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
An Alternative Approach for Constraining the Galactic Magnetic Field and the Interstellar Radiation Field
高能宇宙线电子和正电子在银河系中传播时，主要通过星际辐射场（ISRF）的逆康普顿散射（ICS）和银河系磁场（GMF）的同步辐射损失能量。由这两种主要的能量损失机制所发射的光子分别贡献于漫射的银河伽马射线和无线电波。ISRF和GMF分布的变化对整个银河系宇宙线电子和正电子的光谱有相当大的影响。这种影响既可以通过测量宇宙射线电子和正电子的局部通量局部地揭示出来，也可以通过观察弥散伽马射线和无线电波的光谱和形态在全球范围内揭示出来。在本文中，我们量化了这种影响，并得出结论，AMS-02，\textit{Fermi}和H.E.S.S实验的最新数据是强大的，足以交替应用于约束性能的ISRF和GMF。
2017-09-12 astro-ph.HE hep-ph
AMS-02 Positron Excess and Indirect Detection of Three-body Decaying Dark Matter
我们考虑间接探测亚稳态暗物质粒子衰变为一个稳定的中性粒子和一对标准模型费米子。由于三体衰变的能谱较软，这些模型可能解释AMS-02正电子过剩，而不受费米-LAT伽马射线数据和宇宙射线反质子测量的限制。我们仔细研究了不同的最终状态费米子，特别注意宇宙射线背景的处理，包括宇宙射线传播的帮助下，\textsc{LikeDM}包的各种贡献。结果发现，初级衰变成一个电子-正电子对和一个稳定的中性粒子可以引起AMS-02的正电子过剩，同时，对伽马射线和反质子的约束保持毫发无损。根据传播模型，衰变到μ子对或混合味电子-μ子对也可能是可行的。衰变到所有其他标准模型费米子是非常不利的。
2017-03-15 astro-ph.HE hep-ph
Constraining the Milky Way's Pulsar Population with the Cosmic-Ray Positron Fraction
对与附近的恒星相关的TeV晕的观测表明，这些天体向星际介质注入了大量的高能电子-正电子对，从而可能对宇宙射线正电子通量做出了主要贡献。在本文中，我们使用AMS-02合作组测量的宇宙线正电子分数来约束本地脉冲星的人口特征。对于合理的模型参数，我们发现，我们可以得到很好的协议与测量的正电子分数高达$E_e \sim 300 \, {\rm GeV}$的能量。在更高的能量下，正电子分数主要由少量的正电子组成，这使得很难可靠地预测预期正电子分数的形状。低能正电子能谱支持了这样的结论：类星体通常将其总自旋下降功率的大约$η\sim 5-20\%$转移到非常高能量的电子-正电子对的产生中，产生具有硬谱指数$α\sim 1.5-1.7$的这种粒子的谱。这样的转子通常在$τ\sim 10^4 \, {\rm years}$量级的时间尺度上减速。我们的最佳拟合模型中，无线电和伽马射线束从恒星是检测到28%和62%的周围观察者，分别。
2023-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
$pγ$ interactions in Galactic jets as a plausible origin of the positron excess
在地球附近测得的正电子通量显示，能量超过30 GeV时，正电子通量会增加。我们表明，这种上升可能是兼容的生产的正电子在微类星体的喷流中的$p γ$相互作用。
2014-04-16 astro-ph.HE
Can we explain AMS-02 antiproton and positron excesses simultaneously by nearby supernovae without pulsars nor dark matter?
我们解释了过量的反质子分数最近报道的AMS-02实验考虑宇宙射线质子加速的本地超新星遗迹（SNR）和周围的致密云之间的碰撞。同样的“$pp$ -碰撞”提供了正确的子粒子比例，以同时在自然模型参数中拟合观察到的正电子过剩。这颗超新星的金属丰度比主要的宇宙射线源要低。电子的截止能量标志着超新星的年龄为$\sim 10^{5}$年，而反质子过剩可能会延伸到更高的能量。反质子和正电子通量都与我们在Fujita，Kohri，Yamasaki and Ioka（2009）中的预测完全一致。
2015-12-22 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
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
AMS-02 positron excess: new bounds on dark matter models and hint for primary electron spectrum hardening
由ATIC、CREAM和PAMELA收集的数据都显示出在磁刚度$\sim$ 240 GV以上显著的宇宙射线核谱硬化。一个自然的推测是，初级电子谱也会变硬（可能在$\sim 80$ GV），而这种硬化部分地解释了ATIC、HESS和费米-LAT发现的电子/正电子总谱过剩。如果是这样的话，随后的正电子-电子比的增加行为将变得平坦，并且在电子/赝电子数据的联合拟合中应考虑谱硬化，否则推断的参数将有偏差。我们的联合适合最新的AMS-02正电子分数数据与PAMELA/费米-LAT电子/正电子谱数据表明，初级电子谱硬化是需要在大多数，但不是所有的建模。对暗物质模型的边界也进行了研究。在原电子的光谱硬化的存在下，在建模中所需的暗物质起源的电子/正电子对的量较小。即使有这样的修改，湮灭通道$χχ\rightarrow μ^{+}μ^{-}$已严格限制费米-LAT银河系的漫发射数据。发现衰变通道$χ\rightarrow μ^{+}μ^{-}$是可行的。
2013-06-20 astro-ph.HE hep-ph
The origin of the positron excess in cosmic rays
我们表明，PAMELA实验在10和100 GeV之间的区域测量的正电子过剩很可能是银河系宇宙射线起源的标准方案的自然结果。“过剩”的产生是因为源内部强子相互作用的次级产物产生了正电子，但导致正电子通量自然解释的关键物理因素是，次级产物发生在宇宙射线被加速的同一区域。因此，次级正电子（和电子）参与加速过程，并有一个非常平坦的光谱，这是负责，在银河系中传播后，观察到的正电子“过剩”。这种效应是不可避免的，尽管其强度取决于超新星遗迹演化后期的环境参数值。
2009-05-10 astro-ph.HE
Circular Polarization of Pulsar Wind Nebulae and the Cosmic-Ray Positron Excess
PAMELA和AMS-02望远镜最近的观测发现，能量超过10 GeV的正电子分数异常上升。一个可能的解释是，这种过剩的生产初级电子/正电子对通过电磁级联脉冲星磁层。这一过程导致了脉冲星风星云（PWN）风终止激波中电子/正电子对的高度多样性。这种情况的结果是，在PWN中不应该观察到圆极化，因为电子和正电子的贡献正好抵消。在这里，我们注意到，目前的无线电仪器能够设置有意义的限制PWN，观测测试模型的脉冲星生产的本地正电子过剩的同步辐射的圆偏振。如果观测到PWN具有可探测的圆偏振，那么对脉冲星解释正电子过剩的解释就会产生强烈的怀疑，而对PWN圆偏振设置严格限制的观测则会使这些模型更加可信。最后，我们指出，脉冲星风星云可能提供最好的目标，AMS-02过剩的观测测试。
2014-06-23 astro-ph.HE
HAWC Observations Strongly Favor Pulsar Interpretations of the Cosmic-Ray Positron Excess
伽马射线望远镜HAWC最近对Geminga和B 0656 +14双星的测量（以及Milagro早期的测量）表明，这些天体产生了大量的高能电子通量。在本文中，我们使用的非常高的能量的伽马射线强度和光谱的这些恒星来计算和约束它们的预期贡献的本地宇宙射线正电子谱。在能够再现所观察到的伽马射线发射特征的模型中，我们发现，伽马星总是产生一个高能正电子通量，其在光谱和幅度上与PAMELA和AMS-02测量的正电子分数相似。根据这一结果，我们得出结论，很可能是双星提供了长期令人困惑的宇宙射线正电子过剩的主要贡献。
2017-02-27 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Secondary Production as the Origin for the Cosmic Ray Positron Excess
阿尔法磁谱仪已经发布了宇宙射线的高精度数据，并证实了相对于星际介质中宇宙射线相互作用的预期，正电子过量。一个令人兴奋的和众所周知的可能性过剩是生产的电子-正电子对的湮灭暗物质粒子在晕的银河系。基于2000年SMILI实验结果和其他天体物理观测结果，我们构建了一个新的宇宙射线传播的设想，其中正电子过剩是由于次级产生。从一个简单的启发式的角度来看，该方案进行了研究，并在使用GALPROP的扩散再加速模型的约束。每种方法的结论彼此一致，表明该方案与观测到的正电子通量一致，而不需要任何暗物质或其他外来的生产机制。
2016-01-05 astro-ph.HE
Dipole-interacting Fermionic Dark Matter in positron, antiproton, and gamma-ray channels
在正电子、反质子和光子通道中考虑了偶极相互作用暗物质湮灭产生的宇宙线信号。正电子通道中的预测信号可以很好地解释费米LAT、PAMELA、HEAT和AMS-01实验中质量大于100 GeV的暗物质的过量正电子分数，增强因子为30-80。实验中反质子与质子的比例不超过这个比例也对这种情况产生了严格的限制。利用这些增强因子，研究了来自星系晕的预测信号和靠近银心区域的单能γ射线（单色光子）信号。还考虑了最近基于费米LAT数据和计划实验AMS-02中单色线的潜在探测的试探性分析的伽马射线过量。
2013-01-21 astro-ph.HE hep-ph
A self-consistent model of cosmic-ray fluxes and positron excess: Roles of nearby pulsars and a sub-dominant source population
使用我们银河系中的宇宙射线核相互作用计算的宇宙射线正电子通量不能解释10 GeV以上的观测数据。因此，测量到的正电子通量的过量是可以解释的。位于太阳系千秒差距范围内的邻近恒星，经常被认为是造成过剩的可能来源。我们表明，一个额外的，次主导人口的来源，以及从附近的几个恒星的贡献可以解释最新的正电子过剩数据从阿尔法磁谱仪（AMS）。我们同时模型，使用DRAGON代码，宇宙射线质子，氦，电子和正电子的传播，并适合各自的流量数据。我们的硼碳比数据拟合得到的扩散光谱指数为0.45，这是接近的Kraichnan湍流谱。
2017-08-29 astro-ph.HE
Two-zone diffusion of electrons and positrons from Geminga explains the positron anomaly
最近HAWC对Geminga和Monogem周围甚高能$γ$射线晕的观测表明，宇宙射线的扩散非常缓慢，这导致这两颗星的正电子对局部通量的贡献很小。这使得PAMELA和AMS-02观测到的宇宙正电子过剩异常更加令人费解。然而，从硼碳比数据可以推断，银河系中的平均扩散系数应该要大得多。在这项工作中，我们提出了一个两区扩散模型，扩散是缓慢的，只有在一个小的区域周围的源，其以外的传播是一样快，像往常一样。我们发现，这样的方案可以自然地解释的正电子过剩数据的参数甚至比传统的单区扩散模型更合理。原因是在Geminga（$\sim 300$ kyr）的寿命期间，电子/正电子以快速扩散传播得太远并导致低的局部通量。双区模型中的慢扩散区有助于长时间限制电子/正电子，并导致局部通量的增强。因此，在HAWC观测的约束下，双星仍然是宇宙线正电子过剩的可能起源。
2018-07-25 astro-ph.HE hep-ph
The `excess' of primary cosmic ray electrons
利用AMS-02合作测量的精确宇宙射线（CR）电子和正电子谱（分别表示为$Φ_{\rm e^{-}}$和$Φ_{\rm e^{+}}$），电子和正电子通量之间的差异（即，$ΔΦ=Φ_{\rm e^{-}}-Φ_{\rm e^{+}}$），主要由传播的初级电子，可以可靠地推断。在标准模型中，能量为$\geq 30$ GeV的初级CR电子的传播谱随能量的增加而软化。没有任何证据表明$ΔΦ$中存在这种连续的光谱软化现象，这强烈表明初级CR电子显著“过剩”，并且在$100-400$ GeV的能量下，确定的过剩成分具有与观察到的正电子过剩相当的通量。中年但“附近”的超新星遗迹（例如，Monogem和Geminga）是这种过剩的有利来源。
2015-08-06 astro-ph.HE hep-ph
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
Dark matter for excess of AMS-02 positrons and antiprotons
我们提出了一种暗物质解释，以同时解释AMS-02实验中观察到的反质子到质子和正电子功率谱的过量，同时具有正确的暗物质遗迹丰度并满足当前的直接搜索范围。我们扩展了希格斯三重态模型与隐藏的规范对称性对称$SU(2)_X$，打破了$Z_3$的四重标量场，使相关的规范玻色子稳定的弱相互作用的大质量粒子暗物质的候选人。通过耦合复杂的希格斯三重态和$SU(2)_X$四重态，候选的暗物质可以湮灭成三重态希格斯玻色子，每个三重态又衰变成轻子或规范玻色子的终态。这样的机制产生了正确的过量的正电子和反质子与适当的选择的三重态真空期望值。此外，该模型提供了中微子质量和暗物质现象之间的联系。
2015-06-23 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Examining the secondary product origin of cosmic ray positrons with the latest AMS-02 data
PAMELA和其他实验对宇宙射线（CR）正电子分数的测量发现，相对于星际介质（ISM）中次级产生的标准预测，CR正电子分数超过10 GeV。虽然大多数人认为过剩的正电子来自于正电子的一些主要来源（如正电子和/或湮灭的暗物质粒子），但$e^{+}/ \bar{p}$几乎恒定的通量比证明了另一种可能性，即最高能量的过剩正电子和反质子是强子相互作用中产生的次级产物。最近，Yang \& Aharonian（2019）通过假设存在额外的CR核源群体来重新审视这种可能性。在这里，我们检查使用\texttt{DRAGON}代码，其中正电子的辐射损失是考虑到一贯的二次产品的情况。我们证实，CR质子谱和反质子数据可以解释假设存在一个额外的人口CR源。然而，相应的正电子光谱偏离测量数据显着高于100 GeV，由于强辐射冷却。这表明，尽管强子相互作用可以解释反质子数据，但相应的次级正电子通量仍然不足以解释AMS数据。因此，一些主要的正电子源，如中子星或暗物质的贡献是不可忽略的。
2020-04-09 astro-ph.HE hep-ph
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
AMS02 positron excess from decaying fermion DM with local dark gauge symmetry
PAMELA、Fermi和AMS02观测到的正电子过剩可能是由于暗物质（DM）对湮灭或主要衰变为μ子。在本文中，我们考虑了一个方案，热费米子DM（$χ$）与质量$\sim O(1-2)$ TeV衰变为暗希格斯（$ϕ$）和一个活跃的中微子（$ν_a$），而不是SM希格斯玻色子和$ν_a$。我们首先提出了一个可重整化的局部暗$U(1)_X$规范对称性模型，其中的DM $χ$可以热化的希格斯门和规范动力学混合的情况下。假设暗希格斯粒子（$ϕ$）的质量在$2 m_μ< m_ϕ< 2 m_{π^0}$的范围内，正电子过剩可以以自然的方式拟合，而不会与反质子和伽马射线通量或直接探测实验的约束相冲突。同样有了这样一个亮暗的希格斯粒子，DM的自相互作用可以得到一定程度的增强，CDM范式中的三个难题也可以得到一定程度的缓解。
2015-01-11 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Dark Matter "Transporting" Mechanism Explaining Positron Excesses
我们提出了一种新的机制来解释正电子过剩，这是由卫星望远镜，包括PAMELA和AMS-02，在暗物质（DM）的情况下观察到的。这个提议背后的新颖之处在于，它直接利用了银河系中心周围的DM，DM在那里最密集，使我们能够避免宇宙学和天体物理学测量的紧张局势。这种机制的关键成分包括DM湮灭到具有很长实验室框架寿命的不稳定状态，以及它们在地球附近的“延迟”衰变到可能与其他（不）可见粒子的电子-正电子对。我们认为这种解释与大爆炸核合成和宇宙微波背景的相关约束并不冲突。关于由此产生的正电子谱，我们提供了一个广义源项在相关的扩散方程，它可以很容易地适用于任何类型的两个“阶段”DM的情况下，其中生产的标准模型粒子发生在完全不同的地方从DM湮灭。然后，我们进行了数据分析与最近的AMS-02数据，以验证我们的建议。
2018-04-20 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Explanation of nearby SNRs for primary electron excess and proton spectral bump
几个小组已经报道了在高能量下可能存在过量的初级电子，并结合了正电子分数和总电子/正电子谱。随着AMS-02测量的高精度电子/正电子谱的最新发布，我们通过拟合$ΔΦ$ $\rm(i.e., Φ_{e^-}-Φ_{e^+})$数据进一步证实了这一超额。然后，我们调查的贡献，一个单一的附近的超新星遗迹的初级电子过剩，并发现Monogem可以合理地解释这种过剩。此外，我们预测，由于船帆座的贡献，电子光谱可能会再次硬化在几个TeV。DAMPE可以精确测量TeV量级的电子，预计在不久的将来将提供对这种新光谱特征的可靠测试。最后，我们用Monogem或Loop I对DAMPE的质子谱数据进行了拟合。我们发现，初级电子过剩和质子谱凸主要是由Monogem产生的。
2022-01-24 astro-ph.HE hep-ph
A possible evidence of the gluon condensation effect in cosmic positron and gamma-ray spectra
利用高能质子-质子碰撞中的胶子凝聚效应解释了AMS观测到的正电子谱过剩现象。我们发现，这种过剩可能源于GC效应在第谷的超新星遗迹。
2019-12-30 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Constraining dark matter by the 511 keV line
在过去的几十年里，观测表明，银河系中心存在着无法解释的高正电子产生率（强511 keV线）。通过利用百万年前银河系中心附近曾经存在大量高密度气体的事实，我们模拟了由于暗物质湮灭而产生的正电子的速率。我们考虑了银河系中心超大质量黑洞对暗物质密度的绝热收缩效应，并对可能的湮灭通道和暗物质质量范围进行了详细的计算.我们发现，只有三个湮灭通道（$μ^+μ^-$，$4e$和$4 μ$）可以提供所需的正电子产生率，并满足严格的约束的伽玛射线观测。特别是，$μ^+μ^-$通道的约束质量范围是$m \approx 80-100$ GeV，这是接近的质量范围获得的暗物质的解释GeV的伽马射线和正电子过剩。换句话说，该方案可以同时提供所需的正电子产生率来解释银河系中的511 keV辐射、正电子过剩和GeV γ射线过剩，并且与超大质量黑洞的绝热生长模型所导致的密度尖峰是相容的.
2018-06-19 astro-ph.HE
The Cosmic-Ray Positron and Electron Excess: An Experimentalist's Point of View
PAMELA小组最近报告说，观测到的宇宙射线正电子分数上升到几个GeV以上，而ATIC合作小组报告说，宇宙射线电子过剩到几百个GeV左右，这导致了一系列出版物的出现，这些出版物要么将这些观测结果解释为暗物质衰变的可能特征，要么将其解释为孤立的天体物理来源的贡献。虽然这些解释在科学上令人兴奋，但不能忽视测量结果被错误识别的宇宙射线质子污染的可能性。
2009-05-04 astro-ph.HE
Possible bump structure of cosmic ray electrons unveiled by AMS-02 data and its common origin along with the nuclei and positron
局域脉冲星和它的前身SNR可以一起将正电子、电子和原子核加速到非常高的能量。著名的$20$（$200$）GeV以上的正电子（核）过剩可能来自这种局域源。这暗示初级电子也应该保持"过量"在$200$ GeV以上，与原子核同步加速。AMS-02实验最近精确测量了284 GeV正电子的急剧下降，这为研究这种预期的电子过剩提供了机会。在这项工作中，空间相关的传播与本地源被用来再现正电子，电子和质子的光谱。在考虑284 GeV正电子衰减的情况下，需要在284 GeV以上的原电子有一个尖锐的凸起结构才能拟合正电子和电子的全谱，然后我们系统地研究了Geminga脉冲星和SNR的正电子、电子和核过剩的共同来源。在这种统一的单一来源模式下，这些过剩现象可以重现。最后，我们希望在未来的AMS-02实验中可以观察到精细的凸点结构来支持我们的模型。
2021-07-11 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
Galactic Positron Excess from Selectively Enhanced Dark Matter Annihilation
对宇宙射线中正电子通量的精确测量揭示了在$E\simeq 300\,\mathrm{GeV}$周围的光谱中存在一个无法解释的隆起，不能明确地归因于已知的天体物理过程。我们建议湮灭的质量$m_χ= 780\,\mathrm{GeV}$暗物质的晚时间截面$σv = 4.63\times 10^{-24}\,\mathrm{cm^3\,s^{-1}}$作为一个可能的来源。由于选择性的$p$ -波索末菲增强，湮灭率对暗物质速度的非单调依赖性，允许来自银河系的如此大的信号，而不违反CMB和矮星系观测的相应约束。我们简要地探讨了这种情况下的其他签名，并概述了在未来的实验中测试它的途径。
2020-06-10 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Pulsar Wind Nebulae as a source of the observed electron and positron excess at high energy: the case of Vela-X
我们调查，在生产方面从恒星和他们的星云，宇宙射线正电子和电子通量以上$\sim10$ GeV，观察到的AMS-02实验高达1 TeV。我们专注于维拉X的案子从源的γ射线光子谱出发，通过同步加速器和逆康普顿过程产生，我们估计了电子和正电子注入谱。一些特征是从Vela-X的观测中确定的，未知的参数是从蟹状星云中借用的。在脉冲星风星云中产生的粒子光谱然后使用扩散模型传播到太阳系。与以前的工作不同，AMS-02数据和相应的本地星际谱之间的差异，得到了电子和正电子的全向强度过剩。观测到等量的电子和正电子过剩，我们将这种过剩（AMS-02数据中的$\sim$ 100 GeV以上）解释为来自Vela-X的供应。粒子的贡献是一致的模型预测的伽马射线发射源。也允许更多的年轻恒星的输入，而在$\sim$ 100 GeV以下，更多的年老恒星可能是主要的贡献者。
2015-08-07 astro-ph.HE
Flavor Structure of the Cosmic-Ray Electron/Positron Excesses at DAMPE
暗物质粒子探测器（DAMPE）卫星探测器宣布了它测量宇宙射线电子/正电子（CRE）能谱的第一个结果，最高可达4.6 TeV，包括在（1.3-1.5）TeV处的一个试探性的峰值事件过剩。在这项工作中，我们发现了一个显着的隐藏过量的能量范围（0.6-1.1）TeV的DAMPE CRE光谱，它具有非峰状结构。我们提出了一个新的机制来解释这种过剩的一组1.5 TeV的$μ^\pm$事件，随后衰变成$e^\pm$加中微子。为了解释这一新的过剩以及1.4TeV附近的峰值过剩，我们证明了由暗物质（DM）湮灭（或其他机制）产生的原始轻子末态的{ \it味结构}应该具有组成比$N_e : (N_μ+\frac{1}{6}N_τ) = 1 : y$，与$y \simeq 2.6-10.8$ .对于轻子门DM模型，这对具有窄范围$y^{\frac{1}{4}} \simeq 1.3-1.8$的轻子-DM-介质耦合$λ_e : (λ_μ^4 + \frac{1}{6}λ_τ^4)^{\frac{1}{4}} = 1 : y^{\frac{1}{4}}$提出了重要的约束。
2018-04-09 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Cosmic Ray Electron and Positron Excesses from a Fourth Generation Heavy Majorana Neutrino
最近，PAMELA和Fermi-LAT卫星实验观测到了宇宙射线电子和正电子能谱中意想不到的特征，这为间接显示新物理学开辟了令人兴奋的可能性。TeV尺度的第四轻子族是标准模型轻子扇区的自然延伸（也与最小步行模型中的层次问题有关）。这个装置中的重马约拉纳中微子通过弱带电电流相互作用与标准模型带电轻子混合。在这里，我们首先解析地研究了起源于重Majorana中微子衰变模的电子和正电子的能谱，也包括极化效应。然后，我们比较了这个模型的预测与实验数据，利用标准的直接方法和我们最近提出的求和规则方法。我们发现，衰变模式涉及的τ和/或μ子带电轻子作为初级衰变产物适合PAMELA和费米-LAT轻子过剩，而有相对于PAMELA约束的反质子分数的紧张局势。
2011-08-29 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Extragalactic Inverse Compton Light from Dark Matter Annihilation and the Pamela Positron Excess
我们计算了起源于宇宙微波光子的高能电子和正电子的粒子暗物质湮灭事件中产生的向上散射在所有的红移和所有的晕河外的漫发射。我们概述了对这种发射的观测限制，并研究了它对粒子暗物质模型（包括粒子质量及其主导湮没最终状态）以及对结构形成和晕密度分布假设的依赖性。我们发现，对于低质量的暗物质模型，在X射线波段的数据提供了最严格的约束，而伽马射线能量范围探测模型具有大质量和对湮灭率，以及硬谱注入的电子和正电子。具体来说，我们指出，所有的红移，所有晕逆康普顿发射从许多暗物质模型，可能提供一个解释异常的正电子部分测量的帕梅拉有效载荷严重过度产生所观察到的河外伽玛射线背景。
2009-06-30 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Positron excess in the center of the Milky Way from short-lived $β^+$ emitting isotopes
INTEGRAL卫星的观测揭示了银河系中心区域在511千电子伏左右的能量存在着尚未解释的过剩。这些伽马射线是在正电子湮灭过程中产生的，所需的速率约为$10^{42}~\mathrm{s^{-1}}$。在这篇简短的论文中，它表明，在亚相对论宇宙射线（CR）与轻核（CNONe）的相互作用中形成的\pos发射同位素可以占中心区域$e^{+}$产生率的相当大的比例-高达百分之几十。
2016-08-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Absolute electron and positron fluxes from PAMELA/Fermi and Dark Matter
我们提取的正电子和电子通量的能量范围为10 - 100 GeV的PAMELA和费米LAT结合最近的数据。由此得到的{ \it绝对正电子和电子}通量分别服从幂律：$E^{-2.65}$和$E^{-3.06}$，这可以由PAMELA即将获得的数据证实。即使次级正电子通量的不确定性被添加到银河系正电子背景中，正电子通量似乎也表明能量为$E\gsim 50$ GeV的过量。这为我们考虑新的物理学提供了足够的动力，比如暗物质的湮灭或衰变，作为宇宙射线中过量正电子的起源。
2009-07-07 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Prospects for Measuring the Positron Excess with the Cherenkov Telescope Array
在$\sim$ 10 GeV以上的宇宙射线中，正电子的过剩自从被发现以来一直是一个谜。对这种过剩的可能解释已经被提出，包括局部超新星遗迹的加速或暗物质粒子的湮灭。为了区分这些情况，必须在更高的能量下测量正电子分数。进行这种测量的一种技术是使用地月光谱仪：观察地球磁场对正电子和电子月球阴影的偏转。以前的切伦科夫大气成像望远镜已经尝试过这种测量，但没有成功。切伦科夫望远镜阵列（CTA）将具有前所未有的灵敏度和背景抑制能力，这可能使这项测量首次成功。此外，在CTA的某些望远镜中使用硅光电倍增器的可能性可大大增加在月球附近进行观测的可行性。估计CTA的能力，以测量正电子分数使用模拟观测的月球阴影。
2015-09-08 astro-ph.HE astro-ph.IM
Constraining Decaying Dark Matter with Fermi LAT Gamma-rays
来自衰变中的暗物质的高能电子和正电子可以通过星际辐射场中的低能光子的逆康普顿产生显著的伽马射线通量。这种可能性是不可避免地与暗物质的解释所观察到的PAMELA和费米过剩。本文的目的是提供一个简单而通用的方法来约束暗物质模型，产生电子和正电子在其衰变使用费米LAT γ射线观测在0.5 GeV和300 GeV之间的能量范围。我们提供了一组通用的响应函数，一旦卷积与特定的暗物质模型产生所需的约束。我们的响应函数包含所有的天体物理输入，如电子在星系中的传播，暗物质配置文件，已知的起源，和费米LAT数据的伽马射线通量。我们研究的不确定性，在确定的响应函数，并将它们施加到一些特定的暗物质衰变模型，可以很好地拟合PAMELA和费米LAT观测到的正电子和电子通量的约束。为此，我们也考虑到即时辐射的暗物质衰变。我们发现，根据现有的数据，衰变的暗物质不能被排除为PAMELA正电子过剩的来源。
2010-04-21 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Possible spectral irregularities in the AMS-02 positron spectrum
本研究利用不规则性估计器分析AMS-02正电子谱，以区分暗物质与脉冲星起源，当前数据显示1.75σ显著性，预测20年数据可在71%模拟中达3σ置信水平。
2024-05-30 astro-ph.HE hep-ph
Constraining Dwarf Spheroidal Dark Matter Halos With The Galactic Center Excess
如果费米-LAT报告的来自星系中心的伽马射线过剩是湮灭暗物质的信号，那么人们必须质疑为什么在矮球状星系中没有观察到类似的过剩。我们用这个观测来限制矮球状星系的密度分布，假设星系中心过剩实际上是一个信号，从湮灭暗物质。我们将约束的广义NFW参数$γ$和Einasto配置文件参数$α$控制的对数斜率的内部区域的晕的密度分布。我们确定，在这些假设下的银河系中心过剩是不一致的标准NFW配置文件（和其他“尖”的配置文件）矮球状星系，但与观测的核心矮星系配置文件是一致的。具体来说，我们发现，矮球状轮廓必须比银河系的尖。暗物质通过光介质进行自我交互的模型可以实现这一点。
2017-05-26 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Discriminating the source of high-energy positrons with AMS-02
利用阿尔法磁谱仪AMS-02研究了PAMELA正电子过剩的暗物质和脉冲星起源的区别。我们模拟AMS-02的响应，以正电子（和电子）源自DM湮灭，并确定脉冲星参数（自旋下光度，距离和特征年龄），产生一个令人满意的拟合模拟AMS-02数据。事实证明，它总是有可能模仿DM信号与天线。虽然在某些情况下，拟合需要的自旋光度和特征年龄值与ATNF和费米LAT星表中已知的脉冲星不同，但这些星表是不完整的，因此很难排除脉冲星的解释。我们还表明，如果正电子过剩是由于一个脉冲星，它总是可以找到一个DM候选人，提供了一个很好的适合模拟AMS-02数据。因此，要区分这两种情况，就需要更好地了解基本来源或补充数据。
2010-12-22 astro-ph.HE hep-ph
Anomalous positron excess from Lorentz-violating QED
我们接受这样的想法，即一个合适的背景冷（非常低的动量）赝标粒子或凝聚，可能会触发一个背景，有效地产生洛伦兹不变性破坏。这种类似以太的背景导致了QED的Chern-Simons修正。在不同的坐标系中，物理学是不同的，在赝标背景的静止坐标系中，高动量光子可以衰变成对。这种衰变的阈值与粒子的静止质量成平方关系。这种机制可以自然地解释为什么在最近的宇宙射线测量中没有反质子。在重离子碰撞中，类似的信号可以作为赝标凝聚的探针。
2009-09-05 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Constraints on the positron emission from pulsar populations with AMS-02 data
AMS-02目前以前所未有的精度测量了宇宙射线中的电子和正电子通量，最高可达TeV能量，代表了对银河系局部性质的独特探测。对它们的光谱的解释目前仍有争议，特别是对于10 GeV以上的过量正电子。在观察到Geminga和Monogem星周围几度大小的TeV能量的伽马射线晕之后，关于星可以显著地贡献于这种过量的假设已经得到了巩固。然而，空间和充满活力的银河系分布的恒星和正电子生产的细节，加速和释放从这些来源还没有完全理解。我将描述我们如何使用高精度AMS-02正电子数据来约束银河系脉冲星群的主要特性和解释观测到的通量所需的正电子加速度。这是通过模拟大量的银河系脉冲星人口，最新的自洽建模的脉冲星自旋和演化特性，校准目录观测。通过拟合正电子AMS-02数据以及初级宇宙射线与星际介质碰撞产生的次级分量，确定了主导正电子通量的恒星的物理参数，并评估了不同假设对径向分布、自旋下降特性、银河系传播情景和正电子发射时间的影响。
2022-09-12 astro-ph.HE hep-ph
An Excited Dark Matter Solution to the MeV Galactic Center Excesses
King’s College London（伦敦国王学院）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Instituto de Física Teórica UAM-CSIC（UAM-CSIC理论物理研究所）
本文提出了一种激发暗物质模型，解释了MeV银河中心过剩现象及511 keV线，通过非弹性散射产生正电子，并预测未来任务可验证的MeV特征。
2026-01-15 astro-ph.HE hep-ph
Multi-messenger constraints on the annihilating dark matter interpretation of the positron excess
PAMELA卫星观测到的正电子比能谱在10 GeV以上的上升，以及其他宇宙射线的测量，被解释为银河系中暗物质湮灭的可能特征。然而，大量的自由参数，和大的天体物理学的不确定性，使得它很难做结论性的声明，这种情况下的可行性。在这里，我们进行多波长，多信使分析，以一致的方式结合不同的天体物理观测所产生的约束。我们表明，如果对暗物质的分布（我们在最近的Via Lactea II和Aquarius模拟上建立模型）和宇宙射线的传播进行标准假设，那么当前的DM模型无法解释所观察到的正电子通量，而不超过所观察到的反质子或伽马射线和射电光子的通量。为了使多信使约束可视化，我们引入了“星图”，这是一种图形方法，可以在同一图中显示不同信使和波长的理论预测和观测约束。
2009-12-03 astro-ph.HE
Revisiting GeV-scale annihilating dark matter with the AMS-02 positron fraction
反物质宇宙射线被用来探测物理学中的新现象，包括暗物质湮灭。我们使用阿尔法磁谱仪的宇宙射线正电子分数谱，在银河系中寻找这样的湮灭信号。我们专注于质量在5到120 GeV之间的暗物质，产生高能电子和正电子。在这些宇宙射线能量中，多个天体物理源和现象的相互作用使得这种搜索对潜在的天体物理背景假设高度敏感。我们使用一个巨大的公共图书馆的宇宙射线正电子分数背景的天体物理模型，推导出强大的上限暗物质的湮灭截面的湮灭通道的数量。这个库解释了不同类型的宇宙射线源及其在空间和时间分布上的不确定性。此外，它还解释了这些源的输出的不确定性，它们注入星际介质宇宙射线光谱和宇宙射线传播的不确定性。对于任何给定的暗物质粒子质量和湮灭通道，湮灭截面的上限由其值延伸一个完整数量级的带给出。与早期的结果相比，我们的工作提供了较弱的限制，但对所有相关的天体物理不确定性都很强大。在5和15 GeV之间，我们发现了宇宙射线电子和正电子可能过剩通量的迹象。这种过剩存在于大多数但不是所有的天体物理背景参数空间中，其意义可能会有明显的变化。为了增进对这些低能量宇宙射线的了解，有必要进行更深入的研究。最后，我们注意到，即使在这些能量中发现了多余的信号，当前的背景不确定性也不允许我们准确地推断出其潜在的粒子性质。
2022-10-10 astro-ph.HE hep-ph
Pulsars Do Not Produce Sharp Features in the Cosmic-Ray Electron and Positron Spectra
本文证明脉冲星不会因电子冷却在宇宙射线正电子能谱中产生尖锐截断特征，该错误源于将逆康普顿散射近似为连续能量损失过程，修正此近似后重新开启了利用此类特征确证暗物质的可能性。
2023-04-27 astro-ph.HE hep-ph
Explaining the AMS positron excess via Right-handed Neutrinos
在过去的十年里，我们已经观测到了能量大于$10$ GeV的令人困惑的宇宙线过剩。今年公布的AMS-02数据有了新的成分，比如$300$ GeV附近的凸起，然后是$800$ GeV的下降，以及更小的误差条。采用AMS-02合作在他们的分析中使用的背景，可以得出结论，以前对新AMS-02的解释，如一个组件湮灭和衰变的暗物质以及暗物质似乎无法重现数据。在这里，我们表明，在右手中微子门户可能驻留的答案。我们讨论了一个衰变的两个组件的暗物质的情况下，两体衰变产物是右手中微子，其衰变模式由I型跷跷板机制。这种设置提供了一个非常好的数据拟合，例如，对于保守的方法，包括只是统计不确定性导致$m_{DM_1}=2150$ GeV的$χ^2/d.o.f \sim 2.3$与$τ_{1}=3.78 \times 10^{26}$ s和$m_{DM_2}=300$与$τ_{2}=5.0 \times 10^{27}$ s的$M_N=10$ GeV，在乐观的情况下，包括系统的不确定性，我们发现$χ^2/d.o.f \sim 1.12$，对于$M_N = 10$ GeV，$m_{DM_1}=2200$ GeV与$τ_{1}=3.8 \times 10^{26}$ s和$m_{DM_2}=323$ GeV与$τ_{2}=1.68 \times 10^{27}$ s。
2020-04-02 astro-ph.HE hep-ph
B/C ratio and the PAMELA positron excess
本文计算了超新星遗迹（SNR）产生的硼-碳族宇宙线（CR）核及其二次核的漫射强度。在测试粒子近似中，将SNR中带电粒子的轨迹建模为随机行走。二次生产CR碰撞气体的SNR包括作为一个Monte Carlo过程，而我们使用Galprop占CR在银河系中的传播和相互作用。在附近的源，我们发现一个近似恒定的B/C比作为能量的函数。因此，地球上的B/C比并不随能量的增加而增加，而是在高能量极限下增加。这一预测很快将通过AMS-2合作进行检验。
2013-03-01 astro-ph.HE
