Soft gamma rays from low accreting supermassive black holes and connection to energetic neutrinos
宇宙充满了MeV伽马射线和PeV中微子的弥散背景,其起源未知。在这里,我们提出了一个方案,可以同时考虑这两种背景。低光度的活动星系核有热吸积流,热电子自然地通过它们的同步光子的康普顿化发射软伽马射线。那里的质子可以通过湍流或重连加速,通过强子相互作用产生高能中微子。我们证明,我们的模型可以重现的伽马射线和中微子的数据。结合发光活动星系核中热日冕的贡献,这些吸积流可以解释keV-MeV光子和TeV-PeV中微子背景。这种情况可以解释没有非热电子的MeV背景,表明从热宇宙到非热宇宙的跃迁能量比预期的要高。我们的模型与附近天体的X射线数据是一致的,并且可以通过未来MeV伽马射线和高能中微子探测器进行测试。
2021-09-25 astro-ph.HE hep-ph
Novel Spectral Features in MeV Gamma Rays from Dark Matter
对伽马射线的天体物理搜索是探测暗物质粒子湮灭或衰变的主要策略之一。我们提出了一类新的独特的亚GeV的光谱特征,一般出现在运动学的情况下,在这样的过程中,可用的质心能量是刚刚超过阈值产生激发介子状态。使用Fisher预测与现实的天体物理学背景,我们证明,对于即将到来的实验,如e-ASTROGAM和Compair,这些信号可以变成搜索粒子暗物质的吸烟枪。
2017-02-16 hep-ph
Diffuse MeV Gamma-rays and Galactic 511 keV Line from Decaying WIMP Dark Matter
高纬度地区弥漫的MeV伽马射线辐射和来自银河系隆起的511 keV线通量的起源是不确定的。以前的研究已经引用了暗物质物理学来独立地解释这些观测结果,尽管还没有人能够在弱相互作用大质量粒子(WIMP)的良好框架内解释这两种发射。在这里,我们使用一个不稳定的WIMP暗物质模型,以表明它实际上是可能的,同时调和这两个观测,并在此过程中显示出一个显着的巧合:衰变暗物质与MeV的质量分裂可以解释这两个观测,如果正电子和光子产生类似的分支分数。我们用一个不稳定的branon来说明这个想法,branon是一个标准的WIMP暗物质候选者,出现在具有大额外维度的膜世界模型中。我们表明,因为通过三体末态衰变的branons,他们是另外不受约束的银河兆电子伏的伽马射线线搜索。因此,这种不稳定的长寿命暗物质粒子提供了新颖而独特的特征,可以通过未来对MeV伽马射线的观测进行测试。
2008-01-04 astro-ph hep-ph
Analysis of the new Crystal Ball data on $K^-p\toπ^0Λ$ reaction with beam momenta of $514\sim 750$ MeV/$c$
水晶球合作组织最近报道了使用动量在514和750 MeV/ $c$之间的入射$K^-$束的反应$K^-p\rightarrow π^0Λ$的微分截面和$Λ$极化。我们用有效的拉格朗日方法对这个过程进行了分波分析,并研究了在这个能量范围内的一些$Σ$共振的性质。由于加入了4星共振$Σ(1189)$,$Σ^*(1385)$,$Σ(1670){3\over 2}^-$,$Σ(1775){5\over 2}^-$,以及与3星共振$Σ(1660){1\over 2}^+$相容的$Σ(1635){1\over 2}^+$,我们的结果能很好地再现实验数据. $Σ$共振和相关耦合的参数进行了研究。
2011-05-11 hep-ph nucl-ex nucl-th
511 keV line and diffuse gamma rays from moduli
我们得到的伽马射线发射光谱的模量,其衰减到$e^+ e^-$占511千电子伏线观察SPI/INTERGRAL。模量通过内部韧致辐射发射伽马射线,并且还通过树和/或单回路图直接衰减成两个伽马。我们发现,内部韧致伸缩约束的质量低于$\sim 40$兆电子伏模型独立的模量。另一方面,在典型情况下,如果模质量超过$\sim 20$ MeV,则由模通过单圈图直接衰变的两个γ射线的通量将超过观测到的银河系弥散γ射线背景。此外,即将到来的分析SPI数据在1-8 MeV的范围内可能会检测到线发射的能量一半的模量质量在不久的将来,这证实了衰减模量的情况。
2006-03-23 astro-ph hep-ph
Hidden Cores of Active Galactic Nuclei as the Origin of Medium-Energy Neutrinos: Critical Tests with the MeV Gamma-Ray Connection
最近冰立方对10-100 TeV范围内的大扩散通量的测量加深了对高能宇宙中微子起源的怀疑。基于活动星系核(AGN)的标准盘冠图像,我们提出了一个唯象模型,使我们能够系统地计算从AGN日冕多信使发射的光谱序列。我们表明,质子在日冕等离子体中可以随机加速到PeV的能量等离子体湍流,并发现该模型解释了大的扩散通量的中等能量的中微子,如果宇宙射线进行只有百分之几的热能。我们发现Bethe-Heitler过程在连接这些中微子和级联MeV伽马射线中起着至关重要的作用,并指出伽马射线通量甚至可以通过次级对的再加速来增强。该模型的关键测试是通过预测MeV伽马射线背景的很大一部分与约10 TeV的中微子相关,而包括NGC 1068在内的附近塞弗特星系是IceCube、KM 3 Net、IceCube-Gen 2和未来的目标来给出的。MeV伽马射线望远镜。
2020-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraints on Axions from a Theoretical Model of Spatially-Extended Gamma-Ray Emission from Neutron Stars
fiziSim LLC(fiziSim有限责任公司);SLAC National Accelerator Laboratory(SLAC国家加速器实验室)
本文基于中子星作为扩展源的理论模型,探讨了轴子在伽马射线中的发射特性,提出了更严格的轴子质量限制。
2022-07-14 astro-ph.HE hep-ph
Hadronic High-energy Emission from Magnetically Arrested Disks in Radio Galaxies
我们提出了一个新的解释,从附近的射电星系的γ射线是强子发射的磁制动盘(MAD)周围的中央黑洞(BH)。MAD中的磁能高于吸积等离子体的热能,其中磁重联或湍流可以有效地加速非热质子。它们通过强子过程发射伽马射线,这可以解释观测到的M87和NGC 315的伽马射线。非热电子也被质子加速并产生MeV的伽马射线,这对于通过拟议的MeV卫星来测试我们的模型是有用的。MAD的强子辐射可能对GeV的伽马射线背景有显著贡献,并产生IceCube-Gen 2可检测到的多PeV中微子背景。此外,来自MAD的伽马射线通过BH磁层的双光子对产生提供电子-正电子对。这些对可以屏蔽真空间隙,这会影响射电星系中的高能发射和喷流发射机制。
2021-01-06 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Understanding the spectral hardenings and radial distribution of Galactic cosmic rays and Fermi diffuse gamma-rays with spatially-dependent propagation
最近的直接测量银河宇宙射线光谱的气球/星载探测器显示光谱硬化的所有主要核素在几百个GV的刚性。费米大面积望远镜测量的全天弥漫伽马射线发射也显示了宇宙射线强度和光谱指数的空间变化。这些新的观测挑战了传统的简单加速和/或银河系宇宙射线的传播方案。在这项工作中,我们提出了一个空间依赖的扩散方案来解释所有这些现象。假设扩散系数与源分布反相关,这是带电粒子在湍流磁场中输运的自然预期。空间相关扩散模型也给出了较低水平的宇宙射线的各向异性,这与地下μ子和空气簇射实验的观测结果一致。该模型能较好地再现整个银河系中宇宙射线的光谱变化。
2018-02-26 astro-ph.HE hep-ph
A Cannonball Model of Cosmic Rays
我概述了一个宇宙射线的“炮弹”模型,在这个模型中,宇宙射线在银河系中的分布、它们的总“光度”、被破坏的幂律谱及其观测到的斜率、膝盖和脚踝的位置,以及所谓的成分随能量的变化都用简单的“标准”物理学来解释。
2004-12-07 astro-ph hep-ph
Enhanced Dark Matter Annihilation Rate for Positron and Electron Excesses from Q-ball Decay
我们表明,在阿弗莱克-Dine重子生成模型中的Q球衰变可以解释暗物质时,湮灭截面充分增强,以解释PAMELA,ATIC和PPB-BETS观察到的正电子和电子过剩。对于沿d = 6平坦方向的阿弗莱克-戴恩重子生成,再加热温度约为30 GeV,Q球衰变温度在10-100 MeV范围内。如果横截面相对于热遗迹横截面增大约10^3倍,那么Q球衰变产生的LSP会湮灭到观测到的暗物质密度。
2009-09-25 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Indirect searches for realistic sub-GeV Dark Matter models
Sorbonne Université(索邦大学);CNRS(法国国家科学研究中心)
研究亚GeV暗物质模型通过间接探测方法,分析现有观测数据及未来COSI望远镜的探测潜力,探讨其对暗物质湮灭截面的限制和可能的发现。
2026-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Resonant production of gamma rays in jolted cold neutron stars
声冲击波穿过碰撞的冷中子星可以引起重复的超导相变,其中质子凝聚物通过相干振荡弛豫到其平衡值。因此,在核物质被冲击波加热之前的短时间内,可以发生能量高达10^(52)erg/s的MeV能量范围内的伽马射线的共振非热产生。
1998-04-14 astro-ph gr-qc hep-ph
Constraints on self-interacting Q-ball dark matter
我们认为不同类型的Q球是自相互作用的暗物质。Q球要充当宇宙中的暗物质,它们就不应该蒸发,这就要求它们携带非常大的电荷;根据类型的不同,最小电荷可以高达Q \sim 10^{33},或者Q球与普通物质的耦合可以小到\sim 10^{-35}。自相互作用的暗物质所需的截面质量比意味着Q球所包含的量子的质量尺度为m \sim O(1)MeV,这在MSSM中是很难实现的。
2001-11-27 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
Diffuse continuum gamma rays from the Galaxy
本文采用一个包括核子、反质子、电子、正电子和同步辐射的宇宙线传播模型,对银河系弥散γ射线连续辐射进行了新的研究。我们的逆康普顿(IC)散射的治疗包括在银河系星际辐射场(ISRF)的各向异性散射的影响和ISRF本身的一个新的评价。基于局部测量的电子和核子光谱和同步加速器约束的模型与30-500 MeV范围内的伽马射线测量结果一致,但在此范围外的过量是显而易见的。一个更硬的核子光谱被认为是,但适合伽马射线导致它违反了正电子和反质子的限制。更硬的星际电子能谱也允许伽马射线能谱在1 GeV以上拟合,当与修改后的核子能谱结合时,这一点可以进一步改善,核子能谱仍然尊重反质子和正电子所施加的限制。一个大的电子/IC晕,提出了很好地再现高纬度的伽马射线发射的变化。银河系发射的晕对高纬度伽马射线强度的贡献很大,这对研究弥漫的河外成分和暗物质特征具有重要意义。射电同步加速器光谱指数提供的限制不允许所有<30 MeV的伽马射线发射都用陡峭的电子光谱来解释,除非它采取200 MeV以下的急剧上升的形式。这使我们倾向于选择一个源群作为过量低能伽马射线的起源。
2000-02-24 astro-ph hep-ph
Gamma-Ray Constraint on Galactic Positron Production by MeV Dark Matter
银河系的正电子,如在0.511 MeV的湮灭伽马射线线所观察到的,很难用天体物理源来解释。有人提出,它们是由暗物质湮灭或内星系晕中的衰变产生的。为了避免其他的限制,这些过程需要“看不见”,这样最终的正电子湮灭是唯一可检测到的信号。然而,对这些过程的电磁辐射修正不可避免地产生真实的伽马射线("内部韧致辐射”);这种辐射违反了COMPTEL和EGRET约束,除非暗物质质量小于约20 MeV。
2004-09-16 astro-ph hep-ph nucl-th