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![arxiv：2406.00387v2 [hep-ph] 2024年10月14日](/simg/g:\will\search\icon\source\8\81c16c4f94a28157775c1dba9602677d3d4b6362.webp)
arxiv：2406.00387v2 [hep-ph] 2024年10月14日
Markarian 421是RedShift Z = 0的附近著名的BL Lac Blazar。031。研究了许多以前的作品，以限制其TEV伽马射线观测的轴突 - 光子耦合，显示了耦合常数GAγ2的上限。0×10 - 11 GEV - 1对于轴质量[5。0×10 - 10 ev≲Ma≲5。0×10 - 7 eV]。在这项工作中，我们从1038天伽马射线观测到Blazar Markarian 421。长期伽马射线光谱是通过NASA的Fermi Gamma-ray空间望远镜（Fermi-LAT）和高海拔Water Cherenkov（HAWC）Gamma-ray观察者的合作衡量的。我们在零和轴突假设下显示了Markarian 421的最佳拟合光谱分布（SED）。然后，我们在{m a，gaγ}平面中设置了轴 - 光子极限。99％c。l。Markarian 421设置的上限为GAγ≲4。0×10 - 12 GEV - 1对于轴质量[1。0×10 - 9ev≲ma≲1。0×10 - 8 eV]。这是该轴质量区域中最严格的上限。
JCAP07（2024）047
摘要：单色伽马射线信号构成了歼灭或腐烂的暗物质颗粒的潜在吸烟枪标志，可以相对容易将其与天体物理或仪器背景区分开。我们根据对银河中心区域的观察以及选定的矮人球星系的观察，对Cherenkov望远镜阵列（CTA）的灵敏度进行了更新的评估。我们是，在多-TEV范围内最多可显着提高300 GEV的暗物质质量的当前限制和检测前景。这表明CTA在这方面还将为伽马射线天文学设定新的标准，因为它是世界上最大，最敏感的高能量伽马射线天文台，尤其是由于其在TEV Energies上的精美能量分辨率以及采用的观测观测策略侧重于具有大型暗物质的区域。在整个分析过程中，我们都使用了最新的仪器响应功能，并在统计处理中彻底建模了仪器系统不确定性的影响。我们进一步提出了具有鲜明频谱特征的其他潜在特征的结果，例如盒形光谱，同样可以非常清楚地指出粒子暗物质的起源。
间接搜索时间域中的超季度暗物质
暗物质今天可能以超Heavy的复合状态的形式存在。这种暗物质状态之间的碰撞可以释放出强烈的辐射爆发，其中包括最终产品中的γ射线。因此，暗物质的间接检测信号可能包括非常规的γ射线突发。这样的爆发可能并不一定是因为它们的γ射线通量低，而是它们的短暂性和稀有性。我们指出，到目前为止，由于现有和计划中的设施可以在不久的将来检测到后者，其无探测是由于后者而引起的。尤其是，我们建议，通过轻微的实验调整和合适的数据分析，成像大气Cherenkov望远镜（IAIACTS）和脉冲全套近红外的近红外和光学搜索，以寻求外星智能（Panoseti）是可检测如此罕见的，简短而强烈的强烈爆发的有希望的工具。我们还表明，如果我们假设这些爆发源于暗物质状态的碰撞，那么IACTS和PANOSETI可以探测超出现有限制的大型暗物质参数空间。此外，我们提出了一种暗物质的混凝土模型，该模型在这些仪器中产生可能检测到的爆发。
35。加速器的粒子探测器
35.1简介。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>2 35.2光子检测器。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>3 35.1.2 bacuum phototettors。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>4 35.2.2气态光子检测器。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。6 35.2.3固态光子检测器。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。7 35.2.4超导光子检测器。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。8 35.3有机闪烁体。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。9 35.3.1闪烁机制。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。9 35.3.2塑料闪烁体的实用性。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。11 35.3.3有机玻璃闪烁体。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。12 35.3.4液体闪烁体的实用性。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。12 35.4无机闪烁体。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。12 35.5 Cherenkov探测器。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。17 35.6气态探测器。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。22 35.6.1气体中的能量损失和电荷运输。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。22 35.6.2多线比例和漂移室。。。。。。。。。。。。。。。。。。27 35.6.3高率效应。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。31 35.6.4微图案气体探测器。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。32 35.6.5时预测室。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。32 35.6.5时预测室。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。38 35.6.6过渡辐射探测器（TRD）。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。42 35.6.7电阻板腔室。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。46 35.7 Lar Time投影室。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。51 35.7.1简介。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。51 35.7.2一批超纯液体氩气。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。52 35.7.3充电和光信号。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。53 35.7.4 Lar TPC拓扑。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 。 55 35.7.5数据采集和事件重建。 。 。 。 。 。 。 。 。 。53 35.7.4 Lar TPC拓扑。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。55 35.7.5数据采集和事件重建。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。57 35.7.6发展。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。57 35.8半导体检测器。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。58 35.8.1半导体中的信号产生。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。59 35.8.2结孔检测器。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。61 35.8.3带有结构化电极的检测器。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。63 35.8.4硅检测器的精确时机。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。66 35.8.5硅检测器中的辐射损伤。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。68 35.9低噪声检测器读数。。。。。。。。。。。。。。。。。。。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>71 35.9.1主噪声起源。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>72 35.9.2等效噪声分析。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>72 35.9.3时序措施。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>77 35.9.9.4数字信号处理。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。 div>。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。78 35.9.5什么时候使用什么？。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。79 35.10量热计。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。79 35.10.1引言。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。。79
高能粒子雷达回波的观测...
简介：超高能（UHE；≳ 10 16 eV）天体物理中微子具有巨大的发现潜力。它们将探测超高能宇宙射线的加速器，超高能宇宙射线的探测能量最高可达 ∼ 10 20 eV。与在宇宙微波背景上向下散射并在磁场中偏转的宇宙射线不同，探测到的中微子将指向其来源。超高能中微子-核子相互作用探测对撞机能量尺度以上的质心能量，从而可以进行灵敏的新物理测试。为了充分利用超高能中微子的科学潜力，我们最终需要一个具有足够曝光度的天文台，即使在悲观的通量情景下也能收集高统计数据。当超高能中微子在物质中相互作用时，它们会产生相对论性粒子级联，以及由于相对论性粒子能量损失而产生的非相对论性电子和原子核尾迹。冰中的时间积分级联轮廓是一个长度约 10 米、半径约 0.1 米的椭圆体。几乎所有的主要相互作用能量都用于介质的电离。来自单个级联电子和正电子的非相干光学切伦科夫辐射可以在 TeV–PeV 探测器（如 IceCube [1]）和类似实验 [2–4] 中探测到。然而，由于中微子谱急剧下降，拟议的后继者 IceCube-Gen2 [5] 的光学探测率太小，不足以成为合适的超高能天文台。已经提出并实施了几种更有效的技术来探测来自超高能中微子的级联。首先，级联中净电荷不对称产生的相干射频辐射（阿斯卡里安效应 [6]）已在实验室中观测到 [7]，并且是过去 [8]、现在 [9–11] 和拟议 [12, 13] 实验的焦点。由于冰中无线电的透明性 [16–20]，无线电方法（详见参考文献 [14, 15]）可以比光学探测器更稀疏地测量大体积 [16–20]，从而使得大型探测器的建造更具成本效益。其次，τ 中微子与地球相互作用，可以产生 τ 轻子（携带大部分原始 ν τ 能量），该轻子离开地球并在空气中衰变，产生 cas-