物理学。修订稿。106161301（2011）-用H.E.S.S.从星系中心光晕搜索暗物质湮灭信号。

用H.E.S.S从星系中心晕寻找暗物质湮灭信号。

A.阿布拉莫夫斯基等。（H.E.S.S.合作）

物理学。修订稿。106，161301–2011年4月18日出版

摘要

寻找超高能（VHE； $\geq 100 GeV公司$ ) $γ$ -来自自增强粒子暗物质（DM）的射线信号被执行到投影距离的区域 $第页 \sim 45 - 150 个人电脑$ 从银河系中心。背景资料 $γ$ -高能立体系统（H.E.S.S.）测量的射线光谱 $γ$ -能量范围在300GeV到30TeV之间的射线仪器没有显示任何残留迹象 $γ$ -射线通量。假设传统的Navarro-Frenk-White和Einasto密度剖面，导出速度加权湮灭截面的极限 $⟨ σ v（v） ⟩$ 作为DM粒子质量的函数。这些是迄今为止在该能量范围内报道得最好的，尤其是在所选密度分布参数之间差别很小。特别是，对于 $\sim 1 TeV公司$ ，的值 $⟨ σ v（v） ⟩$ 在上面 $三 \times 10^{- 25} {厘米}^{三} 秒^{- 1}$ Einasto密度剖面不包括在内。

收到日期：2010年11月4日

内政部：https://doi.org/10.103/PhysRevLett.106.161301

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第106卷，第。2011年4月16日至22日

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图1
本分析中使用的银河系DM晕剖面的比较。NFW和Einasto剖面的参数取自[25]. 等温曲线[24]图中显示了在乳心距为1 kpc时的扁平DM密度，以供比较。所有剖面均归一化为局部DM密度( $ρ_{0} = 0.39 GeV公司 / {厘米}^{三}$ [29]距离GC 8.5 kpc）。指出了源区域和用于背景估计的区域。请注意，源区的预测DM密度始终较大，但等温剖面除外，其中包括完整性。
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图2
星系平面（由恒星描绘）下方望远镜指向位置的宇宙射线背景减法图解。请注意，这只是数据集几个不同的指向位置之一。DM源区是黑色轮廓内的绿色区域，以GC（黑色三角形）为中心。由于天体物理来源的污染，黄色区域被排除在分析之外。背景估计的相应区域（红色区域）通过旋转单个大小的像素来构建 $0.02 ° \times 0.02 °$ 将指向位置周围的源区域偏移90°、180°和270°。这种选择保证了类似 $γ$ -源区域和背景区域的光线检测效率。例如，标记为1和2的像素用作像素0的背景控制区域。像素3不被考虑用于背景估计，因为它位于排除区域中。源区域中的像素（无法为其构建背景像素）在分析此特定指向位置时不被考虑，并保留为空白。
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图3
顶部面板：重建的差动通量 ${F类}_{Src公司 / Bg公司}$ ，权重为 ${E类}^{2.7}$ 为了获得更好的可见性，获得了文本中定义的源和背景区域。这些单位是 ${TeV公司}^{1.7} 米^{- 2} 秒^{- 1} 锶^{- 1}$ 由于能量依赖性选择效率和有效面积的使用 $γ$ -射线模拟，与地球上测得的宇宙射线幂律谱相比，重建的谱进行了修改。底部面板：焊剂残渣 ${F类}_{雷斯} / Δ {F类}_{雷斯}$ ，其中 ${F类}_{雷斯} = {F类}_{Src公司} - {F类}_{Bg公司}$ 和 $Δ {F类}_{雷斯}$ 统计误差是 ${F类}_{雷斯}$ .剩余通量与零测量兼容。当改变源区域的半径、将数据集细分为不同的时间段或观测位置或分别分析源区域的每一半时，可以获得可比较的零残差。
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图4
速度加权湮没截面的上限（95%CL） $⟨ σ v（v） ⟩$ 作为DM颗粒质量的函数 $米_{χ}$ 用于Einasto和NFW密度剖面。最佳灵敏度是在 $米_{χ} \sim 1 TeV公司$ 为了进行比较，从观测高能矮星系得出的最佳极限，即Sgr dwarf[10]小熊威尔曼1号[15]和德拉科[9]图中显示了在所有情况下使用NFW形状DM剖面。与本分析中研究的天空区域类似，矮星系是没有天体物理背景源的天体。绿色点表示深色SUSY模型[32]，与WMAP和对撞机约束一致，通过使用以下参数范围随机扫描mSUGRA参数空间获得： $10 GeV公司 < {M（M）}_{0} < 1000 GeV公司$ , $10 GeV公司 < {M（M）}_{1 / 2} < 1000 GeV公司$ , ${一个}_{0} = 0$ , $0 < 棕褐色的 β < 60$ , $sgn公司 (μ) = \pm 1$ .
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用H.E.S.S从星系中心晕寻找暗物质湮灭信号。

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