Галпер Експерименты по исследован 2014

Рис. П.15. Зависимость независящего от спина значения сечения взаимодействия с протонами от массы нейтралино χ в моделях MSSM и mSUGRA. Также показаны

(см. [27]) исключенные области, полученные в эксперименте CDMS, и области, которые планируется достичь в эксперименте SuperCDMS

91

Рис. П.16. Тот же набор моделей (см. [27]) MSSM и mSUGRA, что и на рис. 3.11, но представленный на графике зависимости сечения аннигиляции (деленного на

mχ2 ) от массы нейтралино. Слева – случай галактического центра, справа – карликовых галактик

Рис. П.17. Области, достижимые в экспериментах по прямому и косвенному детектированию частиц темной материи (см. [27]) для случая галактического центра (для описания гало темной материи используется модель гало NFW – Navarro, Frenk, White, 1997). Слева – случай без увеличивающего фактора, справа – случай с увеличивающим фактором B=10 (фактор B учитывает неравномерности в распределении темной материи)

92

Рис. П.18. Вклад звездообразующих галактик (зеленый), блазаров (красный) и их сумма (синий) в экстрагалактическое излучение. Экспериментальные данные

FermiLAT (см. [42])

93

Рис. П.19. Фитирование данных наблюдений (черные квадраты и голубая кривая) спектрами существующих шаровых скоплений, с популяцией пульсаров (Omega Cen – зеленый, NGC6388 – бирюзовый, M28 – фиолетовый, Geminga – светло-серый). График из работы [47]

Рис. П.20. Верхний предел (см. [29]) значения сечения аннигиляции частиц темной материи (уровень достоверности 90 %) в предположении профиля Einasto и аннигиляции в ( μμ ) (левый рисунок) и в ( ττ) (правый рисунок). Верхние пределы

сравниваются с наиболее удачными феноменологическими моделями описания данных PAMELA (зеленый цвет) и Fermi (коричневый цвет)

94

Рис. П.21. Жирные линии: допустимые области для объяснения данных PAMELA и Fermi по превышению доли лептонов в предположении конечных состояний с

4e или 4μ (см. [30]). Параметры гало: α = 0,17 , rS = 20 кпк, ρ: = 0,3 ГэВ/см3.

Тонкие линии показывают ограничения, полученные по данным наблюдения микроволнового фона и гамма-квантов обратного комптоновского рассеяния

Рис. П.22. Зависимоcть предсказанных и допустимых значений σv от массы частицы темной материи M для модели с триплетом частиц с массами калибровочных бозонов μ=50,100,150 или 200 МэВ и с параметрами гало

α = 0,20 , rS =30 кпк, ρ: = 0,3 ГэВ/см3 (см. [30])

95

Рис. П.23. Зависимость темпа аннигиляции частицы темной материи от ее массы для моделей, в которых частицы аннигилируют в e± (см. [32])

Рис. П.24. Ограничения на сечение аннигиляции частиц темной материи в γ -кванты и на время жизни этих частиц (распад в γ -кванты) (см. [32])

96