One-loop correction effects on supernova neutrino fluxes: a new possible probe for Beyond Standard Models
我们提出了一个大的辐射修正项来自超对称性（SUSY）的后果后，电子中微子流的核心坍缩超新星使用3味中微子中微子相互作用代码。我们探讨了中微子-中微子相互作用与μ-τ中微子折射率相关的共振效应之间的相互作用。我们发现，相当大的影响可能是可见的通量在地球上，因此，在液体氩探测器中的电子中微子的能量信号的事件的数量。这种效应可能会导致对超标准模型（BSM）物理的探索，理想情况下，超对称性参数空间的约束。
2010-05-12 hep-ph
Effect of Collective Flavor Oscillations on the Diffuse Supernova Neutrino Background
核心坍缩超新星内部由中微子-中微子自相互作用驱动的集体味振荡现在已经被证明会带来中微子通量的剧烈变化。这将反过来显著影响扩散超新星中微子背景（DSNB），由过去爆炸的所有核心坍缩超新星产生。鉴于这些集体效应，我们重新分析了在目前运行和计划的大型探测器中探测DSNB的潜力，这些探测器用于探测电子中微子和反中微子。下一代探测器应该能够观测DSNB通量。在某些有利的条件下，人们可以了解中微子参数。例如，即使theta_{13}几乎为零，也有可能确定中微子的质量等级。
2009-05-29 astro-ph hep-ex hep-ph
Supernova neutrino three-flavor evolution with dominant collective effects
在具有代表性的三味方案中，研究了一颗核塌缩星系超新星的中微子和反中微子通量，该方案具有倒置的质量等级和微小的1-3混合。初始风味演变是由集体自相互作用的影响，这是计算在一个完整的三个家庭的框架沿平均径向轨迹。在考虑的整个时间跨度（t=1-20秒），中微子和反中微子光谱分裂出现在能源领域的最后，可观察到的通量的主导功能。一些次要或不可观察的三族特征（例如，与μ-τ-离子风味部分相关）也进行了讨论。主要结果可用于特定探测器的SN事件率模拟。
2009-04-28 astro-ph hep-ex hep-ph
The neutrino signal at HALO: learning about the primary supernova neutrino fluxes and neutrino properties
核心坍缩超新星中微子从高中微子密度区和大物质密度区传播到地球时经历了各种各样的现象。我们进行分析计算的超新星中微子通量，包括集体效应由于中微子-中微子相互作用，Mikheev-Smirnov-Wolfenstein（MSW）效应由于中微子与背景物质的相互作用和退相干的波包，因为他们在空间传播。我们预测了铅事件的单中子和双中子带电和中性流电子中微子散射的数量。我们表明，由于能量阈值，一到两个中子事件的比率是敏感的中微子通量在中微子层的箍缩参数，几乎独立于目前未知的中微子属性。此外，这样的事件有一个有趣的敏感性光谱分裂功能，取决于存在/不存在的中微子味之间的能量均分。我们的计算表明，像氦铅天文台（HALO）这样的铅基天文台有可能确定中微子层中微子通量的重要特征，并为我们提供有关超新星核心中微子输运的信息。
2011-10-20 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Axial symmetry breaking in self-induced flavor conversion of supernova neutrino fluxes
中微子-中微子折射导致稠密中微子流中的自诱导味道转换。我们首次将中微子传播的方位角作为一个显式变量，并发现了一个新的通用多方位角（MAA）不稳定性，对于简单的光谱，发生在正常的中微子质量层次。物质抑制这种不稳定性的超新星需要更大的密度比传统的双峰的情况。新的不稳定性表明，集体风味振荡方程的解不需要继承的初始或边界条件的对称性。这种范式的变化需要重新考虑这一领域的许多成果。
2014-11-17 astro-ph.SR hep-ph
Neutrino Fluxes from a Core-Collapse Supernova in a Model with Three Sterile Neutrinos
本文用数值方法计算了一颗超新星的引力坍缩特征及其质子中子核形成过程中产生的活动中微子和惰性中微子的通量。在不同的输入参数和初始条件下，计算了不同中子化程度的核物质中活动中微子和不育中微子的相对产额。在超致密核物质中，中子化共振度下产生的无菌中微子的比例显著增加已被证实。不育中微子对坍缩动力学和坍缩过程中产生的中微子总通量的贡献相对较小。无菌中微子的总光度比电子中微子的光度低得多，但它们的光谱在高能量下要硬得多。
2017-01-16 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Supernova Relic Electron Neutrinos and anti-Neutrinos in future Large-scale Observatories
本文研究了正在研究中的MEMPHYS（UNO，Hyper-K）、LENA和GLACIER等未来大型天文台的超新星遗迹中微子信号。本文讨论了利用质子散射和利用氧、碳、氩等原子核散射观测超新星遗迹电子反中微子和中微子的互补信息。在确定残余中微子通量时，我们还首次考虑了中微子磁矩与核心坍缩超新星内部磁场的耦合。我们提出的数值结果的遗迹电子中微子和反中微子通量和事件的数量上的电子中微子的碳，氧和氩，以及电子反中微子的质子，各种振荡的情况。超新星遗迹中微子的观测可能为我们提供关于核心坍缩超新星爆炸、恒星形成历史和中微子性质的独特信息，这些信息仍然是未知的。
2007-11-20 astro-ph hep-ex hep-ph
Supernova neutrino fluxes in HALO-1kT, Super-Kamiokande, and JUNO
当下一个星系核心坍缩超新星发生时，我们必须准备好获得尽可能多的信息。虽然现在和未来的许多探测器都有很好的设备来探测$\overlineν_{\mathrm{e}}$和$ν_x$中微子，但探测$ν_{\mathrm{e}}$是最大的挑战。我们评估的影响，1千吨铅基探测器，如HALO-1 kT，可以约束电子中微子时间积分通量。该研究涉及单独使用的探测器以及与大型$\overlineν_{\mathrm{e}}$敏感探测器（如Super-Kamiokande和JUNO）结合使用的探测器。我们发现，HALO-1 kT单独是不能强烈约束的发射参数。然而，当与其他检测器组合时，如果没有实现其他$ν_{\mathrm{e}}$敏感信道，则正交信息可能有助于提高$ν_{\mathrm{e}}$总发射能量和平均能量精度，直到大约$50\%$。讨论重建的$\overlineν_{\mathrm{e}}$和$ν_x$物种，以及总发射能量，也提出。
2021-06-30 hep-ph
Neutrinos and core-collapse supernovae
讨论了核心坍缩超新星中中微子味转换的最新进展，重点讨论了中微子-中微子相互作用的影响。后者已被证明会产生新的现象，大大改变中微子通量和超新星观测。特别是，我们之间的链接的频谱分裂和磁共振现象。此外，最近的研究表明，超新星中微子流存在轻子CP破坏效应。我们总结了这些发现。
2011-08-31 astro-ph.SR hep-ph
Signatures of collective and matter effects on supernova neutrinos at large detectors
我们计算预期的银河超新星中微子信号在大型下一代地下探测器。在爆炸后的不同时期，初级通量可以有很大的不同。对于这些主要的中微子通量，集体中微子味转换引起的光谱分裂可以出现在中微子和反中微子通道的质量等级。我们根据这些分裂的性质和数量对通量模型进行分类，并计算了在地球上可观测到的电子中微子和电子反中微子光谱，同时考虑到随后的物质效应。我们发现，一些光谱分裂可能会发生足够接近的峰值能量产生显着的扭曲，在可观察到的SN中微子信号。这种效应最显著的特征是与地球物质穿越相关的特殊能量依赖调制的存在，仅存在于由光谱分裂划分的SN中微子能谱的部分中。这些签名在拟议的大型水切伦科夫，闪烁，和液体氩探测器可以提供线索的主要SN中微子通量，以及中微子质量层次和混合角theta_{13}。
2010-08-02 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
Multi-angle effects in self-induced oscillations for different supernova neutrino fluxes
来自超新星（SN）核心的中微子发射的非各向同性性质可能会通过SN最深区域的中微子-中微子相互作用影响中微子系综的味道演化。我们调查的依赖这些“多角度效应”的原始SN中微子通量在三味框架。我们发现，光谱交叉的模式（能量F_v_e= F_v_x，和F_ \bar v_e= F_ \bar v_x）是决定多角度效应对风味演变的影响的关键。对于中微子光谱只呈现单交叉，不同角模的同步优于多角效应，产生已知的“准单角”演化。相反，在存在多个交叉能量的光谱时，同步是不稳定的。在这种情况下，多角度效应将产生相当大的延迟，如最近观察到的风味转换的开始。我们发现，由于在大半径的演化只有部分绝热性，多角度的抑制可以如此之强，显着影响最终的振荡中微子光谱。特别是与太阳参数相关的三味效应，可以在多角度模拟中被洗掉。
2011-09-19 astro-ph.GA hep-ph
Spectral split in prompt supernova neutrino burst: Analytic three-flavor treatment
核心坍缩超新星（SN）的瞬时nu_e爆发既受到物质诱导的味道转换的影响，也受到强烈的中微子-中微子折射效应的影响。对于最低质量的祖先，导致O-Ne-Mg核心SNe，物质密度分布可以如此之浅，以至于通常的MSW物质效应发生在靠近中微子球的密集中微子区域内。在这种情况下，在出现的频谱中发生"分裂“，即，Nu_e风味存活概率显示出阶梯状特征。我们解释这个功能分析作为一个'' MSW准备光谱分裂。在三种口味的处理中，台阶状的特征实际上是由两个狭窄的裂缝组成的。它们由在集体振荡下守恒的味轻子数的两种组合决定。
2008-05-05 astro-ph hep-ph
Multiple Spectral Splits of Supernova Neutrinos
超新星中微子的集体振荡在某些能量区间内将电子中微子和反中微子的光谱与另一种味道的光谱交换，这些能量区间由尖锐的光谱分裂所限定。这种现象比以前认识到的要普遍得多：人们通常会在中微子和反中微子通道中发现一个或多个交换和伴随的分裂，无论是反向中微子质量等级还是正常中微子质量等级。根据不稳定性条件，交换会在光谱交叉点（电子中微子或反中微子通量等于另一种味道的能量，以及所有通量消失的无穷大E）周围发展，交换的宽度由光谱和通量决定。多角度退相干的洗出在整个光谱中变化，并且分裂可以作为尖锐的光谱特征而存在。
2009-07-29 astro-ph.SR hep-ph
Spin Flavor Spectral Splits of Supernova Neutrino Flavor Conversions
采用双味单角近似，数值推导了在非平凡中微子磁矩和强磁场存在下超新星中微子味的演化。研究了集体中微子振荡的新性质，并给出了独特的味谱和自旋-味谱分裂模式。最后讨论了中微子磁矩对超新星中微子能谱的影响。
2021-05-17 astro-ph.HE hep-ph
Supernova neutrinos and antineutrinos: ternary luminosity diagram and spectral split patterns
在核心坍缩的超新星中，nu_e和反nu_e物质可能会在相对尖锐的边界（“分裂”）所限定的能量区间内经历集体味道交换到非电子物质nu_x。这些现象似乎敏感地依赖于初始能谱和光度。本文研究了在热谱和总光度固定的早期超新星情形下，相对于通常的“能量均分”情形（1/6，1/6，1/6），分数光度（l_e，l_{anti-e}，l_x）的一般变化的影响。我们表示的约束l_e+ l_{anti-e} +4l_x = 1的三元图，这是通过数值实验（在单角度近似）在均匀间隔的网格点探索。在倒置的层次结构中，在大多数情况下会出现单分裂，但在均分分裂周围的几个点上会观察到突然过渡到双分裂。在正常的层次结构中，集体效应在所有网格点上都是不可观察的，只有一个网格点是可以观察到的。因此，允许的偏离均分可能会导致超新星（反）中微子光谱形状的巨大变化。所观察到的模式解释的初始味极化矢量（定义边界的单/双分裂过渡），轻子数守恒，和最小化的势能。
2009-10-02 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
High Energy Neutrinos from Gamma-Ray Bursts with Precursor Supernovae
在伽玛射线暴之前，超新星遗迹壳层中的质子-质子和光-介子相互作用产生的高能中微子信号为伽马射线暴的前体超新星或超新星模型提供了一个测试。超新星遗迹壳层中的质子，以及从超新星爆炸或来自快速旋转中子星遗迹的脉冲星风中捕获的光子，为逃离伽马射线暴内部冲击的质子提供了充足的目标，以相互作用并产生高能中微子。我们计算了预期的中微子通量，这些通量可以通过当前和未来的实验检测到。
2003-06-23 astro-ph hep-ph
Low-energy spectral features of supernova (anti)neutrinos in inverted hierarchy
在致密的超新星核心中，自相互作用可以使中微子和反中微子的味极化矢量对齐，并诱导集体味转变。不同的排列方式近似地描述了中微子的同步振荡或双极振荡以及中微子能谱的分裂现象。我们讨论了另一种现象，在一些数值实验中观察到的倒序层次，显示类似于一个低能量分裂的反中微子光谱的功能。这一现象似乎是近似描述的另一个对齐的ananomaly，在考虑的情况下，减少（非绝热）动力学的所有能量模式，只有两个中微子加两个反中微子模式。然而，当从单角度模拟到多角度模拟时，相关的光谱特征似乎是脆弱的。
2008-08-06 astro-ph hep-ex hep-ph
MSSM GUT String Vacua, Split Supersymmetry and Fluxes
我们表明，以前的建议，以适应MSSM与弦论N=0的非超对称紧化来自相交的D 6-膜可以完全符合取消RR蝌蚪。在这方面，我们提出了第一个例子的非超对称弦Pati-Salam模型真空与开始可观察的规范群$SU(4)_c \t SU(2)_L \t SU(2)_R$（SU（2）从Sp（2）的），容纳频谱的3代MSSM与规范重子数与所有额外的异国情调（无论是手征或非手征）成为质量和所有MSSM Yuka实现。可见扇区的N=1超对称性被一个额外的超对称信使破缺扇区破缺，而这个超对称信使破缺扇区保留了一个不同的N $^{\prime}$ =1超对称性，展示了弦规范介导模型的第一个例子。由于模型的高尺度，这些模型也是弦分裂超对称载流子的第一个现实例子，表现出普适的slepton/squark质量，大质量弦尺度的gauginos，$2.04 \times 10^{16}$ GeV的SU（3）、SU（2）规范耦合的{\em统一，稳定的质子，以及在susy破缺尺度下的具有手征费米子和只有Higgsinos的景观分裂SM的出现; LSP中性伴子候选者也可能只是Higgsino-Wino混合物或Higgsino-Wino混合物。我们还添加了RR，NS和度量通量，因为每个没有通量的相交D膜模型都可以在通量的存在下被容纳。在环形晶格中加入度规通量也稳定了AdS闭弦模（模D项影响）的实部，只留下凯勒模的虚部不固…
2006-08-09 hep-ph hep-th
Exploring the Fate of Stellar Core Collapse with Supernova Relic Neutrinos
大质量恒星的核塌缩导致不同物理因素的不同命运，从而产生不同的中微子谱。我们把超新星遗迹中微子作为研究恒星坍缩命运的探针。基于不同的核状态方程，我们给出了星核坍缩后三种合成态的SRN通量和事件率谱：典型质量的中子星、更高质量的中子星或形成黑洞的失败超新星。然后，可能的SRN焊剂形成为三种组分的混合物。我们还显示了预期的灵敏度在下一代水基切伦科夫探测器，SK-Gd和超神冈，作为约束的混合分数。该研究为利用SRN测量数据提取天体物理约束提供了一个实例。
2022-09-26 astro-ph.HE hep-ph
Neutrino signatures of the supernova - gamma ray burst relationship
根据观测到的GRB 030329与超新星SN 2003 dh的关联关系，计算了与超新星关联的伽马射线暴的TeV-PeV中微子通量.中微子光谱通量分布可以测试超新星和伽马射线暴事件之间可能的延迟，其时间尺度比光子可以分辨的时间尺度短得多。作为一个说明性的例子，我们计算的概率中微子诱导μ介子和电子级联事件在南极公里级冰下探测器，从GRB 030329。我们的计算表明，公里级中微子望远镜有望检测到的信号，将允许约束超新星GRB模型。
2003-10-14 astro-ph hep-ph
Coherent Development of Neutrino Flavor in the Supernova Environment
我们计算了相干中微子和反中微子的味道变换在超新星环境中，第一次包括前向散射诱导的耦合和纠缠相交的中微子/反中微子轨迹的自洽处理。对于大气中微子质量平方差，我们发现，在正常（倒置）的质量层次的切线传播（径向传播）中微子和反中微子可以启动集体，同时介质增强的味道转换这些粒子在广泛的能量和传播方向。伴随的中微子/反中微子能谱和/或通量的改变可能会影响超新星核合成和预期的中微子信号。
2006-12-13 astro-ph hep-ph
Suppression of Self-Induced Flavor Conversion in the Supernova Accretion Phase
超新星中微子的自诱导味转换可以强烈地改变味相关通量。利用15Msun球对称模型的吸积相物质剖面和相应的中微子通量，对线性化的味稳定性进行了分析。我们使用现实的能量和角度分布，后者强烈偏离准各向同性发射，从而占多角度和多能量的影响。对于我们的物质和中微子密度分布，我们总是找到稳定的条件：味道转换仅限于通常的MSW效应。在这种情况下，如果混合角θ_13与最近的实验所建议的一样大，人们就可以区分SN中微子信号中的中微子质量等级。
2012-02-20 astro-ph.SR hep-ph
Interaction of supernova neutrinos with stochastic gravitational waves
研究了中微子在任意极化的引力波（GW）作用下的传播和味振荡。本文用微扰方法重新导出了三味中微子系统的有效哈密顿量。然后，利用这个结果，我们考虑了一般能量密度谱的随机引力波中中微子味的演化。得到了密度矩阵的方程，并在三种中微子味的情况下解析求解。作为一个应用，我们研究了在一个核心坍缩超新星发射的中微子束的味道含量的演变。我们得到了引力波对中微子通量贡献的解析表达式和描述中微子通量衰减到渐近值的阻尼衰减量的解析表达式。我们发现合并超大质量黑洞发射的引力波对中微子通量演化的贡献超过了恒星质量的黑洞。讨论了所得结果对中微子望远镜测量天体物理中微子的意义。
2021-08-23 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
The neutrino spectral split in core-collapse supernovae: a magnetic resonance phenomenon
由于中微子层附近的中微子密度较大，以及中微子-中微子相互作用的重要性，在核塌缩超新星中会发生多种中微子味转换现象。到目前为止，已经确定了三种不同的机制，通常称为同步，双极振荡和光谱分裂。使用极化矢量的形式主义，在两种口味，我们专注于光谱分裂现象，我们第一次表明，中微子光谱分裂的物理机制是一种磁共振现象。特别是，我们表明，进动频率满足磁共振条件。我们的数值计算表明，中微子的能量和共振发生在超新星的位置吻合以及中微子的能量在光谱交换发生。相应的绝热性参数在共振位置处呈现尖峰。
2011-08-26 astro-ph.SR hep-ph
Multi-azimuthal-angle instability for different supernova neutrino fluxes
最近发现，去除超新星中微子中微子相互作用的“多角效应”中的轴对称性，除了双峰和多天顶角（MZA）不稳定性引起的味转换外，一种新的多方位角（MAA）不稳定性也会引起味转换。我们调查的MAA不稳定性的依赖于原始SN中微子通量，进行稳定性分析的线性化中微子运动方程。我们比较这些结果与数值演化的SN中微子非线性方程组，在一个局部的解决方案，沿着一个特定的视线，假设下，横向变化的全球解决方案是小的。我们还假设，自诱导转换不抑制大物质效应。我们发现，光谱交叉（能量F_{ν_e} = F_{ν_x}，和F_{\barν_e} = F_{\barν_x}）的模式是至关重要的，在确定MAA的影响，风味演变的影响。对于ν_e超过\bar ν_e的中微子谱，MAA不稳定性将触发正常质量等级中新的味转换。在我们简化的风味演化方案中，这些将导致光谱交换和分裂，类似于双峰不稳定性在倒置层次中产生的情况。相反，在存在具有中等风味等级的光谱的情况下，具有多个交叉能量，MZA效应将在风味转化的开始中产生相当大的延迟，抑制MAA不稳定性的增长。在这种情况下，在两个质量层次的振荡光谱的分裂功能是由唯一的双峰和MZA效应引起的。
2014-07-22 astro-ph.GA hep-ph
Learning more about what can be concluded from the observation of neutrinos from a galactic supernova
我们调查什么人可以希望了解的参数，描述的银河系超新星爆炸所发射的中微子通量使用的观测兆吨级的水切伦科夫探测器。我们计算允许的区域，可以通过拟合这些参数，以模拟观察事件，这样的检测器。所有四个可用的检测通道（逆β衰变、氧上的电荷和中性电流以及电子上的弹性散射）都包括在拟合中，并且我们使用十维参数空间。九个参数描述了初始中微子通量，被称为超新星参数。此外，我们还考虑了中微子在超新星外层的物质效应对中微子的依赖性，即对中微子与超新星的混合角$θ_{13}$的依赖性。如果我们不做任何额外的假设，这些参数，我们表明，人们可以希望确定$θ_{13}$相当不错，而除了参数描述的$\barν_e$流量，大多数超新星参数是相当困难的约束，即使四个检测通道可以完全分离。
2008-02-21 hep-ph
Fast neutrino flavor conversions near the supernova core with realistic flavor-dependent angular distributions
最近有人指出，来自超新星的中微子通量几乎在核心上方就可以显示出实质性的味道转换。使用线性稳定性分析和数值解的完全非线性运动方程，我们进行了详细的研究，这些快速转换，重点放在该地区的超新星核心。我们仔细地指定了空间或时间演化的不稳定性，并发现中微子向核心移动使快速转换更加普遍，即，这对于在$ν_e$和${\barν_e}$的天顶角光谱之间产生交叉的更宽范围的通量比和角度不对称是可能的。利用超新星模拟预测的通量和角分布，我们发现快速转换可以在几十纳秒内发生，距离假定的中微子球只有几米远。如果这些快速的味道转换确实发生了，它们将对超新星爆炸机制和核合成产生重要影响。
2016-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Spin light of electron in dense neutrino fluxes
研究了电子在稠密中微子流中的运动。得到了在这种外部环境下电子能量和波函数的狄拉克方程的精确解。在此基础上，我们预测存在的电磁辐射，可以发射的电子在密集的中微子通量。我们称这种现象为“稠密中微子流中的电子自旋光”（$SLe_ν$）。研究了$SLe_ν$的主要性能。我们认为，$SLe_ν$在密集的中微子通量应具有重要的后果，在天体物理学和超新星的过程中，特别是。
2014-05-18 hep-ph
New Test of Supernova Electron Neutrino Emission using Sudbury Neutrino Observatory Sensitivity to the Diffuse Supernova Neutrino Background
超新星在附近很罕见，但在宇宙中并不罕见，所有过去的核心坍缩超新星都有助于形成弥散超新星中微子背景（DSNB），近期的探测前景非常好。DSNB电子{ \it反中微子}通量的超级神冈极限，$ϕ(E_ν> 19.3 {\rm MeV}) < 1.2$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$，刚好在最近基于测量的恒星形成率历史的理论预测范围之上。我们表明，萨德伯里中微子天文台应该能够测试相应的DSNB电子{ \it中微子}通量的灵敏度低至$ϕ(22.5 < E_ν< 32.5 {\rm MeV}) \simeq 6 $ cm $^{-2}$ s $^{-1}$，提高现有的勃朗峰极限约三个数量级。虽然传统的超新星模型预测的电子中微子和反中微子通量相当，但通常认为神冈-II探测器中的第一个（和前向）SN 1987 A事件应归因于电子-中微子散射，这需要大幅增强的电子中微子通量。我们表明，无论是在突发或热相$ν_e$通量所需的增强，DSNB电子中微子通量通常是可检测的萨德伯里中微子天文台。一个直接的实验测试可以解决SN 1987 A的一个持久的谜团：第一个Kamiokande-II事件是否揭示了超新星物理学的严重误解，或者只是一个不太可能的统计波动。因此，萨德伯里中微子天文台的电子中微子灵敏度是对超级神冈的电子反中微子灵敏度的重要补充，以寻求理解DSNB。
2005-08-18 astro-ph hep-ph nucl-th
Collective neutrinos oscillation in matter and CP-violation
我们探讨了CP破坏对稠密环境中中微子传播的影响，例如在核心坍缩超新星中，中微子自相互作用诱导非线性演化方程。我们证明，电子（反）中微子通量是不敏感的CP破坏相，如果μ子和τ中微子与物质的相互作用类似。另一方面，我们的数值计算表明，新的功能出现，因为非线性和通量依赖的演化方程，当μ子和τ中微子有不同的通量在中微子层（由于环路校正或物理超越标准模型）。特别是，电子（反）中微子的概率和流量依赖于CP破坏阶段。我们还讨论了中微子折射率的辐射修正引起的CP效应。
2008-10-27 astro-ph hep-ex hep-ph
A few moments to diagnose fast flavor conversions of supernova neutrinos
从超新星发出的中微子可能会在核心上方几乎立即发生味道转换，这可能会对超新星动力学和核合成产生影响。然而，这种快速转换的精确条件可能很难计算，并且需要了解与味道相关的中微子通量的完整角分布，这在典型的超新星模拟中是不可用的。在本文中，我们表明，整体风味演变定性类似于所谓的“零模式”的增长，由背景物质和中微子密度决定，这可以可靠地预测，仅使用电子轻子数分布的第二角动量，即，$ν_e$和$\barν_e$通量的角分布的差异。我们建议，这种零模式，既不需要计算完整的格林函数，也不需要详细的知识的角分布，可能是有用的初步诊断可能的快速味转换超新星模拟与适度解决的角分布
2018-11-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Simultaneous Flavor Transformation of Neutrinos and Antineutrinos with Dominant Potentials from Neutrino-Neutrino Forward Scattering
在强烈的中微子通量的天体物理环境中，中微子-中微子前向散射贡献的对角和非对角势的味道基础的哈密顿量，支配中微子的味道演变。我们研究了一个特殊的情况下，绝热味演变可以产生一个非对角的潜在的中微子中微子前向散射，占主导地位的相应的对角项和潜在的中微子物质前向散射。在这种情况下，我们找到了一个解决方案，不同于普通的Mikeyhev-Smirnov-Wolfenstein方案，中微子和反中微子在介质中最大限度地混合在中微子和反中微子能量的可观范围内。利用测得的太阳和大气中微子质量平方差，我们确定了中微子通量的条件，需要这种解决方案存在于超新星环境深处，在那里它可能会影响中微子信号，重元素核合成，甚至复兴的超新星冲击。我们推测这个解决方案如何可能或可能不会实现在现实的超新星演化。虽然这种解决方案在超新星的时间和/或空间上是短暂的，但它可能标志着中微子和反中微子随后明显的味道混合的开始。类似的解决方案也可能存在于具有显著净中微子-轻子数的早期宇宙中。
2005-05-12 astro-ph hep-ph
A simple model for spectral swapping of supernova neutrinos
核心坍缩超新星释放出的中微子会因为高中微子通量而经历集体的味道转换。因此，不同口味的中微子可以（部分）交换它们的能谱，这种现象被称为（逐步）光谱交换或光谱分裂。我们简要回顾了一个简单的模型，解释这种现象。
2009-07-01 astro-ph.HE hep-ph
Neutrino mass hierarchy and three-flavor spectral splits of supernova neutrinos
最近人们意识到，三味效应可以特别地修改由集体振荡引起的光谱分裂的发展，对于在质子中子星冷却阶段发射的超新星中微子。我们系统地探讨这种情况下，解释如何影响这些三味效应取决于中微子质量的排序。在倒置的质量等级中，太阳质量分裂引起（反）中微子能谱区域的不稳定性，而这些区域在由大气质量分裂和1-3混合角控制的主导双味演化下是稳定的。结果，在电子（反）中微子光谱中发现的高能光谱分裂消失了，并转移到其他口味。不完美的绝热性导致光谱交换特征的拖尾。在正常的质量等级中，三味和双味不稳定性作用在中微子能谱的同一区域，导致只有轻微偏离双味处理。
2010-05-28 astro-ph.SR hep-ph
Detection of Supernova Neutrinos
物质对超新星和地球中中微子振荡的影响改变了观测到的超新星中微子光谱。我们计算了ICARUS，SK和SNO探测器的超新星中微子相互作用的预期数量作为它们在地球上行进的距离的函数。用热费米-狄拉克分布和PREM I地球物质密度分布描述的标准超新星中微子通量，对距离地球10 kpc的II型超新星进行了计算。
2004-03-11 hep-ph
Distinguishing Dirac and Majorana neutrinos with astrophysical fluxes
大质量中微子可以具有螺旋度$s_{\parallel}\neq -1$。当中微子与外部磁场相互作用时，中微子的螺旋度会发生变化，而在太阳或超新星内部产生的左手中微子可能会以不同的螺旋度离开它们的源。由于狄拉克中微子和马约拉纳中微子在不同中微子螺旋度的电子上散射的截面不同，当天体物理中微子经过强磁场区域时，最终中微子螺旋度的变化可能会在地面探测器中产生不同数量的事件和光谱。在这项工作中，我们表明，在太阳中微子中寻找这些影响，它可以设置在中微子的属性，如中微子磁矩的界限。此外，对于来自超新星的中微子，我们表明，即使在一个非常小的中微子磁矩，$μ_ν\sim 10^{-19}μ_B$的情况下，将有可测量的差异，无论是在事件的数量和光谱的马约拉纳和狄拉克中微子。
2018-12-10 hep-ph
Oscillation and Future Detection of Failed Supernova Neutrinos from Black Hole Forming Collapse
最近，恒星坍缩涉及大质量恒星形成黑洞，被认为会释放出与普通核心坍缩超新星相当的巨大中微子通量。我们调查他们的可探测性目前正在运行的中微子探测器，SuperKamiokande。中微子振荡也被考虑在内的评估。我们发现，事件数大于或相当于超新星中微子，因此，黑洞形成也是中微子天文学的候选人。此外，我们还发现事件数主要取决于计算黑洞形成时所用的状态方程。这一事实意味着，探测从黑洞祖先发射的中微子对于探索热和/或致密物质的状态方程的性质是非常有价值的。
2008-10-21 astro-ph hep-ph
(Down-to-)Earth matter effect in supernova neutrinos
地球物质中的中微子振荡可能在超新星中微子谱中引入特殊的调制。这种效应的检测已被提议作为诊断工具的中微子质量等级在“大”1-3轻子混合角θ 1-3。我们对下一代大型地下探测器（即，0.4 Mton水Cherenkov，50 kton闪烁和100 kton液体氩探测器）的基础上，中微子通量从国家的最先进的SN模拟和会计统计波动通过蒙特卡洛模拟。由于最近的模拟预测的平均能量低于先前的预期，并且在SN冷却阶段出现了中微子通量均衡的趋势，因此地球物质效应的检测将比先前的研究更具挑战性。我们发现，没有一个建议的探测器应能够检测到地球调制的中微子信号的一个典型的银河SN在10千秒差距。它应该是在一个100千吨的液态氩探测器上可以观测到的，对于一个几千秒差距的SN，所有三个探测器都可以清楚地看到地球的信号，只有非常接近的恒星（d ~ 0.2千秒差距）。最后，我们表明，采用IceCube作为共同检测器与Mton水切伦科夫探测器一起也不是一个可行的选择。
2012-10-14 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
Decays of supernova neutrinos
超新星中微子可能非常适合探测中微子衰变，因为即使衰变率或耦合常数非常小，也可以观察到衰变。我们将引入一个有效的算子框架来综合描述超新星中微子的中微子衰变和中微子振荡，它可以特别考虑到两个性质：一个是径向对称的中微子通量，允许衰变产物被重新导向观测者，即使母中微子有不同的原始传播方向。另一个是退相干，因为相干产生的中微子的基线很长。我们将演示如何使用这个有效的理论来计算在检测器的随时间变化的通量。此外，我们将展示一个Majoron类衰变模型的影响。因此，我们将证明，对于某些参数值，人们可能会观察到一些效应，这些效应也可以模拟类似于超新星模型预期的信号，这使得一般更难分离中微子和超新星的性质。
2001-11-22 astro-ph hep-ph
Detecting High-Energy Neutrinos from Galactic Supernovae with ATLAS
利用ATLAS对撞机探测器测量银河系超新星爆发后数天至数月产生的高能中微子通量，通过蒙特卡洛模拟预测10千秒差距处超新星事件数，并分析参宿四等候选源，具备区分味与中微子/反中微子的独特能力。
2024-01-17 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Technique for Direct eV-Scale Measurements of the Mu and Tau Neutrino Masses Using Supernova Neutrinos
在核心坍缩的超新星中，早期的黑洞形成会突然截断中微子流。锐截止可以用来进行与模型无关的中微子飞行时间质量测试。假设中微子光度为$10^{52}$ erg/s/味截止和10 kpc的距离，SuperKamiokande可以检测到电子中微子质量小到1.8 eV，和建议OMNIS检测器可以检测μ和τ中微子质量小到6 eV。这封{ \it Letter}介绍了第一种对eV级μ和τ中微子质量具有直接灵敏度的技术。
2000-06-01 astro-ph gr-qc hep-ex
Collective Flavor Oscillations Of Supernova Neutrinos and r-Process Nucleosynthesis
核心坍缩超新星内部的中微子-中微子相互作用可能会引起集体味道振荡，导致味道之间的交换。这些振荡依赖于初始能谱，以及中微子的相对通量或相对光度。已经观察到，偏离不同风味之间的能量均分可以引起一个或多个急剧的能量光谱交换，称为分裂。我们研究了中微子和反中微子光谱分裂的发生，不同的初始能谱模型的初始相对通量，在正常和倒置的层次。这些初始的相对通量变化引起几种可能的分裂模式，而不同模型的能量谱的变化给出了类似的结果。我们探讨这些光谱分裂的电子分数，$Y_e$，支配r-过程核合成超新星内的效果。由于光谱分裂修改的电子中微子和反中微子的光谱在该地区的r-过程被假定发生，由于光谱分裂的模式取决于初始条件的光谱和中微子的质量等级，我们表明，成功的r-过程核合成所需的条件$Y_e < 0.5$将导致对初始光谱条件的约束，对于一个给定的中微子质量等级。
2010-06-18 astro-ph.SR hep-ph
Expected neutrino signal from supernova remnant RX J1713.7-3946 and flavor oscillations
我们认为振荡的影响，1-200 TeV的中微子预计从RX J1713.7-3946。在描述了源的性质之后，我们根据CANGAROO首次看到的和最近由H.E.S.S. S测量的强伽马射线通量，获得了中微子通量的预测。实验我们详细研究了3味振荡的效果，并考虑这些高能中微子引起的μ介子通量的影响，可能由位于北半球的中微子望远镜观察到。位于地中海的一个探测器，如果有效面积为1平方公里，单位探测效率应该能够每年看到大约10 μ子的信号。
2005-06-01 astro-ph hep-ph
On the Observability of Collective Flavor Oscillations in Diffuse Supernova Neutrino Background
集体味振荡已知会在超新星（SN）中微子和反中微子光谱中产生多重分裂。这些光谱分裂不仅取决于中微子的质量等级，而且还取决于初始的相对通量组成。对未来银河系超新星信号中光谱分裂的观测有望揭示中微子的质量等级模式。然而，由于扩散超新星中微子背景（DSNB）由所有过去超新星的中微子通量叠加而成，并且由于不同的超新星预计具有略微不同的初始通量，因此检查集体振荡的等级依赖签名是否可以在通量谱的平均化中幸存下来是相关的。由于中微子和反中微子的初始相对通量谱的SN的实际分布是未知的，我们假设它们的对数正态分布。我们研究了层次灵敏度对对数正态分布函数的均值和方差的依赖性。我们发现，层次的敏感性依赖于相对初始亮度的平均值至关重要。宽度的作用是降低所有平均初始相对光度值的层次敏感性。我们发现，在非常小的混合角（$θ_{13}$）的限制，只考虑统计误差，即使是非常温和的值的方差，几乎没有可检测的层次的灵敏度，如果平均相对光度的$ν_e$和$\barν_e$大于1。
2011-08-12 astro-ph.SR hep-ph
Neutrinos and the Supernova Origin of the Elements
超新星产生的热中子星释放出强烈的中微子流。中子和质子上的电子中微子和反中微子捕获反应分别提供热量，驱动热中子星的风。同样的反应也决定了风物质的中子丰度。当风物质从中子星向外扩展时，通过快速中子俘获的核合成，即r过程，可能发生在风物质中。风物质的中子丰度，以及其中的r-过程核合成，对μ子（或τ子）中微子/反中微子和电子（或无菌）中微子/反中微子之间的混合很敏感。间接参数和直接测试的r-过程元素的超新星起源进行了讨论，建立一个目标，超新星r-过程核合成作为一个重要的探针中微子混合。
2000-08-30 astro-ph hep-ph nucl-th
Cosmic-Ray Boosted Diffuse Supernova Neutrinos
针对宇宙射线散射增强中微子通量的研究热点，本文分析了宇宙射线与未被探测的弥散超新星中微子背景散射产生的增强通量，发现其远低于多种已知中微子通量。
2025-09-04 astro-ph.HE hep-ph
Neutrino Emission as Diagnostics of Core-Collapse Supernovae
随着银河系核心坍缩超新星的无数探测事件，当前和未来的中微子探测器将能够采样详细的，随时间变化的中微子通量和光谱。这为从中微子信号的各个阶段推断超新星物理学提供了巨大的可能性，从中子化爆发到吸积和早期爆炸阶段再到冷却阶段。该信号将约束年轻的原中子星的质量、半径等体参数的时间演化以及前身星的结构，探测超新星核心的多维现象，并约束早期爆炸阶段的动力学。除了进一步的天体物理学意义，超新星中微子也可能进一步阐明超核密度物质的性质和粒子物理学中的未决问题。
2019-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
Fast Flavor Depolarization of Supernova Neutrinos
与味道有关的中微子发射对超新星的演化及其中微子信号至关重要。在致密的各向异性的恒星内部，中微子-中微子前向散射可以导致快速的集体中微子振荡，这具有惊人的后果。我们提出了一个快速味去极化理论，解释了中微子味差异如何变小，即，由于扩散到更小的角尺度，我们表明，横向弛豫决定的时代，这不可逆的去极化。我们给出了一种方法来计算退偏通量，提出了一个简单的初始条件，这可能是一个重要的输入超新星理论和中微子现象的显式公式。
2021-02-18 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
Shockwaves in Supernovae: New Implications on the Diffuse Supernova Neutrino Background
我们利用流体动力学模拟得到的动力学剖面研究了冲击波对漫超新星中微子背景的影响，并利用S-矩阵方法计算了中微子演化的三种形式.我们表明，冲击波的影响是显着的，并介绍了修改的遗物通量约$20 \%$和相关的事件率在$10-20 \%$的水平。这样的效应是重要的，因为它与当考虑不同振荡情形（即，层级或$θ_{13}$）时引入的速率变化具有相同的量级。此外，由于冲击波，在倒置层次中，当$\sin^2 2 θ_{13}$在Dopez极限和$10^{-5}$之间时，速率对集体效应变得不那么敏感。我们提出了一个简化的模型来解释冲击波的影响，在未来的预测。
2009-11-18 hep-ph
An "archaeological" quest for galactic supernova neutrinos
我们探索的可能性，以观察电子中微子的影响，从过去的银河系超新星，通过地球化学测量的锝97产生的中微子诱导的反应在钼矿石。我们提出的计算考虑到我们的知识的中微子相互作用，中微子振荡内的超新星，太阳中微子通量在地球上和可能失败的超新星的最新进展。预测的锝97丰度为每10千吨矿石10^7个原子，这接近目前地球化学实验的灵敏度。其中10-20%来自超新星。考虑到不确定性的可比大小，为了进行有意义的测量，需要在中微子通量和中微子截面的建模中更加精确。
2009-01-06 astro-ph.SR hep-ph
Supernova Relic Neutrinos in Liquid Argon detectors
研究了用液态氩时间投影室（TPC）探测超新星遗迹中微子（SRN）本底的可能性。就本研究而言，这些实验装置主要对电子中微子信号敏感，可以提供关于超新星爆炸机制和红移z <2的恒星形成速率的进一步信息。本文详细研究了太阳中微子和低能大气中微子通量在相应能量范围内对本底的主要贡献。根据对SRN通量的理论预测，我们发现对于3千吨和100千吨液态氩TPC探测器，可以分别在1西格玛和4西格玛水平上观察到信号，并采集了5年的数据。
2004-11-23 hep-ph
Supernova Neutrinos: The Accretion Disk Scenario
核心坍缩超新星的中微子可以从围绕黑洞的快速吸积盘中发射出来，而不是从典型的原始中子星中发射出来。对于银河系事件，探测器计数率是相当可观的，事实上，超级神冈的计数率可以达到数千。据预测，这些吸积盘在银河系中的出现速率大约为10^-5 yr^-1，但几乎没有观测证据能够提供它们形成速率的上限。因此，区分原中子星产生的中微子和吸积盘产生的中微子是有用的。为了区分这两种情况，可以考虑中微子光度的时间分布或不同中微子味道的相对通量。有一些信号可以清楚地指出一种情况或另一种情况。
2006-05-12 astro-ph hep-ph nucl-th
Supernova neutrino oscillations: Adiabaticity improvement by Majoron fields
如果轻子数与在低于1 TeV的尺度下自发破缺的全局对称性有关，超新星中的中微子振荡会产生经典的Majoron场，它会扰动中微子传播本身，并可能改变$ν$通量最大期间的振荡模式。在非绝热MSW解的情况下，研究了Majoron场对可能发生在太阳中的$ν_{e}\to ν_{X}$相同跃迁的影响。它示出了如何的背反应的Majoron字段可能会提高绝热性的这些振荡在超新星环境中，这对即将离任的$ν_{e}$频谱的影响。
1998-11-10 hep-ph hep-th
Probing neutrino decay scenarios by using the Earth matter effects on supernova neutrinos
对来自下一个星系核心坍缩超新星（CCSN）的中微子光谱中地球物质效应的观测，原则上可以揭示中微子质量排序是正常的还是颠倒的。确定质量排序的可能方法之一是通过观察中微子在到达探测器之前穿过地球时光谱中出现的调制。中微子光谱中的这些特征取决于两个因素：中微子的平均能量，以及超新星内部产生的电子和其他味道的主要中微子通量之间的差异。然而，最近的研究表明，CCSN中微子的地球物质效应预计是相当小的，很难被目前运行或计划中的中微子探测器观测到，主要是因为电子和其他类型的中微子之间的平均能量和通量的相似性，除非到CCSN的距离明显小于通常预期的距离，$\sim 10$ kpc。在这里，我们正在寻找的可能性，如果非标准的中微子性质，如中微子的衰变可以增强地球物质的影响。在这项工作中，我们表明，不可见的中微子衰变可能会显着提高地球物质的影响$ν_e$和$\barν_e$通道在同一时间的质量排序，即使电子和其他口味的中微子之间的中微子光谱是非常相似的，这是一个不同的功能没有预期的CCSN中微子与标准振荡的衰变效应。
2021-09-06 astro-ph.HE hep-ph
