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
Inverting a Supernova: Neutrino Mixing, Temperatures and Binding Energy
我们表明，从萨德伯里中微子天文台（SNO）和超级神冈台（SK）的观测结果中，假设大混合角（LMA）解是正确的，则银河系II型超新星释放的非电子中微子和结合能的温度是可以确定的。如果中微子质量等级被颠倒，中微子混合角$θ_{13}$就可以有一个下限或上限，并且可以推导出绝热跃迁的质量等级。对于正常层次结构，既不能约束$θ_{13}$，也不能确定层次结构。我们的结论是定性不变的建议超神冈检测器。
2002-09-16 astro-ph hep-ex hep-ph
Possible violation of the spin-statistics relation for neutrinos: checking through future galactic supernova
我们使用的检测中微子从未来的银河系II型超新星事件中的水Cerenkov探测器，如超级神冈，以限制可能违反的自旋统计的中微子，导致他们服从混合统计，而不是费米-狄拉克。
2006-01-13 astro-ph hep-ex hep-ph
Trans-Relativistic Supernovae, Circumstellar Gamma-Ray Bursts, and Supernova 1998bw
超新星（SN）1998 bw和伽马射线暴（GRB）980425提供了超新星是某些GRB的祖先的第一个直接证据。然而，与其他已知的余辉爆发相比，这次爆发异常暗淡，平滑和柔和。它是否应该被认为是宇宙学伽马射线暴的原型，很大程度上取决于超新星爆炸和爆发是否是不对称的，或者可以被建模为球形。我们解决这个问题，通过治疗加速超新星冲击在恒星的最外层的信封，过渡到相对论流，以及随后的膨胀（和进一步加速）的喷出物进入周围的介质。我们发现GRB 980425可能是由SN 1998 bw的相对论性喷出物和恒星的前超新星风之间的碰撞产生的;该模型不需要显着的不对称性。因此，这一事件属于伽玛暴的一个暗淡子类，而不是喷流状宇宙伽玛暴的原型。
2001-06-19 astro-ph
SN1987A: Revisiting the Data and the Correlation between Neutrino and Gravitational Detectors
我们重新检查了超新星SN 1987A期间中微子探测器获得的数据。发现神冈的观测数据除了已知的UT 7：35时的爆发外，还显示了另一个在UT 7：54时的爆发，在6.2秒内有7个脉冲。这第二次爆发支持了这样一种观点，即崩溃的持续时间远远长于几秒钟，正如LSD在同一天2：56时（即4个半小时前）检测到的那样。引力波探测器（罗马和马里兰州）和中微子探测器之间的相关性也被重新审视。结果表明，g.w.在两种情况下，在以LSD时间为中心的一到两个小时的时间段内，LSD检测器和Kamiokande检测器都表现出显著的相关性。
2008-10-21 astro-ph gr-qc hep-ex
Supernova search in the afterglow of gamma ray burst 011121
为了帮助计划寻找伽马射线暴（GRB）011121的余辉（AG）超新星（SN），我们利用GRB的炮弹模型和它在R波段的余辉观测，预测了它的余辉和内禀谱。
2001-11-25 astro-ph
Gamma-ray bursts, supernova kicks, and gravitational radiation
我们认为，一颗大质量旋转恒星的坍缩核心可能会分裂成两个或更多的致密物体。它们在引力辐射下的聚合使产生的黑洞或中子星具有显著的反冲速度，这可以解释在中子星中观察到的现象。只有当反冲很小时，才能产生伽马射线暴。因此，只有一小部分核心坍缩的超新星会产生伽马射线暴。正如最近的观察所表明的那样，爆发可能会在超新星爆发后显着延迟（数小时-数天）。如果这张图片是正确的，核心坍缩的超新星应该是引力辐射的重要来源，其啁啾信号类似于合并的双星。
2002-04-22 astro-ph
Neutrino oscillations and gamma-ray bursts
如果普通中微子振荡成一种无菌的味道，其方式与超级神冈实验关于大气μ中微子通量与天顶角关系的数据一致，那么足以驱动一个典型的宇宙伽马射线暴（GRB）的能量（约10^{52}尔格）就可以被无菌中微子带离源，并沉积在一个相对没有重子的区域。因此，超相对论体运动（需要的理论和观测的伽玛暴及其余辉）可以很容易地实现在附近的伽玛暴的合理来源。因此，惰性中微子和普通中微子之间的振荡将为伽马射线暴理论中的“重子装载问题”提供一个解决方案。
1998-07-22 astro-ph
Probing supernova shock waves and neutrino flavor transitions in next-generation water-Cherenkov detectors
目前的几个项目旨在建造一个大型水切伦科夫探测器，其基准体积比目前的超级神冈实验大20倍。这些项目包括亨德森矿（科罗拉多州）的地下核子衰变和中微子观测站（UNO），Tochibora矿（日本）的Hyper-Kamiokande（HK）探测器，以及Frejus站点（欧洲）的兆吨级物理学（MEMPHYS）探测器。我们研究的物理潜力的参考下一代探测器（0.4兆吨的基准质量）在提供信息的超新星中微子味过渡与前所未有的统计。在讨论了我们的计算的成分，我们计算中微子事件率从逆β衰变（$\barν_e p\to e^+ n $），电子的弹性散射，并在氧散射，强调其时间谱，这可能编码组合信息的中微子振荡参数和超新星的前向（可能是反向）冲击波。特别是，我们表明，适当比例的低到高的能量事件可以忠实地监测沿冲击波剖面的中微子穿越概率的时间演化。我们还讨论了一些背景问题的超新星遗迹中微子的检测，添加和不添加钆。
2005-03-10 astro-ph hep-ex hep-ph
Induction of supernova-like explosions by gamma-ray bursts in close binary systems
我们认为，双星中的一个成员的伽马射线暴可能会引起一个近距离白矮星伴星的超新星样爆炸。这样的爆炸可能会在相当轻的伴星中发生，因为伴星不能经历标准的吸积引起的爆炸。这将使一些与GRB有关的超新星的外观与典型的I型超新星的外观相当不同。如果GRB 980425确实与SN 1998bw相关，那么它太弱了，不可能通过我们提出的机制产生它。
2000-01-16 astro-ph
Is there a 1998bw-like supernova in the afterglow of gamma ray burst 010921?
本文利用伽马射线暴（GRB）及其余辉（AG）的简单而成功的炮弹模型（CB），分析了GRB 010921强消光光学AG的早期地面望远镜观测和后期HST观测。我们发现，GRB 010921确实与1998年的bw类超新星在GRB的红移。
2002-03-21 astro-ph
GRB 060218/SN 2006aj: A Gamma-Ray Burst and Prompt Supernova at z=0.0335
我们报告的成像和光谱定位的GRB 060218的低金属丰度矮星暴星系在z = 0.03345 +/- 0.00006。除了使它成为已知的第二个最近的伽马射线暴之外，光谱学揭示了在5720埃（0.1 c）附近最早发现的微弱的超新星状Si II，从爆发触发后1.95天开始。在爆发后1至26天之间获得的UBVRI测光证实了超新星光的早期上升，并表明如果将X射线光谱中早期出现的软成分理解为"冲击波爆发“，则在伽马射线暴和SN 2006 aj开始之间存在很短的时间延迟。总之，这些结果证实了大质量恒星死亡时软伽马射线暴的长期假设起源。
2006-05-22 astro-ph
Does merger-induced core-collapse produce gamma-ray bursts in type Ib & Ic supernovae?
伽马射线暴是三十多年前发现的，它的亮度是最亮的超新星的一百倍。然而，有证据表明伽马射线暴与Ib型和Ic型超新星有联系已经有一段时间了。在这里，我们解释了球状星团中毫秒级超新星的过剩和超新星1987 A的细节，以揭示能量来源，它至少为一些长时间的伽马射线暴提供动力，作为两颗白矮星合并后的核心坍缩，无论是作为恒星还是恒星核心。为了使与伽马射线暴相关的射束/喷流在大质量普通包层内合并形成与SN 1987 A一样，在极方向上的大部分干涉恒星物质必须在核心坍缩时被清除，或者光束/喷流本身必须清除它们自己的路径。核心坍缩产生Ib、Ic或II型超新星（与SN1987 A一样，SNa IIp），留下一个弱磁化的中子星残骸，自旋周期接近2毫秒。对于伽马射线暴，没有令人信服的理由去引用任何其他的模型。
2003-11-12 astro-ph
Search for Relic Neutrinos and Supernova Bursts
我们描述了目前的情况下，有关的方法来寻找遗迹中微子从大爆炸和所有过去的超新星（SN）。大爆炸中微子最有希望的方法是通过超高能（UHE）中微子的相互作用。对于超新星中微子，Super Kamiokande和ICARUS型探测器对于研究nubar_{e}和nu_{e}通量都很重要。我们还讨论了一个专门的超新星爆发天文台（OMNIS）正在计划在世界上的三个网站。我们还描述了可能的分析超新星II型（SNII）中微子，包括味道混合，可能会在未来进行。
2000-01-14 astro-ph
Is there a 1998bw-like supernova in the afterglow of gamma ray burst 011121?
本文利用伽马射线暴（GRB）及其余辉（AG）的简单而成功的炮弹模型（CB），分析了相对较近的GRB 011121的强消光光学AG的早期地面望远镜和后期HST观测结果。我们发现，GRB 011121确实与1998年的Bw类超新星在GRB的红移，因为我们已经特别预测这个GRB之前，超新星可以观察到。
2002-03-25 astro-ph
Stellar explosions: from supernovae to gamma-ray bursts
评述了目前对核塌缩和热核超新星的认识。讨论了揭示宇宙伽马射线暴（GRB）本质的最新进展，重点讨论了几种GRB与恒星爆炸的高能子类Ib/c型核心坍缩超新星的明显联系。这种关系提供了强有力的证据，证明伽玛暴现象与大质量恒星演化的最后阶段有关，并可能与中子星和黑洞的形成有关。
2004-10-14 astro-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
Mini Z' Burst from Relic Supernova Neutrinos and Late Neutrino Masses
在中微子是轻的模型中，由于对称性破缺的尺度较低，一般会出现额外的轻玻色子。我们发现，扩散的遗迹超新星中微子（RSN）和宇宙背景中微子之间的相互作用，通过这些光标量的交换，可以导致超新星（SN）中微子流量的急剧变化。通过当前或未来的实验测量这种效应，可以为小尺度模式提供一个壮观的直接证据。我们演示了SN1987A中微子的观测如何限制上述模型的对称性破缺标度。我们还讨论了当前和未来的实验如何证实或进一步约束上述模型，无论是通过检测扩散RSN通过的"累积共振“，还是通过对附近< O（Mpc）SN爆发的中微子通量的大抑制。
2006-11-27 astro-ph hep-ex hep-ph
Evidence for Supernova light in all Gamma-Ray Burst afterglows
我们提出了一个更新的系统分析所有伽马射线暴（GRB）余辉数据，现在发表到2004年底，试图检测预测的超新星光组件。我们将观测到的光度光变曲线拟合为余辉、底层宿主星系和超新星组成部分的总和。后者是使用公布的SN 1998 bw的UBVRI光变曲线作为模板建模的。在确定红移的余辉样本中，现在共有29个爆发（GRB 970228 - GRB 041006）。与我们先前的结果（Zeh et al. 2004）一致，我们发现在更新的样本中，所有红移< 0.7的爆发在余辉光变曲线上都显示出超新星过剩。在较大的红移下，通常没有检测到超新星的成分，这可以用选择效应来解释。这些结果有力地支持了我们先前基于1997年至2002年所有余辉数据得出的结论，即实际上所有长持续时间伽玛暴的余辉都包含来自相关超新星的光。
2005-03-15 astro-ph
Probing the Origins of Neutrino Mass with Supernova Data
我们研究II型超新星签名的中微子质量产生通过对称性破缺的范围从千电子伏到兆电子伏的尺度。导致对称性破缺的标量可以在超新星核心中热化并恢复对称性。标量衰变产生的中微子的平均能量大约是热中微子的一半，并且是玻色-爱因斯坦分布的。我们发现，即使没有超新星参数的详细知识，在超级神冈发现也是触手可及的。
2005-05-17 astro-ph hep-ph
Theoretical Implications of the Gamma-Ray Burst - Supernova Connection
虽然超新星周围的星周激波相互作用的观测结果通常与围绕祖星的1/r**2密度剖面风相一致，但对于GRB（伽马射线暴）余辉，这是不正确的。然而，GRB 991208和GRB 000301 C可能是一致的风相互作用，如果注入粒子谱是一个破幂律。星周尘埃回波可以限制超新星和伽玛射线暴的前身，但只在SN 1987 A附近被清楚地观察到。在两次伽玛射线暴余辉中观测到的过量辐射更有可能来自超新星。星际尘埃的回波，导致光变曲线变平，是伽玛射线暴余辉的一种可能性，但不太可能被观测到。
2001-02-12 astro-ph
Future Detection of Supernova Neutrino Burst and Explosion Mechanism
未来大型地下探测器对超新星中微子爆发的探测将为中微子驱动的超新星爆炸机制提供重要信息。我们研究了统计分析，为未来的检测附近的超新星，通过使用数值超新星模型和现实的蒙特卡罗模拟的检测由超级神冈探测器。主要讨论了延迟爆发机制在$\anue$光度和光谱时间演化中的可探测性。对于距地球10 kpc的超新星，我们发现不仅信号清晰可辨，而且能谱偏离Fermi-Dirac（FD）分布。如果观测到偏离FD分布的现象，将为中微子驱动的超新星的中微子发射的标准图像提供一个检验。对于$D$ = 50 kpc的情况下，延迟爆炸的签名仍然是可观察的，但统计起伏太大，检测到偏离FD分布。我们还提出了一种从数据中统计重建$\anue$光度和光谱的时间演化的方法，通过这种方法，我们可以得到一个更平滑的时间演化和更小的统计误差比一个简单的，时间分箱分析。当可用的事件数量相对较小时，例如，LMC或SMC中的超新星。当$D$ = 10 kpc时，$ν_e$的中子化爆发产生约5个散射事件，这种信号很难与$\anue p$事件区分开来。
1997-10-20 astro-ph hep-ex hep-ph
An Asymmetric, Energetic Type Ic Supernova Viewed Off-Axis, and a Link to Gamma-Ray Bursts
Ic型超新星是大质量恒星的核心坍缩后发生的爆炸，这些恒星先前已经失去了氢和氦的外壳，由于与长时间的伽马射线暴有关，它特别有趣。虽然有迹象表明这些爆炸是非球面的，但仍然缺少直接证据。对SN 2003jd（一颗明亮的Ic型超新星）的后期观测提供了这样的证据。最近的斯巴鲁和凯克光谱揭示了中性氧和镁的星云线的双峰配置文件。这些轮廓与已知的Ic型超新星的轮廓不同，无论是否有伽马射线暴，如果SN 2003 jd是从赤道面附近观察的非球面轴对称爆炸，它们都可以被理解。如果SN 2003 jd与一个伽马射线暴有关，我们就错过了它，因为它的方向远离我们。
2005-05-10 astro-ph
A Systematic Analysis of Supernova Light in Gamma-Ray Burst Afterglows
我们系统地重新分析了所有的伽马射线暴（GRB）余辉数据发表到2002年底，试图检测预测的超新星光成分，并获得统计洞察其现象学性质。我们将观测到的光度光变曲线拟合为余辉、底层宿主星系和超新星组成部分的总和。后者使用SN 1998 bw的多色光变曲线作为模板进行建模。所有已确定红移的余辉样本包含21个爆发（GRB 970228 - GRB 021211）。其中9个伽玛暴都有一个微弱的超新星过剩（标度为SN 1998 bw），这是第一批高Z核心坍缩超新星的样本之一。在这个样本中，所有的爆发都具有小于~0.7的红移。这些结果有力地支持了这样一种观点，即事实上所有长持续时间的伽马射线暴的余辉都含有来自相关超新星的光。对这些GRB超新星的物理参数的统计表明，SN 1998 bw处于同类超新星的亮端，但它的光变曲线形状并不特殊。最后，我们寻找了超新星光度与相应爆发和光学余辉性质之间的潜在相关性，但我们没有发现这样的关系。
2004-03-18 astro-ph
Supernova II Neutrino Bursts and Neutrino Massive Mixing
我们描述了中微子谱和SN II源的探测。我们讨论了中微子混合在SN II的影响。对SN1987A进行了新的分析。我们讨论了可能的检测扩散遗迹SN II流量。最后，我们讨论了一个新的检测概念，OMNIS，为Nu sub mu和Nu sub tau和检测，并与其他现在和未来的SN检测器进行比较。
2001-03-08 astro-ph
Accretion-Induced Conversion of High-Velocity Neutron Stars to Strange Stars in Supernovae and Implications for Gamma-Ray Bursts
我们提出了一个新的伽马射线暴（GRB）模型，它不仅与超新星有关，而且具有小的重子污染。在这个模型中，我们假设一个新生的中子星在超新星喷出物中以$\sim 10^3 {\rm km} {\rm s}^{-1}$的反冲速度向外运动。我们发现这样的中子星仍然超临界地吸积其周围的超新星物质。一旦恒星质量增加到某个临界质量，中子星将经历相变成为一颗奇异星，导致几个$10^{52}$尔格的能量释放。这种相变，如果可能发生在超新星前沿附近，将首先导致一个超相对论火球，然后是伽玛射线暴。这为GRB-超新星关联提供了一个合理的解释。我们估计爆发率为每个星系每年$\sim 10^{-6}$。我们的模型还预测了其他可能性。例如，如果所产生的火球具有几个数量级的洛伦兹因子，它们将产生BeppoSAX观测到的X射线伽马射线暴。我们发现这种爆发的速率是每个星系每年$\sim 10^{-5}$。
2001-05-10 astro-ph
Electron Neutrino Mass Measurement by Supernova Neutrino Bursts and Implications on Hot Dark Matter
我们提出了一个新的战略，测量电子中微子质量（$\mnue$）的未来检测的银河系超新星在大型地下探测器，如超级神冈（SK）。这种方法几乎是模型无关的，人们可以得到一个直接的方式从实验数据的质量约束，而无需指定任何模型参数的超新星中微子的轮廓。我们已经测试了这种方法使用虚拟数据产生的超新星中微子发射的数值模型，通过现实的蒙特卡罗模拟的SK检测。结果表明，该方法对银河系超新星的$\sim$ 3 eV的$\mnue$是敏感的，并且该范围与中微子质量等级接近简并的冷+热暗物质的预测一样低，这与目前太阳和大气中微子异常以及宇宙密度涨落的观测结果一致。
1998-01-13 astro-ph hep-ex hep-ph
Constraints on the Star Formation Rate from Supernova Relic Neutrino Observations
讨论了超新星遗迹中微子观测对研究星系恒星形成率的意义。最近在超级神冈台（SK）获得的极限已经是微不足道的：我们推导出的SFR $ψ(t_0)<0.040M_{\odot}$ yr $^{-1}$ Mpc $^{-3}$（在90% CL）大约是根据射电观测估计的SFR的两倍，是H $α$的5倍，考虑到模型超新星中微子通量的不确定性。
2003-03-05 astro-ph hep-ph
The gamma-ray burst of 980425 and its association with the extraordinary radio emission from a most unusual supernova
超新星SN 1998 bw与伽马射线暴GRB 980425在同一方向同时爆炸。在这里，我们报告的无线电观测这一类型的Ic超新星，开始4天后的伽马射线暴。在其峰值时，该射电源是超新星中最明亮的射电源，在5 GHz时nu L_nu = 4 x 10^38 erg/s。更值得注意的是，传统的同步加速器对射电辐射的解释要求射电源以至少两倍于光速的视速度膨胀，这表明这颗超新星伴随着以相对论速度运动的冲击波。与放射性相对论电子相关的能量U_e一定在10^49 erg <U_e< 10^52 erg之间，因此在与超新星爆炸相关的总动能~10^51 erg中占了很大一部分。SN 1998 bw中存在的相对论性激波表明它与伽马射线暴GRB 980425有物理联系。我们认为，这代表了第二类伽马射线暴，其伽玛射线的发射能量约为10^48尔格，比之前发现的两个强大的~10^53尔格高红移伽马射线暴低得多。
1998-07-01 astro-ph
Light Curve Calculations of Supernovae from Fallback Gamma-Ray Bursts
目前流行的长时间伽马射线暴（GRB）模型，是从大质量恒星坍缩到黑洞的爆炸：直接或通过后备。那些通过回落形成的伽玛暴将产生更少的放射性镍，因此有人认为（没有任何实际计算）这些系统会产生暗淡的超新星。这些后退的黑洞GRB最近被认为是一组新发现的GRB的可能祖先，缺乏任何相关的超新星。在这里，我们提出了有史以来第一次辐射流体动力学计算的光变曲线的超超新星爆炸的延迟回落伽马射线暴。我们发现，辐射热光变曲线是由冲击沉积的能量，而不是放射性元素的衰变。因此，对这种爆发的观测实际上更多地探测了原始风的密度，而不是放射性镍的产生。
2007-05-04 astro-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
Supernova explosions, 511 keV photons, gamma ray bursts and mirror matter
有三个天体粒子物理学难题激发了人们的想象力：银河系隆起中“伟大的正电子生产者”的起源，伽马射线暴中心引擎的性质和超新星爆炸的机制。我们表明，镜像物质模型有可能解决所有这三个难题在一个美丽的简单的罢工。
2004-04-27 astro-ph hep-ph
The Expected Rate of Gamma-Ray Burst Afterglows In Supernova Searches
我们预测的速度，伽马射线暴（GRB）余辉应在超新星搜索检测作为一个功能的限制流量。虽然伽玛射线暴的余辉比超新星更罕见，但由于其更高的内在光度，它们在更远的距离上都可以被探测到。假设伽玛暴追踪宇宙恒星形成的历史，每个伽玛暴产生明亮的余辉，我们发现，超新星和余辉的平均检测率应该是可比的极限亮度比K=18。实际的余辉率预计会稍低，因为只有一小部分的伽马射线选择的伽玛暴被观察到有相关的余辉。然而，如果伽玛射线暴源的初始伽马射线发射比其后期余辉发射更集中，则速率也可能更高。因此，当前和未来的超新星搜索可以对GRB源的余辉出现分数和初始射束角施加强有力的限制。
1998-03-20 astro-ph
Detection possibility of the pair-annihilation neutrinos from the neutrino-cooled pre-supernova star
估计了20颗$M_{\odot}$前超新星恒星在硅燃烧阶段发射的对湮灭中微子在中微子观测站产生的信号。用蒙特卡罗方法计算了平均能量为$\sim$ 2 MeV的中微子的能谱。考虑了现代探测器中中微子和反中微子的一些相关反应。最有希望的结果来自$\barν_e + p \longrightarrow n + e^{+}$反应。在硅燃烧阶段，我们预计1.27中子/天/千吨的水将由距离为1千秒差距的恒星的中微子产生。有效的中子吸收剂如NaCl或GdCl $_{3}$的少量混合物使这些中子容易可见，因为由Cl或Gd核发射的$\sim$ 8 MeV光子级联撞击电子产生的切伦科夫光。估计SNO和超级神冈的中子产生率分别为2.2和41事件，每天为1千秒差距的恒星。对于未来的探测器UNO和Hyper-Kamiokande，我们预计即使距离10 kpc的恒星每天也会发生5.6和6.9次事件。这将使我们有可能在恒星核心坍塌前几天预测到一颗大质量恒星的死亡。这种探测的理论天体物理学的重要性进行了讨论。
2004-03-02 astro-ph
Revealing the Supernova--Gamma-Ray Burst Connection with TeV Neutrinos
伽马射线暴（GRBs）是一种罕见但强烈的爆炸，显示出高度相对论性的喷流。有人认为，在更频繁的核心坍缩超新星中，有相当一部分伴随着高能但温和的相对论性喷流，这表明超新星与GRB之间存在联系。我们计算中微子光谱从衰变的π介子和K介子产生的喷流在超新星，并表明K介子的贡献是占主导地位的，并提供了一个尖锐的突破附近20 TeV，这是一个敏感的探针的条件内喷流。对于10 Mpc的超新星，在IceCube探测器中，预计在10 s的爆发中会发生30次100 GeV以上的事件。
2005-06-22 astro-ph hep-ph
A White Dwarf Merger Paradigm for Supernovae and Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴的亮度似乎是超新星的一百倍，但其潜在的能量来源仍然是一个谜。然而，有证据表明伽马射线暴与Ib型和Ic型超新星有联系已经有一段时间了，这一事实已经被许多模型用来解释伽马射线暴现象。在这里，我们解释的SN 1987 A和球状星团的恒星的基本观测结果，提出的能量源，它的权力至少有一些长时间的伽马射线暴，核心崩溃合并后的两个白矮星，无论是作为恒星或恒星的核心。伽马射线暴之间的辐射和内在差异至少部分源于合并的恒星共同包层中气体的不同数量和成分，其中更高能的暴是由质量较小的包层内的合并产生的。为了使与伽马射线暴相关的射束/喷流在大质量普通包层内合并形成与SN 1987 A一样，在极方向上的大部分干涉恒星物质必须在核心坍缩时被清除，或者光束/喷流本身必须清除它们自己的路径。核心坍缩产生Ib、Ic或II型超新星（与SN 1987 A一样，SN II p），留下一个弱磁化的中子星遗迹，自旋周期接近2毫秒。没有令人信服的理由引用任何其他模型来解释伽马射线暴。SN 1987 A是典型的超新星事件，与95%的超新星都有相同的合并起源，只有少数例外，如Ia超新星是由伴星逐渐吸积而产生的，以及Fe灾变II。
2003-12-17 astro-ph
Flavor mixing and time of flight delay of supernova neutrinos
来自银河系超新星的中微子可以被萨德伯里中微子天文台和超级神冈探测器探测到。中微子质量的影响可以通过（i）飞行时间的延迟和（ii）由于味道混合而导致的中微子能谱的扭曲来表现在观测到的中微子信号中。我们讨论了两种效果的组合，为带电和中性电流过程中的检测器为现实的三种口味的情况下，中微子口味混合可以导致非平凡的变化，事件率作为时间的函数。
1999-05-13 astro-ph hep-ph
The Signature of Supernova Ejecta Measured in the X-ray Afterglow of Gamma-Ray Burst 011211
由于伽马射线暴（GRB）与宇宙学距离一致，它被认为是宇宙中能量最高的现象，各向同性的暴能量高达10^54尔格。然而，负责爆发的祖先仍然难以捉摸，从中子星双星合并到大质量恒星的坍缩，都是受欢迎的模型。对于我们理解伽玛暴的起源至关重要的是余辉发射的研究，其中光谱学可以揭示爆发环境的细节。在这里，我们报告的XMM-牛顿观测的X射线余辉的GRB 011211。X射线光谱揭示了镁、硅、硫、氩、钙和可能的镍的发射线的证据，这些发射线产生于流出速度为0.1 c的富集材料中。这是第一次直接测量伽马射线暴中流出的物质。观测结果强烈支持这样的模型，即来自大质量恒星祖先的超新星爆炸发生在爆发事件之前，并负责流出物质。
2002-04-04 astro-ph
Long gamma-ray bursts and core-collapse supernovae have different environments
当大质量恒星耗尽它们的燃料时，它们会坍缩，并经常产生非常明亮的爆炸，称为核心坍缩超新星。有时，这种恒星坍缩也会引发一种更为明亮的相对论性爆炸，即长时间伽马射线暴。因此，我们可以预期，长伽马射线暴和核心坍缩超新星应该在类似的星系环境中被发现。在这里，我们证明这种期望是错误的。我们发现，长伽马射线暴远比核心坍缩超新星更集中在其宿主星系的最亮区域。此外，长伽马射线暴的宿主星系比核心坍缩超新星的宿主星系要暗得多，也更不规则。这些结果表明，长时间的伽马射线暴与质量最大的恒星有关，可能仅限于化学演化有限的星系。我们的研究结果直接表明，长伽马射线暴在像我们银河系这样的星系中相对罕见。
2006-05-05 astro-ph
The Supernova Gamma-Ray Burst Connection
对超新星极化的研究表明，核心坍缩过程可能本质上是强烈不对称的。有一个初步的趋势，超新星与较小的信封显示更多的偏振，与Ic型有最小的信封，并显示最大的偏振。最近发现的超新星SN 1998 bw及其与伽马射线暴GRB~980425的明显相关性，提出了关于伽马射线暴和超新星的新问题。SN 1998 bw类似于Ic型，但在光学和无线电的最大亮度下异常明亮，并且它的膨胀速度很大。这使得SN 1998 bw成为爆炸能量超过10^52 erg的“超新星”的可能候选者。我们发现SN 1998 bw的光变曲线可以理解为大致沿着一颗大质量恒星的非简并C/O核爆炸对称轴观察非球面爆炸的结果，该恒星的动能为2 × 10^51尔格，总喷出物质量为2个太阳质量，镍-56质量为0.2个太阳质量。在这个模型中，高膨胀速度是非球面爆炸的直接结果，而非球面爆炸又产生扁圆等密度线，并解释了偏振。目前尚不清楚超新星或这些不对称模型如何产生伽马射线暴。
1999-04-03 astro-ph
Modeling Supernova-like Explosions Associated with Gamma-ray Bursts with Short Durations
现在有很好的证据将短硬伽玛暴与相对较低的红移（红移约为0.2）的椭圆星系和螺旋星系联系起来。这与长时间事件的平均红移约为2形成对比，长时间事件也只发生在恒星形成星系中。宿主的多样性让人想起Ia型超新星，人们广泛（但不是普遍）认为Ia型超新星起源于白矮星的合并。以此类推，人们假设短硬爆发起源于中子星合并。合并，以及恒星核心坍缩事件（II型SNe和长持续时间GRB）伴随着长寿命的亚相对论组件由爆炸中产生的不稳定元素的放射性衰变提供动力。因此，探索短持续时间事件是否也有由放射性提供动力的喷出物（即类似超新星）是有趣的。观测已经告诉我们，在最初几个经过充分研究的短硬爆发中，任何类似超新星的成分都必须比Ia型或核心坍缩超新星的典型成分要暗。我没有把较弱的超新星成分称为"迷你超新星"，这是一个词源学上站不住脚的术语，我使用术语{\it macronova}。我调查的macronovae由中子衰变和放射性镍供电的可观测性。另外，我注意到macronova将重新处理来自长寿命中心源的能量发射。我发现，令人惊讶的有趣的限制macronovae的基本参数，可以获得提供的意见，目前的10米级望远镜在一个小时到一天的范围内的爆发。
2005-10-10 astro-ph
Flavor Evolution of the Neutronization Neutrino Burst from an O-Ne-Mg Core-Collapse Supernova
本文给出了一颗O-Ne-Mg核塌缩超新星中子化爆发的3-中微子味演化模拟结果。我们发现，非线性中微子自耦合工程师的一个单一的光谱功能的逐步转换的倒中微子质量等级的情况下，在正常的质量等级的情况下，两个这样的功能对应的真空中微子质量平方差与太阳和大气中微子振荡的叠加。这些中微子的光谱特征提供了一个独特的潜在的探测条件下的超新星环境，并可能使我们能够区分O-Ne-Mg和Fe核心塌缩超新星。
2008-01-18 astro-ph hep-ph
The Supernova Gamma-Ray Burst Connection
普通超新星和长时间的软伽马射线暴（GRB）之间的主要区别是大质量恒星死亡时内部几个太阳质量的差异旋转程度，GRB的罕见主要是因为难以达到必要的高旋转速率。提供必要的角动量的模型进行了讨论，重点是一个新的单星模型，其快速旋转导致完全混合的主序星，避免红巨星的形成。这种祖先进化的通道也比以前的模型给出了更宽的质量范围，并允许在双星之外和高红移处大量产生爆发。然而，即使产生了一个几乎在分裂时旋转的裸露氦核，其本身也不是产生伽马射线暴的充分条件。沃尔夫-拉叶质量损失必须很低，并且在低金属量的区域也很低。这表明，平均而言，在高红移（低金属丰度）的爆发将比附近的爆发更有活力，有更多的时间结构，持续时间更长。每一次爆发都由三个部分组成：极区喷流（约0.1弧度）、高能量的次相对论性物质抛射（约1弧度），以及在初始爆发后可以回落的低速赤道物质。这三种成分的相对比例可以给出各种各样的超新星和高能瞬变，其性质可能随红移而变化。
2006-04-06 astro-ph
The Type Ib/c Supernova, Gamma-Ray Burst, Soft Gamma-Ray Repeater, Magnetar Connection
核心坍缩超新星的极化表明，即使不是全部，也有许多爆炸必须是强双极的。产生这种轴对称性的最明显的方法是把射流作为爆炸过程的固有部分。这些喷流可能是在磁星形成过程中的MHD过程中产生的，在磁星的情况下尤其强烈。喷射流将沿着轴线吹出铁峰物质，沿着赤道吹出祖先的其他元素，这是一种与简单的球形“洋葱皮”模型中所描绘的非常不同的组成结构。在极端情况下，这些过程可能导致产生由强坡印廷通量驱动的伽马射线暴。
1999-12-05 astro-ph
Using Spatial Distributions to Constrain Progenitors of Supernovae and Gamma Ray Bursts
我们进行了一个全面的理论检查的光学瞬变的空间分布和它们的祖先恒星的属性之间的关系。通过构建恒星形成星系的分析模型和其中恒星星族的演化，我们能够对核心坍缩超新星（SNe），长持续时间伽马射线暴和超新星Ia的候选祖先进行限制。特别是，我们首先构建模型的螺旋星系，再现观测的核心崩溃SNe，我们使用这些模型来约束的最小质量为SNe Ic祖约25太阳质量。其次，我们列出了一个矮不规则星系模型的参数，我们用它来表明，长时间伽马射线暴的祖先可能有大约43个太阳质量以上的质量。最后，我们介绍了一种新的方法来约束与超新星Ia相关的时间尺度，并将其应用到我们的螺旋星系模型，以显示如何更好地分析观测结果，以区分这些对象的领先祖先模型。
2008-08-27 astro-ph
An enigmatic long-lasting gamma-ray burst not accompanied by a bright supernova
伽马射线暴（GRB）是来自遥远宇宙的短而强烈的软伽玛射线闪光。长持续时间的伽玛暴（持续时间超过2秒）被认为是源于大质量恒星的死亡，主要是基于伽玛暴和超新星之间的少数固体关联。GRB 060614是发现的最接近的GRB之一，由一个5秒的硬尖峰组成，然后是持续约100秒的较软，较亮的发射。本文报道了对GRB 060614的深空光学观测结果，没有发现绝对视星等大于M_V =-13.7的超新星。因此，任何与GRB 060614相关的超新星，在可见光波段至少比其他与GRB相关的超新星暗100倍。这表明，一些持久的伽马射线暴可能与非常微弱的超新星有关，也可能是由不同的现象产生的。
2007-01-28 astro-ph
Gravitational-Wave Bursts Induced by Neutrino Oscillations: The Origin of Asymmetry in Supernovae Explosions
如果中微子味道的变化真的存在，比如说：$μ$ -中微子振荡成无菌中微子，那么，可以预期，由于中微子振荡和磁场引起的共振面的非球形畸变，在超新星核心坍缩开始时的质子中子星形成过程中，会发生一些无菌中微子的不对称发射。假设没有强烈的振荡抑制，释放的非球形巨大中微子能量（$\sim 10^{53-54} erg$），连同原中子星的快速旋转，可能会在中微子味转换发生时引发强大的引力波爆发。我在这里展示了这些爆发可以被新一代的引力波探测器探测到，如LIGO、VIRGO和TIGAs，它们的距离尺度是$\sim 10 kpc$。本文还认为，当振荡开始时，中微子球的几何形状可以适当地满足由$ν$ -光度引起的最大引力波发射时椭球轴对称核的广义相对论要求。中微子振荡与超新星的不对称性和双极喷流喷出物的连接显示自然出现在这种情况下。
1999-04-15 astro-ph
GRB 020410: A Gamma-Ray Burst Afterglow Discovered by its Supernova Light
我们提出的发现和监测的光学瞬变（OT）与GRB 020410。衰落的OT是由哈勃太空望远镜（HST）在爆发后28天和65天的观测发现的，位置与X射线余辉一致。随后对早期地面观测的重新检查显示，爆发后6小时出现了微弱的OT，证实了GRB 020410的来源。一周后的深度未检测要求OT在第7天和第28天之间重新变亮，并且在爆发后大约100天拍摄的更晚的HST数据意味着它是非常红的。我们将过量的流量和颜色与超新星模型进行了比较，并表明数据最好地解释了红移z ~ 0.5的Ib/c型超新星的存在，与伽玛射线暴发生的时间大致一致
2004-03-18 astro-ph
The Surroundings of Gamma-Ray Bursts: Constraints on Progenitors
超新星与伽马射线暴（GRB 030329）的关联意味着一个大质量的恒星祖先，预计它有一个由爆发前的恒星风形成的环境。尽管有些来源与预期的风环境一致，但许多来源却不一致，因为它们更适合均匀密度环境。一种可能性是，这是一个冲击风，接近爆发，因为高星际压力和低质量损失密度。或者，有不止一种类型的爆发祖先，其中一些直接与星际介质相互作用。另一个被提出的环境是在超新星内部膨胀的脉冲星风泡，这需要超新星在爆炸之前。
2003-09-23 astro-ph
The Supernova -- Gamma-Ray Burst Connection
观测表明，至少有一些伽马射线暴（GRB）与核心坍缩超新星（SNe）同时发生，从而将自然界两次最大的爆炸联系在一起。在这里，我们回顾了越来越多的证据和这种关联的理论意义，并得出结论，大多数长持续时间的软谱伽玛暴伴随着大规模恒星爆炸（GRB-SNe）。经过充分研究的GRB-SNe的动能和光度似乎大于普通SNe，但即使在有限的样本中，也存在相当大的多样性。现有的样本还表明，爆炸中的大部分能量都包含在非相对论性的喷出物（产生超新星）中，而不是产生爆炸及其余辉的相对论性喷流中。不是所有的SNe，甚至不是所有的Ibc型SNe都产生伽玛暴。大质量恒星死亡时，其坍缩的铁核中的差速旋转程度可能是造成这种差异的原因。
2006-09-06 astro-ph
Cosmic Rays from PeV to ZeV, Stellar Evolution, Supernova Physics and Gamma Ray Bursts
不久前，一个解释宇宙射线光谱的提议最近取得了成功，这使得人们可以对超新星的物理学做出一些强有力的结论：在这个解释宇宙射线起源的具体提议的背景下，高质量超新星爆炸的机制必须是Bisnovatyi-Kogan在30多年前提出的机制，该机制是基于Kardashev的更广泛的建议：旋转和磁场的组合效应使恒星爆炸。有趣的是，这一步不可避免地引出了一些进一步的建议，也许对伽马射线暴的研究和宇宙学中明亮标准蜡烛的寻找有用。
2003-04-11 astro-ph
Sn1987a Revisited after 20 Years: May the Supernova Bang More Than Once?
回顾了超新星1987A的地下探测器观测。结果表明，虽然勃朗峰实验室的LSD探测器只在2小时52分36.8秒U.T.观测到一次爆发，Kamiokande的数据显示，除了众所周知的7小时35分33.7秒U.T.的一次爆发之外，可能还有第二次爆发。这第二个爆发由7个脉冲组成，远高于探测器的能量阈值，从7小时54分22.2秒U.T.开始，在6.2秒内观察到。这些观察结果是否意味着崩溃持续了很长时间？
2007-06-15 astro-ph gr-qc
Hubble diagrams of soft and hard radiation sources in the graviton background: to an apparent contradiction between supernova 1a and gamma-ray burst observations
在超强相互作用引力子的海洋中，与引力子的非前额碰撞使光子偏转，这种偏转对于软辐射和硬辐射可能不同。因此，哈勃图不会是一个通用的函数，它将有一个不同的看法，如超新星在可见光和伽马射线暴源。这里将这两种观测与哈勃图的极限情况进行比较。
2007-01-10 astro-ph gr-qc hep-th
On-line recognition of supernova neutrino bursts in the LVD detector
在本文中，我们展示了大体积探测器（INFN格兰萨索国家实验室）在没有“外部触发”（例如，光学观察。我们描述了如何探测器触发和事件选择已被优化，用于此目的，我们详细的算法用于在线突发识别。在线灵敏度的检测器的定义和讨论的超新星距离和电子反中微子强度的来源。
2007-10-01 astro-ph hep-ph
