Cosmogenic Neutrinos from Ultra-High Energy Nuclei
我们计算了超高能铁在宇宙学距离上传播所产生的中微子通量，并表明即使超高能宇宙射线是由重核组成的，整个宇宙中也应该存在大量的高能中微子。由此产生的中微子通量在由中子衰变产生的$\sim 10^{14} eV$处具有新的峰，并且由于在更高能量（$\sim 10^{18}$ eV）下产生的中微子离子而再现双峰结构。根据极高能宇宙加速器的最大能量和宇宙学演化，产生的中微子通量可以通过未来的实验来检测。
2004-11-06 astro-ph
Ultrahigh Energy Cosmic Rays and Neutrinos
讨论了最高能量宇宙射线（UHECR）与UHE中微子的关系。在光学薄天体物理源中产生的中微子与宇宙的UHECR发射率有关。宇宙成因中微子的通量，在传播中产生的UHECR，也反映了这些粒子的加速，最大加速能量，以及它们的源的宇宙学演化。
2007-11-12 astro-ph
Detection of ultra high energy neutrinos with an underwater very large volume array of acoustic sensors: A simulation study
本论文主要研究超高能（E > 1 EeV）宇宙中微子的探测。该方法是基于热声模型描述的生产微秒双极声脉冲的中微子诱导粒子级联。这些级联局部加热介质，导致迅速膨胀，并产生短的声波脉冲，可在几公里外的水中用水听器探测到。这使得声学探测成为当今光学切伦科夫和无线电切伦科夫探测器的一种补充方法，并有助于减少各自的系统不确定性。在这项工作中，一个完整的模拟/重建链的海底声学中微子望远镜的开发，这样的探测器的超高能宇宙中微子的扩散通量的灵敏度进行了估计。
2006-08-15 astro-ph
Neutrinos from propagation of ultra-high energy protons
本文计算了超高能宇宙射线从天体物理源向我们传播过程中中微子的产生。光生相互作用建模与事件发生器SOPHIA，代表很好的实验测量的粒子生产截面在加速器的能量。我们给出了宇宙线源分布、宇宙线注入谱、源的宇宙学演化和不同宇宙学的不同假设所期望的通量，并将它们与Waxman-Bahcall对源中微子的极限进行了比较。我们估计率中微子诱导的簇射在km 3水探测器的检测。局部高能中微子通量与超高能宇宙线通量之比是区分超高能宇宙线起源的天体物理学和宇宙学（自上而下）情景的关键参数。
2001-06-11 astro-ph
Ultra high energy neutrinos from gamma ray bursts
质子在相对论冲击波中加速到高能量，产生伽马射线暴，光生π介子，然后在原地产生中微子。我表明，超高能中微子（> 10^19 eV）的产生过程中的爆发和余辉。一个更大的通量，也来自爆发，是通过飞行中的CMBR光子的光生作用产生的，但与目前可观察到的爆发无关，表现为明亮的背景。质子/π介子/μ介子的绝热/同步辐射损失可以忽略不计。与卫星探测到的爆发在时间和方向上的一致性可以将相关中微子从背景中分离出来。
1998-03-06 astro-ph
Simulation of Ultra High Energy Neutrino Interactions in Ice and Water
CORSIKA程序，通常用于模拟广泛的宇宙射线空气淋浴，已被改编为工作在水或冰介质。采用改进后的CORSIKA程序模拟了中微子相互作用产生的强子簇射。利用模拟的簇射研究了簇射中沉积能量的空间分布。这使得超高能中微子产生的声学信号的测定比以前更精确。描述了由这种簇射产生的声信号的性质。
2007-04-08 astro-ph
Prototype Detector for Ultrahigh Energy Neutrino Detection
从成功建造和部署目前的原型探测器以在南极洲、俄罗斯贝加尔湖和地中海搜寻UHE中微子中获得了必要的技术经验。原型探测器还有一个重要的核心目的，即通过观察至少几个具有与预期背景不一致的性质的UHE中微子诱导的轻子来确定UHE中微子是否确实存在于自然界中。我们在这里讨论的标准，原型探测器，以实现这一目的，在一个令人信服的方式，即使UHE中微子通量是大大低于目前的预测。
1998-06-10 astro-ph
Propagation of ultra-high energy neutrinos in the cosmic neutrino background
UHE宇宙中微子与宇宙中微子背景（CnuB）的相互作用预计会在能量高于Z玻色子共振产生阈值的UHE中微子通量中产生吸收下降。这些下降的观测将构成CnuB存在的证据;它们也可以用来确定残余中微子质量的值以及UHE中微子源的一些特征。在简要讨论了残余中微子光谱学的发展前景后，本文提出了一种基于有限温度场论的考虑残余中微子热运动的UHE中微子传输几率的计算方法。然后，我们将我们的结果与文献中存在的近似表达式进行比较，并讨论了热效应对吸收骤降的影响，在现实的UHE中微子通量和青睐的中微子质量计划的背景下。
2006-10-07 astro-ph
Planet-sized Detectors for Ultra-high Energy Neutrinos & Cosmic Rays
银河系外天文学的光子在~0.1 PeV处结束，但我们知道还有超过70年的能量的天体物理来源。为了探测宇宙中最高的能量源和粒子，需要新的信使，如中微子和具有行星大小面积的探测器。本说明提供了一个可能性的一瞥。
2004-11-17 astro-ph
Prospects for Lunar Satellite Detection of Radio Pulses from Ultrahigh Energy Neutrinos Interacting with the Moon
月球提供了一个巨大的有效探测器体积为100万能量的宇宙中微子，它产生相干的无线电脉冲在月球表面层由于阿斯卡里安效应。根据目前考虑的月球任务，我们建议从月球轨道卫星的无线电测量。首先，系统的蒙特卡罗模拟证明了在不同情况下预测的非常低的通量下，来自能量高于10^{20} eV（即接近和高于有趣的GZK极限）的中微子的Askaryan脉冲的可探测性。
2007-02-15 astro-ph
On Steady State Neutrino Heated Ultra-Relativistic Winds from Compact Objects
我们研究稳态风从紧凑的对象在制度中的风速在无穷远是超相对论。这可能与伽马射线暴（GRB）的某些模型有关。特别注意的情况下，中微子提供加热。除非中微子的光度非常大，L>10^{54} erg/s，否则唯一允许的稳态解是那些能量沉积主要由音速点处的中微子-反中微子湮灭决定的解。在这种情况下，中子星表面附近的物质温度很低，对于典型的中微子光度来说，低于1 MeV。这与在超新星背景下讨论的次相对论风的情况相反，在超新星背景下，中子星附近的物质温度接近中微子的特征温度。我们还研究了这些风中中子质子比（n/p）的设置，发现只有大（>10 MeV）电子中微子或电子反中微子温度的n/p完全由中微子捕获决定。否则，n/p就保留了中子星中条件的印记。
2001-03-28 astro-ph
Determining neutrino absorption spectra at Ultra-High Energies
超高能中微子流量测量的一个非常有效的方法是通过探测月壤中粒子簇射发射的无线电波。在现代射电望远镜可以测量的100-200 MHz频带中的无线电波达到最高接受度。在这项工作中，我们调查的灵敏度，这种检测方法的结构在UHE中微子光谱所造成的低能量遗迹反中微子背景通过Z-玻色子共振吸收。吸收峰的位置对中微子质量和源的红移敏感。新一代的低频数字射电望远镜将为测量这些无线电脉冲提供出色的探测能力，因此我们在这里的审议非常及时。
2008-04-16 astro-ph
Cosmogenic Neutrinos from the propagation of Ultra High Energy Nuclei
我们计算了超高能核在宇宙学距离上传播产生的中微子通量。传播考虑到与宇宙背景辐射的相互作用，包括CMB和最新的估计更高的能量（红外线，光学和紫外线）背景。我们假设超高能宇宙射线（UHECR）在源处的成分与在低能量下观察到的成分相同。这一假设很好地符合目前的数据在最高的能量。我们比较了宇宙成因的中微子流量从混合成分的来源，纯质子源。我们发现，在混合成分的情况下，中微子流量有一个高的能量峰，主要是由于中微子产生的CMB光子，类似的形状和振幅的质子的情况。在低能量下，两种组合物的情况下有显着的中微子通量与峰值约1014.5 eV，由于较高的能量背景。混合成分的情况下，诱导一个较高的中微子通量在能量低于1013 eV，由于中子衰变组件，向下延伸到低能量。在超高能量下的扩散中微子通量的检测可以强烈地约束UHECR的源分布，而在较低能量下的通量可以用来约束VHE和UHE宇宙射线的约束，如果结合从宇宙线实验的成分分析。
2006-05-22 astro-ph
Ultra High Energy Neutrino Signature in Top-Down Scenario
中微子是检验极端宇宙和粒子物理学标准模型之外的思想的最佳候选者。一旦产生，中微子不会受到像宇宙微波背景这样的辐射场的任何衰减，也不受磁场的影响。从这个意义上说，中微子是来自遥远而年轻的宇宙的有用信使。在本论文中，我们将讨论一个特殊的超高能宇宙射线的来源，介绍了解释可能过剩的事件与能量大于格赖森-扎采平-库兹涅茨明截止。这些来源，统称为自上而下，有一个共同的功能：UHE粒子产生于超重、奇异粒子的衰变或湮灭。正如我们将在本文中回顾的那样，在自上而下的情况下产生的超高能粒子的最大部分是中微子。对这些辐射的研究为我们提供了一个独特的机会来测试自上而下的情景的奇异机制。
2006-12-22 astro-ph
Lunar Satellite Detection of Ultra-High Energy Neutrinos with the Use of Radio Methods
中微子仅通过低横截面的弱过程与物质相互作用。为了探测宇宙中微子，大多数努力都依赖于嵌入目标体积中的探测器中可见的瓦维洛夫-切伦科夫光的探测。为了获得远高于1 PeV的超高能中微子通量的下降，人们提出了如何通过观察由阿斯卡里安效应引起的相干射频发射来增加探测体积的想法。在这里，我们描述了如何在月球轨道上的卫星配备了电磁矢量传感器可以检测Askaryan脉冲与月球相互作用的中微子。阈值中微子能量被发现是50 EeV的这种设置，并从模拟的灵敏度。计算出的模型相关事件发生率为每年2.2起事件。
2005-09-29 astro-ph
Ultra-high energy cosmic neutrinos
几个宇宙学上遥远的天体物理学来源可能会产生超高能宇宙中微子（E > 10^6 GeV），这些中微子的能量超过大气中微子本底。我研究了真空中微子味混合对宇宙中微子流的影响。本文还简要讨论了在大型水下/冰中微子望远镜上观测这些超高能宇宙中微子的前景。
2000-08-12 astro-ph hep-ph
Ultrahigh energy neutrinos with a mediterranean neutrino telescope
本文研究了位于地中海“ANTARES”、“NEMO”和“NESTOR”三个拟建站址的km ^3中微子望远镜的超高能中微子探测性能。探测到的带电轻子能谱与它们的到达方向纠缠在一起，为确定中微子通量和中微子-核子截面提供了一种独特的工具。
2007-09-24 astro-ph hep-ph
Ultra-High Energy Neutrino Fluxes: New Constraints and Implications
我们应用新的上限中微子通量和扩散的GeV的伽玛射线通量的河外成分的各种超高能宇宙射线和中微子的情况。结果发现，河外自上而下源对观测到的高能宇宙射线通量没有显著贡献。如果宇宙学对中微子质量和成团的限制适用，那么超高能中微子通过与残余中微子相互作用产生宇宙射线的Z-爆发机制实际上被排除。
2003-09-29 astro-ph hep-ph
Physics of ultrahigh energy neutrinos
超高能中微子可以提供有关遥远天体和宇宙起源的重要信息。关于它们的相互作用和产生率的精确知识对于估计背景、预期通量和检测概率至关重要。本文综述了高能QCD在中微子相互作用截面计算中的应用。我们还研究了大气中由于魅力和美丽衰变而产生的高能中微子。
2003-10-22 astro-ph hep-ph
Ultra-high energy neutrino-nucleon interactions
本文从一个软非微扰模型出发，结合一个近似的QCD演化，计算了超高能（$E_ν>10^8 $ GeV）中微子-核子总截面$σ^{νN}$.由此产生的中微子-核子带电总截面的渐近能量行为的解析推导和预测有关的超高能中微子在未来的实验观察。
2003-09-17 astro-ph hep-ph
The Neutrino Emissivity of Strange Stars with Ultra Strong Magnetic Field
研究了强磁场对奇异星中中微子主辐射率的影响。在超强磁场中，由于带电粒子被限制在朗道能级的最低点，中微子发射增强。结果表明，中微子发射率与$T^5$成正比，而不是与常规的$T^6$成正比，这意味着磁星比一般恒星具有更快的冷却行为
2004-12-29 astro-ph hep-ph
Ultrahigh-Energy Neutrino Interactions and Neutrino Telescope Event Rates
我们目前的中微子核子截面的能量高达10 $^21$ eV，相关的探测能量的银河系和河外中微子的结果。在最高能量下，我们的结果比以前的估计大2.4倍。使用这些新的截面，我们预测中微子望远镜事件率的向上移动的μ子发起的中微子相互作用在地球上和包含顶点事件的PeV范围内，由于中微子-电子相互作用。我们表明，未来的中微子探测器，如AMANDA，BAIKAL，DUMAND和NESTOR有一个很好的机会检测中微子起源于活动星系核。
1996-04-09 astro-ph hep-ph
Interaction of ultra-energetic cosmic neutrinos with a thermal gas of relic neutrinos
本文利用有限温度场论研究了超高能宇宙中微子与残余中微子热背景的相互作用。从中微子自能的虚部，计算的Z玻色子传播子附近的共振，我们推导出UHE中微子传输概率的一般表达式。这使我们能够考虑到由残余中微子的动量分布引入的热效应。我们比较我们的结果与文献中存在的近似表达式，并讨论了热效应的影响下，现实的UHE中微子通量和青睐的中微子质量计划的吸收骤降。
2005-12-13 astro-ph hep-ph
Ultrahigh energy neutrino physics
本文讨论了高能中微子在地球中的传播问题。本文根据小x下的统一演化方程计算了高能中微子-核子截面。给出了活动星系核、伽马射线暴和自顶向下模型中不同中微子通量的输运方程解。
2000-04-12 astro-ph hep-ph
Thermal effects on the absorption of ultra-high energy neutrinos by the cosmic neutrino background
利用有限温度场论的形式，研究了超高能宇宙中微子与遗迹中微子背景的相互作用，得到了超高能宇宙中微子透射几率的一般表达式.这种方法使我们能够考虑到由残余中微子的动量分布引入的热效应。我们比较我们的结果与文献中存在的近似表达式，并讨论了热效应的影响的背景下，有利于中微子质量计划的吸收骤降，以及在集群遗迹中微子的情况下。
2005-11-25 astro-ph hep-ph
Neutrinos produced by ultrahigh-energy photons at high red shift
一些对超高能宇宙射线起源的解释提出了新的高能光子源（例如，拓扑缺陷、残余粒子等）。在高红移时，当宇宙微波背景温度较高而射电背景较低时，超高能光子可以通过μ介子和π介子的成对产生产生中微子。由缓慢演化的源产生的高红移的中微子可以被探测到。根据中微子通量的现有上限，可以排除快速演化的光子源。
2000-12-25 astro-ph hep-ph
Neutrinos as a signature of ultrahigh energy photons at high red shift
在高红移下工作的高能光子源产生中微子的漫射背景。在高红移时，当宇宙微波背景辐射具有较高的温度时，由高能光子产生的电磁级联可以通过μ子和π介子的产生和衰变产生中微子。我们数值计算了各种光子源产生的中微子谱。产生的通量的一个显著特征是中微子能量$E \sim 10^{17}$ eV处的光谱中的“隆起”。对于$m=3$源（{ \it例如}项链），产生的通量最大，其中$E^2 J(E) \sim 10 {\rm eV} {\rm cm}^{-2} {\rm s}^{-1} {\rm sr}^{-1}$处于这些能量。对这种中微子的探测有助于理解高能宇宙射线的起源。
2001-02-08 astro-ph hep-ph
AMANDA Observations Constrain the Ultra-High Energy Neutrino Flux
目前正在部署一些实验技术，以首次探测超高能宇宙中微子。为了实现这一目标，正在开发使用无线电和声学探测器的技术，这些技术最适合于研究能量在PeV-EeV范围及以上的中微子。相比之下，来自AMANDA实验的数据被用来限制宇宙中微子通量在不太极端的能量（高达~10 PeV）。在这封信中，我们表明，通过采用不同的分析策略，优化更高的能量中微子，相同的AMANDA数据可以用来放置一个限制与无线电技术在EeV的能量竞争。我们还讨论了冰立方实验的灵敏度，在部署的各个阶段，超高能中微子。
2006-07-07 astro-ph hep-ph
Ultra-High Energy Neutrino Fluxes and Their Constraints
应用我们最近开发的传播代码，我们审查河外中微子通量超过10^{14} eV在各种情况下，以及它们是如何受到当前数据的约束。我们特别确定的情况下，宇宙成因中微子通量，产生的超高能宇宙射线的源外的π生产，是相当高的“瓦克斯曼-巴考尔绑定”。这对于具有硬注入光谱和过去更高的光度的源是容易实现的。这种通量将大大增加目前正在建设或处于提议阶段的实验探测超高能中微子的机会。
2002-12-13 astro-ph hep-ph
Ultrahigh-Energy Neutrino Interactions
根据核子结构函数的新信息，计算了超高能中微子与核子相互作用的截面。对于$10^{20}$ -eV中微子，其截面约为先前估计的2.4倍。我们还回顾了中微子与原子电子相互作用的截面。注意到地球上的相互作用率和大型探测器中通用天体物理源的事件率的一些后果。
1995-12-19 astro-ph hep-ph
Experimental Study of Acoustic Ultra-High-Energy Neutrino Detection
现有的一组水下大带宽声学传感器已被用于研究探测宇宙射线中的超高能中微子。声学数据从一个子集的7个水听器位于深度为$\sim 1600$米已获得的总寿命为195天。为了从超EeV簇射中提取信号，首次对大样本的声学背景事件进行了研究。作为测试的技术，超高能中微子的通量的上限提出了与中微子探测优化的声学阵列的设计相关的考虑。
2004-08-31 astro-ph hep-ex
Shadowing of Ultrahigh Energy Neutrinos
中微子-核子截面随能量的增加意味着，当能量超过几TeV时，地球对宇宙中微子变得不透明。中微子通过弱带电电流与核子相互作用，导致吸收，以及弱中性电流，这提供了中微子能量的重新分配。我们对中微子输运方程进行了梅林变换，并在矩空间中求出了它的精确解。给出了一个简单的解析公式，它精确地描述了中微子穿越地球后的中微子谱。弱中性电流的影响是最突出的初始平坦的中微子光谱，我们发现，在低能量（约1 TeV）的中微子强度甚至增强。
1996-03-22 astro-ph hep-ph
Neutrino Flux Bounds and Prospects for High Energy and Ultrahigh Energy Neutrino Source Detection
在简要回顾了各种强子中微子源模型之后，我们展示了如何构造一般的通量上界。然后，我们转向中微子通过地球内部的传播和中微子检测水基切伦科夫探测器的问题。应用形式主义，从而开发的Mannheim-Protheroe-Rachen和Waxman&Bahcall通量边界，我们发现，在下一代中微子望远镜中，每年几百到几千个事件的事件率可能是可能的。然而，由于预期的事件发生率的统计误差，地球内部的层析成像将面临严重的限制。
2002-02-04 astro-ph hep-ph
Ultrahigh energy neutrinos and non-linear QCD dynamics
在考虑非线性QCD动力学的不同唯象实现的情况下，计算了中微子-核子截面。基于色偶极框架，给出了补充DGLAP演化的饱和模型以及几何标度区域中BFKL形式的结果。它们与最近的计算使用NLO DGstrom和统一的BFKL-DGstrom形式主义。
2004-07-24 astro-ph hep-ph
Signature neutrinos from ultrahigh-energy photons
在高红移时，宇宙微波背景的温度足够高，使得超高能光子通过与背景光子的相互作用成对产生μ介子和π介子。同时，射电背景和磁场太弱，在产生μ介子和π介子之前，无法从电磁级联中耗尽能量。高能μ子和π子的衰变产生了具有某些独特光谱特性的中微子，这些特性可以被探测到，并可以指示高红移的超高能光子的存在。中微子的特征可以帮助确定超过格瑞森-扎采平-库兹明截止线的宇宙射线的起源。
2000-08-23 astro-ph hep-ph
Possible detection of relic neutrinos and determination of their mass: quantitative analysis
我们考虑了大部分高能宇宙射线是高能宇宙中微子与宇宙学遗迹中微子散射产生的Z玻色子衰变产物的可能性。我们将观测到的高能宇宙线谱与上述Z-爆发情景中的预测谱进行了比较，并通过极大似然分析确定了最重遗迹中微子的质量以及所需的高能宇宙中微子通量。
2001-05-31 astro-ph hep-ph
Gravireggeons in Extra Dimensions and Interaction of Ultra-high Energy Cosmic Neutrinos with Nucleons
我们给出了与额外维度有关的非微扰量子引力效应的结果，在某些情况下，这些结果可以与SM贡献相比较，例如在轻子-轻子或轻子-核子散射中。详细讨论了宇宙中微子与大气核子的引力相互作用。
2003-12-04 astro-ph hep-ph
Neutrino cross sections at high energies and the future observations of ultrahigh-energy cosmic rays
我们表明，未来的超高能宇宙射线中微子探测器将能够测量能量高达10^{11}GeV或更高的中微子-核子截面。我们发现，单位表面积上由中微子相互作用产生的上行带电轻子的通量与截面成反比。这与大气中中微子相互作用引起的水平空气簇射（HAS）速率形成对比，后者与截面成正比。因此，通过比较HAS和上行空气簇射（UAS）速率，可以推断中微子-核子截面。总之，无论截面的值如何，上行和水平速率都确保了健康的总事件速率。
2002-02-15 astro-ph hep-ph
Dynamical QCD Predictions for Ultrahigh Energy Neutrino Cross Sections
在动力学（辐射）部分子模型的框架下，计算了中微子能量达到10^12 GeV的中微子-核子总截面.在最高能量下，这些预测的预期不确定度不会超过20%，此时在x \simeq 10^-8到10^-9附近尚未测量的区域中，部分子分布的贡献是不可忽略的。这比计算UHE宇宙中微子事件率所需的部分子分布外推到x<10^-5时估计的约2^+-1的不确定度要精确得多。
1998-09-22 astro-ph hep-ph
Simulation of the radio signal from ultrahigh energy neutrino-initiated showers
PeV中微子在与冰中的原子核相互作用时产生粒子簇射。我们简要地描述了这些簇射的特征和由簇射产生的切伦科夫射电信号。我们研究脉冲电磁（EM），强子，并结合EM-强子簇射，并提出外推EeV的能量。
2004-07-12 astro-ph hep-ph
Small-X Quarks at HERA Predict the Ultra High Energy Neutrino-Nucleon Cross Section
利用HERA的小Bjorken $x$上的新结构函数数据和次领先阶QCD演化，预测了高能中微子与核子荷电相互作用的截面。这一新的结果是以前估计的两倍多，对目前正在进行的宇宙射线实验以及目前处于规划阶段的KM 3阵列（立方厘米级中微子望远镜）具有重要意义。
1994-09-28 astro-ph hep-ph
On the detection of Ultra High Energy Neutrinos with the Auger Observatory
我们表明，俄歇空气簇射阵列有可能通过水平空气簇射探测能量在$10^{19}~$ eV范围内的中微子。假设一些简单的保守触发条件，我们得到了接受的水平空气簇射的高能量中微子诱导的两种替代方法，然后我们给出了预期的事件率为各种中微子通量的预测在不同的模型，用于参考。
1998-01-30 astro-ph hep-ph
Ultra high energy neutrino-nucleon cross section from cosmic ray experiments and neutrino telescopes
通过对HiRes-I和II、AGASA和Pierre Auger天文台的超高能宇宙线数据的联合分析，我们推断了宇宙成因中微子流。我们用模型相关方法和模型无关方法对中微子流进行了两次测定。前者是众所周知的，并且涉及幂律注入光谱的使用。后者是一个正则化的展开过程。然后，我们使用由RICE实验得到的中微子通量边界来限制中微子-核子非弹性截面在碰撞机无法达到的能量。利用展开得到的宇宙成因通量得到的截面边界是迄今为止最不依赖模型的边界。
2006-06-29 astro-ph hep-ex hep-ph
Ultrahigh energy neutrino interactions and weak-scale string theories
有人提出，如果弦尺度低至1-10 TeV，则高能中微子可以获得接近强子大小的截面。在这种情况下，当能量高于格瑞森-扎采平-库兹明截止值（E约为6 × 10 ^{19} eV）时，所观察到的垂直空气簇射可能是由中微子引发的，中微子是唯一已知的能够不受阻碍地长距离传播的原色。本文在场论框架下计算了引力子Kaluza-Klein激发交换的中微子-核子截面。我们发现，中微子-核子截面和每次相互作用的转移能量太小，即使在最乐观的情况下也不能解释垂直簇射。
2000-10-05 astro-ph hep-ph
Observability of Earth-skimming Ultra-high Energy Neutrinos
能量超过10^8 GeV的中微子被认为是宇宙射线与微波背景相互作用的产物，并且在许多推测性模型中得到了预测。这种高能中微子很难被探测到，因为它们被地球遮蔽，但很少在大气中相互作用。在这里，我们提出了一种新的检测策略：掠过地球的中微子转换为逃离地球的带电轻子，这些轻子在地面荧光探测器中被检测到。使用现有的HiRes探测器，来自一些拟议来源的中微子是勉强可检测的，并且在拟议的望远镜阵列上有可能提高两个数量级。
2002-04-19 astro-ph hep-ph
Small-x Parton Densities from HERA and the Ultra-High Energy Neutrino-Nucleon Cross Sections
鉴于最近在HERA的小$x$深度非弹性制度的核子结构函数的测量和因此改进的理论理解的夸克分布在这个范围内的部分子分数动量，我们提出了新的结果中微子-核子截面在超高能量，高达$ E_ν \sim 10^{21}$ eV。这些结果与寻找这种中微子的深地下μ子探测器有关。对于$\simeq 10^{20}$ eV中微子，我们的截面比Reno，Quigg和Walker以前报道的结果大约1倍到$4$倍.我们讨论了这个新的中微子-核子截面的各种当前和未来的中微子探测器的影响。
1995-10-14 astro-ph hep-ph
Probing neutrino mixing angles with ultrahigh energy neutrino telescopes
我们指出，探测$\nuebar$的从遥远的天体物理源与即将到来的和未来的中微子望远镜使用的回旋共振通道$\nuebar e^{-}\to W^{-} \to$任何东西，它发生在一个小的能量窗口周围的$\nuebar$能量的$\sim6.3\pev$，提供了一种新的方法来测量或设置限制中微子混合角，特别是角$θ_{12}$，从而提供了一个独立的实验探测中微子混合角。我们还讨论了如何这项工作可能会抛出光的中微子生产机制在个别天体物理来源的性质。
2005-01-24 astro-ph hep-ph
Ultrahigh-energy neutrino flux as a probe of large extra-dimensions
在额外维度的情况下，超高能（UHE，>= 10^{18} eV）中微子的光谱将受到抑制，这是由于超新星遗迹中微子的中微子-反中微子湮灭过程增强。在n>4的情况下，n是额外维度的数量，中微子不能对UHE宇宙线谱中观察到的最高能量事件负责。这些额外维度的相互作用的直接暗示是在正在进行的和未来的中微子望远镜中没有UHE中微子。
2007-12-03 astro-ph hep-ph hep-th
Unstable superheavy relic particles as a source of neutrinos responsible for the ultrahigh-energy cosmic rays
超重残留粒子的衰变可能会产生极高能的中微子。它们在残余中微子上的湮灭可能是能量超过Greisen-Zatsepin-Kuzmin截止的宇宙射线的起源。红移的作用就像一个宇宙学滤波器，选择在某一特定值z_e处的源，此时中微子能量接近湮灭截面的Z极。我们预言超高能宇宙射线与星系晕没有方向相关性。同时，数据中可以存在一些方向相关，反映了物质在红移z=z_e处的分布。这两个特征在现有数据中都很明显。我们的方案与Super-Kamiokande报告的中微子质量一致，并且不需要轻子不对称性或背景中微子的聚集。
2000-02-17 astro-ph hep-ph
Towards Determination of the Initial Flavor Composition of Ultrahigh-energy Neutrino Fluxes with Neutrino Telescopes
我们提出了一个简单但有用的参数化的味道组成的超高能中微子通量产生的遥远的天体物理来源：$ϕ^{}_e : ϕ^{}_μ: ϕ^{}_τ= \sin^2 ξ\cos^2 ζ: \cos^2 ξ\cos^2 ζ: \sin^2 ζ$。我们证明，只要在中微子振荡中能很好地测量到三个中微子混合角和狄拉克CP破坏相，就有可能通过在第二代中微子望远镜上观测两个独立的中微子通量比来确定或约束$ξ$和$ζ$. $ζ$的任何偏离都意味着在源处存在宇宙$ν^{}_τ$和$\barν^{}_τ$中微子，而$ξ$的精确值可以用来检验宇宙中微子产生的传统机制和假设方案。
2006-07-08 astro-ph hep-ex hep-ph
Exploring the Ultrahigh Energy Neutrino Universe
在观测到的最高能量下的天文学必须通过研究中微子而不是光子来进行，因为宇宙对这些能量的光子是不透明的。通过对能量超过10 EeV的中微子的观测，人们可以推断出关于宇宙射线的分布和宇宙学历史的信息，这些宇宙射线可能已经被加速到能量超过100 EeV。在这些能量下，中微子的通量非常大，表现出硬谱，这将是大统一理论相变或超重暗物质粒子的证据。在活跃星系中，由于大质量黑洞附近的宇宙射线的加速和相互作用，或者在这些黑洞产生的相对论喷流中，可以观测到能量在PeV左右的中微子。宇宙学上的伽马射线暴也可能产生PeV中微子。这些能量的中微子可能振荡成τ中微子，τ中微子可以通过再生过程穿过地球，并产生向上移动的空气簇射。能量在1000 EeV以上的中微子与大爆炸中微子相互作用，产生Z玻色子，产生高能宇宙射线。这种“Z-爆发”现象可以用来研究大爆炸中微子的质量和分布。
2000-03-30 astro-ph hep-ph
Ultra High Energy Neutrinos in the Mediterranean: detecting nu_tau and nu_mu with a km^3 Telescope
我们对位于地中海的ANTARES、NEMO和NESTOR三个拟建站点上的km ^3中微子望远镜的超高能中微子探测性能进行了研究。我们专注于在全探测效率和能量分辨率的限制下，水下表面轮廓对每年预期的tau和mu穿过基准体积的总量的影响。我们还强调了通过适当选择望远镜的几何形状可能增强物质效应。
2007-02-24 astro-ph hep-ph
The Ultra High Energy Neutrino-Nucleon Cross Section
由于靶中的QCD效应，超高能中微子核子截面随能量以惊人的速率增长。最近的电生产数据允许更新早期的预测。我们将自己的计算结果与其他小组的计算结果进行比较，并严格审查计算的基础和可靠性。本文讨论了多PeV能域中对总截面敏感的中微子望远镜的“新物理”势问题。我们指出一个漏洞的论点，这可能是一个重要的考虑外推的截面，以极高的能量。
1996-06-03 astro-ph hep-ph
Enhancement and Suppression of the Neutrino-Nucleon Total Cross Section at Ultra-High Energies
我们认为，由于几何标度现象，小$x$处的高胶子密度效应对于计算超高能中微子核子截面是非常重要的。我们计算的截面$νN \to μX$，包括高胶子密度的影响，使用所有扭曲的形式主义的McLerran和Venugopalan，并表明它可以与偶极核子截面在DIS实验中测量。对于$E_ν\sim 10^{12}$ GeV的中微子能量，几何标度区域一直延伸到$Q^2 \sim M^2_{W}$。我们表明，几何标度可以导致中微子核子总截面的{ \it增强} 1-2个数量级相比，领先的扭曲截面，并讨论了中微子天文台的影响。在极高能量下，胶子饱和效应抑制了中微子核子的总截面，导致了它的么正化。
2004-10-07 astro-ph hep-ph
