Alternative Detection Methods for Highest Energy Neutrinos
目前正在开发几种实验技术，以测量超过10**18 eV的最高能量中微子的预期微小通量。这里讨论了不同实现阶段的项目，这些项目基于光学和无线电以及声学探测器。对于在这个能量范围内的中微子事件的探测，在一个实验中结合不同的探测器概念似乎是最有希望的。
2004-11-26 astro-ph
Strongly Interacting Neutrinos as the Highest Energy Cosmic Rays: A Quantitative Analysis
宇宙微波背景中的散射过程限制了超高能带电粒子在我们宇宙中的传播。对于河外质子源，共振质子的产生导致了著名的格瑞森-扎采平-库兹明（GZK）截止，在地球上观测到的光谱中，截止能量约为4 × 10^10 GeV。超高能宇宙射线的微弱通量每年小于一个事件和立方千米，宇宙射线簇射的能量校准存在很大的系统不确定性，这对宇宙射线观测站来说是一个挑战，到目前为止，GZK截止值还没有得到明确的证实。我们研究了超GZK事件的主要成分是强相互作用中微子的可能性，这些中微子不受GZK截止的限制。对于来自河外光学薄源的质子和中微子通量以及中微子-核子截面的灵活参数化，我们分析了AGASA和HiRes观测到的宇宙线谱，同时考虑到AGASA水平事件和RICE包含事件的结果。我们发现，强相互作用中微子的情况下仍然是兼容的数据需要一个急剧增加的非弹性中微子-核子截面的四个数量级的一个能量十年内相比，标准模型的预测。我们还讨论了皮埃尔俄歇天文台观测到的初步宇宙射线谱的影响。
2005-12-16 astro-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
Monopole Annihilation and Highest Energy Cosmic Rays
已经探测到能量超过$10^{20}\eV$的宇宙射线。这些最高能量的宇宙射线的来源仍然未知。现有的天体物理加速机制在将粒子加速到这些能量方面遇到了严重的困难。文献中提出了这些粒子是由宇宙拓扑缺陷衰变产生的替代方案。在本文中，我们研究的可能性产生的最高能量的宇宙射线，通过一个过程，涉及到形成亚稳态的磁反磁束缚态和随后的崩溃。重的质子-反质子对构成的单极子的湮灭可以产生高能核子，γ射线和中微子，我们估计和讨论的预期流量与实验数据迄今为止。我们所考虑的单极子是在宇宙早期大统一能量尺度下的相变中可能产生的。我们发现，可观测到的宇宙线通量可以产生与目前的界限兼容的丰度。
1994-12-15 astro-ph
Testing Lorentz Invariance with Ultra High Energy Cosmic Ray Spectrum
根据HiRes和Auger实验观测到的超高能宇宙线（UHECR）谱预测了GZK截止。结果提出了严格的约束的洛伦兹不变性破坏（LIV）的影响，已被引入解释GZK截止的AGASA数据中指出的情况下。假设源分布均匀，具有单一的幂律谱，我们考虑了电离产生、$e^+e^-$对产生和绝热能量损失等过程，计算了地球上观测到的UHECRs谱。计算中还考虑了LIV的影响。通过对HiRes单目谱和Auger组合谱的拟合，我们发现LIV参数分别被约束为$ξ=-0.8^{+3.2}_{-0.5}\times10^{-23}$和$0.0^{+1.0}_{-0.4}\times10^{-23}$，这与严格的Lorentz不变性在最高能量下是一致的.
2009-05-04 astro-ph hep-ph
GZK Photons in the Minimal Ultra High Energy Cosmic Rays Model
在最近提出的一个模型中，能量在10^{18} eV以上的宇宙射线谱可以用最少数量的未知参数拟合，假设河外宇宙射线只是具有幂律源谱~E^{-alpha}和alpha~2.6的质子。在该极小模型内，在用四个参数拟合观察到的HiRes光谱之后，（质子注入谱幂律指数和最大能量、最小源距和演化参数）计算了由于光子-π介子产生的超高能光子通量，GZK光子，对于几种射电背景模型和振幅在10^{-11} G和10^{-9} G之间的平均河外磁场。我们发现，在能量高于10^{19} eV的宇宙射线中，光子分数在10^{-4}和10^{-3}之间。这些小通量只能在未来的实验中检测到，如俄歇北加南和EUSO。
2007-02-18 astro-ph
Limits on Topological Defect Neutrino fluxes from Horizontal Air Shower measurements
我们得到的水平空气簇射率从（EeV）的高能中微子通量预测在一些拓扑缺陷的情况下，作为最高能量的宇宙射线的来源。强调的是不同的字符的事件取决于中微子味的一种类型的相互作用。我们表明，在$10^5-10^7$ GeV的能量范围内的μ子穷人阵雨的约束违反超导宇宙弦中微子通量的最大预测，我们比较它与其他中微子通量的限制，我们讨论了未来的测量，以进一步限制这些模型。
1996-11-30 astro-ph hep-ph
Neutrino Fluxes from Active Galaxies: a Model-Independent Analysis
有诱人的线索表明，由活跃星系中心的超大质量黑洞提供动力的喷流是真正的宇宙质子加速器。它们产生TeV能量的光子，可能更高，可能是最高能量宇宙射线的神秘来源。紫外光加速质子产生的中性π介子是最高能量光子的来源，银河系的大部分辐射光度都可以在其中发出。然而，质子束为活跃星系提供能量的情况还远没有定论。来自带电π介子衰变的中微子代表了质子诱导级联的无可争议的特征。我们表明，它们的通量可以估计模型无关的方法，基于量纲分析和教科书粒子物理。我们的计算也证明了为什么不同的质子耀变体模型产生非常相似的中微子通量的结果，与这里得到的一致。
1997-02-21 astro-ph hep-ph
Estimate of the correlation signal between cosmic rays and BL Lacs in future data
BL Lacertae天体（BL Lacs）与HiRes实验观测到的宇宙线事件之间存在的相关性为定量地提出起源于BL Lacs的中性宇宙线粒子流假说提供了足够的信息。我们确定了未来的宇宙射线实验的潜力，以测试这一假设，通过预测的数量之间的一致性的到达方向的宇宙射线和位置的BL Lac的天球，这应该在未来的数据集观察。我们发现，早期的皮埃尔俄歇数据将没有足够的事件来解决这个问题。相反，最终的皮埃尔俄歇数据和早期的望远镜阵列数据将足以充分验证这一假设。如果得到证实，这将意味着来自宇宙学距离的最高能量中性粒子的存在。
2005-08-15 astro-ph
New hadrons as ultra-high energy cosmic rays
由均匀分布的天体物理源产生的超高能宇宙线（UHECR）质子与AGASA和HiRes实验测量的能谱相矛盾，假设AGASA观测到的UHECR的小尺度聚集是由点状源引起的。在这种情况下，少量的源导致UHECR谱中能量E<10^{20} eV处的尖锐指数截止。质量为1.5-3 GeV的新强子可以解决这个截止问题。我们第一次讨论了这种强子的产生在质子碰撞与红外/可见光光子在天体物理源。与质子-质子碰撞相反，这种产生机制只需要将质子加速到能量E<10^{21} eV。在这个模型中的扩散伽玛射线和中微子流量服从所有现有的实验限制。我们预测大UHE中微子通量远高于下一代高能中微子实验的灵敏度。作为一个例子，我们研究强子含有一个轻底夸克。这些模型可以通过加速器实验、UHECR天文台和中微子望远镜进行检验。
2003-06-24 astro-ph hep-ph
Ultra High Energy Cosmic ray and gamma-ray signatures of inductive acceleration in AGN jets
最高能量的宇宙射线可能是由强大的活动星系（即FR II射电星系、射电大声类星体和高功率BL Lac）的磁化、圆柱准直、剪切喷流漂移产生的。我们表明，在这种情况下，质子同步辐射可以引起可检测的光子通量的能量范围从数百keV到几十兆电子伏。
2007-06-19 astro-ph
On the statistical significance of the GZK feature in the spectrum of ultra high energy cosmic rays
超高能宇宙射线的未知来源的性质可以通过探测宇宙射线谱中的GZK特征来揭示，GZK特征是由超高能质子散射宇宙微波背景产生的π介子造成的。在这里，我们表明，GZK功能不能准确地确定与小样本的事件与能量$\sim 10^{20}$ eV检测到迄今为止最大的两个实验，AGASA和HiRes。借助对宇宙射线传播的数值模拟，我们发现GZK特征周围的误差条主要由波动决定，这使得目前无法确定GZK特征。此外，AGASA和HiRes的不同结果表明存在$\sim 30%$系统误差，这可能是由于两个实验的相对能量测定存在差异。校正这些系统学，这两个实验在低于$\sim 10^{20}$ eV的能量下达成一致。在模拟了许多实现和不同注入光谱的GZK特征之后，我们确定了解释在高于$10^{18.5}$ eV的能量处观察到的光谱所需的最佳拟合注入光谱。我们发现，在最高能量的两个实验之间的差异具有较低的统计意义（在2 $σ$水平），校正后的光谱是最好的拟合与光谱指数$\sim 2.6$的注入光谱。我们的研究结果清楚地表明，需要更大的实验，如俄歇，EUSO和OWL，可以增加2个数量级的检测事件的数量。只有大量的统计实验才能最终证明或反驳宇宙线谱中GZK特征的存在。
2003-03-17 astro-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
High Energy Neutrino Astronomy - the cosmic-ray connection
几个最高能量宇宙射线起源的模型也预测了显著的中微子通量。这些模型的一个共同点是，它们必须提供足够的能量，以提供宇宙辐射中河外部分所观测到的能量。假设相当数量的能量进入高能中微子，允许对可能预期的中微子信号进行独立于模型的估计。
2000-11-28 astro-ph
Astroparticle Physics with High Energy Neutrinos: from AMANDA to IceCube
像IceCube这样的千米级中微子探测器是涵盖核和粒子物理学、宇宙学和天文学的发现仪器。他们的多学科任务的例子包括寻找暗物质的粒子性质和空间的其他小维度。最后，他们的概念设计在很大程度上依赖于观测事实，即自然产生的质子和光子的能量分别超过$10^{20}$ \，eV和$10^{13}$ \，eV。大自然在哪里以及如何加速最高能量的宇宙粒子的谜题在发现它们近一个世纪后仍未解决。宇宙射线的联系决定了宇宙中微子流的规模。在这种情况下，我们讨论了完成的AMANDA探测器的第一批结果及其扩展的科学范围，IceCube。类似的实验正在地中海进行。中微子天文学也在向新的方向扩展，努力探测由超EeV中微子引发的空气簇射、声学和无线电信号。这篇评论的大纲如下：引言为什么是千米级探测器？与最高能量宇宙射线有关的宇宙中微子高能中微子望远镜：中微子探测方法高能中微子望远镜：现状
2006-02-06 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
High Energy Neutrino, Photon and Cosmic Ray Fluxes from VHS Cosmic Strings
衰变的拓扑缺陷，特别是宇宙弦，可以产生大量的高能中微子、光子和宇宙射线。根据对膨胀宇宙中宇宙弦动力学的普遍理解，长弦网络首先将其能量损失到弦环中，弦环反过来将其大部分能量作为引力辐射释放出来。然而，文森特等人（VHS）提出，粒子发射可能是长弦网络的主要能量损失通道。在这种情况下，预测的高能粒子通量将大得多。本文计算了高能γ射线、中微子和宇宙线反质子和质子的预测通量，它是产生弦的对称性破缺尺度的函数，也是由弦衰变产生的粒子喷流的初始能量mJ的函数。假设VHS方案的有效性，我们发现，由于与宇宙辐射背景的相互作用，所有的通量，但中微子通量被抑制在最高能量。这表明，在这种情况下，如果初级粒子是中微子，并且对称性破缺的尺度略小于GUT尺度，那么在GZK截止值以上观察到的事件只能被解释。对应于GUT尺度对称破缺的参数空间域也被GZK截止值以下的当前观测排除在外。这项工作的一个新方面是计算在X粒子衰变中直接产生的τ中微子的光谱。在所有宇宙弦的情况下，这显著增加了高能量的τ中微子信号。
2001-09-30 astro-ph hep-ph
High-Energy Neutrino Astronomy
像IceCube这样的千米级中微子探测器是涵盖核和粒子物理学、宇宙学和天文学的发现仪器。他们的多学科任务的例子包括寻找暗物质的粒子性质和空间的其他小维度。最后，他们的概念设计在很大程度上依赖于观测事实，即自然界将质子和光子分别加速到超过10^{20}和10^{13} eV的能量。宇宙射线的联系决定了宇宙中微子流的规模。在这种情况下，我们讨论的第一个结果完成的AMANDA检测器和其扩展，冰立方的范围。类似的实验正在地中海进行。中微子天文学也在向新的方向扩展，努力探测由能量类似于最高能量宇宙射线的中微子引发的空气簇射、声学和无线电信号。
2005-01-26 astro-ph
Photohadronic Neutrinos from Transients in Astrophysical Sources
我们研究了在天体物理源中，特别是在活动星系核（blazar）和伽马射线暴（GRB）中的喷流中，光强子产生的非常高能量（VHE，> 10 ^14 eV）中微子的光谱，这些天体物理源的物理性质受到它们的可变性的限制。我们详细讨论了高能质子的各种竞争冷却过程，以及强子级联中的π介子和μ介子的冷却，这对中微子产生的效率和最大中微子能量都有限制。如果质子加速过程是费米型的，我们可以推导出一个模型无关的上限中微子能量从任何宇宙瞬态的观测性质，这只取决于假设的总能量的瞬态。对于标准的能量约束，我们可以从目前的耀变体和伽玛暴模型中排除10^19 eV以上的主要贡献;而且在大多数模型中，为了产生可测量的中微子通量，都应用了更强的限制。对于伽玛暴，我们表明，冷却的介子和μ介子的强子级联的中微子能量施加最强的限制，导致截止能量的电子和μ介子中微子光谱的源不同的约一个数量级。我们还讨论了最大宇宙线能量与伽玛暴中最大中微子能量和中微子通量的关系，发现只有在极端条件下，才能在同一地点同时产生最高能量的宇宙射线和可观测的中微子通量;这一联合假设的一个检验意义是，伽玛暴关联的μ介子中微子的强通量的存在，直到超高能量，>10^17 eV。二次粒子冷却也导致轻微修订的中微子通量的估计（非瞬态）活动星系核。
1998-11-17 astro-ph hep-ph
High Energy Cosmic Rays from Neutrinos
我们讨论了最近的模型中，中微子，这被假定为有质量的eV范围内，起源于最高能量的宇宙射线的遗迹宇宙中微子背景的星系晕的增强密度的相互作用。我们所需的中微子通量的分析计算表明，这些模型的参数空间是由水平的空气簇射搜索和背景中微子的总数的限制，使只有模型，有相当不自然的晕的大小和增强的密度是允许的。
2000-04-03 astro-ph hep-ph
Cosmic rays at ultra high energies (Neutrinos!)
宇宙微波背景产生的共振质子，预测了在著名的格瑞森-扎采平-库兹明截止点以上，在大约E_{GZK} ~ 5 x 10^10 GeV处，河外质子会受到抑制。AGASA和HiRes合作测量的当前宇宙射线数据并没有明确地证实GZK截止，并为猜测最高能量宇宙射线的起源和化学成分留下了一个窗口。在这项工作中，我们分析了强相互作用中微子原色的可能性，并推导出模型无关的定量要求的中微子核子非弹性截面的宇宙线数据的一个可行的解释。同时考虑了AGASA和RICE实验对弱相互作用宇宙粒子的搜索结果。使用一个灵活的参数化的非弹性中微子-核子截面，我们发现，一个组合的数据拟合不赞成标准模型中微子-核子非弹性截面，但需要，在90%的置信水平，一个陡峭的增加在一个能量十年左右E_{GZK}的四个数量级。我们在标准模型的一些扩展中说明了这种增强。新的宇宙射线数据或宇宙中微子搜索结果对这种情况的影响，特别是皮埃尔俄歇天文台很快，可以立即在我们的方法中进行评估。
2005-06-28 astro-ph hep-ph
Extragalactic Sources for Ultra High Energy Cosmic Ray Nuclei
在这篇文章中，我们检验了最高能量的宇宙射线是来自河外源的复杂核的假设。在合理的物理假设下，我们证明了附近的富金属星暴星系（M82和NGC 253）可以产生脚踝以上观测到的所有事件。这需要在河外磁场$B \approx 15$ nG中$10^{20}$ eV以下的粒子扩散。高于$10^{19}$ eV，该模型预测存在显着的流量中质量和重核的变化率小的组成。尽管如此，星暴假说最显著的特征是在光谱截止之前由铁碎片引起的轻微各向异性。
2001-09-20 astro-ph hep-ph
Magnetic lensing of extremely high energy cosmic rays in a galactic wind
我们表明，在最近提出的银河系磁风模型来解释极高能量（EHE）宇宙射线迄今观察到的起源于一个单一的源（室女星系团的M87），磁场强烈放大的通量，并产生多个图像的源。主像在地球上的视位置随着能量的减少而向银河系的南方移动。它通常在$E/Z\sim 2\times 10^{20}$ eV处被放大一个数量级，但在低于$10^{20}$ eV时被强烈缩小。在能量低于$E/Z\sim 1.3\times 10^{20}$ eV时，北银河半球的所有事件都是由于次级图像，它具有巨大的放大（$>10^2$）。这个模型意味着南北银河半球之间存在很强的不对称性，例如到达南方的CR质子的上限截止值低于$2\times 10^{20}$ eV（取决于纬度），而南方的通量低于北方的$10^{20}$ eV。大的放大率降低了对源的功率要求，但模型需要在源的方向和风的对称轴之间进行显著的调谐。如果假设更适度的磁场强度，则观察到的EHE事件是通量被强透镜化的较重核的场景也变得合理，并且将预测从轻成分到较重成分的转变可能发生在最高能量处。
2000-05-24 astro-ph hep-ph
