Cosmic gamma-ray background from Type Ia supernovae revisited: Evidence for missing gamma-rays at MeV
观测到的~ MeV宇宙伽马射线背景通常被认为是Ia型超新星（SNIa）。由于SNIa接近标准烛光，一旦知道SNIa速率的演化，就可以相当准确地计算出SNIa的伽马射线强度与红移的积分。在z < ~1.6处测量的最新SNIa速率（Dahlen等人，2004）表明，以前对伽马射线背景的计算一直高估了SNIa速率。使用新的速率，我们发现SNIa贡献比观察到的小一个数量级，因此应该调用新的源群。
2005-06-06 astro-ph
The Supernovae Associated with Gamma-Ray Bursts
超新星（SNe）一直被怀疑是伽马射线暴（GRB）的可能祖先。这些论点依赖于间接证据。最近的几个伽玛暴，特别是GRB 030329，提供了直接的光谱证据表明SNe和伽玛暴是相关的。与GRB相关的SNe都是Ic型的，这意味着一个紧凑的祖先，这对GRB模型有影响。其他特殊的Ic型SNe可能有助于扩大对所涉及机制的理解。
2004-10-27 astro-ph
Neutrino-Neutrino Scattering and Matter-Enhanced Neutrino Flavor Transformation in Supernovae
我们研究了II型超新星中中微子球上方区域的物质增强中微子味转换（$ν_{τ(μ)}\rightleftharpoonsν_e$）。我们的治疗明确包括贡献的中微子传播哈密顿中微子中微子前向散射。适当地包括这些贡献表明，它们对增强超新星激波再加热所需的$ν_e$ - $ν_{τ(μ)}$真空质量平方差$δm^2$和真空混合角$θ$或等价的$\sin^22θ$范围的影响完全可以忽略。当考虑到中微子背景效应时，我们发现中微子加热的超新星喷出物的$r$过程核合成仍然是一个灵敏的探测器之间的混合轻$ν_e$和$ν_{τ(μ)}$具有宇宙学意义的质量。中微子-中微子散射的贡献被发现有一个一般的小影响上的$(δm^2,\ \sin^22θ)$参数区域探测的$r$过程核合成。我们指出，中微子背景的非线性效应将$r$过程核合成的灵敏度范围扩展到更小的$δm^2$值。
1994-06-29 astro-ph
Compton Electrons and Electromagnetic Pulse in Supernovae and Gamma-Ray Bursts
当伽马射线从中心源发出时，它们可能在周围物质中经历康普顿散射。由此产生的康普顿散射电子辐射。这种康普顿电子的相干辐射发生在地球大气层上方的核爆炸之后。康普顿电子流产生的不稳定性中的粒子加速可以解释SN 1998 bw的射电辐射。对于超新星和伽马射线暴，人们提出了相干辐射的界限;这些界限非常高，但不知道这些物体中是否存在相干辐射。
1999-08-19 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
Simulations of Core Collapse Supernovae In One and Two Dimemsions Using Multigroup Neutrino Transport
在一个维度上，我们提出的结果从稳态多群通量限制扩散和玻尔兹曼中微子运输的比较，集中在数量的中心postbounce冲击再加热。在两个维度上，我们提出了耦合一维多群限流扩散到二维PPM流体动力学的模拟结果。
1997-04-17 astro-ph
Nucleosynthesis in Neutrino-Driven Supernovae
核心坍缩超新星是化学元素宇宙起源故事的主角。现有的模型，一般假设球对称和参数化的爆炸，已经能够广泛复制观察到的元素模式。然而，包括中微子相互作用产生显着的改善，喷出物的组成相比，观察。中微子相互作用也可能为轻p过程核提供超新星源。
2005-11-18 astro-ph
Evidence Against an Association Between Gamma-Ray Bursts and Type I Supernovae
我们提出了一个严格的方法，基于贝叶斯推断，计算的几率有利于假设，任何特定类别的天文瞬变产生伽马射线暴的假设，他们没有。然后，我们将这种方法应用于83个Ia型超新星和20个Ib-Ic型超新星的样本。我们发现，无论是在低红移（$10^{9}:1$）还是在高红移（$10^{12}:1$），所有Ia型超新星都产生伽马射线爆发的假设都有压倒性的可能性，而所有Ib型、Ib/c型和Ic型超新星都产生可观测到的伽马射线暴的假设有非常大的可能性（$6000:1$）。我们发现大的赔率（$34:1$）反对的假设，一部分Ia型超新星产生可观测的伽马射线暴，和中等赔率（$6:1$）反对的假设，一部分Ib-Ic型超新星产生可观测的爆发。我们还重新分析了Wang & Wheeler的Ib-Ic型SNe样本的校正版本和我们的20个Ib-Ic型SNe样本，使用他们的频率论方法的推广。我们发现，在这两种情况下，没有显着的证据表明，类型Ib-Ic SNe和伽玛暴之间的相关性，与非常强有力的证据，我们发现这种相关性，我们从我们的贝叶斯分析。
1998-10-22 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
Probing the Explosion Mechanism of Supernovae by Radioactive Decay Gamma- and X-Rays
放射性衰变产生的伽马射线和X射线为研究超新星爆炸物理学提供了一个潜在的强大工具，因为放射性同位素的分布和数量强烈依赖于爆炸的性质。在本文中，这些高能量排放的预期功能提出了双极射流诱发爆炸模型，这是最近非常活跃的超新星，甚至为典型的Ib/c型超新星青睐。它表明，各种观察的组合，即，线-连续比、光电吸收截止能量、线轮廓和光度允许对爆炸能量、放射性56 Ni的量、爆炸几何形状、甚至观察方向进行独特的确定。
2007-08-07 astro-ph
Gamma-Ray Bursts and Jet-Powered Supernovae
在过去的五年里，由一颗年轻的原中子星的中微子发射提供动力的核心坍缩超新星的传统范式受到了越来越多的挑战。这些挑战中最主要的是伽马射线暴（GRB）和似乎伴随它们的超新星。在这里，我们回顾了一些最近的-不那么最近的-伽玛暴和超新星的模型，其中强磁场，旋转，或吸积到一个黑洞发挥作用。这些高能爆炸的条件是特殊的，在这一点上，没有令人信服的理由在一般情况下援引它们。也就是说，99%的超新星可能仍然以传统的方式运行。
2002-11-04 astro-ph
Core-Collapse Supernovae Induced by Anisotropic Neutrino Radiation
我们证明了各向异性中微子辐射的核心坍缩超新星爆炸的机制的重要作用。通过一个新的参数研究，在中微子辐射场固定的情况下，我们证明了在中微子总光度一定的情况下，由整体各向异性的中微子辐射引起的长轴爆炸是增加爆炸能量的最有效的机制。这表明SN 1987 A的膨胀物质具有长扁的几何形状。
2004-06-11 astro-ph
Compton Dragged Gamma--Ray Bursts associated with Supernovae
提出表征伽马射线暴瞬发的伽玛光子是由相对论火球与密度很大的软光子浴相互作用产生的康普顿拖曳过程。如果伽马射线暴确实与超新星有关，那么爆炸的恒星可以提供足够的软光子，使辐射拖曳有效。该模型解释了伽马射线暴的基本性质，即总能量、谱的峰值频率和快速变化，效率可超过50%。在这种情况下，在相对论性无碰撞冲击中不需要粒子加速。此外，虽然坡印廷通量在加速外流中可能是重要的，但在伽马射线产生中不需要磁场。这个阻力也自然地限制了火球的相对论膨胀，使其伽玛小于10^4。
1999-11-19 astro-ph
Dimming of supernovae and gamma ray busts by Compton Scattering and its cosmological implications
自由电子通过（逆）康普顿散射耗尽Ia型超新星的光子。这种康普顿变暗随着红移而增加，在$z=1$处达到0.004等，在$z=2$处达到0.01等。虽然远不足以否定暗能量的存在，但它可以使对暗能量的约束偏向于未来超新星调查不可忽略的水平。这种效应是可以修正的，应该纳入超新星分析。康普顿变暗对以伽马射线暴为标准烛光的宇宙学也有类似的影响。
2008-04-10 astro-ph
Neutrino-Driven Supernovae: an Accretion Instability in a Nuclear Physics Controlled Environment
新的模拟表明，低模式，非径向流体动力学不稳定性的吸积激波有助于启动热泡对流超新星，从而支持爆炸的中微子加热机制。主要的条件取决于高密度状态方程，它支配着恒星核心的坍缩、核心的反弹和中子星的形成。球对称模型的核物理变化的这种敏感性的测试。目前的爆炸模型的r-过程核合成的影响。
2004-11-12 astro-ph
A grey gamma-ray transfer procedure for supernovae
超新星中的伽马射线传输，为了在喷出物中沉积能量，可以用平均不透明度近似为灰色辐射转移。在以往的工作中，存在一个单一的纯吸收平均不透明度，它是一个自由参数。通过改变该平均不透明度以适合更精确的程序的结果，可以获得精确的结果。在本文中，我们提出了一个灰色伽马射线转移过程中的能量沉积，其中有多个平均不透明度，不是自由参数，吸收和散射组件。这个过程是基于局域态（LS）近似的，所以我们称之为LS灰色伽马射线转移过程或简称LS过程。
1998-02-17 astro-ph
Neutrino-Matter Interaction Rates in Supernovae: The Essential Microphysics of Core Collapse
中微子-物质相互作用速率是核心坍缩现象的核心，也许也是核心坍缩超新星爆炸机制的可行性的核心。在本文中，我们目录和讨论的主要中微子散射，吸收和生产过程，共同影响的结果核心崩溃和冷却的质子中子星。这些是用于模拟超新星现象的代码的基本输入，理解这些过程是超新星理论继续取得进展的先决条件。
2002-11-18 astro-ph
Supernovae and Gamma-Ray Bursts Powered by Hot Neutrino-Cooled Coronae
宇宙学爆炸，如核心坍缩超新星（SNe）和伽马射线暴（GRB），被认为是由大约相当于太阳质量的引力束缚能快速转换成相对少量的可观测动能提供动力的。被排出的物质对所发射的中微子（带走结合能的粒子）的部分吸收是一种被广泛讨论的驱动这种爆炸的机制。以前的工作解决中微子发射从核心坍缩一样的环境假设，传出的中微子光谱非常类似于一个黑体，其有效温度是由能量释放率和整个身体的表面积。不幸的是，这种假设使中微子驱动爆炸机制的净效率最小化。出于这一事实，我们定性地概述了一个方案，热日冕变形的中微子光谱远离一个凉爽的热发射体。我们的主要结果是，在原则上，日冕驱动的爆炸机制可以提高中微子驱动的SNe和GRB的净效率超过一个数量级。
2005-04-11 astro-ph
Neutrino-driven supernovae: Boltzmann neutrino transport and the explosion mechanism
核心坍缩的超新星，尽管它们壮观的视觉表现，中微子事件。新生中子星形成过程中释放的10^53尔格的引力束缚能几乎全部以三种类型的中微子和反中微子的形式被带走，而这些中微子是爆炸的主要动力。这种机制敏感地依赖于中微子球和激波之间的中微子输运。有鉴于此，我们已经进行了比较的多群玻尔兹曼中微子输运（MGBT）和多群通量限制扩散（MGFLD）在后核心反弹环境。平均逆通量因子、亮度和RMS能量的差异转化为玻尔兹曼输运的加热速率最高可达2倍，而增益半径以下的净冷却速率通常为MGFLD速率的0.8倍。对于给定的前体质量，这些差异在较早的反弹后时间最大，并且对于给定的反弹后时间，对于较大的前体质量，差异更大。随着祖细胞质量增加的差异增加表明，MGBT的净加热增强可能是稳健的和自我调节的。
1998-04-07 astro-ph
On the Association of Gamma-Ray Bursts with Supernovae
最近发现的一颗超新星（SN 1998 bw）似乎与GRB~980425有关，这给几十年来关于伽马射线暴起源的争论增添了新的变数。为了研究某些（或所有）爆发与超新星有关的可能性，我们使用BATSE和BATSE/{ \it}爆发位置的星表对时间/角度相关性进行了系统的搜索。我们没有发现与任何精确的BATSE/{ \it}位置的关联，这使我们能够得出结论，来自已知超新星的高通量伽马射线暴的比例很小（$<$ 0.2%）。对于数量更多的较弱的爆发，由于这些事件的位置不精确，相应的限制分数1.5%的约束较小。这一极限（$1.5% \simeq 18$爆发）允许作为比较数据集（18颗超新星$\simeq 20%$）的大部分最近的超新星可能有相关的伽马射线暴。因此，虽然我们没有发现支持爆发/超新星关联的重要证据，但对于弱爆发，这种可能性不能被排除。
1998-07-24 astro-ph
Winds From Massive Stars, And Implications for Supernovae and Gamma-Ray Bursts
我们回顾了在恒星演化的各个阶段，来自大质量O型和B型恒星的风对周围介质的影响。此外，我们讨论了一些SNe和GRB的演变在这个风吹介质的影响。
2006-10-30 astro-ph
Explosion Mechanism, Neutrino Burst, and Gravitational Wave in Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星是宇宙中能量最大的爆炸之一，标志着大质量恒星的灾难性终结。尽管经过几十年的严格研究，我们仍然没有完全了解爆炸机理。由于它们与核合成、伽马射线暴和宇宙射线加速等许多天体物理现象有关，因此了解它们的物理现象一直是天体物理学界的广泛兴趣。本文主要从爆发机制、超新星中微子和引力波三个方面综述了近年来对核心坍缩超新星的研究进展。对于爆炸机制，我们提出了一个评论，特别注意的多维方面的作用，如对流，旋转，和磁场，中微子加热机制。接下来，我们讨论超新星中微子，这是一个强大的工具，不仅探测超新星的内部深处，而且中微子的内在属性。为此，有必要了解最近通过大量实验建立起来的中微子振荡。引力天文学现在也正在成为现实。本文详细介绍了引力波的物理基础和发射机制，并讨论了探测引力波的可能性。
2005-09-16 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 Processes in Supernovae and the Physics of Protoneutron Star Winds
在准备一套流体动力学模拟的核心坍缩超新星和质子中子星风，我们调查的生产率和热化的$ν_μ$和$ν_τ$中微子在致密的核物质。包括电子散射、电子正电子湮没、核子-核子韧致辐射和核子散射的贡献。我们发现，核子散射占主导地位的电子散射作为一个热化过程中中微子能量大于$\sim$ 15 MeV。此外，核子-核子韧致辐射主导电子正电子湮没作为低中微子能量的产生机制，在$ν_μ$和$ν_τ$中微子球附近和下方。此外，我们已经开始研究稳态广义相对论质子中子星风采用简单的中微子加热和冷却条款。从这个分析中，我们得到的加速配置文件，以及渐近轻子分数和重子熵的基本评估风作为一个潜在的网站$r$过程核合成。
2000-09-28 astro-ph
On the gamma-ray emission of Type Ia Supernovae
一个多维的，随时间变化的蒙特卡罗代码被用来计算样本伽马射线光谱，以探讨是否可以从Ia型超新星的伽马射线观测得到明确的约束。球面和非球面的几何形状被认为是，它表明，适度偏离球度可以产生视角的影响，至少是显着的一维模型中的关键参数的变化所造成的。因此，伽马射线数据原则上可以携带一些几何信息，在仅根据一维爆炸模型讨论伽马射线数据的价值时应谨慎行事。鉴于目前伽玛射线观测站的灵敏度有限，计算的理论谱进行了研究，重新审视是否可以获得有用的约束条件，适度附近的对象的问题。最有用的伽马射线测量可能是光变曲线和随时间变化的硬度比，但灵敏度高于目前可用的，特别是在相对硬的能量（~2-3 MeV），是可取的。
2007-12-17 astro-ph
Gamma-Ray Lines from Asymmetric Supernovae
我们提出了从100秒到1年核心反弹后的超新星爆炸的三维SPH模拟。通过将我们的建模工作扩展到三维流体力学处理，我们能够研究爆炸不对称性对超新星混合和伽马射线线出现的影响。实施了一系列的初始爆炸条件，包括不同程度的喷流和赤道不对称。为了比较，对称爆炸模型也计算。一系列的时间片从爆炸的演变，进一步分析使用3维蒙特卡罗伽马射线输运代码。出射硬X射线和伽马射线光谱计算作为一个功能的视角和时间，包括在伽马射线线轮廓的趋势。我们发现显着的差异之间的对称和非对称爆炸模型的放射性镍的速度分布。这种空间分布变化的影响反映在整体高能谱以及单个伽马射线谱线中。
2003-05-21 astro-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
Neutrino Spectroscopy of the Early Phase of Nearby Supernovae
在恒星核心坍缩到捕获阶段期间释放出的中微子携带着有关超新星爆炸过程开始阶段的信息。主要的$ν_e$发射机制是通过自由质子和f-p壳层核上的电子捕获，这些中微子的光谱是核心内环境物理条件以及核物质状态方程的函数。给出了Super-Kamioka和Sudbury中微子天文台在1 kpc以内能探测到的超新星坍缩相$ν_e$的个数及其一般能谱。
1997-07-20 astro-ph
Relativistic Bullets Ejection from Supernovae and Generation of Gamma Ray Bursts
一般认为宇宙学伽马射线暴（GRB）是由洛伦兹因子（Gamma）>~ 100的相对论性天体减速产生的。我们研究的可能性，一些伽玛暴产生的相对论物质喷射从超新星。在这个模型中，很可能物质在产生伽玛射线暴之前必须穿过原始物质的厚包层。在假设喷射出的物质被描述为一个单一的集体物质，我们得到的约束的问题，有伽玛>~ 100在突破的祖先。考虑这种类型的模型的一个优点是，预期的GRB能量是足够大的，在高能超新星爆炸的冲击爆发的GRB生成模型相比。我们发现，一般情况下，物质的截面必须非常小，与祖先的半径相比，因此物质必须是子弹（或射流）状，而不是贝壳状。
1999-11-09 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
Neutrino scattering off spin-polarized particles in supernovae
我们计算中微子和反中微子散射的电子和核子在超新星使用一个详细的蒙特卡罗输运代码，结合现实的状态方程。我们的目标是确定是否在中子星核心的粒子，局部磁场自旋对齐，可以引起不对称中微子发射通过标准宇称破缺弱力。我们的结论是，电子散射在一个非常高的磁场确实给一个净不对称，但核子散射，如果存在，消除不对称。
1999-03-11 astro-ph hep-ph
Relic neutrino background from cosmological supernovae
超新星遗迹中微子（SRN）的当前和未来观测，即，来自过去核心坍缩超新星爆炸的宇宙学中微子背景，可能为我们提供有关天体物理学，宇宙学和粒子物理学各个领域的有用信息。本文综述了近年来SRN的理论和观测研究进展，特别关注其可探测性以及对宇宙恒星形成历史和中微子物理的意义。
2004-10-19 astro-ph hep-ph
TeV Scale Quantum Gravity and Mirror Supernovae as Sources of Gamma Ray Bursts
镜像物质模型最近被提出来解释中微子之谜和微透镜异常。我们表明，镜像超新星可以是一个丰富的源的高能伽马射线，如果一个假设的量子引力规模是在TeV的范围。我们表明，在某些假设合理的镜像模型，伽马能量可以降低到10兆电子伏的范围内（也许甚至更远），以便提供一个解释所观察到的伽马射线暴。这种产生伽马射线暴的机制有一个优点，它巧妙地避免了“重子负荷问题”。
1999-09-22 astro-ph hep-ph
High energy neutrinos from a slow jet model of core collapse supernovae
最近有人假设，核心坍缩超新星是由温和的相对论性喷流引发的，这些爆炸的射电性质的观测。喷流的结合，类似于伽马射线暴喷流，只是速度更慢，可以使粒子产生冲击加速，从而从超新星中释放出高能和非热中微子。在即将到来的千米级切伦科夫探测器中探测这些高能中微子可能是探测这些天体物理现象的唯一直接方法，因为电磁辐射是热的，包含的信息很少。本文评述了一个简单的慢喷流模型对超新星爆发前恒星内部高能中微子信号的计算。本文还对这些中微子在水或冰探测器中的探测前景作了简要的评述。邻近星系中的喷流核塌缩超新星可能提供最强的点源高能中微子信号。
2005-09-23 astro-ph hep-ph
TeV Neutrinos and GeV Photons from Shock Breakout in Supernovae
我们表明，作为一个II型超新星冲击波爆发出它的祖星，它成为碰撞，并可能加速质子的能量>10 TeV。这些质子的非弹性核碰撞产生了TeV中微子和10 GeV光子的约1小时长的闪光，大约在冷却的中子星的热（10 MeV）中微子爆发后10小时。红超巨星中的银河系超新星将产生约10^{-4} erg/cm^2 s的光子和中微子通量。一个平方公里的中微子探测器将探测到约100个μ子，从而可以限制超新星模型和中微子性质。
2001-02-19 astro-ph hep-ph
Resonant Conversion of Massless Neutrinos in Supernovae
长期以来，人们注意到，在某些情况下，{ \sl无质量}中微子可以{ \sl混合}在轻子带电流中。传统的真空中的中微子振荡搜索对这种混合不敏感。我们讨论了超新星稠密介质中共振无质量中微子转换的影响。特别是，我们将展示如何检测到的$\barν_e$能谱从SN 1987 a和超新星$r$ -过程核合成可用于提供非常严格的约束混合{ \sl无质量}中微子。
1996-05-14 astro-ph hep-ph
Some nuclear physics aspects of core-collapse supernovae
在这里，我回顾一些核物理方面的核心坍缩超新星中微子。研究超新星中的中微子发射和相互作用对我们理解爆炸机制、重元素核合成和脉冲星自行都是至关重要的。本文讨论了致密核物质中中微子不透明度的降低对超新星中微子发射的影响，以及它们对延迟超新星爆炸机制和富中子重元素合成的意义。我还讨论了弱相互作用中宇称破缺对超新星中微子发射的影响及其对脉冲星自行的影响。
1998-02-19 astro-ph nucl-th
Aspects of Neutrino Production in Supernovae
我讨论中微子生产超新星（SNe）和检测的银河系核心崩溃事件和弥漫的银河系外MeV中微子背景预期从恒星形成的综合历史。特别是，我考虑哪些过程可能会影响我们对两者的期望。我专注于“快速”旋转，定义为导致毫秒初始中子星旋转周期。自转影响中微子的光度、平均能量、开尔文-亥姆霍兹冷却期的持续时间、中微子种类之间的光度比和平均能量比;它可以强烈抑制反电子中微子、μ中微子、反μ中微子、τ中微子和反τ中微子相对于电子中微子的通量。因此，根据宇宙时间中SN祖细胞快速旋转的流行程度，这可能会影响对MeV中微子背景和核合成富集历史的预测。我强调MeV中微子背景和示踪剂的恒星形成率密度在高红移在其他中微子和光子波段之间的连接。
2006-08-10 astro-ph hep-ph
Charge-conjugation violating neutrino interactions in supernovae
在标准模型中，众所周知的电荷共轭破坏相互作用增加了中微子-核子的截面，而减少了反中微子-核子的截面。这通过中微子能量$k$相对于核子质量$M$的“反冲”修正影响了核心坍缩超新星中的中微子输运。质子中子星内部中微子输运的所有$k/M$修正都是由玻尔兹曼方程的角积分计算的。我们发现这些修正显着改变了高温下的中微子流。这就产生了一个大的质子中子星的mu和tau数，并且可以改变中子与质子的比例。此外，中微子平均自由程的相对大小也发生了变化。在高温下，电子反中微子的平均自由程比μ或τ中微子的平均自由程长{ \it}。
1999-08-19 astro-ph hep-ph nucl-th
Probing neutrino oscillations from supernovae shock waves via the IceCube detector
本文分析了激波通过超新星时产生的随时间变化的中微子振荡信号，包括三个活跃中微子的情况和两个额外的惰性中微子的情况。它示出，即使没有味道识别和能量测量，详细的信息的中微子的质量和混合角可以获得与具有优良的时间分辨率的探测器，如冰立方。这样的信号也将提供有关超新星内部冲击波性质的重要信息。
2006-09-27 astro-ph hep-ex hep-ph
Detection of Neutrinos from Supernovae in Nearby Galaxies
虽然现有的探测器可以看到银河系超新星爆发的许多中微子，但超新星的发生率只有每世纪几个。作为替代方案，我们建议从10 Mpc以内的星系中探测到每颗超新星~ 1个中微子，其中自2002年以来至少有9颗核心坍缩超新星。随着未来的1吨级探测器，这可能是一个更快的方法来测量超新星中微子光谱，这是必不可少的校准数值模型和预测红移扩散光谱从遥远的超新星。对于高能中微子和引力波，它还允许比单独的光学数据精确10^4倍的触发时间。
2005-08-29 astro-ph hep-ph nucl-th
Analysis of Collective Neutrino Flavor Transformation in Supernovae
我们研究了最初由纯单能$ν_e$和$\barν_e$组成的稠密气体的味演化。利用绝热不变量和这种系统的特殊对称性，我们可以计算中微子数密度缓慢减小的情况下中微子气体的味演化。这些计算结果提供了新的见解，最近的大规模数值模拟的结果在超新星的中微子味转换。例如，我们的计算揭示了我们称之为“集体进动模式”的存在。我们的分析表明，中微子的相交轨迹受到破坏性的量子干涉，但可以在这种模式。这种模式可以导致所有轨道上最终能量依赖的中微子生存概率的急剧转变，这是数值模拟中看到的一个特征。此外，这种转变是定性不同的正常和倒置的中微子质量等级。利用这种差异，未来银河系超新星的中微子信号可能被用来确定实际的中微子质量等级。
2007-03-29 astro-ph 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
Pseudoscalar Conversion and Gamma-Rays from Supernovae
超新星的核心会大量地发射出一个与两个光子耦合的轻赝标量，其中一部分会被银河系的磁场转换成伽马射线。利用太阳峰年探测卫星上的γ谱仪对SN 1987A γ辐射通量的测量表明，这一过程存在严格的边界。改进一代的星载探测器，如EGRET或项目一代的星载探测器，如EGRET或GLAST项目，能够探测到附近超新星的赝标量到光子信号。
1997-04-07 astro-ph hep-ph
Mu-tau neutrino refraction and collective three-flavor transformations in supernovae
本文研究了超新星核心中微子球上方稠密中微子区的三味集体中微子变换。我们发现，两个味道转换驱动的大气质量差和13混合角捕获的全部效果，如果忽略μ介子和τ中微子折射率之间的二阶差。包括这个“μ-τ物质项”后，在密度约为3 x 10^7 g cm^-3时产生共振，这通常会导致电子中微子和反中微子的总体存活概率发生显著变化。这种效应令人惊讶地对最大23-混合的偏差敏感，对于每个八分圆是不同的。
2008-03-03 astro-ph hep-ph
Bulk neutrinos and core collapse supernovae
我们在超新星物理学的背景下讨论中微子与体费米子混合的现象学。从通常的能量损失参数的参数空间的约束，可以放宽四个数量级，由于反馈机制，发生在一个广泛的区域的参数空间。这种机制也通过与中微子扩散的非平凡相互作用影响质子中子星的演化。与SN 1987 A信号的一致性进行了讨论，以及对去质子化，冷却，中微子通量的组成和延迟爆炸的情况下的影响。
2003-03-07 astro-ph hep-ph
Bound on the neutrino magnetic moment from chirality flip in supernovae
对于具有磁矩的中微子，我们证明了在热而稠密的等离子体中的碰撞是将$ν_L$转化为$ν_R$的有效机制。右手中微子的产生率计算在一个图形化的光子传播一贯纳入的背景效应。假设超新星坍缩中的全部能量没有被$ν_R$带走，我们的结果可以用来给中微子磁矩$μ_ν< (0.1-0.4)\times 10^{-11}μ_B$设定一个上限
1999-03-26 astro-ph hep-ph
TeV neutrinos from core collapse supernovae and hypernovae
一小部分Ib/c型的核心坍缩超新星与伽马射线暴有关，这被认为会产生高度相对论性的喷流。最近，有人假设，更大比例的核心坍缩超新星产生较慢的喷流，这可能有助于超新星包层的破坏和喷射，并解释异常高能的超新星。我们探索TeV中微子签名预期从这样的较慢的喷气机，并计算预期的检测率与即将到来的千兆顿切伦科夫实验。我们的结论是，个别喷射SNe可能是从附近的星系检测。
2005-02-18 astro-ph hep-ph
Type-II Supernovae and Neutrino Magnetic Moment
目前的太阳和大气中微子数据与LSND的结果和热暗物质（HDM）的存在一起表明，在eV尺度上存在无菌中微子。我们重新分析了II型超新星中中微子磁矩引起的共振{ \sl sterile}中微子转换效应。我们分析了$ν_e-ν_s$和$\barν_e-\barν_s$（$ν_s$表示无菌中微子）转换对超新星激波再加热、SN 1987 A探测到的$\barν_e$信号和$r$过程核合成假说的意义。利用合理的磁场分布，我们确定了这三个参数对相关中微子参数，即跃迁磁矩和$ν_e-ν_s$质量差$Δm^2 \equiv Δm^2_{LSND/HDM}$的敏感性
1999-01-13 astro-ph hep-ph
Neutrino oscillations and supernovae
在1996年的JRO奖学金研究提案（洛斯阿拉莫斯）中，作者提出，中微子振荡可能为超新星爆炸提供一种强大的间接能量传输机制。本增编的主要目的是提出该提案第1节未经编辑的相关案文。然后，我们简要地提醒，（a）早期的建议Mazurek真空中微子振荡及其相关的超新星爆炸，和（b）沃尔芬斯坦的结果抑制的影响，物质效应。我们的结论是，是否中微子振荡在超新星爆炸中发挥重要作用，应取决于是否有壳/区域的空间在恒星坍缩的物质效应发挥不重要的作用。如果在实际的天体物理情况下存在这样的区域，那么超新星爆炸的中微子振荡的最终结果将部分取决于LNSD信号是否得到证实。重要的是，读者要记住，中微子振荡形成了一组味道振荡时钟，这些时钟遭受引力红移，可能高达20%。在任何超新星爆炸的计算中，都必须充分考虑这种效应。
2004-04-02 astro-ph gr-qc hep-ph
Possible CP-Violation effects in core-collapse Supernovae
我们研究了当中微子存在于致密物质中时的CP破坏效应，例如在核心坍缩超新星中形成的原中子星之外。利用基于标准模型的一般参数，我们证实了在树水平上，在核塌缩超新星中的电子中微子和反中微子通量不存在CP破坏效应。另一方面，即使在树的水平上，μ子和τ中微子也可以获得显着的效果。我们表明，CP违反的影响，可以存在于超新星电子（反）中微子通量以及，如果μ子和τ中微子在中微子层有不同的流量。这种差异可能是由于标准模型之外的物理现象造成的，例如味道变化相互作用的存在。
2008-04-09 astro-ph hep-ph
Neutrino oscillation signatures of oxygen-neon-magnesium supernovae
我们讨论了中微子的味转换的核心坍缩超新星，有氧-氖-镁（ONeMg）的核心。使用数值计算的演化的恒星高达650毫秒后反弹，我们发现，对于正常的质量层次，在一个检测器中的电子中微子通量显示的两个典型特征的ONeMg核超新星的签名：一个尖锐的步骤，在该基地的密度分布的He壳和更快的冲击波传播相比，铁核超新星。在冲击波达到密度阶跃之前（t ~ 150 ms），电子中微子的存活概率约为0.68，而铁核超新星的存活概率为0.32或更低。冲击波通过台阶的通道及其随后的传播导致地球中的生存概率降低和振荡幅度降低，反映了恒星内部向更绝热传播的过渡。这些变化首先影响到较低能量的中微子;它们在θ_13较大时速度更快，规模更大。它们是ONeMg核心超新星的独特之处，并提供了测试冲击波速度的可能性。地球效应的时间调制及其在中子化峰处的负号是探测器中最鲁棒的特征。
2008-06-16 astro-ph hep-ph
Neutrino Breakup of A=3 Nuclei in Supernovae
我们扩展维里状态方程，包括3 H和3 He核，并预测在超新星中微子层附近的显着的质量3分数。虽然α粒子往往更丰富，我们表明，在低密度的μ子和τ中微子的能量转移截面占主导地位的松散结合的3 H和3 He核的分裂。由相应的核子-3 H和核子-3 He散射相移直接计算了A=3核的维里系数。对于中性流非弹性截面和能量转移截面，我们基于微观两核子和三核子相互作用以及介子交换流进行了从头计算。
2007-04-04 astro-ph nucl-ex nucl-th
Cumulative Parity Violation in Supernovae
超新星提供了一个独特的机会，大规模的宇称违反，因为他们是由中微子为主。计算了强磁场中中微子发射的宇称破缺不对称性A。我们假设中微子被轻微极化的中子弹性散射多次。由于多重相互作用，A随着原中子星的光学厚度而增长，可能比以前的估计大得多。结果，中子星会以相当大的速度反冲。
1997-05-16 astro-ph hep-ph nucl-th
