Matter-enhanced antineutrino flavor transformation and supernova nucleosynthesis
如果$\barν_e$和$\barν_{μ(τ)}$的真空质量满足$m_{\barν_e}>m_{\barν_{μ(τ)}}$，那么在超新星中可以发生物质增强的反中微子味转换。对于$δm^2> 1$ eV $^2$，这种风味转变可能会影响中微子加热的超新星喷出物中的电子分数$Y_e$。我们指出，这样的味道转换将不会驱动$Y_e>0.5$在$r$过程的核合成时代，在最好的超新星模型，这样的核合成。因此，在中微子加热的超新星喷出物中，物质增强的反中微子味转换$\barν_e\rightleftharpoons\barν_{μ(τ)}$和$r$过程的核合成之间没有明显的冲突。
1995-02-17 astro-ph hep-ph
Supernova Neutrino Spectrum with Matter and Spin Flavor Precession Effects
我们认为马约拉纳中微子转换超新星内部考虑到味道混合和中微子磁矩。我们研究了各种太阳中微子问题的解决方案中的正常和倒置层次的中微子状态之间的各种可能的过渡的绝热性。从最终的质量谱在不同的情况下，我们推断的后果的各种转换效应的中子化峰，最终的光谱的性质，和可能的地球物质的影响上的最终通量。这使我们能够检查SN中微子通量对磁矩相互作用的敏感性，并缩小可能的情况，这取决于：质谱正常或倒置，太阳中微子问题的解决方案;和MuxB的值。
2003-06-21 astro-ph
Connection between supernova shocks, flavor transformation, and the neutrino signal
我们表明，在地面探测器的超新星中微子信号可以提供特征签名的冲击传播通过的地区，在那里发生的物质增强中微子味转换。这种效应可以使现有的和拟议中的超新星中微子探测器提供新的见解的冲击再生和传播的问题。或者，这样的观测可以让我们对中微子质量和混合矩阵有独特的见解。
2002-05-22 astro-ph hep-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
Resonant neutrino spin-flavor precession and supernova shock revival
提出了一种新的超新星激波复活机制，它涉及中微子在超新星磁场中的自旋-味共振旋进和跃迁磁矩。只要中微子质量平方差在$Δm^2 \sim (3 \;{\rm eV})^2-(600 \;{\rm eV})^2$范围内，该机制就可以在超新星中对小到$10^{-14}μ_B$的跃迁磁矩起作用。结果表明，该机制可使中微子诱导激波再加热能量提高约60%.
1996-04-16 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
Collective three-flavor oscillations of supernova neutrinos
从核心坍缩超新星中发射出的中微子和反中微子相互作用，产生集体的味道转换效应，在中微子层附近很重要。我们开发了一个形式主义来分析这些集体效应在完整的三味框架。它自然地将自旋进动类比推广到三种口味，并且能够分析描述真空/MSW振荡，同步振荡，双极振荡和光谱分裂等现象。使用的形式主义，我们表明，风味转换可以被“分解”成两个风味振荡与层次频率。我们明确展示了如何结合两种风味的解决方案，三味解决方案可以构建。对于一个典型的超新星密度分布，我们确定了一个近似分离的地区，明显不同的风味转换机制的运作，并证明集体和MSW效应之间的相互作用。我们用“e_3 - e_8三角形”图来描述我们的结果，这是一个可以用来可视化三中微子味转换的工具，特别是提供了对集体效应分析的见解。
2010-01-21 astro-ph hep-ph
Response to Comments on "Neutrino Flavor Evolution Near a Supernova's Core"
在最近的一篇论文中，我得出结论，中微子背景对于计算超新星中的中微子味演化是重要的，并且包括它削弱了r-过程核合成和宇宙学相关中微子质量之间的联系。对这篇论文的评论已经张贴在这个公告板上;一个是J. Cline，另一个是Y.Z.。Qian和G.M.富勒在这里，我简要地讨论这些评论，并证明它们是不准确和欠考虑的。我的论文不需要修改。
1994-08-01 astro-ph hep-ph
Neutrino Flavor Conversion in a Supernova Core
如果$ν_μ$或$ν_τ$与$ν_e$混合，超新星（SN）核心中的中微子振荡和碰撞使这些味道有效地参与$β$平衡，从而获得大的化学势。如果一个不育的粒子与$ν_e$混合，这些效应会导致能量和轻子数的异常损失。我们研究的基础上，一个新的动力学方程，严格包括中微子干扰和简并性效应的SN核心的味道转换。我们的讨论作为一个例子和说明这个“非阿贝尔玻尔兹曼方程”的性质。
1992-09-24 astro-ph hep-ph
Resonant Neutrino Spin-Flavor Precession and Supernova Nucleosynthesis and Dynamics
讨论了Majorana中微子共振旋味旋进（RSFP）对中微子加热的超新星喷出物中重元素核合成和超新星动力学的影响。在评估RSFP的影响，我们明确包括物质增强（MSW）共振中微子味转换效应在适当的情况下。我们指出，对于中微子磁矩和原中子星磁场的合理范围，具有宇宙学意义的质量（1- 100 eV）的$ν_τ$（或$ν_μ$）到轻$\bar ν_e$的自旋-味道转换可能导致中微子加热的超新星喷出物中中子过剩的增强。这可能有利于与超新星后期中微子加热喷出物相关的$r$过程核合成模型。早期中微子类似的自旋-味道转换可能导致激波再加热率增加，伴随着更大的超新星爆炸能量。然而，我们表明，这种增加的中微子加热可能会伴随着增强的中子过剩，这可能会加剧问题的中子数$N = 50$核在超新星喷出物从这个阶段。在所有这些情况下，平均$\barν_e$能量将比没有中微子混合的超新星模型所预测的要高。这可以允许SN 1987 a数据约束基于RSFP的方案。
1997-01-31 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
Flavor oscillations in the supernova hot bubble region: Nonlinear effects of neutrino background
靠近超新星核心的中微子流对中微子折射有很大的贡献，因此味振荡成为一种非线性现象。一个意想不到的结果是，在只有中微子遇到MSW共振或反之亦然的区域中，反中微子的有效味转换。与以往的研究相反，我们发现在中微子驱动风中，电子分数Y_e始终保持在0.5以下，对应于r过程核合成所要求的富中子环境。质量和混合角的相关范围包括LSND指示的区域，但不包括大气或太阳振荡参数。
2002-10-11 astro-ph hep-ph
Identifying the neutrino mass hierarchy with supernova neutrinos
我们回顾了如何从未来的银河系核心坍缩超新星（SN）的中微子信号的高统计观测可能被用来区分不同的中微子混合的情况。大部分SN中微子是在吸积和冷却阶段发射的，在此期间，发射的中微子光谱的味道依赖的差异很小，而不确定。因此，使用这些中微子的中微子混合方案之间的歧视应该依赖于独立的SN中微子光谱的观测。我们讨论了两种互补的方法，允许积极识别的质量等级，而不知道所发射的中微子通量，只要13混合角是大的，$\sin^2θ_{13}\gg 10^{-5}$。这两种方法是通过地球物质效应或通过冲击波通过SN包络来观察中微子谱的调制。如果13-混合角的值是未知的，另外使用在瞬发中子化$ν_e$爆发中编码的信息--在所有现代SN模拟中发现的一个鲁棒特征--可以足以确定中微子等级，并确定$θ_{13}$是"小“还是"大”。''
2007-01-09 astro-ph 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
Simulation of Coherent Non-Linear Neutrino Flavor Transformation in the Supernova Environment I: Correlated Neutrino Trajectories
本文对超新星爆发后期原中子星上方区域的中微子和反中微子味的演化进行了大尺度数值模拟。我们的计算是第一个允许明确的味道演变的历史上不同的中微子轨迹，并通过向前散射诱导的量子纠缠在这些轨迹上自洽耦合味道的发展。利用大气尺度的中微子质量平方差和当前边界所允许的theta_13值，我们发现中微子和反中微子口味在广泛的能量和光度范围内的转换大致的“双极”集体模式。我们发现，这种大规模的味道转换，主要是由味道非对角中微子-中微子前向散射势驱动的，比基于味道对角势和Mikeheyev-Smirnov-Wolfenstein演化的简单估计更接近原中子星。反过来，这表明位于中微子驱动风中的r-过程核合成模型可能会受到活性-活性中微子味道混合的重大影响，即使测量到的中微子质量平方差很小。
2006-11-16 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
Effect of flavor mixing on the time delay of massive supernova neutrinos
银河系超新星释放的所有三种口味的中微子和反中微子都将在水切伦科夫探测器中被探测到。我们表明，即使中性电流相互作用是味盲，因此中微子味混合不能改变总的中性电流信号的检测器，它可以有一个重要的影响大规模中微子的延迟和改变中性电流事件率作为时间的函数。我们已经提出了中性和带电电流事件的各种变量，可用于研究这种效应。特别是带电与中性电流事件的比率可以在早期使用，而带电与中性电流事件的能量矩的比率即使在后期也可以形成有用的诊断工具来研究中微子质量和混合。
2000-03-27 astro-ph hep-ph
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
Neutrino Mass Hierarchy and Stepwise Spectral Swapping of Supernova Neutrino Flavors
我们研究了最近预测的超新星中微子味演化的数值模拟的现象：超新星$ν_e$和$ν_{μ,τ}$的能量谱低于（高于）能量$\EC$的正常（倒置）中微子质量等级的交换。我们给出了大规模数值计算的结果，结果表明，在正常中微子质量等级情况下，$\EC$随假定的$ν_e\rightleftharpoonsν_{μ,τ}$有效$2\times 2$真空混合角（$\simeq θ_{1 3}$）的减小而减小.然而，这些计算也表明，$\EC$是基本上独立的真空混合角在倒置中微子质量等级的情况下。利用未来银河系超新星发出的良好中微子信号，即使$θ_{13}$太小而不能在地球上的中微子振荡实验中探测到，上述结果也可以用来确定中微子质量等级。
2007-12-14 astro-ph hep-ph
Three-generation study of neutrino spin-flavor conversion in supernova and implication for neutrino magnetic moment
研究了中微子磁矩与超新星磁场相互作用引起的超新星中微子的共振自旋-味道（RSF）转换。从包含所有三味中微子和反中微子的公式出发，我们给出了一个新的交叉图，它不仅包含了普通的MSW共振，而且还包含了磁感应RSF效应。由图可以看出，在超新星中发生了四次转换，两次是由RSF效应引起的，两次是由纯MSW引起的。我们还数值计算中微子转换超新星物质，从最近的实验结果和一个现实的超新星祖先模型推断中微子混合参数。结果表明，直到铁芯弹跳后0.5秒，当$μ_ν\agt 10^{-12} μ_B (B_0 / 5 \times 10^{9} \mathrm G)^{-1}$，其中$B_0$是铁芯表面的磁场的强度时，RF诱导的$\barν_e \leftrightarrow ν_τ$转变有效地发生（绝热共振）。利用计算的转换几率，我们还计算了SuperKamiokande探测器和Sudbury中微子天文台的能谱随$μ_νB_0$的变化，发现能谱变形可能提供有关超新星中中微子磁矩和磁场强度的有用信息.
2002-11-05 astro-ph hep-ph
Signals of the QCD phase transition in core-collapse supernovae
我们探讨了在核心坍缩超新星的后反弹演化过程中QCD相变的含义。用MIT袋模型描述夸克物质，并假设小的袋常数，我们发现相变发生在早期的后反弹吸积阶段。这个演化阶段可以用广义相对论性的三味玻尔兹曼中微子输运来模拟。这种相变产生了第二个冲击波，触发了延迟的超新星爆炸。如果这样的相变发生在未来的银河系超新星中，它的存在和性质应该可以作为中微子信号的第二个峰值被观察到，伴随着发射的中微子能量的显着变化。与第一次中子化爆发相反，第二次中微子爆发主要是反中微子的发射，因为当第二次冲击穿过先前被中子化的物质时，电子简并被提升。
2008-09-24 astro-ph
Simple Picture for Neutrino Flavor Transformation in Supernovae
我们可以理解许多最近发现的特点的味道在密集的，自耦合超新星中微子和反中微子系统的演化与一个简单的，物理方案组成的两个准静态的解决方案。一个解决方案非常类似于传统的绝热单中微子米赫耶夫-斯米尔诺夫-沃尔芬斯坦（MSW）机制，因为中微子和反中微子在味空间中演化时保持在质量本征态。另一个解类似于味空间中陀螺摆的规则进动，在最近的工作中已经被广泛讨论。最近的数值研究结果最好的解释与这些解决方案的组合在以下一般情况下：（1）附近的中微子球，MSW类多体解。(2)根据中微子真空混合参数，光度，能谱，和物质密度分布，集体味变换章动模式的发展和驱动中微子远离MSW样的演变，并走向定期岁差。(3)中微子和反中微子的味道大致按照规则的进动解演化，直到中微子密度很低。在旋进解的后期阶段，$ν_e$和$ν_μ/ν_τ$的能谱逐步交换。我们还讨论了稠密中微子系统中味变换中绝热性的一些微妙之处。
2007-10-17 astro-ph hep-ph
Collective Neutrino Flavor Transformation In Supernovae
我们研究了在中微子-中微子前向散射可以产生大规模集体味转换的环境中，相干主动-主动通道中微子味的演化。我们指出一个关键的数量，“总有效能量”，这是保守的几个重要的制度。利用这一概念，我们分析了集体中微子和反中微子味振荡的“同步”模式，我们称之为“双极”模式。因此，我们能够解释为什么大的集体风味混合可以在短时间尺度上发展，即使真空混合角很小，例如，最初纯$ν_e$和$\barν_e$的稠密气体，中微子质量等级颠倒（双极振荡的一个例子）。在自旋旋进类比的背景下，我们发现，同向旋转框架提供了更一般的系统，无论是同步或双极模式可能出现的见解。例如，我们使用同向旋转框架来演示如何在双极模式中在存在大的和占主导地位的物质背景的情况下发生大的风味混合。我们使用的绝热条件，以获得一个简单的标准，用于确定是否同步或双极模式将发生。基于这一准则，我们预测，中微子和反中微子发射的原中子星在核心坍缩超新星事件可以经历同步和双极性的味道转换之前，传统的Mikhyev-Smirnov-Wolfenstein（MSW）的味道演变接管序列。这肯定会影响对未来超新星中微子信号的分析，并可能影响对激波再加热率和核合成的处理，这取决于集体转变发生的深度。
2006-12-13 astro-ph hep-ph
Flavor Changing Supersymmetry Interactions in a Supernova
我们首次考虑了在恒星坍缩的下落阶段，涉及中微子和夸克的最小标准超对称模型的R-宇称破坏相互作用（"变味中性流“，FCNC's）。我们的考虑也延伸到了其他种类的变味中微子反应。我们研究了中微子在超新星核心的重核和自由核子上的非前向散射过程。这项研究有四个主要的发现和成果：（1）首次计算了自旋为1/2的中微子味变截面（2）发现核质量数平方中微子-夸克FCNC的（A平方）相干放大：（3）FCNC引起的坍缩核中电子俘获和弱/核平衡的变化分析;（4）推广了在坍缩/超新星和中微子输运模拟中使用的热重核的计算截面（在1中提到）。我们考虑的散射过程允许电子中微子在核心坍缩期间改变味道，从而在电子中微子海中打开空穴，这允许电子捕获进行并导致较低的核心电子分数。较低的电子分数意味着较低的同源核心质量，较低的冲击能量，和更大的核光衰变冲击的负担。此外，与标准的超新星模型不同，核心现在可能有净μ子和/或τ轻子数。这些影响可能是显着的，甚至低于目前的实验界限的超对称耦合。
2005-10-14 astro-ph 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
Nucleosynthesis in Gamma Ray Burst Accretion Disks
我们遵循的核反应，发生在吸积盘的恒星质量的黑洞，是吸积在一个非常高的速度，每秒0.01至1太阳质量，因为是在许多目前的模型实现伽马射线暴（GRB）。盘中的中子化程度是吸积率、黑洞质量、克尔参数和盘粘性的敏感函数。对于高吸积率和低粘性，到达黑洞的物质将主要由中子组成。这种程度的中子化将有重要的影响，伽玛射线暴产生喷流的动力学，也许为r-过程的合成。对于较低的吸积率和高粘度，可能是适当的外盘在Bracksar模型，中子质子平等持续允许可能的合成56镍在磁盘风。56 Ni必须存在才能形成任何光学明亮的Ib型超新星，特别是那些与伽玛暴相关的超新星。
2002-09-19 astro-ph
A comprehensive study of neutrino spin-flavour conversion in supernovae and the neutrino mass hierarchy
研究了正常和反转质量体系下由非零中微子磁矩与超新星磁场相互作用引起的超新星中微子的共振旋味转换.作为纯物质诱导的中微子振荡（Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein（MSW）效应）的情况下，我们发现RSF跃迁强烈依赖于中微子的质量等级以及$θ_{13}$的值.用Woosley和Weaver计算的超新星前轮廓，数值求解了各种中微子参数集的味转换。特别是，当满足以下条件时，将会发生RSF诱导的$ν_\rme\to\barν_\rme$跃迁：$μ_νB$（$μ_ν$是中微子磁矩，$B$是磁场强度）足够强，中微子质量等级被反转，以及$θ_{13}$的值足够大，足以引起绝热MSW共振.在这种情况下，由于中子化爆发发射的原始$ν_\rme$的强峰将存在于Super-Kamiokande探测器探测到的中微子事件的时间剖面中。如果这个峰值在现实中被观察到，它将提供关于中微子性质的丰富信息。另一方面，不同中微子模型的中微子谱特征也不同，但我们发现几种模型之间仍然存在简并性。还讨论了前超新星模型的依赖性。
2003-09-29 astro-ph hep-ph
Supernova Bounds on Neutrino Properties: a mini-review
本文总结了我们最近的工作，研究了中微子磁矩、轻子味非普适性以及R宇称破缺的超对称模型中的味变中性流相互作用等非标准中微子性质引起的共振中微子转换对超新星物理的影响。
1998-02-10 astro-ph hep-ph
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
Comment on The Preprint ``Neutrino Flavor Evolution Near A Supernova's Core'' (Astro-Ph 9405008) by J. Pantaleone
J. Pantaleone的广为流传的预印本“超新星核心附近的中微子味道演变”的修订版（公告板上的astro-ph 9405008，印第安纳大学预印本IUHET-276）是错误的。它包含两个错误，导致不正确的结论，中微子的味道在超新星环境中的转变。在这篇短文中，我们将讨论这些错误。
1994-06-29 astro-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
Effects of Random Density Fluctuations on Matter-Enhanced Neutrino Flavor Transitions in Supernovae and Implications for Supernova Dynamics and Nucleosynthesis
计算了后核反弹超新星环境中随机密度涨落对双中微子味变换（$ν_{τ(μ)} \rightleftharpoons ν_e$）的影响。特别是，我们遵循数值的中微子状态传播通过随机场的密度波动的味道演变。我们研究了中微子味去极化的途径，并研究了这种现象在早期激波再加热时期和后期r-过程核合成时期的影响。我们的研究结果表明，显着的波动引起的中微子味去极化效应发生在这些环境中，只有当零级（无密度fluctautions）的中微子状态的演化包括绝热传播通过共振（质量级交叉）。在激波再加热阶段，振幅大于0.05%的局部物质密度波动的去极化效应可以导致激波后面的材料的加热速率比没有中微子味转换的情况下增加-但这对应于相对于绝热中微子转换的情况下这个数量的显着减少。如果r-过程核合成发生在超新星演化的后期阶段，那么要求的中子丰富的条件排除了中微子质量平方差和真空混合角（$δm^2,\ \sin^22θ$）的中微子味转换的参数空间的区域。我们发现，在随机波动的存在下，这个排除的区域没有显着改变，即使是随机波动的幅度为1%的本地物质密度。
1995-08-23 astro-ph hep-ph nucl-th
Three-generation flavor transitions and decays of supernova relic neutrinos
如果中微子有质量，它们也可以衰变。宇宙学意义上的衰变寿命原则上可以通过探测所有过去的超新星产生的红移、扩散的中微子通量--所谓的超新星遗迹中微子（SRN）通量来探测。在这项工作中，我们解决了SRN动力学方程的一般情况下，三代味过渡，其次是不可见的（无辐射）两体衰变。然后，我们使用一般的解决方案来计算可观测的SRN光谱在一些代表性的衰变方案。结果表明，在衰变存在的情况下，SRN事件率基本上可以跨越整个范围低于目前的实验上限-一个范围，未来的实验项目可以访问。辐射SRN衰变也简要讨论。
2004-01-28 astro-ph hep-ex hep-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
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 neutrinos: Flavor-dependent fluxes and spectra
在超新星（SN）核中的nu_mu和nu_tau的输运涉及到几个在传统模拟中被忽略的过程。基于蒙特卡罗研究，我们发现，风味依赖的光谱差异要小得多，往往在文献中所述。使用玻尔兹曼解算器并包括所有相关中微子反应的全尺度SN模拟证实了这些结果。在初始吸积阶段的味道依赖的流量差异是最大的。
2003-03-11 astro-ph
Prospects for Detecting Supernova Neutrino Flavor Oscillations
来自II型超新星的中微子也许为我们提供了探测宇宙学上有趣的μ子和/或τ子中微子质量的最佳机会。这是因为物质增强的中微子振荡可以导致异常热的nu_e谱，从而增强了地球探测器中的带电电流截面。最近提出的两个超新星中微子观测站，OMNIS和LAND，将探测中性和带电电流中微子相互作用从目标核中剥落的中子。由于这种信号不是特定于味道的，因此目前还不清楚是否可以从这样的实验中提取出令人信服的中微子振荡信号。为了解决这个问题，我们研究了一系列可能的轻和重质量的目标，9Be，23 Na，35 Cl和208 Pb的响应。我们发现，即使截面由辅助实验确定，仅使用中子计数率来检测振荡的策略充其量也是有问题的。超新星中微子光谱中的合理不确定性往往会掩盖振荡引起的速率增强。然而，在208 Pb的情况下，出现的信号在很大程度上是风味特异性的，并且对nu_e温度（两个中子的发射）非常敏感。该信号及其风味特异性与中性和电荷电流反应的第一禁止响应的强度和位置有关，这些是之前尚未讨论过的208 Pb中微子截面的方面。强子自旋转移实验可能有助于证实我们结论背后的某些原子核结构物理。
1998-09-13 astro-ph hep-ph nucl-th
Self-induced spectral splits in supernova neutrino fluxes
在超新星中微子球上方的密中微子区（r > 400 km），中微子-中微子折射会引起集体的味道转变。它们可以导致“光谱分裂”，其中能量E_分裂将变换的光谱急剧分裂成几乎纯但不同风味的部分。除非在密中微子区存在普通的MSW共振，否则E_split仅由味轻子数守恒决定。光谱分裂是由大中微子密度区和小中微子密度区之间的绝热跃迁产生的。我们明确地解决了绝热极限的运动方程，并提供了一个通用的例子的解析表达式。
2007-12-07 astro-ph hep-ex hep-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
Supernova Neutrino Spectra and Applications to Flavor Oscillations
利用蒙特卡罗模拟研究了超新星核中中微子光谱的形成与味道的关系。来自银河SN的高统计中微子信号可能包含严重限制中微子振荡参数空间的信息。因此，迫切需要可靠的预测风味依赖的通量和光谱。在所有传统的流体动力学模拟中，通常包括的nu_mu，tau和nu_mu，tau-杆相互作用是相当示意性的。通过我们的蒙特卡罗模拟，我们发现传统上不包括nu_mu，tau和nu_mu，tau-bar的最相关源。在比较我们的数值计算结果的所有口味，我们发现标准的平均能量等级nu_e < nu_e-bar < nu_mu，tau，然而，非常相似的值为nu_mu，tau和nu_e-bar。nu_mu，tau和nu_mu，tau-bar的光度与L_nue-bar和L_nue相差2倍，后两者非常相似。Garching小组从他们对全套相互作用的自洽模拟中得到了类似的结果。这些结果几乎正交于先前的标准图片的完全相等的亮度的所有口味和差异的平均能量的一个因素高达2。现有的概念，以确定振荡效应的SN中微子信号需要修改。我们提出了两种方法来检测地球物质的影响，而独立的SN模拟预测。
2003-08-13 astro-ph
