Search for Supernova Relic Neutrinos at Super-Kamiokande
利用Super-Kamiokande探测器1496天的数据，对过去所有核心坍缩超新星的遗迹中微子进行了搜索。这项分析寻找了产生能量大于18 MeV的正电子的电子型反中微子。在没有信号的情况下，90% C.L.几种理论模型设定了总通量的上限;这些上限的范围是20 ~ 130 nu_e bar cm^-2 s^-1。此外，在E_nu > 19.3 MeV的能量范围内，超新星遗迹中微子通量的上限为1.2 nu_e bar cm^-2 s^-1。
2002-10-22 astro-ph hep-ex
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
Relics of subluminous supernovae in metal-poor stars
富碳恒星CS29498-043和CS22949-037的元素丰度模式是以镁和硅比铁多很多为特征的。这种过剩的研究背景下的超新星诱导的恒星形成的情况下，它的结论是，这些恒星诞生的物质席卷了超新星遗迹含有很少的铁，这样的超新星是类似于最不发光的SNe有史以来观察到的，SNe 1997 D和1999 br。比较观测到的丰度模式的铁族元素的亚发光超新星与其他超新星导致爆炸，核合成，并在超新星混合一个有趣的含义。观测到的这些比值的不变性不能用球对称超新星模型来解释。
2003-01-14 astro-ph
Decaying neutrinos and implications from the supernova relic neutrino observation
我们建议超新星遗迹中微子（SRN）的观测可以用来设置中微子衰变模型的约束。由于宇宙学超新星到地球的距离尺度很长，SRN有可能提供比目前太阳中微子观测更强的极限。由于目前可用的数据只是在$E_{\barν_e}>19.3$ MeV上积分的通量的上限，我们可以设置约束的衰变模型是相当有限的;它们必须满足特定的条件，例如子中微子是活跃的物种，中微子质谱是准简并的，中微子质量等级是正常的。我们的数值计算清楚地表明，中微子衰变模型与$(τ_2/m,τ_3/m)\alt (10^{10},10^{10})$ [s/eV]，其中$τ_i$代表的质量本征态$\barν_i$的寿命，似乎给出的SRN流量是大于目前的上限。然而，由于理论SRN预测包含了许多关于宇宙中的超新星速率或超新星爆炸模拟的不确定性，我们不能得出结论，存在中微子寿命的排除参数区域。在不久的将来，进一步降低上限实际上是预期的，它将提供更严格的中微子衰变模型的约束。
2003-08-07 astro-ph hep-ph
Evolution of the Cosmic Gas and the Relic Supernova Neutrino Background
利用从类星体吸收线研究中推断的宇宙气体的红移演化，我们计算了过去超新星的速率和遗迹超新星的中微子背景。使用这种新技术，我们发现预测的遗迹中微子通量在低能量至少比以前的估计低一个数量级。我们认为，宇宙气体的演变是一致的，在红移$\sim 3$的早型星系的数量大幅减少，这种演变是减少预测的中微子通量的来源。从最近的红移调查额外的观测限制，使我们提出了一个修改后的宇宙气体的演化模型，在低红移发生显着的下落。我们讨论了我们的计算的X射线发射金属富集气体中观察到的星系际介质的可能相关性。
1997-02-20 astro-ph
Spectrum of the relic neutrino background from past supernovae and cosmological models
目前正在建设中的超级神冈探测器（SK）有望探测到过去超新星的残留中微子背景。利用超新星爆炸的模拟结果和合理的超新星速率，系统地计算了SK的光谱和事件率。我们还研究了宇宙学常数$Λ$对光谱的影响，因为最近的一些宇宙学观测强烈表明$Λ$的存在。我们发现以下结果。1)该谱在约3 MeV处有一个峰值，远低于以前的估计值（$6 \sim$ 10 MeV）。2)在10 MeV到50 MeV的范围内，来自过去超新星的残余中微子占主导地位，SK的事件率大约是每年$25 \, {h_{50}}^2 \, \left( \frac{R_{SN}}{0.1 {\rm yr^{-1}}} \right) \left(\frac{n_G \, h_{50}^{-3}}{0.02{\rm Mpc}^{-3}}\right)$事件，其中$R_{SN}$是星系中的超新星率，$n_G$是星系的数密度，$h_{50} = H_0 /$（50 km/s/Mpc），其中$H_0$是哈勃常数。3)事件发生率几乎对$Λ$不敏感。随着$Λ$的增加，在低能侧（$< 10$ MeV）的通量增加，但在高能侧（10 MeV $<$）的模型中，其中一个星系中的超新星的积分数是固定的。
1995-04-06 astro-ph
Supernova relic neutrinos and observational implications for neutrino oscillation
利用最近的实验结果推导出的参数，研究了几种中微子振荡模型下超新星遗迹中微子（SRN）的通量。在计算中，我们采用了真实的{ \it time-dependent}超新星密度剖面，由于激波的传播，它与静态的原始密度剖面有很大的不同。地球物质的影响也适当地包括使用现实的地球密度剖面。结果发现，这两种效应在探测能量范围（$E_ν> 19.3$ MeV）内引起几个百分点的通量差。我们还设置了90%的C. L。利用最近公布的Super-Kamiokande（SK）观测结果，对各种振荡模型的SRN通量上限进行了研究。在不久的将来，进一步降低上限实际上是预期的，当当前SK数据重新分析使用一些技术，以减少对SRN信号的背景事件。预计这一降低的上限足以为中微子振荡提供有用的启示。
2003-03-06 astro-ph
The Supernova Relic Neutrino Backgrounds at KamLAND and Super-Kamiokande
我们计算了KamLAND和Super-Kamiokande（SK）探测器的超新星遗迹中微子（SRN）背景通量，其动机是SK背景的减少和恒星形成历史的新结果（例如，Sloan Digital Sky Survey（SDSS）我们对SK处通量的最佳估计略低于但非常接近当前SK上限。SK上限已经与SDSS数据所允许的恒星形成历史范围不一致。我们估计，SRN背景应检测（在1西格玛）在SK与约9年（包括现有的4年）的数据。虽然KamLAND是一个比SK小得多的探测器，但它的优点是几乎没有背景，而且对低能量超新星中微子很敏感。KamLAND可以用总共约5年的数据对SRN进行1-sigma检测。考虑到小的预期SRN事件率，我们还考虑在具有较低阈值和减少的背景的修改的SK检测器中检测SRN，其中检测时间相对于现有SK估计可以减少10倍。
2004-04-14 astro-ph hep-ph
Cosmic Star Formation History and the Future Observation of Supernova Relic Neutrinos
我们研究了超新星遗迹中微子（SRN）的通量和事件率，并讨论了它们对宇宙恒星形成率的影响。作为参考模型，我们采用了基于最近观测的超新星速率模型和几个小组数值计算的超新星中微子谱。在E_e>10 MeV的探测能量范围内（这可能是一个无本底区），在基准体积为22.5 kton的水切伦科夫探测器上，根据所采用的中微子能谱，发现SRN事件率为1-2年。我们还模拟了预期的信号与一组参考模型，通过使用Monte Carlo方法，然后分析这些伪数据与几个自由参数，获得它们的最佳拟合值的分布。特别地，我们使用了一个参数化，使得R_{SN}（z）= R_{SN} ^0（1+z）^α，其中R_{SN}（z）是红移z处的共动超新星速率密度，R_{SN} ^0和α是自由参数，假设超新星中微子光谱和光度通过未来的银河系超新星中微子爆发或未来的超新星数值模拟的发展得到了很好的理解。对于一个有效体积为22.5 kton 5 yr（440 kton 5 yr）的探测器，当其中一个参数固定时，这两个参数的1σ误差分别为δα/α= 30%（7.8%）和δ R_{SN} ^0/ R_{SN} ^0 = 28%（7.7%）。另一方面，如果我们不固定这两个参数的值，则预期误差变得相当大，δα/α= 37%，δ R_{SN} ^0/ R_{SN} ^0 = 55%，即使有效体积为440 kton 5 yr。
2004-03-17 astro-ph hep-ph
Is Nova Sco 1994 (GRO 1655-40) a Relic of a GRB ?
我们认为Nova Sco 1994（GRO 1655-40）可能是伽马射线爆发（GRB）和Ib型超新星（SN）爆炸的遗迹，表明有证据表明黑洞是由吸积旋转而成的，并且有超新星爆炸。我们使用从黑洞的旋转能量传递的盘能量来为SN提供动力，并且给出了大致相等的能量进入GRB和进入吸积盘来为超新星提供动力的论点。
1999-11-24 astro-ph
Effects of Neutrino Oscillation on the Supernova Relic Neutrino Background
我们调查在何种程度上的振荡或转换的中微子增强超新星遗迹中微子背景（SRN）在超级神冈探测器（SK）的预期事件率。SRN \bar ν_e与类ν_μ中微子几乎完全交换，其交换是通过MSW振荡进行的，其质量等级为Δm^2 ~ 10^{-8}--10^5 [eV^2]，或通过Majorana中微子的磁矩进行的，其质量等级为μ_v>~ 10^{-12} μ_B，Δm^2 ~ 10^{-4}--10^0 [eV^2].在SRN通量的标准计算中，如果所有\bar ν_e都与类ν_μ中微子交换，则在15- 40 MeV可观测能量范围内，SRN \bar ν_e在SK处的事件率可从1.2 yr^{-1}提高到2.4 yr^{-1}。增强是突出的，特别是在高能量范围（\gtilde 25 MeV）。在天体物理学的乐观计算中，事件发生率高达9.4年^{-1}。由于考虑到各种天体物理学的不确定性，SRN无振荡事件的理论上限约为5年^{-1}，如果在SK中观测到一年中超过5次事件以及明显更硬的谱，我们可能不得不求助于中微子振荡。
1996-09-04 astro-ph hep-ph
Detectability of the Supernova Relic Neutrinos and Neutrino Oscillation
利用最近的实验结果，研究了不同中微子振荡模型下超新星遗迹中微子背景（SRN）在SuperKamiokande探测器上的通量和事件率.计算中采用了一个超新星爆炸中微子辐射的现实模型和几种宇宙恒星形成历史的模型。发现在整个能量范围内的数通量为$11-15 \mathrm{cm^{-2}s^{-1}}$。我们讨论了在SuperKamiokande的SRN的检测可能性，比较这个SRN通量与其他背景中微子比以前的研究更详细。即使没有SRN占主导地位的能量窗口，我们也可以将其检测为其他背景事件的失真。我们在能量范围$17-25 \mathrm{MeV}$中发现了SuperKamiokande $0.4-0.8 ~\mathrm{yr^{-1}}$的预期事件率。在这个范围内，十年的观测可能使我们能够在LMA太阳中微子溶液的情况下检测到SRN信号（在一个西格玛水平上）。我们还调查了SNO和KamLAND的事件发生率。虽然我们可以找到能量窗口，但预期事件发生率相当小（SNO为0.03年$^{-1}$，KamLAND为0.1年$^{-1}$）。
2002-04-08 astro-ph
Probing Neutrino Dark Energy with Extremely High-Energy Cosmic Neutrinos
最近，一种新的由光标量场介导的非标准模型中微子相互作用被提出，这使得宇宙中微子背景中的大爆炸残余中微子成为自然的暗能量候选者，即所谓的中微子暗能量。作为这种相互作用的进一步结果，中微子质量成为中微子能量密度的函数，因此被提升为动力学的、依赖于时间/红移的量。这种可能的中微子质量变化将红移依赖性引入到与极高能量宇宙中微子在残余反中微子上湮灭相关的共振能量中，反之亦然。一般来说，这一湮灭过程预计会导致在地球上运行于10^13 GeV以上相关能量区域的中微子观测站观测到的光谱中出现相当大的吸收骤降。在我们的分析中，我们对比了恒定和变化的中微子质量产生的特征吸收特性，包括由遗迹中微子运动引起的所有热背景效应。我们首先考虑中微子的天体物理来源，其次中微子的拓扑缺陷的分解使用适当的碎裂功能。一方面，与中微子质量的性质无关，我们的结果说明了利用遗迹中微子吸收谱发现宇宙中微子背景的潜力。另一方面，他们允许估计在未来十年内由中微子天文台ANITA和LOFAR测试其作为中微子暗能量来源的可能解释的前景。
2006-06-13 astro-ph hep-ph
Spectrum of the Supernova Relic Neutrino Background and Evolution of Galaxies
利用基于粒子数合成方法的星系演化标准模型导出的真实的随时间变化的超新星爆发率，计算了宇宙中曾经发生过的超新星遗迹中微子背景谱（SRN）。我们在这里展示的SRN光谱是目前最真实的，因为以前理论预测中最大的不确定性来自于迄今为止对超新星速率的不切实际的假设。SRN是Superkamiokande（SK）探测器的目标之一，该探测器将在一年内建造，如果SRN被探测到，将为探测宇宙中超新星爆炸的历史提供新的工具。因此，本文计算了SK的预期事件率。我们的主要成果包括：（1）在星系演化的早期阶段，超新星爆发率很高，SRN谱在$\ltilde 5$ MeV的低能区出现一个峰;（2）SRN通量依赖于哈勃常数（$H_0$）在某种程度上近似正比于$H_0^2$，并且对宇宙的密度参数只有微弱的影响（$Ω_0$）和宇宙学常数（$λ_0$）;（3）在可观测能量范围内，SK的合理事件发生率为1.2年$^{-1}$。如此低的事件率主要是由于目前相当低的超新星率，这是平均的星系形态类型。在我们的模型中，最乐观的速率被发现是4.7年的$^{-1}$，如果更多的事件被检测到，我们将不得不重新考虑我们目前的理解的超新星和星系的演化。
1995-09-26 astro-ph
The Relic Neutrino Backround from the First Stars
我们考虑的遗迹中微子背景产生的人口III星加上正常模式的恒星形成在较低的红移。计算是在层次结构形成的框架下进行的，并基于宇宙恒星形成的历史，约束再现观测到的恒星形成率在红移z \la 6，阻尼莱曼α吸收体和星系际介质中观测到的化学丰度，并允许宇宙在z ~ 10-20的早期再电离。我们认为这两个爆发和非爆发模型的人口III恒星形成。我们发现，虽然星族III星的高红移爆发确实导致了相当可观的能量较低（E_ν \approx 1 MeV）的中微子流，但可观测到的中微子流主要是由正常的恒星形成模式决定的.我们还发现，预测的通量在SuperK极限的目前水平。因此，超新星遗迹中微子背景对化学演化和/或超新星动力学模型有直接影响。
2006-03-09 astro-ph hep-ph
Cosmic Neutrinos
我回顾了中微子在电弱理论中的地位，并总结了我们对中微子质量和味道变化的了解。接下来，我将回顾遗留中微子的基本特征，并探讨中微子对宇宙暗物质的贡献。然后，我讨论了超高能中微子的标准模型相互作用，注意中微子振荡的后果，并说明了中微子观测站感兴趣的几个主题。最后，我简短地评论了通过超高能中微子在$Z$共振处的湮灭来探测残余中微子的遥远可能性。
2008-02-08 astro-ph hep-ph
The SNR G106.3+2.7 and its Pulsar Wind Nebula: relics of triggered star formation in a complex environment
我们认为与脉冲星J2229+6114有关的脉冲星星云和超新星遗迹G106.3+2.7是同一颗超新星爆发的结果。整个结构位于HI气泡的边缘，内部具有分子气体的扩展区域。氢原子和分子物质的径向速度都表明距离为800 pc。在这个距离上，SNR是14 pc长和6 pc宽。显然，气泡是由恒星风和中心一组恒星的超新星爆炸产生的，这也引发了G106.3+2.7的祖星的形成。原始恒星在脉冲星的当前位置或附近爆炸，该位置位于SNR的一端而不是其中心。超新星爆炸产生的膨胀冲击波撞上了致密物质，然后爆发进入HI气泡的内部，形成了彗星状的超新星遗迹。一个长度为0.8 pc的壳状结构的同步加速器星云（“回旋镖”）是由脉冲星风与周围稠密介质相互作用产生的。膨胀的冲击波通过电离附近的氢原子，在这个星云周围产生了质量为0.4 Msun的HI壳层。
2001-06-26 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
Core-collapse supernova neutrinos and neutrino properties
核心坍缩超新星是强大的中微子源。对未来（外）银河系超新星爆炸或超新星遗迹中微子的观测可能会提供有关超新星动力学、超新星形成速率和中微子性质的重要信息。人们可以从超新星的间接效应（例如在爆炸或r过程中）或从地球上探测器中中微子时间或能量分布的修改中了解更多关于未知中微子性质的信息。这里我们将特别讨论在轻子扇区中CP破坏的可能效应。我们还将提到未来中微子-核相互作用测量的兴趣，以精确了解超新星中微子探测器对电子中微子的响应。
2008-05-18 astro-ph
Current cosmological bounds on neutrino masses and relativistic relics
我们结合最近的观测大尺度结构（2dF和SDSS星系巡天）和宇宙微波各向异性（WMAP和ACBAR），把约束的大质量中微子和无质量的相对论遗迹的数量都是任意的平坦宇宙学模型。我们讨论了每个数据集和各种先验对边界的影响。对于三个热化中微子的标准情形，我们发现中微子总质量和m_nu < 1.0（分别为1.0和1.0）有一个上界。0.6)eV（2 σ），仅使用CMB和LSS数据（分别为包括超新星数据和HST关键项目的先验），这是一个对三种物质之间总质量分裂相当不敏感的界限。当中微子或相对论性残余物的总数N_eff保持自由时，总和m_nu的上限（在2sigma，包括所有先验）范围从1.0到1.5 eV，取决于质量分裂。我们提供了一个解释的参数简并，允许更大的值的质量时，N_eff增加。最后，我们表明，在原始引力波的存在下，总中微子质量的限制并没有显着修改，因为目前的数据提供了一个明确的区别相应的效果。
2004-02-05 astro-ph hep-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
Extreme Ultraviolet Emission from Clusters of Galaxies: Inverse Compton Radiation from a Relic Population of Cosmic Ray Electrons?
我们认为，最近在星系团中观测到的极紫外（EUV）辐射是低能宇宙线电子对团内介质中宇宙微波背景（CMB）辐射的逆康普顿（IC）散射。宇宙射线电子的洛伦兹因子为γ ~ 300，并且主要通过发射EUV辐射而损失能量。这些粒子的寿命与哈勃时间相当;因此，这些电子可能代表了星团历史上非热活动产生的宇宙射线的残余种群。IC模型自然地解释了观察到的EUV与X射线发射的比率随团簇半径的增加而增加。宇宙射线电子所需的能量一般是团内气体热能含量的1- 10%。我们认为宇宙线电子可能是由星系中的超新星、射电星系或团内激波中的粒子加速产生的。
1997-12-03 astro-ph
Powerful gravitational-wave bursts from supernova neutrino oscillations
在超新星核心坍缩和反弹期间，中微子（$ν$）会发生共振的活性到活性，以及活性到无活性的振荡。在这个阶段，弱磁性增加了反中微子的平均自由程，从而增加了它的光度。由于振荡将质量-能量馈送到目标$ν$物质中，因此$ν$状态之间的大质量平方差意味着由于普遍的{ \it自旋-旋转}和自旋-磁耦合驱动的$ν$各向异性流（其在振荡长度上是相干的）而作为引力波（GW）释放出大量的功率。产生的时空应变比来自$ν$扩散或中子星物质各向异性的时空应变大两个数量级。LIGO、VIRGO、GEO-600、TAMA-300等GW天文台，可以在遥远的室女星系团中寻找这些爆发。
2004-07-26 astro-ph
Probing Late Neutrino Mass Properties with Supernova Neutrinos
晚时间中微子质量产生的模型包含了宇宙背景中微子与超新星遗迹中微子（SRN）通过交换壳层轻玻色子的新的相互作用，导致在地球上观察到的差分SRN通量的显着修改。我们考虑了在低尺度下产生中微子质量的阿贝尔U（1）模型，并指出在这个模型中存在一个大的参数空间，在这个参数空间中，由轻玻色子交换引起的通量变化可能允许人们区分中微子是Majorana粒子还是Dirac粒子，即中微子质量等级的类型（正常或倒置或准简并），也可能确定中微子质量的绝对值。这些效应的存在的测量将有可能在下一代水切伦科夫探测器富含钆，或大型100千吨液氩探测器。
2007-08-08 astro-ph hep-ph
Pulsar kicks from neutrino oscillations
核心坍缩超新星中的中微子振荡可能是观测到的中微子快速运动的原因。根据目前中微子质量的限制，脉冲星反冲需要一个质量为2-20 keV的无菌中微子和一个与活性中微子的少量混合。同样的粒子也可以是宇宙学上的暗物质。如果X射线望远镜能从残余无菌中微子的衰变中探测到1-10 keV的光子线，就可以证实它的存在。此外，人们还可以探测到脉冲星产生的重力波，该脉冲星在附近发生超新星时被中微子加速。
2004-09-27 astro-ph hep-ph
Cosmic ray diffusion near the Bohm limit in the Cassiopeia A supernova remnant
超新星遗迹（SNRs）被认为是银河系宇宙射线通过扩散激波（费米）加速的主要位置。尽管有相当多的理论工作，精确的细节仍然是未知的，部分原因是难以直接观察加速到TeV能量的核子，并影响SNR冲击的结构。然而，在过去的十年里，X射线天文台ASCA，以及最近的钱德拉，XMM-牛顿和朱雀已经有可能在SNR冲击中加速的宇宙射线电子产生的keV能量下成像同步辐射。在这篇文章中，我们描述了一个空间分辨的光谱分析钱德拉观测银河SNR仙后座A映射的截止频率的电子加速在向前冲击。我们设置上限的电子扩散系数，并找到粒子出现加速的位置几乎一样快，理论上可能的（玻姆极限）。
2006-08-18 astro-ph
Neutrino Oscillations at Supernova Core Bounce Generate the Strongest Gravitational-Wave Bursts
在超新星坍缩的核心反弹过程中，会发生共振的活跃-活跃（$ν_a \to ν_a$）和活跃-无菌（$ν_a \to ν_s$）中微子（$ν$）振荡。此外，在这个相位上，弱磁性增加了反中微子（$\barν$）平均自由程，从而增加了它的光度。由于振荡将质量-能量馈送到目标$ν$物种中，物种之间的大质量平方差（$ν_a \to ν_s$）意味着大量的能量将以引力波（$L_{\textrm{GWs}} \sim 10^{49}erg s$ ^{-1} $), due to anisotropic but coherent $ ν $ flow over the oscillation length. This anisotropy in the $ ν $-flux is driven by both the {\it universal spin-rotation} and the spin-magnetic coupling. The new spacetime strain estimated this way is still several orders of magnitude larger than those from $ ν$）扩散（对流和冷却）或中子星物质的四极矩释放。这一新特征使这些爆发成为更有希望的超新星引力波信号，可能被LIGO、VIRGO等天文台探测到，到室女座星…
2004-07-08 astro-ph
Impact of Rotation on Neutrino Emission and Relic Neutrino Background from Population III Stars
通过对PopIII星核的二维旋转坍缩模拟，研究了旋转对PopIII星中微子辐射的影响.我们的结果表明，旋转增强中微子的亮度和发射中微子的平均能量。这是因为热化的内核是Pop III星的主要中微子源，由于旋转变平，可以扩大到足以将内核扩展到中微子层之外。这与球形坍缩的情况形成鲜明对比，在球形坍缩中，内核在黑洞形成之前收缩到中微子球内部更深的地方，这阻碍了有效的中微子发射。在转动核塌缩的情况下，发射的中微子能量在极附近比赤道面附近大。这些因素使得中微子的出射光谱比球形坍缩的情况更宽、更难。通过计算整体中微子信号所产生的个人旋转波普III星的合奏，我们发现，遗迹中微子的振幅，取决于他们的恒星形成率，可以占主导地位的贡献，从普通的核心坍缩超新星低于几兆电子伏。探测到这种信号可能是探测早期宇宙中恒星形成历史的重要工具。
2008-06-06 astro-ph
Shock Breakout in Core-Collapse Supernovae and its Neutrino Signature
本文采用新发展的Boltzmann中微子辐射输运算法，结合拉格朗日流体力学和自洽的高密度核物质状态方程，给出了一维核坍缩超新星动力学模型的结果。我们聚焦于激波爆发及其中微子特征，跟踪了11 M_sun、15 M_sun和20 M_sun祖核在坍缩和反弹后的前250毫秒的动力学演化。我们研究了中微子光谱，光变曲线，混合的人工不透明度的变化，能源集团的数量，弱磁性/反冲修正，核子-核子韧致辐射，中微子-电子散射，和核物质的可压缩性的物种的影响。此外，我们提出了第一个高分辨率的中微子辐射场的角分布在半透明制度和大半径，并探讨我们的切射线方法跟踪辐射脉冲在近真空中的自由传播的准确性。最后，我们折叠的效率和检测过程的现代地下中微子天文台的选择的紧急中微子光谱，并认为，提示电子中微子爆发从下一个银河系超新星在原则上是可观察的和有用的基本崩溃/超新星行为的诊断。虽然我们不是在这项研究中专注于超新星机制本身，但我们的模拟支持了理论结论（其他人已经得出），即当采用良好的物理和运输方法时，球形（1D）超新星不会爆炸。
2003-04-02 astro-ph
Electrostatic Potentials in Supernova Remnant Shocks
钱德拉和XMM X射线天文台以及HESS大气切伦科夫望远镜在TeV波段的观测促进了对超新星遗迹激波性质的理解。这一领域的一个关键问题是理解的相对程度的耗散加热/电子和离子的冲击层中。这影响了X射线观测的解释，而且影响了注入加速过程的效率，这反过来又反馈到热冲击层的能量学和动力学。本文概述了我们的探索的第一阶段的电荷分离电位的作用，在非相对论性的电子离子冲击的惯性陀螺仪的尺度是截然不同的，从蒙特卡罗模拟的结果。电荷密度的空间分布得到了在线性制度，采样的惯性尺度的离子和电子，不同的磁场的结晶度。这些很容易集成，以获得电场的情况下，自洽的，空间的电子和离子之间的重新调整。有人发现，虽然扩散起着很小的作用，在调制的线性场结构在高度倾斜和垂直的冲击，在准平行的冲击，在那里引起的回旋电荷分离是小的，和冲击层电场主要是在扩散尺度上产生。
2006-09-14 astro-ph
Detection possibility of the pair-annihilation neutrinos from the neutrino-cooled pre-supernova star
估计了20颗$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
