Search for High Energy Neutrino Emission from Gamma-Ray Bursts with the A ntarctic Muon and Neutrino Detector Array (AMANDA)
由激波加速的质子产生π介子的光介子可以从南极μ介子和中微子探测器阵列（AMANDA）或其更大的后继者中观测到的伽马射线暴（GRB）中产生~10^14 eV的中微子暴。测量这种通量可以检验伽马射线暴是最高能量宇宙射线源的假设，而伽马射线暴中微子可以允许在中微子极限速度，中微子振荡和弱等效原理方面进行高精度实验。中微子发射主要可以在瞬发伽马射线闪光期间预期，卫星重合提供了一个明确的位置和时间窗口，可以从北半球的爆发中搜索AMANDA中过量的上行μ子事件。通过对1997年AMANDA-B10数据集的78个伽玛暴样本进行事件质量分析，进一步降低了背景值，我发现每个伽玛暴的注量极限为（E_nu）^2（dN_nu）/（dE_nu）<3.8*10^-4 min（1，E_nu/E_break）[TeV cm^-2]，这比以前类似的研究严格了几个数量级。
2000-08-16 astro-ph
Muon Detection of TeV Gamma Rays from Gamma Ray Bursts
由于星载仪器的尺寸有限，不可能观测到能量超过GeV的伽马射线暴的通量。本文指出，通过探测γ射线在地球大气中的秒级产生的μ介子，可以探测TeV能量以上的γ射线暴辐射。最近启用的地下探测器（AMANDA、贝加尔湖探测器和MILAGRO）使观测成为可能，这些探测器结合了几百GeV或更小的低μ子阈值和10^3 m^2或更大的有效面积。这些观测不仅将为伽玛暴的起源和特征提供新的认识，而且还将提供有关漫射红外背景的定量信息。
1999-02-02 astro-ph
The Search for Muon Neutrinos from Northern Hemisphere Gamma-Ray Bursts with AMANDA
本文介绍了1997 - 2003年南极μ子和中微子探测器阵列（AMANDA）中微子观测结果与北半球400多个伽马射线暴（GRB）光子观测结果的相关性分析。在这段时间内，AMANDA的μ子中微子有效收集区域比任何其他现有的探测器都要大。基于我们在数据集中伽玛暴期间和伽玛暴之前的零中微子观测，我们对与伽马射线暴相关的μ子中微子发射设定了最严格的上限。假设一个Waxman-Bahcall谱，并考虑所有系统的不确定性，我们的通量上限在1 PeV处的归一化值为E^2Φ_v { \leq } 6.0 \times 10^{-9} GeV cm^{-2} s^{-1} sr^{-1}，90%的事件预计在~10 TeV ~3 PeV的能量范围内。这一限制的影响，几个理论模型的伽玛暴进行了讨论，以及未来的潜力，为下一代中微子望远镜探测伽玛暴。最后，我们简要描述了对该分析的几项修改，以便将其应用于其他类型的瞬变点源。
2007-05-08 astro-ph
Prompt GeV-TeV Emission of Gamma-Ray Bursts Due to High-Energy Protons, Muons and Electron-Positron Pairs
在内部冲击情景的框架内，我们利用蒙特卡罗模拟，包括各种过程与电子和质子加速到高能量的宽带伽马射线暴（GRB）的快速发射的GeV-TeV带的重点。虽然来自初级电子的逆康普顿发射通常占主导地位，但不同的质子诱导机制也可以产生不同的高能成分，例如来自质子、μ子或通过光生子相互作用注入的次级电子/正电子的同步辐射。在某些情况下，它们会产生双重光谱断裂，可以作为超高能质子的独特特征。我们讨论了有利于这种发射的条件，以及它们与内激波中超高能宇宙射线和中微子的产生之间的关系。正在进行和即将进行的{ \it GLAST}、大气切伦科夫望远镜和其他设施的观测将检验这些预期，并提供有关伽马射线暴外流物理条件的重要信息。
2007-09-04 astro-ph
A Search for Sub-TeV Gammas in Coincidence with Gamma Ray Bursts
本文报道了与BATSE伽马射线暴（GRB）同时发生的亚TeV（$E_γ> 10$ GeV）γ射线诱发的μ介子次级暴的研究。每个TeV的伽马射线撞击大气层产生$\approx$ 0.2 μ子，其身份和角度可以由GRAND项目阵列测量。研究了八个GRB候选者;根据（检测到的BATSE注量）$\times$（GRAND的接受度）的最佳乘积选择了七个。添加了一个候选者，因为它被报告为Milagrito协作的检测。七个候选人表现出积极的，但没有统计学意义，μ子过剩。在BATSE T90时间间隔内，最显著的可能符合显示了过量的$466 \pm 171$ μ子。同样令人感兴趣的是，具有第二最显著信噪比（1.2 $σ$）的事件是Milagrito事件。如果我们最重要的事件是真实的，那么为了解释观测到的μ子过剩，所需的高能（$> 10$ GeV）伽马的隐含通量将要求大部分伽马射线暴通量以高能伽马的形式到达。
2003-02-07 astro-ph
Detectability of Prompt TeV Gamma Rays of Proton Synchrotron Origin from Gamma Ray Bursts by AMANDA/ICECUBE Detectors
利用AMANDA/ICECUBE大面积μ子探测器对伽马射线暴（GRBs）中可能的"高“能（$>100\gev$）成分的探测能力，在GRBs中产生这种高能伽玛射线的特定模型，即质子同步加速器模型的范围内进行了研究，该模型要求质子在GRBs中被加速到高能（$\gsim10^{20}\ev$）。在这一模型中，高能部分与卫星上的探测器观测到的通常的“低”（keV-MeV）能量部分不同，但很可能是同时发射的。AMANDA/ICECUBE探测器可以通过探测TeV光子在地球大气中产生的次级μ子来探测TeV光子。我们计算μ介子的信噪比在这些探测器由于TeV的伽玛射线从个别的伽玛暴的各种假设的亮度，距离（红移），洛伦兹伽玛因子的基本火球模型，和各种光谱特性的伽玛暴，包括TeV光子的吸收的影响，以及在星系际的红外辐射背景。星系际吸收效应基本上排除了TeV光子在AMANDA探测器中的高能量分量的亮度的合理值的检测，但它们很可能是检测到的建议ICECUBE探测器可能有一个有效的面积向下去μ子的一个因素的100倍以上的AMANDA。然而，即使在ICECUBE中，也只有相对较近的红移在$< 0.05$左右的伽玛暴才能被期望以任何合理的置信度探测到。本文讨论了ICECUBE对γ暴高能分量的光度要求。
2003-05-12 astro-ph hep-ph
Neutrino-Induced Cascades From GRBs With AMANDA-II
利用AMANDA-II，我们已经进行了一个搜索的中微子诱导的级联符合BATSE在2000年报告的73个爆发。BATSE时间约束极大地抑制了背景。没有发现中微子存在的证据，我们对类WB谱设定了一个极限，$A_{90}^{all flavors}$ = 9.5 $\times10^{-7}$ GeV cm $^{-2}$ s $^{-1}$ sr $^{-1}$。系统不确定性的确定正在进行中，一旦考虑这些不确定性，极限将有所削弱。我们还进行了一个滚动的时间窗搜索中微子诱导级联符合伽玛射线暴信号在2001年。在1 s或100 s时间窗口内搜索数据集以寻找统计上显著的信号样事件簇。非触发搜索有可能发现现象，包括伽马射线暗窒息爆发，它没有触发伽马射线探测器。
2005-09-19 astro-ph
Sensitivity of the IceCube Detector to Astrophysical Sources of High Energy Muon Neutrinos
我们提出的Monte Carlo研究的灵敏度计划IceCube探测器的预测通量的μ中微子在TeV到PeV的能量。一个完整的模拟的探测器和数据分析是用来研究探测器的能力，以寻找μ介子中微子的来源，如活跃的星系和伽马射线暴。我们研究了探测器的有效面积和角分辨率随μ子能量和入射角的变化。我们提出了详细的计算的探测器的灵敏度，扩散和点状中微子的排放，包括评估的灵敏度中微子检测符合伽马射线暴观测。经过三年的数据采集，冰立方将能够在5 σ显著性下探测到E^2*dN/dE = 7*10^-9 cm^-2 s ^-1 GeV的点源通量，或者在没有信号的情况下，将90% c.l.极限为E^2*dN/dE = 2*10^-9 cm^-2 s ^-1 GeV。在最小强度为E^2*dN/dE = 1*10^-8 cm^-2s^-1 sr ^-1GeV时，可以探测到弥散的E-2通量。遵循Waxman和Bahcall公式的伽马射线暴模型，在观测到200个与伽玛射线卫星观测一致的伽玛射线暴后，将产生5 σ效应。
2003-05-12 astro-ph
Search for a possible space-time correlation between high energy neutrinos and gamma-ray bursts
我们寻找2233伽马暴的Batse目录和894向上运行的μ子产生的中微子在岩石下面或内部的宏观相互作用之间的时空相关性。考虑到伽玛射线暴方向周围10度的搜索锥和200 s的时间窗口，我们发现0个事件与0.035个预期的大气中微子背景事件进行比较。相应上限（90% c.l.）平均每次爆发的上行μ子数为0.87 * 10^-9 cm^-2。
1998-12-17 astro-ph
Neutrino signatures of the supernova - gamma ray burst relationship
根据观测到的GRB 030329与超新星SN 2003 dh的关联关系，计算了与超新星关联的伽马射线暴的TeV-PeV中微子通量.中微子光谱通量分布可以测试超新星和伽马射线暴事件之间可能的延迟，其时间尺度比光子可以分辨的时间尺度短得多。作为一个说明性的例子，我们计算的概率中微子诱导μ介子和电子级联事件在南极公里级冰下探测器，从GRB 030329。我们的计算表明，公里级中微子望远镜有望检测到的信号，将允许约束超新星GRB模型。
2003-10-14 astro-ph hep-ph
High Energy Neutrinos from Gamma Ray Bursts
我们处理伽玛暴中的高能中微子产生。详细计算了光生中微子的产生，其中内部的非热同步辐射是主要的目标光子场，和supranova模型，其中外部的脉冲风同步辐射提供了重要的额外的目标光子。从伽马射线观测中推断，从伽马射线暴中探测到大于10 TeV的中微子，多普勒因子大于200，将支持supranova模型。3 < 10 TeV neutrinos is possible for neutrinos formed from nuclear production. Only the most powerful bursts at fluence levels >× 10 ^{-4} erg/cm ^2的探测为μ子中微子的探测提供了现实的前景。
2003-07-09 astro-ph hep-ph
Muon and Tau Neutrinos Spectra from Solar Flares
太阳中微子耀斑和混合被认为是。1956年2月23日、1989年9月29日、2003年10月28日和11月2 - 4日发生的最大能量的太阳耀斑是宇宙射线、X射线、γ射线和中微子暴的来源。这些耀斑发生在正面或边缘以及隐藏的太阳盘中。观测和估计的耀斑总能量应该是由太阳本身产生的质子-质子-π介子引起的次级中微子爆发的一个来源;太阳带电耀斑粒子到达地球大气层时产生了一个更延迟和扩散的中微子通量信号。我们在最大的地下探测器中对中微子信号的首次估计暗示了与伽马射线相关的一些事件。我们的近似光谱的μ子和τ介子从这些罕见的太阳爆发显示在最常见的背景。μ子和τ子的特征在电子和反电子中微子通量上是非常奇特和典型的。μ子中微子的上升将在113 MeV的最小μ子阈值以上被探测到。最罕见的τ星现象只有在最硬的太阳中微子能量超过3.471 GeV时才有可能出现
2004-05-03 astro-ph hep-ph nucl-ex
Discovering Tau and Muon Solar Neutrino Flares above backgrounds
太阳中微子耀斑天文学正处于发现的边缘。高能耀斑粒子（质子，α）在日冕内的自散射是一个丰富的瞬发带电π介子的来源，也是尖锐的太阳中微子“爆发”的来源（在数以千计的MeV），由它们的π介子-μ介子初级衰变在飞行中产生。这种短暂的（分钟）太阳中微子“爆发”在最大的峰值克服了四到五个数量级的稳定大气中微子噪音在地球上。稍后，太阳耀斑粒子撞击地球大气层可能会略微增加大气中微子通量，而不会产生相关后果。最大的瞬发太阳中微子耀斑“爆发”有可能在目前或未来最大的中微子地下中微子探测器中被探测到。我们对2003年10月至11月的特殊太阳耀斑的估计给出了一系列高于或接近超级神冈的事件。中微子光谱可能以一种微妙的方式反映了飞行中中微子味道的混合。对于硬耀斑（{E}_{nu}_{mu}--> {E}_{nu}_{tau} > 4 GeV），甚至可能出现令人惊讶的tau现象。本文描述了太阳中微子耀斑（在太阳上的诞生地和在到达地球后的振荡）与其他中微子前景的比较，并提供了一个独立的路线图来解开中微子味道之谜及其秘密的味道混合角。
2004-07-11 astro-ph hep-ph nucl-th
On the energy of neutrinos from gamma ray bursts
超高能质子在冲击波中加速，引起伽马射线暴，光生π介子，然后在原地产生中微子。我认为在这个过程中的损失的来源，即绝热和同步损耗的π介子和μ子。当所考虑的冲击是外部冲击时，即，在喷射物和周围星际介质之间的中微子中，我证明了π介子衰变产生的中微子不受损失的影响;在GRB 971214的余辉观测所需的强束发射中，μ介子衰变产生的中微子能量有限，但仍超过10^19 eV。特别是，这意味着超高能中微子将通过余辉产生。
1998-06-08 astro-ph
A study of the appearance of tau neutrinos from a gamma ray burst by detecting their horizontal electromagnetic showers
我们探索了在高分辨率和望远镜阵列等大型探测器上探测单个伽马射线暴中τ中微子水平电磁簇射的可能性。我们研究的作用的参数的伽马射线暴在确定预期数量的τ事件从该突发。τ轻子的水平束在大气中产生可见的信号。我们发现用望远镜阵观测伽玛暴中τ轻子的机会很小。信号的数量强烈地依赖于洛伦兹因子$Γ$、伽玛暴的红移$z$、μ子中微子和反中微子发射的能量$E_{ν,HE}$以及伽玛暴的其他一些参数。通过探测到或未探测到τ轻子信号，可以了解天体物理中微子中的中微子振荡以及伽玛暴中中微子产生的机制或模型。
2003-07-22 astro-ph hep-ph
Ultrahigh Energy Cosmic Rays and Prompt TeV Gamma Rays from Gamma Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）被认为是能量高达$\gsim10^{20}\ev$的超高能宇宙线（UHECR）事件的一类{ \it可能}源。在伽玛射线暴源内加速的最高能量质子的同步辐射应产生高达TeV能量的伽马射线。在这里，我们简要地讨论了从在即将到来的ICECUBE μ子探测器在南极的伽玛暴中的质子同步辐射源的提示TeV γ射线的可探测性的角度对伽玛暴的能量学的影响。
2003-05-12 astro-ph hep-ph
Possible Detection of Gamma Ray Air Showers in Coincidence with BATSE Gamma Ray Bursts
GRAND项目介绍了在BATSE探测到的九个伽马射线暴（GRB）的方向和时间上寻找符合高能伽玛射线事件的结果。伽马射线有一个不可忽略的强子产生截面;对于每一个能量为100 GeV的伽马射线，有0.015 μ子达到检测水平（Fasso & Poirier，1999）。这些μ子被识别，并在比例丝室（PWCs）的八个平面的站中测量它们的角度。底部一对平面上方50 mm的钢板用于区分μ子和电子。在XZ和YZ平面中的+/-61度范围内，平均角分辨率为0.26度。BATSE伽玛暴目录是检查在天顶附近的大项目。计算每个事件的几何验收。然后将伽玛射线暴通量与GRAND的几何接受度相乘。选择探测效率和BATSE强度最佳组合的9个源进行数据检验。这九个源中最显著的探测是在+3.7 σ的统计显著性处;这也是具有最高伽玛暴通量和几何可接受性乘积的伽玛暴。
2000-05-08 astro-ph
Search for Sub-TeV Gamma Rays Coincident with BATSE Gamma Ray Bursts
GRAND项目是一个100米x 100米的比例丝室（PWCs）空气淋浴阵列。共有64个观测站，每个观测站有8个1.29 m^2的PWC平面，这些平面以四对正交的方式排列，一个垂直于另一个，以几何方式测量带电二次粒子的角度。底部一对PWC上方的钢板将μ子（未偏转地穿过钢）与非穿透粒子区分开来。FLUKA Monte Carlo研究表明，TeV的伽马射线以垂直入射的方式撞击大气层会产生0.23 μ子，这些μ子到达地面，在那里测量它们的角度和身份。因此，矛盾的是，次级μ介子被用作伽马射线原色的签名。检查的数据可能的角度和时间符合八个伽马射线暴（GRB）探测到的BATSE。选择了7个伽玛暴，因为它们被GRAND和高BATSE通量接受。第八个伽玛射线暴是由于它可能被米拉格里托同时探测到而被添加的。对于八个候选伽玛暴中的每一个，获得了BATSE T90时间间隔内和BATSE方向正负五度范围内的超额计数。本文中报告的最高统计显著性（2.7 sigma）是预测最有可能观察到的事件（GRB 971110）。
2003-06-18 astro-ph
Neutrino Bursts from Fanaroff-Riley I Radio Galaxies
基于Fanaroff-Riley I（FRI）射电星系Centaurus A的TeV γ射线爆发的现有观测（在4.5 σ水平上），我们估计了光子和中微子都从π衰变中产生的情况下伴随的中微子通量。我们发现地球上的中微子通量dF_v/dE_v = 4.5 \times 10^{-11}（E_v/TeV）^{-2} TeV^{-1} cm^{-2} s^{-1}，由于最大混合，中微子的味道均匀分布。这样的通量将在IceCube设施中触发大约10次簇射/爆发，来自大气μ子的背景可以忽略不计，初级中微子能量超过100 TeV。在TeV光子能量范围内，在4σ水平上观测到的唯一另一个FRI射电星系是M87。这种活动的爆发性质是不成立的，但是，我们表明，在活跃期间的内在中微子光度是相同的半人马座A爆发。假设半人马座A代表的FRI人口，我们表明，冰立方应收集10阵雨（所有中微子口味）在3年内，达到95%CL的灵敏度从FRI射电星系的扩散中微子通量在一年的观察。
2004-04-20 astro-ph hep-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
Muons enhancements at sea level in association with Swift-BAT and MILAGRO triggers
最近，Swift-BAT伽马射线暴（GRB）探测器报告了在高本底率间期发生的触发事件。其中，1月24日两起，1月25日两起，2月13日两起，18日两起，均为2008年。在大多数情况下，这些Swift-BAT触发器可能是在Swift进入南大西洋异常（SAA）时发生的噪音触发器。事实上，我们表明，它们发生在SAA中大量高能粒子的沉淀过程中，在SAA区域内的海平面上的两台定向望远镜检测到大气中的μ子（Tupi实验）。它们看起来像μ子计数率的尖峰。在同一类别中，MILAGRO地面探测器分别于2008年1月25日和31日触发了两次。此外，触发坐标接近（在两种情况下，在望远镜的视野内）。通过对μ子计数率的进一步分析，可以得出结论，这些事件是由SAA区域的高能带电粒子沉淀产生的。因此，由于它的局限性，Tupi实验构成了一个新的传感器的高能量粒子沉淀在SAA，它可以在识别某些触发器的伽马射线暴探测器。
2008-02-26 astro-ph
On the Neutrino Flux from Gamma-Ray Bursts
观测表明，伽马射线暴（GRB）是由高度相对论性火球的动能耗散而产生的。在火球耗散区内，质子与伽马射线的光介子相互作用预计会将火球能量的很大一部分转化为>10^14 eV的中微子。我们提出了一个分析的内部冲击模型的伽玛暴，其中生产的同步光子和光介子中微子的自洽计算，并表明，火球能量转换为高能中微子的分数是不敏感的火球模型参数的不确定性，如膨胀洛伦兹因子和特征变异时间。这部分是由于所观察到的伽玛射线暴特性对火球参数施加的限制，部分是由于这样一个事实，即对于光介子光学深度很高的参数值（意味着高质子能量损失到π介子生产）中微子生产被π介子和μ介子同步加速器损失抑制。因此，中微子通量预计主要与观测到的伽马射线通量相关。该模型预测的时间平均中微子强度约为10^-8.5 GeV/cm^2 s sr，这与伽马暴是大于10^19 eV宇宙射线源的假设所预测的通量一致。
2001-02-28 astro-ph hep-ph
5-10 GeV Neutrinos from Gamma-Ray Burst Fireballs
一个伽马射线暴火球除了质子外，很可能还含有中子的混合物，基本上在所有的起源场景中。在火球中不同流动的质子和中子之间的非弹性碰撞产生~10 GeV的μ子中微子（反中微子）和~5 GeV的电子中微子（反中微子），如果中子丰度与质子丰度相当，在千米立方体探测器中每年可以产生~7个事件。π-零衰变产生的~10 GeV光子和中子衰变产生的~100 MeV电子反中微子也会产生，但很难被探测到。来自中子衰变后的冲击的能量<1 MeV的光子产生特征信号，该特征信号可以与质子相关的MeV光子区分开。
2000-06-23 astro-ph hep-ex hep-ph
Photon Emission in a Cascade from Relativistic Protons Initiated by Residual Thermal Photons in Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴通常被认为是火球产生的非均匀相对论外流中产生的内部激波的结果。在这样的冲击中，质子的费米加速度自然至少和电子的费米加速度一样有效。本文研究了在火球的剩余热光子场中质子加速的后果，特别是对光子发射谱的影响。与大多数其他研究相反，我们不调用冲击波中的直接电子加速。我们表明，火球的剩余辐射场可以点燃的离子生产和随后的级联，在这个过程中发射的光子进一步增强光子引发的级联。我们发现，费米加速质子与$\gtrsim 10^{13}$ eV有效地把他们的能量到π介子生产和随后的光子发射。从π介子中倾泻而出的粒子发射出能量范围很广的光子。电子-正电子对发射的光子从GeV范围连续分布到X射线范围，而μ子可以通过同步辐射发射伽马射线，在大约1- 10 MeV处中断。我们还讨论了几个辐射过程，可能会产生一个突破功能的MeV范围内，除了观察到μ子同步辐射。
2003-03-10 astro-ph
Results from the Antarctic Muon and Neutrino Detector Array (AMANDA)
我们展示了来自AMANDA的较老和较新化身（分别为AMANDA-B10和AMANDA-II）的新结果。这些结果表明，AMANDA是一个功能强大的多用途探测器，具有重要的物理和天体物理学影响。它们包括一个新的更高的统计测量大气μ介子中微子通量和初步结果，从搜索各种来源的高能中微子：一般点源，伽玛射线爆发和扩散源产生μ介子在检测器中，和扩散源产生电磁或强子簇射在或附近的检测器。
2002-11-12 astro-ph hep-ex
Neutrinos and Gamma Rays from Photomeson Processes in Gamma Ray Bursts
如果能从伽玛暴中探测到高能中微子，那么高能强子在伽玛暴冲击波中的加速将被建立起来。本文综述了光子中微子产生的最新计算，并介绍了高能中微子及其伴随的强子级联辐射的新计算。如果强子被注入GRB冲击波，其能量相当于测量到的硬X射线/软伽马射线发射，那么只有注量水平>~ 3e-4 erg cm^{-2}的最强大的爆发才能为探测μ子中微子提供现实的前景。如果伽玛射线暴冲击波具有大的重子载荷和多普勒因子<~ 200，则有可能探测到高能中微子。强子重子负载和预期的中微子数量的显着限制施加的通量从双光子级联在相同的过程中产生中微子。
2003-12-09 astro-ph
High-energy neutrino emission from Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）有望有效地将质子加速到相对论能量。高能光子可以源自中性π介子的衰变，这些质子与源周围的介质相互作用产生。在相同的强子链中，高能中微子预计将从带电π介子的衰变中产生，以及从产生的μ介子的衰变中产生。中微子可以在宇宙学距离内旅行，比光子吸收少得多，因此为研究宇宙源提供了一个强大的工具。在最近提出的高能γ射线发射的强子模型的框架下，我们估计了中微子从伽玛暴的发射和计算中微子在地球上的流量作为模型参数的函数。还广泛讨论了当前和未来实验的预期信号的可探测性。
2001-07-31 astro-ph
Spatial and Energy Distribution of Muons in Gamma-induced Air Showers
FLUKA Monte Carlo程序用于计算初级伽马射线入射到地球大气层的强子产生效应;对于本文给出的结果，只考虑了与天顶成0度角的初级角。FLUKA代码被认为是相当准确的再现实验的光子hadroproduction数据在1 GeV至10 TeV的能量范围内的研究。这样产生的带电π介子可以衰变为μ介子，其能量足以到达地能级。这些μ子的数量和它们的径向和能量分布的研究入射伽马射线能量从1 GeV到10 TeV。这些μ子的数量是不可忽略的;在某些情况下，它们可以用来研究潜在的伽马射线源，如伽马射线暴。例如，发现10 TeV的入射初级伽马射线平均产生3.4 μ子到达地能级;在地能级产生最大数量μ子的伽马射线能量取决于初级伽马谱的谱指数，该常数描述了初级伽马通量如何随着初级能量的降低而上升。例如：对于2.7的微分谱指数，有一个广泛的最大数量的μ子来自~ 30 GeV的初级伽马射线能量。
2000-11-16 astro-ph
Life Extinctions By Cosmic Ray Bursts
来自附近并合或中子星（NS）吸积诱发坍缩（AIC）的高能宇宙射线喷流撞击大气层，可在地面、地下和水下产生致命的大气μ子通量，破坏臭氧层并使环境放射性活化。在过去的600年里，它们可能造成了地球上大部分大规模的生命灭绝。电离辐射引起的生物突变可能导致新物种在大规模灭绝后迅速出现。通过对附近所有的中子星双星系统进行识别、绘图和计时，可以获得未来由于NS合并而引起的碰撞的早期预警。一个非常强烈的伽马射线暴可能会提供一个来自附近NS合并/AIC的宇宙射线暴的警告。
1997-05-02 astro-ph
Sensitivity of an underwater Cerenkov km3 telescope to TeV neutrinos from Galactic Microquasars
本文介绍了用蒙特卡罗模拟模拟NEMO-km $^3$望远镜探测银河系微类星体TeV μ中微子的能力。对于每一个已知的微类星体，我们计算可探测事件的数量，以及大气中微子和μ子背景事件。我们还讨论了探测器的灵敏度中微子通量预期从已知的微类星体，优化的事件选择也拒绝的背景下，幸存的事件选择的事件的数量。最好的候选者是稳定的微类星体SS 433和GX 339 -4，我们估计它们的灵敏度约为$5\cdot10^{-11}$ erg/cm $^2$ s;预计预测的通量将远高于这个灵敏度。对于爆发的微类星体，最令人感兴趣的候选者是天鹅座X-3、GRO J1655-40和XTE J1118+480：由于爆发的随机性，它们的分析更加复杂。
2007-03-17 astro-ph
Unparticle constraints from SN1987A
与标准模型弱耦合的非粒子扇区的存在将对超新星物理学产生深远的影响。从SN 1987 A的核心向非粒子区发射能量会大大缩短观测到的中微子爆发。非粒子与核子、中微子、电子和μ子的相互作用被限制得非常弱，以至于它不太可能在对撞机上提供任何丢失的能量信号。一个重要的例外是隐藏扇区的尺度不变性被希格斯真空期望值打破的模型。在这种情况下，SN发射受到阈值效应的抑制。
2007-08-10 astro-ph hep-ph
Flavoring Astrophysical Neutrinos: Flavor Ratios Depend on Energy
π介子和μ介子的电磁（和绝热）能量损失改变了天体物理源中π介子衰变产生的中微子的味道比（在地球上测量），$Φ_{ν_e}:Φ_{ν_μ}:Φ_{ν_τ}$，从低能时的1：1：1到高能时的1：1.8：1.8。跃迁发生在中微子能量的1- 20年内，并且与中微子光谱的修改有关。对于伽马射线暴，例如，这种跃迁的能量预计在100 TeV左右，可以用千米级的中微子望远镜探测到。跃迁能量和能量宽度的测量将提供独特的探针的物理来源。π介子和μ介子的能量损失也会影响$\barν_e$通量与总中微子通量的比率，这可以在W共振（6.3 PeV）下测量：对于pp（$pγ$）相互作用中产生的中微子，它从低能的1/6（1/15）修改为高能的1/9（实际上为0）。
2005-10-19 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
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
Prompt High-Energy Emission from Proton-Dominated Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）的即时发射被广泛认为是来自加速电子的辐射，但加速质子可能携带相当大的能量，特别是如果GRB是超高能宇宙射线（UHECR）的来源。我们通过蒙特卡罗模拟，考虑到与高能电子和质子有关的各种过程，模拟了这种“质子主导”的伽玛暴在内部冲击情景中的预期光子谱。除了质子和μ子同步加速器组件，光介子诱导的次级对级联的发射变得至关重要，通常增强GeV-TeV和/或eV-keV光子，并提供UHE质子的签名。在某些情况下，它可以压倒初级电子成分，并导致伽玛暴峰值在10 MeV - 1 GeV范围内，这可能与最近对EGRET TASC数据进行重新分析时讨论的一些爆发有关。由于级联的非线性性质以及电子和质子诱导分量的相互作用，光谱对诸如体洛伦兹因子、磁场和质子-电子比的关键量的依赖是不平凡的。由{ \it Fermi}、地面望远镜和其他设施进行的观测应该可以检验这些预期，并对质子加速效率提供关键的限制。
2009-04-02 astro-ph
Gravity Wave and Neutrino Bursts from Stellar Collapse: A Sensitive Test of Neutrino Masses
提出了新的方法，目的是确定绝对中微子质量的中微子爆发和引力波在恒星坍缩过程中发出的同时观测。结果表明，中子化电子中微子闪光和引力波信号的最大振幅与核坍缩结束时发生的反弹在优于1 ms的时间尺度上是紧密同步的。和重力波天线即将运作（LIGO，Virgo，.）在探测银河系超新星和利用所提出的方法方面，它们的性能非常匹配。描述了几种方法，适用于不同的情况下，取决于中微子混合。鉴于目前对中微子振荡的了解，所提出的方法对中微子基本上是质量简并的质量范围是敏感的。95% C. L.可以达到的上限从大电子中微子存活概率的0.75eV/c2变化到实际上所有电子中微子都转换成μ子或τ中微子时的1.1eV/c2。灵敏度几乎与超新星距离无关。
2001-09-04 astro-ph gr-qc hep-ex
Search for neutrino-induced cascades from gamma-ray bursts with AMANDA
利用中微子望远镜AMANDA-II，我们进行了两次分析，寻找伽马射线暴的中微子诱导级联。没有发现天体物理学中微子的证据，并提出了几个模型的限制。我们还提出了中微子的有效面积，允许计算任何中微子生产模型的限制。第一次分析寻找2001-2003年期间1秒或100秒滑动窗口内（分别针对短爆发类和长爆发类）的统计过量事件。在1 PeV时，韦克斯曼-巴卡尔模型的扩散通量归一化倍数E^2的上限为1.6 x 10^-6 GeV cm^-2 s^-1 sr^-1（比理论预测高出120倍）。在这次搜索中，90%的中微子将落在50 TeV到7 PeV的能量范围内。第二次分析寻找中微子诱发的级联与BATSE在2000年探测到的73次爆发相吻合。在相同的能量范围内，扩散通量归一化时间E^2的上限也是1 PeV，为1.5 x 10^-6 GeV cm^-2 s^-1 sr^-1（比理论预测高出110倍）。中微子诱导的级联通道与上行μ子通道是互补的。我们评论它的优势，从伽玛暴和它的未来使用与冰立方中微子搜索。
2007-03-30 astro-ph
Probing for Leptonic Signatures from GRB030329 with AMANDA-II
从伽马射线暴（GRB）中发现高能（TeV-PeV）中微子，将通过证实相对论性喷流中的强子加速，揭示其内在的微观物理学，可能揭示最高能量宇宙射线的加速机制。我们描述了一个分析，具有三个模型的基础上面对的火球现象与地面和卫星观测GRB 030329，这引发了高能瞬态探测器（HETE-II）。与以前的扩散搜索相反，预期的离散μ介子中微子能谱模型1和2，基于各向同性和波束发射几何形状，分别直接来自火球描述的即时伽马射线光子能谱，其光谱拟合参数的特点是由带函数，和光谱观察到的红移，基于相关的光学瞬态（OT）余辉。为了比较，我们还考虑了基于平均爆发参数和各向同性发射的模型（3）。严格的空间和时间限制（基于电磁观测），结合一个单一的，强大的选择标准（优化发现）已被利用来实现一个几乎无背景的搜索，与标称信号损失，使用南极μ子和中微子探测器阵列（AMANDA-II）的存档数据。我们的初步结果与零信号检测一致，在~2 PeV处μ介子中微子的有效峰面积约为80 m^2，模型1的通量上限约为0.150 GeV/cm^2/s。预测冰立方，AMANDA的公里规模的继任者，与文献中发现的。相关搜索的影响进行了讨论
2005-10-12 astro-ph
Neutrino Afterglows and Progenitors of Gamma-Ray Bursts
目前流行的伽马射线暴（GRB）的起源模型是致密天体的合并和大质量恒星的爆炸。这两种情况下有不同的环境伽玛暴：紧凑的对象合并发生在星际介质（ISM）和爆炸的大质量恒星发生在爆发前的恒星风。在这里，我们讨论了中微子的余辉从反向冲击的结果，相互作用的相对论火球与周围的风物质。通过与Waxman & Bahcall（2000）在均匀ISM情形下的分析结果比较，我们发现风情形下能量从$\sim 3\times 10^{15}$到$\sim 3\times 10^{17}$ eV的中微子的微分谱比ISM情形下的弱一个能量幂。此外，在风的情况下，由地球表面探测器下方的中微子相互作用产生的向上移动的μ子的预期通量是每年每公里$^2$的$\sim 5$事件，这比ISM情况下大约大一个数量级。此外，这些属性是独立的火球是否是各向同性或光束。因此，中微子余辉，如果检测到，可以提供一种方法来区分伽玛暴的祖先模型的基础上微分光谱的中微子和他们的事件率在一个检测器。
2000-12-11 astro-ph
The Search for Neutrino Sources Beyond the Sun
希望是，在不久的将来，中微子天文学-随着对太阳热核聚变和控制附近超新星命运的粒子过程的鉴定而诞生-将遍及银河系并超越银河系，并进行与宇宙学、天体物理学、宇宙射线和粒子物理学有关的测量。建造高能中微子望远镜需要大量非常透明的深埋材料，如海水或冰，作为探测粒子的介质。AMANDA μ子和中微子望远镜目前操作着埋在南极深冰中的4串光电倍增管，计划将其扩大到10串阵列。前两年收集的数据涵盖了这类仪器运行的3种基本模式：i）监测天空超新星的爆发模式，ii）PeV能量宇宙电子中微子引发的电磁簇射探测，iii）中微子和伽马射线天文学的μ子轨迹重建。我们推测可能的架构，更大规模的仪器，使用早期的数据作为指导方针。
1995-12-12 astro-ph hep-ph
GRBs and SGRs by high energy leptons showering in blazing gamma jets: are SGRs sources of EeV CRs?
伽马射线暴GRB 990123的巨大能量预算导致了各向同性火球模型的最终崩溃，甚至迫使最持怀疑态度的人考虑与超新星（SN）爆炸相关的光束喷流发射。同样，2004年12月27日发生的软伽马中继站SGR 1806-20的惊人巨大耀斑可能导致磁星模型的危机。如果与耀斑相关的巨大能量是各向同性辐射的，磁星应该立即消耗掉磁场中储存的大部分（如果不是全部的话）能量。相反，我们认为一个细长的平行旋进喷流，在轴上燃烧，可能是这种明显的巨大爆发的来源，具有中等的输出功率。我们讨论了同步辐射和电磁淋浴的PeV电子对从μ子束的可能作用。由μ子组成的喷流可能在避免SN-GRB辐射场不透明方面发挥关键作用。我们提出了一个类似的机制来解释SGRs的排放。在这种情况下，我们还研究了一个主要的强子喷流，将产生超相对论e+ e-（1 - 10 PeV）从π介子或中子衰变的可能性。这样的电子对在与银河系磁场的相互作用中会发出几百keV的辐射，正如在SGR 1806-20的强烈伽马射线耀斑中所观察到的那样。来自脉冲星的稀薄旋进喷流自然可以解释自旋频率的微小变化。SGR 1806-20、SGR 1900 + 14、天鹅座与AGASA过量EeV宇宙射线（CR）之间存在相关性，我们认为在不久的将来，AUGER或Milagro可能会探测到一个强大的EeV信号。
2005-04-28 astro-ph
Upper limit on the ultra-high-energy photon flux from AGASA and Yakutsk data
我们提出的超高能空气簇射观测AGASA和雅库茨克广泛的空气簇射阵列实验的μ介子和闪烁信号的解释。我们逐个考虑已知μ子含量的十个最高能量事件，并得出结论，在95%置信水平（C.L.）它们都不是由初级光子引起的。考虑到统计波动和质子和光子原色的能量估计的差异，我们推导出在95%C. L.的上限为36%。在10^20 eV以上的宇宙射线通量中，初级光子所占的比例。这个结果不利于Z爆发和超重暗物质解决GZK截止问题。
2006-01-19 astro-ph
Splitting neutrino masses and showering into Sky
中微子的质量可能是大气中微子质量分裂的几倍那么轻。高能ZeV宇宙中微子（在Z-Showering模型中）可能会在我们附近的宇宙中以不同的共振能量击中每个质量的遗迹。这种非简并的密度和能量必须分裂UHE Z-玻色子秒（在Z-爆发模型中），导致在未来的极端俄歇能量中多注入UHECR核子。其次，Z-突发作为中性伽马，低于几十EeV是更好地生存的局部GZK截止，他们可能会解释最近的雇用BL-Lac UHECR相关性在小角度。一种不同的高能共振一定会在撞击物质中的电子时导致阿格纽的反中微子簇射。在空气中，阿格纽的反中微子簇射导致准直和定向的空气簇射，提供了一个新的中微子天文学。在PeV周围更大的能量下，Tau逃离山脉和地球并在飞行中腐烂，有效地在空中淋浴。这些水平簇射被地磁场分裂成叉形。这样的空气簇射随后释放出放大的γ暴（就像观测到的TGF一样），也是由μ子和电子对束产生的，伴随着丰富的切伦科夫闪光。此外，行星上最大的（土星，木星）大气层边缘为UHE GZK和Z-暴τ中微子提供了一个理想的屏幕，因为它们的尺寸最大。土卫六厚的大气层和小的半径是发现上行共振彗星共振簇射的最佳条件。通过山顶上的双魔法望远镜或面向四肢的气球和卫星阵列对中微子进行地球探测是UHE中微子天文学最简单和最便宜的方法。
2007-07-10 astro-ph hep-ph physics.ao-ph
High Energy Neutrino Emission and Neutrino Background from Gamma-Ray Bursts in the Internal Shock Model
讨论了伽玛暴的高能中微子辐射。本文利用GEANT 4模拟软件包计算了光生子产生过程中的质子冷却效率，包括π介子多重数和质子非弹性。首先，我们估计了伽玛暴中加速质子的最大能量。利用所得到的结果，中微子流量从一个爆发和一个弥漫的中微子背景定量评估。我们还考虑到冷却过程的π介子和μ介子，这是至关重要的中微子光谱。我们证实了解析近似处理伽玛射线暴基准参数集的有效性，但也发现，多重性和高非弹性的影响，在某些情况下，质子冷却和由此产生的光谱可能是重要的。最后，假设伽玛暴率跟踪恒星形成率，我们得到一个弥漫的中微子背景光谱伽玛暴的特定参数设置。我们引入了非热重子加载因子，而不是假设伽玛暴是UHECR的主要来源。我们发现，虽然我们的估计依据与Waxman和Bahcall的不同，但得到的中微子本底与他们的预言是一致的。由于模型中的参数较多，本文对模型中的各种参数进行了研究。伽玛暴中高能中微子的探测将是质子在伽玛暴中被加速到很高能量的有力证据之一。此外，中微子背景的观测不仅有可能检验伽玛暴的内激波模型，而且还可以为我们提供有关模型参数的信息，以及伽玛暴是否是UHECR的来源。
2006-02-06 astro-ph
Detecting high-energy neutrinos from microquasars with the ANTARES telescope
ANTARES项目的目标是在地中海海面下2500米处建造一个中微子望远镜，靠近法国南部海岸。该装置将由一个三维阵列的光电倍增管，它检测切伦科夫光发射的向上中微子诱导的μ子。高能中微子可以在强大的宇宙加速器中产生，例如伽马射线爆发、活动星系核、超新星遗迹和微类星体。我们已经估计了来自这些来源的中微子在ANTARES中的事件率，特别是对于微类星体模型，并发现对于其中一些来源，检测率可以高达每年几次事件。
2004-07-16 astro-ph hep-ph nucl-th
High Energy Emission and Cosmic Rays from Gamma-Ray Bursts
本文分析了伽马射线暴中的粒子加速及其辐射后果。因此，我们一方面得到了物理上的限制，另一方面得到了新的伽马射线仪器可以记录的粒子加速的可能特征。我们以前已经表明，UHECR可以产生在伽玛暴，即使与保守的假设上的磁场和散射能力的扰动，提供了一个合适的相对论费米过程是在所谓的“内部冲击”阶段的工作。在这里，我们把这些假设的结果的分析扩展到电子和质子的整个瞬发发射。事实上，假设磁场在$1/r^2$中衰减，并且粒子的散射时间比玻姆假设长，特别是使用从柯尔莫哥洛夫标度导出的规则，我们表明没有其他参数适应，亚等分磁场的强度，即：i）可以在GZK球内产生具有足够通量的UHECR，以解释脚踝处的CR谱。ii）方便地解释伽马谱在100 keV附近的峰值能量，即所谓的$E_{peak}$。iii）低于$E_{peak}$的热分量通常是不可避免的。iv）宇宙射线可以辐射出大约67 MeV的伽马射线（在同动坐标系中，这意味着观测者的能量为$\simeq 20$ GeV），这是由于$π^0$衰变和与中子衰变相关的低能中微子发射（大约0.2 GeV）以及来自μ子衰变的能量在5到150 GeV之间的中微子。v）UHECR辐射在几十MeV和10 GeV之间的高能伽马射线（考虑到电子对产生过程），这是由于它们的同步辐射具有足够的可观测通量。
2004-11-05 astro-ph
Physics and Operation of the AMANDA-II High Energy Neutrino Telescope
本文简要介绍了位于南极洲南极的AMANDA高能中微子望远镜的工作原理和科学目标。该望远镜早期阶段（称为AMANDA-B 10）的结果表明，该装置运行可靠，天体物理范围广泛，包括搜寻各种高能中微子源：一般点源、伽马射线暴和扩散源。通过对大气μ子和中微子背景的研究，证实了预测的望远镜灵敏度和角分辨率。我们还报告了AMANDA-II的分析状态，这是一个功能更强大的更大版本。在这个分析阶段，冰的特性和AMANDA-II望远镜的其他系统不确定性的细节正在研究中，但我们已经朝着关键的科学目标取得了进展。特别是，我们提出了第一个初步的通量限制从AMANDA-II上的搜索连续发射天体物理点源，并报告在2000年5月退役前由BATSE检测到的伽马射线暴的相关中微子发射的搜索。在接下来的两年里，我们希望通过安装一个新的数据采集系统来充分利用AMANDA-II的潜力，该系统可以记录来自冰内光学传感器的完整波形。
2002-11-15 astro-ph
A New Search Paradigm for Correlated Neutrino Emission from Discrete GRBs using Antarctic Cherenkov Telescopes in the Swift Era
我们描述的理论建模和分析技术与相关的中微子发射GRB 980703 a，触发了爆发和瞬态源实验（BATSE GRB触发器6891），从南极μ子和中微子探测器阵列（AMANDA-B10）的存档数据的初步搜索。在相关的强子加速的假设下，预期观察到的中微子能流直接推导出，面对火球现象的基础上观察到的电磁参数的离散集GRB 980703 a，从地面和卫星观测收集，四个模型，校正振荡。模型1和2，基于光谱分析，具有提示光子能量适合带功能，利用观察到的光谱红移，各向同性和各向异性的发射几何形状，分别。模型3是基于平均突发参数，假设各向同性发射。模型4，基于一个波段拟合，具有一个估计的红移与各向同性发射的滞后光度关系。与我们对GRB 030329的AMANDA-II分析一致，该分析导致模型1的通量上限约为0.150 GeV/cm^2/s，我们发现在GRB 980703 a的各种模型中，AMANDA-B10的响应差异超过了一个数量级。讨论了Swift和IceCube时代对未来搜索的影响。
2006-02-22 astro-ph
Neutrino astronomy with the MACRO detector
高能伽马射线天文学现在是一个成熟的领域，在该地区已经发现了几个来源，从几个GeV到几个TeV。如果存在涉及强子过程的源，那么光子的产生也会伴随着中微子。其他可能的中微子源可能与星系中心的黑洞中的WIMP湮灭有关。我们提出了一个搜索点样源的结果，使用1100向上的μ子产生的中微子相互作用在下面的岩石和内部的宏探测器在地下格兰萨索实验室。这些数据表明，没有证据表明中微子可能是点状源，也没有证据表明伽马射线暴和中微子之间可能存在关联。它们已被用来设定候选点状源的通量上限，其范围为10^-14-10^-15 cm-2 s-1。
2000-04-07 astro-ph
