Gamma-Ray, Neutrino & Gravitational Wave Detection: OG 2.5,2.6,2.7 Rapporteur
G. Rowell
这份报告是根据特别报告员在墨西哥梅里达举行的第30届国际宇宙射线会议（2007年7月）上的讲话编写的，涵盖了OG会议中专门讨论中微子、引力波和伽马射线探测的三个会议。
This report is based on a rapporteur talk presented at the 30th International Cosmic Ray Conference held in Merida, Mexico (July 2007), and covers three of the OG sessions devoted to neutrino, gravitational wave, and gamma-ray detection.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
Cosmic Explosions: Rapporteur Summary of the 10th Maryland Astrophysics Conference
这次会议讨论了从太阳耀斑到伽马射线暴的各种宇宙爆炸。一个共同的主题是旋转和磁场的作用。一项严格的研究正在进行中，以表征可能改变Ia型超新星结果的系统效应，这表明宇宙正在加速。CXO在Cas A中发现X射线发射中心点，这将使人们对一般的核心坍缩问题，特别是SN 1987 A中尚未探测到的致密残留物的性质有新的认识。喷流被描述为从原恒星到微类星体到耀变体到伽马射线暴。对核心坍缩超新星的极化研究表明，核心坍缩不仅是不对称的，而且是强双极的。为了解释正常的核心坍缩超新星，在常规情况下，爆炸必须是类似喷流的，也就是说，在中子星的形成中，不仅仅是黑洞。鉴于观察到的不对称性，必须谨慎对待基于球对称模型的爆炸能量估计。至少有一些伽马射线暴很有可能来自大质量恒星，这意味着不再可能将伽马射线暴和余辉的模型与“机器”的考虑分开。“伽马射线暴与恒星形成和大质量恒星以及喷流证据之间的隐含相关性，并不能将黑洞双星模型与基于磁星诞生的模型区分开来。对至少一个余辉的量热分析表明，伽马射线暴不可能涉及效率极低的内部激波模型。从理论上讲，所有的伽马射线暴模型都涉及到“布兰福德焦虑”，即在相关的相对论性冲击中几乎均分的磁场的起源。
Muons and Neutrinos 2007
本文是特别报告员在2007年7月11日于美国尤卡坦州梅里达举行的第30届国际宇宙线会议上关于第HE-2节μ子和中微子的报告的书面版本。主题包括大气μ子和中微子，太阳中微子和天体物理中微子以及与这些主题相关的计算和仪器。
The Status of VHE Gamma-Ray Astronomy
本文概述了截至2006年初甚高能（VHE）伽马射线天文学领域的现状。这篇论文是根据特别报告员在印度浦那举行的第29届国际宇宙射线会议上的讲话（红十字国际委员会，2005年）撰写的。它涵盖了在1 GeV以上光子能量下工作的高能和甚高能望远镜所作观测的天体物理结果。最近在这一领域的大多数观测都是由地面望远镜使用大气切伦科夫或空气簇射技术进行的。
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。
Search for neutrinos from Gamma-Ray Bursts using Super-Kamiokande
利用超级神冈中微子天文台，对与BATSE探测器观测到的伽马射线暴同时产生的中微子进行了搜索。分析了中微子能量在7 MeV ~ 100 TeV范围内的Super-Kamiokande数据。对于1996年4月至2000年5月期间发生的伽马射线暴，没有检测到超过背景水平的统计学显著信号。隐含的上限关联伽玛暴中微子的生产。
Very High Energy Neutrinos Originating from Kaons in Gamma-Ray Bursts
我们用迄今为止最详细的方法模拟了伽马射线暴（GRB）中中微子的产生。结果表明，伽玛暴产生的最高能量中微子主要来自K介子。虽然很少有机会探测到这样的中微子，但探测的尝试对于证明伽玛暴的物理条件非常重要。
Correlation of Photon and Neutrino Fluxes in Blazars and Gamma Ray Bursts
相对论性黑洞喷流源是产生高能（>> TeV）中微子的主要候选者。定义的关系（a）有效的宇宙射线质子的目标光子和（b）伽马射线的伽马射线不透明度，通过相同的目标光子场的损失意味着明确的多波长预测时，在什么能量耀变体和伽玛暴应该是最中微子明亮和伽马射线暗淡。使用多波长观测测试这些源的标准相对论性喷流模型的说明。
Cooling of Accelerated Nucleons and Neutrino Emission in Gamma-Ray Bursts
利用蒙特卡罗模拟，我们证明了费米加速质子产生的中微子和产生的中微子在伽马射线暴。除非内部冲击发生在离中心相当远的地方，否则超高能量的质子会被质子离子的产生和同步辐射耗尽。在基准距离的内部冲击导致中微子爆发，伴随着源自电磁级联的伽马射线暴。
Neutrinos from galactic sources of cosmic rays with known gamma-ray spectra
我们描述了一个简单的程序来估计高能中微子通量从观测到的银河宇宙射线源，是透明的γ辐射的γ射线谱。我们用这种方法计算了超新星遗迹RX J1713.7-3946的中微子通量，根据H.E.S.S.，它的极高能γ射线谱（假设是强子起源的）不是幂律分布。意见。中微子望远镜中相应的μ子信号在理想探测器中被发现大约是每年每平方公里5个事件。
Ultra-high energy cosmic rays, cascade gamma-rays, and high-energy neutrinos from gamma-ray bursts
伽马射线暴（GRB）是一种高能的、高度可变的伽玛射线源，是一种强大的粒子加速器。除了相对论性电子，伽玛暴还应该加速高能强子，其中一些可以逃脱冷却，产生超高能宇宙射线（UHECR）。如果能从伽玛暴中探测到高能强子在爆炸波中的加速作用，那么高能强子在爆炸波中的加速作用将被建立起来。对非热强子的能量和预期中微子的数量的限制是由在产生中微子的相同过程中启动的对光子级联的通量强加的。只有能量密度水平>~ 3e-4 erg/cm ^2的最强爆发才能为探测>> TeV的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。级联伽马射线将伴随着中微子的产生，并且可能已经在某些伽马射线暴的光谱中作为异常发射成分被检测到。展望伽玛暴在银河系中的检测也被认为是。
On the observability of high-energy neutrinos from gamma ray bursts
本文介绍了一种利用大型中微子望远镜从伽马射线暴中鉴别高能中微子的方法。该程序利用与卫星观测相关的观测到的中微子诱导信号的时间剖面叠加技术。通过选择一个相当宽的时间窗口，也可以识别伽马和中微子信号到达时间之间的可能差异。这可能会在源头上提供粒子生产过程的洞察力。通过一个玩具模型，我们将证明，在500个伽马射线暴的样本上，当信号率低至3%的暴中有1个可探测的中微子时，用km^3尺度的中微子望远镜可以获得统计上显著的信号。
How precisely neutrino emission from supernova remnants can be constrained by gamma ray observations?
我们提出了一个概念上和计算上简单的方法来评估中微子发射的超新星遗迹使用观测到的γ射线谱。所提出的方法不需要任何初步的参数化的伽马射线通量的伽马射线数据可以用作输入。通过这种方式，我们能够很容易地传播观测误差，并了解中微子通量和中微子望远镜中的信号如何受到伽马射线数据的约束。我们讨论了理论和系统不确定性的各种可能来源（例如，中微子振荡参数、强子建模等），获得我们计算准确性的估计。此外，我们将我们的方法应用于超新星遗迹RX J1713.7-3946，表明中微子发射受到H.E.S.S.伽马射线数据：事实上，我们预测的准确性受到理论不确定性的限制。如果未来中微子望远镜的探测阈值约为1 TeV，那么RX J1713.7-3946的中微子可以在千米^2年量级的曝光量下被探测到。
Neutrino production in nucleonic interactions in gamma-ray bursters
在伽玛射线爆发（GRBers）中产生的中微子可能会为这些极端天体物理系统的物理学提供一个独特的探针。在这里，我们讨论中微子生产的非弹性中子质子碰撞内的相对论流出与GRBers。我们认为，广泛使用的火球模型和最近提出的磁流体动力学（MHD）模型的伽玛暴外流。
Implications of Neutrino Balls as the Source of Gamma-Ray Bursts
(To Holdom和Malaney（1994）提出了一种伽马射线暴的机制，这种机制要求恒星被中微子球捕获。中微子球在很大程度上比主序星的密度要大，但它们的密度会随着质量的增加而降低。我们表明，小中微子球会受到恒星潮汐力足以破坏他们。因此，我们认为，如果中微子球存在于星系的中心，只有最大的中微子球才能作为伽马射线暴的来源。这种中微子球的质量为$10^7\Msun$量级。中微子球对恒星的潮汐捕获并不重要，但与中微子的动力学摩擦或星盘相互作用都可能是重要的捕获机制。我们发现，在一个包含这样一个中微子球的星系中，大约每一个$10^2\y$都会发生一次伽马射线暴，所有星系中对伽马射线暴通量有贡献的部分将是$\sim 10^{-4}$，假设这是所有伽马射线暴的机制。假设所有的伽马射线暴和活动星系核都来自中微子球，这些数字对活动星系的中微子球模型有着重要的意义。这样一个天体的寿命中，要么有一小部分$\sim 10^{-2}$可以作为活动星系核度过，要么中微子球成为活动星系核的概率是$10^{-2}$。通过对恒星运动学的直接地面观测，不可能排除中微子球可能存在于星系中心的可能性。
Neutrino-Dominated Accretion Models for Gamma-Ray Bursts: Effects of General Relativity and Neutrino Opacity
本文首先修正了文献中关于用牛顿势研究黑洞吸积是无效的，必须考虑广义相对论效应的固定概念。作为我们的主要结果，然后，我们表明，中微子湮没在中微子为主的吸积流释放的能量是足够的伽马射线暴时，从光学厚的区域的流量的贡献，并在光学厚的区域平流不一定占主导地位的中微子冷却，因为平流因子是有关的几何深度，而不是光学深度的流量。
Limits on the high-energy gamma and neutrino fluxes from the SGR 1806-20 giant flare of December 27th, 2004 with the AMANDA-II detector
2004年12月27日，来自软伽马射线中继站1806-20的巨大伽马耀斑使许多卫星伽马射线探测器饱和。这一事件是有史以来观测到的最明亮的宇宙瞬变事件，其数量级超过两个数量级。如果伽马辐射扩展到TeV能量，具有硬幂律能谱，则可以在地面和地下阵列中观察到光生μ子。此外，如果有大量的重子从磁星流出，那么在SGR巨型耀斑期间可能会产生高能中微子。这些高能中微子也会在地下阵列中产生μ子。AMANDA-II被用来寻找指示高能伽马和/或中微子的下行μ子。数据显示无显著信号。对于γ =-1.47（-2），在90% CL下γ通量的上限为dN/dE < 0.05（0.5）TeV^-1 m^-2 s^-1。类似地，我们对高能中微子发射的归一化常数设定了极限，当γ =-1.47（-2）时，归一化常数为0.4（6.1）TeV^-1 m^-2 s^-1。
Neutrino oscillations and gamma-ray bursts
如果普通中微子振荡成一种无菌的味道，其方式与超级神冈实验关于大气μ中微子通量与天顶角关系的数据一致，那么足以驱动一个典型的宇宙伽马射线暴（GRB）的能量（约10^{52}尔格）就可以被无菌中微子带离源，并沉积在一个相对没有重子的区域。因此，超相对论体运动（需要的理论和观测的伽玛暴及其余辉）可以很容易地实现在附近的伽玛暴的合理来源。因此，惰性中微子和普通中微子之间的振荡将为伽马射线暴理论中的“重子装载问题”提供一个解决方案。
High Energy Neutrinos from Gamma Ray Bursts: Event Rates in Neutrino Telescopes
本文在Waxman和Bahcall的基础上，计算了伽马射线暴火球模型中中微子的事件率、能量和天顶角的关系。我们强调的主要重要性，i）爆发到爆发的波动和ii）吸收的中微子在地球上。从天文学的角度来看，我们提请注意中微子测量的灵敏度的火球$Γ$，这是核心的火球模型，只有间接确定的后续观测的推进洛伦兹因子。涨落导致单个爆发发射出多个中微子，这使得在数千兆秒差距的基线后观察到的光束的味道成分成为可能。
Gamma Rays and Neutrinos from a Powerful Cosmic Accelerator
康普顿伽马射线天文台最近对强大的类星体3C 273的伽马射线的测量表明，一个强大的宇宙加速器必须运行。本文收集了质子加速的证据，结果是：（i）伽马射线谱应该在几个GeV以上稍微平坦化;（ii）光介子衰变产生的高能中微子很难观察到，尽管这些粒子携带的能量与伽马射线功率一样大。然而，能量集中在EeV范围内的能量，而在TeV-PeV范围内，由于pp和p $α$碰撞产生的中微子的光谱更陡，因此占主导地位。因此，来自平谱射电源（如3C 273）的宇宙中微子通量，在与拟议的水下或冰下探测器相关的能量范围内，可能远低于假设伽马射线和中微子的光谱相同所推断的。
Neutrino signal from gamma-ray loud binaries powered by high energy protons
我们提出了一个强子模型的活动银河伽玛射线响亮的双星，其中多TeV的中微子通量从源可以更高和/或更难比检测到的TeV的伽玛射线通量。这与大多数中微子产生于靠近明亮大质量恒星的pp相互作用中有关，在TeV伽马射线光学厚度的区域。考虑到LS I +61 o 303的具体例子，我们从各种质子注入光谱与所观察到的多波长光谱兼容的中微子通量的上限。在中微子发射的这个较高水平上，我们证明了ICECUBE不仅可以在5 σ C. L.处探测到这个源。在运行一年后，但在暴露三年后，也将收集到足以限制中微子信号光谱特征的样本，这些特征与潜在的源加速机制直接相关。
High energy cosmic rays, gamma rays and neutrinos from AGN
本文评述了他自1985年以来提出的活动星系核发射高能宇宙射线、γ射线和中微子的模型。进一步讨论宇宙线能谱的膝能现象需要存在一个质量在膝能范围内的重粒子。提出了在皮埃尔俄歇计划中探测这种粒子的一种可能方法。还提出了活动星系核发射的中微子和γ射线的光谱之间的关系。这种关系可以通过高能中微子探测器，如ICECUBE，地中海探测器和可能的皮埃尔俄歇计划进行测试。
An Approach to Explain the Long Cooling Times of Anomalous X-ray Pulsars and Soft Gamma Repeaters with the Neutrino Magnetic Moment
异常X射线脉冲星和软γ重复星的表面温度和X射线亮度都比年龄相近的普通孤立中子星高出数倍。我们提出了一个简单的方法来解释这一观察的中微子磁矩对中子星冷却的影响。这就需要中微子的磁矩约为$(3-5)\times10^{-11}μ_B$。当解释反常X射线脉冲星和软γ重复星的模型足够成熟时，本文提出的简单方法可用于确定中微子磁矩的精确值及其对中微子-电子散射的贡献。
Gamma-Ray Bursts via the Neutrino Emission from Heated Neutron Stars
基于在一颗热塌缩的中子星上方持续几秒钟的约10^52尔格的中微子爆发，提出了一个伽马射线暴模型。这种类型的热中微子爆发是由相对论流体动力学研究提出的，这些研究是关于近距离双星中子星在接近其最后稳定轨道时的压缩、加热和坍缩，但也可能来自其他来源。我们提出了一个流体动力学模拟的形成和演化的对等离子体与这样的中微子爆发。这对等离子体导致产生约10^51 - 10^52尔格的伽马射线，其光谱和时间特性与观测到的伽马射线暴一致。
Cometary Knots and High Energy Photons And Neutrinos From Gamma Ray Bursts
哈勃太空望远镜最近在最近的行星状星云中发现了数千个巨大的彗星状物体，它们围绕着中央恒星形成一个环。我们认为这种环存在于大多数恒星周围。在致密的恒星区域，伽马射线暴产生的相对论性碎片与这种巨大的彗星状物体碰撞，产生了可探测的高能$γ$射线和中微子通量，这些物体是通过引力摄动从星周环上剥离下来的。
Gamma-Rays and Neutrinos from Dark Matter
高能伽马射线和中微子可以通过湮灭和暗物质粒子可能的缓慢衰变产生。我们讨论的流量和光谱的暗物质粒子在宇宙中产生的秒和它们的可观测性与其他天体物理伽玛射线信号和大气中微子的竞争。为此，我们假设暗物质粒子是超对称理论预测的最轻的超对称粒子（LSP）。
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。
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。
QCD phase transition in rotaing neutron star, Neutrino beaming and Gamma-ray bursters
我们研究了旋转混合星的中微子发射。我们发现，发射主要局限于一个非常小的角度，提供的核心的恒星是在一个混合相的夸克和强子和这样的混合相的大小是小的。中微子湮灭产生伽马射线的问题已经讨论过了。爆发的估计持续时间被认为是在观测范围内。
The Extragalactic Neutrino Background Radiations From Blazars and Cosmic Rays
近年来，人们提出了在富气星系团中，Blazar γ射线发射和宇宙线γ射线产生可以作为高能河外漫射γ射线背景辐射的替代源。我们表明，这些来源也产生了非常不同的高能量河外弥漫中微子背景辐射。这种中微子背景可能被正在建设中的新一代大型中微子望远镜探测到，并可能被用来追踪河外伽马辐射的起源。
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。
Constraints on the Mass Accretion Rate of Neutrino-Cooled Disks in Gamma-Ray Bursts
本文对黑洞周围的三种已知光学厚吸积盘，即Shakura-Sunyaev盘、薄吸积盘和中微子主导吸积流（NDAF）给出了统一的描述.发现NDAF在其每个半径处都有一个最大和一个最小的可能质量吸积率。这可能是暗示的解释，在伽马射线暴中观察到的X射线耀斑的起源。
TeV neutrinos and gamma rays from pulsars
最近的研究表明，脉冲星可能是TeV μ子中微子的强源，只要正离子被脉冲星极帽加速到PeV能量。在这种情况下，μ介子中微子是通过脉冲星加速离子与其热辐射场相互作用的δ共振产生的。在脉冲星环境中，高能γ射线也应该同时产生，因为带电和中性π介子都是在高能强子与周围光子场的相互作用中产生的。在这里，我们估计TeV伽马射线通量在地球附近的一些年轻的恒星。通过与观测值的比较，我们发现在通量计算中适当考虑极帽几何形状的影响是很重要的。由于地球附近几乎没有潜在的恒星，我们得到了（修正后的）地球上的事件发生率。结果表明，中微子星不太可能被即将到来的中微子望远镜探测到。我们还估计了TeV的伽马射线和中微子通量的脉冲星星云采用的粒子加速模型。
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。
Gamma rays and neutrinos from the Crab Nebula produced by pulsar accelerated nuclei
我们调查的后果的加速重核（如铁核）的蟹状星云脉冲星。被加速的原子核在与脉冲星外隙产生的软光子碰撞时会发生光致裂变，注入高能中子，这些中子在蟹状星云内部或外部衰变。星云内部中子衰变产生的质子被蟹状星云的磁场捕获，并在星云内部积累，与星云中的物质碰撞产生伽马射线和中微子。蟹状星云外的中子衰变产生了银河系的宇宙射线。我们计算了伽马射线和中微子的预期通量，发现我们的模型可以解释在高能量下观察到的发射，并且可以通过目前处于设计阶段的未来中微子望远镜寻找高能中微子来进行测试。
Gamma-ray and neutrino diffuse emissions of the Galaxy above the TeV
在这篇文章中，我们将讨论最近的结果有关的强度和角分布的γ射线和中微子的排放应起源于强子散射的宇宙射线（CR）与星际介质（ISM）。我们假设CR源是超新星遗迹（SNR），并通过数值求解扩散方程来估计原始核的空间分布。对于ISM，我们考虑了最近的分子氢的三维空间分布模型。相对于以前的结果，我们发现二次伽马射线和中微子的排放量更高峰沿银河系赤道和银河系中心，这大大提高了积极的检测的前景。我们比较我们的预测与实验极限/观测MILAGRO和TIBET（γ射线）和AMANDA-II（中微子）和讨论的检测前景km 3中微子望远镜将建立在北半球。
Neutrinos and gamma-rays of hadronic origin from AGN jets
我们讨论了高能中微子和γ射线的通量预计从活动星系核，如果强子可以有效地加速到超高能量的相对论喷流，目前认为。由像冰立方这样的$km$尺度的探测器探测到的多TeV中微子通量，可以从活动星系核中存在强吸积盘辐射的强大耀变体中得到。强子起源的伽马射线通量可以是重要的耀斑在紧凑的喷流的这些来源高达GeV的能量，但他们将是微不足道的BL Lac对象。由中子和伽马射线组成的UHE中性束的产生可以在多kpc尺度上驱动星系际介质中的直准直喷流，这可以由钱德拉X射线天文台解决。虽然我们预计这些大规模喷流不会产生任何显著的中微子通量，但我们预测同步辐射源的伽马射线的能量范围从亚GeV到TeV，这将被GLAST和地面伽马射线望远镜探测到。
Precession of neutrino-cooled accretion disks in gamma-ray burst engines
本文研究了伽马射线暴内引擎中吸积盘的进动。利用考虑中微子冷却的吸积盘模型，我们计算了由于Lense-Thirring效应引起的吸积盘进动和章动的可能周期。假设喷射垂直于磁盘中平面和一个典型的内在的时间依赖性的爆发，我们发现可能的伽马射线光变曲线与时间的微观结构类似，在一些子样本中观察到的。我们的结论是，中微子冷却的吸积盘的进动和章动可能是造成某些事件的原因，特别是那些缓慢上升和快速衰减的事件。
Long-term Neutrino Afterglows from Gamma-Ray Bursts
人们普遍认为，伽马射线暴（GRB）的多波长余辉起源于相对论爆炸波。在这里，我们表明，在这样的冲击波，冲击加速质子的能量的显着部分将失去由于π介子生产与余辉光子的相互作用。这可能导致长期产生$10^{16}$ - $10^{18}$ eV的中微子和亚TeV的$γ$ -射线，并伴随着通常的余辉，前提是质子在冲击波中被加速到$10^{19}$ eV。
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。
GeV gamma-rays and TeV neutrinos from very massive compact binary systems: The case of WR 20a
在紧凑的双星系统中，大质量沃尔夫-拉叶星的特征是非常强烈的风，碰撞产生冲击波。如果在冲击波中加速的风核能够达到足够大的能量，它们就会在与大质量恒星注入相对论质子和中子的软热辐射的碰撞中发生衰变。质子与风的物质碰撞，一小部分中子与大质量恒星碰撞，产生伽马射线和中微子。我们计算的γ射线通量的逆康普顿对级联，发起的初级γ射线和轻子产生的质子，和中微子通量产生的质子和中子的例子紧凑的大质量的二进制WR 20 a。通过将伽马射线谱归一化为EGRET源2 EG J1021-5835和2 EG J1049-5847的通量，我们得出结论，冰立方型中微子探测器可以探测到这个大质量双星，事件发生率在每年每平方公里几到几十之间。
Potential Neutrino Signals from Galactic Gamma-Ray Sources
介绍了高能立体视系统（H.E.S.S.）在银河系γ射线天文学研究中的最新进展。仪器首次提供了银河TeV伽马射线的人口，因此潜在的中微子源，中微子通量可以估计。利用H.E.S.S.测量的能量谱和源形态，结合强子相互作用中π介子产生和衰变的新参数，我们估计了第一代水切伦科夫探测器（ANTARES）和位于地中海的下一代中微子望远镜（KM3NeT）中这些源的预期信号和背景速率，该望远镜的仪器体积为1立方千米。我们发现，最明亮的伽马射线源产生中微子率超过1 TeV，相当于从大气中微子的背景。ANTARES探测器中最亮源的预期事件率使得探测不太可能。然而，对于一个1 km^3的KM3NeT探测器来说，预计每年从这些源中产生几个中微子的事件率是可以的，并且单个源的探测似乎是可能的。虽然一般这些估计应被视为通量上限，我们讨论的条件和类型的伽马射线源的中微子通量预测可以被认为是强大的。
TeV photons and Neutrinos from giant soft-gamma repeaters flares
在过去的35年里，从所谓的软伽马中继站（SGR）观测到了三次巨大的耀斑。它们被认为与恒星的星震有关，恒星在巨大的磁场中加速电子，可能还有质子，使其达到高能量，这是从观测中推断出来的。由于这一点以及对非热辐射的观测，人们推测它们可能是宇宙射线加速器，产生高达TeV能量的伽马射线。中微子望远镜，如目前正在建造的AMANDA和ANTARES，可以作为TeV-伽马探测器，通过测量$γ$簇射产生的地下μ子来探测非常短的辐射。我们估计信号和背景速率TeV光子从SGR的巨型耀斑在AMANDA，我们提供了一个估计的伽玛淋浴事件，米拉格罗可以检测到。此外，我们认为，如果强子在这些源中加速，高能中微子将与光子一起产生。这些可以在中微子望远镜中使用中微子诱导的级联和上行μ子检测到。我们认为，南极μ子和中微子探测器阵列AMANDA可能已经观察到2004年12月27日从软伽马射线中继器SGR 1806 - 20的巨大耀斑，如果光谱的非热成分扩展到TeV的能量（目前的实际数据是盲目的分析）。在km 3探测器中，如IceCube，速率应按两个数量级缩放，使SGR耀斑成为主要感兴趣的源。
The effect of neutrinos on the initial fireballs in gamma-ray bursts
我们调查的命运非常紧凑，突然的能量沉积，可能在于起源的伽马射线暴。在卡瓦洛和里斯（1978年）的工作之后，我们考虑到现在认为涉及的更高的能量。这一点的主要影响是热中微子的存在和能量重要。我们表明，这些可以提供足够的冷却，以挖掘大部分的爆炸能量。然而，在通常用于伽马射线暴的极端能量下，只要加热过程足够快，中微子的不透明度就足以防止剧烈的损失。在一般情况下，最初火球能量的百分之几十将以温度约为60 MeV的热中微子的各向同性毫秒爆发形式逃逸，这在附近的伽马射线暴和超新星中都可以探测到。对于我们发现的最可能是伽马射线暴火球的参数，主要过程是纯轻子的，因此火球的重子负载并不影响我们的结论。
This rapporteur review covers selected results presented in the Parallel Session HEA2 (High Energy Astrophysics 2) of the 10th Marcel Grossmann Meeting on General Relativity, held in Rio de Janeiro, Brazil, July 2003. The subtopics are: ultra high energy cosmic ray anisotropies, the possible connection of these energetic particles with powerful gamma ray bursts, and new exciting scenarios with a strong neutrino-nucleon interaction in the atmosphere.
High-Energy Gamma and Neutrino Astronomy
概述了高能伽马射线和中微子天文学，强调这两个领域之间的联系。随着几个新的大型探测器刚刚投入使用，TeV伽马射线和中微子天空将很快以前所未有的灵敏度进行调查。
Be7(p,gamma)B8 and the high-energy solar neutrino flux
讨论了Be_7（p，γ）B_8反应在预测高能太阳中微子流中的重要性。我提出了一个微观八体模型和一个势模型来计算Be 7（p，gamma）B8的截面。
Neutrino Induced Upward Going Muons from a Gamma Ray Burst in a Neutrino Telescope of Km^2 Area
本文计算了在南极建立的千米级冰立方探测器所能探测到的单个伽马射线暴中中微子诱导的上行μ介子的数量。研究了洛伦兹因子、伽玛暴的总能量以及伽玛暴与观测者的距离（红移）对伽玛暴中微子事件数的影响。目前的研究表明，有可能探索早期宇宙与拟议的千米级冰立方中微子望远镜。
Neutrinos from Gamma Ray Bursts
我们发现，从一个典型的伽马射线暴中微子的检测需要一个更大规模的探测器。我们认为，大爆发应该是可见的中微子望远镜正在建设中。我们强调了中微子望远镜可以进行这种搜索的3种技术：通过触发i）μ子中微子的μ子爆发，ii）高能伽马射线引发的空气级联的μ子和iii）相对低能量（$\simeq 100\,\mev$）电子中微子的簇射。中微子-光子符合的时间可能产生中微子质量的测量到$10^{-5}$ ~eV，一个有趣的范围内的太阳中微子异常。
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。
Neutrino Balls and Gamma-Ray Bursts
我们提出了一种机制，通过这种机制，从超新星型爆炸的中微子发射可以转换成总能量为$\sim 10^{50}$尔格的伽马射线暴。如果爆炸发生在一个被捕获的中微子球内，那么这是自然发生的，而这个中微子球又可能位于银河系的核心。这种情况可能有独特的特征。
Neutrino Tomography of Gamma Ray Bursts and Massive Stellar Collapses
能量在TeV以上的中微子可以作为恒星祖先和恒星核心坍缩产生的伽马射线暴的喷流动力学的探针。他们还可以探测不会导致伽马射线的坍缩，伽马射线可能更多。我们计算详细的中微子光谱从冲击加速质子在射流下面的外部恒星信封，在他们出现之前。我们目前的中微子通量估计，从这样的预爆喷流两个不同的大质量恒星祖先模型。这些应该是由IceCube区分，我们讨论的影响。
GRB941017: A Case Study of Neutrino Production in Gamma Ray Bursts
GRB 941017是一个异常注量的伽马射线暴，最近被证明具有与标准火球现象不一致的高能成分。如果这一成分是爆发火球中光介子相互作用的结果，那么它就为来自这一来源和类似来源的大量高能中微子通量提供了新的和令人信服的支持。在这封信中，我们考虑什么影响，这一新的信息对中微子光谱的伽马射线暴，并讨论如何影响这一新的证据的前景检测这样的事件在下一代中微子望远镜。
Neutrino conversions in cosmological gamma-ray burst fireballs
我们研究了最近设想的高能中微子源（E \geq 10^6 GeV）中的中微子转换，即宇宙学伽马射线暴火球（GRB）附近的中微子转换。我们考虑了味道和自旋-味道转换的影响，并指出在这两种情况下，在水/冰中微子望远镜下的新平方公里表面积上，预计会有比估计的高出一些的来自伽玛暴的高能τ中微子通量。
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。
Assessing The Starburst Contribution to the Gamma-Ray and Neutrino Backgrounds
如果宇宙射线质子与气体相互作用的密度大致相当于星暴星系中星际介质的平均密度，那么星暴中的π介子衰变很可能对伽马射线和高能中微子的弥漫性银河系外背景有很大的贡献。我们描述了导致这一结论的假设，并澄清了我们的估计与Stecker（2006）的估计之间的差异。GLAST探测到单个星暴将证实星暴星系对河外中微子和伽马射线背景的重要贡献。
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。
Cosmological gamma ray and neutrino backgrounds due to neutralino dark matter annihilation
假设观测到的暗物质是由MSSM中的热激发的中性伴子组成，我们计算了由于中性伴子湮灭在演化的暗物质晕中产生的γ射线和中微子的宇宙学背景辐射。这种伽马射线背景辐射的光谱并没有表现出很强的湮灭线特征，但可能相当于EGRET在几个GeV以上观测到的河外伽马射线连续通量的一个重要部分。与大气前景相比，相应的宇宙学中微子背景很弱。然而，假设完全混合，宇宙学上的τ中微子背景可以在10 GeV - 1 TeV的能量范围内用鉴别味道的中微子望远镜探测到。一个小的各向异性的背景辐射预计，反映当地集群的暗物质晕沿超银道面。
Gamma Ray Burst Neutrinos Probing Quantum Gravity
能量很高、波长很短的中微子可能与量子引力理论预言的时空泡沫相互作用。它们会像光一样通过晶格传播并被延迟，延迟取决于能量。在观察者看来，这似乎违反了洛伦兹不变性。包络线后的计算意味着对伽马射线暴产生的中微子的观测可能达到普朗克尺度的灵敏度。我们重新审视这个问题，考虑到两个基本的复杂性：与中微子在源中的产生机制知之甚少相关的不精确的中微子时间以及高能中微子望远镜对其能量测量的间接性质。
Probing Grand Unified Theories with Cosmic Ray, Gamma-Ray and Neutrino Astrophysics
我们探讨的情况下，最高能量的宇宙射线产生的新粒子物理学的大统一尺度附近。使用详细的数值模拟河外核子，伽马射线和中微子的传播，我们表明存在一个有趣的参数范围，这样的情况下，可以解释部分数据，并与所有的观测约束。建议的超高能宇宙射线观测站、几公里尺度的中微子望远镜和伽马射线天体物理学仪器的组合应该能够测试这些场景。特别是，对于eV范围内的中微子质量，超重粒子的专属中微子衰变模式可以产生与活动星系核模型中预测的中微子通量相当的中微子通量。
Matter-affected neutrino oscillations in ordinary and mirror stars and their implications for gamma-ray bursts
有人提出，湮没过程$ν\barν \to e^{-}e^{+} \to γγ$可能是产生伽马射线暴（GRB）的原因。初始的中微子-反中微子对实际上携带了中心引擎提供的所有引力结合能。然而，迄今为止提出的γ射线爆发不可避免地被过剩的重子包围，导致“重子装载问题”。鉴于中微子振荡的证据越来越多，我们讨论的影响的物质影响的振荡的伽玛射线暴能量学，和“镜”星作为伽玛射线暴的祖先的可行性。
扫码添加微信好友，提出您的宝贵建议 👇
💡 备注请填写：网站反馈
发表机构由 AI 从论文文本抽取，如发现错误，欢迎反馈修正建议。