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
Neutrino Emissivities from Deuteron-Breakup and Formation in Supernovae
本文研究了在超新星核表面区电子/正电子俘获氘的中微子发射和核子-核子融合过程。这些弱过程在标准核物理方法中进行了计算，该方法包括单核子和双核子交换流以及由高精度核子-核子势产生的核波函数。除了这些过程中涉及的氘的截面，我们目前的中微子发射率由于这些过程计算的核心塌陷超新星的典型配置文件。这些新的中微子发射率与标准的中微子发射机制进行了比较。我们发现，由于电子捕获的氘中微子发射率是可比的质子在氘丰富的区域。新的渠道涉及氘超新星机制的影响进行了讨论。
2014-02-05 astro-ph.HE nucl-th
Uncertainties in the production of iron-group nuclides in core-collapse supernovae from Monte Carlo variations of reaction rates
Kogakuin University（工学院大学）；The University of Tokyo（东京大学）；RIKEN Pioneering Research Institute (PRI)（理化学研究所先导研究本部）；National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ)（日本国立天文台）；North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学）；University of Basel（巴塞尔大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）
研究核心坍缩超新星中铁族核素生产的不确定性，通过蒙特卡洛方法分析反应率影响，识别关键反应对放射性核素生产的作用。
2026-01-20 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
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
Core-collapse supernovae and neutrino properties
我们强调在超新星中微子领域的发展。我们讨论了未来的观测的重要性，通过运行和即将进行的实验，从下一个超新星的中微子信号，以及弥漫的超新星中微子背景。
2022-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Charged current neutrino interactions in core-collapse supernovae in a virial expansion
核心坍缩超新星可能敏感地依赖于在温暖的低密度富中子物质中的带电中微子相互作用。在富中子物质中，质子比中子束缚得更紧。该能量移动ΔU增加了ν_e + n --> p + e中的电子能量，从而增加了可用的相空间和吸收截面。同样，ΔU降低了\bar v_e + p --> n + e^+中的正电子能量，从而减小了相空间和截面。我们用一个与模型无关的维里展开计算了ΔU，发现在低密度下，ΔU比许多平均场模型的预测大得多。因此，ΔU可能对超新星中的带电中微子相互作用有重大影响。对核心坍缩超新星吸积相的初步模拟发现，ΔU增加了\bar的ν e能量，降低了ν e光度。
2012-12-18 astro-ph.HE nucl-th
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
Neutrino scattering and flavor transformation in supernovae
我们认为，在中微子层外发生方向变化散射的一小部分中微子可能对核心坍缩超新星环境中的中微子味转换产生重大影响。我们表明，集体中微子味转换的标准治疗是足够的，在晚些时候，但可能是不够的，在核心坍缩超新星的关键冲击复兴/爆炸时期，在那里的潜力，管理中微子味的演变受到散射中微子。考虑到这种效应，以及它与熵和成分的耦合方式，将需要超新星建模的新范式。
2012-03-07 astro-ph.HE hep-ph nucl-ex
Flavor Oscillations in Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星是研究中微子物理学许多方面的独特实验室。核心坍缩超新星中原中子星附近的特征是大物质和中微子密度。这个区域的一个显著特征是中微子-中微子相互作用的影响。随后的非线性多中微子系统的性质进行检查，特别强调其集体行为和对称性。中微子的性质和相互作用的r-过程核合成，可能发生在超新星环境的影响进行了讨论。
2012-09-26 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Equation of state and neutrino transfer in supernovae and neutron stars
本文综述了天体物理模拟用状态方程表和中微子输运数值计算方法的进展。炽热致密的物质在核心坍缩的超新星和中子星中扮演着重要的角色。物态方程通过热力学量的行为来确定致密物体的结构和动力学。此外，中微子被困在超新星核心和中子星合并中，并经常与物质相互作用，对决定爆炸机制和致密物体最终形式的动力学产生关键影响。因此，在数值模拟中，通过可靠的状态方程和反应速率数据集来实现核和中微子物理的详细过程是至关重要的。我们展示了状态方程和中微子转移的发展的例子，并讨论了通过第一原理计算理解爆炸现象的研究方向。
2021-12-21 astro-ph.HE nucl-th
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
Chiral transport of neutrinos in supernovae: Neutrino-induced fluid helicity and helical plasma instability
中微子的手征性改变了传统的动力学理论和流体力学，导致了场论中与量子反常相关的不寻常的手征输运。我们认为，这些修正有新的现象学后果的热和密集的中微子气体，特别是在核心坍缩超新星。我们发现中微子密度可以通过手征涡旋效应转化为流体的螺旋度。这种流体螺旋性通过与中微子的动量交换有效地充当电子的手性化学势，并诱导产生强螺旋磁场的"螺旋等离子体不稳定性"。这提供了一种新的机制，将核心坍缩释放的引力能转换为电磁能，并可能解释磁星的起源。本文还讨论了中微子手征输运理论的其它可能应用。
2016-03-24 astro-ph.HE hep-ph hep-th
Neutrinos, supernovae, and the origin of the heavy elements
质量约为8-100太阳质量的恒星以核心坍缩超新星（SNe）的形式结束生命。在这个过程中，它们释放出强大的中微子爆发，产生各种元素，并留下一颗中子星或一个黑洞。广泛的质量范围的SN祖结果在不同的中微子信号，爆炸能量，和核合成产物。产生比铁重的原子核的一个主要机制是快速中子俘获，或称r过程。这个过程可以以几种方式连接到SNe。本文简要评述了SNe的中微子发射、爆炸和核合成的研究现状。
2018-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
A new insight into neutrino energy loss by electron capture of iron group nuclei in magnetars surface
基于相对论平均场有效相互作用理论和赖东模型\citep{b37, b38, b39}，讨论了超强磁场对磁星表面电子费米能、核遮蔽能和单粒子能级结构的影响.利用壳模型蒙特卡罗（SMMC）方法和随机相近似（RPA）理论，详细分析了铁族核在SMFs中电子俘获引起的中微子能量损失率（NELR）。
2016-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Effects of neutrino mixing upon electron fraction in core collapse supernovae
大质量中微子的加入影响了重核形成的截面，改变了它们的丰度。快速中子俘获过程（r-过程）通常与爆炸事件有关，如核心坍缩超新星。本文研究了活动和惰性中微子振荡和相互作用对中微子通量、重子密度和物质电子分数的影响。我们考虑了两种不同的中微子初始分布函数和不同的混合参数组合（包括θ 34 = 0）。我们使用密度矩阵的形式进行计算，包括中微子振荡的影响，与物质的相互作用和自中微子相互作用。我们发现，中微子与物质的相互作用和与自己改变电子分数，影响r过程的开始。
2018-09-06 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Chiral plasma instability and inverse cascade from nonequilibrium left-handed neutrinos in core-collapse supernovae
我们表明，左手中微子的反反应的物质部门的平衡感生的电流成正比的磁场，即使没有手征不平衡的核心坍缩超新星中的电子。基于最近提出的中微子手征辐射输运理论，我们导出了这种效应的输运系数。这种手征电流通过所谓的手征等离子体不稳定性产生强磁场，这可能为磁星产生强而稳定的磁场提供新的机制。我们还数值研究了磁流体力学中包含这种电流的磁能逆级联的物理起源。我们的研究结果表明，纳入中微子的手征效应将大大改变流体动力学演化的超新星，这也可能是相关的爆炸动力学。
2022-06-26 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
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
Neutrino scattering in supernovae and spin correlations of a unitary gas
核心坍缩超新星模拟可能对中微子层附近的中微子相互作用敏感。这是最后散射的表面。我们将中微子层区域模拟为一个温暖的幺正中子气体。幺正气体是具有大散射长度的低密度质点系。由于幺正气体的普遍自旋和密度相关性，我们计算了中微子散射截面的修正。这些关联可以在实验室冷原子实验中进行研究。我们发现显着减少截面，自由空间的相互作用相比，即使在相对较低的密度。这些减少可以减少多维超新星模拟中从核心反弹到成功爆炸的延迟时间。
2017-11-06 astro-ph.HE cond-mat.quant-gas nucl-th
Resonances Driven by a Neutrino Gyroscope and Collective Neutrino Oscillations in Supernovae
我们表明，味道演变的中微子系统的连续能谱在超新星中可以理解的个人中微子味isospins（NFIS的）的平均场的响应。在系统初始由能谱相同但数密度不同的nu_e和anti-nu_e组成的情况下，中微子陀螺仪的总角动量可以很好地近似平均场。假设NFIS的演化与初始中微子发射角无关，即所谓的单角近似，我们发现NFIS的演化分别由陀螺仪的进动和章动驱动的两种类型的共振决定。净风味转换关键取决于通过这些共振进化的绝热性。结果表明，两种初始中微子系统的结果可以推广到四种初始中微子系统，其中nu_e和anti-nu_e的初始数密度明显大于nu_x和anti-nu_x的初始数密度。此外，我们发现，当依赖于初始中微子发射角被考虑在多角度近似，章动的平均场很快衰减，可以忽略不计。与此相反，岁差驱动的共振仍然支配着不同能量和发射角的NFIS的演化，就像在单角近似。我们对超新星集体中微子振荡的教学和分析研究为这些看似复杂但迷人的现象提供了一些见解。
2011-07-19 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Neutrino Transfer in Three Dimensions for Core-Collapse Supernovae. I. Static Configurations
为了研究超新星核塌缩过程，我们开发了一个三维多能多角中微子输运的数值计算程序。数值程序采用离散纵标（Sn）方法，时间推进采用全隐式差分，求解了中微子分布的Boltzmann方程。玻尔兹曼方程是在惯性系中用碰撞项表示的，计算到v/c的零阶。一组基本的中微子反应的三个中微子物种一起实现了一个现实的状态方程的致密物质。为了保持系统的线性，近似地包含了成对过程。我们提出了一组测试问题的数值结果，以证明代码的能力。对流和碰撞项的数值处理首先在扩散和自由流限制下进行验证。然后，我们计算稳定的中微子分布的背景提取的球对称，广义相对论模拟的15 Msun星，并比较它们与后者的计算结果。我们还展示了多维能力的3D代码解决中微子转移人工变形的超新星核心在2D和3D。沿着中微子路径的形式解被用作精确解。我们计划将此代码应用于超新星的三维中微子辐射流体动力学模拟。这是一系列关于发展的报告中的第一篇。
2012-01-11 astro-ph.HE nucl-th physics.comp-ph
Uncertainties in modeling low-energy neutrino induced reactions on iron group nuclei
利用基于相对论和Skyrme能量密度泛函以及壳模型的框架，计算和比较了54，56 Fe和58，60 Ni的带电中微子-核截面.根据预测的Gamow-Teller跃迁强度和现有数据、截面的多极分解以及Michel通量和Fermi-Dirac分布的平均截面，对当前中微子-核截面模型的理论不确定性进行了评估。采用不同的微观方法和模型，我们估算了DAR中微子-56 Fe的截面及其理论不确定度：<sigma>_th=（258+-57）10^{-42} cm ^2，与实验值：<sigma>_exp=（256+-108+-43）10^{-42} cm ^2非常吻合。
2011-10-12 astro-ph.IM astro-ph.SR nucl-ex
Neutrino induced reactions in core-collapse supernovae: effects on the electron fraction
中微子引发的反应是恒星演化等天体物理过程的基本组成部分。中微子振荡的存在会影响核电弱衰变的速率，而核电弱衰变参与了决定恒星命运的事件链。在感兴趣的过程中，核心坍缩超新星中重元素的产生强烈依赖于中微子性质，例如不同种类中微子之间的混合。在这项工作中，我们研究了中微子振荡对电子分数作为中微子混合参数的函数的影响，两个计划：$1+1$计划（一个活动中微子和一个无菌中微子）和$2+1$计划（两个活动中微子和一个无菌中微子）。我们已经进行了这种分析，考虑核心坍缩超新星，并确定所需的物理条件，以激活核反应链参与r-过程。我们发现中微子与物质的相互作用以及它们之间的相互作用以及中微子球中初始的无菌中微子数量可能会改变电子分数，从而影响r过程的开始。我们已经设置了约束的活性-无菌中微子混合参数。它们是质量差平方$Δm^2_{14} $、混合角$\sin^2 2θ_{14}$和惰性中微子占据的阻碍因子$ξ_s $。计算已进行了不同值的$X_α$，这是部分的$α$ -粒子。对于$X_α=0$，如果是$Δm^2_{14} \geq 2 \, {\rm eV}^2 $、$\sin^2 2θ_{14} < 0.8 $和$ξ_s < 0.5$，则发生r过程。对于较大的$X_α$值，参数的区域大大减小。目前的结果进行了比较，在文献中的结果。
2018-08-09 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Neutrino Emission from Supernovae
超新星是MeV中微子最强大的宇宙源。当一颗大质量恒星的演化因其核心坍缩为中子星或黑洞而终止时，这些基本粒子起着至关重要的作用，恒星爆炸成超新星。电子俘获大量产生的电子中微子的释放加速了灾难性的坍缩，并通过将质子转化为中子（中子星物质的主要成分），导致恒星等离子体逐渐中子化。各种中微子和反中微子的发射带走了致密残骸的引力结合能，并驱动它从热的初始状态演化到冷的最终状态。新形成的中子星周围的电子中微子和反中微子的吸收可以为超新星爆炸提供动力，并决定了最里面的超新星喷出物的条件，使它们成为铁族元素和反式铁核核合成的有趣场所。本章将讨论超新星核心和新生中子星中的基本中微子物理。这包括最相关的中微子生产，吸收和散射过程，中微子运输在稠密环境中的基本方面，特征中微子发射阶段与其典型的信号特征，以及连接到未来银河系超新星的中微子信号测量的观点。
2017-02-28 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Collective neutrino oscillations and heavy-element nucleosynthesis in supernovae: exploring potential effects of many-body neutrino correlations
本文研究超新星中集体中微子振荡对核合成的影响，发现其可显著改变νp过程和r过程产额，并提出中微子诱发的“νi过程”；超越平均场的多体量子关联也可能导致不同的核素产额。
2024-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-th
Core-collapse supernovae and supernova neutrinos
Monash University（莫纳什大学）
本文概述了核坍缩超新星的现代理论，重点讨论了中微子和多维流体动力学在驱动爆炸中的作用，以及核物理和中微子相互作用率的关键影响。
2026-05-26 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
