用β束数据解开超新星-中微子振荡

原子弱相互作用和双β衰变中的MSW中微子混合效应

On the MSW neutrino mixing effects in atomic weak interactions and double beta decays

物质对中微子质量本征态混合的影响，也被称为米赫耶夫-斯米尔诺夫-沃尔芬斯坦效应，似乎在描述中微子从源到检测设备的传播中得到了很好的证实。这些效应主要是在体物质中考虑的，而不是在原子内部。这里我们考虑原子核中存在的高电子密度的影响。我们调查，如果这些影响可以影响已知的中微子现象。据报道，中微子在高密度物质中的混合，例如在超新星内部，可以影响Majoron衰变概率。我们研究了原子核内高电子密度下的中微子混合效应是否会改变无中微子双β衰变半衰期公式。在这两种情况下，我们都发现标准结果是成立的，结果看起来很简单，但通往它们的道路是复杂的，它开启了一种可能性，即原子核中的中微子混合可能会影响其他可观测量，例如无中微子的双β Majoron衰变。

中子幻数N=126的同位素β衰变与R过程核合成

Beta Decays of Isotones with Neutron Magic Number of N=126 and R-process Nucleosynthesis

用壳层模型计算了N=126的同位素的β衰变，同时考虑了Gamow-Teller（GT）和第一禁戒（FF）跃迁. FF过渡被认为是重要的，以减少半衰期，由近两倍到几倍，从那些由GT的贡献。讨论了等待点核的短半衰期对超新星爆发中r过程核合成的可能影响。在r过程中元素丰度的第三个峰向更高质量区略有偏移。

水中的钆切伦科夫探测器提高了超新星$ν_e$的探测能力

Gadolinium in water Cherenkov detectors improves detection of supernova $ν_e$

探测超新星$ν_e$对于测试超新星和中微子物理学是必不可少的，但是产量很小，来自其他通道的背景很大，例如，超级神冈的$\sim 10^2$和$\sim 10^4$事件。我们开发了一种新的方法来隔离超新星$ν_e$，使用钆负载水切伦科夫探测器。$ν_e + e^- \rightarrow ν_e + e^-$的前向峰值性质允许包含大多数事件的角度切割。即使在窄锥中，近各向同性的逆β事件$\barν_e + p \rightarrow e^+ + n$也是大的背景。通过钆上的辐射俘获进行中子探测，可以高效地单独识别背景事件。其余的背景较小，可以单独测量，因此可以从统计上减去它们。带有钆的Super-Kamiokande可以测量超新星$ν_e$的总能量和平均能量，其精度与$\sim$ $20\%$相当或更高（$90\%$ C.L.）。含钆的Hyper-Kamiokande可将其提高$\sim$ 5倍。这种精确度将允许对超新星中微子发射、中微子混合和奇异物理进行强有力的测试。除非建造非常大的液态氩或液体闪烁体探测器，否则这是保证超新星$ν_e$精确测量的唯一方法。

$^{100}Mo$上μ子俘获反应研究双β衰变和天体中微子的核响应

Muon capture reaction on $^{100}Mo$ to study nuclear responses for double beta decays and astro-neutrinos

首次研究了富集$^{100}Mo$同位素上的负μ子俘获反应（MCR），以研究无中微子双β衰变和超新星中微子核相互作用的中微子核响应. $^{100}Mo$上的MCR主要以$^{100}Mo(mu,xn)^{100-x}Nb$形式进行，其中$x$是MCR发射的中子数。Nb同位素质量分布是通过测量放射性$^{100-x}Nb$的延迟γ射线获得的。利用MCR后的中子发射模型，导出了MCR的中微子响应（强度分布）。在11-14 MeV的峰值能量处的巨共振（GR）样分布表明MCR强度集中在μ子捕获GR区域。

新的β衰变半衰期对r过程核合成的影响

Impact of New beta-decay Half-lives on r-process Nucleosynthesis

我们研究了新测量的β衰变半衰期对r过程核合成的影响。这些新的速率是由最近在RIKEN Nishina中心的放射性同位素束工厂设施进行的实验确定的。我们采用了基于磁流体动力学超新星爆炸模型的r过程核合成环境，其中包括强磁场和祖先的快速旋转。一些新的β衰变速率是在r过程路径上或附近的核的，因此它们影响了r过程的核合成产额和时间尺度。新测得的β衰变半衰期的主要影响是，相对于根据有限程液滴质量模型估计的β衰变率计算的丰度，质量数A = 110 - 120的同位素的计算丰度有所增加。这种效应稍微解释了，但不能完全解释，与太阳系r-过程丰度相比，r-过程模型产生A = 110 - 120同位素的趋势。

物质中的中微子非辐射衰变：约束与展望

Neutrino non-radiative decay in matter: constraints and prospects

本研究利用SN1987A数据推导中微子-Majoron耦合新约束，结合未来探测器与超新星模拟给出耦合约束展望，并首次指出物质中中微子衰变对漫射超新星中微子背景的黑洞贡献有显著影响。

丰中子重核的新数据对$r$过程核合成理论模型的影响

Impact of new data for neutron-rich heavy nuclei on theoretical models for $r$-process nucleosynthesis

目前的模式为$r$过程进行了总结，强调从核物理测量和天文观测的关键约束。特别是，我们分析了核物理输入的重要性，如β衰变率、核质量、中子俘获截面、β缓发中子发射、自发裂变概率、β和中子诱发裂变、裂变碎片质量分布;中微子诱导的反应截面等，我们强调模型的影响$r$过程核合成新测量的$β$衰变半衰期，质量和光谱学的富中子核附近的$r$过程的路径。我们概述了r过程核合成的中微子驱动风以上的原中子星在核心坍缩超新星随着磁流体动力学喷流的可能性旋转超新星爆炸模型。我们还考虑了中子星合并作为r过程环境的可能性。新测量的核性质远离稳定性的一个关键结果是封闭中子壳附近富中子同位素的壳猝灭程度。这导致对$r$ -过程核合成的位点的重要限制，其中冻结发生在快速的时间尺度上。

热稠密物质中的核团及其对中微子散射的影响

Nuclear pasta in hot dense matter and its implications for neutrino scattering

我们发现当物质接近β平衡时，有限温度效应会大大降低亚核密度下富中子物质中大核子团簇的丰度。大的原子核和奇异的非球形原子核结构称为pasta，在$T=0$向均匀物质过渡的附近，它们在相对较低的温度下溶解。对于接近β-平衡的物质，我们发现对于现实的状态方程，面食熔化温度为$T_m^β\simeq 4\pm 1$ ~MeV。面食溶解的机制进行了讨论，并在一般情况下，$T_m^β$被证明是敏感的质子馏分。我们发现，相干中微子散射的核和面食作出适度的贡献，在超新星和中子星合并遇到的条件下的不透明度。银河系超新星中微子信号的影响进行了简要讨论。

Presupernova neutrinos: directional sensitivity and prospects for progenitor identification

We explore the potential of current and future liquid scintillator neutrino detectors of O (10) kt mass to localize a pre-supernova neutrino signal in the sky. In the hours preceding the core collapse of a nearby star (at distance D < 1 kpc), tens to hundreds of inverse beta decay events will be recorded, and their reconstructed topology in the detector can be used to estimate the direction to the star. Although the directionality of inverse beta decay is weak (~8% forward-backward asymmetry for currently available liquid scintillators), we find that for a fiducial signal of 200 events (which …

用中微子探测热核超新星爆炸

Probing thermonuclear supernova explosions with neutrinos

目的：本文给出了两种典型Ia型超新星爆炸模型的中微子光变曲线和能谱：纯爆燃和延迟爆轰。研究方法：我们计算中微子通量从$β$过程使用核统计平衡丰度卷积近似中微子谱的单个核和热中微子谱（对+等离子体）。结果如下：虽然这两个被认为是热核超新星爆炸的情况下，预计将产生几乎相同的电磁输出，它们的中微子签名似乎有很大的不同，这使得一个明确的识别爆炸机制：一个纯粹的爆燃产生一个单一的中微子光变曲线的峰值，而第二个最大的特点是延迟爆炸。我们确定了以下中微子信号的主要贡献者：（1）来自电子捕获（特别是质子Co 55和Ni 56）的弱电子中微子发射以及热核火焰和/或爆炸前沿产生的大量β活性核，（2）来自中子正电子捕获的电子反中微子，以及（3）来自对湮灭的热发射。我们估计，在1千秒差距的距离纯爆燃超新星爆炸将触发约14个事件在未来的50千吨液体闪烁探测器和约19个事件在0.5万吨水切伦科夫型探测器。结论：虽然与核心坍缩超新星相比，中微子只携带热核超新星爆炸中产生的能量的一小部分，但SN Ia中微子信号提供的信息使我们能够明确区分不同的可能爆炸场景。这些研究将成为可行的下一代拟议的中微子观测站。

中微子驱动风方案中的动力学r过程研究及其对核物理输入的敏感性

Dynamical r-process studies within the neutrino-driven wind scenario and its sensitivity to the nuclear physics input

我们使用的结果，从长期的核心坍缩超新星模拟研究的喷出物和计算的r-过程丰度的核物理输入的后期演化的影响。根据最新的流体动力学模拟，重r过程元素不能在超新星爆炸后的中微子驱动风中合成。然而，通过人为地增加风熵，可以制造高达A=195的元素。用这种方法，人们可以再现高熵喷出物的典型行为，在那里r过程预计会发生。我们确定哪些核物理输入是更重要的，这取决于喷出物的动态演化。当演化在高温下进行（热r过程）时，达到（n，g）-（g，n）平衡。而在低温（冷r过程），中子俘获与β衰变之间存在竞争。在r过程的第一阶段，虽然有足够的中子可用，但最相关的核物理输入是热r过程的核质量和冷r过程的中子俘获和β衰变率。在这一阶段结束时，丰度遵循热r过程的稳定β流和冷r过程的中子俘获和β衰变的稳定流。在中子几乎耗尽后，物质衰变到稳定状态，我们的结果表明，在这两种情况下，中子捕获是确定最终丰度、r过程峰的位置和稀土峰形成的关键。在所有研究的情况下，我们发现冻结发生在几秒钟的时间尺度。

β衰变对r过程的局域和整体效应

Local and global effects of beta decays on r-process

核β衰变率是模拟天体物理r过程的一个基本要素。这些比率中的大多数仍然依赖于理论模型。然而，现代放射性离子束设施已经允许测量某些核的β半衰期或接近r-过程路径。这些数据表明，r-过程半衰期一般短于基于有限范围液滴模型（FRDM）的标准理论预测。这些数据也作为重要的约束条件，改进预测的半衰期的基础上连续QRPA计算顶部的能量密度泛函理论。虽然这些计算还局限于球形核，但它们包括接近和处于中子幻数$N=50, 82$和126的重要r过程等待点核。我们已经研究了这些新的实验和理论半衰期的影响，在两个天体物理站点的r-过程核合成目前青睐的r过程：中微子驱动的风，从新诞生的中子星在超新星爆炸和喷出物的合并两个中子星。我们发现，在一般情况下，较短的β衰变率有几个重要的影响的r-过程核合成的动力学。首先，物质流更快地克服等待点核，增强物质向更重的核的输运。其次，较短的半衰期也导致中子的更快消耗，从而导致冻结条件的重要变化，并对最终的r过程丰度产生影响。除了这些全球的r-过程动力学的影响，新的半衰期也导致一些局部的丰度分布的变化。

核心坍缩超新星中的爆炸核合成

Explosive nucleosynthesis in core-collapse supernovae

通过快速中子俘获（r-过程）产生比铁重的一半元素的具体机制和天体物理学位置仍有待发现。为了重现太阳系和古老晕星的丰度，至少需要两种成分：重r-过程核（A>130）和对应于较轻重核（A<130）的弱r-过程。在这项工作中，我们提出了核合成研究的基础上的轨道流体动力学模拟核心坍缩超新星和随后的中微子驱动的风。我们表明，弱的r-过程元素可以产生中微子驱动的风，我们把它们的丰度从新生的中子星的中微子发射。根据最新的流体动力学模拟，重r过程元素不能在中微子驱动的风中合成。然而，通过人为地增加风熵，可以制造高达A=195的元素。用这种方法，人们可以模拟出发生r过程的喷出物的一般行为。我们用它来研究核物理输入（核质量，中子俘获截面，β-延迟中子发射）和长期动力学演化对最终丰度的影响。

超新星前中微子：来自恒星演化的真实发射率

Presupernova neutrinos: realistic emissivities from stellar evolution

我们提出了一个新的中微子发射率和能量谱的计算，从一个大质量的恒星经历了高级阶段的核燃烧（presupernova）在成为超新星之前的几个月。从β衰变和电子捕获，对湮灭，等离子体衰变，和光中微子过程的贡献进行了详细的建模，使用更新的列表核率。我们还使用现实条件的温度，密度，电子分数和核同位素组成的恒星从国家的最先进的恒星演化代码MESA。本文给出了一组质量在15 $M_\odot$和30 $M_\odot$之间的祖星的结果。据发现，β过程大大有助于中微子发射率高于现实的检测阈值的几兆电子伏，在选定的位置和时间在恒星的演变。

来自中微子的光子：超新星中微子爆发的伽马射线回声

Photons from neutrinos: the gamma ray echo of a supernova neutrino burst

本文研究超新星中微子爆发经氢包层反β衰变产生的0.511 MeV伽马射线回声，分析其光变特征与可探测性，并指出其可约束包层性质及中微子传播效应。

低能中微子散射：从基本相互作用研究到天体物理

Low energy neutrino scattering : from fundamental interaction studies to astrophysics

低能中微子散射对于许多具有重要意义的应用是必不可少的，例如揭示未知的中微子性质，如第三中微子混合角，探测漫射超新星中微子背景或宇宙学中微子，以及为双β衰变计算提供新的约束。本文讨论了其应用、现状和发展前景。

用相对论能量密度泛函模拟核弱相互作用过程

Modeling nuclear weak-interaction processes with relativistic energy density functionals

相对论性能量密度泛函已成为研究整个核素图上基态性质和集体激发的原子核结构的标准框架。我们回顾了核弱相互作用过程建模的最新进展：电荷交换激发和等熵质子-中子配对的作用，与超新星演化和中微子探测器相关的带电中微子-核反应，以及r-过程核合成β衰变率的计算。

双味色超导夸克星可能并不存在

Two-flavor color superconducting quark stars may not exist

本文利用Nambu-Jona-Lasinio模型研究β稳定双味色超导夸克物质相的稳定性，发现不存在物理上允许的参数空间支持2SC夸克星存在。

利用多探测器对超新星中微子能谱进行贝叶斯推断

Bayesian Inference of Supernova Neutrino Spectra with Multiple Detectors

本文利用多个大型中微子探测器联合观测，通过贝叶斯推断重建银河系超新星中微子能谱，在10 kpc距离下对部分中微子种类实现百分之几的能谱参数精度，并发现混合引起的参数相关性可作为确定中微子质量层次的新探针。

热的富中子物质中中微子反应的手征 EFT 计算

Chiral EFT calculation of neutrino reactions in warm neutron-rich matter

该研究利用手征有效场论相互作用和含直接、交换图的 RPA 关联修正，计算热 β 平衡富中子核物质的中微子响应，并揭示其对超新星和中子星并合中吸收率的影响。

利用 SN1987A 数据对中微子-Majoron 耦合的限制

Constraints on neutrino-Majoron couplings using SN1987A data

基于三中微子框架与超新星模拟，首次对 SN1987A 的 24 个中微子事件进行似然分析，给出了与现有结果互补或具竞争力的中微子-Majoron 耦合界限。