Small-x Physics and the Detection of UHE Neutrinos
N. Armesto, C. Merino, G. Parente, E. Zas
我们评估的τ轻子的能量损失产生的光核相互作用和中微子带电电流截面在超高能量，都与中微子边界与地球掠过τ中微子。
We evaluate both the tau lepton energy loss produced by photonuclear interactions and the neutrino charged current cross section at ultra-high energies, both relevant to neutrino bounds with Earth-skimming tau neutrinos.
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。
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Probing a Four Flavour vis-a-vis Three Flavour Neutrino Mixing for UHE Neutrino Signals at a 1 ${\rm Km}^2$ Detector
我们考虑一个四味的中微子方案，其中一个额外的无菌中微子与三个家庭的活性中微子和研究偏离三味方案在超高能（UHE）制度。我们计算了在1 Km的$^2$探测器（如ICECUBE）上，来自遥远的UHE源（即伽马射线暴（GRB）等）的中微子的可能的μ子和簇射产额。比较这两种情况下的结果，我们发现这两种情况下的产率有很大的差异。这对于使用UHE中微子通量探测第四个无菌组分的存在是有用的。
UHE neutrinos: higher twists, scales, saturation
结果表明，在超高能中微子相互作用中，由于顶底电流的不守恒而引起的较高的扭曲修正，使纵向结构函数$F_L$发生了显著的变化.对于双超前对数近似，导出了$F_L$和$σ^{νN}$的简单而数值精确的公式。
Observation of UHE Neutrinos from Outer Space
从太空可以观测到UHE中微子的相互作用。所提出的方法的优点是，地球可以作为一个能量过滤器以及目标。我们勾勒出这些观测的潜力，在寻找粒子物理学超越标准模型的基本粒子相互作用，以及观测天文物体，如活动星系核。
Probing new physics with high-multiplicity events: UHE neutrinos at air-shower detector arrays
半经典过程，如标准模型中的电弱sphaleron的产生和衰变，以及低尺度引力情景下的微观黑洞，通常都涉及大量处于末态的粒子。这些大的多重性可以在地球大气层中的超高能中微子与$E_ν\geq 10^9~\text{GeV}$和核子的碰撞中清楚地看到。针对望远镜阵列实验（TA）、皮埃尔-俄歇天文台（Auger）等空气簇射探测器阵列实验，提出了发现和分析这类事件的战略途径。
Effects of Violation of Equivalence Principle on UHE Neutrinos at IceCube in 4 Flavour Scenario
如果违反弱等效原理，则不同类型的中微子与引力的耦合方式不同，这可能导致不同味中微子的引力诱导振荡。在这里，我们探讨的可能性，非常小的违反弱等效原理（VEP）可以探测到来自遥远的天体物理源的超高能中微子。这种中微子的很长的基线长度和超高的能量可能有助于探测非常小的VEP。我们认为一个4味中微子的情况下（3个活动+1无菌）与质量味和重力引起的振荡，并比较这些中微子的检测签名（μ子轨道和淋浴事件），并没有重力引起的振荡在一个公里级的探测器，如冰立方。我们发现，即使是很小的VEP（$\sim 10^{-42}$）也能显著地影响来自遥远的伽马射线暴（GRB）的UHE中微子产生的μ子产额
Nuclear Effects on the UHE Neutrino-Nucleon Deep Inelastic Scattering Cross Section
利用部分子分布函数中核效应的最新参数化，我们计算了超高能中微子望远镜中相关能量下的中微子-核子截面。与使用自由核子中部分子密度的计算相比，截面的修改对于中微子望远镜中感兴趣的参数范围（A=10和E=10 $^6$ GeV）来说是几个百分点的数量级，并且在最高能量（E=10 $^{12}$ GeV）和所考虑的最大核尺寸（A=190）时达到20%。
Neutrino-Nucleon Cross section in Ultra High Energy Regime
中微子物理已进入精密时代，中微子-核子截面是所有中微子振荡实验的重要组成部分。特别是，精确的中微子-核子截面在超高能（UHE）制度（TeV-PeV）的知识现在变得更加重要，因为世界各地的一些实验将观察到涉及这种UHE中微子的过程。在这项工作中，我们提出了新的结果中微子核子截面在这个UHE制度，使用QCD。
The neutrino-nucleon cross section at UHE and its astrophysical implications
本文采用两种横向QCD方法对中微子能量范围$10^4<E_ν<10^{14}$ GeV内的$νN$截面进行了定量研究：使用不同的PDF集的NLO DGln演化和带有运行耦合和运动学修正的BK小$x$演化。我们表明，体现在BK方程的非线性效应产生一个缓慢的提高截面的$E_ν\gtrsim 10^{8}$ GeV比通常的DGSTIM为基础的计算。最后，我们将这种理论上的不确定性转化为不同实验的超高能中微子通量的上限。
Effects of Majorana Physics on the UHE $ν_τ$ Flux Traversing the Earth
我们研究了无菌Majorana中微子对穿过地球的$ν_τ$通量的影响，考虑了Majorana中微子与标准物质之间的相互作用，并采用有效理论进行了模拟。幸存的τ中微子通量计算使用传输方程，包括马约拉纳中微子的生产和衰变。我们比较了我们的结果与纯标准模型的相互作用，计算不同的有效拉格朗日耦合值的幸存流量，考虑检测的流量冰立方的操作时间为10年，和马约拉纳中微子质量$m_N \thicksim m_τ$。
Impact of coherent scattering on relic neutrinos boosted by cosmic rays
研究了宇宙射线增强残余中微子与重核的相干散射效应，并利用IceCube和Pierre Auger数据对残余中微子过密度进行限制，同时探讨了KM3NeT事件的可能解释。
UHE neutrino damping in a thermal gas of relic neutrinos
本文利用有限温度场论计算了超高能宇宙中微子在残余中微子热气体中的阻尼。从Z交换的自能图出发，我们得到了UHE中微子与背景反中微子相互作用的湮灭截面。这种方法使我们能够推导出完整的UHE中微子传输概率的表达式，考虑到遗迹中微子的动量。我们比较我们的结果与文献中使用的近似。我们讨论了热运动对不同的UHE中微子通量的吸收倾角的形状的影响，以及在遗迹中微子集群的背景下。我们发现，当中微子质量与残余背景温度之比小于或等于$10^2$时，吸收谱线的热展宽会显著影响中微子质量和UHE源总体特性的测定。
Sources of UHE Neutrinos
本文对超高能（\ge 1 TeV）中微子天体物理点源的不同模型进行了简要而系统的研究。
UHE Neutrinos: Fusing gluons within diffraction cone
目前对超高能中微子-核子相互作用中胶子聚变效应的估计以及对质子的DIS中胶子聚变效应的估计在定义散射轮廓函数$Γ(b)$时存在不确定性。事实上，在碰撞参量空间中充满相互作用胶子的区域$S$，从一个分析到另一个分析，变化的因子是$4 - 5$。为了消除不确定性，我们指定了满足总偶极核子散射截面和小角弹性散射振幅限制的偶极核子分波振幅$Γ(b)$。面积$S$成为与衍射锥斜率成比例的明确定义的量。数值求解了非线性色偶极BFKL方程，计算了UHE中微子-核子总截面。我们的发现是，饱和是一个相当弱的效果，$\lsim 25%$，高达$E_ν\sim 10^{12}$ GeV。
UHE neutrino and cosmic ray emission from GRBs: revising the models and clarifying the cosmic ray-neutrino connection
伽马射线暴（GRB）一直被认为是最有希望的超高能中微子源之一。伽玛射线暴发射的内激波模型假定，当相对论膨胀的物质壳层与重子碰撞时，通过源光子和磁约束的高能质子之间的光强相互作用，UHE宇宙射线（UHECR，高于10^8 GeV）、光子和中微子会联合产生。虽然中微子观测IceCube现在已经排除了最简单的版本的内部冲击模型，我们表明，修订后的计算的排放，连同考虑完整的光强子截面和其他粒子物理效应，结果在一个预测的提示伽玛射线暴中微子通量仍然是一个数量级低于目前的上限，最近举例说明的结果从ANTARES。此外，我们表明，通过允许质子直接逃脱他们的磁约束，而不相互作用的源，我们能够部分解耦的宇宙射线和提示中微子发射，这授予自由，以适应UHECR观测，同时尊重中微子的上限。最后，我们简要介绍了钉扎UHECR和UHE中微子之间的精确关系的进展，包括重子负载需要适合UHECR观测，我们将评估非常大的体积中微子望远镜在这方面发挥的作用。
2013-2016 review: HE Neutrino and UHECR Astronomy?
在过去的几年里，2013-2016年，ICECUBE的高能中微子事件以及AUGER和TA最后一次丰富的UHECR地图有望开启一个新的高能天文学时代。不幸的是，中微子与最佳γ X射线源之间的关联性还没有被发现，最著名的γ射线暴γ源与任何中微子事件都没有关联。在核子GZK截止区内，UHECR中预期的局域群各向异性刚刚消失。来自室女座的UHECR事件几乎不存在。能量超过200 TeV的τ中微子可能在ICECUBE中以可探测的方式通过双爆发光。在十几次事件中，ICECUBE中（还）没有出现τ中微子。最后，几十年来一直在呼吁高能中微子相关印记的GRB火球模型在TeV能量下还没有找到。这么多的缺席正在制造一个巨大的问号：是否有一个新的阅读密钥？
A reduction in the UHE neutrino flux due to neutrino spin precession
基于对来自伽马射线暴或活动星系核的UHE中微子的严格的通量限制，我们探讨了在这种天体中产生的活动中微子由于中微子磁矩mu_nu而振荡到无菌右手态的可能性.我们发现，一个小到μ_nu ~ 1 E-15 μ_B的值可以产生这样的转变，由于强烈的磁场，预计在这些对象。
UHECR and GRB neutrinos: an incomplete revolution?
在最高能量边缘，超高能宇宙射线（UHECR）和PeVs中微子（UHE中微子）应该很快提供新的令人兴奋的天文学。数以百计的对抗模型的快速和某种程度上的矛盾增长显示了这些新的天文学前沿的爆炸性活力。目前对UHECR和UHE中微子源还没有结论性的了解。最早的预期伽玛暴（作为一个单一的射击火球模型）作为主要的（UHE中微子）源已被拒绝。UHECR的来源是我们超银河系平面内（几十Mpc以内）的GZK，这已经被证明是完全错误的。然而，GRB的替代模型（作为长寿命的进动喷流）和AUGER，TA，ICECUBE的新更新记录提供了部分理解和早期提示，沿着我们的银河系和最近的河外AGN Cen A的点源相关性。
Scale dependence of the UHECR neutrino flux in extra-dimension models
在固定靶探测器上测量的超高能宇宙线中微子通量具有尺度依赖性。在通常的标准模型或该模型的任何扩展（可重正化）中，这种影响在观测上非常小。然而，在具有额外空间维度的模型中，情况不一定如此，在那里中微子质量参数可以由于幂律运行而得到很大的修正。因此，尺度依赖性可能导致中微子通量比与标准预测的可测量偏差。
Pseudo-Dirac neutrinos via mirror-world and depletion of UHE neutrinos
我们提出了一个可能的粒子物理学解释的介子中微子事件在冰立方符合伽玛射线暴在标准Bahcall-Waxman模型预测的速率，在中微子振荡。我们的模型是基于这样的假设：（a）所有的中微子都是伪狄拉克粒子，（b）存在一个与观测世界引力相互作用的镜像世界。在这种情况下，三个无菌中微子与每种普通中微子相关联。这些中微子之间非常微小的质量分裂被认为是由轻子数违反普朗克尺度抑制的五维算子引起的。我们证明，如果在给定物质的四个质量本征态之间诱导出10^（-15）eV ^2的质量分裂，那么在冰立方能量下，它的通量将被抑制4倍，这可以解释为什么在冰立方观测到的μ介子中微子通量低于预期。不同味道之间质量分裂的层次可能导致每种味道的抑制量不同，基于此，我们预测观察到的中微子的味道比的差异与标准预测nu_e：nu_mu：nu_tau=1：1：1相比有显着差异，这可以作为该模型的测试。
Charged Higgs boson contribution to $ν_τ {\cal N} \to τ^- X$ for very large $\tanβ$ in the two Higgs doublet model with UHE-neutrinos
本文在双Higgs二重态模型{ \it type two}（2 HDM（II））的背景下，研究了深部非弹性过程$ν_τ + {\cal N} \to τ^{-} + X$（其中${\cal N} \equiv (n+p)/2$是一个等序核子）.特别是，我们讨论了贡献的总截面图，其中一个带电的希格斯玻色子交换。结果表明，当$\tanβ$值较大时，这种对低能τ中微子与靶核子碰撞所产生的色散的贡献可以达到$W^+$交换图贡献值的57（即，可以达到标准模型（SM）预测的57%），并且可以允许区分SM和2 HDM（II）Pierre Auger Observatory附近的景点
Ultrahigh energy neutrinos scattering off relic light neutrinos to explain UHECR above GZK cut off and thin blazars
UHE中微子可以传输最高的宇宙射线能量，克服$2.75K^\circ$ BBR和无线电波不透明度（GZK截止），从最遥远的AGN源在宇宙的年龄。这些UHE $ν$可能会散射到聚集在我们的星系晕周围的（光和宇宙学）残余中微子上，或者聚集在活动星系核耀变体及其喷流周围的附近中微子热暗晕上。从原初核子（通过光生π介子和衰变为UHE中微子）到随后的银河遗迹中微子的束流收集器散射的分支链式反应比任何已知的中微子与地球大气的相互作用或直接核子传播至少高三个数量级。因此，最罕见的宇宙射线（如320 EeV事件）可能起源于遥远的$(\tilde{>} 100 Mpc)$距离（如塞弗特星系MCG 8-11-11）;其相应的UHE辐射功率与观测到的MeV伽马能量一致。“蝇眼”和AGASA探测器在地球上观测到的最终链式产物可能主要是对称离轴角的中子和反中子以及缓发质子和反质子。这些强子产物很可能是$W^+ W^-$或$ZZ$对产物的二次产物，并且可能与AGASA最后发现的二重态和一个三重态事件相一致。
Neutrino -- Dark Matter Scattering and Coincident Detections of UHE Neutrinos with EM Sources
与光子相比，中微子从暗物质上的散射会导致它们传播的时间延迟，这将消除超高能中微子与其来源的电磁观测之间的相关性-同时保留观察到的扩散中微子通量。这可能解释了伽马射线暴的中微子通量预测与伽玛射线暴的EM观测相关的中微子缺乏之间的显著差异。相反，探测到与源相关的UHE中微子对这种相互作用提供了强有力的约束。我们考虑了一个表现出这种效应的暗光子暗物质与中微子相互作用的有效模型。
Extreme scenarios of new physics in the UHE astrophysical neutrino flavour ratios
我们添加一个能量无关的哈密顿量的标准味振荡之一。这种物理学可能出现在中微子与引力场的非零挠率耦合不同的理论中，或者更戏剧性地出现在味振荡中的CPT违反物理学中。如果这种贡献存在，在更高的能量实验是更敏感的自由参数，和味道转换可能会严重修改。我们证明了这种新物理对中微子混合角的修正，并在三中微子形式下找到了新的有效角与标准振荡参数Δ m_{ij} ^2，θ ij和δ CP以及新物理哈密顿量中的参数之间的关系式.我们考虑的情况下，新的参数允许极端偏差的预期中微子味比在地球上从他们的标准值。我们表明，大偏离的标准风味的情况是合理的，这将是一个强烈的暗示违反保守对称性。
Ultra High Energy Cosmic Ray and UHE Neutrino-Z Showering in Dark Halos
超高能宇宙线（UHECR）是由UHE中微子-遗迹中微子-Z簇射在热暗晕（HDM）中产生的，它具有能谱、随遗迹中微子质量变化的各向异性和在暗晕中的成簇性。残余中微子的质量越轻，它们相应的Z共振能量峰值就越高。在最高GZK能量截止处，孪生轻中微子质量分裂可能反映为孪生Z共振和复杂的UHECR谱调制。每一个可能的中微子质量都与一个特征性的暗晕大小（星系、局部、超星系团）及其各向异性有关，这是由于我们在暗物质分布中的特殊位置。在10^{19}、2 10^{19}、4 10^{19} eV处观测到的UHECR中，预期的Z或WW、ZZ簇射到质子-反质子和中子-反中子中可能对应于特殊的簇射。Mpc周围的轻中微子HDM晕将允许E_n> 10^{20} eV的UHECR中子-反中子次级分量（由于Z衰变）的出现，其作用可与带电的p-棒{p}分量相媲美。它们的未偏转的n-棒{n}飞行较短，导致指向原始UHECR源方向的即时且硬的UHECR迹线。直接的质子-反质子对被随机磁场分裂和扩散成围绕原始源方向的更稀释和更模糊且能量更低的UHECR信号。通过电磁Z簇射的同步辐射产生的额外的瞬时TeV信号也必须发生，从而解决了同步TeV截止。观测到的硬双峰和三重峰光谱，它们的时间和空间聚类已经有利于UHECR n-bar n秒起源于中微子Z尾簇射的上升的关键作用。
Triple-Pomeron Diffraction Peak as a Signature of UHE Proton-Initiated Spectra of Gammas and Neutrinos in Astrophysics
本文利用LHC质子谱中的三重坡密子衍射峰和中心快度增长特征，通过夸克-胶子弦模型将碰撞谱变换到实验室系，解释宇宙线质子谱膝部及超高能谱隆起，并据此估计初始质子最大能量为6×10^12 GeV。
Probing the environments surrounding ultrahigh energy cosmic ray accelerators and their implications for astrophysical neutrinos
我们探索的超高能宇宙射线（UHECR）源环境的推断-限制的频谱和组成的UHECR和极高能量中微子的非观测-和它们的影响所观察到的高能天体物理中微子谱。我们发现加速机制产生幂律CR谱~ $\propto E^{-2}$是兼容的UHECR数据，如果CR在高刚度是在准弹道扩散制度，因为他们逃离他们的源环境。以气体为主和以光子为主的源环境都能够解释UHECR观测结果，但以光子为主的源给出了更好的拟合。此外，以气体为主的源与当前的中微子约束处于紧张状态。精确测量$\sim 10$ PeV的中微子通量将提供有关以气体为主的源的可行性以及扩散激波加速是否与UHECR观测一致的关键信息。我们还表明，UHECR源是能够给一个很好的适合的天体物理中微子光谱的高能量部分，以上$\sim$ PeV。如果用Sibyll2.3c强子相互作用模型解释空气簇射数据，那么UHECR和高能天体物理中微子的共同起源是自然的，Sibyll2.3c强子相互作用模型在参数空间的同一部分给出了UHECR和天体物理中微子的最佳拟合，但不是EPOS-LHC。
Scattering of Ultrahigh Energy (UHE) Extragalactic Neutrinos onto Light Relic Neutrinos in Galactic HDM Halo Overcoming the GZK Cut off
在GZK截止区$(E_{CR} \tilde{>} 10^{19} ÷10^{20} eV)$以上最稀有的宇宙射线可能是由活动星系核（QSR，BLac，Blazars.）在宇宙距离（$\tilde{>}$数十Mpc）产生的。他们在$2.75 K^o$ BBR无线电波不透明度（"GZK截止“）上令人困惑的生存可能会找到一个自然的解释，如果旅行的原始宇宙射线是UHE中微子（由UHE中微子衰变产生），它对$γ$或$ν$ BBR是透明的。这些UHE $% ν$可能会散射到那些聚集在我们星系晕周围的（光和宇宙学）残余中微子上。从原始核子（通过光生π介子和衰变到UHE中微子）到银河遗迹中微子的束流收集器散射的支链反应比任何已知的中微子与地球大气的相互作用或直接核子传播至少高出三个数量级。因此，最罕见的宇宙射线（如320 EeV事件）可能起源于遥远的$(\tilde{>} 100 Mpc)$距离（如塞弗特星系MCG 8-11-11）。所需的UHE辐射功率与NCG 8-11-11在MeV伽马能量总输出功率中观察到的大致一致。蝇眼探测器在地球上观察到的最终链式产物可能主要是中子和反中子，以及在后期阶段的质子和反质子。这些强子产物很可能是$W^+ W^-$或$ZZ$对产生的次级产物，并可能与AGASA最近发现的6个二重态和1个三重态事件相一致。
Near-future discovery of the diffuse flux of ultra-high-energy cosmic neutrinos
具有EeV级能量的超高能（UHE）中微子对天体物理学和粒子物理学中的基本开放问题具有独特的见解。50年来，它们一直没有被发现，但也许不会太久，这要归功于目前正在开发的新的UHE中微子望远镜。我们利用这一即将到来的机会，在未来10-20年内对发现UHE中微子的扩散通量进行最先进的预测。通过设计，我们的预测锚定在理论和实验中经常被忽视的细微差别;我们将它们与计划中的IceCube-Gen 2探测器的无线电阵列相匹配。我们看到了令人鼓舞的前景：即使在保守的分析选择下，文献中可用的大多数基准UHE中微子通量模型也可能在探测器暴露后的10年内被发现--更快--并且可以彼此区分。我们的研究结果验证了下一代UHE中微子望远镜的变革潜力。
Ultra High Energy Cosmic Rays, Z-Shower and Neutrino Astronomy by Horizontal-Upward Tau Air-Showers
超高宇宙射线（UHECR）天文学可能与原初中微子天文学相关：事实上，任何远BL Lac喷流或GRB，位于宇宙边缘的UHECR源，都可以在UHE ZeV高能中微子原初的帮助下发送信号，克服严重的GZK截止。这些UHE中微子散射的遗迹轻的（在广泛的热本地群体光环上传播）可能会微调：E_（nu）=（M_Z）^2/m_（nu）= 4 10^（22）eV *（（0.1eV）/m_（nu）），将观测到的轻中微子质量与UHECR谱结合起来，导致热暗晕中的相对论性Z-簇射（e几十Mpc宽），其最终的核成分追踪地球上的UHECR事件。因此，UHECR（不再具有体积GZK约束）可以指向远BL Lac源。这种Z-爆发（Z-簇射）模型需要大的中微子通量。即使自然界不遵循目前的Z模型，UHECR在被大爆炸辐射切断的同时，也必须产生最小的UHE中微子通量，即GZK中微子秒。由于这两个原因，UHE中微子天文学必须在地球上进行测试。最低高能天文学是由AMANDA，ANTARES地下探测器通过μ子轨道搜索的。我们建议一个补充的更高能量的中微子τ天文诱导水平和向上的τ空气簇射。这种新中微子UPTAUs（PeVs能量的向上Tau阵雨）天文学的早期证据可能是在向上地球伽马闪光的BATSE记录中。未来的信号必须在EUSO这样的探测器中找到，寻找向上水平事件：事实上，如果EUSO的阈值通过扩大望远镜尺寸达到10^（19）eV…
Flavor Composition of UHE Neutrinos at Source and at Neutrino Telescopes
我们将高能天体物理中微子的初始通量组成参数化为（Phi_e^0：Phi_mu^0：Phi_tau^0）=（1：n：0），其中n是源的特征。所有通常假设的中微子源都是这个简单参数化的极限。我们将研究中微子望远镜如何精确地确定n的值。我们还表明，有一个中微子混合的情况下，μ子中微子的比例，其他中微子采取一个恒定的值，无论初始通量的组成。这发生在μ子中微子的生存概率取其最小允许值时。这个非常预测中微子混合的情况下的唯象后果。
Constraining GRB as Source for UHE Cosmic Rays through Neutrino Observations
超高能宇宙射线（UHECR）的起源问题一直是粒子天体物理学前沿的重要问题之一。伽马射线暴（GRB）是宇宙中仅次于大爆炸的最猛烈的爆炸，一直是UHECR制作的热门候选地点。最近IceCube关于未观测到GRB诱发中微子的报道引起了广泛关注。这个困境需要一个解决方案：要么放弃GRB作为UHECR加速器的假设，要么预期的GRB诱导的中微子产额是错误的。指出IceCube对GRB点的中微子通量估计过高了$\sim 5$倍。本文指出，除了中微子源产生的问题外，中微子振荡和中微子从伽玛暴飞向地球过程中可能发生的衰变也会进一步降低冰立方的探测能力，而冰立方在点源识别方面对μ子中微子味最为敏感。具体地说，中微子振荡将使μ子-中微子味比从伽玛射线暴源的2/3减少到地球上的1/3，而中微子衰变，如果存在并且在正常质量本征态等级的假设下，将导致μ子-中微子味比进一步减少到1/8。考虑到这些，我们注意到近年来一直在努力追求基于Askaryan效应的其他类型的中微子望远镜，这些望远镜原则上可以观察和区分所有三种具有可比灵敏度的中微子。因此，这种新方法可能是对IceCube的补充，可以为这个宇宙加速器问题提供更多的光线。
Updated Z-Burst Neutrinos at Horizons
最近的均匀和各向同性地图的UHECR，建议各向同性的宇宙起源几乎不相关的附近的本地宇宙规定的GZK（十兆秒差距）截止。基于UHE中微子共振散射轻遗迹附近的热中微子暗晕的Z-突发模型，可以克服这样的本地印记的情况下，并解释最近的相关BL Lac在几百Mpc的距离。Z爆发多重印记，由于非常可能的最轻的非简并中微子质量，可以注入能量和调制UHECR ZeV边缘光谱。Z-爆发（和GZK）超高能中微子（ZeV和EeV带）也可能通过UHE中微子质量态混合而发光，并在相应的UHE Tau中微子味中上升，其带电电流Tau的产生及其在飞行中的衰变，可能是UHE在地球上阵雨的来源。我们星球的半径和大气层的大小限制了tau的最大距离和能量，使其成为淋浴。这些地球τ能量接近GZK能量极限。在更大的行星中可以获得更高的距离和能量;最终的太阳大气层可能会放大UHE tau飞行，允许tau以ZeV能量淋浴，提供一种新的方法来揭示预期的Z-爆发极端中微子通量。
UHE Cosmic Rays and Neutrinos Showering on Planet Edges
超高能（UHE）宇宙射线（UHECR）可能掠过高空大气，导致水平向上的空气簇射。在W玻色子共振质量下，PeV电子反中微子撞击大气中的电子也可能产生空气簇射。另一方面，超高能μ介子和电子中微子也可能通过UHE中微子质量态混合导致相应的UHE Tau中微子味的产生;由此产生的UHE τ中微子，通过物质中的电荷流相互作用，可能在视界上产生UHE τ（地球掠过中微子或Hor-taus）在大气中逃逸，并在飞行中衰变，可能会在稍后被地面上的行星大气所放大。事实上，由于地球半径有限，其稀薄的大气层大小及其致密的地壳，UHE tau在空气中的延伸不能超过360公里，对应的能量约为7.2 EeV，接近但低于GZK截止值;相反，木星（甚至是土星）可能会提供一个更宽，密度更小，更厚的气体层在地平线上，牛可能会失去很少的能量，在4 - 6 10 ^{19} eV或ZeV的极端能量下，在衰变和上升和簇射之前旅行更长时间。泰坦大气层可能会为PeV的向上Taus打开一扇难得的机会之窗。太阳大气层也可能发挥作用，但不幸的是，第二次Tau淋浴可能太吵了，无法解开，而木星大气层，或者更好的是，土星一号，可能会为GZK（和更高的Z-Burst）Tau淋浴提供更清晰的印记，远低于地平线边缘。
Tau Now
UHECR和UHE中微子图的相关性似乎是最不确定的。我们在这里表明，一些奇特的UHECR窄集群可能连接到第一UHE μ子中微子轨道。此外，我们讨论了最好的过滤和放大的UHE中微子天文学的上升tau空气簇射。他们发现新的项目可能很快就会实现。
Horizontal and Upward Tau Airshowers in Valleys from Mountains and Space: Discovering UHE Neutrinos and New Physics
来自地壳或山脉的向上和水平τ空气簇射是PeV和更高能量的超高能UHE中微子nu_{tau}、barν_{tau}和bar{nu}_e的最强信号。τ空气簇射次级粒子的多重性，N_{opt} =10^{12}（E_{tau} /PeV），N_{gamma} = 10^8* E_{tau} /PeV，N_{e^- e^+} = 2*10^7 E_{tau} /PeV，N_{mu} = 3 *10^5（E_{tau} /PeV）^{0.85}，使它们的发现变得容易。UHE nu_tau，barν_tau，根据超级神冈中微子味道混合的证据，nu_mu <-->nu_tau，应该和nu_mu，barν_mu一样丰富。此外，在W的共振能量峰值附近的反中微子电子（横截面ν_e），E_{barν_e} = M^2_W / 2m_e = 6.3*10^{15} eV，也可能产生τ-空气簇射。向上的UHE nu_tau- N相互作用在地壳水平边缘和从下面，其结果向上UHE tau空气簇射向高山，飞机，气球和卫星应该闪烁伽马，mu，X和切伦科夫光向探测器。这种向上的tau空气簇射可能已经击中了附近的卫星GRO伽马探测器，在BATSE阈值的边缘通过短，硬，稀释的伽马爆发闪烁它们。tau空气簇射可以测试UHE中微子相互作用，从而在山谷和向上簇射中对新TeV物理进行额外的微调测试。
Horizontal Tau air showers from mountains in deep valley. Traces of UHECR neutrino tau
超高能（UHE）Tau中微子可能会在未来的地下$Km^3$探测器中留下一个非常特殊的印记，在水和冰以及空气中：最罕见的次级Tau轨道和衰变可能超过μ子。事实上，在高能量下的韧致辐射导致较重轻子的轨道更长。辐射长度几乎与轻子质量的平方成正比。事实上，电子太轻了，它们在物质（液体或岩石）中的踪迹可以忽略不计（几十厘米）; μ子更容易被观察到，而τ子的寿命太短，射程太短，无法被发现。然而，由于相对论时间膨胀，物质中的UHE τ子踪迹，在$10^{17} eV$之上，被相对论增强，克服了相应的μ子踪迹，已经被韧致辐射对数制度所限制。在水或冰中，Kms的τ穿越可能会与常见的μ子轨迹混淆;它们的τ衰变可能会被误解为μ子的灾难性韧致辐射相互作用。为了节省UHE tau的发现，我们建议将tau在空气中的衰变观察到深谷山脉中，如峡谷或挖掘矿井的深处，在那里水平的空气淋浴会引起荧光或切伦科夫灯。山谷宽度屏蔽了水平次级μ子。谷高增加了立体角视图。水平的空气Kms大小的间隙提供了强的过滤UHE μ子对τ。在$Km^3$开挖间隙中，在PeV（W共振峰）能量下，每年应可观察到10个事件。在夜晚向高山的云子或在一个深的挖掘中寻找空气簇射可能是发现UHE中微子的最好和最便宜的方法，无论是在PeV能量的电子上的电子反中微子散射产生的，还是在EeV能量的μ子味振荡的直接τ中微子可能的遗迹。
The Glashow resonance as a discriminator of UHE cosmic neutrinos originating from p-gamma and p-p collisions
We re-examine the interesting possibility of utilizing the Glashow resonance (GR) channel nu_ebar + e^- to W^- to anything to discriminate between the UHE cosmic neutrinos originating from p-gamma and pp collisions in an optically thin source of cosmic rays . We propose a general parametrization of the initial neutrino flavor composition by allowing the ratios Phi^{p gamma}_{pi^-}/Phi^{p gamma}_{pi^+} and Phi^{pp}_{pi^-}/Phi^{pp}_{pi^+} to slightly deviate from their conventional values. A relationship between the typical source parameter kappa = (Phi^{p gamma}_{pi^+} + Phi^{p gamma}_{pi^-})/(…
Searches for dark matter decay with ultra-high-energy neutrinos endure backgrounds
本文提出利用探测事件的角分布与能量分布，在IceCube-Gen2射电探测中于未知强背景下搜寻重暗物质衰变为超高能中微子，并评估发现及参数测量前景。
Clustering, Anisotropy, Spectra of Ultra High Energy Cosmic Ray: Finger-prints of Relic Neutrinos Masses in Dark Halos
超高能宇宙线UHECR是由UHE中微子-遗迹中微子Z在热暗晕HDM中的簇射产生的，它的能谱和各向异性反映了遗迹中微子的质量和它们的HDM晕簇。双轻中微子的质量分裂可能会反映到双Z共振，并在最高GZK能量截止处的边缘处形成复杂的UHECR谱调制，即双凸。由于我们在暗物质分布中的特殊位置，每个可能的中微子质量都与一个特征性的暗晕大小（星系、局部、超星系团）及其局部各向异性有关。Mpc周围的中微子HDM晕将允许E_n> 10^{20} eV（由于Z衰变）的UHECR中子次级分量出现，其作用与带电p-反{p}中子相当。它们的未偏转的n-反{n}（或衰减的p-反{p}）飞行较短，导致指向原始UHECR源方向的提示和硬UHECR迹线。直接的p -反{p}对被随机磁场分裂和扩展成围绕原始源方向的更稀释和模糊的UHECR信号。由同步辐射发出的TeV信号也必须标记Z-WW簇射。UHE中微子Z簇射特征可能已经在AGASA（和Auger）数据中的最近（和未来）事件中发现。观测到的硬二重态和三重态谱，它们的时间和空间聚集已经支持了Z尾簇射引起的UHECR中子秒的上升的关键作用。
The aperture for UHE tau neutrinos of the Auger fluorescence detector using a Digital Elevation Map
我们对皮埃尔俄歇天文台的荧光探测器（FD）探测掠地超高能τ中微子产生的τ轻子的机会进行了新的研究。我们提出了一个新的和更详细的评估FD的有效孔径，认为一个可靠的基准量的实验设置。此外，我们还考虑了俄歇附近地区的实际高程剖面。我们发现一个显着增加的预期事件的数量相对于以前的半分析测定的预测，我们的研究结果表明，从附近的山脉的存在下的中微子探测的增强效应。
Ultra-High Energy Neutrino Afterglows of nearby Long Duration Gamma-Ray Bursts
从天体物理源中探测到超高能（UHE，$\gtrsim 1$ PeV）中微子将是识别和理解自然界中UHE宇宙射线（CRs）源的一个重大进展。长持续时间的伽马射线暴（GRB）冲击波被认为是超高能ECR的潜在加速场。这些CR预计将与GRB余辉光子相互作用，这是来自相对论电子的同步辐射与冲击波中的CR共同加速，并自然产生UHE中微子。然而，这些中微子的通量是不确定的，关键取决于观测到的余辉模型。我们已经选择了一个样本的23个长持续时间的GRB的红移0.5内，足够的电磁余辉数据是可用的，这可能会产生高通量的UHE余辉中微子，附近。我们适合光学，X射线和$γ$射线余辉数据与绝热爆炸波模型在一个恒定的密度星际介质和风的环境中，风的密度从中心的伽玛暴半径的平方反比减少。从这些拟合中提取的爆炸波模型参数，然后用于计算UHECR加速度和$pγ$相互作用，以产生UHE中微子通量从这些GRB。我们还探索了这些中微子的可探测性，目前正在运行和即将推出的大面积中微子探测器，如皮埃尔俄歇天文台，冰立方Gen-2和KM 3 NeT天文台。我们发现，我们的现实通量模型从附近的伽玛暴将在可预见的未来不受约束。
Identifying Ultrahigh-Energy Cosmic-Ray Accelerators with Future Ultrahigh-Energy Neutrino Detectors
超高能中微子源的探测将大大有助于解决数十年来最高能量宇宙射线起源之谜。我们研究了未来UHE中微子探测器识别最亮中微子点源的能力，通过探索观测事件总数的参数空间和探测器的角分辨率。对于给定的源数密度和演化历史，有利的参数区域可以转化为对未来探测器的有效面积、天空覆盖和角分辨率的要求。此外，通过研究典型的距离源，预计发射一个以上的事件，对于一个给定的扩散中微子通量，我们发现，一个显着的比例可识别的UHE中微子源可能位于附近的宇宙，如果源数密度是$\sim10^{-6}\,\rm Mpc^{-3}$以上。如果像blazar场景中预测的那样，源足够强大和罕见，它们首先可以在遥远的位置被检测到。我们的研究结果还表明，如果UHE宇宙射线加速器既不是光束也不是瞬态的，那么将有可能将检测到的UHE中微子源与附近的UHE宇宙射线和伽马射线源相关联，并且它们也可以使用其他信使来观察，包括具有有限视野的信使，如TeV伽马射线，UHE伽马射线和宇宙射线。我们发现，对于均匀密度的UHE中微子源的$\gtrsim5σ$探测，$n_s\sim{10}^{-7}-{10}^{-5}~{\rm Mpc}^{-3}$至少需要$\sim100-1000$事件和亚度角分辨率，并且探测结果依赖于源的演化模型.
Upward and Horizontal Tau Airshowers by UHE Neutrinos
从地壳、山脉或深板块边界出现的向上和水平Tau空气簇射（UPTAUS和HORTAUS）是PeV的超高能UHE反中微子电子和能量接近或高于10^15-10^19 eV的中微子和反中微子Tau的最强信号。大的τ数空气簇射多重数N在秒内N_opt =10^12 E_tau/PeV，N_gamma= 10^8 E_tau/PeV，N_{e^- e^+} = 2 10^7 E_tau/PeV，N_mu = 3 10^5 E_tau/PeV^{0.85}，使它们的发现变得容易。因为中微子味混合，nu_mu nu_tau<-->，应该和nu_mu，bar-nu_mu一样丰富。此外，在W共振峰附近，E_bar{nu_e}= M^2_W / 2m_e = 6.3 × 10^{15} eV，可以产生τ空气簇射。HORTAUS可以测试UHE中微子相互作用，从而在山谷和地壳水平边缘对新TeV物理进行额外的微调测试。UPTAUS或HORTAUS，向高山发射，飞机，气球和卫星应该向探测器闪烁伽马，μ子，X和切伦科夫光。这样的UPTAUS可能已经击中了附近的卫星GRO伽马探测器，在BATSE阈值的边缘通过短（毫秒），硬，稀释的伽马爆发闪烁它。我们声称它们与观测到的BATSE 78地面伽马闪光（TGF）相同。TGFs向银河系中心和平面聚集，已知AGN的来源强烈支持它们的UHE Tau中微子起源。
Ultra-High-Energy Cosmic Ray Boosted Relic Neutrinos
通过标准模型中性流相互作用，超高能宇宙射线可助推遗迹中微子至高能，从而间接探测宇宙中微子背景；本文系统计算了扩散通量，发现散射通道存在清晰层次，并利用IceCube和Pierre Auger数据给出了CνB过密度的上限。
Determination of absolute neutrino masses from Z-bursts
超高能中微子（UHEν）散射在残余中微子（Rν）上产生Z玻色子，Z玻色子可以衰变产生强子质子（Z爆发）。我们将预测的质子能谱与观测到的高能宇宙线（UHECR）能谱进行比较，并通过极大似然分析确定最重的Rν的质量。我们的预言依赖于UHECR谱中类幂部分的起源：对于星系晕，m_v =2.75^{+1.28}-0.97} eV;对于河外（EG）起源，m_v = 0.26^{+0.20}-0.14} eV。在不久的将来，应该可以探测到必要的UHEν通量。
Interaction of ultra-energetic cosmic neutrinos with a thermal gas of relic neutrinos
本文利用有限温度场论研究了超高能宇宙中微子与残余中微子热背景的相互作用。从中微子自能的虚部，计算的Z玻色子传播子附近的共振，我们推导出UHE中微子传输概率的一般表达式。这使我们能够考虑到由残余中微子的动量分布引入的热效应。我们比较我们的结果与文献中存在的近似表达式，并讨论了热效应的影响下，现实的UHE中微子通量和青睐的中微子质量计划的吸收骤降。
High energy cosmic ray and neutrino astronomy
能量超过10^{19} eV的宇宙射线被称为超高能宇宙射线（UHECR）。这些粒子的来源和它们的加速机制是未知的，多年来一直是争论不休的问题。本文的第一部分介绍了UHECR观测对候选UHECR源的性质、候选源以及相关的主要未决问题所隐含的主要限制。为了应对识别UHECR源和探测驱动它们的物理机制的挑战，很可能需要一种“多信使”方法，将电磁、宇宙射线和中微子观测结合起来。评论的第二部分是专门讨论高能中微子天文学。它表明，探测器，目前正在建设中，预计将达到所需的高能量银河系外中微子源的检测的有效质量，并因此可能在不久的将来在解决主要的悬而未决的问题发挥关键作用。对来自银河系外源的高能中微子的探测不仅将提供对UHECR源的身份和基本物理的约束，而且还可能提供关于中微子基本性质的信息。
Angular correlation of cosmic neutrinos with ultrahigh-energy cosmic rays and implications for their sources
冰立方中微子天文台探测到的能量为$\gtrsim 30$ TeV的宇宙中微子事件的角分辨率很差，无法揭示它们的起源。超高能宇宙射线（UHECR）在$>60$ EeV能量下具有更好的角分辨率，可以用来检查是否相同的天体物理源负责产生中微子和UHECR。我们测试这一假设，统计方法，强调不变量，通过使用皮埃尔俄歇天文台，望远镜阵列和过去的宇宙射线实验的数据。我们发现宇宙中微子的到达方向与$\ge 100$ EeV UHECR到达方向在$\approx 93\%$置信水平上是相关的。相关性的强度随着UHECR能量的降低而降低，并且在能量$\sim 60$ EeV处不存在相关性。在$3^\circ$中的天体物理数据库中搜索能量为$\ge 100$ EeV的UHECR的到达方向，这些UHECR与冰立方宇宙中微子相关，导致来自Swift-BAT X射线目录的18个源具有红移$z\le 0.06$。我们还发现了3个对象在库尔目录的无线电源使用相同的标准。主要的来源是赛弗特星系与天鹅座A是最突出的成员。我们计算了产生观测到的相关事件所需的中微子和UHECR通量，并估计了相应的中微子光度（25 TeV-2.2 PeV）和宇宙射线光度（500 TeV-180 EeV），假设源是我们在Swift-BAT和Kühr目录中发现的。我们比较这些光度与相应的源的X射线光度，并讨论加速质子到$\gtrsim 100…
High-energy astroparticle physics
在这三个讲座中，我讨论了高能天体粒子物理学的现状，包括超高能宇宙射线（UHECR），高能伽马射线和中微子。第一讲是关于超高能宇宙射线的。在简要介绍了UHECR之后，我讨论了带电粒子加速到天体物理对象中的最高能量，它们在星系际空间中的传播，Auger和HiRes实验的最新观测结果，UHECR到达方向的各向异性，以及UHECR产生的次级伽马射线。在第二次演讲中，我回顾了TeV伽马射线的最新结果。在简短介绍了检测技术之后，我讨论了H.E.S.S.最近令人兴奋的结果，MAGIC和Milagro对TeV伽马射线的点状和漫射源进行的实验。一个特殊的部分是专门用于探测河外磁场与TeV的伽马射线测量。最后，在第三讲中，我将讨论超高能（UHE）中微子。我回顾了三种不同的UHE中微子探测技术，并显示了目前的状态，寻找扩散中微子通量和点源的中微子。
The ultra-high-energy neutrino-nucleon cross section: measurement forecasts for an era of cosmic EeV-neutrino discovery
中微子与质子和中子的相互作用探测了它们的深层结构，并可能揭示新的物理学。中微子能量越高，探测器就越锋利。到目前为止，中微子-核子（$νN$）截面已知的中微子能量范围从几百MeV到几PeV。很快，能量超过100 PeV的超高能（UHE）宇宙中微子就可以带我们走得更远。到目前为止，它们还没有被发现，但即将到来的UHE中微子望远镜将努力找到它们。我们提出了UHE $νN$截面的第一个详细测量预测，面向IceCube-Gen 2，计划中的领先探测器之一。我们在预测的每个阶段都使用了最先进的成分：在UHE中微子通量预测中，中微子在地球内部的传播，探测器中中微子诱导的无线电信号的发射，它们的传播和检测，以及背景的处理。10年后，如果探测到至少几十个UHE中微子引发的事件，IceCube-Gen 2可以首次测量质量中心能量为$\sqrt{s} \approx 10-100$ TeV的$νN$截面，其精度与理论预测相当。
SUSY Resonances from UHE neutralinos in Neutrino Telescopes and in the Sky
在自上而下的方案中，位于离我们银河系不远的暗物质晕中的超重粒子（m~10 ^{12 - 16} GeV）的衰变可以解释Griesen-Zatasepin-Kuzmin截止点之外的超高能（UHE）宇宙射线谱。在MSSM中，PeV-EeV能量的UHE宇宙线通量的主要分量可以由最轻的中性伴子χ给出，即最轻的稳定超对称粒子。然后，地球上的UHE χ的信号可能会出现在一个可比较的中微子成分的相互作用上。当能量大于10^5 GeV的UHE中性伴子在像冰立方这样的地球探测器中散射电子和夸克时，我们计算了mSUGRA中"右"电子子和"右"方子共振产生的事件速率。当共振通道在总χ-e，χ-q散射截面中占主导地位时，影响相应可见光信号率的模型参数只有共振右标量和最轻中性伴子的物理质量。我们比较了超对称事件的预期数量与对应于预期的超对称W共振和连续UHE ν-N散射的实际幂律谱的速率。我们发现，轻子选择通道的事件率是特别有前途的，并可以达到几十个一年的曝光在冰立方。最后，我们注意到，在更高的能量（高达数百ZeV）的UHE中微子可能会产生sneutrino共振散射的遗迹中微子在本群热暗晕。由此产生的\tilde ν-爆发进入强子末态可以模拟Z-爆发事件，尽管转换效率要小得多。
EeV neutrinos associated with UHECR sources
带电的π介子和μ介子的电磁能量损失抑制了预期的高能量，> 1 E18 eV，中微子从宇宙射线的能量源发射，> 1 E19 eV。在这里，我们表明，> 1 E19 eV的光子产生的中性π衰变在这样的源可能逃脱的来源，由于克莱因-西科抑制的对生产截面，并产生μ子对的相互作用与宇宙微波背景。μ子衰变中微子的通量，预计在时间和方向上与来自源的电磁辐射有关，可能达到瓦克斯曼-巴考尔界限的百分之几。它们的探测可以让我们直接识别出> 1 E19 eV宇宙射线的来源，并将提供对量子引力引起的洛伦兹破坏的最严格的约束。
Discovering Ultra High Energy Neutrinos by Horizontal and Upward tau Air-Showers: Evidences in Terrestrial Gamma Flashes?
超高能中微子UHE中微子Tau，反中微子Tau，PeV处的反中微子电子，以及更高的能量可以诱导Tau空气簇射，其可探测性被其秒数放大数百万至数十亿倍。我们认为山外的UHE nu_{tau} - N和UHE棒ν_{e}- e相互作用是这种水平放大的Tau空气簇射的来源。我们还考虑了垂直向上的UHE nu_{tau} -N在地壳上的相互作用，导致UHE Tau空气簇射{UPTAUS}或水平边缘{HORTAUS}，以及它们向高山伽玛，X，山上的切伦科夫探测器的辐射。我们展示了它们的可探测性。我们注意到，这种罕见的向上Tau空气簇射，UPTAUS和HORTAUS，甚至可能击中附近的航空公司，气球，卫星和闪烁的伽玛射线天文台（GRO）的边缘检测阈值的短稀释伽玛暴。我们建议将这些事件与最近发现的（BATSE）陆地伽玛闪相鉴别，并通过UHE nu_τ起源来确定它们可能的UHE Tau。从这些数据近似UHE nu_tau通量和Delta m_{nu_mu ν_tau}下限导出。已知的X-γ-{TeV}活动星系和河外源已被确定在大多数TGF到达方向。银河系中心的最大EGRET活动与最大TGF通量重叠。在10^{18} eV处的UHECR AGASA各向异性也显示出与TGF事件的可能相关性。AGASA聚类中指向BL Lac 1 ES 0806 +524的独特UHECR三联体在其误差框内发现对应的TGF…
Why Tau First?
电子中微子是上个世纪第一个被预见和发现的中性轻子。无序的μ子和它的中微子后来由宇宙射线产生。1975年，人们惊奇地发现了最重、最不稳定的带电轻子--tau。它的中微子在2000年才刚刚被发现。那么，为什么高能中微子天文学应该首先通过τ中微子，最后，最罕见的一个？原因是基于过去十年发现的三个有利巧合：中微子质量及其味道混合，宇宙黑体上的UHECR不透明度（BBR上的GZK截止），放大的tau空气簇射在飞行中衰减。事实上，保证UHE GZK τ中微子，通过μ子混合喂养，而掠过地球可能会导致UHE τ增强，主要是水平的。这些UHE轻子衰变在飞行中传播，放大，无噪音空气淋浴：一个独特的粒子的巨大事件。不久将被观察到：在俄歇天空中，在本世纪。它的发现可能标志着第一个tau的出现。
Ultrahigh-energy neutrino flux as a probe of large extra-dimensions
在额外维度的情况下，超高能（UHE，>= 10^{18} eV）中微子的光谱将受到抑制，这是由于超新星遗迹中微子的中微子-反中微子湮灭过程增强。在n>4的情况下，n是额外维度的数量，中微子不能对UHE宇宙线谱中观察到的最高能量事件负责。这些额外维度的相互作用的直接暗示是在正在进行的和未来的中微子望远镜中没有UHE中微子。
Where are the Ultra High Energy Cosmic Ray (UHECR) originated?
我们考虑最近的结果UHECR（超高能宇宙线）的组成和它们在天空中的分布从10 EeV的能量（偶极子各向异性）到最高的UHECR能量和它们的聚类图：UHECR已被发现主要是由轻和最轻的核。我们总结了支持大多数UHECR的几个局部附近河外源的论点，如CenA，NG 253，M82。我们还评论了一些显着的银河系UHECR源可能的部分作用。最后，我们恢复了一个遗迹中微子eV质量在黑暗的热晕（击中ZeV中微子）的最终作用，以解释新的UHECR集群事件围绕一个非常遥远的宇宙活动星系核源3C 454。
Highest Energy Neutrino Showers in EUSO
EUSO实验在监测向下的地球大气层时，可以观察到常见的超高能宇宙射线（UHECR），也可以观察到高能中子诱导簇射，这些簇射要么以高（PeVs）能量向上燃烧到探测器，要么以高得多的GZK E >= 10^19 eV能量向上燃烧到探测器，水平地在空气中簇射，要么垂直向下簇射。这些向上、水平和垂直的簇射中的一小部分可能是由天体物理上的UHE中微子与地球大气层本身的直接相互作用产生的;然而，UHE中微子的主要信号是向上和水平的Tau空气簇射，UPTAUS和HORTAUS（或掠过地球的中微子），出生在最宽的地壳冠（海或岩石）区域，分别在PeVs和GZK能量下通过UHE nu_tau + Nuclei--> tau相互作用：它们的速率和特征显示在EUSO阈值与其他UHE空气相互作用中微子信号和背景的中微子注量图中。在10^19 eV的能量下，EUSO观测到的源自HORTAU的有效靶质量可能超过（在海上）一个宽而巨大的环体积，其大小超过1/2*A_Euso*l_tau*（L_nu/2 R_Earth）^2 = 5130 km ^3。由此产生的HORTAUS事件率（即使在10% EUSO占空比寿命下）可通过至少100次年度事件对预期的Z-突发模型进行深入测试。即使是最罕见但不可避免的GZK中微子（观测到的宇宙UHECR中产生的次级中微子）也可能在几个（或几十个）水平簇射事件中被发现;从这一观点来看…
Complex Analysis of Askaryan Radiation: A Fully Analytic Model in the Time-Domain
通过设计用于利用Askaryan效应的探测器探测超高能（UHE，>10 PeV）中微子一直是天体粒子物理学界的长期目标。Askaryan效应描述了来自高能级联的射频（RF）辐射。当UHE中微子引发级联时，级联特性会印在辐射上。因此，观测到的辐射特性必须用来重建UHE中微子事件。解析Askaryan模型用于UHE中微子重建有三个优点。首先，级联性质可以从解析函数和观测数据之间的匹配导出。其次，分析模型最大限度地减少了模拟包中的计算强度。第三，可以将分析模型嵌入固件中，以增强检测器的实时灵敏度。我们提出了一个完全解析的Askaryan模型在时域的UHE中微子诱导的级联在稠密介质中，建立在以前的模型在流派。然后，我们表明，我们的模型匹配用于蒙特卡罗模拟的冰立方-Gen 2的设计半解析参数化。我们发现全解析和半解析方法之间的相关系数大于0.95，分数幂差< 5%。
UHE neutrinos encountering decaying and non-decaying magnetic fields of compact stars
中微子自旋味旋进现象是中微子磁矩在外加磁场中的反作用，它与电弱相互作用的标准模型之外的物理联系在一起。超高能中微子来自宇宙中的许多来源，包括高能天体，如活动星系核、耀变体或超大质量黑洞。当这样的高能中微子穿过任何致密的恒星物体，如中子星或白矮星，它们的通量可以显着减少，由于这些致密物体提供的过高的磁场。对于狄拉克中微子，这种现象的发生是由于中微子转化为它们的无菌对应物。在这项工作中，我们考虑一个中子星拥有一个空间变化的磁场，可能会或可能不会随时间衰减。我们发现，对于非衰减的磁场，高能狄拉克中微子通过中子星后的通量几乎减半。中子星内部存在μ子时，$\sim 10\%$会进一步减弱通量。对于衰减磁场，与时间上静态的磁场相比，通过$\sim 5\%$减少通量。在白矮星的情况下，与中子星相比，通量的损耗较小。
Near-future discovery of point sources of ultra-high-energy neutrinos
未来的中微子望远镜可能会在未来10-20年内发现能量超过100 PeV的超高能（UHE）宇宙中微子。找到它们的来源将确定UHE宇宙射线相互作用的保证地点，其来源是未知的。我们通过寻找来自相似方向的UHE中微子的多重态来寻找来源。我们的预测是最先进的，面向IceCube-Gen 2中的中微子无线电探测。他们占探测器的能量和角响应，并为关键的，但不确定的背景。从$-45^\circ$到$0^\circ$的十个数据源最容易发现。如果在10年内发现一个稳定态的源，就意味着该源的UHE中微子光度至少大于$10^{43}$ erg/s（取决于源的红移演化）。没有发现瞬态源将不利于比$10^{53}$ erg亮的瞬态源作为主导源。我们的研究结果旨在为即将到来的探测器的设计提供信息。
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