Effects of Neutrino Oscillation on the Supernova Neutrino Spectrum
研究了三味中微子振荡对超新星中微子谱的影响。我们计算预期的事件率和能量谱，以及它们的时间演化在Superkamiokande（SK）和萨德伯里中微子天文台（SNO），通过使用一个现实的中微子爆发模型的基础上的超新星爆炸的数值模拟。我们还采用了一个现实的密度轮廓的基础上的presupernova模型的中微子转换概率的计算在超新星信封。这些现实的模型和数值计算使我们能够定量地估计中微子振荡的影响，在一个更现实的方式比以前的研究。然后，我们发现，太阳中微子问题的解决方案的简并性可以被打破的SK和SNO的未来银河系超新星的检测相结合。
2001-07-15 astro-ph hep-ph
Gravitational Lensing of Supernova Neutrinos
星系中心的黑洞是超新星中微子的强大透镜。在从地球到银河系中心的延长视线附近的超新星的非常特殊的情况下，透镜可以显着增强地球上的中微子通量并拉伸中微子脉冲。
2006-10-30 astro-ph hep-ph
Thermal neutrinos from pre-supernova
我们希望讨论中微子冷却阶段的核心坍缩超新星祖先的中微子观测前景。我们将提出新的理论结果热中微子和反中微子光谱产生的内部深处的前超新星核心。三个竞争过程：对，照片和等离子体中微子生产，考虑。研究结果将用于现有和未来中微子探测器的信号估计。预测超新星的机会估计，与核心坍缩中微子和引力波探测器的早期预警形式的可能的援助。
2006-08-23 astro-ph hep-ph
Connection between supernova shocks, flavor transformation, and the neutrino signal
我们表明，在地面探测器的超新星中微子信号可以提供特征签名的冲击传播通过的地区，在那里发生的物质增强中微子味转换。这种效应可以使现有的和拟议中的超新星中微子探测器提供新的见解的冲击再生和传播的问题。或者，这样的观测可以让我们对中微子质量和混合矩阵有独特的见解。
2002-05-22 astro-ph hep-ph
Supernova neutrinos can tell us the neutrino mass hierarchy independently of flux models
我们表明，从银河系核心坍缩超新星的中微子光谱的冲击调制的检测是足够的，以获得一个高的意义确定的中微子质量等级，如果超新星事件中观察到的Mton级水切伦科夫探测器和100吨级液氩探测器。这一决定既不需要详细的超新星中微子通量模型，也不需要观测地球物质的影响。作为推论，θ_x的一个非零值将被确定.
2005-05-06 astro-ph hep-ex hep-ph
Measuring neutrino masses with supernova neutrinos
提出了一种研究中微子质量对超新星中微子信号影响的新方法。该方法完全依赖于中微子事件的完整统计分析，它独立于天体物理学假设，并且不需要观察任何额外的现象来追踪中微子到达时间的可能延迟。SuperKamiokande可以收集数千个事件的统计数据，可以探索质量略低于1eV的中微子。
2004-01-30 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
Neutrino Flavor Evolution Near a Supernova's Core
(The扩大讨论，并纠正交叉概率中的一个错误。）
1994-05-23 astro-ph hep-ph
Neutrino Mass Hierarchy and Stepwise Spectral Swapping of Supernova Neutrino Flavors
我们研究了最近预测的超新星中微子味演化的数值模拟的现象：超新星$ν_e$和$ν_{μ,τ}$的能量谱低于（高于）能量$\EC$的正常（倒置）中微子质量等级的交换。我们给出了大规模数值计算的结果，结果表明，在正常中微子质量等级情况下，$\EC$随假定的$ν_e\rightleftharpoonsν_{μ,τ}$有效$2\times 2$真空混合角（$\simeq θ_{1 3}$）的减小而减小.然而，这些计算也表明，$\EC$是基本上独立的真空混合角在倒置中微子质量等级的情况下。利用未来银河系超新星发出的良好中微子信号，即使$θ_{13}$太小而不能在地球上的中微子振荡实验中探测到，上述结果也可以用来确定中微子质量等级。
2007-12-14 astro-ph hep-ph
Three-generation study of neutrino spin-flavor conversion in supernova and implication for neutrino magnetic moment
研究了中微子磁矩与超新星磁场相互作用引起的超新星中微子的共振自旋-味道（RSF）转换。从包含所有三味中微子和反中微子的公式出发，我们给出了一个新的交叉图，它不仅包含了普通的MSW共振，而且还包含了磁感应RSF效应。由图可以看出，在超新星中发生了四次转换，两次是由RSF效应引起的，两次是由纯MSW引起的。我们还数值计算中微子转换超新星物质，从最近的实验结果和一个现实的超新星祖先模型推断中微子混合参数。结果表明，直到铁芯弹跳后0.5秒，当$μ_ν\agt 10^{-12} μ_B (B_0 / 5 \times 10^{9} \mathrm G)^{-1}$，其中$B_0$是铁芯表面的磁场的强度时，RF诱导的$\barν_e \leftrightarrow ν_τ$转变有效地发生（绝热共振）。利用计算的转换几率，我们还计算了SuperKamiokande探测器和Sudbury中微子天文台的能谱随$μ_νB_0$的变化，发现能谱变形可能提供有关超新星中中微子磁矩和磁场强度的有用信息.
2002-11-05 astro-ph hep-ph
Flavor Evolution of the Neutronization Neutrino Burst from an O-Ne-Mg Core-Collapse Supernova
本文给出了一颗O-Ne-Mg核塌缩超新星中子化爆发的3-中微子味演化模拟结果。我们发现，非线性中微子自耦合工程师的一个单一的光谱功能的逐步转换的倒中微子质量等级的情况下，在正常的质量等级的情况下，两个这样的功能对应的真空中微子质量平方差与太阳和大气中微子振荡的叠加。这些中微子的光谱特征提供了一个独特的潜在的探测条件下的超新星环境，并可能使我们能够区分O-Ne-Mg和Fe核心塌缩超新星。
2008-01-18 astro-ph hep-ph
Probing the Origins of Neutrino Mass with Supernova Data
我们研究II型超新星签名的中微子质量产生通过对称性破缺的范围从千电子伏到兆电子伏的尺度。导致对称性破缺的标量可以在超新星核心中热化并恢复对称性。标量衰变产生的中微子的平均能量大约是热中微子的一半，并且是玻色-爱因斯坦分布的。我们发现，即使没有超新星参数的详细知识，在超级神冈发现也是触手可及的。
2005-05-17 astro-ph hep-ph
Coherent Development of Neutrino Flavor in the Supernova Environment
我们计算了相干中微子和反中微子的味道变换在超新星环境中，第一次包括前向散射诱导的耦合和纠缠相交的中微子/反中微子轨迹的自洽处理。对于大气中微子质量平方差，我们发现，在正常（倒置）的质量层次的切线传播（径向传播）中微子和反中微子可以启动集体，同时介质增强的味道转换这些粒子在广泛的能量和传播方向。伴随的中微子/反中微子能谱和/或通量的改变可能会影响超新星核合成和预期的中微子信号。
2006-12-13 astro-ph hep-ph
Relic neutrino background from cosmological supernovae
超新星遗迹中微子（SRN）的当前和未来观测，即，来自过去核心坍缩超新星爆炸的宇宙学中微子背景，可能为我们提供有关天体物理学，宇宙学和粒子物理学各个领域的有用信息。本文综述了近年来SRN的理论和观测研究进展，特别关注其可探测性以及对宇宙恒星形成历史和中微子物理的意义。
2004-10-19 astro-ph hep-ph
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。
2003-06-23 astro-ph hep-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
Speed-up of neutrino transformations in a supernova environment
当中性流中微子-中微子相互作用被完全处理时，而不是作为角平均分布之间的相互作用，或者作为一组味道对角有效势，结果可以是味道混合的速度比人们从测量的中微子振荡参数预期的速度快几个数量级。从超新星中产生的三种活跃中微子的能谱可能几乎相同。
2005-03-01 astro-ph hep-ph
Resonant neutrino spin-flavor precession and supernova shock revival
提出了一种新的超新星激波复活机制，它涉及中微子在超新星磁场中的自旋-味共振旋进和跃迁磁矩。只要中微子质量平方差在$Δm^2 \sim (3 \;{\rm eV})^2-(600 \;{\rm eV})^2$范围内，该机制就可以在超新星中对小到$10^{-14}μ_B$的跃迁磁矩起作用。结果表明，该机制可使中微子诱导激波再加热能量提高约60%.
1996-04-16 astro-ph hep-ph
Decays of supernova neutrinos
超新星中微子可能非常适合探测中微子衰变，因为即使衰变率或耦合常数非常小，也可以观察到衰变。我们将引入一个有效的算子框架来综合描述超新星中微子的中微子衰变和中微子振荡，它可以特别考虑到两个性质：一个是径向对称的中微子通量，允许衰变产物被重新导向观测者，即使母中微子有不同的原始传播方向。另一个是退相干，因为相干产生的中微子的基线很长。我们将演示如何使用这个有效的理论来计算在检测器的随时间变化的通量。此外，我们将展示一个Majoron类衰变模型的影响。因此，我们将证明，对于某些参数值，人们可能会观察到一些效应，这些效应也可以模拟类似于超新星模型预期的信号，这使得一般更难分离中微子和超新星的性质。
2001-11-22 astro-ph hep-ph
Exploring the sub-eV neutrino mass range with supernova neutrinos
提出了一种研究中微子质量对超新星中微子信号影响的新方法。该方法完全依赖于中微子事件的完整统计分析，它独立于天体物理学假设，并且不需要观察任何额外的现象来追踪中微子到达时间的可能延迟。该方法的灵敏度的亚eV中微子质量范围内，定义为在95%c.l.解纠缠的能力。案例$m_ν=1$ eV从$m_ν=0$，是通过分析一组合成中微子样品，根据可以检测到的信号，在超级神冈模拟测试。对于银河系中心的超新星来说，成功率超过50%。有人认为，未来的银河系超新星产生数千个逆$β$衰变可能提供足够的信息来探索中微子质量范围略低于1 eV。
2004-01-30 astro-ph hep-ph
Testing the principle of equivalence by supernova neutrinos
本文研究了由引力坍缩驱动的超新星辐射中微中子对等效原理（VEP）的微小违反可能引起的微中微子振荡的影响。由于在SN 1987 A数据中没有发现中微子振荡的明显迹象，我们得到了无质量或简并中微子的相关VEP参数δγ \lsim O（10^{-31}）和有质量中微子的相关VEP参数δγ \lsim O（10^{-16}）\times [Δm^2/10^{-5} eV^2]的几个界限.
2001-04-04 astro-ph hep-ph
Resonant Conversion of Massless Neutrinos in Supernovae
长期以来，人们注意到，在某些情况下，{ \sl无质量}中微子可以{ \sl混合}在轻子带电流中。传统的真空中的中微子振荡搜索对这种混合不敏感。我们讨论了超新星稠密介质中共振无质量中微子转换的影响。特别是，我们将展示如何检测到的$\barν_e$能谱从SN 1987 a和超新星$r$ -过程核合成可用于提供非常严格的约束混合{ \sl无质量}中微子。
1996-05-14 astro-ph hep-ph
Inverted Hierarchy of Neutrino Masses Disfavored by Supernova 1987A
讨论了中微子三味混合方案中超新星中微子的味转换。我们指出，通过对超新星的中微子观测，只要s_{13} ^2 \gsim是几个\times 10^{-4}，就可以区分中微子质量的倒置等级与正常等级，而不管太阳中微子问题的振荡解在自然界中是如何实现的。我们对SN 1987 A的数据进行了分析，得到了一个强烈的迹象，即除非s_{13} ^2 \lsim <几个\times 10^{-4}，否则颠倒的质量等级是不利的。
2001-03-13 astro-ph hep-ph
Flavor mixing and time of flight delay of supernova neutrinos
来自银河系超新星的中微子可以被萨德伯里中微子天文台和超级神冈探测器探测到。中微子质量的影响可以通过（i）飞行时间的延迟和（ii）由于味道混合而导致的中微子能谱的扭曲来表现在观测到的中微子信号中。我们讨论了两种效果的组合，为带电和中性电流过程中的检测器为现实的三种口味的情况下，中微子口味混合可以导致非平凡的变化，事件率作为时间的函数。
1999-05-13 astro-ph hep-ph
Supernova Bounds on Neutrino Properties: a mini-review
本文总结了我们最近的工作，研究了中微子磁矩、轻子味非普适性以及R宇称破缺的超对称模型中的味变中性流相互作用等非标准中微子性质引起的共振中微子转换对超新星物理的影响。
1998-02-10 astro-ph hep-ph
Study of core collapse neutrino signals and constraints on neutrino masses from a future Galactic Supernova
我们研究了银河系超新星中微子信号的中微子质量的灵敏度，可以测量与探测器目前在运行中，未来的大体积水Čerencov和闪烁体探测器。分析使用了中微子事件的全部统计数据。该方法利用了贝叶斯推断的原理，并显示出与天体物理假设的显著独立性。我们表明，在考虑到中微子信号的详细天体物理描述中的不确定性，并考虑到超新星地幔中的中微子振荡的影响后，目前正在运行的探测器可以有足够的灵敏度来揭示中微子质量（或设定上限）在1 eV的水平。这明显好于目前氚$β$衰变实验的结果，与无中微子双$β$衰变的最保守的极限相比具有竞争力，精确度较低，但与宇宙学测量相比，对先前假设的依赖性明显较低。未来的百万吨级水Čerencov探测器和大体积闪烁体探测器将使灵敏度提高约一倍;然而，它们将无法与下一代氚$β$衰变和无中微子双$β$衰变实验竞争。使用开发的代码来执行合成超新星信号的生成及其分析，我们创建了一个计算机包，SUNG（SUpernova中微子生成工具，http：//urania.udea.edu.co/sungweb），旨在提供一个通用的解决方案来执行超新星中微子研究中的计算。
2005-11-29 astro-ph hep-ph
Resonant Neutrino Spin-Flavor Precession and Supernova Nucleosynthesis and Dynamics
讨论了Majorana中微子共振旋味旋进（RSFP）对中微子加热的超新星喷出物中重元素核合成和超新星动力学的影响。在评估RSFP的影响，我们明确包括物质增强（MSW）共振中微子味转换效应在适当的情况下。我们指出，对于中微子磁矩和原中子星磁场的合理范围，具有宇宙学意义的质量（1- 100 eV）的$ν_τ$（或$ν_μ$）到轻$\bar ν_e$的自旋-味道转换可能导致中微子加热的超新星喷出物中中子过剩的增强。这可能有利于与超新星后期中微子加热喷出物相关的$r$过程核合成模型。早期中微子类似的自旋-味道转换可能导致激波再加热率增加，伴随着更大的超新星爆炸能量。然而，我们表明，这种增加的中微子加热可能会伴随着增强的中子过剩，这可能会加剧问题的中子数$N = 50$核在超新星喷出物从这个阶段。在所有这些情况下，平均$\barν_e$能量将比没有中微子混合的超新星模型所预测的要高。这可以允许SN 1987 a数据约束基于RSFP的方案。
1997-01-31 astro-ph hep-ph
Discovering Long Wavelength Neutrino Oscillations in the Distorted Neutrino Spectrum of Galactic Supernova Remnants
我们调查的μ介子中微子事件率公里$^3$中微子望远镜由于一些银河系超新星遗迹的基础上，这些对象的已知$γ$射线信号的预期。我们评估这些中微子信号的潜力，以展示次主导中微子振荡的证据，预计在各种中微子混合计划，包括伪狄拉克的情况下，精确的宇称模型。根据10年的数据，来自Sgr A East的中微子信号应该会发现或排除由$δm^2$参数控制的中微子振荡，其范围在$10^{-12}$到$10^{-15}$ eV $^2$之间。这样的能力是地球或太阳系中微子实验所不具备的。
2001-06-06 astro-ph hep-ph
Untangling supernova-neutrino oscillations with beta-beam data
最近，我们提出低能β束中微子在超新星中微子相互作用的研究中是非常有用的。在本文中，我们研究使用这样的实验分析超新星中微子信号。由于超新星中微子是振荡的，因此很有可能地球上的超新星中微子的光谱与这些中微子最初发射时的能量分布不同。我们证明了所提出的方法解开多个中微子光谱的有效性。这是任何模型的基本特征，旨在获得有关超新星机制的信息，探测原中子星物理，并了解超新星核合成，如中微子过程和r-过程。我们还考虑了不同的实验方法，包括在多个光束能量和检测器配置的测量的功效。
2008-04-02 astro-ph hep-ph nucl-th
Supernova Neutrino Nucleosynthesis of Light Elements with Neutrino Oscillations
通过中微子-核相互作用在超新星中合成轻元素，nu过程受到超新星环境中中微子振荡的影响。在O/C层中存在13-混合共振，这增加了外富He层中的荷电核过程反应速率。与没有中微子振荡的情况相比，对于正常质量体系和绝热13-混合共振，7 Li和11B的产额分别增加了约1.9和1.3倍。在倒置的质量等级和非绝热13-混合共振的情况下，7 Li和11B产率的增加要小得多。因此，对有超新星富集迹象的恒星中7 Li/11B比率的观测可以提供一个独特的中微子振荡测试，并限制它们的参数和质量等级。
2006-06-02 astro-ph hep-ph
Supernova Neutrino-Nucleus Astrophysics
在这篇简短的综述中，我们将探讨中微子-核相互作用在核心坍缩超新星中的作用，并讨论一些悬而未决的问题。此外，在这样的环境中的中微子质量和混合的影响进行了总结。
2003-09-19 astro-ph hep-ph nucl-th
Earth effects on supernova neutrinos and their implications for neutrino parameters
利用中微子振荡参数LMA和小$θ_{13}$，详细研究了地球物质对超新星中微子的影响。地球效应与中微子在地球内部的路径长度和$Δm^{2}_{12}$值有很大关系。我们比较乐观地探讨了利用地球效应探测$Δm^{2}_{12}$值的可能性。我们假设$θ_{12}$和超新星的方向是已知的，有足够的准确性，并在超新星包层中的高密度发生的共振是完全非绝热的。此外，中微子穿过地球之前的中微子光谱被假定为已知的。然后，我们表明，利用这些依赖性，我们可以得到的$Δm^{2}_{12}$的值的含义，通过比较观察到的能谱的预测。当SK探测到10 kpc超新星的中微子穿过地球（最低点角$<$ 80度）时，可以确定$Δm^{2}_{12}$，精度为$\sim 10%$。在中微子探测时间- $Δm^{2}_{12}$平面的大部分区域，$Δm^{2}_{12}$的测定精度可能等于或优于$\pm 0.5 \times 10^{-5} {\rm eV}^{2}$。
2002-03-23 astro-ph hep-ph
Supernova Neutrinos and the Neutrino Masses
核心坍缩的超新星在几秒钟内发射出$10^{58}$级的各种类型的中微子和反中微子，平均能量为10- 25 MeV。在萨德伯里中微子天文台（Sudbury Neutrino Observatory，SNO），一颗未来的银河系超新星在10千秒差距的距离会引起数百个事件。$ν_μ$和$ν_τ$中微子和反中微子是特别感兴趣的，作为超新星机制的测试。此外，还可以通过它们相对于$\barν_e$中微子（由带电电流事件确定）的延迟（由中性电流事件确定）来测量或限制它们的质量。数值结果提出了这样一个未来的超新星所看到的SNO。在合理的假设下，并且在存在预期的计数统计的情况下，可以简单且稳健地确定低至约30 eV的$ν_μ$或$ν_τ$质量。这似乎是直接测量这些质量的最佳技术。
1999-01-13 astro-ph hep-ex hep-ph
New Test of Supernova Electron Neutrino Emission using Sudbury Neutrino Observatory Sensitivity to the Diffuse Supernova Neutrino Background
超新星在附近很罕见，但在宇宙中并不罕见，所有过去的核心坍缩超新星都有助于形成弥散超新星中微子背景（DSNB），近期的探测前景非常好。DSNB电子{ \it反中微子}通量的超级神冈极限，$ϕ(E_ν> 19.3 {\rm MeV}) < 1.2$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$，刚好在最近基于测量的恒星形成率历史的理论预测范围之上。我们表明，萨德伯里中微子天文台应该能够测试相应的DSNB电子{ \it中微子}通量的灵敏度低至$ϕ(22.5 < E_ν< 32.5 {\rm MeV}) \simeq 6 $ cm $^{-2}$ s $^{-1}$，提高现有的勃朗峰极限约三个数量级。虽然传统的超新星模型预测的电子中微子和反中微子通量相当，但通常认为神冈-II探测器中的第一个（和前向）SN 1987 A事件应归因于电子-中微子散射，这需要大幅增强的电子中微子通量。我们表明，无论是在突发或热相$ν_e$通量所需的增强，DSNB电子中微子通量通常是可检测的萨德伯里中微子天文台。一个直接的实验测试可以解决SN 1987 A的一个持久的谜团：第一个Kamiokande-II事件是否揭示了超新星物理学的严重误解，或者只是一个不太可能的统计波动。因此，萨德伯里中微子天文台的电子中微子灵敏度是对超级神冈的电子反中微子灵敏度的重要补充，以寻求理解DSNB。
2005-08-18 astro-ph hep-ph 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
Supernova SN1987A Bound on Neutrino Spectra for R-Process Nucleosynthesis
核心坍缩超新星中的中微子驱动风是r过程核合成的一个有吸引力的场所。风中的电子分数$Y_e$取决于可观测到的中微子能量和光度。平均反中微子能量受超新星SN 1987A数据的限制，而轻子数守恒限制了反中微子与中微子光度的比值。如果风中的$Y_e$适合于快速中子俘获核合成，那么电子中微子的平均能量可能会比目前超新星模拟中预测的要低得多，或者可能会有新的中微子物理学，如无菌中微子的振荡。
2002-01-31 astro-ph hep-ph nucl-th
Sterile neutrinos and supernova nucleosynthesis
研究了超新星爆发中不育中微子在r过程核合成中的作用。以前有人认为，如果超新星是重元素的起源，那么中微子混合的大部分可以排除。结果表明，转换为不育中微子可能会避开这些限制。这种转换可以提高核合成的可能性进行了研究。所需的质谱与其他观察到的现象，如太阳中微子问题，大气中的中微子问题，暗物质和LSND信号建议中微子质量是一致的。
1995-11-15 astro-ph hep-ph nucl-th
Supernova Neutrino Neutrino Astronomy
现代中微子设施将能够从下一颗银河系超新星中探测到大量中微子。我们调查的可行性的三角测量方法来定位一个核心坍缩超新星采用中微子到达不同的探测器的时间差。我们进行详细的数值拟合，以确定这些时间差的不确定性的情况下，当核心坍缩成一个中子星或黑洞。我们提供了一个全球性的图片结合所有相关的当前和未来的中微子探测器。我们的研究结果表明，在中子星形成的情况下，超新星的定位精度分别为1.5度和3.5度的赤经和赤经。对于黑洞场景，可以达到亚度精度。
2018-04-12 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Active-Sterile Neutrino Conversion: Consequences for the r-Process and Supernova Neutrino Detection
我们研究了在晚时间后核心反弹超新星环境中的活动无菌中微子转换。通过考虑反馈对Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein（MSW）转换势的影响，我们得到了一个大范围的中微子混合参数，这些参数为r过程提供了有利的环境。我们在即将上线的当前一代中微子探测器中观察这种效应的特征。我们还研究了中微子-中微子前向散射诱导势对MSW转换的影响。
2002-05-02 astro-ph hep-ph nucl-th
Reconstructing supernova-neutrino spectra using low-energy beta-beams
中微子只有微弱的相互作用，是从超新星中心到达我们的主要信使。地面中微子望远镜，如SNO和SuperKamiokande，可以提供有关坍缩和爆炸恒星核心过程的宝贵信息。但是，中微子探测器所能提供的关于超新星的信息受到中微子-核截面的实验数据很少以及理论计算的不确定性的限制。在这封信中，我们提出了一个新的程序，直接确定在超新星中微子探测器的目标核的响应，通过使用低能量β-光束。我们发现，拟合“合成”光谱，通过采取线性组合的β-束光谱，原始的超新星中微子光谱复制折叠微分截面非常准确。将地面探测器的响应与这些合成响应进行比较，提供了一种直接确定超新星中微子能量分布的主要参数的方法。
2006-04-19 astro-ph hep-ph nucl-th
Neutrinos from a core collapse supernova
银河系超新星的中微子爆发可以帮助确定中微子质量等级和$θ_{13}$，并提供有关超新星天体物理学的重要信息。在这里，我们回顾我们目前的理解中微子爆发，这些中微子的味道转换，和模型独立的各种中微子混合方案的签名。
2007-12-28 hep-ph
Revisiting the Triangulation Method for Pointing to Supernova and Failed Supernova with Neutrinos
鉴于大规模中微子探测器如IceCube、未来的Hyper-Kamiokande和欧洲拉古纳计划中提出的中微子探测器的出现，我们重新研究了利用银河系超新星的中微子用三角测量法确定其方向位置的问题。我们研究了指向精度对超新星中微子在不同探测器上到达时间分辨率的依赖关系。对于一个失败的超新星，我们期望更好的结果，由于中微子发射的突然终止，使人们能够以更高的精度测量到达时间。我们发现，对于$\pm$ 2（4）ms的时间分辨率，如果我们结合四个不同地点的探测器的观测，超新星的定位精度可以达到$\sim$ 5（10）$^\circ$在赤经角和$\sim$ 8（15）$^\circ$在赤经角。
2013-10-14 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Sterile neutrinos and supernova nucleosynthesis
一个轻的无菌中微子物种已被引入，以解释太阳和大气中微子的困惑和LSND实验的结果，同时提供了一个热的组成部分的暗物质。采用这个计划的中微子质量和混合，我们展示了如何增强的活动-无菌中微子转换，然后由活动-活动中微子转换可以解决强有力的中子赤字问题的r-过程与中微子加热的超新星喷出物相关的核合成模型。
1999-10-09 astro-ph hep-ph nucl-th
Constraints on neutrino mixing angle theta_13 and Supernova neutrino fluxes from the LSD neutrino signal from SN1987A
1987年2月23日，液体闪烁探测器（LSD）探测到5个事件，最近被解释为探测到来自两阶段超新星坍缩的第一阶段的电子中微子通量。我们指出，如果中微子质量等级是正态的，则这种解释排除了中微子混合角θ 13大于3 \cdot 10^{-2}的值，而与特定的超新星坍缩模型无关。还得到了不同味的中微子和反中微子的初始通量的约束。
2006-04-12 hep-ph
Detection of supernova neutrinos at spallation neutron sources
在考虑了超新星激波效应、Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein效应、中微子集体效应和地球物质效应的基础上，研究了在中国巡天中子源上对超新星中微子的探测，并利用Fermi-Dirac分布和“β拟合”分布描述的中微子能谱，计算了不同反应通道下观测到的不同味超新星中微子的事例数。此外，还将地球上超新星中微子探测的数值计算方法应用于其它一些空间中子源，给出了通过不同反应通道观测到的超新星中微子的总事件数。
2016-01-12 hep-ph
Supernova Neutrino-Nucleus Physics and the r-process
这次演讲回顾了三个重要的输入中微子诱导的核合成在超新星：1）超新星中微子通量的“标准”属性，2）像中微子振荡的现象对通量的影响，和3）原子核结构的问题，在估计截面的中微子-核相互作用。由此产生的中微子诱导的核合成-中微子过程-在大质量恒星的可能性进行了讨论。这包括两个相对较新的中微子过程计算扩展到较重的核，一个集中在理解138 La和180 Ta的起源，第二个在r过程冻结后的影响。通过对r过程分布的中微子后处理的计算，可以限制冻结后的中微子注量，从而限制“热泡”膨胀的动态时间尺度。"
2004-06-04 astro-ph hep-ph nucl-th
Neutrino Trapping in a Supernova and Ion Screening
由于离子之间的相关性，致密物质中的中微子核弹性散射会减少。电子和离子的等离子体的静态结构因子计算从蒙特卡罗模拟和参数化与最小二乘拟合。我们的结果意味着中微子的平均自由程大大增加，这极大地限制了相干中性流相互作用对中微子的捕获。
1996-03-27 astro-ph hep-ph nucl-th
Decoupling supernova and neutrino oscillation physics with LAr TPC detectors
核心坍缩超新星是所有味中微子的巨大来源。银河系超新星中微子爆发的味成分、能谱和时间结构可以提供有关爆发机制和原中子星冷却机制的信息。这样的数据也可以提供关于中微子的内在性质的信息，比如味道振荡。一个重要的问题是理解在观测单个超新星时，超新星和中微子物理学能在多大程度上解耦。本文讨论了用液态氩TPC探测器探测超新星中微子混合角\th 13和质量等级类型的可能性。此外，描述的超新星中微子发射的一组五个参数（平均能量的不同的中微子口味，它们的相对光度和总的超新星结合能），我们定量研究如何有可能约束这些参数。液态氩TPC的一个特征是可接近四个独立的检测通道（（1）电子的弹性散射，（2）带电中微子和（3）反中微子和（4）氩核上的中性电流），它们对电子中微子、反电子中微子和其他中微子味（μ子和τ（反）中微子）具有不同的灵敏度。这允许过度约束五颗超新星和味道混合参数，并在一定程度上从超新星物理学中解开中微子。
2004-04-19 hep-ph
Neutrinos from Supernovae
本文综述了味振荡对超新星核塌缩后爆发释放中微子的影响。在某些情况下，与无振荡的情况相比，事件的数量有很大的增加。还讨论了与超新星中微子有关的各种其他特征。
2002-12-21 hep-ph
Detecting supernovae neutrino with Earth matter effect
研究了超新星中微子振荡中的地球物质效应。我们发现，探测地球物质效应给出了超新星中微子谱的独立测量，即超新星中微子谱的味道差异。研究了末级电子或正电子的能量分辨率和角分辨率对探测地球物质效应信号的影响。我们发现，在分析中改变能量箱的宽度可以改变地球物质效应的信号强度和统计起伏。合理选择能量仓既能抑制统计起伏，又能使信号强度相对于统计起伏有较好的反映。因此，优选具有良好能量分辨率和良好角分辨率的中微子探测器，使得在分析超新星中微子事件时有更大的自由度来改变能量仓和优化地球物质效应的信号。
2017-01-13 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Technique for Direct eV-Scale Measurements of the Mu and Tau Neutrino Masses Using Supernova Neutrinos
在核心坍缩的超新星中，早期的黑洞形成会突然截断中微子流。锐截止可以用来进行与模型无关的中微子飞行时间质量测试。假设中微子光度为$10^{52}$ erg/s/味截止和10 kpc的距离，SuperKamiokande可以检测到电子中微子质量小到1.8 eV，和建议OMNIS检测器可以检测μ和τ中微子质量小到6 eV。这封{ \it Letter}介绍了第一种对eV级μ和τ中微子质量具有直接灵敏度的技术。
2000-06-01 astro-ph gr-qc hep-ex
Detection of Supernova Neutrinos
核心坍缩超新星的中微子爆发不仅可以提供关于恒星爆炸机制和原中子星冷却机制的信息，而且还可以提供关于中微子的内在性质如味振荡的信息。一个重要的问题是了解在观测单个超新星时，超新星和中微子物理学能在多大程度上解耦。本文描述了目前和未来大型地下中微子探测器的能力，以产生有关未来银河系超新星的时间和味道相关的中微子信号的信息。来自过去宇宙超新星的中微子也是可观测的，它们的探测将提高我们对核心坍缩率和平均中微子发射的认识。不同的实验技术之间的比较。
2016-05-07 astro-ph.HE astro-ph.IM hep-ex
Acquire information about neutrino parameters by detecting supernova neutrinos
我们考虑了超新星激波效应、Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein（MSW）效应、集体效应和地球物质效应对地球上II型超新星中微子探测的影响。结果表明，超新星中微子事件数与中微子质量等级、中微子混合角$θ_{13}$和中微子质量有关。因此，我们提出了可能的方法来确定质量等级，并获得有关$θ_{13}$和中微子质量的信息，通过检测超新星中微子。我们将这些方法应用到当前的一些中微子实验中。
2010-06-06 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Supernova Neutrinos and the LSND Evidence for Neutrino Oscillations
对超新星爆发的$\barν_e$能谱的观测可以提供对中微子振荡的约束。我们推导出了各种3-和4-中微子混合方案和质量等级的超新星反中微子绝热振荡公式，这些公式与$\barν_μ\to \barν_e$振荡的LSND证据一致。最后，我们探讨了这些模型和超新星SN 1987 A $\barν_e$的LSND由神冈-2和IMB-3探测器观察到的约束。
2002-05-14 hep-ph
