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
Cosmological implications of a Relic Neutrino Asymmetry
我们考虑中微子形式的宇宙轻子不对称性的存在的一些后果。遗迹中微子简并增强了大质量中微子对宇宙当前能量密度的贡献，并改变了辐射和物质的功率谱。通过与现有的宇宙微波背景各向异性和大尺度结构的观测结果的比较，导出了在具有宇宙学常数的平坦宇宙中中微子简并度和谱指数的一些限制条件.
1999-09-09 astro-ph hep-ph
Neutrino Coannihilation on Dark-Matter Relics?
高能中微子可能与残余背景中微子发生共振，形成短寿命的中微子。在某些情况下，导致最轻的超对称粒子的衰变链将产生很少的GeV伽马射线或带电粒子信号。虽然共振共湮灭在我们的银河系中会以可观的速率发生，但在任何可预见的探测器中，信号都小得不可观测。
2006-04-10 astro-ph hep-ph
Relic neutrino asymmetry evolution from first principles
本文利用双味活性-惰性中微子系统的精确量子动力学方程，系统地推导了残余中微子不对称性的近似演化方程。本文发展了一种物质影响的中微子振荡绝热近似的推广，它包含了碰撞引起的退相干。讨论了退相干和再布居函数的精确和近似表达式。第一次通过的多味部分非相干振荡的精确处理。
1999-08-04 astro-ph hep-ph
The Supernova Relic Neutrino Background
利用宇宙金属富集历史的观测，得到了过去所有II型超新星遗迹中微子背景的上限。我们表明，一个明确的检测这些遗迹中微子的超级神冈探测器是不可能的。我们还分析了萨德伯里中微子天文台的事例率（其中来自反nu_e + D --> n + n + e+的符合中子可能会增强背景抑制），得出了同样的结论。如果观测到的残余中微子通量超过了我们的上限，并且对金属富集历史的观测（z<1）没有相当大的误差，那么要么II型超新星速率不跟踪金属富集历史，要么某种机制可能是导致反nu_{mu,tau} -->反nu_e转变的原因。
2000-03-28 astro-ph hep-ph
Bounds on Relic Neutrino Masses in the Z-burst Model
来自遥远源的中微子在残余中微子的Z共振处湮灭可能是极能宇宙射线（EECR）的起源。如果"Z-爆发“是EECR事件的原因，那么我们表明AGASA合作组织没有观测到能量超过2 x 10^20 eV的宇宙线事件，这意味着残余中微子质量的下限约为0.3 eV。由于这个质量超过了从振荡物理学中推断的质量平方差，这个界限实际上适用于所有三个中微子质量。如果Z爆发是用来解释现有的EECR事件的话，再加上CMB各向异性与大尺度结构的比较所提供的上界，这个上界只留下了0.3 eV左右的中微子质量的小区间。
2004-04-29 astro-ph hep-ph
Constraints on the Star Formation Rate from Supernova Relic Neutrino Observations
讨论了超新星遗迹中微子观测对研究星系恒星形成率的意义。最近在超级神冈台（SK）获得的极限已经是微不足道的：我们推导出的SFR $ψ(t_0)<0.040M_{\odot}$ yr $^{-1}$ Mpc $^{-3}$（在90% CL）大约是根据射电观测估计的SFR的两倍，是H $α$的5倍，考虑到模型超新星中微子通量的不确定性。
2003-03-05 astro-ph hep-ph
Relic keV sterile neutrinos and reionization
一个质量为几千电子伏的无菌中微子可以解释宇宙学上的暗物质，也可以解释观测到的暗物质的速度。我们发现，这些残余的无菌中微子衰变产生的X射线可以促进分子氢的产生，这可以加速气体的冷却和早期恒星的形成，这反过来又会导致宇宙在足够高的红移下再电离，与WMAP的结果一致。
2006-03-02 astro-ph hep-ph
Highest-energy cosmic rays from Fermi-degenerate relic neutrinos consistent with Super-Kamiokande results
质量为0.07（+0.02/-0.04）eV的遗迹中微子，在与超级神冈数据一致的范围内，可以解释能量超过Greisen-Zatsepin-Kuzmin截止的宇宙射线。以这种方式产生的超高能宇宙射线的光谱具有一些独特的特征，可能有助于确定它们的起源。我们的机制并不需要，但符合中微子密度高到足以成为一种新的热暗物质。
1999-05-17 astro-ph hep-ph
Unstable superheavy relic particles as a source of neutrinos responsible for the ultrahigh-energy cosmic rays
超重残留粒子的衰变可能会产生极高能的中微子。它们在残余中微子上的湮灭可能是能量超过Greisen-Zatsepin-Kuzmin截止的宇宙射线的起源。红移的作用就像一个宇宙学滤波器，选择在某一特定值z_e处的源，此时中微子能量接近湮灭截面的Z极。我们预言超高能宇宙射线与星系晕没有方向相关性。同时，数据中可以存在一些方向相关，反映了物质在红移z=z_e处的分布。这两个特征在现有数据中都很明显。我们的方案与Super-Kamiokande报告的中微子质量一致，并且不需要轻子不对称性或背景中微子的聚集。
2000-02-17 astro-ph hep-ph
Late-time Entropy Production from Scalar Decay and Relic Neutrino Temperature
中微子退耦后低温时期标量衰变产生的熵将改变残余中微子温度与CMB温度的比值，从而改变中微子有效种类数N_eff的值。这种标量衰变与热膨胀后的再加热有关，热膨胀被认为是为了稀释大质量粒子，如超对称理论和弦论中的模子和引力子。这种熵产生对残余中微子温度比的影响是用半解析的方法计算的，而最近从WMAP卫星和2dF星系数据中得到的这个比率的下限被用来设定标量衰变常数的下限为~ 1.5 x 10^-23 Gev，对应的再加热温度约为3.3 Mev。
2003-09-04 astro-ph hep-ph
Searching for Relic Neutralinos using Neutrino Telescopes
大面积中微子望远镜为寻找地球或太阳湮灭后遗留在星系晕中的中性子的间接信号提供了可能。在这里，我们调查的灵敏度，使用超引力方案的软标量质量项不受大统一尺度的普适性条件。我们首先讨论了在超对称参数空间的哪些区域中中性伴子可能被认为是冷暗物质的一个很好的候选者。发现使用中微子望远镜的搜索潜力进行比较，直接搜索遗迹neutralinos。
1996-03-19 astro-ph hep-ph
Neutrinos from the Annihilation or Decay of Superheavy Relic Dark Matter Particles
鉴于越来越多的证据表明，最高能量的宇宙射线主要是质子，而不是伽马射线，我们讨论的前景，这些宇宙射线产生的衰变或湮灭的超重遗迹粒子。我们计算了由此产生的高能中微子能谱，并将计算结果归一化到超高能宇宙线能谱。我们表明，大多数scenerios已经受到限制，目前的限制放置的AMANDA实验。
2002-04-09 astro-ph hep-ph
Relic neutrino asymmetries and big bang nucleosynthesis in a four neutrino model
普通中微子和惰性中微子之间的振荡可以在早期宇宙中产生大的中微子不对称性。这些不对称性可以通过改变核反应速率来显著影响大爆炸核合成（BBN）。我们在一个由中微子异常和暗物质问题激发的三个普通中微子和一个不育中微子组成的模型中研究了这一现象。我们计算如何轻子不对称性产生的温度下，他们对BBN的影响演变。原始氦生产的不对称性的影响被确定，导致BBN期间的中微子味的有效数量约为2.7或3.1取决于轻子不对称性的符号。
1998-08-24 astro-ph hep-ph
Effects of non-standard neutrino-electron interactions on relic neutrino decoupling
本文研究了在非标准中性流中微子-电子相互作用（NSI）条件下早期宇宙中中微子的退耦。我们首先讨论了一个半解析的方法来解决相关的动力学方程，然后提出了完全数值和动量依赖的计算结果，包括味中微子振荡。我们提出了我们的结果在两个方面的有效中微子物种数（N_eff）和大爆炸核合成过程中产生的He-4的丰度的影响。我们发现，在目前的实验室数据允许的范围内的NSI参数，非标准的中微子-电子相互作用并没有从根本上修改遗迹中微子的密度，也没有从宇宙学观测的中微子属性的界限，如它们的质量。尽管如此，中微子-电子NSI的存在可能会增强从电子-正电子对到中微子而不是光子的熵转移，直到N_eff=3.12。这几乎是对标准弱相互作用出现的N_eff=3的修正的三倍。
2006-09-01 astro-ph hep-ph
Relic density of neutrinos with primordial asymmetries
我们研究味振荡在早期宇宙中，假设原始中微子反中微子不对称性。包括碰撞和对过程中的动力学方程，我们不仅估计的味道平衡的程度，但也是第一次中微子和周围的等离子体之间的动力学平衡。通常情况下，核-反连续不对称性的限制性BBN约束确实适用于先前文献中所声称的所有类型，但微调的初始不对称性总是允许大量幸存的中微子过量辐射，这可能会出现在精确的宇宙学数据中。
2009-06-04 astro-ph hep-ph
Non equilibrium spectra of degenerate relic neutrinos
我们计算宇宙中微子的精确动力学演化，直到完全去耦的情况下，当一个大的中微子不对称性存在。虽然没有被目前的观测排除，但这种大的不对称性可能具有相关的宇宙学后果，特别是可能有助于协调原始核合成与高重子密度，正如最近对宇宙微波背景辐射的观测所表明的那样。通过数值求解中微子分布函数的Boltzmann动力学方程，我们发现了平衡谱的动量相关修正，并简要讨论了它们的唯象意义。
2000-09-18 astro-ph hep-ph
Signature of relic heavy stable neutrinos in underground experiments
研究第四代重中微子在宇宙中的残余密度，并通过地下实验排除中微子质量范围，发现与DAMA实验信号相容的可能质量窗口。
1998-10-03 astro-ph hep-ph
Relic neutrino decoupling including flavour oscillations
在早期宇宙中，当电子-正电子对湮灭时，中微子会发生轻微耦合，并将它们的熵转移给光子。这一过程产生了中微子光谱的非热畸变，这种畸变取决于中微子的味道，nu_e的畸变比nu_mu或nu_tau的大。通过求解中微子谱的动量相关动力学方程，研究了三中微子味振荡对中微子退耦过程的影响。我们发现，振荡并没有从本质上改变中微子能量密度的总变化，以中微子的有效数计算，N_eff=3.046，而对原始4 He的产生的微小影响增加了O（20%），高达2.1 x 10^{-4}。这些结果是稳定的中微子混合参数目前有利的区域内。
2005-06-16 astro-ph hep-ph
Diagnostic Potential of Cosmic-Neutrino Absorption Spectroscopy
极高能宇宙中微子在残余中微子背景上的湮灭可以产生吸收线，其能量对应于电弱规范玻色子$Z^{0}$的形成。吸收凹陷的位置由残余中微子的质量决定。因此，适当强度的极高能（$10^{21}$ - $10^{25}$ -eV）宇宙中微子源可能使确定中微子的绝对质量和质量本征态的味道组成成为可能。然而，除了中微子的质量和成分之外，还有几个因素会扭曲吸收线。我们分析了残余中微子密度随时间演化的影响和中微子衰变的后果。我们考虑的灵敏度的线形的年龄和极高能量的中微子源的特性，以及宇宙的热历史，反映在膨胀率。我们考虑费米运动所产生的残余中微子气体的热分布。我们还注意到狄拉克与马约拉纳遗迹的影响，并简要考虑非常规中微子的历史。我们问什么样的外部信息将提高宇宙中微子吸收光谱的潜力，并估计使该技术成为现实所需的灵敏度。
2004-12-08 astro-ph hep-ph
Supernova Relic Electron Neutrinos and anti-Neutrinos in future Large-scale Observatories
本文研究了正在研究中的MEMPHYS（UNO，Hyper-K）、LENA和GLACIER等未来大型天文台的超新星遗迹中微子信号。本文讨论了利用质子散射和利用氧、碳、氩等原子核散射观测超新星遗迹电子反中微子和中微子的互补信息。在确定残余中微子通量时，我们还首次考虑了中微子磁矩与核心坍缩超新星内部磁场的耦合。我们提出的数值结果的遗迹电子中微子和反中微子通量和事件的数量上的电子中微子的碳，氧和氩，以及电子反中微子的质子，各种振荡的情况。超新星遗迹中微子的观测可能为我们提供关于核心坍缩超新星爆炸、恒星形成历史和中微子性质的独特信息，这些信息仍然是未知的。
2007-11-20 astro-ph hep-ex hep-ph
Can high energy neutrino annihilation on relic neutrinos generate the observed highest energy cosmic-rays?
聚集在星系晕或附近星系团晕中的大爆炸遗留的质量为$\sim 1$ eV的中微子上的高能$\sim 10^{21}$ eV中微子的湮灭被认为是通过强子Z衰变产生高能核子和光子的原因，这可能解释了探测到的大于10^{20}eV的宇宙射线的通量。我们发现，由这一过程产生的高能核子和光子的通量主要是在均匀的、非团簇的中微子背景上湮灭的，并且为了解释探测到的>10 ^{20}eV粒子的通量，10 ^{21}eV中微子的能量产生率需要>10^{48} erg/Mpc^3 yr。这个能量产生率，相当于宇宙的总光度，比解释大于10^{19}eV宇宙射线通量所需的高能核子产生率大4个数量级。因此，为了使中微子湮灭对探测到的大于10^{20}eV的宇宙射线的通量有显著贡献，就必须提出一种新的高能中微子源的存在，这种高能中微子源可能与大于10^{19}eV的宇宙射线源无关。
1998-04-02 astro-ph hep-ph
Massive relic neutrinos in the galactic halo and the knee in the cosmic ray spectrum
尽管许多人努力寻找合理的解释，但宇宙射线光谱中能量约为10**15.5 eV的“膝盖”的起源仍然是个谜。在这封信中，我们认为“膝盖”可能是由于宇宙射线与星系晕中的大质量中微子相互作用产生的类似GZK的效应。简单的运动学将“膝盖”的位置与中微子的质量联系起来，虽然所需的相互作用截面大于标准模型预测的截面，但它可以通过一个小的中微子磁偶极矩来容纳。从现有的实验数据的分析得到的中微子参数的值与目前的实验室界限是兼容的。
2001-12-07 astro-ph hep-ph
The Relic Neutrino Backround from the First Stars
我们考虑的遗迹中微子背景产生的人口III星加上正常模式的恒星形成在较低的红移。计算是在层次结构形成的框架下进行的，并基于宇宙恒星形成的历史，约束再现观测到的恒星形成率在红移z \la 6，阻尼莱曼α吸收体和星系际介质中观测到的化学丰度，并允许宇宙在z ~ 10-20的早期再电离。我们认为这两个爆发和非爆发模型的人口III恒星形成。我们发现，虽然星族III星的高红移爆发确实导致了相当可观的能量较低（E_ν \approx 1 MeV）的中微子流，但可观测到的中微子流主要是由正常的恒星形成模式决定的.我们还发现，预测的通量在SuperK极限的目前水平。因此，超新星遗迹中微子背景对化学演化和/或超新星动力学模型有直接影响。
2006-03-09 astro-ph hep-ph
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。
1999-06-28 astro-ph hep-ph
Possible detection of relic neutrinos and their mass
近年来，最高能量的宇宙射线中有很大一部分可能是Z玻色子的衰变产物，而Z玻色子是由高能宇宙中微子与宇宙学遗迹中微子共振湮灭而产生的。如果我们认真对待这种所谓的Z-爆发的情况，我们可以通过比较预测的Z-爆发光谱和观测到的宇宙射线光谱来推断最重的遗迹中微子的质量以及必要的高能宇宙中微子通量。
2001-11-09 astro-ph hep-ex hep-ph
Relic Neutrinos and Z-Resonance Mechanism for Highest-Energy Cosmic Rays
最高能量的宇宙射线的起源仍然难以捉摸。超重粒子（X）衰变为超高能中微子并与残余（反）中微子在Z共振下发生散射具有吸引人的特点。假设X的质量为$10^{14\sim15}$ GeV，则所需的寿命$10^{15\sim16}$ y使模型的建立成为一个严峻的挑战，但我们考虑了三种逻辑上的可能性：（i）X是SU（15）中的Higgs标量，属于高阶表示，导致{ \it幂}增强的寿命;（ii）整体X量子数具有{ \it指数}抑制的瞬子破缺;和（iii）与额外的空间维度（S）本地化的X在现实世界膜导致{ \it高斯}衰减抑制，最有效的抑制机制考虑。
2000-03-01 astro-ph hep-ph
Decaying neutrinos and implications from the supernova relic neutrino observation
我们建议超新星遗迹中微子（SRN）的观测可以用来设置中微子衰变模型的约束。由于宇宙学超新星到地球的距离尺度很长，SRN有可能提供比目前太阳中微子观测更强的极限。由于目前可用的数据只是在$E_{\barν_e}>19.3$ MeV上积分的通量的上限，我们可以设置约束的衰变模型是相当有限的;它们必须满足特定的条件，例如子中微子是活跃的物种，中微子质谱是准简并的，中微子质量等级是正常的。我们的数值计算清楚地表明，中微子衰变模型与$(τ_2/m,τ_3/m)\alt (10^{10},10^{10})$ [s/eV]，其中$τ_i$代表的质量本征态$\barν_i$的寿命，似乎给出的SRN流量是大于目前的上限。然而，由于理论SRN预测包含了许多关于宇宙中的超新星速率或超新星爆炸模拟的不确定性，我们不能得出结论，存在中微子寿命的排除参数区域。在不久的将来，进一步降低上限实际上是预期的，它将提供更严格的中微子衰变模型的约束。
2003-08-07 astro-ph hep-ph
Relic neutrino masses and the highest energy cosmic rays
我们考虑了大部分高能宇宙射线是高能宇宙中微子与宇宙学遗迹中微子散射产生的Z玻色子衰变产物的可能性。我们将观测到的高能宇宙线谱与上述Z-爆发情景中的预测谱进行了比较，并通过极大似然分析确定了最重遗迹中微子的必要质量以及必需的高能宇宙中微子通量。我们表明，以这种方式获得的中微子质量的值是相当强大的变化，目前未知的数量，如中微子集群的数量，普遍的无线电背景，和河外磁场，在其预期的不确定性。更强有力的系统论产生于对来自未解决的天体物理学来源的普通宇宙射线的漫射背景的不同可能假设。在这些普通宇宙射线是起源于河外的质子的最合理的情况下，人们在68%的置信水平下得出所需的中微子质量在0. 08 eV -1. 3 eV范围内。如果假设有一个特定的宇宙射电背景，这个范围会大大缩小，例如，对于一个大的背景，这个范围会缩小到0.08 eV - 0.40 eV。在不久的将来，AMANDA、RICE和皮埃尔·俄歇天文台应该会探测到共振能量附近所需的高能宇宙中微子通量，否则Z爆发的可能性将被排除。
2002-03-20 astro-ph hep-ph
Capturing Relic Neutrinos with beta-decaying nuclei
我们总结了一种新的方法，已被提出用于直接检测低能中微子背景，如宇宙学遗迹中微子，利用中微子/反中微子捕获的原子核自发进行β衰变。
2007-11-12 astro-ph
Current cosmological bounds on neutrino masses and relativistic relics
我们结合最近的观测大尺度结构（2dF和SDSS星系巡天）和宇宙微波各向异性（WMAP和ACBAR），把约束的大质量中微子和无质量的相对论遗迹的数量都是任意的平坦宇宙学模型。我们讨论了每个数据集和各种先验对边界的影响。对于三个热化中微子的标准情形，我们发现中微子总质量和m_nu < 1.0（分别为1.0和1.0）有一个上界。0.6)eV（2 σ），仅使用CMB和LSS数据（分别为包括超新星数据和HST关键项目的先验），这是一个对三种物质之间总质量分裂相当不敏感的界限。当中微子或相对论性残余物的总数N_eff保持自由时，总和m_nu的上限（在2sigma，包括所有先验）范围从1.0到1.5 eV，取决于质量分裂。我们提供了一个解释的参数简并，允许更大的值的质量时，N_eff增加。最后，我们表明，在原始引力波的存在下，总中微子质量的限制并没有显着修改，因为目前的数据提供了一个明确的区别相应的效果。
2004-02-05 astro-ph hep-ph
Effects of Neutrino Oscillation on the Supernova Relic Neutrino Background
我们调查在何种程度上的振荡或转换的中微子增强超新星遗迹中微子背景（SRN）在超级神冈探测器（SK）的预期事件率。SRN \bar ν_e与类ν_μ中微子几乎完全交换，其交换是通过MSW振荡进行的，其质量等级为Δm^2 ~ 10^{-8}--10^5 [eV^2]，或通过Majorana中微子的磁矩进行的，其质量等级为μ_v>~ 10^{-12} μ_B，Δm^2 ~ 10^{-4}--10^0 [eV^2].在SRN通量的标准计算中，如果所有\bar ν_e都与类ν_μ中微子交换，则在15- 40 MeV可观测能量范围内，SRN \bar ν_e在SK处的事件率可从1.2 yr^{-1}提高到2.4 yr^{-1}。增强是突出的，特别是在高能量范围（\gtilde 25 MeV）。在天体物理学的乐观计算中，事件发生率高达9.4年^{-1}。由于考虑到各种天体物理学的不确定性，SRN无振荡事件的理论上限约为5年^{-1}，如果在SK中观测到一年中超过5次事件以及明显更硬的谱，我们可能不得不求助于中微子振荡。
1996-09-04 astro-ph hep-ph
Robust Signatures of the Relic Neutrinos in CMB
当形成宇宙微波背景（CMB）声学峰值的扰动重新进入视界并与所有物质发生引力相互作用时，中微子大概占宇宙能量的41%。宇宙微波背景实验已经达到了探测这种残余中微子背景的能力。我审查中微子的影响，在宇宙微波背景的声学振荡的发病。讨论解决了基本的物理，稳健性或退化的中微子印记与自由宇宙学参数的变化，和非极小模型的看不见的辐射部门与CMB各向异性和极化的可检测的签名。
2004-11-10 astro-ph gr-qc hep-ph
Mini Z' Burst from Relic Supernova Neutrinos and Late Neutrino Masses
在中微子是轻的模型中，由于对称性破缺的尺度较低，一般会出现额外的轻玻色子。我们发现，扩散的遗迹超新星中微子（RSN）和宇宙背景中微子之间的相互作用，通过这些光标量的交换，可以导致超新星（SN）中微子流量的急剧变化。通过当前或未来的实验测量这种效应，可以为小尺度模式提供一个壮观的直接证据。我们演示了SN1987A中微子的观测如何限制上述模型的对称性破缺标度。我们还讨论了当前和未来的实验如何证实或进一步约束上述模型，无论是通过检测扩散RSN通过的"累积共振“，还是通过对附近< O（Mpc）SN爆发的中微子通量的大抑制。
2006-11-27 astro-ph hep-ex hep-ph
Gravitational clustering of relic neutrinos and implications for their detection
我们在平坦的$Λ$冷暗物质（CDM）模型中，利用数值模拟和半解析线性技术研究了大爆炸遗迹中微子在现有冷暗物质（CDM）和重子结构上的引力聚簇，目的是为了理解中微子的聚簇性质，以便直接探测。在一个比较分析中，我们发现，线性技术系统地低估了大量的CDM晕和中微子质量的集群。这就否定了早先关于该技术适用性的主张。然后，我们计算在我们的邻居在地球上的遗迹中微子的精确相空间分布，并估计大规模的中微子密度对比内的本地Greisen-Zatsepin-Kuzmin区。有了这些发现，我们讨论了引力中微子集群的影响，散射为基础的检测方法，范围从通量检测通过卡文迪什型扭秤，目标检测使用加速器光束和宇宙射线。对于发射光谱通过共振湮灭的非常有活力的宇宙中微子的遗迹中微子的背景下，我们给出了新的估计预期的增强事件率的方向的室女星系团。
2004-11-24 astro-ph hep-ex hep-ph
Effect of Relic Neutrino on Neutrino Pair Emission from Metastable Atoms
本文讨论了利用最近提出的亚稳原子光子辐照中微子对发射过程测量宇宙中微子温度$\sim 1.9 K$和其它重要物理量如化学势$μ$和退耦温度$T_d$的可能性。在最轻的中微子对（质量为$2m_1$）的阈值处，残余中微子的泡利阻塞效应使速率降低了一个很大的因子$\approx (1 + m_1/T_d)/4$。在质量阈值附近对$μ$的线性序进行修正可以改善对轻子不对称性的约束。
2007-03-02 astro-ph hep-ex hep-ph
Thermal effects on the absorption of ultra-high energy neutrinos by the cosmic neutrino background
利用有限温度场论的形式，研究了超高能宇宙中微子与遗迹中微子背景的相互作用，得到了超高能宇宙中微子透射几率的一般表达式.这种方法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的背景下，有利于中微子质量计划的吸收骤降，以及在集群遗迹中微子的情况下。
2005-11-25 astro-ph hep-ph
Cosmic Ray Neutrino Annihilation on Relic Neutrinos Revisited: A Mechanism for Generating Air Showers above the Greisen-Zatsepin-Kuzmin Cut-off
如果中微子是宇宙物质密度的重要贡献者，那么它们应该具有$\sim$ eV的质量，并聚集在星系（超级）团晕中，也可能聚集在星系晕中。在20世纪80年代早期，人们注意到，能量在$δE/E_R=Γ_Z/M_Z \sim 3%$内的宇宙射线中微子的峰值能量$E_R=4 (eV/m_ν)\times 10^{21}$ eV将在非相对论性残余反中微子上湮灭（反之亦然），产生Z玻色子，其共振截面为${\cal O}(G_F)\sim 10^{-32}{cm}^2$。共振中微子湮灭的结果是70%的时间是强子Z爆发，平均包含30个光子和2.7个核子，其能量接近或高于GZK截止能量$5\times 10^{19}$ eV。这些在我们的超星系晕内产生的光子和核子可以很容易地传播到地球并引发超级GZK空气淋浴。在这里，我们表明，每个中微子的味道在其共振能量内湮灭我们的超星系团的晕的概率可能是在1%的数量级，与确切的值取决于未知方面的中微子混合和遗迹中微子集群。在一个热的大爆炸宇宙中，在地球50 Mpc半径（大约是核子传播距离）内湮灭的概率的绝对下限是0.036%。根据Z衰变的碎裂数据，我们估计核子的能量比光子高出$\sim 10$倍。几个测试的假设表明。
1998-12-23 astro-ph hep-ph
Probing Neutrino Dark Energy with Extremely High-Energy Cosmic Neutrinos
最近，一种新的由光标量场介导的非标准模型中微子相互作用被提出，这使得宇宙中微子背景中的大爆炸残余中微子成为自然的暗能量候选者，即所谓的中微子暗能量。作为这种相互作用的进一步结果，中微子质量成为中微子能量密度的函数，因此被提升为动力学的、依赖于时间/红移的量。这种可能的中微子质量变化将红移依赖性引入到与极高能量宇宙中微子在残余反中微子上湮灭相关的共振能量中，反之亦然。一般来说，这一湮灭过程预计会导致在地球上运行于10^13 GeV以上相关能量区域的中微子观测站观测到的光谱中出现相当大的吸收骤降。在我们的分析中，我们对比了恒定和变化的中微子质量产生的特征吸收特性，包括由遗迹中微子运动引起的所有热背景效应。我们首先考虑中微子的天体物理来源，其次中微子的拓扑缺陷的分解使用适当的碎裂功能。一方面，与中微子质量的性质无关，我们的结果说明了利用遗迹中微子吸收谱发现宇宙中微子背景的潜力。另一方面，他们允许估计在未来十年内由中微子天文台ANITA和LOFAR测试其作为中微子暗能量来源的可能解释的前景。
2006-06-13 astro-ph hep-ph
Relic Neutrino Absorption Spectroscopy
极高能量的宇宙中微子在大爆炸遗迹反中微子上的共振湮灭（反之亦然）成为Z玻色子，导致在地球上观察到的中微子通量的相当大的吸收下降。这些凹陷的高能边缘通过共振能量被中微子质量单独固定。它们的深度取决于宇宙中微子背景密度、决定宇宙膨胀速率的宇宙学参数以及宇宙中微子源的大红移历史。我们调查的可能性，确定在未来十年内的宇宙中微子背景的存在，从测量这些吸收下降的中微子通量。作为一个副产品，我们研究的前景，推断绝对中微子质量标度。我们发现，随着目前计划中的中微子探测器（ANITA，俄歇，EUSO，OWL，RICE和SalSA）在10^{21} eV以上的相关能量范围内工作，残余中微子吸收光谱成为一个现实的可能性。然而，它需要存在极其强大的中微子源，这些中微子源应该对核子和高能光子不透明，以避开目前的限制。此外，中微子质谱必须是准简并的，以优化倾角，这意味着对于最轻的中微子，m_{nu} >~ 0.1 eV。有了第二代中微子探测器，这些苛刻的要求可以大大放宽。
2004-01-26 astro-ph hep-ex hep-ph
Ultra High Energy Neutrino-Relic Neutrino Interactions In Dark Halos to Solve Infrared-Tev And GZK Cut-Off
超高能中微子在暗银河系或本星系群中与残留轻中微子的散射导致Z和WW，ZZ簇射：簇射的核子成分可以克服GZK截止，而TeV到EeV能量的电磁尾可以以自然的方式解决EeV截止。不同的伽玛TeV难题可能会找到一个解决方案，在这种情况下：新的预测UHECR光谱在未来的数据。
2001-07-11 astro-ph
Three-generation flavor transitions and decays of supernova relic neutrinos
如果中微子有质量，它们也可以衰变。宇宙学意义上的衰变寿命原则上可以通过探测所有过去的超新星产生的红移、扩散的中微子通量--所谓的超新星遗迹中微子（SRN）通量来探测。在这项工作中，我们解决了SRN动力学方程的一般情况下，三代味过渡，其次是不可见的（无辐射）两体衰变。然后，我们使用一般的解决方案来计算可观测的SRN光谱在一些代表性的衰变方案。结果表明，在衰变存在的情况下，SRN事件率基本上可以跨越整个范围低于目前的实验上限-一个范围，未来的实验项目可以访问。辐射SRN衰变也简要讨论。
2004-01-28 astro-ph hep-ex hep-ph
Neutrinoless Universe
我们考虑了如果允许额外的中微子相互作用，例如，中微子与轻玻色子（与$m_ν$相比）的耦合。对于不被其他考虑排除的大范围耦合，残余中微子将在后期湮灭为玻色子，因此对今天的物质密度的贡献可以忽略不计。这种机制避开了由大尺度结构引起的中微子质量限制。
2004-08-31 astro-ph hep-ph
On the Heavy Relic Neutrino - Galactic Gamma Halo Connection
用第四代遗留重中微子N及其在星系晕中湮灭的晕模型可以解释最近关于星系面周围扩散γ辐射的证据。我们考虑中微子质量在窄范围（$M_Z/2 < m_N < M_Z$）和两个主要的过程作为γ射线源。第一个是红外和光学银河光子上的超相对论电子对的ICS，第二个是由于$π^0$衰变产生的即时伽马，导致与EGRET探测相当的伽马通量（$10^{-7} - 10^{-6} /(cm^2 s sr)$）。我们的预测也与中微子质量$45 GeV < m_N < 60 GeV$的窄窗口兼容，需要解释最近的地下DAMA阳性信号。
1999-02-23 astro-ph cond-mat hep-ph
Search for Relic Neutrinos and Supernova Bursts
我们描述了目前的情况下，有关的方法来寻找遗迹中微子从大爆炸和所有过去的超新星（SN）。大爆炸中微子最有希望的方法是通过超高能（UHE）中微子的相互作用。对于超新星中微子，Super Kamiokande和ICARUS型探测器对于研究nubar_{e}和nu_{e}通量都很重要。我们还讨论了一个专门的超新星爆发天文台（OMNIS）正在计划在世界上的三个网站。我们还描述了可能的分析超新星II型（SNII）中微子，包括味道混合，可能会在未来进行。
2000-01-14 astro-ph
How to detect the cosmic neutrino background?
对大爆炸遗留中微子的测量将为早期宇宙打开一扇新的窗户。本文综述了探测这种宇宙中微子背景的各种可能性，并证实了这一论断--除了从宇宙学和大尺度结构形成中获得的相当间接的证据外--高能宇宙中微子与残余反中微子的湮灭（或反之亦然）是一个对残余中微子敏感的独特过程，如果在E^ res_{nu_i} = M_Z^2/（2 m_{nu_i}）= 4 × 10^{22} eV（0.1 eV/ m_{nu_i}）处存在足够的通量。在即将到来的中微子和空气簇射探测器中，可能会发现在高能宇宙中微子谱中的相关吸收凹陷。相关的质子和光子可能已经以高于Greisen-Zatsepin-Kuzmin截止的宇宙射线事件的形式被看到。
2003-01-20 astro-ph hep-ph
Cosmic Neutrinos
我回顾了中微子在电弱理论中的地位，并总结了我们对中微子质量和味道变化的了解。接下来，我将回顾遗留中微子的基本特征，并探讨中微子对宇宙暗物质的贡献。然后，我讨论了超高能中微子的标准模型相互作用，注意中微子振荡的后果，并说明了中微子观测站感兴趣的几个主题。最后，我简短地评论了通过超高能中微子在$Z$共振处的湮灭来探测残余中微子的遥远可能性。
2008-02-08 astro-ph hep-ph
Neutrinos from the Big Bang
标准的大爆炸宇宙学预言了一种尚未被发现的残余中微子背景的存在，类似于在宇宙微波背景中观察到的光子。如果中微子有质量，那么这种残余中微子就是宇宙中暗物质的天然候选者，而且确实是第一个被提出来充当这一角色的粒子。然而，这种可能性越来越受到宇宙学考虑的限制，特别是大尺度结构的形成，因此对中微子质量产生了严格的限制，这还有待实验室实验来匹配。另一个遗留中微子的探测器是原始核合成，它对中微子类型的数量（包括可能的不育种类）以及任何轻子不对称性都很敏感。将这些论点与中微子混合角很大的实验发现结合起来，排除了大的不对称性的可能性，并且不利于新的中微子。
2003-02-25 astro-ph hep-ph
Effects of new long-range interaction: Recombination of relic Heavy neutrinos and antineutrinos
如果稳定的第四代重中微子具有类似库仑的相互作用，那么重中微子和反中微子对的复合将在它们的宇宙学演化中发挥重要作用，并导致可观测的结果。特别地，这种新的相互作用在中微子-反中微子对湮灭中的作用可以解释EGRET观测到的$γ$ -通量。
2005-04-27 astro-ph
Relic Neutrinos, Z-Bursts, and Cosmic Rays above 10^{20} eV
在$\sim 5\times 10^{19}$ eV的Greisen-Kuzmin-Zatsepin（GZK）截止值以上观测宇宙射线事件挑战了传统的模型。我们讨论了一个可能的解决方案，它使用标准的热大爆炸宇宙学和标准模型（SM）粒子物理增强只有$\lsim $ eV中微子质量建议太阳，大气和地球中微子探测。在这个方案中，来自遥远、最高能量来源的宇宙线中微子在残余中微子背景上共振湮灭，产生Z玻色子。高度增强的（$γ_Z\sim 10^{11}$）Z立即衰变，产生强子和光子高度准直喷流的“Z-爆发”。爆发的内容包括，平均而言，20个光子和两个核子与超GZK能量。我们发现，每个中微子的能量在共振值$E_R=4(eV/m_ν)\times 10^{21}$ eV的一部分$Γ_Z/M_Z$内的概率湮灭在我们的银河系超星系团的晕内可能是在1%的数量级。根据宇宙中微子通量在10^{20} eV以上的大小，这种“局部”初级产生率可能足够高，足以产生在GZK截止值以上观测到的宇宙射线事件。本文提出了几种检验超GZK事件产生的Z爆发假说的方法，包括：（i）在E_R处新的截止能量;（ii）在谱的上端附近的原色有大的$γ/p$比;（iii）事件的定向配对，并指向它们的宇宙源;以及（iv）在GZK截止能量以上的中微子通量，其可能在提议的$\gsim 10^{11}$ ton宇宙射线探测器中直接测量。
1999-10-13 astro-ph hep-ph
Unstable Relics as a Source of Galactic Positrons
我们计算的流量511千电子伏的光子从银河系隆起所造成的正电子衰变的遗迹粒子质量小于100兆电子伏。特别是，我们收紧了对不育中微子的质量混合角参数空间的一个大的域的约束，由此产生的光子通量将显着超过实验数据。与此同时，观测到的光子通量很容易由质量范围为1 MeV < m_sterile < 50 MeV的衰变无菌中微子引起，宇宙学丰度通常在10^{-9} < Omega_sterile < 10^{-5}范围内，假设Omega_sterile完全来自早期宇宙中活性中微子的转换。其他衰变遗迹的候选者，如中性（伪）标量粒子耦合到具有引力强度的轻子，可以与光子通量兼容，并可以构成冷暗物质的主要成分。
2004-11-07 astro-ph hep-ph
The Supernova Relic Neutrino Backgrounds at KamLAND and Super-Kamiokande
我们计算了KamLAND和Super-Kamiokande（SK）探测器的超新星遗迹中微子（SRN）背景通量，其动机是SK背景的减少和恒星形成历史的新结果（例如，Sloan Digital Sky Survey（SDSS）我们对SK处通量的最佳估计略低于但非常接近当前SK上限。SK上限已经与SDSS数据所允许的恒星形成历史范围不一致。我们估计，SRN背景应检测（在1西格玛）在SK与约9年（包括现有的4年）的数据。虽然KamLAND是一个比SK小得多的探测器，但它的优点是几乎没有背景，而且对低能量超新星中微子很敏感。KamLAND可以用总共约5年的数据对SRN进行1-sigma检测。考虑到小的预期SRN事件率，我们还考虑在具有较低阈值和减少的背景的修改的SK检测器中检测SRN，其中检测时间相对于现有SK估计可以减少10倍。
2004-04-14 astro-ph hep-ph
Ultrahigh energy neutrino scattering onto relic light neutrinos in galactic halo as a possible source of highest energy extragalactic cosmic rays
轻质量的扩散残余中微子对数千EeV的超高能（UHE）中微子是透明的，这些中微子是由UHE质子在残余2.73K BBR辐射下光生π介子产生的，起源于宇宙距离的活动星系核。然而，这些UHE $ν$可能与那些聚集在HDM星系晕中的（主要是最重的$ν_{μ_r}$、$ν_{τ_r}$和各自的反中微子）相互作用。UHE光子或质子，其次是$νν_r$散射，可能是这种高能链式反应的最终观测特征，并可能是最高的河外宇宙射线（CR）事件的原因。链反应转换效率，分支和能量被认为是1991年10月CR事件在320 EeV的蝇眼探测器在犹他州观察。这些量似乎与塞弗特星系MCG 8-11-11的距离、方向和能量（在MeV伽马能量下观察到的）相一致。$νν_r$相互作用的概率是有利于至少三个数量级的直接$ν$散射到地球大气中。因此，它可能更好地解释了令人困惑的320 EeV事件的河外起源，同时提供了热暗星系晕的间接证据（即，$m_ν\sim$数十eV）中微子，可能是τ型中微子。
1998-12-30 astro-ph hep-ex hep-ph
A Relic Neutrino Detector
也许探测宇宙中微子最有希望的方法是测量宇宙中微子从宏观目标弹性散射所施加的机械力。对于质量为$\sim 10 eV$、局域密度为$\sim 10^7/ cm^3$的狄拉克中微子，预期的加速度为$\sim 10^{-23} cm/s^2$。提出了一种新型的扭秤设计。其解决了现有天平的灵敏度限制因素（例如地震和热噪声）以及角度读出分辨率和稳定性。
1999-02-06 astro-ph
