Successive Measurements of Cosmic-Ray Antiproton Spectrum in a Positive Phase of the Solar Cycle
1993年、1995年、1997年和1998年，用BESS连续测量了宇宙线反质子的能谱。在0.18至4.20 GeV的能量范围内，总共有848个反质子被清楚地识别出来。通过对不同太阳活动下反质子谱的连续测量，讨论了太阳调制效应和宇宙线反质子的起源。在此期间测得的反质子比率几乎相同，并考虑到电荷依赖太阳调制的预测是一致的。
2000-10-19 astro-ph
Fourier Spectrum Analysis of the New Solar Neutrino Capture Rate Data for the Homestake Experiment
本文提供了Homestake太阳中微子实验新的Ar-37产生率数据的傅立叶谱分析结果，并将其与早期数据的结果进行了比较，揭示了Homestake实验中Ar-37产生的谐波含量。
1996-12-07 astro-ph
Solar Energetic Particle Spectrum on 13 December 2006 Determined by IceTop
2006年12月13日，南极冰顶空气簇射阵列探测到一个重大的太阳粒子事件。通过数值模拟的冰顶坦克，这是厚切伦科夫探测器部署在高海拔的多个阈值，没有地磁截止的响应，我们确定的粒子能谱的能量范围为0.6至7.6 GeV。这是第一次这样的光谱测量使用一个单一的仪器与明确的观察方向。我们比较冰顶光谱和它的时间演变与以前公布的结果和大纲计划，以提高未来的太阳粒子光谱的分辨率。
2008-10-11 astro-ph
Power Spectrum Sensitivity and the Design of Epoch of Reionization Observatories
观测再电离期（EOR）的最新理论发展集中在红移21 cm发射的功率谱特征上。这些研究已经证明了统计EOR观测的巨大潜力，然而，拟议的低频无线电阵列的灵敏度计算一直高度近似。为宇宙微波背景的干涉测量开发的形式主义可以扩展到三维，以自然地将EOR信号中固有的视线信息结合起来。在本文中，我们演示了如何准确地计算EOR功率谱灵敏度的阵列，并开发的缩放关系，可用于指导EOR观测台的设计。天线分布，天线尺寸和相关器的EOR灵敏度的要求的影响进行了详细说明。
2004-06-29 astro-ph
Evidences of high energy protons with energies beyond 0.4 GeV in the solar particle spectrum as responsible for the cosmic rays solar diurnal anisotropy
本文根据两台海平面定向μ子望远镜观测资料，用$E_μ\geq 0.2 GeV$分析了宇宙线μ子的日变化，对宇宙质子谱的响应具有0.4GV以上的刚性。分析涵盖了两个月的观测，在60%的天，低到高的μ介子强度和反之亦然之间的突然转变观察，高μ介子强度的周期是从$\sim 8.0h$到$\sim 19.0h$（当地时间），并符合行星际磁场（IMF）线超过地球的时期。这种行为强烈地表明，高μ介子强度是由于太阳质子（离子）对银河系宇宙射线产生的μ介子强度的贡献，这是低μ介子强度的原因。这意味着太阳粒子谱的能量超过了1 GeV。结果表明，这一图象可以解释太阳日变的起源，并且比银河宇宙线与IMF线共转的假设更为准确，特别是在高刚性区。所得结果与其他文献报道的数据一致。文中还介绍了我们的μ子望远镜灵敏度的一些方面。
2007-06-26 astro-ph
Peaks and Troughs in Helioseismology: The Power Spectrum of Solar Oscillations
我提出了一个匹配波渐近分析的驱动太阳振荡的一般本地化源。分析提供了一个简单的数学描述的不对称峰的功率谱中的本征模和槽的光谱响应的相对位置。有人建议，测量的相位函数之间的模式和槽的频谱的差异将提供一个关键的诊断源的振荡。我还提出了一种形式的非对称线轮廓用于拟合太阳能谱。最后，我提出了振荡的数值和渐近描述之间的比较。数值结果证实了渐近分析所建议的定性特征，但表明数值计算的槽的位置将是必要的定量比较与观测。
1998-04-15 astro-ph
Sensitivity of helioseismic gravity modes to the dynamics of the solar core
太阳能核心的动力学不能通过声学振荡模式的分析得到适当的约束。引力模对于理解太阳最深层的结构和动力学是必要的。通过最近在单独和集体观察这些模式方面取得的进展，可以获得新的信息，有助于推断核燃烧堆芯内部的旋转轮廓。为了观察重力模式对太阳核心旋转的敏感性。我们分析的影响，增加分裂的一个和几个g模式的数据集用于日震数值反演。我们寻找约束的不确定性所需的观测，以改善派生的核心旋转配置文件。我们计算正演问题，获得三个人为集的分裂来自三个旋转配置文件：一个刚性的配置文件作为参考，一个阶梯状和一个更平滑的配置文件具有较高的利率在核心。我们计算反演的基础上正则化最小二乘法（RLS）的人工数据与真实的误差条和真实数据。使用了几组数据：首先，我们只反转p模式，然后我们添加一个和几个g模式，其中不同值的观测不确定性（75和7.5 nHz）归因于。对于真实数据，我们包括g模式候选者，l=2，n=-3，具有几个分裂和相关的不确定性。我们表明，在人工数据中引入一个g模式，提高了在太阳核心的速率，并给出了一个想法的旋转轮廓的趋势。增加更多的g模式可以提高反演的精度，并使反演稳定。用g模式候选者反演真实数据给出了旋转轮廓，该旋转轮廓保持不变直到0.2 R，无论我们将分裂的值归因于g模式。
2008-03-27 astro-ph
Sensitivity analysis of the solar rotation to helioseismic data from GONG, GOLF and MDI observations
从日震观测中准确确定太阳辐射区的旋转速率需要高质量的旋转频率分裂以及可靠的反演技术。我们在这里提出的推论的基础上计算的模式参数从2088天长的MDI，宫和高尔夫球的时间序列，拟合估计非常低的频率旋转分裂（nu < 1.7兆赫）。这些低频模式提供了异常质量的数据，因为模式峰的宽度比旋转分裂小得多，因此更容易将旋转分裂与由模式的有限寿命和随机激励引起的效应分开。我们还实施了一种新的反演方法，使我们能够推断出旋转速率的辐射内部的模式集，跨度l=1至25。我们的结果与太阳在大部分辐射区像刚性固体一样旋转并在核心减速（R_sun < 0.2）是一致的。对太阳自转反问题进行了反演的分辨率分析。这种分析有效地建立了反演中包含的模式集与所得推断的灵敏度和信息内容之间的直接关系。我们表明，这样的方法使我们能够确定添加低频和低度p-模式，高频和低度p-模式，以及一些g-模式的太阳辐射区，特别是太阳能核心的导出的旋转速率的影响。我们的结论是，所需的不确定性水平，以推断动力学条件的核心时，只有p-模式被包括在内是不可能在不久的将来达到，因此需要持续的努力对g-模式的检测和表征。
2008-02-25 astro-ph
Sensitivity of solar off-limb line profiles to electron density stratification and the velocity distribution anisotropy
本文研究了电子密度分层对日冕洞中H I Ly- $α$线和O VI、Mg X双重线强度分布的影响。我们采用了一个分析的2-D模型的大规模日冕磁场，提供了一个很好的代表性的日冕在最低限度的太阳活动。我们使用质量通量守恒方程来确定太阳风在日冕中的任何位置的流出速度，并考虑到沿视线（LOS）的积分。我们所做的主要假设是，没有考虑日冕物质的动力学温度的各向异性。我们发现，在距离大于1 Rsun从太阳表面的O VI和Mg X的发射线的宽度是敏感的细节所采用的电子密度分层。然而，纯辐射线Ly- $α$几乎不受影响。计算的总强度的Ly- $α$和O VI双峰依赖于密度分层的程度较低，并与所观察到的大多数考虑的密度模型。所观察到的配置文件的Ly- $α$和Mg X的宽度很好地再现了大多数考虑的电子密度分层，而对于O VI的双重只有少数分层给出令人满意的结果。由SOHO资料推导出的密度结果得到的O-VI剖面的宽度和强度比与UNOPS观测到的值比较接近，尽管只采用了各向同性的速度分布。这些密度分布也再现了其他被认为具有良好精度的观测。因此，需要一个强的各向异性的速度分布（即温度各向异性）是不那么明确的，因为以前的调查的UNODC数据建议。...
2007-04-09 astro-ph
New Model Atmospheres: Testing the Solar Spectrum in the UV
我们目前的合成光谱的计算与Cardona，Crivellari和Simonneau开发的恒星模型大气获得的初步结果。这些新的模型已被用作输入的SYNTHE系列代码开发的库鲁茨。作为第一步，我们已经测试了SYNTHE是否能够处理这些模型，这些模型下降到log tau（Ross）=-13。我们成功地计算了波长范围为2000- 4500埃的高分辨率（R= 522，000）合成太阳光谱。在这个初始测试中，我们发现log tau（Ross）< -7的光学深度层显着影响从太阳模型计算的合成光谱的中紫外特性。我们预计，这些新的扩展模型将是一个有价值的工具，分析紫外恒星光所产生的最外层的大气。
2007-10-05 astro-ph
Explanation of the activity sensitivity of Mn I 5394.7 Å
关于太阳辐照度谱中Mn I 5394.7 A谱线在大活动时比大多数其他光球谱线更亮的原因，长期存在争议。这种活动敏感性是由Mg II h & k的色球发射光谱联锁引起的说法是有争议的。采用经典的一维建模方法进行论证，采用现代的三维磁流体模拟方法进行验证和分析。Mn I 5394.7 A谱线对太阳活动异常敏感，这要归功于它的超精细结构。这就克服了其他较窄的光球线失去这种灵敏度的热多普勒拖尾效应和颗粒多普勒拖尾效应。我们以邻近的Fe I 5395.2 A线为例，详细分析了这两条线的形成，以证明和解释颗粒多普勒增亮。我们表明，这会影响所有的窄线。无论是色球，也没有Mg II H & K发挥的作用，也是不正确的描述活动的灵敏度Mn I 5394.7 A通过plage模型与向外增加的温度对比。Mn I 5394.7 A线代表了太阳光球层深处强磁场浓度的代用诊断，与G波段和H-α的蓝翼相当，但不是比这些更好的。Mn I线在高分辨率Stokes偏振测量中作为弱场的诊断更有前途。
2008-11-21 astro-ph
Towards the Modelling of the Second Solar Spectrum
本文讨论了线性偏振太阳临边光谱的建模问题，这是由于散射过程，它提供了丰富的诊断潜力，探索太阳磁场通过汉勒效应。然而，这个所谓的第二太阳光谱充满了神秘的光谱特征，这不能用简化的偏振传输理论来理解，因此表明潜在的散射物理比以前认为的更复杂。在本文中，我们认为，第二个太阳光谱的物理理解需要考虑在多级原子模型中的散射过程，充分考虑到所有涉及的水平之间的原子极化的转移。考虑低能级原子极化导致非线性和非局域耦合方程组，即使在本文考虑的二能级模型原子的情况下。问题的未知量是原子密度矩阵的不可约张量分量，其自洽值必须首先获得，以便能够计算紧急斯托克斯轮廓。为了解决这个非LTE的第二类问题，我们提出了一些迭代方法，非常适合于开发一个通用的多级散射极化代码。我们证明了在太阳色球层中存在亚稳态水平的原子极化，这表明最近提出的一些“悖论”的解决方案是通过仔细修改我们目前关于色球层磁场的想法来找到的。
2007-10-29 astro-ph
Theories of convection and the spectrum of turbulence in the solar photosphere
经典的湍流理论不能准确描述湍流对流的惯性范围标度律，尤其不能模拟太阳光球对流的湍流谱形状。为了理解这些差异，详细研究了湍流Rayleigh-Bénard对流的尺度预算，特别强调各向异性和不均匀性。导出了适用于对流的广义Kolmogorov方程，并利用湍流Boussinesq对流的数值模拟计算了其各项。对方程各向同性部分的分析表明，三阶速度结构函数受浮力强迫和大尺度不均匀性的显著影响。各向异性的贡献，这个方程也被证明是可比的，他们的各向同性对应在中等规模到大规模。这些结果对流在太阳光球，mesogranulation和supergranulation的影响进行了讨论。
2006-11-28 astro-ph
Variations of the solar granulation motions with height using the GOLF/SoHO experiment
低于1兆赫，日震速度测量的功率谱主要是对流运动（颗粒和超颗粒）的频谱，使其难以检测低阶声学模式和重力模式。我们希望更好地了解太阳颗粒化的行为作为太阳大气层中观测高度的函数，并在太阳活动周期23期间进行磁活动。利用Harvey模型分析了11年GOLF/SOHO速度-时间序列的功率谱密度（PSD），以表征太阳振荡功率谱中对流运动的性质。然后，我们研究了颗粒随太阳大气高度和太阳活动的演化。首先，我们表明，传统的使用洛仑兹配置文件，以适应包络的p模式是不太适合GOLF数据。事实上，为了正确地模拟太阳光谱，我们需要第二个洛伦兹轮廓。其次，我们表明，颗粒清楚地演变与光球的高度，但不存在任何显着的变化与活动周期。
2008-08-04 astro-ph
Seismic analysis of the second ionization region of helium in the Sun: I. Sensitivity study and methodology
太阳中氦的第二次电离区域是靠近太阳表面的一个狭窄层。电离引起绝热指数$Γ_1$的局部变化，这在p模式的频率中产生特征签名。通过调整的方法（蒙泰罗等，1994年），我们提出了一种方法来确定该地区的性质，通过研究这样的签名的振荡频率。使用太阳能数据，我们说明了如何从氦电离区的信号可以被隔离。使用具有不同物理性质的太阳模型-对流理论，状态方程和低温不透明度-我们建立了信号的特征如何取决于电离层结构的不同方面。我们进一步讨论了如何使用该方法来测量太阳的氦丰度的信封，并限制物理影响这一地区的太阳。我们提出的方法的潜在有用性。它可以补充为研究太阳结构和确定包层氦丰度而开发的其他反演方法。
2005-06-13 astro-ph
Alfven Waves and Turbulence in the Solar Atmosphere and Solar Wind
利用一个基于波反射的湍流耗散唯象模型，求解了Alfvenic湍流在由静止光球层、色球层、过渡区、开放日冕和太阳风组成的模型太阳大气中的传播和耗散问题.我们发现，对于一个给定的波频谱的耗散发生在较低的日冕，和波动的整体均方根振幅的演变方式与观测一致。频谱，柯尔莫哥洛夫样的斜率，没有发现显着改变光球的太阳风，但它确实保留了整个低层大气层传输的签名，即在频谱中的振荡在高频率，让人想起在线性情况下发现的共振。一旦引入非线性项的更现实的耦合，或者如果引入低层大气层的随时间变化的变化，这些可能会消失。
2007-02-07 astro-ph
Antiprotons at Solar Maximum
具有良好统计数据的新测量将使人们有可能在1天文单位处观测到宇宙反质子的时间变化，直到太阳活动达到峰值。我们报告了一个新的计算星际反质子谱预计从宇宙质子和星际气体之间的碰撞。然后，该光谱被用作太阳调制的稳态漂移模型的输入，以提供反质子光谱的预测，以及在1 AU的反质子/质子比。我们的模型预测了一个令人惊讶的大，快速增加的反质子/质子的比例，通过下一个太阳活动最大，随后在接下来的十年中的比例大幅漂移。
1999-03-10 astro-ph
Power spectrum sensitivity of raster-scanned CMB experiments in the presence of 1/f noise
研究了1/f噪声对一类特殊的宇宙微波背景实验测量温度各向异性角功率谱的影响。我们专注于主要在光栅扫描模式下操作的实验，并开发形式主义，使我们能够分析计算1/f噪声对这类实验的功率谱灵敏度的影响，并确定光栅扫描的好处在不同的角度相对于天空场扫描只有一个单一的角度（交联与不交联）。我们发现，在1/f噪声的存在下，这样的实验的灵敏度在中等空间尺度（l ~ 100）的扫描速度和1/f膝关节的合理值没有显着降低。我们进一步发现，交联和非交联实验之间的差异在所有情况下都很小，并且从噪声主导的机制中的原始灵敏度观点来看，非交联实验是优选的-即，在实验中，仪器噪声大于目标功率谱在感兴趣的尺度上的样本方差。这一分析没有考虑系统性影响。
2007-09-24 astro-ph
The solar neutrino spectrum derived from electron scattering and charged current interactions
我们提供了一种直接从散射电子谱中提取太阳中微子能谱信息的方法。作为一个例子，我们将其应用到已发布的超级神冈数据。当与SNO的带电相互作用数据相结合时，这种方法可以分别导出nu_e和nu_mu + nu_tau的谱。
2001-11-26 astro-ph hep-ph
Sensitivity of p-Process Nucleosynthesis to Nuclear Reaction Rates in a 25 Solar Mass Supernova Model
利用全核反应网络研究了冲击波阵面穿过O/Ne层时II型超新星爆发的天体物理p过程，它是比铁重的富质子稳定核起源的原因.计算进行了多层模型，采用种子的爆炸前的演变的25太阳质量的恒星。计算反应通量，以确定负责合成富质子核的主要反应路径和分支点。为了研究核反应率对预测的p-过程丰度的影响，已经进行了大量的模拟，具有不同的集体和单独修改的中子，质子，α-捕获和光衰变率。这些结果不仅对探索p-过程计算中与核物理相关的不确定性是相关的，而且对确定未来实验的策略和规划也是重要的。
2006-08-16 astro-ph nucl-th
Temperature response of Earth to the annual solar irradiance cycle
我们直接确定的敏感性和时间延迟的地球表面温度响应的年太阳辐照度的变化，从60年的数据。一个两层能量平衡模型来解释的结果。解释导致的低灵敏度和1-2个月的时间延迟需要负面反馈。
2004-03-11 astro-ph physics.ao-ph physics.geo-ph
What Do Solar Models Tell Us About Solar Neutrino Experiments?
如果公布的氯和神冈太阳中微子实验的事件率是正确的，那么太阳中$^8$ B衰变产生的中微子的能谱一定不同于实验室核物理测量确定的能谱。能谱的这种变化需要超越标准电弱模型的物理学。此外，GALLEX和SAGE实验目前具有很大的统计不确定性，分别与$2 σ$和$3 σ$对标准太阳模型的预测不同。
1992-11-20 astro-ph hep-ph
Time Variations of the Superkamiokande Solar Neutrino Flux Data by Rayleigh Power Spectrum Analysis
利用Rayleigh功率谱分析方法，对1996年6月至2001年7月Super-Kamiokande-I探测器的5天、10天和45天的太阳中微子通量数据进行了分析。根据我们的分析，（1）给出的周期约为0.25，23.33，33.75和42.75个月;（2）显示的周期约为0.5，1.0，28.17，40.67和52.5个月;（3）显示的周期约为16.5和28.5个月。我们在太阳耀斑、太阳黑子、太阳质子数据中发现了几乎相似的周期。
2006-06-05 astro-ph hep-ph
Vacuum oscillations and the distorted solar neutrino spectrum observed by Superkamiokande
超级神冈最近观测到的超过13 MeV的太阳中微子事件可以用真空振荡（VO）来解释。如果硼中微子通量比标准太阳模型（SSM）预测的小20%，而氯信号比测量的高30%（或3.5 sigmas），则存在VO解决方案，该解决方案再现了观测到的硼中微子光谱，包括高能量畸变，以及其他测量的中微子速率。这个解决方案可能已经可以通过预测镓信号的异常季节变化来检验。它最明显的特征是Be 7中微子通量的巨大异常季节变化，可以很容易地被未来的探测器BOREXINO和LENS观测到。
1998-11-24 astro-ph hep-ph
Solar system constraints on the Dvali-Gabadadze-Porrati braneworld theory of gravity
已经提出了许多建议来解释通过改变引力而观察到的宇宙加速膨胀。一个特殊的场景，Dvali-Gabadadze-Porrati（DGP）引力，在太阳系中产生了一个潜在的可观察到的异常：所有行星都会表现出一个共同的异常岁差dw/dt，超过了广义相对论的预测。我们已经使用行星星历计划（PEP）以及行星雷达和无线电跟踪数据来设置一个约束，|DW/DT| < 0.02角秒/世纪，存在任何这样的共同岁差。这种灵敏度达不到检测估计的宇宙旋进所需的灵敏度。|DW/DT| = 5e-4角秒/世纪，预计在DGP方案中。我们讨论的事实是，在一个共同的平面轨道的物体之间的测距数据不能约束DGP的情况。只有通过行星轨道平面的相对倾角，太阳系的测距数据才对类DGP的宇宙岁差效应敏感。此外，我们说明的重要性，进行数值评估的敏感性的数据集和模型的任何微扰进动。
2008-05-29 astro-ph gr-qc
Update of the solar neutrino oscillation analysis with the 766 Ty KamLAND spectrum
我们研究了766.3 Ty KamLAND光谱数据对太阳中微子振荡参数测定的影响。我们发现，在KamLAND实验中观察到的光谱失真牢固地建立了$Δm^2_{21}$位于低LMA解决方案区域。全球太阳中微子和KamLAND光谱数据排除了大于4 $σ$的高LMA解。在$6σ$水平上排除了太阳中微子混合的最大值。在$Δm^2_{21}-\sin^2θ_{12}$平面中的$3σ$允许区域被发现是非常稳定的，相对于从全局分析中忽略来自太阳中微子实验的数据。我们对全球太阳中微子和KamLAND谱数据进行了三味中微子振荡分析。发现$\sin^2θ_{13}$上的$3σ$上限为$ \sin^2θ_{13} <0.055$。我们得到的CC NC事件率比和昼夜（D-N）的CC事件率的不对称性，在SNO实验中测量的预测，并在BOREXINO和LowNu实验的事件率的抑制。对太阳中微子振荡参数的高精度测量也进行了讨论。
2004-11-22 astro-ph hep-ex hep-ph
Prospects of solar axion searches with crystal detectors
本文计算了在几种晶体探测器中，太阳轴子经布拉格散射相干转换为光子的预期信号。结果与目前和将来的实验灵敏度进行了比较，得出晶体探测器的灵敏度不会对球状星团的轴子-光子耦合ga极限提出挑战的结论。特别是，在用这种技术探测到的m_a ~> 0.03 eV的轴子质量窗口中（目前还无法用其他方法探测到），如果这些探测器的参数和性能得到显著改善，并且积累了大量的统计数据，g_a可能会被限制在10^-9 GeV^-1（最近的日震界）。这个界限应该被认为是未来晶体实验灵敏度的最小目标。因此，在这种灵敏度水平上发现正信号必然意味着重新审视针对相同范围的m_a值导出的其他更严格的天体物理极限。
1998-11-23 astro-ph hep-ph
Stochastic Fermi Acceleration of sub-Relativistic Electrons and Its Role in Impulsive Solar Flares
我们重新审视随机费米加速（STFA）在低能量（牛顿）制度的背景下，太阳耀斑。粒子的传播速率取决于色散项和相干增益项。俯仰角散射的能量依赖性对于确定电子能谱是重要的。对于哨声波湍流散射，STFA产生准热谱。第二个良好的约束散射机制是需要STFA匹配所观察到的10- 100 keV的非热谱。我们认为，STFA最有可能作为两相粒子加速引擎在脉冲耀斑的第一阶段：STFA可以匹配低于10 keV的热谱，并可能在10和100 keV之间的幂律谱，给定适当的俯仰角散射。然而，第二阶段，如冲击加速度在环路顶部，可能需要匹配的频谱以上观察到的膝盖在100千电子伏。如果能通过进一步的观察来理解这个膝盖，那就很棘手了。
2004-07-23 astro-ph physics.plasm-ph
Exploring the sensitivity of current and future experiments to $θ_{\odot}$
然而，$θ_{\odot}$（$θ_{12}$）的允许范围在纳入KamLAND结果后没有太大变化。在本文中，我们探讨了未来的数据从KamLAND可以提高$θ_{\odot}$的允许范围的准确性，并得出结论，即使经过3千吨-年的统计和最乐观的误差估计，KamLAND { \it可能}发现很难显着提高从太阳中微子数据获得的混合角的界限。我们讨论了$θ_{12}$的灵敏度的生存概率在物质（真空）的太阳能（KamLAND）实验相关。我们发现，$^8B$中微子的生存概率的物质效应的存在给太阳中微子实验SK和SNO的边缘KamLAND，就$θ_{12}$灵敏度而言，特别是接近最大混合。在太阳中微子实验中，我们确定SNO作为最有前途的候选人约束$θ_{12}$，并作出了计划的灵敏度测试的混合角，以减少在SNO中性电流测量的误差。最后，我们认为，最准确的界限上$θ_{12}$可以实现在反应堆实验中，如果相应的基线和能量可以调整到最低限度的生存概率。我们提出了一个新的反应器实验，它可以给$\tan^2θ_{12}$的值在14%以内。我们还讨论了未来的Borexino和LowNu实验。
2003-04-23 astro-ph hep-ex hep-ph
Boron abundance and solar neutrino spectrum distortion
在地球上观测到的中子流中存在来自硼衰变的中微子，这一点通过对它们的能谱的观测得到了证实。在目前的探测器中研究的光谱可能的扭曲，常常被解释为支持或反对各种中微子振荡方案的证据。我们在这里强调，在高能量下的频谱的失真也可能是由于来自（$^3$ He+p）和$^8$ B反应的中微子的比例增加。虽然$^8$ B中微子的耗尽将有助于这种效应，但Hep贡献的增加似乎也需要重现初步数据。
1998-10-05 astro-ph hep-ex hep-ph
Do hep neutrinos affect the solar neutrino energy spectrum?
如果3He + p的低能截面变成4He + e + nu_e，即“hep”反应，比最好的（但不确定的）理论估计大20倍以上，那么这个反应可能会显著影响太阳中微子相互作用产生的电子能谱，并在SuperKamiokande，SNO和ICARUS实验中测量。我们比较了不同假设的hep通量和不同的中微子振荡方案的预测能谱与观测到的SuperKamiokande谱。具有增强的hep贡献的光谱提供了对SuperKamiokande数据的更好拟合。
1998-07-30 astro-ph hep-ex hep-ph
Uncertainty of the Solar Neutrino Energy Spectrum
由Super-Kamiokande测量的太阳中微子谱在高能仓中出现过剩，这可以用真空振荡解或$hep$中微子效应来解释。在这里，我们重新考虑由能量分辨率函数的尾部引起的数据的不确定性。在高于13.5 MeV的能量下观察到的事件是由分辨率的尾部引起的。在超级神冈精度水平下，这种不确定性在高斯尾内不超过百分之几。但是在3 $σ$处的幂律衰减尾导致这些箱中相当大的过量，这可能是708 d（825 d）数据中异常的另一种可能的解释。
1999-06-30 astro-ph hep-ex hep-ph
Enhanced sensitivity to time-variation of m_p/m_e in the inversion spectrum of ammonia
我们计算了氨的反转谱对质子质量与电子质量之比μ =m_p/m_e随时间变化的灵敏度。对于反转跃迁（λ = 1.25 cm^{-1}），相对频移显著增强：δ（ω）/ω =-4.46，δ（μ）/μ。这种增强允许一个增加的灵敏度，μ使用NH_3光谱的高红移对象的时间变化。我们利用已发表的天体B 0218 +357的微波光谱数据，在红移z=0.6847处设定极限delta（mu）/mu =（0.6 +/- 1.9）10^{-6};这个极限比用不同方法得到的极限好几倍，而且可能会有显著的改进。假设线性时间依赖性，我们得到dot{mu}/mu=（-1 +/-3）10^{-16} yr^{-1}。
2007-04-19 astro-ph hep-ph physics.atom-ph
