Implications of the UHECRs penetration depth measurements
对PAO的UHECR穿透深度测量的简单解释表明，在能量范围$1.1 - 35 \cdot 10^{18} $ eV处存在从质子到较重原子核的跃迁。详细比较这些数据与空气簇射模拟揭示了强烈的限制，在所观察到的流量的轻核（质子和他）的数量。我们发现一个强大的上限上所观察到的质子部分的UHECRs通量，我们排除了由质子和他为主的组合物。加速度和传播效应导致观察到的成分与源处的成分不同。使用一个简单的玩具模型，考虑到这些影响，我们表明，观测需要极端的金属丰度与金属质子质量比为1：1的来源，这是一个比太阳丰度大一百倍。这种组合物施加了一个几乎不可能的约束所有目前的天体物理模型UHECR加速器。这可能为在$\sim 100$ TeV出现的新物理学提供了第一个线索，并导致在这些能量下更大的质子截面。
2012-12-10 astro-ph.HE hep-ph
Cosmic neutrino flux and spin flavor oscillations in intergalactic medium
超高能宇宙中微子不仅是理想的宇宙信使，而且在粒子物理学的标准模型之外的物理研究中也将发挥重要作用。这集中体现了几个目前运行或计划中的中微子望远镜的卖点。UHE宇宙中微子通常在具有磁场的河外宇宙中以巨大的尺度游荡。如果中微子由于量子环修正而具有有限的磁矩（$μ_ν$），这可能导致自旋味振荡，这可能影响宇宙中微子通量。利用电流极限并假设中微子是狄拉克粒子，我们证明了宇宙中微子在$\rm μG$到$nG$的范围内，如果穿过几兆秒的星系际磁场，其通量将减少一半。此外，如果当前的上限提高几个数量级，即使中微子穿过可见宇宙的大小，人们也可以安全地忽略$μ_ν$的影响。
2023-03-02 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
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。
2013-02-21 astro-ph.HE hep-ph
Low-luminosity gamma-ray bursts as the sources of ultrahigh-energy cosmic ray nuclei
皮埃尔·俄歇合作组织最近的结果表明，超高能宇宙射线（UHECR）的成分随着能量的增加而逐渐变重。虽然伽马射线暴（GRB）是UHECR的有希望的来源，但由于其喷出的UHECR的核组成未知，因此它们是否能解释俄歇结果仍不清楚。在这项工作中，我们重新审视的可能性，低亮度伽玛暴（LL伽玛暴）作为源的UHECR核，并给出新的预测的基础上的intragjet核成分模型考虑祖依赖性。我们发现，射流中的核成分可以分为两组，根据硅核的质量分数，无硅和富硅。出于LL伽玛暴和相对论超新星之间的联系，我们还考虑了超新星喷出物的成分。然后，我们讨论了UHECR核在喷流底部和喷流内部激波中的存活性，并指出对于典型的LL暴，核更容易存活。最后，我们数值传播的UHECR核从LL伽玛暴喷射不同的组成模型，并比较所得的光谱和组成的俄歇数据。我们的研究结果表明，无论是富硅的祖先和超新星喷出物模型匹配俄歇数据很好，而无硅的祖先模型有更多的困难，在拟合光谱。我们认为，我们的模型与新报道的超高能对撞机和星暴星系之间的互相关是一致的，因为LL伽玛暴和超超新星都有望成为恒星形成活动的示踪物。LL GRB也被认为是PeV范围内IceCube中微子的主要来源，而UHECR的LL GRB起源可以通过不久的将来的多信使观测进行严格的测试。
2018-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Three-Technology Ultra-High-Energy Neutrino Flavor Measurement
Harvard University（哈佛大学）
本文提出整合三类探测技术的策略，以实现对超高能中微子味成分的高灵敏度测量，助力探索中微子源的产生机制及新物理，推进相关天体物理研究。
2026-08-25 hep-ph
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。
2018-05-25 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Cherenkov Flashes and Fluorescence Flares on Telescopes: New lights on UHECR Spectroscopy while unveiling Neutrinos Astronomy
切伦科夫望远镜（如魔术，赫斯和真理），而指向水平也应揭示附近的下行空气淋浴的荧光耀斑尾巴。这种空气簇射，出生在较高的高度（几十公里），正在增长和扩展到最低的大气层（EeVs）或更高的（几公里）配额（PeVs）。反之亦然，正如人们所预见的，而且只是最近才观察到的那样，情况正好相反。用于UHECR探测的荧光望远镜可以由倾斜的切伦科夫光照亮。地磁分裂可能标记的能量，以及倾斜的淋浴足迹，看到在最近的一个特殊的事件在Auger。额外的立体探测可以定义事件起源的距离和随之而来的主要成分，扩展我们对UHECR成分的理解，同时揭示一个新的τ中微子天文学。
2007-10-31 astro-ph hep-ph
Constraining Astrophysical Neutrino Flavor Composition from Leptonic Unitarity
最近冰立方对超高能天体物理中微子的观测开启了中微子天文学的时代。本文利用轻子混合矩阵的么正性，导出了冰立方探测到的天体物理中微子味成分的非平凡么正性约束。应用轻子幺正三角形，我们从几何条件，如三角不等式，推导出这些幺正界。这些新的界限一般适用于三味中微子，并且与任何实验输入或轻子混合模式无关。我们应用我们的么正性界限来推导出三种类型的天体物理中微子源（和它们的一般混合物）的风味组合物的一般约束，并将它们与IceCube测量进行比较。此外，我们证明，对于任何不含$ν_τ$中微子的来源，检测到的$ν_μ$通量比$< 1/4$将需要初始风味成分具有比$ν_μ$更多的$ν_e$中微子。
2014-10-30 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Ultra-High-Energy Cosmic Ray Boosted Relic Neutrinos
School of Physics, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）
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。
2026-11-03 astro-ph.HE hep-ph
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^-})/(…
2011-07-27 astro-ph.HE hep-ph
Flavor Matters, but Matter Flavors: Matter Effects on Flavor Composition of Astrophysical Neutrinos
本文研究严重遮蔽活动星系核核心产生的高能天体物理中微子所受的物质效应，分析其对源端中微子味比值测量解读的影响，指出该效应可作为探测康普顿厚活动星系核的有力探针。
2025-11-14 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ex
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。
2021-12-22 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Ultrahigh-energy cosmic-ray nuclei and neutrinos from engine-driven supernovae
跨相对论性超新星（SNe）可能是由中心引擎通过喷流或风驱动的，是超高能宇宙射线（UHECR）的候选来源之一。我们调查的加速和生存的UHECR核在外部反向冲击的情况下。利用Zhang等人（2018）中使用的成分模型，我们计算了逃逸宇宙射线和次级中微子的光谱。如果它们的局部速率是核心坍缩超新星速率的$\sim1$ %，那么观测到的UHECR谱和成分可以用宇宙线总能量${\mathcal E}_{\rm cr}\sim10^{51}$ erg来解释。UHECR核的最大能量可达$\sim 10^{20}-{10}^{21}\rm~eV$。在0.1-1 EeV的范围内，源中微子的扩散通量被预测为$\sim 10^{-11} - 10^{-10}~{\rm GeV}~{\rm cm}^{-2}~{\rm s}^{-1}~{\rm sr}^{-1}$，满足核存活边界。计算了相关的宇宙成因中微子通量，结果表明与源中微子通量相当，甚至更高。这些超高能中微子可以被终极探测器探测到，如巨型射电阿斯卡里安中微子探测器和极端多信使天体物理探测器。
2019-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
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。
2006-10-24 astro-ph hep-ph physics.ao-ph
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。
2006-11-06 astro-ph hep-ph physics.ao-ph
Ultra high-energy cosmic rays from beyond the Greisen-Zatsepin-Kuz'min horizon
能量为$\sim (10^{18}-10^{20})~{\rm eV}$的超高能宇宙射线在剧烈的天体物理环境中加速，通过光强子过程与宇宙背景辐射场相互作用，导致强烈的衰减。一般来说，宇宙在几十兆秒差距之后，对UHE CR来说会变得“不透明”，从而设定了Greisen-Zatsepin-Kuz'min（GZK）视界的边界。在这项工作中，我们调查的贡献超出了常规GZK地平线上的UHE CR通量在地球上观测到的，当考虑到重核CR的光散射。我们证明了这一贡献是巨大的，尽管UHE CR的强烈衰减。一个重要的后果是出现的各向同性的背景分量中所观察到的通量的UHE CR，共存的各向异性的前景组件，与附近的源。多粒子CR视界随红移的变化由CR核组成决定。因此，它们依赖于源种群和源进化历史。
2021-07-27 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
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。
2001-06-13 astro-ph gr-qc hep-ph
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。
2007-08-27 astro-ph hep-ph
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。
2001-12-02 astro-ph hep-ph quant-ph
An Anatomy of Neutrino Oscillations
我们考虑中微子振荡;一个没有明确身份的粒子，一个给定味道的中微子实际上不满足狄拉克方程（用于定义质量本征态和质量本征值）。这就改变了对中微子振荡的基本处理，狄拉克旋量被定义为质量本征态，而味态只能被定义为（狄拉克方程的）质量本征态的线性组合。尽管中微子质量很小，但在一次反应或一次衰变中几个中微子质量的影响，例如可能违反能量动量守恒，不应该被忽视。在这些振荡中微子的来源中，我们指出，超高能宇宙射线（UHECR），如能量为$10^{18}\, eV$或更高的质子，通常被认为是相当稳定的，可以捕获，在物质介质中，电子转换成电子类中微子和旁观者中子。这将是UHECR起源中最重要的中微子源。
2015-11-03 hep-ph
