Neutrino Luminosity and Matter-Induced Modification of Collective Neutrino Flavor Oscillations in Supernovae
我们发现，在O-Ne-Mg核塌缩超新星氢包层底部电子数密度分布的起伏，在中子化爆发低能nu_e的味演化中，引起了中微子-电子和中微子-中微子前向散射效应之间有趣的相互作用。这种碰撞使得相当一部分低能核粒子通过呈现非绝热的味道演化而存活下来。增加中子化爆发的亮度使碰撞影响的nu_e向低能量移动，从而降低了存活概率。类似地，降低光度会使受撞击影响的中微子转移到更高的能量。虽然这些低能量中微子位于可探测性的边缘附近，但受凸点影响的中微子的数量对较高能量中微子信号中的光谱交换形成有直接影响。
2011-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Prospects for Neutrino Spin Coherence in Supernovae
我们提出了中微子灯泡模型模拟马约拉纳中微子相干自旋变换（即，中微子-反中微子转换），再加上中微子的味道演变，对应的条件下的中子化爆发时期的氧-氖-镁（O-Ne-Mg）的核心崩溃超新星。例如，在中子化爆发中，显著的中微子自旋转变可能会改变中微子和反中微子的注量，这种方式可能会被银河系核心坍缩超新星探测到。我们的计算首次将几何稀释纳入中微子的自旋演化，并将两味和三味演化与自旋混合物理相结合。我们发现，显着的自旋转换可以发生，但只有一个大的中微子光度和电子分数（$Y_e$）的配置文件，这有利于绝热条件的自旋通道共振。利用我们采用的中微子能谱、光度、密度和$Y_e$分布参数，我们的计算需要一个不切实际的大中微子静止质量来维持自旋变换。这是一个悬而未决的问题，是否检查不同的密度分布或纳入其他来源的非线性反馈，如$Y_e$反馈，可以减轻这种需要。我们发现自旋变换对中微子的味结构不敏感，即，无论我们模拟的是两味变换还是三味变换，都会发生自旋变换。在双味的情况下，自旋转换是不敏感的选择太阳或大气质量平方分裂以及马约拉纳阶段的选择。重要的是，我们的三味模拟，以及我们的两味模拟与大气质量平方分裂，包括自旋自由度可以显着和定性地改变中微子的味道演变。
2017-03-01 astro-ph.HE hep-ph
Neutrinos from Cosmic Accelerators Including Magnetic Field and Flavor Effects
我们回顾了影响天体物理中微子通量的归一化、形状和味道组成的粒子物理成分，如不同的产生模式、磁场对秒数（μ子、π子、K介子）的影响以及味道混合，其中我们专注于p-γ相互作用。我们还讨论了与中微子传播和检测的相互作用，包括检测味道的可能性及其在粒子物理学中的应用，以及使用p-gamma共振来区分源中的p-p相互作用。我们用两种不同的模型说明了通量和风味成分的影响：1）目标光子谱主要由同步加速电子发射和2）目标光子谱遵循观测到的伽马射线暴的光子谱。在后一种情况下，多信使外推的伽玛射线通量的预期中微子通量突出。
2012-01-26 astro-ph.HE hep-ph
TeV-PeV Neutrino Oscillation of Low-luminosity Gamma-ray Bursts
有迹象表明，长持续时间的伽马射线暴（GRB）起源于大质量恒星的核心坍缩。在射流穿透包层的过程中，在射流头部形成的反向激波可以产生高能中微子。低光度GRB（LL-GRB）可能是$\sim {\rm PeV}$以下高能中微子前体的候选者。在离开母体前，这些高能中微子必须在包层中随物质效应从一种味道振荡到另一种味道。在幂律恒星包层密度剖面为$ρ\propto r^{-α}$且密度分布指数为$α$的假设下，研究了${\rm TeV-PeV}$中微子振荡的性质。我们发现这些中微子违反了绝热转换，因此我们对能级交叉效应做了一定的标定。对于不同的能量，在不同的半径下，都达到了共振条件。我们注意到${\rm PeV}$中微子在物质中的有效混合角接近于零，所以对于${\rm PeV}$中微子，从一种味道到另一种味道的跃迁几率几乎是不变的。绘制了${\rm TeV-PeV}$中微子从诞生地到母体表面的跃迁几率与能量的关系曲线。在给定初始味比$ϕ_{ν_e}^0:ϕ_{ν_μ}^0:ϕ_{ν_τ}^0=1:2:0$的情况下，绘制了中微子在包层内时味比随能量和距离的变化曲线，并进一步得到了中微子到达地球时的味比。对于${\rm PeV}$中微子，其比例始终是地球上的$ϕ_{ν_e}:ϕ_{ν_μ}:ϕ_{ν_τ}\simeq0.30:0.37:0.33$。此外，我们还讨论了风味比与能量和$α$的关系，得到…
2015-04-07 astro-ph.HE
Probing chiral and flavored $Z^\prime$ from cosmic bursts through neutrino interactions
针对中微子质量起源谜题，基于含三代马约拉纳右手征中微子的SM U(1)规范扩展框架，通过宇宙爆发中的中微子相互作用及IceCube数据等，探测手征和味Z'玻色子并限制其耦合与质量，还与其他实验限制比较。
2024-11-27 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Astrophysical neutrino flavor ratios in the presence of sterile neutrinos
活动星系核（AGN）和伽马射线暴（GRB）等天体都可能是高能天体中微子的来源。带电π介子的衰变从π介子的初级衰变和由此产生的带电轻子的次级衰变中产生电子和μ子味中微子。在低能量下，我们期望在源处风味比$Φ_{ν_e}:Φ_{ν_μ}:Φ_{ν_τ}$为$1:2:0$。我们感兴趣的味道比后，在地球上测量的中微子传播宇宙距离尺度的来源。如果我们仅考虑三种活性风味之间的真空风味转变概率，则我们期望测量的$1:1:1$风味比高达来自$θ_{13}$和非最大值$θ_{23}$的小校正。当我们包括与两种额外的无菌中微子混合时，我们看到对这个比例的修正达到$\sim 30%$。此外，如果我们考虑从宇宙源的π介子衰变中涉及的带电轻子的能量损失，那么这些通量比取决于中微子能量。我们研究这些能量依赖的风味比使用一个特定的模型无菌中微子混合，并比较预期的比例时，只有三个中微子的口味被认为是。在能量为$E_ν>$ 1 TeV的情况下，在IceCube等实验中观察到的味道比可以探测到无菌中微子的存在。
2013-01-22 astro-ph.HE hep-ph
Neutrino Oscillations Within the Induced Gravitational Collapse Paradigm of Long Gamma-Ray Bursts
超新星（SNe）长伽马射线暴（GRB）的诱导引力坍缩（IGC）模型预言了超新星喷出物在中子星（NS）伴星上的超临界吸积过程会产生大量的中微子-反中微子（$ν\barν$）辐射。中微子发射的亮度可达$10^{57}$ MeV s $^{-1}$，平均中微子能量为20 MeV，中微子密度为$10^{31}$ cm $^{-3}$。沿着它们从NS表面附近向外的路径，这些中微子经历由中微子与电子密度比决定的味道转变。我们确定了吸积带上的中微子和电子，并利用它们计算了中微子味的演化。对于正常和倒置的中微子质量等级，并在双味形式主义（$ν_{e}ν_{x}$），我们估计最终的电子和非电子中微子的内容后，两个振荡过程：（1）中微子集体效应，由于中微子自相互作用的中微子密度占主导地位，（2）Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein（MSW）的效果，其中电子密度占主导地位。我们发现，最终的中微子内容是由$\sim$ 55%（$\sim$ 62%）的电子中微子，即$ν_{e}+\barν_{e}$，正常（倒置）中微子质量等级。这项工作的结果是第一步，除了核心崩溃SNe的一个新的来源的天体物理学MeV中微子的特性，因此，值得进一步关注。
2017-12-19 astro-ph.HE
Core-Collapse Supernove Burst Neutrinos in DUNE
深层地下中微子实验（DUNE）是一个基准质量为40千吨的地下液态氩时间投影室实验，它将对下一个银河系核心坍缩超新星预计产生的中微子爆发的电子中微子味成分敏感。这样的观测将为核心坍缩的天体物理学以及中微子的性质带来独特的见解。介绍了DUNE超新星爆发中微子探测和重建的最新进展，包括光探测系统的贡献。
2020-11-13 astro-ph.HE astro-ph.IM hep-ex
Resonant oscillations of GeV - TeV neutrinos in internal shocks from gamma-ray burst jets inside the stars
在伽马射线暴（GRB）的前身源内部的准直喷流中产生的高能中微子与冰立方探测到的事件有关。这些中微子是由费米加速的质子与热光子和内部冲击中的强子相互作用产生的，是喷流没有爆发或失败时的唯一标志。考虑到光子场在keV能量下是热化的，以及磁场在整个激波区（观测坐标系中宽度为$10^{10} - 10^{11}$ cm）保持稳定值的标准假设，我们研究了内激波中产生的热等离子体和磁化等离子体对中微子振荡的影响.我们计算了中微子的有效电位产生的等离子体，恒星的信封的影响，和真空的路径上到地球。通过考虑这三个影响，两个（太阳，大气和加速器参数）和三个中微子混合，我们表明，虽然GeV-TeV中微子可以共振振荡从一个味道到另一个，一个不显著的偏离标准的味道比（1：1：1）可以预期在地球上。
2015-04-01 astro-ph.HE
New effects of non-standard self-interactions of neutrinos in a supernova
中微子自相互作用被认为会导致核心坍缩超新星中的非线性集体味振荡。我们指出了新的可能影响的非标准的自相互作用（NSSI）的中微子的味道转换在一个双味框架。我们发现，对于一个单能中微子反中微子系综，即使在正常的层次足够大的NSSI的味道不稳定性产生。使用一个玩具模型的中微子光谱，我们表明，风味保存NSSI导致捏的光谱交换，而风味违反NSSI导致交换发展远离光谱交叉，甚至在没有光谱交叉。因此，NSSI可以引起集体振荡和光谱分裂，即使在中子化爆发，为两个层次。
2017-05-01 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Neutrino Emission from Gamma-Ray Burst Fireballs, Revised
本文从粒子物理学的角度，对伽马射线暴中的中微子通量进行了综述。我们数值计算的中微子通量相同的天体物理假设的分析火球中微子模型，包括占主导地位的π介子和K介子生产模式，味道混合，和磁场的影响，次级μ介子，π介子和K介子。我们证明，考虑到所有光谱的全部能量依赖性，预期中微子通量的归一化减少了约一个数量级，光谱向更高的能量转移，在那里我们可以通过重新计算分析模型来确定差异的确切来源。我们还重现了IceCube-40分析完全相同的爆发和相同的假设，并说明了不确定性的影响。我们的结论是，火球的重子负载，这是一个重要的控制参数的宇宙射线的发射，可以显着限制与全面的实验后，大约十年。
2012-05-02 astro-ph.HE hep-ph
Supernova Burst Observations with DUNE
深层地下中微子实验（DUNE）是一个40千吨的地下液态氩时间投影室探测器，对核心坍缩超新星中微子爆发的电子味成分具有独特的灵敏度。我们提出了预期的能力DUNE中微子的测量在几个几十兆电子伏的范围内有关的超新星探测和相应的灵敏度中微子物理和超新星天体物理。报告将突出强调最近的进展和一些悬而未决的问题。
2018-04-05 astro-ph.HE hep-ex physics.ins-det
Density Fluctuation Effects on Collective Neutrino Oscillations in O-Ne-Mg Core-Collapse Supernovae
研究了物质密度涨落对超新星集体中微子味振荡的影响。特别地，我们利用全多角度、3味、自洽的方法模拟了O-Ne-Mg核塌缩超新星在激波爆发（中微子中子化爆发）时包层中中微子味场的演化，研究了氦燃烧壳层留下的物质密度“碰撞”对中微子味场演化的影响。我们发现了一个看似违反直觉的整体电子中微子的生存概率增加，这种物质密度的功能。我们讨论了这种行为的物质密度分布和中微子集体效应之间的相互作用。虽然我们的研究结果为这种相互作用提供了新的见解，但它们也表明了超新星中微子爆发探测的直接后果：很难使用爆发信号来提取化石燃烧壳或物质密度分布中这种尺度的其他波动的信息。与以前的研究结果一致，我们的结果还表明，中微子自耦合和物质涨落的相互作用可以导致电子中微子在极低能量下的存活几率显著增加
2011-08-19 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino Flavor Ratios Modified by Cosmic Ray Secondary Acceleration
$π$和$μ$的加速改变了地球上（在天体物理源处）由$π$衰变产生的中微子的味道比，$ν_e:ν_μ:ν_τ$，从高能的$1:1:1$（$1:2:0$）变为$1:1.8:1.8$（$0:1:0$），因为在二次加速期间，$π$的衰变比$μ$的衰变更快。中微子光谱伴随着平坦的过剩，与能量损失的情况不同。有了味谱，我们可以探测宇宙射线加速和冲击动力学的时间尺度。我们得到的对流扩散方程的一般解，并适用于伽马射线暴，这可能有味道的修改，在PeV -EeV左右检测的冰立方和下一代实验。
2015-10-08 astro-ph.HE
Effect of Resonant Neutrino Oscillation on TeV Neutrino Flavor Ratio from Choked GRBs
在长持续时间的伽马射线暴（GRB）中，当喷流穿过恒星包层时，预测会有多TeV的中微子发射。这样的中微子信号也被认为是更一般的“失败”的GRB，其中一个假定的喷流被一个沉重的包层“阻塞”。如果ν_e \rightarrow ν_μ中微子振荡参数在大气中微子振荡范围内，我们证明了ν_e \leftrightarrow ν_{μ，τ}的共振振荡可以发生在具有重包层的扼流喷流祖源的内部高密度区，改变其表面的中微子味比为：Φ^ s_{ν_e}：Φ ^s_{ν_μ}：Φ^s_{ν_τ} =5：11：2.考虑到这些中微子在返回地球途中的真空振荡，在地球上探测到的最终味比被进一步修正为$1:1.095:1.095$（用于太阳中微子数据的大混合角解）或1：1.3：1.3（用于真空中μ子和τ中微子之间的最大混合）。
2010-07-26 astro-ph.HE hep-ph
Interplay of energy dependent astrophysical neutrino flavor ratios and new physics effects
我们讨论了中微子望远镜中味比测量的重要性，例如通过测量μ子轨道与级联之间的比率，以提取天体物理中微子在从源到检测器的传播过程中遇到的新物理信号。检测到的风味比不仅携带以独特方式改变跃迁概率的特定新物理场景的能量信息，而且还携带来源处的能量依赖风味成分。在目前的工作中，我们讨论了这两个能量依赖效应的相互作用，并确定哪些新的物理方案可以区分从检测到的味道比作为一个函数的天体物理参数。我们使用最近开发的自洽中微子生产模型作为我们的玩具模型，以产生能量依赖的源味比，并讨论（不可见）中微子衰变和量子退相干作为具体的新物理的例子。此外，我们确定潜在的有趣的类的来源的希拉斯图的目的，新的物理搜索。我们发现，具有10^3高斯<= B <= 10^6高斯磁场的源，如活动星系核（AGN）核心，白矮星，或者可能是伽马射线暴，原则上，对于所考虑的新物理场景具有最好的辨别能力，而活动星系核喷流，通常表现为π介子束源，只能辨别新物理效应中的少数子情况。最佳参数区域在某种程度上取决于所考虑的新物理效应的类别。
2011-03-25 astro-ph.HE hep-ph
Propagation and neutrino oscillations in the base of a highly magnetized gamma-ray burst fireball flow
中子在伽马射线暴的动力学中起着重要的作用。中子在重子火球中的存在是预料之中的。如果中子的丰度与质子的丰度相当，则可以观察到一些重要的特征，例如与亚光球层$γ$射线发射相一致的准热多GeV中微子，稍后的核合成以及余辉发射的重新变亮。此外，热MeV中微子是由电子正电子湮没、电子（正电子）俘获质子（中子）和核子韧致辐射产生的。虽然MeV中微子很难被探测到，但在km $^3$探测器和/或DeepCore+IceCube中有望探测到准热GeV中微子。在本文中，我们表明，中微子振荡有突出的影响，火球演化的动力学，也可以通过它们的味道比在地球上检测到。为此，我们推导了共振和荷电中性条件以及中微子自能和有效势的顺序$m_W^{-4}$在强，中等和弱磁场近似约束火球的动力学。我们发现了重要的影响：i）对于重子密度以及中子丰度大于质子的重子密度，共振振荡被抑制; ii）除了DeepCore探测器中预期的多GeV中微子数量之外，磁场的作用是降低质子与中子的比率。此外，我们还估计了沿喷流和地球上的GeV中微子味比。
2014-04-06 astro-ph.HE
Resonant Spin-Flavor Precession of Sterile Neutrinos
本研究分析超新星中有源中微子与重惰性中微子的共振自旋-味转换效应，推导转换后中微子流，并结合DUNE和Hyper-Kamiokande的中子化爆发事例率给出中微子磁矩的新约束，对eV级惰性中微子灵敏度达10^-15 μ_B量级。
2025-01-15 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Supernova Signatures of Neutrino Mass Ordering
世界各地的一套探测器正准备测量发生在银河系或附近的核心坍缩超新星的10秒中微子爆发的味道-能量-时间演化。未来十年将建造的下一代探测器将具有更高的风味灵敏度和统计数据。对这次爆发的观测不仅使我们能够窥视极端事件的致密物质内部，了解坍缩过程和残余物的诞生，而且中微子将带来关于中微子性质本身的信息。这篇评论调查了一些物理签名，目前未知的中微子质量模式将在地球上观察到的中微子事件的印记，强调最强大的和最少的模型依赖的签名的质量排序。
2017-12-16 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Combining collective, MSW, and turbulence effects in supernova neutrino flavor evolution
为了解码银河系核心坍缩超新星的中微子爆发信号，揭示爆炸的复杂内部工作原理，我们需要彻底了解从原始中子星向外的中微子味演化。由于中微子集体效应和物质效应，信号的味道含量会发生变化，这会导致非常有趣的相互作用和独特的光谱特征。在本文中，我们研究了超新星中微子的味道演变在三个不同的祖先，包括集体味道效应，米赫耶夫，斯米尔诺夫和沃尔芬斯坦转换的演变，由于通过恒星的冲击波通道，和湍流的影响。在氧-氖-镁超新星中，我们发现在反弹后的1 - 2秒窗口内，湍流的影响既短暂又轻微。因此，ONeMg超新星中微子信号中集体效应和冲击效应的光谱特征可能几乎是无湍流的，这使得它们最容易解释。对于更大质量的祖先，我们再次发现，小振幅湍流，高达10%，导致信号的最小修改，和新兴的中微子光谱保留集体和MSW功能。然而，当添加更大量的湍流（30%和50%）时，高密度共振通道中的集体和冲击波效应的特征在后期几乎完全模糊。然而，在同一时间，我们发现其他混合通道-低密度共振通道和非共振通道-开始发展湍流签名。在更大质量的铁核坍缩超新星外层的大幅度湍流运动可能会掩盖中微子信号中最明显的集体和冲击波效应的指纹，但不能完全消除它们，并在信号中带来新的特征。
2013-04-23 astro-ph.HE hep-ph
Rocks, Water and Noble Liquids: Unfolding the Flavor Contents of Supernova Neutrinos
测量核心坍缩超新星中微子，无论是来自银河系内的单个超新星，还是来自整个宇宙过去的核心坍缩（弥散超新星中微子背景，或DSNB），都是当前和下一代中微子实验的主要目标之一。由于小的统计数据和大的背景，检测通量的重轻子味（μ子和τ类型，统称$ν_x$）分量特别具有挑战性。虽然下一次银河系中微子爆发将在大量的中微子通道中观测到，允许测量少量的$ν_x$事件，但即使在使用传统探测器采集数十年数据之后，也只能预测扩散$ν_x$通量的上限。然而，古探测器可以通过味盲中性流相互作用测量来自银河系核心坍缩超新星的中微子的时间积分通量。在这项工作中，我们将展示如何结合测量的平均银河系核心坍缩超新星通量与古探测器和测量的DSNB电子型中微子通量与下一代水切伦科夫探测器超神冈和液体惰性气体探测器DUNE将允许确定平均超新星$ν_x$通量参数的精度为百分之十。
2022-03-23 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ex
Detecting the Supernova Breakout Burst in Terrestrial Neutrino Detectors
计算了几种典型的地面中微子探测器在探测和测量银河系核心坍缩超新星$ν_e$爆发光变曲线中的距离依赖性能。突破爆发是核心坍缩的一个标志性现象，它通过坍缩和反弹提供了一个探索恒星核心的途径。我们研究的情况下，没有中微子振荡和振荡由于正常和倒置中微子质量的层次结构。对于正常的层次结构，超新星发出的其他中微子味道压倒了$ν_e$信号，使得突破爆发的检测变得困难。对于倒置层次（IH），在某些距离处的某些检测器应该能够看到$ν_e$爆发峰值并测量其属性。对于IH，爆发爆发的最大亮度可以在10千秒差距处测量，对于Hyper-Kamiokande（Hyper-K），精度为$\sim$ 30%，对于深层地下中微子实验（DUNE），精度为$\sim$ 60%。超级神冈（Super-K）和江门地下中微子观测站（JUNO）缺乏进行精确测量所需的质量。对于IH，在Hyper-K中可以测量爆发爆发的最大亮度的时间，在7 kpc时精确到$\sim$ 3 ms，在DUNE中在4 kpc时精确到$\sim$ 2 ms，而JUNO和Super-K可以测量最大亮度的时间，在1 kpc时精确到$\sim$ 2 ms。IceCube中的探测器背景使$ν_e$爆发的测量不太可能。对于倒置的层次结构，突破爆发的最大亮度的测量可以用来区分核状态方程。
2016-02-03 astro-ph.HE
A hypercritical accretion scenario in Central Compact Objects accompanied with an expected neutrino burst
周期和周期导数的测量以及偶极辐射的正则模型提供了一种估算中心致密天体（CCO）低表面磁场的方法。在目前的工作中，一个方案是为了解释这种CCO的磁性行为。基于超临界吸积幕核坍缩后超新星阶段的磁流体动力学模拟，我们认为新生中子星的磁场可能在早期被掩埋。在这一阶段，热中微子主要通过对湮灭、等离子体衰变、光中微子发射等过程产生。我们研究了这些中微子在这种环境中的动力学，并估计了中微子事件的预期数量与它们在地球上的味道比。中微子爆发是唯一可行的可观察到的，可以提供令人信服的证据的超临界阶段，因此，隐藏的磁场机制作为最有利的情况下，解释异常低磁场估计的CCO。
2018-09-20 astro-ph.HE
Oscillation of high energy neutrinos in Choked GRBs
扼流伽马射线暴（CGRB）被认为是产生GeV-TeV能量范围内高能中微子的潜在候选者。这些CGRB的数量远远超过了成功的GRB。因此，利用目前正在运行的中微子望远镜IceCube观测这些宇宙天体的中微子是非常重要的。我们研究了这些高能中微子在超新星爆发前恒星环境中的三味中微子振荡，这是CGRB的原因。对于前超新星恒星，我们考虑了三种不同的模型，计算了这些恒星表面的中微子振荡几率和中微子通量。物质效应改变了恒星表面不同味道的中微子通量。我们还计算了这些高能中微子在地球表面的通量。我们发现，中微子能量低于\le 10 TeV的流量比不等于1：1：1，而更高的能量中微子它。
2013-04-17 astro-ph.HE hep-ph
Differentiating short gamma-ray bursts progenitors through multi-MeV neutrinos
随着最近的多信使探测，现代天文学的一个新分支已经出现。GW 170817事件与短伽马射线暴GRB 170817 A一起是有史以来第一次探测到引力波和电磁波。这些发现促使我们认为，在接下来的几年里，我们将通过三种不同的渠道来探测一个事件：包括上面提到的中微子，以及来自多个天体物理来源的中微子，比如从SN 1987 A探测到的中微子。一般认为短伽玛暴起源于黑洞（BH）与中子星（NS）的合并或NS-NS方案。特别是仅在后一种情况下，几个模拟表明磁场可以被放大到$10^{16}$ G。考虑到在初始阶段产生的热中微子的这种影响，我们可以区分短GRB祖通过中微子预期的味道比和不透明度所产生的重子加载的风在每个场景中喷出。此外，我们还发现从BH-NS系统中探测中微子比从NS-NS系统中探测中微子更可行。最后，我们还估计了地面探测器上预期的中微子事件的数量，发现有可能用Hyper-Kamiokande探测器从附近的足够能量的源中探测到中微子。
2021-02-02 astro-ph.HE
Impact of the collision model on the multi-messenger emission from Gamma-Ray Burst internal shocks
本文讨论了在伽马射线暴（GRB）内部激波场景中多种天体物理信使（中微子、宇宙射线、伽玛射线）的产生，重点讨论了两个壳层之间的碰撞动力学对火球演化的影响。除了非弹性的情况下，在等离子体壳合并时，他们碰撞，我们研究了超高效的冲击方案，其中一小部分的内能重新转换为动能，因此，两个壳的生存和保留在系统中。我们发现，在所有情况下，准扩散中微子流量从伽玛暴的水平$10^{-11}$到$10^{-10} \, \mathrm{GeV \, cm^{-2} \, s^{-1} \, sr^{-1}}$（每味）预计质子和重子负载为10，这是潜在的冰立方Gen2的范围内。多信使生产的碰撞模型的最高影响被观察到的超高效冲击的情况下，承诺高转换效率从动能到辐射能。然而，假设等离子体壳分离后的碰撞和生存作为单独的壳内的火球被认为是合理的，很少在多碰撞模型，使用流体动力学模拟与PLUTO代码的个别壳碰撞。
2020-04-09 astro-ph.HE
Multiflavor and multiband observations of neutrinos from core collapse supernovae
有人提出，伽马射线暴与超新星之间的联系可能表现在很大一部分核心坍缩的超新星中，这些超新星具有温和的相对论性喷流，不会从恒星的包层中爆发出来。中微子将提供这些喷流存在的证据。在这封信中，我们计算了~100 GeV中微子在km ^3探测器中诱发级联的事件率。我们还计算了~10 GeV中微子的所有口味的事件率与冰立方的DeepCore低能扩展。增加的事件发生率大大提高了km ^3探测器搜索这些伽马射线暗爆发的能力。对于10 Mpc的核心坍缩超新星，我们在DeepCore中发现了约4个事件，在IceCube/KM 3 Net中发现了约6个中微子诱导的级联。在~10 GeV的观测主要是对在扼流喷流中中微子产生的π分量敏感，而~100 GeV则取决于K介子分量。最后，我们讨论的扩展正在进行的光学后续计划的冰立方和Ancillo，包括中微子的所有口味在~10 GeV和中微子诱导的级联在~100 GeV的能量。
2010-04-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Neutrinos from gamma-ray bursts: propagation of cosmic rays in their host galaxies
伽马射线暴（GRB）被认为是超高能宇宙射线（UHECR）的候选源。研究了IceCube最近观测到的PeV中微子是由GRB宇宙射线与宿主星系中的星际气体相互作用产生的可能性。通过研究X射线吸收柱密度N_H与宿主星系表面恒星形成率的关系，发现N_H是宿主星系表面气体密度的一个很好的指示。从而计算了具有已知N_H的伽玛暴的CRs的中微子产生效率。我们收集了一个既有N_H测量值又有精确γ射线通量测量值的伽玛暴样本，并试图根据目前对伽玛暴及其宿主星系的认识来计算累积中微子通量。当伽玛暴产生的CR强度用观测到的$10^{19}{\rm eV}$以上的UHECR通量进行归一化时，在伽玛暴能量产生率遵循宇宙恒星形成率和CR扩散系数的有利假设下，PeV能量下的累积中微子通量估计约为$(0.3\pm0.2)\times10^{-8} \rm{GeV\ cm^{-2}\ s^{-1}\ sr^{-1}} $（每味）。这个通量不足以解释冰立方的观测结果，但是这个估计受到计算中一些假设的影响，因此我们目前不能排除这种情况。
2015-03-17 astro-ph.HE
Scalar nonstandard neutrino interactions in galactic supernovae
Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；Universidade Federal do ABC（ABC联邦大学）；Universidade Estadual de Campinas（坎皮纳斯州立大学）
本文研究利用银河系超新星中微子爆发探测标量非标准相互作用（SNSI），发现致密超新星环境会产生密度平方依赖的质量平方差修正，从而改变中微子质量本征态能级，并可使 SNSI 参数灵敏度比太阳或地球中微子源提高最多四个数量级。
2026-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
SN1987A constraints on the neutrino-dark-fermion interaction from resonant scattering with C$ν$B
Southern University of Science and Technology（南方科技大学）；University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）
该研究利用 SN1987A 数据，在贝叶斯框架下结合两种超新星中微子发射模型与两种耦合类型，约束中微子与暗费米子的相互作用，发现其新物理约束与重味发射等因素相关，并预测 Hyper-Kamiokande 未来高统计量爆发可给出有意义上限。
2026-09-03 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Induced Gravitational Collapse, Binary-Driven Hypernovae, Long Gramma-ray Bursts and Their Connection with Short Gamma-ray Bursts
短、长伽马射线暴（GRB）起源于具有特定能量释放、光谱、持续时间等特征的亚类，并具有二元祖先。我们在这里审查的双星驱动的超新星（BdHNe）子类的祖先是CO $_\textrm{core}$ -中子星（NS）。CO $_\textrm{core}$的超新星爆发在其中心产生了新的NS（$ν$ NS），并触发了NS的超临界吸积。NS可以变成更大的NS或坍缩成黑洞（BH）。我们总结了这个主题，从2012年的第一个分析估计到2018年最新的三维（3D）光滑粒子流体动力学（SPH）数值模拟。长伽玛暴比以前认为的更丰富、更复杂。SN和吸积解释了X射线的前兆。NS吸积，其崩溃和BH形成产生的SN喷出物的不对称性，这意味着一个三维伽玛暴分析。被喷出物包围的新生BH和从NS继承的磁场是\emph{inner engine}，电子-正电子（$e^+e^-$）等离子体和高能发射从该\emph{inner engine}开始。$e^+e^-$对喷出物的影响将SN转变为超新星（HN）。喷出物中的等离子体动力学解释了MeV域中的超相对论瞬发辐射和X射线域中的早期余辉的轻度相对论耀斑。$ν$ NS发射对HN的反馈解释了X射线晚余辉及其幂律机制。所有这些都与试图用超相对论喷流的动能解释所有GRB相的GRB模型形成了对比，传统上在“Brachisar-Fireball”模型中提出。此外，BdHNe以其不同的风味导致…
2019-05-15 astro-ph.HE gr-qc
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
Neutrino mass ordering from the next Galactic supernova at DUNE, HK, and JUNO
State Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所粒子天体物理国家重点实验室）；Indian Institute of Technology Guwahati（印度理工学院古瓦哈提分校）；Central University of Kashmir（克什米尔中央大学）；Tezpur University（特普尔大学）
研究利用银河系超新星的中微子信号，通过中子化爆发和吸积相上升时间两个观测量，结合DUNE、HK和JUNO探测器，实现中微子质量顺序的高显著性区分。
2026-06-04 astro-ph.HE hep-ph
Search for event bursts in XMASS-I associated with gravitational-wave events
我们在XMASS-I探测器中搜索了与LIGO/Virgo的O 1和O2期间探测到的11个引力波事件相关的事件爆发。在每个引力波事件的检测时间前后，对在完整的832公斤氙体积中收集的数据进行了简单而松散的切割。数据被分为四个能量范围从keV到MeV的区域。在不假设任何特定突发模型的情况下，我们在具有从0.02到10 s的各种时间宽度的滑动窗口中寻找事件突发。在每次引力波事件的$-$ 400和$+$ 10，000 s之间的时间窗内进行检索。对于双星中子星合并GW 170817，在XMASS-I探测器中没有观察到显著的事件爆发，并且我们通过相干弹性中微子-核散射设定了所有中微子味之和的中微子通量的90%置信水平上限。在假设中微子平均能量为20 MeV的费米-狄拉克谱的情况下，得到的上限为（1.3-2.1）$\times 10^{11}$ cm $^{-2}$。还计算了能量在14 - 100 MeV之间的单能中微子的注量极限。在其他10个被探测为双黑洞合并的引力波事件中，在对GW 151012的分析中，在1801.95-1803.95 s发现了一个具有3.0 $σ$显著性的爆发候选者。然而，在重建的能量和位置分布中没有发现与背景的显著偏差。考虑到分析11 GW事件的附加的看别处效应，找到与它们中的任何一个相关联的这样的突发候选者的意义是2.1 $σ$。
2020-12-30 astro-ph.HE astro-ph.IM hep-ex
A search for low-energy neutrino and antineutrino signals correlated with gamma-ray bursts with Borexino
利用2007年12月至2015年11月期间收集的Borexino数据，对与2，350个伽马射线暴（GRB）相关的中微子和反中微子事件进行了搜索。没有观察到统计学上显着超出背景的情况。我们寻找能逆转质子β衰变的电子反中微子（$\barν_e$），其能量范围为1.8 - 15，MeV，并设定了γ射线暴中微子注量的最佳极限为8，MeV。来自伽马射线暴的中微子和反中微子在电子上散射的信号也被搜寻，Borexino的放射性纯闪烁体使探测通道成为可能。我们得到了目前在7.MeV以下的所有味和种类的中微子注量的最佳极限。最后，伽玛暴和事件爆发之间的时间相关性进行了研究。我们的分析首次结合了两个半独立的数据采集系统：主要Borexino读出优化太阳中微子物理高达几MeV，和一个快速波形数字化仪系统调整的事件超过1\，MeV。
2016-10-20 astro-ph.HE
Probing non-standard neutrino interactions with a light boson from next galactic and diffuse supernova neutrinos
中微子与大质量玻色子的非标准相互作用可以在核坍缩超新星（SNe）的核心产生玻色子。玻色子从SN核发射后，它们随后衰变为中微子，可以改变SN中微子通量。我们表明，未来的观测中微子从下一个银河SN在超神冈（SK）和超神冈（HK）可以探测味普适的非标准中微子耦合到一个轻玻色子，提高了以前的限制从SN 1987A中微子爆发的几个数量级。我们还讨论了味普适的非标准中微子相互作用的灵敏度，在未来的观测扩散中微子从所有过去的SNe，被称为扩散超新星中微子背景（DSNB）。根据我们的分析，在HK，JUNO和DUNE实验中的DSNB观测可以探测到超过SN 1987 A约束的$\sim 2$倍的这种耦合。然而，我们的结果也受到一个很大的不确定性有关的DSNB的精确估计。
2022-12-12 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ex
MeV, GeV and TeV neutrinos from binary-driven hypernovae
我们分析了中微子（$ν$）发射通道的高能（$\gtrsim 10^{52}$ erg）的长伽玛射线暴内的双星驱动的超新星模型。双星驱动的超新星祖先是一个由碳氧星和中子星（NS）伴星组成的双星系统。这种引力坍缩导致了Ic型超新星爆发，并触发了超新星的吸积过程。在几分钟的轨道周期内，NS达到临界质量并形成黑洞（BH）。两种物理情况产生MeV $ν$。首先，在吸积过程中，NS表面通过热产生发射$ν$ - $\barν$对。我们计算了这样的$ν$发射的性质和风味演变。其次，如果SN喷出物的角动量足够高，黑洞周围可能会形成吸积盘。磁盘的高密度和温度是理想的MeV- $ν$生产。我们估计的味道演变，并发现$ν$振荡内的磁盘导致味道均分。这种效应降低了（与假定冷冻风味剂含量相比）在BH附近$ν$湮灭成电子-正电子（$e^+e^-$）对的能量沉积速率。然后我们分析了BH周围GeV-TeV $ν$的产生。BH周围的磁场与BH重力磁场相互作用，产生电场，通过真空击穿产生自发的$e^+e^-$对。成对的等离子体由于其内部压力而自我加速，并在膨胀过程中吞没质子。膨胀等离子体中的质子与周围质子的强子相互作用导致$ν$沿不同方向通过$π$和$μ$的衰变链在BH周围和远离BH的地方发射。这些$ν$具有GeV-TeV的能量，我们计算了它们的光谱和光度。我们还概述了一些当前和未来的$ν$检测器的检测概率。
2023-02-06 astro-ph.HE
An All-Sky Search for Three Flavors of Neutrinos from Gamma-Ray Bursts with the IceCube Neutrino Observatory
我们提出的结果和方法的搜索过程中产生的带电π介子衰变质子和伽马射线之间的相互作用，在整个天空的807伽马射线暴（GRBs）的即时发射过程中产生的中微子。这项为期三年的研究是IceCube中第一次从与GRB相关的电子，μ子和τ中微子中寻找类似于Cherenkov的光模式。我们检测到五个低意义的事件与五个伽玛暴。这些事件与大气μ子和中微子的背景预期是一致的。这一搜索的结果与冰立方四年来从与北半球GRB相关的μ子中微子中搜索轨道状切伦科夫光图案的结果相结合，产生了严格限制GRB火球中中微子和超高能宇宙射线产生的当前模型的限制。
2017-01-02 astro-ph.HE
Supernova Neutrinos: Production, Oscillations and Detection
中微子在大质量恒星的坍缩和爆炸中起着至关重要的作用，它控制着恒星核心的坍缩动力学，触发和推动爆炸，并驱动新形成的中子星的冷却和去质子化。由于它们的作用，中微子携带着来自爆炸中心的信息，并且由于它们的弱相互作用性质，提供了超新星中心动力学和热力学的唯一直接探针。本文综述了坍缩和爆炸恒星中中微子物理和信号形成模型的研究现状。我们评估当前和计划中的大型地下中微子探测器的能力，以产生忠实的信息的时间和味道依赖的中微子信号从未来的银河系超新星。我们展示了如何可观测到的中微子爆发将提供一个基准的基本超新星物理与前所未有的丰富的细节。利用测量到的中微子事件的宝藏需要仔细区分源产生的特性和起源于到达探测器的信号特征。至于后者，我们讨论了自诱导的味道转换与中微子中微子相互作用发生在最深的恒星区域;物质的影响，修改动态恒星信封的味道转换的模式;中微子振荡签名，导致与冲击波传播的结构特征，以及在后冲击层的湍流质量运动。最后，我们强调我们目前的理解形成的弥漫超新星中微子背景，我们分析的角度检测这个遗迹信号集成的贡献，从所有过去的核心坍缩超新星在宇宙中。
2016-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
A High-Precision Statistical Analysis of the SN1987A Neutrino Temporal Distribution
Università di Napoli Federico II and INFN, Sezione di Napoli（那不勒斯费德里科二世大学及意大利国家核物理研究院那不勒斯分部）；INFN, Laboratori Nazionali del Gran Sasso（意大利国家核物理研究院大萨索国家实验室）
本文通过高精度对齐Kamiokande-II和Baksan数据与IMB钟，减少时间不确定性至亚秒级，确定Baksan需提前30.4秒，Kamiokande-II需延迟6.4秒，支持吸积相电子反中微子起源，推翻中微子束流起源假说。
2026-08-25 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Status and Plans for the Array Control and Data Acquisition System of the Cherenkov Telescope Array
切伦科夫望远镜阵列（Cherenkov Telescope Array，CTA）是下一代大气切伦科夫伽马射线天文台。CTA将由两个装置组成，一个在北半球，另一个在南半球，包含数十个不同大小的望远镜。CTA的性能要求和固有的复杂性与操作，控制和监测这样一个大型的分布式多望远镜阵列导致在伽马射线天文学领域的新的挑战。ACTL（阵列控制和数据采集）系统将包括控制和监测CTA阵列所需的硬件和软件，以及时间戳，读出，过滤和存储-以几GB/s的聚合速率-科学数据。ACTL系统必须具有足够的灵活性，以便能够以最少的现场人员工作量同时自动操作多个望远镜子阵列。该系统的挑战之一是提供一个可靠的集成控制的大型和异构的设备集。此外，该系统还需要随时调整几十秒时间尺度的观测时间表，以考虑不断变化的环境条件，或优先处理伽马射线暴等时间紧迫的瞬变现象发出的科学警报。这一贡献提供了一个主要的设计选择和建设ACTL系统的计划的总结。
2015-09-03 astro-ph.HE astro-ph.IM
Overall Ultra-high Energy Neutrino Emission from GRBs during Jet Expansion
本研究考虑宇宙射线和次级粒子谱演化，数值求解连续性方程计算GRB喷流扩展期间的时间积分中微子能谱，发现大半径处中微子产生主导高能段，整体UHE中微子注量显著增大且味道分数改变，为下一代望远镜检验GRB作为UHECR源假设提供理论依据。
2025-02-24 astro-ph.HE
Extending the search for muon neutrinos coincident with gamma-ray bursts in IceCube data
利用冰立方中微子天文台对1172个伽马射线暴（GRB）的瞬发$γ$射线发射过程中产生的μ介子中微子进行了全天搜索。这些中微子的探测将构成伽玛暴中产生超高能宇宙射线（UHECR）的证据，因为加速质子与瞬发$γ$射线场之间的相互作用将产生带电π介子，这些π介子衰变为中微子。先前报道的从北半球GRB中寻找μ子中微子轨迹的研究已经扩展到包括另外三年的IceCube数据。在五年的IceCube数据中从南半球GRB中搜索这样的轨道，以提高我们对最高能量中微子的灵敏度。在新的数据中没有发现中微子事件和观测到的伽马射线暴之间有明显的相关性。结合这一结果与以前的μ介子中微子轨道搜索和搜索级联签名事件从所有中微子的口味，我们得到了新的约束单区火球模型的GRB中微子和UHECR生产。
2017-10-09 astro-ph.HE
