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
Supernova neutrinos and the turbulence power spectrum: point source statistics
在核心坍缩的超新星中产生的原中子星发射出的中微子在离开恒星之前必须经历大量的湍流。湍流可以改变中微子的味道演变，从而在地球上探测到的信号上留下印记。湍流对单个中微子的影响，以及中微子对之间的相关性，可能会表现出对湍流功率谱的敏感性，最近对核心坍缩超新星的二维流体动力学模拟中湍流的分析表明，功率谱可能不是先前假设的Kolmogorov 5/3逆幂律。本文研究了非Kolmogorov湍流功率谱对来自点源的中微子的影响，它是中微子能量和湍流振幅的函数。我们发现湍流对中微子的两种影响--扭曲相位效应和受激跃迁--都具有强和弱的极限，在这两种极限中，对功率谱的依赖性分别是不存在的或明显的。由于一个给定的能量的中微子将表现出这两种效果在不同时期的超新星每个不断变化的强度，我们发现有敏感性的中微子爆发信号中存在的功率谱从银河系超新星。
2015-07-06 astro-ph.SR hep-ph
The consequences of large θ_13 for the turbulence signatures in supernova neutrinos
从一个点源发射的单个中微子在穿过湍流超新星密度分布后的跃迁概率集被发现是从母分布中抽取的随机变量，其性质取决于爆炸的阶段、中微子能量和混合参数、观察到的通道以及湍流的性质，如振幅C*。本文研究了最近测得的混合角θ_13对超新星通过湍流时中微子味转变的影响。我们发现，θ_13的测量值相对较大，这意味着中微子相对不受C* <1%的小振幅湍流的影响，但随着C* 的增加，湍流效应迅速增长并扩展到所有混合通道。当C* > 10%时，高（H）密度共振混合通道中的湍流效应与θ_13无关，而当θ_13较大时，非共振混合通道对湍流效应更为敏感。
2013-02-15 astro-ph.SR hep-ph
Flavor composition of supernova neutrinos
本文研究了超新星中微子的味组成预测问题，发现外层标准物质效应可显著约束到达地球的中微子味比例，并基于退相干假设给出了正、倒置质量排序下的具体约束值。
2025-06-01 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Flavor Conversion Enhances or Suppresses Supernova Explodability Independent of the Progenitor Mass
Niels Bohr International Academy and DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
通过球对称核心坍缩超新星模拟，研究味转换在不同质量前身星中通过改变加热/冷却区域来增强或抑制激波复活效率，发现味转换位置、前身星性质和核状态方程共同决定爆发命运。
2026-08-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
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
Self-refraction of supernova neutrinos: mixed spectra and three-flavor instabilities
核心坍缩超新星中的中微子在它们自己的背景中经历相干的味道变换。我们在爆炸的冷却阶段探索这种现象。我们的三味计算揭示了定性的新效果相比，两种风味的分析。这些效果是特别清楚地看到了倒置的质量等级：我们发现一个不同的模式的光谱“交换”的中微子光谱和一个新的“混合”光谱的反中微子。简要讨论了相关的物理，包括不稳定的两味演变轨迹，3味模式的光谱“交换”，部分nonadiabaticity的演变。
2010-05-11 astro-ph.SR hep-ph
Fast Flavor Depolarization of Supernova Neutrinos
与味道有关的中微子发射对超新星的演化及其中微子信号至关重要。在致密的各向异性的恒星内部，中微子-中微子前向散射可以导致快速的集体中微子振荡，这具有惊人的后果。我们提出了一个快速味去极化理论，解释了中微子味差异如何变小，即，由于扩散到更小的角尺度，我们表明，横向弛豫决定的时代，这不可逆的去极化。我们给出了一种方法来计算退偏通量，提出了一个简单的初始条件，这可能是一个重要的输入超新星理论和中微子现象的显式公式。
2021-02-18 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
A few moments to diagnose fast flavor conversions of supernova neutrinos
从超新星发出的中微子可能会在核心上方几乎立即发生味道转换，这可能会对超新星动力学和核合成产生影响。然而，这种快速转换的精确条件可能很难计算，并且需要了解与味道相关的中微子通量的完整角分布，这在典型的超新星模拟中是不可用的。在本文中，我们表明，整体风味演变定性类似于所谓的“零模式”的增长，由背景物质和中微子密度决定，这可以可靠地预测，仅使用电子轻子数分布的第二角动量，即，$ν_e$和$\barν_e$通量的角分布的差异。我们建议，这种零模式，既不需要计算完整的格林函数，也不需要详细的知识的角分布，可能是有用的初步诊断可能的快速味转换超新星模拟与适度解决的角分布
2018-11-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-standard neutrino self-interactions in a supernova and fast flavor conversions
我们研究了从核塌缩超新星中流出的中微子的非标准自相互作用（NSSI）效应。我们表明，与NSSI，标准的线性稳定性分析产生线性以及指数增长的解决方案。对于一个两箱的频谱，我们分析表明，风味保存NSSI导致双极集体振荡的抑制。在相交四束模型中，我们证明了即使中微子束和反中微子束之间的夹角是钝角，味道违反NSSI也会导致快速振荡，这在标准模型中是不允许的。这导致了新的可能性快速振荡的双束系统与相反的中微子反中微子通量，即使在没有任何空间不均匀性。最后，我们解决了在四梁模型数值的完全非线性运动方程，并探讨了快速和缓慢的味道转换在长时间的行为，在存在NSSI的相互作用。
2018-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Flavor stability analysis of supernova neutrino fluxes compared with simulations
我们应用线性化的稳定性分析简化模型的吸积相中微子流从超新星。我们比较结果与最近的数值研究，发现非常好的协议。这为线性化稳定性分析可进一步应用于更现实的模型提供了信心。
2011-10-25 astro-ph.SR hep-ph
Stability of three neutrino flavor conversion in supernovae
中微子-中微子相互作用可以导致核心坍缩超新星的密集部分的集体味道转换。导致集体转换的不稳定性不断增加，在两个中微子物种的限制下进行了深入的研究，并在完美的球形超新星的情况下发生颠倒的质量排序。我们研究两个简单的模型碰撞和相交的中微子束和显示，三个中微子物种的不稳定性也存在正常的质量排序，即使在一个完全对称的系统。而不稳定性倒置的质量排序是与$Δm_{31}^2$，新的不稳定性，我们发现正常的质量排序是与$Δm_{21}^2$。因此，这些新的不稳定性的增长率为正常秩序是较小的数量级相比，研究的情况下，倒序的速率。
2019-06-24 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Neutrino Flavor Conversion Shapes the Rate of Failed Core-collapse Supernovae
Niels Bohr International Academy and DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
通过模拟195个质量在9到120太阳质量之间的恒星坍缩，并加入中微子味转换的示意性处理，发现味转换重塑了大质量恒星的可爆性（尤其在16-30太阳质量范围）并改变了致密残骸质量分布，从而将中微子味转换确定为预测中子星和黑洞种群的基本要素。
2026-08-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Self-induced flavor conversion of supernova neutrinos on small scales
超新星中微子的自诱导味转换是中微子-中微子色散的一个普遍特征。味空间中相应的逃逸模式可以自发地打破中微子通量的原始对称性，特别是可以自发地产生小尺度的功能，如最近的示意图研究所示。然而，不可避免的“多角度物质效应”将这些小尺度的不稳定性转移到物质和中微子密度的区域，这些区域在从SN出来的路上不会遇到。在最大尺度上均匀的传统模式最容易出现不稳定性，因此为自诱导风味转换的出现提供了最灵敏的测试。作为一个副产品，我们澄清了膨胀中微子气体的时间演化和静态SN中微子通量的径向演化之间的关系。我们的结果取决于几个简化的假设，特别是平稳的解决方案，没有一个“向后”中微子通量所造成的剩余散射，和全球球形对称的排放。
2016-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Suppression of Self-Induced Flavor Conversion in the Supernova Accretion Phase
超新星中微子的自诱导味转换可以强烈地改变味相关通量。利用15Msun球对称模型的吸积相物质剖面和相应的中微子通量，对线性化的味稳定性进行了分析。我们使用现实的能量和角度分布，后者强烈偏离准各向同性发射，从而占多角度和多能量的影响。对于我们的物质和中微子密度分布，我们总是找到稳定的条件：味道转换仅限于通常的MSW效应。在这种情况下，如果混合角θ_13与最近的实验所建议的一样大，人们就可以区分SN中微子信号中的中微子质量等级。
2012-02-20 astro-ph.SR hep-ph
Numerical and Physical Stability of Supernova Neutrino Flavor Evolution
本文研究了中微子味超新星中微子球外的演化使用一维模型，保留了中微子中微子相互作用的非线性性质，以及一些方面的完整的几何。在某些极限情况下，分析结果可以显示出与（线性）太阳中微子味演化中的对应物不同的行为。对于更一般的情况，数值解需要扩展的数值算法来实现稳定的解决方案，这些解决方案表现出标准的混沌行为。
2015-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutrino mass hierarchy and three-flavor spectral splits of supernova neutrinos
最近人们意识到，三味效应可以特别地修改由集体振荡引起的光谱分裂的发展，对于在质子中子星冷却阶段发射的超新星中微子。我们系统地探讨这种情况下，解释如何影响这些三味效应取决于中微子质量的排序。在倒置的质量等级中，太阳质量分裂引起（反）中微子能谱区域的不稳定性，而这些区域在由大气质量分裂和1-3混合角控制的主导双味演化下是稳定的。结果，在电子（反）中微子光谱中发现的高能光谱分裂消失了，并转移到其他口味。不完美的绝热性导致光谱交换特征的拖尾。在正常的质量等级中，三味和双味不稳定性作用在中微子能谱的同一区域，导致只有轻微偏离双味处理。
2010-05-28 astro-ph.SR hep-ph
Supernova deleptonization asymmetry: Impact on self-induced flavor conversion
在核塌缩超新星的吸积阶段，最近发现去轻子化通量发展出一种全局偶极模式（LESA--轻子发射自维持不对称）。$ν_e$减去$\barν_e$的通量基本上在一个方向上消失，潜在地促进自诱导的风味转化。另一方面，在失速的冲击波之下，自诱导的味道转换通常被多角度物质效应抑制，从而防止味道转换对SN爆炸动力学的任何影响。在SN中微子通量的示意模型中，我们研究了修正的$\barν_e$ - $ν_e$通量不对称性对集体味转换的影响。在由物质密度和有效中微子密度组成的参数空间中，对于消失的轻子数通量，自诱导味转换的不稳定区域要大得多，但这种修改并不相交于现实的SN轮廓。因此，看来，即使在LESA的存在下，自诱导的风味转换仍然抑制低于冲击波阵面。
2015-09-04 astro-ph.SR hep-ph
How Turbulence Enables Core-Collapse Supernova Explosions
核心坍缩超新星（CCSN）理论的一个重要结果是，球对称的一维模拟通常不会爆炸，但多维模拟经常爆炸。数值研究表明，湍流缓解了爆炸的条件，但如何没有完全理解。我们开发了一个中微子驱动的对流湍流模型，并表明，这种湍流模型减少了约30%的爆炸条件，与多维模拟一致。此外，我们确定哪些湍流条款使爆炸。与先前的建议相反，湍流冲压压力不是减少爆炸条件的主导因素。相反，有许多影响因素，冲压压力只是其中之一，但占主导地位的因素是湍流耗散（TD）。首先，TD提供额外的热量，增加显着的热压，并减少爆炸的条件。这种TD功率的来源是湍流动能，其最终从不稳定对流廓线的较高电势获得其能量。结合爆炸条件研究湍流模型可以获得仅通过分析复杂的多维模拟难以获得的洞察力。爆炸条件提供了一个明确的诊断来解释为什么恒星爆炸，湍流模型允许我们探索湍流如何使爆炸。虽然我们发现湍流耗散是成功的超新星爆炸的重要贡献者，但重要的是要注意，这项工作在某种程度上是定性的。因此，我们提出了一些方法来进一步验证和验证我们的预测与多维模拟。
2019-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova neutrino halo and the suppression of self-induced flavor conversion
从超新星（SN）核心流出的中微子偶尔会在包层中散射，产生一个小的“中微子晕”，其角度分布比直接来自核心的主通量要宽得多。Cherry等人（2012）最近指出，在吸积阶段，晕实际上在超过100公里的距离上主导中微子-中微子折射。然而，多角度物质效应（如果角度分布更宽，则会增加）似乎仍然抑制了在吸积阶段期间的自诱导风味转换。
2012-06-20 astro-ph.SR hep-ph
Stimulated neutrino transformation through turbulence on a changing density profile and application to supernovae
我们将受激中微子跃迁模型应用于中微子在非恒定密度分布上通过湍流的情形。我们描述了一种方法来预测大振幅转换的位置，并通过与使用模型超新星（SN）剖面的数值计算进行比较来证明这种方法的有效性。湍流的重要波长尺度，无论是那些刺激中微子转换和那些抑制它们，介绍和讨论。然后，我们研究的影响，改变参数的湍流光谱，特别是均方根振幅和截止波长，并显示如何刺激跃迁模型提供了一个解释的振幅和数量的增加与大振幅湍流的过渡，以及抑制或不存在的过渡长截止波长。该方法也可以用来预测的位置之间的过渡的反中微子状态，在正常的层次结构中，我们正在使用，将不会经历米赫耶夫-Smirnov-Wolfenstein（MSW）过渡。最后，受激中微子跃迁的方法被施加到湍流推导发现在2D超新星模拟和解释的最小观察到的影响中微子振荡在模拟中作为是由于过度的长波长模式抑制过渡和模式，满足参数共振条件的情况下。
2015-01-07 astro-ph.SR hep-ph
Axial symmetry breaking in self-induced flavor conversion of supernova neutrino fluxes
中微子-中微子折射导致稠密中微子流中的自诱导味道转换。我们首次将中微子传播的方位角作为一个显式变量，并发现了一个新的通用多方位角（MAA）不稳定性，对于简单的光谱，发生在正常的中微子质量层次。物质抑制这种不稳定性的超新星需要更大的密度比传统的双峰的情况。新的不稳定性表明，集体风味振荡方程的解不需要继承的初始或边界条件的对称性。这种范式的变化需要重新考虑这一领域的许多成果。
2014-11-17 astro-ph.SR hep-ph
Flavor stability analysis of dense supernova neutrinos with flavor-dependent angular distributions
超新星中微子自感味转换是与恒星最深区中微子-中微子相互作用有关的，其数值模拟通常采用“灯泡模型”。在这种近似下，中微子被认为是由一个普通的中微子层半各向同性地发射出来的。在最近的参考文献\cite{Mirizzi:2011tu}中，我们通过引入SN中微子的味依赖角分布来消除这个假设，正如核塌缩模拟所建议的那样。我们已经发现，在这种情况下，一个新的多角度的不稳定性，在自诱导的风味转变可能会出现。在这项工作中，我们进行了广泛的研究这种效果，进行了线性化的风味稳定性分析不同的SN中微子能量通量和角分布，在正常和倒置的中微子质量层次。我们确认，光谱的不同nu物种交叉角空间（其中F_{ν_e} = F_{ν_x}和F_{\barν_e} = F_{\barν_x}）提出了一个显着增强的味道不稳定性，和偏移的发病的味道转换在较小的半径相对于各向同性中微子发射的情况下。我们还说明了如何定性（有时是定量）的了解这些系统的动态如下从稳定性分析。
2012-10-05 astro-ph.SR hep-ph
TeV-scale bileptons, see-saw type II and lepton flavor violation in core-collapse supernova
核心坍缩超新星内核中的电子和电子中微子是高度简并的，因此在爆炸的几秒钟内数量众多。相比之下，其他味的轻子是非简并的，因此相对稀少。这是由于轻子味道守恒。如果这个守恒定律被一些非标准相互作用打破，电子中微子就会转化为μ子和τ中微子，而电子则转化为μ子。这会影响超新星动力学和超新星中微子信号。我们考虑轻子味违反介导的标量双轻子，即轻子数为2的重标量的相互作用。结果表明，在TeV质量的双轻子的情况下，电子费米气体与非电子物种内部的超新星核心在（1-100）ms的顺序的时间尺度上的平衡。特别是，标量三重态产生中微子质量通过跷跷板II型机制被认为是。发现超新星核心对尚未探测到的三重态质量和耦合值很敏感。
2010-03-15 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
Supernova neutrino flavor evolution at high densities
这些会议记录涵盖了中微子通过高物质和中微子密度附近的原中子星在核心坍缩超新星传播的各个方面。这个机制的一个重要特征是中微子-中微子相互作用的影响。讨论了这个非线性多中微子系统的性质，特别强调了它的对称性。
2011-11-09 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Shock-Turbulence Interaction in Core-Collapse Supernovae
在大质量恒星生命的最后阶段，核壳燃烧伴随着强烈的湍流对流。由此产生的波动通过放大激波后区域的非径向流来帮助超新星爆炸。在这项工作中，我们使用线性微扰理论研究这种放大背后的物理机制。我们模拟的冲击波作为一个一维的平面不连续性，并考虑其与涡量和熵扰动的上游流的相互作用。我们发现，当扰动穿过激波时，它们的总湍流动能被放大了$\sim\!2$倍，而湍流涡旋的平均线性尺寸减小了大约相同的因子。这些值对上游湍流参数和激波处的核解离效率不敏感。最后，我们讨论了我们的结果的超新星爆炸机制的含义。我们发现，上游扰动可以使中微子产生爆炸的临界光度降低几个百分点。
2016-05-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Flavor Oscillations in Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星是研究中微子物理学许多方面的独特实验室。核心坍缩超新星中原中子星附近的特征是大物质和中微子密度。这个区域的一个显著特征是中微子-中微子相互作用的影响。随后的非线性多中微子系统的性质进行检查，特别强调其集体行为和对称性。中微子的性质和相互作用的r-过程核合成，可能发生在超新星环境的影响进行了讨论。
2012-09-26 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Lepton flavor violating New Physics and supernova explosion
核心坍缩超新星内核中的电子和电子中微子是高度简并的，因此在爆炸的几秒钟内数量众多。相比之下，其他味的轻子是非简并的，因此相对稀少。这是由于轻子味道守恒。如果这个守恒定律被一些非标准的相互作用打破，电子中微子就会转化为μ子和τ中微子，电子也会转化为μ子。这会以几种方式影响超新星动力学和超新星中微子信号。特别是，总的中微子亮度在第一秒的崩溃增加，由于更大的自由程的非电子中微子。这种效应可能会产生重要的后果，因为众所周知，中微子亮度的增加会促进爆炸。我们考虑介导轻子味破坏的标量双轻子对标准模型的推广。结果表明，在TeV质量的双轻子的情况下，电子费米气体与非电子物种内部的超新星核心在（1-100）ms的顺序的时间尺度上的平衡。特别是，标量三重态产生中微子质量通过跷跷板II型机制被认为是。在这种情况下，没有观测到稀有衰变和中微子混合和中微子质量的数据限制了可能的轻子味破坏效应。然而，在模型的参数空间中存在一个区域，它适合所有的实验约束，并提供足够的轻子味破坏在超新星中的可观察到的影响。
2010-10-05 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
The Role of Collective Neutrino Flavor Oscillations in Core-Collapse Supernova Shock Revival
我们探讨了由于中微子-中微子相互作用引起的集体中微子味振荡对停滞核塌缩超新星激波后中微子加热的影响。我们进行轴对称（2D）辐射流体动力学核心坍缩超新星模拟，跟踪的第一个400毫秒后核心反弹的演变在11.2太阳质量和15太阳质量的祖星。使用这些二维模拟的输入，我们进行中微子味振荡计算在多能量单角度和多角度单能量近似。我们的研究结果表明，风味转换不会设置，直到接近或以外的失速冲击，提高加热不超过百分之几，在最乐观的情况下。因此，我们得出结论，标准的核心坍缩超新星的反弹前爆炸动力学仍然不受中微子振荡。在高电子密度区域的多角度效应可以进一步抑制集体振荡，加强我们的结论。
2012-02-01 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
A Critical Assessment of Turbulence Models for 1D Core-Collapse Supernova Simulations
最近有人提出，全球或局部湍流模型可以用来模拟核心坍缩超新星爆炸的球对称（1D）比传统的方法参数化的1D模型更一致。然而，更仔细的分析所提出的计划揭示了重要的一致性问题。最值得注意的是，他们系统地违反能量守恒，因为他们不平衡浮力能量产生的条款，减少势能，从而未能占物理能源的浮力对流feedon.We还指出其他非平凡的一致性要求可行的湍流模型。Kuhfuss（1986）的模型被证明比新提出的超新星模型更加一致，但仍然不能自然地解释预测爆炸性质的所有相关物理学。我们进行数值模拟的$20 M_\odot$祖进一步说明一维湍流模型的问题。如果浮力驱动项以保守方式表述，则相应非保守湍流模型的$\mathord{\sim}2\times 10^{51}\, \mathrm{erg}$的爆炸能量降低为$<10^{48}\,\mathrm{erg}$，即使激波持续膨胀。这表明，保护问题不容忽视。虽然合理的能量可以达到使用能量守恒模型时，湍流粘度，它是值得怀疑的爆炸的能量预算是否是由相同的机制，在多维模型。我们的结论是，1D湍流模型的基础上，球形雷诺分解不能提供一个更一致的方法超新星爆炸和残骸的性质比其他唯象方法之前，一些基本问题得到解决。
2019-06-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Collective Flavor Oscillations Of Supernova Neutrinos and r-Process Nucleosynthesis
核心坍缩超新星内部的中微子-中微子相互作用可能会引起集体味道振荡，导致味道之间的交换。这些振荡依赖于初始能谱，以及中微子的相对通量或相对光度。已经观察到，偏离不同风味之间的能量均分可以引起一个或多个急剧的能量光谱交换，称为分裂。我们研究了中微子和反中微子光谱分裂的发生，不同的初始能谱模型的初始相对通量，在正常和倒置的层次。这些初始的相对通量变化引起几种可能的分裂模式，而不同模型的能量谱的变化给出了类似的结果。我们探讨这些光谱分裂的电子分数，$Y_e$，支配r-过程核合成超新星内的效果。由于光谱分裂修改的电子中微子和反中微子的光谱在该地区的r-过程被假定发生，由于光谱分裂的模式取决于初始条件的光谱和中微子的质量等级，我们表明，成功的r-过程核合成所需的条件$Y_e < 0.5$将导致对初始光谱条件的约束，对于一个给定的中微子质量等级。
2010-06-18 astro-ph.SR hep-ph
Turbulence Generation by Shock-Acoustic-Wave Interaction in Core-Collapse Supernovae
核壳燃烧高级阶段的对流不稳定性在中微子驱动的超新星爆炸中起着重要作用。在我们以前的工作中，我们用线性微扰理论研究了涡旋波和熵波与超新星激波的相互作用。在本文中，我们扩展了我们的工作，通过研究声波的影响。当声波穿过激波时，扰动激波在激波后流中诱导出一个熵波和涡量波场。我们发现，即使当上游流被假定为占主导地位的声波扰动，激波产生的涡量波包含了大部分的湍流动能在激波后的区域，而熵波产生的激波后是负责大部分的密度扰动。熵扰动预计将成为浮力作为重力的响应，然后在激波后区域产生额外的湍流。这导致产生爆炸所需的临界中微子光度适度降低，我们估计其小于$ \sim 5 \% $。
2018-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Implications of turbulence for jets in core-collapse supernova explosions
核心坍缩超新星（CCSNe）中的湍流最近被证明可以缓解激波复苏，但它也可能导致在新生的中子星（NS）周围形成间歇性的厚吸积盘或吸积带。吸积形态是沿极向形成两个低密度漏斗。然后，盘可能发射具有变化的轴向的射流，即，抖动的喷气机，通过两个相反的漏斗。在这种抖动喷流机制中，喷流的能量贡献可能导致爆炸能量E>10^51erg，即使失速激波没有复活。我们加强了抖动射流机制作为CCSNe的一种可能的爆炸机制。
2015-05-05 astro-ph.SR
No collective neutrino flavor conversions during the supernova accretion phase
在反弹后的吸积阶段，从核心坍缩超新星（SNe）发出的大中微子通量具有不同的味道层次，提供了最好的机会来检测中微子味道振荡的影响。我们执行一个专门的研究SN中微子的味道在吸积阶段的演变，使用最近的中微子辐射流体动力学模拟的结果。与仅存在中微子-中微子相互作用时的预期相反，我们发现与致密普通物质相关的多角度效应抑制了集体振荡。这与大质量铁核祖先的核塌缩SNe的吸积阶段的高物质密度有关。物质抑制意味着中微子振荡将在中微子输运区之外开始，因此对中微子加热和爆炸动力学的影响可以忽略不计。此外，在混合角$θ_{13}$不是很小的情况下，基于通常的SN地幔中的Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein效应和地球物质效应，可能探测到来自吸积阶段的下一个银河SN中微子信号，可以揭示中微子质量等级。
2011-10-03 astro-ph.SR hep-ph
On the Observability of Collective Flavor Oscillations in Diffuse Supernova Neutrino Background
集体味振荡已知会在超新星（SN）中微子和反中微子光谱中产生多重分裂。这些光谱分裂不仅取决于中微子的质量等级，而且还取决于初始的相对通量组成。对未来银河系超新星信号中光谱分裂的观测有望揭示中微子的质量等级模式。然而，由于扩散超新星中微子背景（DSNB）由所有过去超新星的中微子通量叠加而成，并且由于不同的超新星预计具有略微不同的初始通量，因此检查集体振荡的等级依赖签名是否可以在通量谱的平均化中幸存下来是相关的。由于中微子和反中微子的初始相对通量谱的SN的实际分布是未知的，我们假设它们的对数正态分布。我们研究了层次灵敏度对对数正态分布函数的均值和方差的依赖性。我们发现，层次的敏感性依赖于相对初始亮度的平均值至关重要。宽度的作用是降低所有平均初始相对光度值的层次敏感性。我们发现，在非常小的混合角（$θ_{13}$）的限制，只考虑统计误差，即使是非常温和的值的方差，几乎没有可检测的层次的灵敏度，如果平均相对光度的$ν_e$和$\barν_e$大于1。
2011-08-12 astro-ph.SR hep-ph
The Effect of the Fast-Flavor Instability on Core-Collapse Supernova Models: II. Quasi-Equipartition and the Impact of Various Angular Reconstruction Methods
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Princeton University（普林斯顿大学）
本文研究了快味转换对核心坍缩超新星模型的影响，提出了一种准等分近似方法，用于估算FFC改变的中微子属性，该方法在1D和2D模型中误差均低于10%。
2025-11-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosive nucleosynthesis with fast neutrino-flavor conversion in core-collapse supernovae
快速中微子味转换（FFC）是核心坍缩超新星（CCSN）理论中可能改变游戏规则的成分。在本文中，我们研究的影响，包括FFC与非对称中微子发射到核合成计算参数的方式结合爆炸核合成的影响。我们发现，喷出物的组成是没有明显的影响，FFC比Co轻的元素，而组成的影响，FFC的较重的元素。我们还发现，FFC的作用取决于中微子发射的不对称程度（$m_{\rm asy}$）和中微子味混合的程度。FFC对$m_{\rm asy}$的影响不是单调的，当$m_{\rm asy}$达到$\sim 10\%$时，喷出物成分的变化比无FFC时增大，而FFC对超大非对称中微子发射（$\gtrsim 30 \%$）的核合成影响很小.我们的研究结果表明，FFC有利于在大多数情况下，富中子的喷出物的生产，虽然它使喷出物更富质子，如果反中微子的转换比中微子的转换更有力。这种趋势的关键因素是中微子吸收，其对核合成的影响可以通过简单的诊断来量化。
2022-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Global Turbulence Model for Neutrino-Driven Convection in Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星（CCSNe）的模拟结果是，一旦中微子光度超过临界曲线，就会发生成功的爆炸，最近的模拟表明，湍流通过降低这一临界中微子光度进一步使爆炸成为可能。我们提出了一个理论框架来推导这一结果，并通过推导平均场方程来迈出第一步。利用雷诺分解，我们将流动变量分解为背景和湍流，并推导出它们演化的自洽平均方程。作为CCSN问题的基本要求，这些方程自然包含了稳态吸积、中微子加热和冷却、非零熵梯度以及与浮力驱动、再分布和耗散相关的湍流项。此外，分析二维（2D）CCSN模拟验证这些湍流平均方程，我们表明，湍流的物理完全占1D和2D CCSN模拟之间的差异。作为一个前奏推导减少临界光度，我们确定的湍流条款，最影响爆炸的条件。一般来说，湍流方程需要闭合模型，但这些闭合模型取决于流动的宏观性质。为了推导出适合CCSNe的闭合模型，我们挑选了相关闭合模型的文献，并将每个模型与2D模拟进行比较。这些模型采用局部封闭近似，无法再现中微子驱动湍流的全局特性。出于这些局部模型的通用故障，我们提出了一个原始的湍流模型，它结合了全球性的流动。该全球模式准确地再现了湍流廓线和2D CCSN模拟的演变。
2011-10-13 astro-ph.SR
The Effect of Supernovae on the Turbulence and Dispersal of Molecular Clouds
虽然超新星反馈在星系中的重要性已经得到了很好的证实，但它在分子云尺度上的作用仍然存在争议。在这项工作中，我们专注于超新星对单个云的影响，使用高分辨率的磁流体动力学模拟250 pc的区域，我们解决了单个大质量恒星的形成。超新星反馈是用真正的超新星来实现的，这些超新星是被解析的大质量恒星的自然演化，因此它们的位置和时间是自洽的。我们选择了一个大样本的分子云的模拟研究超新星能量注入和由此产生的分子云的属性。我们发现，分子云有几个动力学时间的寿命，不到一半的人的合同成为引力约束点，和绑定云的分散时间，一阶动力学时间，是一个因素的两个短于未绑定云。我们强调内部超新星的重要性，即大质量恒星在其母云中爆炸，在设置云分散时间，以及与超新星随机分布的模型相比其巨大的密度过高。我们还量化了超新星的能量注入效率作为超新星到云的距离的函数。我们的结论是，间歇性的驱动超新星可以维持分子云的湍流，并可能是云分散的主要过程。超新星在分子云演化中的作用，如果没有自洽的反馈，就不能完全解释。
2020-07-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutrino flavor evolution in dense environments and the r-process
在稠密的环境中，标准和非标准中微子与背景粒子的相互作用触发了各种各样的味道机制，这些机制可以影响r-过程核合成丰度。未来对银河系外超新星的观测将告诉我们中微子的性质以及产生中微子的天体物理来源。即将进行的漫超新星中微子背景测量构成了一个独特的信息来源。我们强调最近的一些事态发展。
2021-11-16 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
The impact of progenitor asymmetries on the neutrino-driven convection in core-collapse supernovae
大质量恒星在核心坍缩超新星中的爆炸可能是由它们最里面的核燃烧壳层中发展的对流不稳定性所帮助的。由此产生的波动通过在超新星激波后面产生额外的湍流来支持爆炸。有人建议，浮力密度扰动所产生的相互作用的崩溃前的不对称性与冲击波可能是主要的贡献者的中微子驱动的湍流对流的增强在冲击波后的区域。采用三维数值模拟的玩具模型，我们调查的冲击波后湍流的影响，这种密度扰动。我们考虑了广泛的扰动参数。的空间尺度和扰动的幅度被认为是相当重要的。当扰动频率接近增益区对流翻转频率时，湍流特别增强。我们的分析证实，浮力密度扰动确实是增益区中额外湍流的主要来源，验证了先前的数量级估计。
2020-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
mu->e Gamma decay versus mu->eee bound and lepton flavor violating processes in supernova
即使是微小的轻子味违反（LFV）由于一些新物理学能够改变坍缩超新星核心内的条件，并可能促进爆炸。LFV自然出现在中微子质量产生的See-Saw II型模型中。实验上LFV受到稀有轻子衰变搜索的限制。特别是，强边界上的μ-> μ分支比和μ-e转换概率μ子金。目前，在MEG实验中正在研究μ->e伽马衰变，该实验旨在在未来三年内大幅提高灵敏度。我们寻找一个See-Saw II型LFV模式，它符合所有的实验约束，提供Br（mu->e γ）不小于Br（mu-> γ），并确保在超新星LFV过程的速率足够高，以修改超新星物理。这些要求足以消除模型中几乎所有的自由度。特别地，它们导致预测0.5*10^（-12）< Br（mu->e γ）< 6*10^（-12），这在最近的将来可由MEG检验。所考虑的情况下，也约束中微子质量混合模式，并提供上下限的τ轻子LFV衰变。我们还简要地讨论了一个模型与一个单一的双轻子，其中的μ-> μ衰变是在树的水平缺席。
2011-05-27 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
Is molecular cloud turbulence driven by external supernova explosions?
我们提出了高分辨率（$\sim$ 0.1 pc），流体动力学和磁流体动力学模拟调查是否可以产生和维持外部超新星（SN）爆炸所观察到的分子云（MC）湍流水平。MC是在大尺度银河系环境中自洽形成的，其形成过程是H $_2$和CO的非平衡形成过程，包括（自）屏蔽和重要的加热和冷却过程。MC从扩散ISM中继承了其初始湍流水平，其中湍流由SN爆炸注入。然而，通过系统地探索个别SNe离开云外的影响，我们发现，在后期阶段，SN驱动湍流的重要性显着降低。这适用于不同的MC质量以及具有和不具有磁场的MC。SN的影响也随着距离的增大而迅速减小。附近的SNe（$d$ $\sim$ 25 pc）将MC的湍流速度分散提高了70%（高达几km s $^{-1}$）。然而，对于$d$ $>$ 50 pc，它们的影响随着$d$的增加而快速降低，几乎可以忽略不计。对于所有探测的距离，速度色散的增益在几十万年内迅速衰减。这明显短于在太阳邻域条件下（$\sim$ 200万年）MC被附近SN撞击的平均时间尺度。因此，在这些条件下，SNe不能维持所观察到的MC湍流水平。然而，在具有高气体表面密度和SN率的环境中，如中央分子区，观察到的升高的MC分散可以由外部SNe触发。
2018-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
