Observing Supernova Neutrino Light Curves with Super-Kamiokande. II. Impact of the Nuclear Equation of State
利用原中子星（PNS）冷却的模拟结果，对Super-Kamiokande超新星中微子事件率的后期演化进行了评估。在本工作中，我们扩展了Suwa等人的结果。（2019）[arXiv：1904.09996]，该结果研究了对PNS质量的依赖性，但重点关注核物质状态方程（EOS）的影响。我们发现中微子事件率同时依赖于高密度和低密度状态方程，前者决定PNS的半径，后者影响其表面温度。基于目前对中微子事件率的评估，我们提出了一种新的分析方法来提取中微子平均能量的时间变化，考虑到观测中的统计误差。
2022-01-31 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Observing Supernova Neutrino Light Curves with Super-Kamiokande. V. Distance Estimation with Neutrinos
该研究提出利用中子星半径与超新星距离的关系，结合中微子方向定位及 X 射线、引力波半径信息，在 95% 置信水平下将距离不确定度控制在 15% 以内。
2025-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Robust measurement of supernova $ν_e$ spectra with future neutrino detectors
测量来自超新星的精确的全味中微子信息对于理解核心坍缩过程以及中微子性质至关重要。我们应用卡方分析不同的检测器设置，探索确定$ν_{e}$光谱参数。使用一个长期的二维核心崩溃模拟与三个随时间变化的光谱参数，我们生成模拟数据，以检查当前的超级神冈探测器的能力，并比较钆，超神冈，和DUNE的相对改进。我们表明，在一个现实的三个光谱参数的框架中，添加钆的超级神冈允许在$ν_e$测定的定性改善。Hyper-Kamiokande和DUNE将进行重大改进，从而可以更精确地测定$ν_e$光谱参数。
2018-01-15 astro-ph.HE hep-ex
Disentangling Sub-GeV Dark Matter from the Diffuse Supernova Neutrino Background using Hyper-Kamiokande
本文研究Hyper-Kamiokande探测DSNB时亚GeV暗物质湮灭中微子造成的背景干扰，提出利用信号方向性差异的开关分析方法来缓解该效应。
2022-12-15 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ex
Detecting Fast Time Variations in the Supernova Neutrino Flux with Hyper-Kamiokande
为了探测来自银河系超新星的中微子，计划中的Hyper-Kamiokande探测器将是第一个提供高事件率（约为IceCube速率的三分之一）和事件能量信息的探测器。在这篇论文中，我们使用三维计算机模拟的Garching组，以找出是否可以使用这些额外的信息，以提高在中微子通量的快速时间变化的检测前景。我们发现中微子数通量的SASI振荡的振幅与能量有关。然而，在该模拟中，某些能量箱中的较大幅度不足以抵消由较低事件率引起的增加的噪声。最后，我们推导出一个条件，当它是有利的，而不是总的信号考虑的能量箱，并表明，这个条件是满足的，如果振荡的平均中微子能量略有增加。
2016-09-14 astro-ph.HE astro-ph.IM hep-ex
Could a reported 2007 analysis of Super-Kamiokande data have missed a detectable supernova signal from Andromeda?
根据2007年的一篇论文，在1996年至2005年从仙女座或其他任何地方采集数据的整个期间，没有证据表明超级神冈（SK）发生了两次或两次以上的中微子爆发。然而，存在一种情况，在这种情况下，给定分析所采用的搜索方法，可能会错过可检测的信号，并且使用替代方法会发现该信号。另一种方法依赖于两个中微子质量本征态的质量为4.0 eV和21.4 eV的假设，这是从SN 1987 A数据的分析中推断出来的。虽然有人可能会说，如此大的中微子质量的假设是遥远的，但有一种方法可以与中微子质量的观测约束相兼容，包括第三个快子（$m^2<0$）本征态，加上三个无菌中微子。考虑到积极的超新星搜索结果的重要性，以及使用现有SK数据进行搜索的容易性，似乎没有理由不这样做。
2013-02-12 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Observing Supernova Neutrino Light Curves with Super-Kamiokande.VI. A Practical Data Analysis Technique Considering Realistic Experimental Backgrounds
本研究通过在超级神冈探测器实验中结合真实的信号和背景事件处理，优化了超新星晚期中微子数据分析框架，模拟了长时间超新星模型并探讨了利用最后观测事件的计时信息进行模型判别的可能性。
2025-08-15 astro-ph.HE hep-ex
Neutrino non-radiative decay and the diffuse supernova neutrino background
我们重新审视中微子经历非辐射衰变的可能性。我们调查的潜力，从弥漫超新星中微子背景中提取中微子的寿命质量比的信息。为了这个目标，我们明确地考虑了目前的不确定性的核心崩溃的超新星率和失败的超新星的分数。我们提出的预测，在一个完整的3中微子框架中的中微子非辐射衰变的存在和不存在的情况下，超级神冈+Gd，JUNO，超级神冈，和DUNE实验，应该观察弥漫的超新星中微子背景在不久的将来。我们的研究结果表明，中微子衰变的3中微子治疗的重要性，并确定中微子质量排序，以打破可能的衰变和标准物理的存在下DSNB预测之间的简并。
2023-01-06 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
An axion constraint from the diffuse supernova neutrino background indicated by Super-Kamiokande
Keio University（庆应义塾大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（综合研究大学院大学）；Department of Astronomy, The University of Tokyo（东京大学天文学系）；Theory Center, IPNS, KEK（高能加速器研究机构理论中心）；Kavli IPMU (WPI), The University of Tokyo（东京大学加瓦利宇宙起源研究前沿中心）；National Institute of Technology (KOSEN), Numazu College（静冈县立沼津工业高等专门学校）
本研究利用超级神冈探测器指示的弥散超新星中微子背景，通过中微子辐射流体动力学模拟，得到轴子-质子耦合常数的1σ上限，该约束不依赖单个超新星性质，可用于其他相关弱相互作用粒子研究。
2026-08-20 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
What can we learn on supernova neutrino spectra with water Cherenkov detectors?
我们调查的精度与超新星中微子光谱可以重建水切伦科夫探测器，特别是大规模的超神冈和超级神冈。为了这个目的，我们考虑准热中微子光谱修改的Mikheev-Smirnov-Wolfenstein效应的情况下正常的顺序。我们进行了三个9自由度的似然分析，包括第一次逆β衰变，然后逆β衰变和弹性散射的电子和最后的第三个分析，也包括中性散射中微子-氧事件的组合。第十个参数被添加到分析中，以解释中性流中微子-氧截面的理论不确定性。在假设Hyper-Kamiokande效率为100%的条件下，我们可以分别以$\sim2\%$和$\sim7\%$ %的精度重建电子反中微子平均能量和箍缩参数，而反中微子积分亮度可以被钉扎在$\sim3\%$ %的水平上.对于μ介子和τ中微子，平均能量和积分亮度可以用$\sim7\%$精确测量。这些结果代表了一个显着的改善方面超级神冈，特别是对箍缩参数定义的电子反中微子光谱。至于电子中微子，发射参数的测定需要增加辅助探测通道。
2017-12-15 astro-ph.HE hep-ph
First Detailed Calculation of Atmospheric Neutrino Foregrounds to the Diffuse Supernova Neutrino Background in Super-Kamiokande
本文首次在16--90 MeV电子能量范围内详细计算了超神冈中影响DSNB探测的大气中微子前景，量化了不确定性并与15.9年预钆数据对比验证，为加速DSNB探测提出了关键行动方向。
2024-05-03 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Astroparticle Physics in Hyper-Kamiokande
超级神冈是一个拟议中的下一代通用中微子探测实验。它包括一个地下水切伦科夫探测器，其大小将是非常成功的超级神冈探测器的8倍多，并使用显着改进的光电探测器，具有相同的40%光覆盖率。由此产生的灵敏度改进将特别有利于低能天体粒子物理学。这篇对EPS-HEP 2017会议论文集的贡献概述了Hyper-Kamiokande，并根据当前的设计报告，介绍了其在超新星中微子，太阳中微子和间接暗物质搜索领域的预计物理范围。它还讨论了如果第二个探测器建在韩国一个覆盖层更高的地方，灵敏度会有更多的提高。
2017-10-23 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Gadolinium in water Cherenkov detectors improves detection of supernova $ν_e$
探测超新星$ν_e$对于测试超新星和中微子物理学是必不可少的，但是产量很小，来自其他通道的背景很大，例如，超级神冈的$\sim 10^2$和$\sim 10^4$事件。我们开发了一种新的方法来隔离超新星$ν_e$，使用钆负载水切伦科夫探测器。$ν_e + e^- \rightarrow ν_e + e^-$的前向峰值性质允许包含大多数事件的角度切割。即使在窄锥中，近各向同性的逆β事件$\barν_e + p \rightarrow e^+ + n$也是大的背景。通过钆上的辐射俘获进行中子探测，可以高效地单独识别背景事件。其余的背景较小，可以单独测量，因此可以从统计上减去它们。带有钆的Super-Kamiokande可以测量超新星$ν_e$的总能量和平均能量，其精度与$\sim$ $20\%$相当或更高（$90\%$ C.L.）。含钆的Hyper-Kamiokande可将其提高$\sim$ 5倍。这种精确度将允许对超新星中微子发射、中微子混合和奇异物理进行强有力的测试。除非建造非常大的液态氩或液体闪烁体探测器，否则这是保证超新星$ν_e$精确测量的唯一方法。
2014-03-19 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Neutrino nonradiative decay and the diffuse supernova neutrino background
本研究探索利用即将观测的弥散超新星中微子背景（DSNB）提取中微子寿命信息，首次整合多类不确定性与三中微子衰变描述，给出多个地下中微子实验的探测预测，并指出确定中微子质量序对限制衰变场景的重要性。
2023-11-16 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Prospects for detecting eV-scale sterile neutrinos from a galactic supernova
未来的中微子探测器将从附近的核心坍缩超新星获得高统计数据。我们研究了超新星环境中eV质量的无菌中微子的混合及其对Hyper-Kamiokande和IceCube探测到的活动中微子通量的影响。使用马尔可夫链蒙特卡罗分析，我们预测如何准确地这些实验将测量活跃-不育的混合角$θ_s$，有很大的不确定性预期的光度和光谱的活跃中微子从银河系超新星爆发。我们发现，只要超新星的中微子光度是精确已知的，Hyper-Kamiokande可以在许多不同的情况下重建无菌中微子混合和质量。至关重要的是，我们确定的混合角和整体中微子光度的超新星之间的简并。这意味着只有当具有$θ_s \gtrsim 0.1$度的无菌中微子的存在可以被独立地排除时，才有可能确定光度。我们讨论的方式，这种简并可能会被打破在未来。
2017-12-11 astro-ph.HE hep-ph
Neutrino Astronomy with IMB, Kamiokande and Super Kamiokande
中微子天文学的一些最早的工作是由一类主要为粒子物理学目标设计的地下探测器完成的。这些探测器使用廉价的水来获得所需的大质量，以观察中微子预期的非常低的相互作用速率。他们利用了相对较大的光衰减长度和水的折射率，以获得每千吨探测器非常便宜的成本。从这些开创性的中微子探测器获得的结果包括实时观测太阳中微子，超新星中微子和大气中微子。中微子点源、暗物质和原始磁单极子的探测器也是用它们做的。
2022-02-03 astro-ph.HE hep-ex hep-th
Upgrade of Super-Kamiokande with Gadolinium
Okayama University（冈山大学）；Kamioka Observatory, Institute for Cosmic Ray Research, University of Tokyo（东京大学宇宙射线研究所神冈观测站）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo Institutes for Advanced Study, University of Tokyo（东京大学基础物理学与数学柯尔维特研究所（WPI））
SK-Gd 项目通过添加硫酸钆提升水纯度，提高了反β衰变事件识别能力，增强了探测弥漫超新星中微子背景的能力，并在中微子物理和天体物理领域带来新机遇。
2026-03-28 astro-ph.HE physics.ins-det
Diffuse Supernova Neutrino Background and Neutrino Non-Radiative Decay: a Bayesian Perspective
本文从贝叶斯视角探讨中微子非辐射两体衰变对弥散超新星中微子背景的影响，结合多个实验探测通道与超新星模拟，首次通过贝叶斯分析评估区分衰变存在与否的能力。
2024-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
Supernovae in SuperK-Gd and other experiments
核心坍缩超新星是宇宙中能量最大的事件之一（$10^{46} J$）。当一颗大质量恒星（M $>$ 8 M $_{\odot}$）点燃它的最后一个聚变阶段，硅聚变产生铁，它的末日就非常接近了。基本上，恒星的核心向内下落，然后在超新星爆炸中释放引力能量。这次爆炸的基本图像被神冈、IMB和Baksan探测器从SN 1987 a超新星中探测到的少数中微子所证实。然而，有许多细节仍然未知。从那时起，一个大型的探测器网络已经发展到更好的能力。如今，在我们银河系发生超新星爆炸的情况下，我们将获得的信息将使我们能够更多地了解这些高能事件并限制我们的模型。在这里，我提出了这个网络的简要总结，特别强调SuperK-Gd（升级后的Super-Kamiokande探测器，具有高效的中子标记）。
2017-05-01 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Developing Pre-Supernova Neutrino Support for sntools
School of Mathematical and Physical Sciences University of Sheffield（谢菲尔德大学数学与物理科学学院）
研究通过改进sntools以模拟超新星爆发前的中微子事件，为超新星预警提供支持，提升对罕见现象的理解。
2026-04-15 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Measuring the supernova unknowns at the next-generation neutrino telescopes through the diffuse neutrino background
扩散超新星中微子背景（DSNB）的探测将对核塌缩超新星星群性质的测量做出宝贵的贡献。我们估计的DSNB事件率在下一代中微子探测器，超神冈富集钆，JUNO，和DUNE。通过DSNB确定超新星未知数将主要由Hyper-Kamiokande驱动，因为它具有更高的预期事件率，并由DUNE补充，这将有助于减少参数的不确定性。同时，JUNO将在最大能量范围内对DSNB信号敏感。对上述探测器20年数据的联合统计分析表明，我们对局部超新星的敏感度最多在20-33%的水平。如果形成黑洞的超新星的非零比例的真实值大于20%，则将在90%的CL下得到确认。另一方面，DSNB事件对形成黑洞的前体的核物质状态方程和质量吸积率的统计敏感性极差。
2018-05-17 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
How well can new particles interacting with neutrinos be constrained after a galactic supernova?
我们银河系中的超新星事件将导致在几秒钟的时间范围内在地球上检测到大量的中微子。原则上，这些中微子将以三种不同的温度产生，分别是电子、反电子和剩余的重味。我们重新审视的可能性，新的兆电子伏质量粒子$χ$也产生热事件期间，散射的中微子和改变它们的温度。我们的主要重点是使用中微子光谱的这种效果的可探测性，考虑到恒星物质的温度和密度分布的大的不确定性。通过边缘化一个简单的分析模型的恒星轮廓的参数，我们发现，超级神冈可以放置在$σ_{χν} \sim 10^{-40} \cdot (T / \mathrm{MeV})^2$厘米$^2$的水平上的散射截面的上限为10兆电子伏的质量粒子在90%的置信度。一个类似直接探测的实验将不太容易受到中微子产生和混合的系统不确定性的影响，但这将需要一个大约100吨的目标质量，以获得足够的统计数据来与超级神冈竞争。
2016-04-29 astro-ph.HE hep-ph
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
Spallation Backgrounds in Super-Kamiokande Are Made in Muon-Induced Showers
关于太阳和超新星中微子的关键问题仍然没有答案。Super-Kamiokande具有进步所需的曝光，但探测器背景是一个限制因素。宇宙射线μ子产生的同位素的β衰变和它们的二次衰变是一个主要的组成部分，它们会引发核裂变反应。在μ子径迹之后和周围的事件的切割使这种溅射衰变本底减少了$\simeq 90\%$（以$\simeq 20\%$死时间为代价），但它在6- 18 MeV的速率仍然占主导地位。在Super-Kamiokande论文[Bays { \it et al.}，物理学~修订版~ D { \bf 85}，052007（2012）]对弥散超新星中微子背景的搜索。他们发现，在16 MeV以上的spectrometry衰变之前，在同一位置附近，μ子的切伦科夫光剖面中出现了一个峰值;对μ子轨道的有限部分进行了更积极的切割，导致背景减少而没有增加死区时间。我们把他们的经验发现建立在坚实的理论基础上。我们表明，几乎所有的spiral衰变同位素产生的μ子诱导的阵雨，这些阵雨是罕见的，足够的能量是可识别的。这是第一次对任何探测器进行这样的演示。我们详细介绍了如何物理学的阵雨解释峰的μ子切伦科夫光剖面和其他超K观测。我们的研究结果提供了一个物理基础，实际改善背景拒绝，将有利于多个研究。特别是对于太阳中微子来说，在能量低至6 MeV的情况下，应该可以大大减少背景。
2015-04-28 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Presupernova neutrino events relating to the final evolution of massive stars
当超新星爆炸发生在数百pc附近时，当前和未来的中微子探测器预计将在爆炸前观测到来自超新星爆发前恒星的中微子。我们表明，通过目前和未来的中微子探测器，如KamLAND，JUNO，和Hyper-Kamiokande的中微子信号的观测，在超新星爆发前的恒星的中心区域的燃烧过程中获得的证据的可能性。我们还调查超新星警报使用中微子从超新星前的恒星在邻居。如果一颗超新星在200秒差距时爆炸，未来20千吨大小的液体闪烁探测器有望观测到数百个中微子事件。我们还提出了一种可能性的探测中微子事件的Gd负载超神冈使用延迟$γ$射线信号。这些探测器可以观测到中微子事件的详细时间变化。在演化的最后阶段，中微子的发射率随着核的收缩而增加。然而，O和Si壳层燃烧抑制中微子发射的时刻。在爆炸前数小时观察到的中微子事件率的下降可能是壳燃烧的证据。对超新星前中微子事件时间演化的详细观测可以揭示超新星前恒星中心区域燃烧过程的性质。
2016-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Developing an end-to-end simulation framework of supernova neutrino detection
大质量恒星在其生命周期结束时会以超新星的形式爆炸，释放出总能量达到$10^{53}$尔格的中微子。此外，中微子在超新星中起着关键作用，加热和恢复冲击波以及冷却产生的质子中子星。因此，中微子探测器正在等待观察下一个银河系超新星，并且超新星中微子的几个理论模拟正在进行中。虽然这些模拟主要集中在超新星反弹后的第一秒，但唯一一次对超新星中微子的观测，SN 1987 A，显示中微子发射持续超过10秒。因此，需要长时间的模拟和分析工具来将理论与下一次观察进行比较。我们的研究是开发一个综合的超新星分析框架，准备在不久的将来处理银河系超新星观测的分析管道。这个框架处理核心坍缩，反弹和原中子星冷却过程，以及与中微子探测在地球上以一致的方式。我们已经开发了一种新的一维长时间超新星模拟，它成功地爆炸并计算了长达20秒的中微子发射。利用这个模型，我们估计在超级神冈探测器产生的中微子信号约为1,800事件的爆炸在10千秒差距，并讨论其影响在本文中。我们将此结果与SN 1987 A观测结果进行了比较，以检验其可靠性。
2020-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sensitivity of Super-Kamiokande with Gadolinium to Low Energy Anti-neutrinos from Pre-supernova Emission
超新星探测是Super-Kamiokande（SK）实验的主要目标。在SK（SK-Gd）的下一阶段，将在探测器中加入硫酸钆（Gd），这将提高探测器识别中子的能力。在核心坍缩的超新星爆发之前，来自恒星热和弱核过程的中微子和反中微子的通量会在数小时的时间尺度内不断增加;其中一些可能会在SK-Gd探测到。这可以为即将发生的核心坍缩超新星提供早期预警，比检测到来自核心坍缩的中微子早几个小时。电子反中微子探测将依赖于低于SK的通常分析能量阈值的逆β衰变事件，因此Gd负载对于减少背景同时最大化探测效率至关重要。假设中微子的质量排序是正常的，那么对于一颗质量为15-25太阳质量的恒星，在核心坍缩前的最后12个小时内，在200 pc左右，可以检测到200多个事件，这是距离地球最近的红超巨星$\mathrmα$ Ori（参宿四）的代表。在每世纪1次的统计误报率下，可以在核心坍缩前10个小时内探测到，而超新星前的恒星可以在600 pc的距离内被SK-Gd探测到。在钆装载之后，可以向天体物理学界提供超新星爆发前的警报。
2019-09-26 astro-ph.HE
Comparison of simulated neutrino emission models with data on Supernova 1987A
我们比较超新星（SN）中微子发射模型与神冈II数据SN 1987 A使用贝叶斯方法。这些模型取自模拟，代表当前的一维SN模型。我们发现，一个简短的吸积阶段的中微子发射的模型是最受欢迎的。这一结果不受改变总通量归一化或考虑中微子振荡的影响。我们还检查最佳拟合模型与数据的兼容性。
2022-01-20 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Background Study on Supernova Relic Neutrinos Search in SuperK-Gd
超新星遗迹中微子的探测可以为宇宙演化、恒星形成、超新星爆发机制以及相关的中微子物理学提供宝贵的信息。Kamland、Borexino、Sudbury Neutrino Observatory和Super-Kamiokande等许多实验都对超新星遗迹中微子进行了搜寻。然而，到目前为止还没有观测到超新星遗迹中微子信号。本文报道了SuperK-Gd计划中未来中微子实验的超新星遗迹中微子研究背景。分别计算了各种背景源和超新星遗迹中微子模型的期望事件率。
2016-11-02 astro-ph.HE hep-ex physics.ins-det
Diffuse Neutrino Flux Based on the Rates of Core-collapse Supernovae and Black Hole Formation Deduced from a Novel Galactic Chemical Evolution Model
本文构建含星系类型依赖IMF和失败超新星黑洞形成的银河系化学演化模型，计算DSNB反电子中微子通量，并评估Super-Kamiokande与Hyper-Kamiokande对模型差异的区分能力。
2023-08-14 astro-ph.HE
Diffuse supernova neutrino background with up-to-date star formation rate measurements and long-term multidimensional supernova simulations
本研究结合最新恒星形成率测量、长期多维超新星模拟及失败超新星模型，量化了弥散超新星中微子背景各模型组分的不确定性，并预测SK-Gd和JUNO有望在2030至2035年间实现显著探测。
2024-11-14 astro-ph.HE
Hypercritical accretion phase and neutrino expectation in the evolution of Cassiopeia A
仙后座A是银河系中已知的最年轻的超新星遗迹，是天空中最明亮的射电源之一，也是超新星物理学的独特实验室。虽然它的致密残骸是在1999年由钱德拉X射线天文台发现的，但现在人们普遍认为中子星位于超新星残骸的中心。此外，新的观测表明，这种具有低磁场和碳大气证据的中子星可能在爆炸后几秒钟经历了超临界吸积阶段。考虑到这一超临界吸积事件，我们计算了超神冈实验中预期的中微子冷却效应、事件数和中微子味比。中微子冷却效应（中微子的发射率和光度）是通过在定制版本的FLASH代码中进行的数值模拟获得的。根据这些模拟，我们预测，在超级神冈实验中预计的事件数量约为3195。同样，我们估计的中微子味的比率被检测到考虑到中微子的有效潜力，由于热和磁化等离子体和由于信封的明星。值得注意的是，我们的估计对应于验证超临界阶段的唯一值得信赖的方法，尽管这一事件发生在330年前，但目前可能会出现具有这些相似性的超新星遗迹，从而证实了我们对这一阶段的预测。
2015-05-05 astro-ph.HE
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
Searching for Afterglow: Light Dark Matter Boosted by Supernova Neutrinos
本文利用超新星中微子加速的轻暗物质到达地球的飞行时间信息，通过神冈和超级神冈对 SN1987a 的数据给出新的截面约束，并预测了超级神冈探测器对下一颗银河系超新星的探测灵敏度。
2024-05-02 astro-ph.HE hep-ph
Search for supernova bursts in Super-Kamiokande IV
Super-Kamiokande自1996年开始运行以来，一直在实时连续地搜索核心坍缩超新星的中微子爆发特征。目前的工作重点是探测更遥远的超新星，其事件率可能太小而无法实时触发，但可以使用离线方法进行识别。对2008年至2018年收集的数据进行分析，没有发现遥远超新星爆发的证据。这就建立了在90% C. L.时，100 kpc以内的核心坍缩超新星速率的上限为0.29年$^{-1}$。对于没有爆炸而直接坍缩成黑洞的超新星，极限达到300千秒差距。
2022-06-03 astro-ph.HE hep-ex
Retrieval of energy spectra for all flavor of neutrinos from core-collapse supernova with multiple detectors
本文提出了一种新的方法，利用该方法可以反演核塌缩超新星（CCSN）中各种中微子的能谱。在反演过程中，我们不假设任何解析公式来表示中微子的能谱，而是采取直接的方式从观测数据的频谱重建;奇异值分解算法与新开发的自适应能量网格技术被采用。我们采用了三个独立的反应通道，具有不同的味道敏感性的中微子。采用了两个反应通道，一个是来自Super-Kamiokande（SK）和Hyper-Kamiokande（HK）的水切伦科夫探测器的质子逆β衰变和电子弹性散射反应通道，另一个是来自深地中微子实验（DUNE）的氩荷电反应通道。在给定中微子振荡模型的情况下，我们迭代搜索CCSN源的中微子能谱，直到它们在三个反应通道中提供一致的事件计数。我们测试我们的方法的能力，通过演示光谱检索到我们最近的三维CCSN模拟计算的理论中微子数据。虽然CCSN源的电子型或电子型反中微子能谱与其他种类的能谱相比有较大的误差，但与HK + DUNE或SK + DUNE的联合分析将提供源处所有类型中微子的精确能谱。最后，我们讨论了利用其他探测器的中微子数据改进我们的方法的前景。
2020-10-20 astro-ph.HE hep-ex
Core-collapse supernova neutrino emission and detection informed by state-of-the-art three-dimensional numerical models
基于我们最近的三维核心坍缩超新星（CCSN）模拟，包括爆炸和非爆炸模型，我们研究了详细的中微子信号在代表性的陆地中微子观测站，超级神冈（Hyper-Kamiokande），DUNE，JUNO和IceCube。我们发现，中微子信号在一维和三维之间的差异的物理根源主要是原中子星（PNS）对流。我们研究了中微子信号的时间变化和角度变化，并讨论了当非爆炸模型中出现螺旋形驻积激波不稳定性（螺旋形SASI）时，由螺旋形SASI驱动的时间变化的可探测性。此外，我们确定在事件率（$\gtrsim 50 \%$）中可能存在大的角度不对称性，但是时间积分信号具有相对适度的不对称性（$\lesssim 20 \%$）。这两个特征都与轻子数发射自持不对称性（LESA）和螺旋SASI有关。此外，我们的分析表明，中微子总能量（TONE）和每个探测器中中微子事件的累积数量之间存在有趣的相关性，这种相关性可以促进对实际观测的数据分析。我们演示了通过应用一种新的光谱重建技术从多个探测器的数据的中微子的所有口味的中微子的中微子能谱的检索。我们发现，这种新的方法是能够估计的TONE在$\sim$ 20%的误差，如果到CCSN的距离是$\lesssim 6$ kpc。
2020-09-01 astro-ph.HE hep-ex
Tagging Spallation Backgrounds with Showers in Water-Cherenkov Detectors
宇宙射线μ子，特别是它们的次级介子分裂原子核（“spectrum”），产生快中子和β衰变同位素，这是低能实验的背景。在Super-Kamiokande中，这些β衰变是6- 18 MeV的主要背景，与太阳中微子和弥漫超新星中微子背景有关。在以前的论文中，我们表明，这些同位素主要是在阵雨中产生的，而不是孤立的。这解释了μ子切伦科夫光剖面中的一个峰值与spiral衰变之间的经验空间相关性，超级神冈德使用该空间相关性来开发新的spiral切割。然而，超级神冈测量的μ子光剖面与簇射物理学严重不一致。我们将展示如何解决这种差异，以及如何重建准确的配置文件的μ子和他们的淋浴从他们的切伦科夫光。我们提出了一个新的sparkle削减这些改进的配置文件的基础上，并量化其影响。我们的研究结果可以显着受益于超神冈的低能量研究，并将在较浅的深度，如拟议的超神冈探测器特别重要。
2015-11-23 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Combined Pre-Supernova Alert System with Kamland and Super-Kamiokande
本研究开发了结合 KamLAND 和 Super-Kamiokande 的超新星前预警系统，利用两探测器的互补特性，可探测距地球 510 pc 内的恒星信号，并最多提前 12 小时提供预警。
2024-07-01 astro-ph.HE hep-ex physics.ins-det
Nuclear pasta and supernova neutrinos at late times
核子被排列成管状、片状或其他复杂形状的核面食，预计在核心坍缩超新星（SNe）中的密度略低于核密度。我们用分子动力学模拟计算了中微子-pasta相干散射的附加不透明度。我们在SNe的模拟中近似地包括这种不透明度。我们发现，意大利面减缓中微子扩散，大大增加了中微子信号在后期的10秒或更长的时间后，恒星核心崩溃。对于银河系SN来说，这个信号应该在超级神冈这样的大型探测器中清晰可见。
2016-11-30 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Using supernova neutrinos to monitor the collapse, to search for gravity waves and to probe neutrino masses
我们讨论了观测超新星中微子的重要性。通过分析神冈-II、IMB和Baksan的SN 1987 A观测，我们发现它们为爆炸的标准情景提供了2.5σ的支持。在这方面，我们讨论了使用中微子作为触发器的重力波脉冲发射的搜索。我们推导出一个约束的中微子质量使用SN 1987 A的数据和争论，使用模拟数据，未来的银河系超新星可以探测亚电子伏区域。
2010-05-20 astro-ph.HE hep-ph
Contribution of neutrino-dominated accretion flows to cosmic MeV neutrino background
本文基于核心坍缩超新星模拟，研究中微子主导吸积流对宇宙MeV中微子背景的贡献，发现背景通量主要由初始爆炸能量和前身星金属丰度决定，未来大型探测器有望探测到该信号。
2024-03-25 astro-ph.HE
Timing the Neutrino Signal of a Galactic Supernova
利用蒙特卡罗模拟研究了几种不同探测器对银河系超新星中微子信号计时的方法。我们发现，对于我们研究的方法，在$10\,$ kpc的距离上，Hyper-Kamiokande和IceCube都可以达到中微子爆发的$\sim1\,$ ms的精度，而潜在的IceCube Gen 2升级将达到亚毫秒精度。在一个失败的SN的情况下，我们发现，如SK和JUNO的探测器可以达到$\sim0.1\,$毫秒的精度，而HK可能达到$\sim 0.01\,$毫秒的分辨率，使黑洞形成过程本身的影响变得相关。两个可能的应用是（失败的）SN的三角测量以及通过使用潜在的引力波信号作为参考的飞行时间测量来约束中微子质量的可能性。
2021-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
Neutrino signature of supernova hydrodynamical instabilities in three dimensions
第一个全尺寸三维（3D）核心坍缩超新星（SN）模拟与复杂的中微子输运显示了两个高质量的祖星（20和27 M_sun）的显著的稳定吸积激波不稳定性（SASI）效应。在一个低质量的祖先（11.2 M_sun），大尺度对流是主要的非径向流体动力学不稳定性的激波后吸积层。与SASI相关的中微子信号调制（在我们的两个例子中为80 Hz）将在IceCube或未来的Hyper-Kamiokande探测器中清楚地检测到，这取决于祖先的属性，距离和观察者相对于SASI主要晃动方向的位置。因此，来自下一个星系SN的中微子信号可以诊断流体动力学不稳定性的性质。
2013-09-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
Testing heavy neutral leptons produced in the supernovae explosions with future neutrino detectors
在爆炸的最初几秒钟，超新星的核心可以产生大量被称为重中性轻子（HNL）的假设粒子。然后这些粒子衰变，产生次级高能中微子，可以被中微子探测器探测到。在本文中，我确定了一个区域的HNL参数空间，可以使用这种方法进行测试，假设超新星爆炸的距离从0.2到10千秒差距。HNL的质量范围为$m_N \sim 160-700$ MeV，寿命为$τ_N \gtrsim 0.02$秒，可以使用Hyper-Kamiokande中微子探测器探测。该区域的参数空间是补充现有的界限从原始核合成和未来SHiP实验的预期灵敏度，从而覆盖了我们目前的知识差距HNL的质量$m_N \simeq 400$兆电子伏。
2023-01-17 astro-ph.HE hep-ph
First measurement of radioactive isotope production through cosmic-ray muon spallation in Super-Kamiokande IV
宇宙线μ介子散裂诱导的放射性同位素伴随$β$衰变是太阳中微子、反应堆中微子和超新星遗迹中微子实验的主要背景之一。与闪烁体不同，在水中宇宙背景的产生量以前没有专门测量过，但它们在旨在寻找稀有信号的下一代中微子实验中变得越来越重要。我们分析了在Super-Kamiokande-IV收集的低能触发数据，以确定$^{12}$ B、$^{12}$ N、$^{16}$ N、$^{11}$ Be、$^9$ Li、$^8$ He、$^9$ C、$^8$ Li、$^8$ B和$^{15}$ C的生成速率。通过固定已知的同位素寿命，从母μ子和后续子$β$之间的时间差拟合中提取这些速率。由于$^9$ Li可以通过$β+ n$级联衰变伪造逆β衰变反应链，产生检测到能量高达十几MeV的不可约背景，因此需要进行专门研究以评估其对未来测量的影响;发现使用相关触发器的中子标记技术的应用可以改善$^9$ Li测量。除了同位素$^8$ Li/ $^8$ B和$^9$ Li的情况外，通常发现测量的产率与理论计算相当。
2015-12-11 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
The diffuse supernova neutrino background: Expectations and uncertainties derived from SN1987A
内容：扩散超新星中微子背景的探测可能即将到来，但理论预测受到大量不确定性的影响。目标。我们用Super-Kamiokande的当前配置计算了信号及其不确定度，并考虑了通过钆负载降低阈值的可能性。研究方法：我们根据Pagliaroli和合作者2009年对SN 1987 A的分析对中微子发射进行建模，并使用中微子探测器中预期事件的数量作为拟合的自由参数。该参数的最佳拟合值及其误差通过标准的极大似然方法进行评估，适当考虑相关性。结果如下：在天体物理学的排放的不确定性占主导地位的总不确定性，在预期的信号率，保守的范围从0.3至0.9事件每年和1.1至2.9与钆。
2011-02-02 astro-ph.HE
Revisiting the Triangulation Method for Pointing to Supernova and Failed Supernova with Neutrinos
鉴于大规模中微子探测器如IceCube、未来的Hyper-Kamiokande和欧洲拉古纳计划中提出的中微子探测器的出现，我们重新研究了利用银河系超新星的中微子用三角测量法确定其方向位置的问题。我们研究了指向精度对超新星中微子在不同探测器上到达时间分辨率的依赖关系。对于一个失败的超新星，我们期望更好的结果，由于中微子发射的突然终止，使人们能够以更高的精度测量到达时间。我们发现，对于$\pm$ 2（4）ms的时间分辨率，如果我们结合四个不同地点的探测器的观测，超新星的定位精度可以达到$\sim$ 5（10）$^\circ$在赤经角和$\sim$ 8（15）$^\circ$在赤经角。
2013-10-14 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Exploring the Fate of Stellar Core Collapse with Supernova Relic Neutrinos
大质量恒星的核塌缩导致不同物理因素的不同命运，从而产生不同的中微子谱。我们把超新星遗迹中微子作为研究恒星坍缩命运的探针。基于不同的核状态方程，我们给出了星核坍缩后三种合成态的SRN通量和事件率谱：典型质量的中子星、更高质量的中子星或形成黑洞的失败超新星。然后，可能的SRN焊剂形成为三种组分的混合物。我们还显示了预期的灵敏度在下一代水基切伦科夫探测器，SK-Gd和超神冈，作为约束的混合分数。该研究为利用SRN测量数据提取天体物理约束提供了一个实例。
2022-09-26 astro-ph.HE hep-ph
Exploiting a future galactic supernova to probe neutrino magnetic moments
核心坍缩超新星（SN）提供了一个极好的天体物理实验室来测试非零中微子磁矩。特别是，中子化爆发阶段，持续几十毫秒后反弹，是由电子中微子为主，可以提供特殊的发现过渡磁矩的潜力。我们模拟的中微子光谱从突发阶段在即将到来的中微子实验，如深地下中微子实验（DUNE），和超神冈（HK），考虑到SN中微子的自旋味转换，与环境磁场的相互作用所造成的。我们发现，中微子过渡磁矩，可以探索这些实验的星系SN是一个数量级到几个数量级优于目前的地球和天体物理极限。此外，我们还讨论了这一认识如何揭示三个重要的中微子性质：（a）狄拉克/马约拉纳性质，（b）中微子质量排序，（c）中微子质量产生机制。
2022-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
Timing coincidence search for supernova neutrinos with optical transient surveys
本文研究利用光学瞬变巡天确定核心坍缩时间，以提高Hyper-Kamiokande等下一代探测器对中间距离超新星中微子的探测显著性，发现需约十年运行方可实现可靠探测。
2023-06-30 astro-ph.HE
Pre-Supernova Alert System for Super-Kamiokande
于二零二零年，超级神冈（SK）实验进入新阶段（SK-Gd），在探测器的水中加入八水硫酸钆（Gd），以提高探测热中子的效率，从而提高对来自逆β衰变（IBD）相互作用的低能电子反中微子的灵敏度。SK-Gd有可能通过探测大质量恒星在核心引力坍缩之前冷却的热和核过程中产生的电子反中微子，提供早期核心坍缩超新星的预警。这些在硅燃烧阶段发出的前超新星中微子可以超过IBD反应的能量阈值。我们提出了SK-Gd的灵敏度，前超新星恒星和技术用于开发的前超新星警报的基础上，这些中微子在SK的检测，以及未来的SK-Gd阶段与更高浓度的Gd的前景。对于目前的SK-Gd阶段，参宿四的高置信度警报可以在核心崩溃之前9小时发出。
2022-08-17 astro-ph.HE hep-ex physics.ins-det
Prospects for Distinguishing Supernova Models Using a Future Neutrino Signal
下一个银河系核心坍缩超新星（SN）应该会产生大量观测到的中微子。使用贝叶斯技术，我们表明，与SN在一个已知的距离高达25千秒差距，中微子事件在水切伦科夫探测器类似的超级神冈（SK）可以用来区分七个一维中微子发射模型假设没有味振荡或标准的米赫耶夫-斯米尔诺夫-沃尔芬斯坦效应。其中一些模型仍然可以用已知距离为50千秒差距的SN来区分。我们还考虑了中微子能量和到达时间的相对分布模型预测，并发现一个检测器，如SK满足的要求，以区分这些分布与SN在一个未知的距离高达$\sim 10$ kpc。
2022-02-21 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Diffuse Supernova Neutrino Background Search at Super-Kamiokande
在Super-Kamiokande（SK）进行了一次新的扩散超新星中微子背景（DSNB）通量的搜索，从其第四个运行阶段IV开始，曝光量为$22.5\times2970$ -千吨$\cdot$天。新的分析改进了现有的背景减少技术和系统的不确定性，并利用改进的中子标记算法，以降低能量阈值相比，以前的阶段SK。这允许设置世界上最严格的上限上的外星$\barν_e$通量，中微子能量低于31.3兆电子伏。将SK-IV结果与SK前三个阶段的结果相结合，使用$22.5\times5823$ k吨$\cdot$天的数据进行联合分析。该分析对DSNB $\barν_e$通量具有世界上最好的灵敏度，可与各种模型的预测相媲美。对于能量大于17.3 MeV的中微子，新的组合$90\%$ C.L. DSNB $\barν_e$通量的上限位于$2.7$ cm $^{-2}$ $\text{sec}^{-1}$附近，这非常不利于最乐观的预测。最后，讨论了SK中钆相的潜力和未来的Hyper-Kamiokande实验。
2021-11-02 astro-ph.HE hep-ex
