Neutrino emission in cold neutron stars: Bremsstrahlung and modified urca rates reexamined
本文重新评估冷中子星中微子发射的修正 URCA 与轫致辐射速率，修正旧有误差并去除三角形近似，发现ρ介子交换影响显著，冷却速率最多降低一半，提供完整解析公式供数值实现。
2024-11-07 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
The Role of Nucleon Strangeness in Supernova Explosions
最近的流体动力学模拟超新星（SN）的演变强调了一个彻底的控制微观物理的重要性，负责这样的内部过程，如中微子加热。特别是，有人提出，中微子-核子弹性截面的修改可能在产生成功的超新星爆炸中发挥至关重要的作用。这种修正的一个可能来源是核子的奇异螺旋度含量$Δs$的非零值。然而，在目前的分析中，我们表明，在过去的十年中，理论和实验的进展已经提出了一个相对较小的等$Δs$，使其唯一的效果是不足以提供物理导致超新星爆炸。
2016-07-01 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
NuSTAR Detection of Nonthermal Bremsstrahlung from the Supernova Remnant W49B
我们报告NuSTAR观测的混合形态超新星遗迹（SNR）W49B，专注于其非热发射。虽然无线电观测以及最近的伽马射线观测证明了在这个SNR中的粒子加速，但到目前为止还没有报道过非热X射线发射。由于NuSTAR在硬X射线波段具有前所未有的灵敏度，我们检测到一个显著的幂律样分量，其延伸至$\sim 20~{\rm keV}$，最有可能是非热源。新发现的组分具有$Γ=1.4^{+1.0}_{-1.1}$的光子指数，能量通量在10和20 keV之间的$(3.3 \pm 0.7) \times 10^{-13}~{\rm erg}~{\rm cm}^{-2}~{\rm s}^{-1}$。根据NuSTAR数据结合文献中其他波长的数据讨论了发射机制。NuSTAR数据，在光谱斜率和通量方面，最好解释为非热电子韧致辐射。如果这种情况是这样的话，那么NuSTAR发射提供了一个新的探针，以次相对论粒子在SNR加速。
2018-10-16 astro-ph.HE
Neutrino pair bremsstrahlung due to electromagnetic collisions in neutron star cores revisited
Ioffe Institute（伊奥费物理技术研究所）
研究中子星核心中电磁碰撞引起中微子对轫致辐射的机制，发现非超导物质中该过程不重要，而超导物质中轻子碰撞贡献残余中微子发射。
2025-12-09 astro-ph.HE hep-ph
Bremsstrahlung signatures of dark matter annihilation in the Sun
太阳中马约拉纳暗物质与一对轻费米子的非相对论湮灭是手征性抑制的。由于韧致辐射使手征性抑制松弛，所以湮灭到三体终态$\ell^+f^-V$（其中$V=W,Z,γ$、$\ell$和$f$是轻费米子（可能是相同的））成为主导。我们评估中微子光谱的来源，包括自旋和螺旋度依赖的影响，并评估每个显着的韧致辐射通道在冰立方/深芯的可探测性。我们还展示了如何结合灵敏度的暗物质-核子散射截面在个别渠道，因为通常有几个渠道的模型作出贡献。
2012-10-10 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Neutrino Emissivities from Deuteron-Breakup and Formation in Supernovae
本文研究了在超新星核表面区电子/正电子俘获氘的中微子发射和核子-核子融合过程。这些弱过程在标准核物理方法中进行了计算，该方法包括单核子和双核子交换流以及由高精度核子-核子势产生的核波函数。除了这些过程中涉及的氘的截面，我们目前的中微子发射率由于这些过程计算的核心塌陷超新星的典型配置文件。这些新的中微子发射率与标准的中微子发射机制进行了比较。我们发现，由于电子捕获的氘中微子发射率是可比的质子在氘丰富的区域。新的渠道涉及氘超新星机制的影响进行了讨论。
2014-02-05 astro-ph.HE nucl-th
Neutrino Quantum Kinetics in Compact Objects
本研究针对核坍缩超新星与中子星并合中的中微子输运问题，提出将现有中微子相互作用率扩展为量子动力学方程源项的方法，首次自洽纳入多种碰撞项开展模拟，分析了不同区域的味退相干主导过程，并提出可有效预测退相干率的退相干不透明度。
2024-09-12 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Axion signatures from supernova explosions through the nucleon electric-dipole portal
我们考虑轴子耦合到核子和光子只通过核子电偶极矩（EDM）门户。这种耦合是QCD轴子的一个与模型无关的特征，它解决了强CP问题，并且在更一般的类轴子粒子系统中也可能出现。我们修正了由核子EDM耦合引起的超新星（SN）轴子辐射，并相应地修正了SN 1987A的束缚。此外，我们计算的轴子通量从未来的银河SN和表明，它可能会产生一个特殊的和潜在的可检测的伽马射线信号在一个大型地下中微子探测器，如建议的超神冈。探测这种信号的可能性提供了一种搜索与CASPERe互补的振荡核子EDM的方法，而不依赖于轴子是暗物质相当大的组成部分的假设。此外，如果来自SN的轴子产生可观测的信号，它们也可能导致在未来的宇宙调查中可观测到的宇宙学额外辐射量。
2022-06-26 astro-ph.HE hep-ph
Neutrino-nucleon scattering in supernova matter from the virial expansion
我们推广维里方法来研究低密度下核物质的中性流中微子响应。在长波极限下，维里展开对中微子-核子散射率以及密度S_V和自旋S_A响应作出了与模型无关的预言。我们发现，即使在低密度下，S_A也从1显著降低。我们给出了一个简单的拟合S_A^f（n，T，Y_p）作为密度n，温度T和质子分数Y_p的函数，这个拟合在低密度下再现了我们的模型独立维里结果，在高密度下再现了Burrows和Sawyer无规相近似（RPA）的结果。我们的拟合可以以直接的方式纳入超新星模拟。初步的一维超新星模拟表明，在轴向响应的减少可能会提高中微子加热率的增益区在吸积阶段的核心坍缩超新星。
2016-11-16 astro-ph.HE nucl-th
Supernova bounds on axion-like particles coupled with nucleons and electrons
我们调查的潜力II型超新星（SNe）约束轴子样粒子（ALPs）同时耦合到核子和电子。耦合到核子的ALP可以通过核子-核子韧致辐射在SN核心中有效地产生，并且对于宽范围的参数，使SN不受阻碍，产生大的ALP通量。对于超过1 MeV的质量，这些ALP会衰变成电子-正电子对，产生正电子通量。在银河系SNe的情况下，产生的正电子与银河系中存在的电子的湮灭将有助于511 keV的湮灭线。使用SPI（积分光谱仪）观察这条线，使我们能够排除广泛的轴子-电子耦合，$10^{-19} \lesssim g_{ae} \lesssim 10^{-11}$，为$g_{ap}\sim 10^{-9}$。此外，来自河外SNe的ALP衰变成电子-正电子对将对宇宙X射线背景产生贡献。在这种情况下，我们将ALP-电子耦合限制为$g_{ae} \sim 10^{-20}$。
2021-08-17 astro-ph.HE hep-ph
Thermal Effects on Black Hole Formation in Failed Core-Collapse Supernovae
我们研究了几个方面的黑洞形成失败的核心坍缩超新星使用一维广义相对论流体动力学模拟。我们使用开源代码GR 1D，并将其纳入核子-核子韧致辐射，这是一个重要的中微子对产生通道。我们专注于如何各种热效应可以影响反弹后超新星演化朝向黑洞的形成。通过模拟有核子-核子韧致辐射和无核子-核子韧致辐射的情况，我们研究了质子中子星中黑洞形成对热支持的敏感性。我们还调查延迟黑洞的形成，人工驾驶爆炸在极端的模型中，质子中子星最初热支持以上的最大重子冷中子星质量，但随后崩溃后，中微子冷却去除足够的热支持黑洞。
2011-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
From Supernovae to Neutron Stars: A Systematic Approach to Axion Production at Finite Density
本文系统研究有限密度下QCD轴子产生，修正轴子-核子耦合，增强超新星轴子光度并削弱中子星冷却约束，影响地面搜索。
2025-02-28 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Neutrino-nucleon scattering in the neutrino-sphere
本文用线性响应理论计算了热中微子在热稀气体中的微分散射率。首次在维里展开下计算了超新星和中子星合并中微子退耦区强相互作用中子物质密度和自旋涨落的动力学结构因子。由于核子-核子相互作用的相关性考虑到使用赝势，再现测量的核子-核子相移，我们发现，有吸引力的s波相互作用增强的密度响应和抑制中子物质的自旋响应。中子关联的净效应是强烈抑制背散射。此外，我们发现几乎精确的标度律的响应函数，有效的范围$T = 5 - 10$ MeV和q < 30 MeV，使我们能够获得分析结果的动态结构因子在二阶的逸度的中子气体。我们发现散射率的改变依赖于能量和动量的交换，这意味着动力学结构因子对描述超新星和中子星合并中中微子的退耦是必不可少的。
2018-01-22 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Charged-current reactions in the supernova neutrino-sphere
我们计算了中微子吸收率由于带电电流反应$ν_e+n \rightarrow e^- + p $和$\barν_e+p \rightarrow e^+ + n $在一个新诞生的中子星的外部区域称为中微子球。最近的工作表明，核平均场增强$ν_e$截面和抑制的$\barν_e$截面，以改善我们采用现实的核子核子相互作用，适合测量散射相移。利用这些相互作用，我们计算动量，密度和温度依赖的核子自能在Hartree-Fock近似。利用由手征有效场论导出的势和在平均场水平上再现核子-核子相移的赝势，研究了平衡质子分数和荷电流率.我们比较我们的结果，早期的计算使用唯象平均场模型和那些在低密度有效的维里膨胀。我们发现，在中微子球的典型环境条件下，$T=5-10$ MeV和$ρ=10^{11}-10^{13}$ g/cm $^3$，$ν_{e}$和$\barν_e$吸收率之间的差异比以前预测的要大得多。我们的研究结果对超新星中的重元素核合成和超新星中微子探测具有重要意义。
2015-04-01 astro-ph.HE nucl-th
Impact of neutrino pair-production rates in Core-Collapse Supernovae
在本文中，我们提出了一个仔细的研究中微子对生产的影响，核心坍缩超新星通过球对称，广义相对论模拟的两个不同的大质量恒星的祖先与能量依赖的中微子输运。我们探讨的影响和后果的基础微观物理和实施的辐射输运算法的超新星演化，中微子信号特性，和爆炸动力学。我们考虑了超新星中发现的两个主要中微子对产生过程，电子正电子湮没以及核子核子韧致辐射，并结合辐射输运算法中对这两个过程的简化和完整处理。我们发现，使用简化的处方定量影响中微子信号在10\%的水平和潜在的超新星动力学，因为我们显示的情况下，9.6 M $_\odot$祖。我们还表明，核子-核子韧致辐射相互作用的选择也可以对中微子信号产生定量的影响。一个自洽的处理与国家的最先进的微观物理的核心崩溃的精确模拟建议，但这里探讨的简化处理是计算要求较低，并在定性类似的演变结果。
2020-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Influence of effective nucleon mass on equation of state for supernova simulations and neutron stars
本文在RMF框架下提出调整有效核子质量的TM1m参数集并构建EOS5，表明其冷中子星性质满足2 M⊙脉冲星及1.4 M⊙中子星观测约束。
2025-02-14 astro-ph.HE nucl-th
Neutrinos and nucleosynthesis of elements
本文综述中微子在超新星与双中子星并合中的作用，梳理核物质中微子相互作用、中微子核合成产额及集体味振荡建模的最新进展。
2024-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Nucleon self-energies for supernova equations of state
研究了超新星物质中核子自能和相互作用势对超新星喷出物核合成条件的重要影响。相应的弱带电电流与未束缚核子的相互作用率是与现有的SN状态方程（EOSs）的规定。核子自能可以在网上以电子表格的形式提供。讨论主要限于相对论平均场模型。在文章的第一部分，这类模型在有限温度和非对称性的一般性质进行了研究。它被发现，二次膨胀的状态方程的不对称性工程合理地在有限的温度和偏差主要来自动力学部分。对称能的相互作用部分几乎与温度无关。在低密度下，真实核子质量的计算需要在展开式中引入一个线性项。最后指出，重要的中子-质子电势差近似地由系统的非对称性和零温对称能的相互作用部分给出。然后将不同相互作用的结果与来自核实验的约束进行比较，从而限制了电势差的可能范围。在第二部分中，我们对一类SN状态方程模型考虑了核的形成。只有适度的修改被发现为非束缚核子的自能进入弱带电电流相互作用率。这是因为在本方法中，束缚态的结合能对未束缚核子的单粒子能量没有贡献。
2015-05-21 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
A Generalized Kompaneets Formalism for Inelastic Neutrino-Nucleon Scattering in Supernova Simulations
基于Kompaneets近似，我们开发了一个强大的方法来计算光谱重新分布通过非弹性中微子核子散射的背景下，核心坍缩超新星模拟。由此产生的方程保存轻子数的机器精度和规模线性，而不是二次，与能量群的数量。这种形式主义也提供了一种优雅的方法来推导能量转移到物质的速率，当中微子辐射场处于热平衡时，能量转移到物质的速率必然会自动为零。此外，我们还导出了中微子Kompaneets方程的次高阶ε/mc ~ 2修正。与其他Kompaneets方案不同，我们还推广到各向异性角分布的情况下，同时保留保守的形式，这是经典Kompaneets方程的标志。我们的形式主义，使立即纳入超新星代码，遵循中微子辐射场的光谱角动量。
2021-08-24 astro-ph.HE
Bounds on axion-like particles from the diffuse supernova flux
所有过去的核心坍缩超新星（SNe）的类轴子粒子（ALP）的累积发射将导致能量为${\mathcal O}(50)$ MeV的扩散通量。我们用它来约束具有耦合光子和核子的ALP。仅与光子耦合的ALP在SN核心中通过Primakoff过程产生，然后在银河磁场中转化为伽马射线。利用费米-LAT望远镜观测到的漫射伽马射线通量的最新测量结果，我们为$m_a \lesssim 10^{-11}~{\rm eV}$设定了一个$g_{aγ} \lesssim 5 \times 10^{-10}~{\rm GeV}^{-1}$的边界。然而，如果ALPs也与核子耦合，由于ALPs核子-核子韧致辐射过程，它们在SN中的产生速率可以大大提高。假设最大的ALP-核子耦合现象允许，对扩散的伽玛射线通量的边界导致一个更强的$g_{aγ} \lesssim 6 \times 10^{-13}~{\rm GeV}^{-1}$相同的质量范围。如果ALP比$\sim$ keV重，则衰变为光子的过程变得很明显，再次导致扩散的伽马射线通量。在仅光子耦合的情况下，我们发现，例如，$m_a \sim 5~{\rm keV}$的$g_{aγ} \lesssim 5 \times 10^{-11}~{\rm GeV}^{-1}$。考虑到与核子的（最大）耦合，对于$m_a \sim 20~{\rm MeV}$，极限提高到$g_{aγ…
2020-12-02 astro-ph.HE hep-ph
Enhanced Supernova Axion Emission and its Implications
我们计算的轴子发射率从涉及热π介子的物质中遇到的超新星和中子星合并反应，确定独特的光谱特征，并探讨其对天体物理学和粒子物理学的影响。我们发现它比核子-核子韧致辐射大2-5倍，在过去的研究中，这被认为是占主导地位的过程。轴子谱也被发现是困难得多。总之，更大的速率和更高的轴子能量意味着QCD轴子的质量有更强的束缚，并且在大型地下中微子探测器中直接探测附近星系超新星的前景更好。
2021-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Charged-Current Muonic Reactions in Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星模拟的稳步发展需要更精确地描述高温致密物质中的中微子过程。在这项工作中，我们研究了超新星物质中（反）μ子的荷电弱过程的速率。在相对论平均场水平下，考虑到强子流中的全运动学项、弱磁项和赝标项以及与$q^2$相关的核子形状因子，我们得到了CC中微子-核子反应速率的结果.除了μ子半轻子过程，我们也考虑纯轻子过程。特别是，我们发现，逆μ子衰变可以占主导地位的低能量$ν_μ$和$\barν_e$密度$\gtrsim 10^{13}~\rm{g~ cm^{-3}}$的不透明度。
2020-07-31 astro-ph.HE hep-ph
Neutrino transport with Monte Carlo method: I. Towards fully consistent implementation of nucleon recoils in core-collapse supernova simulations
中微子-核子散射中通过核子反冲进行的小能量交换被认为是核心坍缩超新星（CCSNe）成功爆发的重要因素之一，因为它们可以通过大量散射的积累来改变中微子谱。在CCSN模拟中微子输运的有限差分方法中，我们通常无法部署足够多的能量箱来解决这种小的能量交换，并且以某种方式采用子网格技术。在本文中，我们研究定量与蒙特卡罗（MC）方法如何以及这样的治疗进行。我们首先研究了核子反冲对中微子能谱的影响，证实了在典型的后反冲情况下，重轻子中微子的平均能量减少了$\sim$ 15%，而其他类型的中微子的平均能量减少了更小的数量.同时还观察到，在所有的中微子谱热化过程中，核子散射都占主导地位。然后，我们研究可能的文物，粗能量网格可能产生的有限差分方法。为了模拟后者的计算，我们重新分配MC粒子在每个能量箱后，在一定的时间间隔，在几种方式和研究的结果如何受到影响，并取决于能量分辨率。我们还讨论了我们的结果的有限差分方法的可能影响。
2020-01-30 astro-ph.HE
Dark gauge boson emission from supernova pions
本文探讨了核坍缩超新星中丰富的热π介子产生暗规范玻色子的过程，通过暗光子和规范$B-L$模型分析其发射率与硬谱分布，对暗规范玻色子模型施加了严格限制。
2023-09-07 astro-ph.HE hep-ph
Non-Thermal Radio and Gamma-Ray Emission from a Supernova Remnant by the Blast Wave Breaking Out of the Circumstellar Matter
本文计算了超新星遗迹在其前身星风形成的星周物质（CSM）中爆炸产生的韧致辐射、逆康普顿散射和$pi^0$衰变的同步辐射和γ射线辐射。这种情况可能是像W 49 B这样的混合形态超新星遗迹（SNRs）的起源，它们在X射线发射中表现出复合辐射光谱。我们假定1.5 $M_{odot}$的CSM存在于密度为0.016 cm $^{-3}$的星际介质（ISM）中，距离超新星0.07- 3 pc。当冲击波冲出CSM进入ISM时，其速度迅速增加，因此颗粒加速增强。在爆发后，质子的最大能量达到$sim$ 1300 TeV，其能量为爆炸能量的$sim$ 0.5%。我们考虑了爆炸冲击后ISM壳体的非热辐射。在1 GHz的同步辐射通量是几十焦耳，可比观察到的混合形态信噪比。由于密度低，伽马射线光度主要由逆康普顿散射决定，它比$pi^0$衰变光度高一个数量级。包括韧致辐射在内的总γ射线光度为$10^{33}$ erg s $^{-1}$，低于从混合形态SNR观察到的典型值$10^{35}$ -- $10^{36}$ erg s $^{-1}$。然而，如果，例如，$sim$ 10%的加速质子与密度为$sim$ 100 cm $^{-3}$，$pi^0$的某些物质相互作用-衰变伽马射线光度将被增强到与观测值相当。
2013-03-26 astro-ph.HE
Supernova Axion Emissivity with $Δ(1232)$ Resonance in Heavy Baryon Chiral Perturbation Theory
本文首次在重子手征微扰理论中考虑 $Δ(1232)$ 共振，研究了 $π^- + p \ o n + a$ 轴子发射过程的超星能量损失率，发现 $Δ$ 介导图显著增强了轴子发射率，并在高温下给出破坏性贡献。
2023-04-10 astro-ph.HE hep-ph
Impact of a light stabilized radion in supernovae cooling
在兰德尔-桑德拉姆模型中，标准模型场被限制在位于轨道折叠点$θ= π$的TeV膜上，而引力峰值则在位于$θ= 0$的普朗克膜上，稳定的模量（radion）场需要稳定第五维空间的大小。由于核子-核子韧致辐射、电子-正电子和等离子体-等离子体湮灭，它可以在超新星核心内大量产生，然后衰变为中微子-反中微子对，带走SN 1987 A爆炸释放的能量。假设超新星的冷却速率为$\dot{\varepsilon} \le 7.288\times 10^{-27} \rm{GeV}$，我们得到了对应于半径质量为$m_ϕ= 5$ GeV、20 GeV和50 GeV的半径下限分别为$\vphi \sim 9.0$ TeV、2.2 TeV和0.9 TeV。
2012-10-28 astro-ph.HE hep-ph
Crucial Physical Dependencies of the Core-Collapse Supernova Mechanism
利用自洽二维F{ \sc{ornax} }模拟研究了坍缩结果与中微子-核子截面的多体修正、核子-核子韧致辐射率、电子在重核上的俘获、坍缩前种子扰动以及中微子-电子和中微子-核子非弹性散射的关系。重要的是，接近临界状态会放大中微子-物质耦合中即使很小的变化的作用，这些变化加在一起也会产生巨大的影响。当接近临界条件时，一些单独只有适度后果的小效应（包括种子）的累积结果可以将贫血转化为强大的爆炸，甚至将哑弹转化为爆炸。这种敏感性在一个维度上是看不到的，这可能解释了国际上进行的详细模拟结果的明显异质性。一个自然的结论是，不同的小组集体更接近于对核心坍缩超新星机制的现实理解，而不是看起来很明显。
2018-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Equations of state for supernovae and compact stars
我们回顾了致密物质状态方程的各种理论方法，这些方法与核心坍缩超新星、致密星和致密星合并的描述有关。重点放在适用于所有这些情况的模型上。这样的EoS模型必须涵盖重子数密度、温度和同位旋不对称性的大范围。在这些范围内，物质的特性发生了巨大的变化，从核子，原子核和电子的混合物到均匀的，强烈相互作用的物质，包含核子，以及可能的其他粒子，如超子或夸克。由于EoS的发展需要来自多个方向的共同努力，我们考虑不同的理论方法，并讨论相关的实验和观测约束，为未来的研究提供见解。最后，从所讨论的EoS模型的应用结果进行了总结。
2016-10-11 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Revisiting the hot matter in the center of gamma-ray bursts and supernova
在伽马射线暴或成功的超新星爆发的原中子星诞生过程中，中微子主导的吸积流内部都可以产生带有核子的热物质。物质的组成和状态方程取决于不同中微子不透明度下的动态$β$平衡。核子间的强相互作用也可能起重要作用。我们计划通过将这两个方面纳入我们的模型来扩展以前的研究。$β$ -平衡条件从中微子光学薄到厚的修改已经被一个平衡因子$χ$模拟，该平衡因子的范围在中微子自由逃逸情况和中微子被捕获的情况之间。我们采用微观Brueckner-Hartree-Fock方法扩展到有限温度区来研究相互作用核子。我们给出了不同密度和温度下热核物质在$β$平衡各阶段的组成和化学势。我们还比较了我们的现实状态方程与自由气体模型。我们发现中微子的不透明度和核子间的强相互作用对这种描述是很重要的，在模型计算中应加以考虑。
2013-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Analytic approximations of neutrino luminosities and heat capacities of neutron stars with nucleon cores
本文导出了适用于广泛的一类稠密核子物质状态方程的具有核子核的中子星的中微子光度和热容的解析近似。中微子光度近似的三种情况下，它们是由（i）直接Urca或（ii）非超流物质中的修改Urca过程，或（iii）中子-中子碰撞中的中微子对韧致辐射（当其他中微子反应被强质子超流抑制时）产生的。对非超流核和强质子超流核两种情况下的热容进行了近似计算。该结果可以大大简化在中微子和光子冷却阶段具有等温内部的冷却中子星的数值模拟以及X射线瞬变下中子星准定态内部热态的模拟。为了说明，一个独立的模型分析的热状态，后者的来源概述。
2016-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on Axion-like Particles and Nucleon Pairing in Dense Matter from the Hot Neutron Star in HESS J1731-347
如果超新星遗迹HESS J1731-347中的热年轻中子星的热演化是由中微子发射驱动的，它提供了一个严格的约束轻（质量$\ll 10$ keV）类轴子粒子与中子的耦合。利用马尔可夫链蒙特卡罗方法，我们发现对于轴-中子耦合$g_{ann}^2 > 7.7 \times 10^{-20}$（90% c.l.）由韧致辐射反应$n+n\rightarrow n+n +a$产生的轴子冷却太快而不能解释观察到的高表面温度。这意味着Pecci-Quinn标度或轴子衰变常数$f_a > 6.7 \times 10^7$ GeV对于KSVZ轴子和$f_a > 1.7 \times 10^9$ GeV对于DFSZ轴子。这颗中子星的高温也使我们能够收紧对核子配对间隙大小的限制。
2018-09-20 astro-ph.HE
Revisiting supernova constraints on a light CP-even scalar
在超新星核心中，由于与标准模型希格斯玻色子的混合，通过核子韧致辐射过程$N N \to N N S$，可以大量产生轻CP偶标准模型（SM）规范单重标量$S$。包括有效的$S$耦合到两个核子和π介子介质，我们评估的生产振幅为$S$粒子，并指出一个关键的区别与著名的光CP奇标量（轴子）和矢量玻色子（暗光子）的情况。考虑到$S$随后的衰变和再吸收，我们提出了一个完整的计算的能量损失率的$S$粒子。然后，我们使用SN 1987 A的光度限制，以获得更新的超新星限制的混合标量$S$与SM希格斯玻色子。我们发现，混合角$\sinθ$与SM希格斯被排除只有在狭窄的范围内的$3.9 \times 10^{-7}$到$7.0 \times 10^{-6}$，取决于标量质量高达约147兆电子伏，超过该超新星极限消失。
2020-09-23 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
