Re-examination of the Time Structure of the SN1987A Neutrino Burst Data in Kamiokande-II
Yuichi Oyama
对神冈-Ⅱ SN 1987 A中微子数据中的7秒间隔进行了重新检验。
The seven seconds' gap in the Kamiokande-II SN1987A neutrino data is reexamined.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Simulating fast time variations in the supernova neutrino flux in Hyper-Kamiokande
Hyper-Kamiokande是一种拟议中的下一代水切伦科夫探测器。如果一个星系超新星发生，它将提供一个高事件率（$\mathcal{O}(10^5)$中微子事件总数）以及事件的能量信息。最近的超新星模拟显示出了站立吸积激波不稳定性（SASI），它导致中微子数通量和平均能量的振荡。这些振荡的振幅是能量依赖的，因此Hyper-Kamiokande中可用的能量信息可以用于改善这些SASI振荡的检测前景。为了确定这是否可以在存在背景和有限能量不确定性等探测器效应的情况下实现，我们已经开始详细模拟Hyper-Kamiokande对超新星中微子爆发的响应。
Real-Time Supernova Neutrino Burst Monitor at Super-Kamiokande
我们提出了一个实时的超新星中微子爆发监测在超级神冈（SK）。实时探测中微子引起的超新星爆炸对于清楚地了解爆炸机制至关重要。由于中微子预计会比光更早出现，探测到的快速广播可能会给天文学家一个机会，让他们在爆炸开始时就对爆炸进行电磁辐射观测。监测器的作用包括向全世界快速宣布中微子爆发的探测和确定超新星的方向。本文介绍了在SK实验室建立的中微子暴在线探测系统，并在此基础上对中微子暴的定向精度进行了仿真研究。
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。
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。
Search for neutrinos from Gamma-Ray Bursts with the Baikal neutrino telescope NT200
本文分析了贝加尔中微子望远镜NT 200探测到的中微子与伽马射线暴（GRB）的相关性。没有观察到与GRB相关的中微子事件。假设一个Waxman-Bahcall谱，中微子通量上限为{ \bf $E^2 Φ< 1.1 \times 10^{-6}cm^{-2}s^{-1}sr^{-1}GeV$ }。我们还提出了格林函数的通量限制，这种搜索，它扩展了两个数量级的超神冈极限的能量范围之外。
Search for Tens of MeV Neutrinos associated with Gamma-Ray Bursts in Super-Kamiokande
用超级神冈（SK）探测器寻找与伽马射线暴（GRB）同时产生的中微子。在2008年12月至2017年3月期间，伽马射线坐标网络记录了2208个在正常SK操作期间发生的伽马射线暴。每个伽玛暴周围的几个时间窗口被用来寻找符合中微子事件。未检测到超过估计背景的统计学显著信号。正电子总能量在8 - 100 MeV范围内的$\barν_e+p\rightarrow e^{+}+n$注量小于90% C. L.作为中微子能量的函数的通量的上限也得到了。
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。
Pinpointing astrophysical bursts of low-energy neutrinos embedded into the noise
我们提出了一种新的方法，以增加识别脉冲天体物理爆发的低能中微子的概率。所提出的方法利用天体物理爆发和背景波动之间的时间结构差异，它使我们能够精确定位微弱的信号，否则不太可能被检测到。相对于先前的搜索策略，该方法大大降低了错误识别概率，例如，对于超级神冈，该降低是在$D\sim 200$ kpc的距离内的$\sim 9$的因子，而不降低检测效率。此外，我们将所提出的方法扩展到一个网络的不同的检测器，我们表明，Kamland $\&$ LVD的背景减少提高了一个因素$\sim 20$的水平$D\sim75$千分之一秒。
Observing Supernova Neutrino Light Curves with Super-Kamiokande. IV. Development of SPECIAL BLEND: a New Public Analysis Code for Supernova Neutrinos
本文开发了公开分析代码 SPECIAL BLEND，基于原中子星冷却阶段中微子解析模型快速估计超新星参数，在超级神冈和顶级神冈中分别可在约20 kpc和60 kpc距离内实现10%以内的参数估计精度。
An axion constraint from the diffuse supernova neutrino background indicated by Super-Kamiokande
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。
Inconsistence of super-luminal Cern-Opera neutrino speed with observed SN1987A burst and neutrino mixing for any imaginary neutrino mass
我们试图以任何方式适合最近的歌剧欧洲核子研究委员会声称的中微子超光速与观察到的超新星SN 1987 A中微子爆发和所有（或大多数）中微子味振荡。我们考虑了三个主要的框架：（1）一个假想的中微子质量的快子，其时间与观测到的IMB-神冈SN 1987 A爆发的时间长了数千亿倍。(2)一个特设的反快子模型，其时间收缩可以容纳SN 1987 A爆发，但大大不同意与能量无关的Cern Opera超光速。(3)一个分裂的中微子味道速度（在一个共同的实质量相对论中微子电子分量和一个超光速中微子μ之间）在一个临时的冻结速度场景中，导致中微子的快速去相干和快速味道混合（在电子和μ子之间），这与大多数振荡记录相冲突。因此，我们得出结论，欧洲核子研究中心的时间校准中一定隐藏着一个错误（最近的谣言似乎证实了这一点）。我们还提醒的相关性，保证最小的大气中微子质量的检测可能实现的毫秒引力中微子分裂的时间延迟之间的重力爆发和中子化中微子峰值在任何未来的SN爆炸仙女座记录在兆吨中微子探测器。
Detecting the QCD phase transition in the next Galactic supernova neutrino burst
在高的重子密度和大的化学势的相变的热力学条件的预测目前是不确定的，主要是唯象的。对核心坍缩超新星的中微子观测可以用来限制这种情况。最近对星核坍缩的模拟，包括夸克物质的描述，预测了在瞬发ν_e中子化爆发后几百毫秒，反ν_e的急剧爆发。我们研究了目前中微子探测器IceCube和Super-Kamiokande上的反ν_e爆发的观测特征。对于银河系核心坍缩的超新星，我们发现可以检测到QCD相变的签名，而不管中微子振荡的情况。这一发现将构成恒星核心发生相变的有力证据，并对高物质密度下的状态方程和超新星爆炸机制产生影响。
A High-Precision Statistical Analysis of the SN1987A Neutrino Temporal Distribution
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。
Optical Follow-Up Strategies for the Next Neutrino-Detected Galactic Core-Collapse Supernova
研究提出利用中微子信号触发光学观测以发现核心坍缩型超新星，通过模拟不同观测设施的效率，评估了LSST和TAROT在后续观测中的表现。
Developing Pre-Supernova Neutrino Support for sntools
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。
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。
Evidence for two neutrinos bursts from SN1987A
大麦哲伦星云中的SN 1987 A是一个令人惊奇和非凡的事件，因为它是在世界各地的不同中微子实验（$ν$ s）中实时检测到的。在三个不同的实验中观察到了近似的$\sim25$事件：Kamiokande II（KII）$\sim 12$、Irvine-Michigan-Brookhaven（IMB）$\sim 8$和Baksan $\sim 5$，加上后来由于能量要求而被驳回的Mont Blanc（液体闪烁体探测器-LSD）的人为爆发（Aglietta等人，1988年）。中微子在中子星新生中扮演着重要的角色：在超新星爆炸的那一刻，致密的物体残骸被中微子冻结（$\sim99\%$能量在爆炸的几秒钟内损失）。这项工作的动机是中微子事件的关系到达时间，其中有一个时间间隔的事件集（$\sim6\mbox{s}$）。数据的第一部分来自于普通的冻结机制，第二部分提出了不同的中微子产生机制。我们测试了SN1987A中微子冷却的两种模型：1指数冷却是一种普通的冷却模型; 2两步温度模型，它考虑了两个时间间隔的爆发。我们的分析是使用贝叶斯工具（{\it Bayesian Information Criterion}-BIC）完成的。结果显示了强有力的证据，支持两步模型，反对单次指数冷却（$\ln\mbox{B}_{ij} > 5.0$），并表明存在两次中微子爆发在中子星诞生的那一刻。
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。
New analysis for the correlation between gravitational waves and neutrino detectors during SN1987A
SN 1987 A仍然存在两个主要问题：a）引力波探测器观测到的信号，b）坍缩的持续时间。事实上，a）引力波探测器的灵敏度对于探测引力波来说似乎很小，b）虽然一些实验数据表明持续时间为几个小时，但大多数理论假设坍缩在几秒钟内发展。由于最近的X射线NuSTAR卫星的数据显示了一个明显的证据，不对称的崩溃，我们已经重新审视了实验数据记录的地下和引力波探测器运行期间SN 1987 A。新的证据表明，与RMS以前的结果，即运行在罗马和马里兰州的引力波探测器记录的数据与勃朗峰和神冈探测器的数据有很强的相关性，并在勃朗峰时间为中心的一个很长的时间（一个或两个小时）的相关性延伸。这一结果表明神冈德在勃朗峰时间也探测到了中微子，这些相互作用没有被识别出来，因为它们没有聚集在一个爆发中。
GRB 090426: The Environment of a Rest-Frame 0.35-second Gamma-Ray Burst at Redshift z=2.609
我们发现了GRB 090426的吸收线红移z = 2.609，建立了观测持续时间<2 s的伽马射线暴的第一个确定的红移下限。通过对T_90z = 0.35 s的静止帧爆发持续时间和事件峰值能量的详细检查，我们认为这很可能（在> 90%的置信度下）是短/硬伽玛暴唯象类的一员。通过对光学余辉光谱的分析，我们发现爆发起源于一条非常低的HI柱密度视线，N_HI <3.2 x 10^19 cm ^-2。我们的GRB 090426余辉光谱似乎也有较弱的低电离吸收（硅II，C II）比以前的余辉光谱的~95%。最后，我们还报告发现了一个蓝色的，非常明亮的，恒星形成假定的宿主星系（~2 L *）在一个小的角度偏移的光学余辉的位置。我们认为，这种独特的伽玛暴的背景下，爆发持续时间分类和我们的理解伽玛暴祖场景的影响。
Detection of the 4.4-MeV gamma rays from $^{16}$O($ν, ν^{\prime}$)$^{16}$O(12.97 ${\rm MeV}, 2^-)$ with a water-Cherenkov detector in the supernova neutrino bursts
本文首先利用电子非弹性散射数据讨论并确定了$^{16}$ O核的两个$2^-$态（12.53 MeV和12.97 MeV）的同位旋混合。然后我们计算了在100 MeV以下的低能水切伦科夫探测器中中微子中性流反应$^{16}$ O（$ν, ν^{\prime}$）$^{16}$ O（$(12.97 {\rm MeV}, 2^-$）产生的4.4 MeV $γ$射线的截面。用水切伦科夫探测器探测超新星中微子爆发中NC反应$^{16}$ O（$ν, ν^{\prime}$）$^{16}$ O（$(E_x>16\ {\rm MeV}, T=1$）产生的MeV的$γ$射线，已被几位作者提出并讨论过。在这篇文章中，我们讨论了一个新的NC反应通道，从$^{16}$ O（12.97 ${\rm MeV}, 2^-$）产生4.4-MeV的$γ$射线，其截面更强大，甚至更大的低能量（$E_ν<25$ MeV）比NC截面从$^{16}$ O（$(E_x>16\ {\rm MeV}, T=1$）。我们还评估了由超新星爆炸的中微子引起的此类事件的数量，这些事件可以被地球上的32千吨水切伦科夫探测器Super-Kamiokande观测到。
Development of Faster and More Accurate Supernova Localization at Super-Kamiokande
本文提出基于HEALPix的新型定位方法，提升超新星方向重建速度与精度，结合改进的ML-Fitter实现90秒内生成定位警报。
Search for Neutrinos in Super-Kamiokande associated with the GW170817 neutron-star merger
我们报告的结果，中微子搜索在超级神冈的重合信号与第一个检测到的引力波产生的一个二元中子星合并，GW 170817，其次是一个短的伽马射线爆发，GRB 170817 A，和kilonova/macronova。我们寻找符合中微子事件的范围从3.5 MeV到$\sim$ 100 PeV，在一个时间窗口$\pm$ 500秒左右的引力波检测时间，以及在14天的时间内检测后。在这两个时间窗内都没有观察到明显的中微子信号。我们计算了GW 170817中微子注量的90%置信水平上限。从1.6 GeV以上能区的上行μ子事例中，μ子中微子（μ子反中微子）的注量极限为$16.0^{+0.7}_{-0.6}$（$21.3^{+1.1}_{-0.8}$）cm $^{-2}$，在NGC 4993天顶角附近的误差范围为$\pm5^{\circ}$，能谱假设为$-2$ .中微子能量小于100兆电子伏，其发射机制将是不同的比更高能量的中微子的注量极限，也计算。在平均能量为20 MeV的费米-狄拉克谱假设下，反电子中微子的能量为$6.6 \times 10^7$ cm $^{-2}$。
Heavy sterile neutrino emission in core-collapse supernovae: Constraints and signatures
在坍缩的超新星（SN）核中，可以产生质量为${\mathcal O}(100)$ MeV的重惰性中微子与活性中微子的混合。为了避免过多的能量损失，缩短SN 1987 A中微子暴的观测持续时间，我们证明了活跃-惰性中微子混合角应满足$\sin^2 θ\lesssim 5 \times 10^{-7}$ .对于与tau风味的混合物，该结合比来自实验室搜索的结合强得多。此外，我们表明，在可行的参数空间中，这种“重”的不育中微子在SN信封的衰变将导致一个非常有活力的子活动中微子流量，如果不是太远低于目前的限制，这将是可检测的大型地下中微子天文台，如超级神冈，作为一个（稍微延迟时间）的高能量碰撞在即将到来的银河系SN事件的频谱。
The first GRB survey of the IBIS/PICsIT archive
多用途INTEGRAL飞行任务由于其在硬X射线/软伽马射线领域工作的两个主要仪器IBIS和SPI的性能，不断为伽马射线暴科学作出贡献。我们调查的可能性提供的研究伽玛暴的PICsIT，高能探测器的IBIS仪器。我们搜索了从2006年5月到2009年8月的PICsIT光变曲线档案中的瞬态事件，使用了针对长事件检测优化的严格标准。在检查PICsIT的时间间隔提供了一个能量覆盖范围从208到2600千电子伏，解决了在8个能量通道，结合一个精细的时间分辨率为16毫秒。PICsIT成功地观察伽玛射线暴在260-2600千电子伏的能量范围内的传入方向蔓延到半个天空的最明亮的事件。我们编制了一份39次爆发的清单，其中大部分是确认的伽玛暴或与其他卫星/仪器的触发同时发生。我们制作的光变曲线的时间采样下降到0.25秒，在三个能量间隔的所有事件。由于一个足够的响应矩阵是尚未提供的PICsIT突发样本，我们得到了一个校准系数在三个选定的能量波段，通过比较仪器计数与物理通量从不同的卫星观测推断。PICsIT数据提供的良好的时间分辨率允许通过硬度比对我们的样品进行光谱变异性研究。
Neutrino mass ordering from the next Galactic supernova at DUNE, HK, and JUNO
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。
SN1987A constraints on the neutrino-dark-fermion interaction from resonant scattering with C$ν$B
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。
The Power-Law Distribution of Flare Kernels and Fractal Current Sheets in a Solar Flare
我们报告了一个详细的检查精细结构内的耀斑带和时间演化的这种精细结构在2004年11月10日发生的X2.5太阳耀斑。我们研究了在过渡区和日冕探测器拍摄的紫外（1600 nm）图像中耀斑带内部的局部瞬变增亮的C IV（1550 nm）发射线的基本爆发，我们称它们为C IV核。这一耀斑也被京都大学Kwasan天文台的Sartorius 18厘米折射望远镜在Ha中观测到，并在硬X射线（HXR）中被Ramaty高能太阳光谱成像仪观测到。在耀斑带的演化过程中，发现了许多直径小于或等于2”的C IV核连续增亮。它们中的大多数在空间和时间上都与Ha核有很好的相关性，而其中一些与HXR发射相关。这些核心被认为是由非热粒子在重新连接的耀斑环的足点处的沉淀引起的。的C IV内核的时间曲线表现出间歇性的爆发，其峰值强度，持续时间和时间间隔很好地描述了幂律分布函数。这一结果被解释为“自组织临界性“的雪崩行为在一个单一的耀斑事件，或在脉冲重联区域的分形电流片的证据。
Supernova Model Discrimination with Hyper-Kamiokande
核心坍缩超新星是可观测宇宙中最壮观的事件之一。它们产生了许多生命存在所必需的化学元素，它们的残余物--中子星和黑洞--本身就是有趣的天体物理学对象。然而，尽管经过数千年的观测和近一个世纪的天体物理学研究，核心坍缩超新星的爆炸机制仍然没有得到很好的理解。Hyper-Kamiokande是下一代中微子探测器，将能够以前所未有的细节观察下一个星系核心坍缩超新星的中微子通量。我们专注于中微子爆发的前500毫秒，对应于吸积阶段，并使用一个新开发的，高精度的超新星事件发生器来模拟超神冈的响应五个不同的超新星模型。我们表明，超级神冈将能够区分这些模型与高精度的超新星在距离高达100千秒差距。一旦下一个星系超新星发生，这种能力将成为一个强大的工具，用于指导模拟精确再现自然界中观察到的爆炸机制。
Development of a data overflow protection system for Super-Kamiokande to maximize data from nearby supernovae
针对极近超新星高事件率导致Super-Kamiokande的QBEE缓冲区溢出问题，开发了SN和Veto两个DAQ模块以防止数据丢失并重建中微子事件率演化，测试表明系统稳定且死时间极低。
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