Bounds on the Coupling of the Majoron to Light Neutrinos from Supernova Cooling
我们探讨了作为中微子-Majoron耦合上限源的Majoron（$J$）发射在超新星冷却过程中的作用。我们发现，最强的上限耦合$ν_e$来自$ν_eν_e \to J $过程中的核心超新星。我们还发现的Majoron到$ν_{μ(τ)}ν_{μ(τ)}$和非对角$ν_e ν_{μ(τ)}$耦合在参数空间的各个区域的对角耦合的界限。我们讨论了四粒子相互作用（$νν\to JJ$和$νJ \to νJ$）横截面的评估。我们发现，这些通常是由三粒子子过程，并没有给新的独立的约束。
2003-03-18 astro-ph hep-ph
Cooling the Shock: New Supernova Constraints on Dark Photons
研究指出核坍缩超新星吸积阶段暗光子在增益层的共振冷却会阻止爆发，对0.1-0.4 MeV暗光子给出强约束，电子俘获超新星可扩展至近0.01 MeV，且新约束取代传统SN1987A冷却限制。
2025-04-17 astro-ph.HE hep-ph
Impact of a light stabilized radion in supernovae cooling
在兰德尔-桑德拉姆模型中，标准模型场被限制在位于轨道折叠点$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
Supernova cooling from neutrino-devouring dark matter
Institute of Theoretical Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院理论物理研究所）；Nanjing Normal University（南京师范大学）
本研究首次探讨核心坍缩超新星内吞噬中微子的费米子暗物质产生过程，利用先进模拟数据推导出对暗物质相互作用的严格限制，比直接探测改进多达七个数量级，并关闭了大部分相关参数窗口。
2026-10-30 astro-ph.CO hep-ph
Impacts of axion cooling on the direct detection of supernova axions
Keio University（庆应义塾大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；National Institute of Technology (KOSEN), Numazu College（国立高等专门学校名古屋工业技术大学）
针对超新星轴子探测事件数仅经后处理框架估算的不足，本研究开展耦合轴子发射的9.6倍太阳质量恒星超新星模拟，发现轴子冷却的非线性反馈会降低轴子探测事件数，为轴子可探测性预测提供了关键依据。
2025-11-18 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
$L_μ-L_τ$ gauge bosons in beam dumps and supernovae
York University（约克大学）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）；Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；CERN（欧洲核子研究组织）；University of Cincinnati（辛辛那提大学）
研究$L_μ-L_τ$规范玻色子在束流损坏和超新星中的现象学，分析其在SHiP实验中的灵敏度差异及超新星冷却约束。
2026-05-15 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Astro Unparticle Physics
我们调查的所有味盲CP守恒非粒子运营商的第五力实验，恒星冷却，超新星爆炸的影响，并比较彼此之间的限制，并与那些可从对撞机实验。一般来说，天体物理界是相当强的，但它们强烈依赖于非粒子算子的维数d_U。当d_U=1时，第五种力的实验给出了非常强的边界，而当d_U=2时，恒星冷却和超新星冷却的边界更接近，其中恒星冷却是最严格的。矢量非粒子耦合的边界一般比标量耦合的边界强。
2007-12-10 hep-ph
q-deformed statistics and the role of a light fermionic dark matter in the supernova SN1987A cooling
超新星核内电子-正电子湮灭$ e^-e^+ \stackrelγ{\longrightarrow} χ\barχ$产生的轻暗物质（$\simeq 1-30~\rm{MeV}$）粒子对可以带走超新星SN 1987 A爆炸释放的能量。在$q$的形式体系中工作-变形统计（超新星核心温度（波动）的平均值为$T_{SN} = 30~\rm{MeV}$），并利用Raffelt关于任何新通道发射率的判据$\dot{\varepsilon}(e^+ e^- \to χ\overlineχ) \le 10^{19}~{erg~g^{-1}s^{-1}}$，我们发现，随着形变参数$q$从$1.0$（未变形场景）到$1.1$（变形场景），对于质量为$m_χ= 30~\rm{MeV}$的暗物质费米子，暗物质有效理论的尺度$Λ$的下限从PDMATHABMUTeV变化到PDMATHABMVTeV。利用暗物质费米子自由流动的光学深度判据，我们找到了$m_χ= 30~\rm{MeV}$的$Λ\sim 10^{8}~\rm{TeV}$的下界.在一个场景中，暗物质费米子是在超新星核心的最外层产生的（半径为$0.9 R_c \le r \le R_c$，$R_c (=10~\rm{km})$为超新星核心半径或原中子星半径），我们发现$Λ$上的界（$\sim 3 \times 10^7$ TeV）从SN冷却标准获得（Ra…
2016-11-23 astro-ph.HE hep-ph
Is there a supernova bound on axions?
我们提出了一个关键的SN1987A超新星冷却轴子和其他轻粒子的评估。核心塌陷模拟在文献中用来证实边界省略的计算包层外部的原始中子星（PNS）。因此，在这些模拟中，中微子的唯一来源是，通过构造，冷却PNS。我们表明，如果经典的延迟中微子机制未能爆炸SN 1987 A，如果预塌缩的恒星旋转，那么吸积盘将形成，可以解释晚时间（$t\gtrsim5$秒）中微子事件。如果SN 1987 A是一个由中子引发的热核爆炸，那么这种吸积盘将是一种自然特征。轴子不会冷却圆盘，也不会影响它的中微子输出，只要圆盘对中微子来说是光学薄的，就像它自然的那样。这些考虑使人们对超新星冷却边界产生了怀疑。
2020-06-11 astro-ph.HE hep-ph
Diffuse supernova neutrinos: oscillation effects, stellar cooling and progenitor mass dependence
我们估计的扩散超新星中微子背景（DSNB）使用最近的祖依赖，从巴塞尔组的长期超新星模拟，包括中微子振荡在几个反弹后的时间。假设在吸积阶段多角度物质抑制集体效应，我们发现振荡效应主要由物质驱动的MSW共振决定，而中微子-中微子集体效应的贡献在5-10%水平。中微子质量等级、随时间变化的中微子光谱和不同的祖星种群的影响是10%或更少，与超新星速率标准化的至少25%的不确定性相比很小。因此，假设中微子质量等级的符号将在未来十年内确定，未来对DSNB的探测将提供有关MSW振荡中微子光谱的近似信息。有了一个可靠的中微子发射模型，它的探测将是一个强大的工具，提供有关恒星形成率的补充信息，并了解恒星物理学。
2012-07-12 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
On Possibility of Determining Neutrino Mass Hierarchy by the Charged-Current and Neutral-Current Events of Supernova Neutrinos in Scintillation Detectors
中微子物理学中尚未解决的谜团之一是中微子质量等级。本文提出了一种新的方法，通过比较超新星中微子在闪烁探测器中吸积和冷却阶段的反β衰变（IBD）过程$\barν_e + p\rightarrow n + e^+$和中性流（NC）相互作用过程$ν(\overlineν) + p\rightarrowν(\overlineν) + p$，来确定中微子的质量等级.超新星中微子味的转换取决于中微子质量等级。由于Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein效应，在反向层次结构中发生$\barν_e$通量与$\barν_x$（$x=μ,~τ$）通量的完全交换，而在正常层次结构中不发生这种交换。因此，倒置层次结构的高能量IBD事件与NC事件的比率高于正常层次结构。由于在吸积阶段$\barν_e$的光度大于$ν_x$的光度，而在冷却阶段$\barν_e$的光度小于$ν_x$的光度，我们计算了吸积和冷却阶段的这个比值。通过分析从吸积阶段到冷却阶段这一事件比的变化，可以确定中微子的质量等级。
2018-09-10 astro-ph.HE hep-ph
Supernova Neutrino Light Curves and Spectra for Various Progenitor Stars: From Core Collapse to Proto-neutron Star Cooling
我们提出了一系列新的超新星中微子光变曲线和光谱的数值模拟计算的各种祖星质量（13- 50 Msolar）和金属丰度（Z = 0.02和0.004），这将是有用的广泛的超新星中微子的研究，例如，地下探测器对未来中微子爆发探测的模拟，或对超新星遗迹中微子背景的理论预测。要遵循从崩溃的发病后20秒的核心反弹的演变，我们结合中微子辐射流体动力学模拟的早期阶段和准静态演化计算的中微子扩散的后期阶段的结果，与不同的值的冲击复兴时间作为一个参数，应该取决于仍然未知的爆炸机制。本文描述了计算方法和基本结果，包括对先驱体模型的依赖性和激波恢复时间。中微子数据是公开的电子版。
2013-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Inspecting neutrino flavor instabilities during proto-neutron star cooling phase in supernova: I. Spherically symmetric model
本文在球对称和准静态近似下研究了1至50秒原中子星冷却阶段的中微子快味与碰撞味不稳定性，通过蒙特卡罗输运计算发现模型中无味转换迹象，并指出引入多维效应可能改变该结论。
2024-07-30 astro-ph.HE hep-ph
Supernova Constraints on Dark Flavored Sectors
原中子星在核心坍缩的超新星之后几秒钟形成，是一种热而致密的环境，在这种环境中，超子可以通过弱过程有效地产生。利用各种最先进的超新星模拟方法，结合适当扩展的包含$Λ$超子的状态方程，计算了暗玻色子$X^0$通过衰变$Λ\to n X^0$引起的恒星冷却.将这种新的能量损失过程与SN 1987 A的中微子冷却进行比较，可以使我们对无质量暗光子和与夸克耦合的味道违反的轴子设置严格的约束。我们发现，这个新的超新星约束可以比暗扇区模型中的其他限制强几个数量级。
2022-03-07 astro-ph.HE hep-ph
A New Approach to Mass and Radius of Neutron Stars with Supernova Neutrinos
中子星是在核心坍缩的超新星爆炸中形成的，在那里会发射出大量的中微子。在本文中，超新星中微子光变曲线计算的冷却阶段的质子中子星，持续几分钟。在数值模拟中，我们采用了90个不同不可压缩性、对称性能量和核子有效质量的唯象状态方程模型进行了全面的研究。结果表明，中子星质量越大，中子星半径越小，冷却时间越长。此外，冷却时标的理论表达式作为质量和半径的函数，它被发现忠实地描述数值结果。这些发现表明，利用中微子信号诊断新形成的中子星的质量和半径是可能的。
2020-02-09 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
New Supernova Constraints on Vector-Mediated Neutrinophilic Dark Sector
Washington University（华盛顿大学）；Reed College（里德学院）；New York Institute of Technology（纽约理工学院）；University of Minnesota（明尼苏达大学）
利用超新星冷却现象，研究中微子ophilic暗物质与媒介粒子的非标准相互作用，通过分析超新星中中微子密度高这一特性，提出新的约束条件，对中微子-暗物质相互作用的有效耦合系数提供五数量级的改进。
2026-09-17 astro-ph.HE hep-ph
The SN 1987A Cooling Bound on Dark Matter Absorption in Electron Targets
本研究利用SN 1987A冷却约束探查亚MeV费米子暗物质与电子有效耦合的参数空间，排除当前及未来直接探测实验的预计灵敏度区域，并拓展至轻媒介子情形，结合暗物质过量产生限制排除相关全部参数空间。
2025-08-01 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Supernova Constraints on Dark Flavored Sectors
原中子星在核心坍缩的超新星之后几秒钟形成，是一种热而致密的环境，在这种环境中，超子可以通过弱过程有效地产生。利用各种最先进的超新星模拟结合适当的扩展的状态方程，包括$Λ$超子，我们计算了通过衰变$Λ\to n X^0$的暗粒子$X^0$的发射引起的恒星冷却。将这种新的能量损失过程与SN 1987 A的中微子冷却进行比较，我们可以对分支分数BR $(Λ\to n X^0)\leq 8\times10^{-9}$设定一个严格的上限，我们将其应用于无质量暗光子和与夸克有违反味道耦合的轴子。我们发现，新的超新星约束可以比暗扇区模型中的其他限制强几个数量级。
2021-10-18 astro-ph.HE hep-ph
New constraint from supernova explosions on light particles beyond the Standard Model
我们提出了一个新的约束轻（亚GeV）粒子超出了标准模型，可以产生内部的原始中子星核心的核心坍缩超新星爆炸。它是通过要求被转移到祖先恒星包层的外来粒子所携带的能量不得超过观测到的超新星的$\lesssim 2\cdot 10^{51}$ erg的爆炸能量而得出的。我们表明，具体的情况下，一个暗光子的动力学混合的SM光子和衰变主要是一个$e^\pm$对，一个较小的混合参数的一个数量级以下的完善的超新星冷却边界可以排除。此外，我们的边界填补了冷却边界和（非）观测超新星产生的伽马射线的暗光子轻于20兆电子伏的区域之间的差距。我们的结果也排除了通过将能量从超新星核心转移到具有外来粒子的冲击波来帮助超新星爆炸成功的可能性。
2019-09-02 astro-ph.HE hep-ph
Core-collapse Supernova Constraint on the Origin of Sterile Neutrino Dark Matter via Neutrino Self-interactions
新的中微子自相互作用可以为无菌中微子暗物质（S $ν$ DM）的残余丰度开辟可行的参数空间。在这项工作中，我们使用核心坍缩超新星来约束遗迹目标，这与S $ν$ DM主要产生时的早期宇宙时代具有相同的基本过程和相似的环境。我们提出了一个详细的计算上的超新星冷却速率的大规模标量介导的中微子自相互作用的影响，包括推导的热势存在的非零化学势从等离子体物种。我们的研究结果表明，超新星冷却的论点可以涵盖中微子自相互作用参数空间，补充地球和宇宙学探测。
2022-07-28 astro-ph.CO astro-ph.SR hep-ph
Muons in supernovae: implications for the axion-muon coupling
本文通过生成迄今最大规模的含μ子超新星模拟，证明SN 1987A的冷却速率观测对类轴子粒子与μ子的耦合施加了强约束，将耦合限制在$g_{aμ} < 10^{-7.5}~\ ext{GeV}^{-1}$。
2024-05-31 astro-ph.HE hep-ph
Stellar cooling limits on KK gravitons and dark dimensions
Rudolf Peierls Centre for Theoretical Physics, University of Oxford（鲁道夫·派尔斯理论物理中心，牛津大学）
本文通过红巨星、中子星和SN 1987A的冷却过程重新限制暗维度场景中的轻KK引力子，引入共振混合与π介子诱导产生通道，得到2（3）个额外维度下KK质量尺度下限约0.6 eV（500 eV）。
2025-11-06 hep-ph hep-th
Observable signatures of dark photons from supernovae
暗光子是一种动机良好的新粒子，作为相关暗扇区的组成部分，它可以解释暗物质。暗光子的一个强限制来自超新星的过度冷却。我们指出，即使在超新星中产生的暗光子太少而不能违反冷却约束的耦合中，它们也可以通过衰变直接观察到。超新星产生的暗光子衰变为正电子，在SPI/INTEGRAL观测到的511 keV湮灭线中给出信号。此外，这些衰变的暗光子发出的伽马射线也为伽马射线望远镜提供了一个信号。现有的GRS对SN 1987 a的观测已经限制了这一点，未来附近的SN可能会提供检测。最后，来自河外SN的暗光子衰变会产生一个伽马射线的扩散通量，可以被SMM和HEAO-1等探测器观测到。这些观测结果可以探测到暗光子耦合的几个数量级，超出了大约1 - 100 MeV的质量的电流限制。
2020-07-03 astro-ph.HE hep-ph
Supernova Constraints on MeV Dark Sectors from e+ e- Annihilations
关于暗力和暗扇区的理论对暗物质模型很有意义。在本文中，我们发现的参数空间中的区域，是由超新星冷却的约束条件时，模型包括暗扇区粒子的质量约100 MeV或更少。我们只包括与电子和正电子的相互作用。该约束对于小混合参数是重要的。
2013-10-14 astro-ph.SR hep-ph
Probing axions with the neutrino signal from the next galactic supernova
我们研究了轴子发射在模拟大质量恒星爆炸的影响，作为补充标准中微子发射的能量损失的额外来源。这个通道的加入缩短了初生质子中子星的冷却时间，从而缩短了中微子信号的持续时间。我们将轴-物质耦合强度作为自由参数来研究它对质子中子星演化以及对中微子信号的影响。我们进一步分析了当前和下一代地下中微子探测器中增强冷却的可观测性，表明可以探测轴子质量$m_a \gtrsim 8 \times 10^{-3}$ eV的值。因此，对银河系超新星中微子的观测将为探测计划中的日光镜实验-国际轴子观测站（IAXO）-范围内的轴子质量提供宝贵的可能性。
2016-09-26 astro-ph.HE hep-ph
Semi-analytic bounds on axion-like-particle supernovae emission
Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；Universidade Federal do Rio de Janeiro（里约热内卢联邦大学）
本文通过半解析方法研究超新星中轴子类粒子的约束，考虑有限质量并推导耦合与质量平面的界限，验证方法的稳健性。
2026-04-30 astro-ph.HE hep-ph
Neutrino Processes in Strong Magnetic Fields and Implications for Supernova Dynamics
中微子（反中微子）吸收和电子（正电子）俘获核子的过程提供了加热和冷却核心坍缩超新星中的质子中子星和停滞激波之间的物质的主要机制。观测表明，一些中子星出生时的磁场至少为10^15 G，而理论上质子中子星的磁场上限为10^18 G。我们计算了在10 ^16 G的强磁场中上述中微子过程的速率。我们发现这种磁场的主要作用是通过电子和正电子的相空间改变状态方程，这与经典情况不同，因为电子和正电子垂直于磁场的运动是量子化的。因此，对于失速激波以下的典型条件和不均匀的质子中子星磁场（例如，偶极场）可以引入冷却速率的大的角度依赖性。此外，强磁场通过极化核子的自旋，总是导致一个与角度相关的加热率。我们的研究结果的中微子驱动的超新星机制的影响进行了讨论。
2004-04-01 astro-ph hep-ph nucl-th
Model-independent Astrophysical Constraints on Leptophilic Dark Matter in the Framework of Tsallis Statistics
我们推导出模型无关的天体物理学约束的亲轻子暗物质（DM），考虑其在超新星核心的热生产，并考虑核心温度波动的框架内的$q$变形Tsallis统计。在一个有效的场论的方法，DM费米子通过标量赝标量，矢量轴向矢量，或张量轴向张量类型的6维运营商与标准模型相互作用，我们得到的有效截止尺度$Λ$从超新星冷却和自由流的DM从超新星核心，并从热遗迹密度的考虑，取决于DM质量和$q$ -变形参数的界限。利用SN 1987 A的能量损失率的Raffelt判据，我们得到了$\Lda \gtrsim 3$（12）TeV的下限，对应于$q = 1.0~(1.1)$和$T_{\rm SN}=30$ MeV的平均超新星核心温度.根据SN 1987 A核外10% DM费米子自由流的光学深度判据，冷却边界被限制在$\Lda \gtrsim 1$ TeV.对于$m_χ\lesssim T_{\rm SN}$，冷却和自由流动边界对DM质量$m_χ$不敏感，而对于$m_χ\gg T_{\rm SN}$，边界由于DM数密度的玻尔兹曼抑制而显著减弱。我们还计算了DM粒子的热遗迹密度，发现它对$Λ^4/m_χ^2$施加了一个上界，它与冷却/自由流动的约束一起显着约束轻亲轻子DM。
2019-02-16 astro-ph.HE hep-ph
Impact of Dark Photon Emission on Massive Star Evolution and Pre-Supernova Neutrino Signal
我们研究了由于发射暗物质候选粒子，暗光子，对$15\,M_\odot$恒星演化的最后阶段的额外冷却的影响，以及由此产生的超新星前中微子信号的修改。对于暗光子参数空间的很大一部分，额外的冷却加速了Si的燃烧，这导致在核心坍缩前的最后一天发射的中微子数量减少。这种减少可以通过相关时间尺度的系统加速来描述，并且结果可以与数值模拟良好一致地半解析地估计。在半解析体系之外，我们发现了更为复杂的效应。在一个狭窄的参数范围内，低质量的暗光子导致增加的发射中微子的数量，因为额外的壳燃烧事件，延迟核心崩溃。此外，相对较强的耦合在O燃烧期间产生热核失控，这可能导致恒星完全分裂，但需要更详细的模拟来确定结果。我们的结果表明，超新星爆发前中微子信号是暗光子参数空间的一个潜在的探针。
2021-01-21 astro-ph.SR hep-ph
TeV Neutrinos and GeV Photons from Shock Breakout in Supernovae
我们表明，作为一个II型超新星冲击波爆发出它的祖星，它成为碰撞，并可能加速质子的能量>10 TeV。这些质子的非弹性核碰撞产生了TeV中微子和10 GeV光子的约1小时长的闪光，大约在冷却的中子星的热（10 MeV）中微子爆发后10小时。红超巨星中的银河系超新星将产生约10^{-4} erg/cm^2 s的光子和中微子通量。一个平方公里的中微子探测器将探测到约100个μ子，从而可以限制超新星模型和中微子性质。
2001-02-19 astro-ph hep-ph
A Type II Supernovae Constraint on $ν_e$-$ν_s$
共振$ν_e$ - $ν_s$振荡的作用进行了讨论的事件中的超新星爆炸。结论是一个显着的$ν_e$ - $ν_s$混合可能会阻碍超新星爆炸的能力。它也可能冷却原中子星太快，相对于观察到的几秒钟的冷却时间。计算基于上述变元的对$ν_e$ - $ν_s$混合参数的约束。
1993-12-08 astro-ph hep-ph
Topology of the SU(2) vacuum: a lattice study using improved cooling
我们研究了零温SU（2）真空的拓扑结构：瞬子的拓扑磁化率、大小、形状和距离分布。我们使用的冷却算法的基础上改进的行动与规模不变的瞬子解决方案。该算法不需要监测或校准，具有固有的位错截止，并在物理尺度上保持不变的瞬子。我们的结果的物理相关性检查通过研究的缩放和有限体积依赖。我们得到的磁化率为（200（15）MeV）^[4]。瞬子大小分布在0.43fm附近达到峰值，距离分布显示出均匀的随机空间结构。
1997-02-17 hep-lat hep-ph hep-th
Supernova Constraints on a Superlight Gravitino
在低超对称破缺尺度的超重力模型中，引力子可以是超轻的，质量在微电子伏特到千电子伏特的范围内。在这种情况下，引力子辐射为质子中子星提供了一种新的冷却机制，因此可以限制超轻引力子的质量。这是因为超轻引力子与物质的耦合是由其戈德斯坦子分量控制的，其与物质的耦合与超对称破缺的尺度成反比，并随着引力子质量的减小而增加。因此，目前的观测提供了引力子质量的下限。利用最近修订的Goldstino耦合，我们发现超新星冷却的两个主要过程是$e^+e^-\to \tilde{G}\tilde{G}$和$γ+e^-\to e^-\tilde{G}\tilde{G}$。他们导致下限的超对称性破缺规模$Λ_{S}$从160至500 GeV的核心温度为30至60兆电子伏和电子化学势200至300兆电子伏。引力子质量的相应下限是$.6 - 6\times 10^{-6}$ eV。
1997-08-15 astro-ph hep-ph
Limit on the Axion Decay Constant from the Cooling Neutron Star in Cassiopeia A
位于超新星遗迹仙后座A（Cas A）中心的中子星（NS）观测到的快速冷却可以用最小NS冷却方案来解释。如果存在一个额外的冷源，如轴子发射，这一结果可能会改变。在这项工作中，我们研究了在轴子发射存在下的Cas A NS冷却，考虑到在整个寿命的Cas A NS的温度演化。我们得到的轴子衰变常数，$f_a\gtrsim (5-7)\times 10^8$ GeV的下限，如果恒星有一个薄碳层的信封。这与SN1987A等其他天体物理观测所施加的现有限制一样强大。
2018-11-04 astro-ph.HE hep-ph
Long-term neutrino emission from a core-collapse supernova with axion-photon coupling
National Institute of Technology, Numazu College（国立技术大学沼津学院）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
研究核心塌缩超新星中轴子-光子耦合对长期中微子辐射的影响，发现轴子冷却效应在晚期显现，中微子事件数估计表明未来可能通过长期中微子信号探测轴子。
2025-09-07 astro-ph.HE hep-ph
Supernova bound on Axion-Like Particles coupled with electrons
在超新星（SN）中，通过电子-质子韧致辐射和电子-正电子核聚变产生与电子耦合的类轴子粒子（ALP）。我们通过考虑ALP对强简并相对论SN等离子体中电子的质量和热效应来评估这些过程的ALP发射率。使用一个国家的最先进的SN模拟，我们评估SN 1987 A冷却绑定在ALP的质量范围内的$1-200$ MeV，其中不包括目前未探测的地区下降到$g_{ae}\sim 2.5\times 10^{-10}$在$m_a\sim 120$ MeV。
2021-11-13 astro-ph.HE hep-ph
Topics in Neutrino Astrophysics
这些讲座涵盖了中微子天体物理学的三个主题。太阳中微子的问题进行了审查，特别强调的微观物理的标准太阳模型，探测器的响应，量子力学的MSW机制，和自旋味振荡的可能性。第二讲讨论了狄拉克中微子和马约拉纳中微子的电磁性质。红巨星演化中的两个经典问题-三重α反应和异常冷却导致的He闪光延迟-被用来说明恒星冷却参数如何约束中微子性质。还讨论了轴子和狄拉克中微子质量对超新星冷却的影响。第三讲描述了超新星爆炸机制和相关的核合成。中微子过程和r-过程进行了讨论，包括“中微子指纹”，后者支持早期的建议，r-过程网站附近的质量削减的II型超新星。本文简述了τ中微子振荡对r过程的影响。该材料是在一个适合研究生在他们的研究生涯开始的水平。
1999-01-29 astro-ph hep-ph nucl-th
Bulk neutrinos and core collapse supernovae
我们在超新星物理学的背景下讨论中微子与体费米子混合的现象学。从通常的能量损失参数的参数空间的约束，可以放宽四个数量级，由于反馈机制，发生在一个广泛的区域的参数空间。这种机制也通过与中微子扩散的非平凡相互作用影响质子中子星的演化。与SN 1987 A信号的一致性进行了讨论，以及对去质子化，冷却，中微子通量的组成和延迟爆炸的情况下的影响。
2003-03-07 astro-ph 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
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
Extra dimensions, orthopositronium decay, and stellar cooling
在一类具有扭曲度规和单膜的额外维模型中，光子只能通过引力定域在膜上。这些模型的一个有趣的特征是光子逃逸到额外维度的可能性。对这种效应的探索激发了目前这一轮精确的正电子偶素衰变实验。我们指出，在这个框架中，光子在等离子体中应该是亚稳态的。我们认为这一观测结果的天体物理后果，特别是它意味着在球状星团的等离子体衰变率和核心坍缩超新星冷却率。由此产生的模型参数的界限超过了可能达到的正电子偶素实验的许多数量级。
2007-09-14 astro-ph hep-ex hep-ph
Neutrino Emission as Diagnostics of Core-Collapse Supernovae
随着银河系核心坍缩超新星的无数探测事件，当前和未来的中微子探测器将能够采样详细的，随时间变化的中微子通量和光谱。这为从中微子信号的各个阶段推断超新星物理学提供了巨大的可能性，从中子化爆发到吸积和早期爆炸阶段再到冷却阶段。该信号将约束年轻的原中子星的质量、半径等体参数的时间演化以及前身星的结构，探测超新星核心的多维现象，并约束早期爆炸阶段的动力学。除了进一步的天体物理学意义，超新星中微子也可能进一步阐明超核密度物质的性质和粒子物理学中的未决问题。
2019-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
