Prompt neutrino fluxes from atmospheric charm
在微扰QCD框架下，利用偶极图计算了大气中宇宙射线产生的粲中子的瞬发中微子通量，该框架考虑了高能下部分子的饱和效应.我们将我们的结果与次领先阶微扰QCD的结果进行了比较，发现当中微子能量超过10^6 GeV时，饱和效应很大，导致瞬发中微子通量的显著抑制。我们评论的范围内提示中微子通量由于理论的不确定性。
2008-07-16 astro-ph hep-ph
Ultra-High Energy Neutrino Fluxes and Their Constraints
应用我们最近开发的传播代码，我们审查河外中微子通量超过10^{14} eV在各种情况下，以及它们是如何受到当前数据的约束。我们特别确定的情况下，宇宙成因中微子通量，产生的超高能宇宙射线的源外的π生产，是相当高的“瓦克斯曼-巴考尔绑定”。这对于具有硬注入光谱和过去更高的光度的源是容易实现的。这种通量将大大增加目前正在建设或处于提议阶段的实验探测超高能中微子的机会。
2002-12-13 astro-ph hep-ph
What Can Be Learned by Measuring the Fluxes of the 7-Be and the pep Solar Neutrino Lines?
测量太阳中微子谱线$^7$ Be和$pep$的相互作用率，可以独立于太阳模型，用来检验电子味是否守恒，确定特定能量下电子型中微子的存活概率，以及检验无菌中微子的存在。我们提出了这些测试的分析描述。我们还说明了数值模拟，假设物质增强和真空中微子振荡，太阳中微子线的测量可以教我们关于中微子质量和混合角。
1996-07-30 astro-ph hep-ph nucl-ex
Uncertainties in Atmospheric Neutrino Fluxes
本文对大气宇宙线簇射产生的中微子通量计算中的主要不确定性进行了评价。中微子通量的预测是进行中微子振荡研究时与实验比较所必需的。本文集中在主要的限制，这是由于强子生产的不确定性。它还处理初级宇宙线通量的不确定性，这是在一个较低的水平。绝对中微子通量被发现有约15%的误差在中微子能量区域重要的包含事件地下。当考虑通量比时，这些误差会发生大的抵消，特别是$ν_μ/\barν_μ$比低于$E_ν=1$ GeV，$(ν_μ+\barν_μ)/(ν_e+\barν_e)$比低于$E_ν=10$ GeV，以及高于$E_ν=1$ GeV的上/下比都在1%的水平。这些错误和取消的起源的详细分类。
2006-11-08 astro-ph hep-ph
How Uncertain Are Solar Neutrino Predictions?
太阳中微子通量和声速计算使用核聚变率的系统重新评估。最大的不确定性确定和它们对太阳中微子通量的影响进行了估计。
1998-05-24 astro-ph hep-ph nucl-th
Muon and Muon Neutrino Fluxes from Atmospheric Charm
当考虑到D-> π，K->轻子的贡献以及粲截面和能量分布中不确定性的折叠时，粲子对μ介子和μ介子中微子大气通量的贡献可以增加10倍。在这里考虑的能量范围内，从100 GeV到10 TeV，魅力的贡献相比，传统的μ子和μ子中微子通量是小的。
1997-11-25 astro-ph hep-ph
Limits on Topological Defect Neutrino fluxes from Horizontal Air Shower measurements
我们得到的水平空气簇射率从（EeV）的高能中微子通量预测在一些拓扑缺陷的情况下，作为最高能量的宇宙射线的来源。强调的是不同的字符的事件取决于中微子味的一种类型的相互作用。我们表明，在$10^5-10^7$ GeV的能量范围内的μ子穷人阵雨的约束违反超导宇宙弦中微子通量的最大预测，我们比较它与其他中微子通量的限制，我们讨论了未来的测量，以进一步限制这些模型。
1996-11-30 astro-ph hep-ph
Impact of the Neutrino Magnetic Moment on the Neutrino Fluxes and the Electron Fraction in core-collapse Supernovae
本文研究了中微子磁矩对核塌缩超新星中中微子与物质散射的影响。我们研究了中微子通量和电子分数的影响。我们发现，相当大的修改需要非常大的磁矩狄拉克和马约拉纳中微子。
2007-07-27 astro-ph
What do we (not) know theoretically about solar neutrino fluxes?
太阳模型对8B和p-p中微子的预测与实验测量的通量（包括振荡）一致：φ（pp）_{measured} =（1.02 +- 0.02 +- 0.01）φ（pp）_{theory}，φ（8B）_{measured} =（0.88 +-0.04 +- 0.23）φ（8B）_{theory}，实验和理论不确定度分别为1 σ。我们使用改进的输入数据的核聚变反应，状态方程，和太阳的化学成分。太阳的组成是主要的不确定性在计算的8B和CNO中微子通量;截面的3 He（4 He，γ）7 Be反应是最大的不确定性计算的7 Be中微子通量。
2004-03-26 astro-ph hep-ph hep-th
The fluxes of sub--cutoff particles detected by AMS, the cosmic ray albedo and atmospheric neutrinos
阿尔法磁谱仪（AMS）在航天飞机飞行10天期间对宇宙线通量（p、e+、e-和氦）进行了新的测量，发现在地磁截止值以下存在显著的粒子通量。这些通量表现出许多显著的特性，例如He-3/He-4的数量级~10，e+/e-的数量级~4，以及从地球上明确定义的区域产生的带正电和带负电的粒子。在这项工作中，我们表明，自然的假设，这些subcutoff粒子产生的初级宇宙射线在大气中的相互作用的次级产品可以重现所有观察到的属性。我们还讨论了亚截止通量的影响，大气中微子通量的估计，并发现它们代表了一个可忽略的小修正。另一方面，AMS结果也证实了行星际宇宙线通量在大角度尺度上也是各向同性的假设，以及地磁效应的有效性，地磁效应是预测大气中微子通量的重要因素。
2001-01-31 astro-ph hep-ph
Global oscillation analysis of solar neutrino data with helioseismically constrained fluxes
使用准确的日震数据计算的太阳地震模型预测，与标准太阳模型（SSM）相比，$^{8}{B}$中微子通量较低。然而，预测的中微子通量和测量的中微子通量之间仍然存在差异，似乎有必要引用中微子振荡来解释测量结果。在这项工作中，我们进行了一个全球性的，统一的振荡分析的最新的太阳中微子数据（包括SNO带电电流率的结果）使用的地震模型通量的理论预测。确定了$ν_e-ν_{\mathrm active}$和$ν_e -ν_{\mathrm sterile}$两种情况下中微子振荡参数和$χ^2_{\mathrm min}$的最佳拟合值，并给出了$ν_e-ν_{\mathrm active}$跃迁在$Δm^2 - \tan^2 θ$平面上的允许参数区域.结果进行了比较，使用最新的SSM Bahcall和他的合作者。
2001-09-13 astro-ph hep-ph
Determination of the atmospheric neutrino fluxes from experimental data
大气中微子通量的精确知识是解释任何大气中微子实验结果的关键因素。在标准大气中微子数据分析中，这些通量是从复杂的数值计算中获得的理论输入。在这篇文章中，我们提出了另一种方法来确定大气中微子通量的基础上直接提取中微子事件率的实验数据。
2006-08-04 astro-ph
High Energy Neutrinos: Sources and Fluxes
我们简要地讨论了高能天体物理中微子的潜在来源，并显示估计的中微子通量，他们可以产生。特别注意最高能量的宇宙射线和天体物理中微子之间的联系。
2005-11-28 astro-ph
Rigidity dependent knee and cosmic ray induced high energy neutrino fluxes
宇宙射线谱的拐点取决于粒子的刚性，这种情况通常预示着宇宙射线的成分在拐点以上变得更重，并且每个单独的核成分的谱斜率的变化比在总谱中观察到的变化（$Δα\simeq 0.3$）更陡。我们表明，这意味着非常高的能量（$E_ν>10^{14}$ eV）的宇宙射线击中大气层或碰撞与银河系中的星际介质产生的扩散中微子通量将被显着抑制，使他们的检测更难，但也减少了其他（更具挑战性的）天体物理中微子源的搜索背景。
2003-06-30 astro-ph hep-ph
Solar neutrino fluxes with arbitrary He3 mixing
He 3丰度不受日震资料的制约。最近有人提出，太阳核心内He 3的混合过程不包括在太阳标准模型（SSM）作为可能的解决方案，太阳中微子的问题。我们已经进行了一个模型独立的分析太阳中微子通量几乎任意He 3混合。此外，我们还在很宽的范围内同时改变中微子产生区的温度和p+ Be 7和He 3 + He 4截面的天体物理因子S 17和S 34。地震数据被用作约束，但不施加太阳光度约束。它表明，即使允许He 3丰度高的因素高达16比SSM，温度5%（或更多）低，天体物理因子S17高达40%，并在范围内变化S34（-20%，+40%），最佳拟合仍然是超过5 sigmas远离观测通量。我们的结论是，几乎任意氦3混合结合独立的温度和截面的变化不能解释所观察到的太阳中微子通量。
1999-08-27 astro-ph hep-ph
Upper Limits to Fluxes of Neutrinos and Gamma-Rays from Starburst Galaxies
勒布和韦克斯曼认为，在星暴星系中，宇宙射线与星际气体相互作用产生的π介子衰变产生的高能中微子将以足够大的通量被观测到。在这里，我们得到了一个上限的扩散中微子流量从星爆星系这是一个因素的$\sim$ 5低于他们预测的流量。与其他河外高能中微子源的预测通量相比，具有$\sim$ PeV能量的星暴中微子的通量将大大低于AGN模型的预测通量。我们还估计了来自星爆星系的扩散GeV $γ$射线通量的上限为观测到的$γ$射线背景的$\cal{O}$ $(10^{-2})$，远小于来自未分辨耀变体的分量。
2006-10-06 astro-ph hep-ph
Towards Determination of the Initial Flavor Composition of Ultrahigh-energy Neutrino Fluxes with Neutrino Telescopes
我们提出了一个简单但有用的参数化的味道组成的超高能中微子通量产生的遥远的天体物理来源：$ϕ^{}_e : ϕ^{}_μ: ϕ^{}_τ= \sin^2 ξ\cos^2 ζ: \cos^2 ξ\cos^2 ζ: \sin^2 ζ$。我们证明，只要在中微子振荡中能很好地测量到三个中微子混合角和狄拉克CP破坏相，就有可能通过在第二代中微子望远镜上观测两个独立的中微子通量比来确定或约束$ξ$和$ζ$. $ζ$的任何偏离都意味着在源处存在宇宙$ν^{}_τ$和$\barν^{}_τ$中微子，而$ξ$的精确值可以用来检验宇宙中微子产生的传统机制和假设方案。
2006-07-08 astro-ph hep-ex hep-ph
Atmospheric Neutrino Fluxes
从历史回顾开始，我总结了大气中微子通量的计算现状，以及它们与测量结果的比较。
2005-02-18 astro-ph
Non-linear screening corrections of stellar nuclear reaction rates and their effects on solar neutrino fluxes
在Debye-Huckel模型的框架下，分析计算了恒星核聚变速率的非线性电子屏蔽修正，并与Salpeter弱屏蔽近似下的相应修正进行了比较。在典型的太阳条件下，与萨尔彼得屏蔽因子的偏差小于1%，而对于较热的恒星，这种修正结果仅在德拜-休克尔模型的极限上达到1%的量级。此外，调查的非线性屏蔽效应对太阳中微子通量的影响产生微不足道的修正PP和CNO链式反应。
2000-02-14 astro-ph nucl-th
Supernova neutrinos: difference of nu_mu - nu_tau fluxes and conversion effects
超新星中微子味转换的形式主义被推广到包括在恒星中产生的μ子和τ中微子的通量的可能差异。在这种情况下，辐射引起的物质中的nu_mu和nu_tau势的差异变得重要。nu_mu和nu_tau通量的差异可以表现在地球物质对所观测到的nu_e（antinu_e）信号的影响中，如果：（i）中微子质量等级是正常的（倒置的）;（ii）太阳中微子问题的解在LMA区域;（iii）混合U_{e3}相对较大：|U_{e3}|>10^{-3}。我们发现，当nu_mu - nu_tau（antinu_mu - antinu_tau）平均能量和/或积分亮度的差异小于20%时，在E > 50 MeV处观测到的nu_e（antinu_e）能谱与等通量情况下的相对偏差可达20 - 30%（10 - 15%）。如果对nu_e（antinu_e）能谱敏感的大型探测器能够得到，那么将来就有可能探测到它。对这种效应的研究将使人们能够测试超新星模型对nu_mu，nu_tau，antinu_mu，antinu_tau通量的预测，从而对极端条件下物质的性质提供重要的见解。在利用超新星中微子观测数据重建中微子质量谱和混合矩阵时，应考虑到这一点。我们指出，即使nu_mu和nu_tau通量不相等，轻子CP破坏效应也不能在超新星中微子实验中得到研究。
2002-05-07 astro-ph hep-ph
Neutrino Signals from Annihilating/Decaying Dark Matter in the Light of Recent Measurements of Cosmic Ray Electron/Positron Fluxes
PAMELA卫星和ATIC气球实验测量到的宇宙线电子和正电子通量的过剩可以解释为暗物质湮灭或衰变为轻子的信号。在这封信中，我们表明，再现电子/正电子过剩的暗物质湮灭/衰变可能会从银河系中心产生大量的高能中微子。在这种情况下，未来更大的正方形大小的实验可能会证实这种情况，甚至超级神冈的结果已经对一些暗物质模型提出了限制。
2009-02-05 astro-ph hep-ph
Detectable neutrino fluxes due to enhanced cosmic ray densities in the Galactic Center region
我们详细研究了宇宙射线（CR）与星际介质（ISM）相互作用在银河系中产生的弥散高能中微子信号的可探测性。我们发现，高度不均匀的银河系CR密度自然产生大尺度漂移效应和CR源的不均匀分布。特别是，银河系中心区域（ISM密度最大的地方）的CR密度可能比当地的CR密度大一个数量级。因此，银河系中心区域的中微子的预期扩散通量变得增强，并且可以在10年的操作中在km $^3$大小的中微子望远镜中检测到$\sim 10^4$ GeV以上的能量。银河系的各向异性，这是这个流量的主要签名，允许从其他可能的高能量中微子的地球外扩散通量的信号进行区分。
2005-10-19 astro-ph hep-ph
HiRes Estimates and Limits for Neutrino Fluxes at the Highest Energies
高分辨率复眼实验（HiRes）使用空气荧光技术测量最高能量的宇宙射线（CR）。随着犹他州西部达格韦试验场的数据采集工作的完成，HiRes的数据在两个不同的方面与宇宙成因中微子有关。我们首先使用我们最好的拟合测量HiRes CR光谱与模型的河外CR源，以获得预期的宇宙成因中微子和伽马射线通量在地球上。然后，我们直接使用HiRes的数据设置竞争力的实验限制在最高能量的电子和τ中微子通量。
2007-07-30 astro-ph
A road map to solar neutrino fluxes, neutrino oscillation parameters, and tests for new physics
我们分析了所有现有的太阳中微子和相关的反应堆中微子实验，以及模拟未来的7 Be、p-p、pep和^8B太阳中微子实验。我们把所有的太阳中微子通量作为自由参数，条件是中微子代表的总光度等于观测到的太阳光度（“光度约束”）。现有实验表明，p-p太阳中微子通量是BP 00标准太阳模型预测通量的1.02 +- 0.02（1 sigma）倍; 7 Be中微子通量是预测通量的0.93^{+0.25}_{-0.63};^8B通量是预测通量的1.01 +- 0.04。中微子振荡参数为：Δ m^2 = 7.3^{+0.4}_{-0.6} \times 10^{-5} eV^2和tan ^2 theta_{12} = 0.41 +- 0.04。我们评估如何准确的未来实验必须更精确地确定中微子振荡参数和太阳中微子通量，并阐明从真空为主的过渡到物质为主的振荡在低能量。未来精确到± 10%的7 Be nu-e散射实验可以将实验确定的7 Be中微子通量的不确定性降低4倍，将p-p中微子通量的不确定性降低2.5倍（到± 0.8%）。未来的p-p实验必须精确到± 3%，以将tan ^2 theta_{12}的不确定度缩小15%以上。太阳发光是因为核聚变反应的想法可以通过比较观测到的太阳光子光度与从太阳中微子通量测量推断的光度来准确地检验。基于对目前和模拟未来实验的定量分析，我们回答了这样一个问题：为什么要进行低能…
2003-10-10 astro-ph hep-ex hep-ph
Self-induced spectral splits in supernova neutrino fluxes
在超新星中微子球上方的密中微子区（r > 400 km），中微子-中微子折射会引起集体的味道转变。它们可以导致“光谱分裂”，其中能量E_分裂将变换的光谱急剧分裂成几乎纯但不同风味的部分。除非在密中微子区存在普通的MSW共振，否则E_split仅由味轻子数守恒决定。光谱分裂是由大中微子密度区和小中微子密度区之间的绝热跃迁产生的。我们明确地解决了绝热极限的运动方程，并提供了一个通用的例子的解析表达式。
2007-12-07 astro-ph hep-ex hep-ph
Oscillation effects on high-energy neutrino fluxes from astrophysical hidden sources
高能中微子可望在各种天体物理源和光学厚的暗源中产生。我们探讨了物质诱导振荡对后一类三种不同口味的中微子通量的影响。我们使用的比例电子和τ诱导阵雨μ子轨道，在即将到来的中微子望远镜，作为我们的分析中观察到的主要。这个比值取决于中微子能量、源的密度分布和振荡参数。在很大程度上未知的通量归一化从我们的计算中消失，只影响统计数据。对于目前的知识的振荡参数，我们发现，物质引起的影响是不可忽略的，从它的真空值的比率的增强发生在中微子望远镜是最敏感的能量范围。量化这种效应将有助于了解源的天体物理学以及振荡参数。如果中微子望远镜大多数时候探测到的是扩散中微子，而没有确定它们的来源，那么测量到的通量比与真空期望值的任何偏差都将最自然地用大量的隐藏源来解释，而物质诱导的中微子振荡效应对这些隐藏源很重要。
2007-02-26 astro-ph hep-ph
The relation of extragalactic cosmic ray and neutrino fluxes: the logic of the upper bound debate
在最近的一篇论文中，Waxman和Bahcall（PRD 59，023002）声称，目前关于超高能宇宙射线的数据意味着河外中微子通量的上限为2*10^-8 GeV cm^-2 s^-1 ster^-1，与中微子能量无关。Mannheim、Protheroe和Rachen（astro-ph/9812398）重复了这一计算，并证实了WB束缚的系数为2，只在E_v \sim 10^（16-18）eV的非常有限的能量范围内，而在其他能量范围内，中微子通量主要受到河外γ射线背景的限制，比WB束缚高出两个数量级。在本文中，我们提出了一个简单的，（几乎）没有数学的方法来解决这个问题，并讨论在哪些天体物理假设的WB约束和MPR约束，分别适用。然后，我们讨论这些假设适用于目前讨论的河外中微子生产的模型。我们注意到，平均在观测到的光度函数，耀变体是足够不透明的超高能中子，有没有冲突的预测中微子通量与宇宙射线数据，这些模型是相当受限制的河外伽玛射线背景的贡献。目前，在活动的或计划中的中微子探测器中，这些模型预测的中微子事件没有任何修改。
1999-08-04 astro-ph hep-ph
SuperGZK neutrinos: testing physics beyond the Standard Model
讨论了超GZK中微子$E>10^{20}$ eV的来源和通量。最有希望的来源是再电离亮相、拓扑缺陷、超重暗物质和镜像物质。中微子的能量可以超过GUT标度（$\sim 10^{16}$ GeV）。未来的空间探测器EUSO和OWL可以观测到预测的通量。
2003-03-12 astro-ph hep-ph
Probing Very High Energy Prompt Muon and Neutrino fluxes and the cosmic ray knee via Underground Muons
我们计算事件率，并证明观测的可行性非常高的能量μ子（1-1000 TeV）在一个大质量的地下探测器作为对米。该能量范围对应于$\sim$的表面μ子能量（5 TeV - 5000 TeV）和$\sim$的初级宇宙射线能量（50 TeV - 5 $\times 10^4$ TeV）。这种测量将大大有助于更好地理解当前和未来的超高能中微子探测器对$ν_e, ν_μ$和$μ$通量的即时贡献。此外，他们还将揭示宇宙射线光谱中观察到的“膝盖”的起源。
2006-08-31 astro-ph hep-ex hep-ph
Tracing very high energy neutrinos from cosmological distances in ice
天体物理学中高能中微子源由于中微子振荡而产生τ中微子流。我们详细研究了Tau中微子的贡献，能量高于PeV相对于其他口味的贡献。我们考虑了几种不同的初始中微子通量，包括τ中微子再生过境通过地球和带电轻子的能量损失。我们讨论了Tau中微子在IceCube、RICE和ANITA等探测器上的信号。
2003-10-17 astro-ph hep-ph
The energy spectrum of tau leptons induced by the high energy Earth-skimming neutrinos
本文给出了高能中微子入射到地球内部相互作用产生的τ轻子通量的半解析计算方法，计算了$10^{5} \leq E_ν/{\rm GeV} \leq 10^{10}$。由于中微子-核子荷电散射和共振$\barν_e e^-$散射，我们得到了来自掠地中微子的τ轻子通量与能量的关系。我们举例说明了我们的结果，几个预期的高能天体物理中微子源，如活动星系核，伽玛暴，和GZK中微子通量。比较了由掠岩中微子和掠海中微子产生的τ轻子通量。这样的比较可以提供有用的信息入射中微子通量的光谱指数。
2003-05-27 astro-ph hep-ph
Local Mixing near the Solar Core, Neutrino Fluxes and Helioseismology
我们已经计算了类似于Richard，Vauclair，Charbonnel，Dziembowski（1996）中发表的太阳模型，在这些模型中我们加入了太阳核附近的局部混合以减少中微子的产生。结果表明，中微子通量减少预期（虽然不足以解释观测值），但所获得的模型是不兼容的日震模式的反演。我们专门测试了Morel和Schatzman（1996）提出的参数化混合。由此产生的太阳能模型与地震模型相差甚远，因此是不现实的。
1997-01-14 astro-ph
Solar Neutrino Data, Solar Model Uncertainties and Neutrino Oscillations
我们将所有现有的太阳中微子通量测量，并考虑太阳能模型通量的不确定性，在推导全球适合参数空间的MSW和真空解决方案的太阳中微子问题。
1992-10-08 astro-ph hep-ph
Mixed high energy neutrinos from cosmos
本文综述了在银道面和遥远星系中心等天体物理场所产生能量大于数万GeV的高能中微子流的情况。由于中微子振荡，这些中微子通量的预期变化在他们的传播到我们的描述。这些中微子通量的观测签名与中微子振荡进行了讨论。
2003-08-19 astro-ph hep-ph
Neutrino Observatories Can Characterize Cosmic Sources and Neutrino Properties
测量超高能$ν_{e}, ν_μ, ν_τ$相对通量的中微子望远镜可以提供关于源的位置和特性的信息，关于中微子混合，并且可以测试中微子不稳定性和偏离中微子扇区的CPT不变性。我们调查的中微子混合的中微子通量到达地球的后果，并考虑如何地面测量可以表征遥远的来源。我们对比了由中微子振荡产生的混合物和那些信号中微子衰变。强调了中微子观测站测量$ν_{e}, ν_μ, ν_τ$通量的重要性。
2003-01-24 astro-ph hep-ph
SuperGZK neutrinos
讨论了超GZK中微子$E>10^{20}$ eV的来源和通量。计算了超高能宇宙射线（UHECR）与CMB光子相互作用产生的{ \em宇生中微子}的通量，与观测到的UHECR的通量进行了较好的拟合。最大加速能量为$E_{\rm max}=1\times 10^{21}$ eV的非演化模型的最佳拟合结果是superGZK中微子的通量非常低，比UHECR的观测通量低一个数量级。预测的中微子通量变得更大，可观察到的下一代探测器在能量$10^{20} - 10^{21}$ eV的进化模型与$E_{\rm max}=1\times 10^{23}$ eV。最大的宇宙成因中微子通量是在产生谱非常平坦的模型中给出的，例如$\propto E^{-2}$。在{ \em超重暗物质和拓扑缺陷}模型中，中微子能量自然很高。它们的通量也可能高于宇宙成因中微子。最大的通量由{ \em镜像中微子}给出，振荡成普通中微子。它们的通量服从某个理论上的上限，这个上限很弱，而实际上，现在对中微子诱发的簇射的射电辐射的观测，对这些通量的限制是最有效的。
2005-09-22 astro-ph
Computing Solar Absolute Fluxes
计算的颜色指数和光谱形状的个别恒星通常与观察基本上所有的光谱类型，但绝对通量很少测试。我们可以将观测到的辐照度与模型大气的预测进行比较，这些模型大气具有精确的角直径测量，特别是太阳。以前的计算受到不一致和使用过时的原子数据和丰度的阻碍。我在这里提供一个进展报告，我们目前的努力，计算绝对通量的太阳模型光球。太阳成分的不确定性是计算太阳辐射通量的一个重要误差源。
2007-09-14 astro-ph
Correlation of Photon and Neutrino Fluxes in Blazars and Gamma Ray Bursts
相对论性黑洞喷流源是产生高能（>> TeV）中微子的主要候选者。定义的关系（a）有效的宇宙射线质子的目标光子和（b）伽马射线的伽马射线不透明度，通过相同的目标光子场的损失意味着明确的多波长预测时，在什么能量耀变体和伽玛暴应该是最中微子明亮和伽马射线暗淡。使用多波长观测测试这些源的标准相对论性喷流模型的说明。
2007-06-25 astro-ph
Detecting Neutrinos from AGN: New Fluxes and Cross Sections
从HERA对撞机获得的关于核子结构的新信息导致了更高的中微子截面，这是计算正在建造或处于设计阶段的大型探测器中天体物理中微子诱导μ子的预期速率所需的过程nu_mu + N -> mu + X。这些更高的截面导致更高的μ介子率的到达角，在地球中的中微子衰减是不太重要的。另一方面，对活动星系核中微子通量的新估计表明，这些探测器中预期的μ介子速率可能比以前计算的要低得多。我使用新的截面计算预期的μ介子率和角分布在大型探测器的各种活动星系核模型，并比较这些速率与大气中微子背景（从传统的衰变通道和“提示”粲介子衰变通道）。如果最低通量的估计是正确的，那么由于粲介子中微子产生通道的速率存在很大的不确定性，在确定一小部分过剩μ介子的起源时可能会有困难。然而，更乐观的活动星系核中微子通量应该可以在拟议的探测器中探测到，如DUMAND-II，AMANDA，NESTOR和贝加尔湖。
1996-07-28 astro-ph
Possible CP-Violation effects in core-collapse Supernovae
我们研究了当中微子存在于致密物质中时的CP破坏效应，例如在核心坍缩超新星中形成的原中子星之外。利用基于标准模型的一般参数，我们证实了在树水平上，在核塌缩超新星中的电子中微子和反中微子通量不存在CP破坏效应。另一方面，即使在树的水平上，μ子和τ中微子也可以获得显着的效果。我们表明，CP违反的影响，可以存在于超新星电子（反）中微子通量以及，如果μ子和τ中微子在中微子层有不同的流量。这种差异可能是由于标准模型之外的物理现象造成的，例如味道变化相互作用的存在。
2008-04-09 astro-ph hep-ph
New results on solar neutrino fluxes from 192 days of Borexino data
我们报告了在大萨索国立科学院使用Borexino探测器对^7Be太阳中微子信号率进行的直接测量。0.862 MeV^7Be中微子的相互作用速率为49+-3（stat）+-4（syst）计数/（天 * 100吨）。^7Be太阳中微子无振荡的假设与我们在4 σ水平上的测量结果不一致。我们的结果是第一次直接测量太阳nu_e在物质增强振荡和真空驱动振荡之间的过渡区的生存概率。这一测量改进了对^7 Be、pp和CNO太阳核通量的实验测定，以及中微子磁矩的极限。
2008-06-09 astro-ph
A Dynamic Solar Core Model: On the Activity-Related Changes of the Neutrino Fluxes
太阳的能量来源实际上可能涉及存在于恒星能量产生区的热核失控能量源。本文考虑了在太阳核允许随表面活动周期变化的情况下，太阳中微子通量导出模型的结构。观测到的中微子通量数据表明太阳核心可能随时间变化。在动态太阳模型中，安静和失控的能量源一起可能会在超级神冈中产生准恒定通量，因为它对中性电流，轴子和反中微子也很敏感。我计算了逃逸源对单个中微子探测器的贡献。动态太阳核模型的结果表明，由于HOMESTAKE探测到的主要是高能电子中微子，因此HOMESTAKE数据可能与活动周期存在负相关。预计GALLEX和GNO数据中仅少量存在活动相关变化。镓探测器主要对pp中微子敏感，而类SSM核产生的pp中微子的变化主要由动力能源热泡产生的高能电子中微子补偿。结果表明，GALLEX数据可能显示出反相关，而SuperKamiokande数据可能显示出与活动周期的相关性。动态太阳能模型的预测SNO和Borexino实验，可以区分的MSW机制的影响和后果的动态太阳能模型。动态太阳模型的结果与目前的日震测量结果一致，也可以与未来的日震测量结果进行核对。关键词：太阳中微子问题-太阳活动-热核逃逸
1998-10-08 astro-ph hep-ph
Supernova neutrinos: Flavor-dependent fluxes and spectra
在超新星（SN）核中的nu_mu和nu_tau的输运涉及到几个在传统模拟中被忽略的过程。基于蒙特卡罗研究，我们发现，风味依赖的光谱差异要小得多，往往在文献中所述。使用玻尔兹曼解算器并包括所有相关中微子反应的全尺度SN模拟证实了这些结果。在初始吸积阶段的味道依赖的流量差异是最大的。
2003-03-11 astro-ph
Photohadronic Neutrinos from Transients in Astrophysical Sources
我们研究了在天体物理源中，特别是在活动星系核（blazar）和伽马射线暴（GRB）中的喷流中，光强子产生的非常高能量（VHE，> 10 ^14 eV）中微子的光谱，这些天体物理源的物理性质受到它们的可变性的限制。我们详细讨论了高能质子的各种竞争冷却过程，以及强子级联中的π介子和μ介子的冷却，这对中微子产生的效率和最大中微子能量都有限制。如果质子加速过程是费米型的，我们可以推导出一个模型无关的上限中微子能量从任何宇宙瞬态的观测性质，这只取决于假设的总能量的瞬态。对于标准的能量约束，我们可以从目前的耀变体和伽玛暴模型中排除10^19 eV以上的主要贡献;而且在大多数模型中，为了产生可测量的中微子通量，都应用了更强的限制。对于伽玛暴，我们表明，冷却的介子和μ介子的强子级联的中微子能量施加最强的限制，导致截止能量的电子和μ介子中微子光谱的源不同的约一个数量级。我们还讨论了最大宇宙线能量与伽玛暴中最大中微子能量和中微子通量的关系，发现只有在极端条件下，才能在同一地点同时产生最高能量的宇宙射线和可观测的中微子通量;这一联合假设的一个检验意义是，伽玛暴关联的μ介子中微子的强通量的存在，直到超高能量，>10^17 eV。二次粒子冷却也导致轻微修订的中微子通量的估计（非瞬态）活动星系核。
1998-11-17 astro-ph hep-ph
Helioseismic constraints to the central solar temperature and neutrino fluxes
在日震约束太阳模型中计算了中心太阳温度T及其不确定性。根据对流半径的最佳拟合，对流半径处的密度和地震测定的氦丰度，发现中心温度为T=1.58x10^7 K，与标准太阳模型非常吻合。保守地估计，该测定的准确度为Δ T/T= 1.4%，优于SSM。计算了中微子通量。硼中微子通量的下限，从所有来源的不确定性的最大减少因素，是2西格玛高于最近测量的流量SuperKamiokande。
1997-05-21 astro-ph
Collective neutrinos oscillation in matter and CP-violation
我们探讨了CP破坏对稠密环境中中微子传播的影响，例如在核心坍缩超新星中，中微子自相互作用诱导非线性演化方程。我们证明，电子（反）中微子通量是不敏感的CP破坏相，如果μ子和τ中微子与物质的相互作用类似。另一方面，我们的数值计算表明，新的功能出现，因为非线性和通量依赖的演化方程，当μ子和τ中微子有不同的通量在中微子层（由于环路校正或物理超越标准模型）。特别是，电子（反）中微子的概率和流量依赖于CP破坏阶段。我们还讨论了中微子折射率的辐射修正引起的CP效应。
2008-10-27 astro-ph hep-ex hep-ph
Atmospheric neutrino flux and muon data
利用最新的初级宇宙射线和强子相互作用的数据，提出了一种新的中低能大气μ介子和中微子通量的一维计算方法。计算的μ子通量和CAPRICE 94 μ子实验数据之间的现有协议提供了一个证据，有利于我们描述的强子相互作用和簇射发展的有效性。这也支持我们的中微子通量基本上低于那些用于标准分析的亚GeV和多GeV中微子诱发事件在地下探测器。
2001-06-01 astro-ph hep-ex hep-ph
Constraints on Cosmic Neutrino Fluxes from the ANITA Experiment
我们报告新的限制宇宙中微子通量的南极脉冲瞬态天线（ANITA）实验，完成了18.4天的飞行原型长时间的气球有效载荷，称为ANITA建兴，在2004年初的试飞。我们寻找脉冲事件，可能与超高能中微子在冰中的相互作用，并推导出限制，约束超高能中微子通量的几种模型。我们排除了长期存在的Z爆发模型作为超高能宇宙射线的来源。
2006-03-29 astro-ph
Anomalous diffusion modifies solar neutrino fluxes
太阳核心的密度和温度条件表明，电子和离子的微观扩散可能是非标准的：扩散和摩擦系数是能量依赖的，碰撞不是两体过程，并且在单个散射事件之外保留记忆。非标准扩散的一个直接后果是，粒子的平衡能量分布偏离麦克斯韦分布（尾部比指数更慢或更快地变为零），从而改变了反应速率。这种效应与温度和/或成分改变有质的不同：分布尾部中颗粒数量的微小变化可以强烈地改变速率，而不影响体积性质，例如声速或流体静力平衡，这取决于分布的平均值。这一机制可以大大增加当前实验值（截面和太阳性质）所允许的中微子通量的预测范围，并可用于减少这些预测与太阳中微子实验之间的差异。
1998-07-09 astro-ph hep-ph physics.plasm-ph
Measuring diffuse neutrino fluxes with IceCube
本文对未来的中子探测器探测和测量高能中微子扩散通量的灵敏度进行了评估。事件率在建立的检测通道，如μ介子事件从带电电流μ中微子相互作用或级联事件从电子中微子和τ中微子相互作用，使用详细的蒙特卡罗模拟计算。中微子通量，如预期的提示魅力衰变在大气中或从天体物理来源，如活动星系核的模拟假设幂律。然后分析测量这些光谱的归一化和斜率的能力。据发现，级联通道一般具有高灵敏度的检测和表征的扩散通量相比，什么是预期的上行和下行μ子通道。在Waxman-Bahcall上限水平的通量应该在所有通道中分别可检测，而不同通道的信息的组合将允许检测比其低一个数量级以上的通量。在未来的测量中，除了最低的预测外，大气中粲介子的瞬发衰变产生的中微子应该是可以探测到的。
2005-05-25 astro-ph
If sterile neutrinos exist, how can one determine the total solar neutrino fluxes?
从太阳中微子实验的全球分析中推断出的8B太阳中微子通量，如果只有活动中微子存在，则在预测的标准太阳模型值的11%（1 sigma）以内，但如果存在无菌中微子，则可能高达标准预测的1.7倍。我们表明，总的8B中微子流量（活性加无菌中微子）可以确定实验约10%（1西格玛）相结合的带电电流测量与KamLAND反应堆实验和SNO CC太阳中微子实验，提供LMA中微子振荡解决方案是正确的和KamLAND的模拟性能是有效的。也包括SNO NC数据，8B中微子通量的无菌成分可以通过这种方法测量到标准太阳模型通量的约12%（1 sigma）的精度。结合Super-Kamiokande和KamLAND的测量，并假设振荡只发生在活跃的中微子中，8B中微子通量可以测量到6%（1 sigma）;总通量可以测量到大约9%的精度。通过结合KamLAND、SNO和镓中微子实验的测量，可以确定太阳中微子总通量的准确度约为28%（1 sigma）。通过比较KamLAND实验和BOREXINO太阳中微子实验的数据，可以确定总的7 Be中微子通量，精度约为11%或更高，前提是这两个探测器都能按预期工作。pp中微子通量可以用镓、KamLAND、BOREXINO和SNO实验的数据确定为约15%。
2002-05-09 astro-ph hep-ex hep-ph
Limits on diffuse fluxes of high energy extraterrestrial neutrinos with the AMANDA-B10 detector
从AMANDA-B10探测器在1997年南半球冬季所获得的数据中，已经搜索了高能地外μ介子中微子的扩散通量，例如，宇宙中所有活跃星系的总和这一搜索没有产生超出背景大气中微子预期的额外事件，导致地外中微子通量的上限。对于一个假定的E^-2能谱，90%的经典置信度上限被设定为E^2 Phi（E）= 8.4 x 10^-7 GeV cm^-2 s^-1 sr^-1（主要中微子能量范围为6-1000 TeV），这是所有中微子探测器设定的最严格的界限。当考虑特定的预测谱形式时，发现有些被排除在外。
2003-03-11 astro-ph
Ultra High Energy Neutrino Astronomy
超高能中微子和超GZK中微子理论的简要回顾。讨论了UHE中微子的来源和扩散通量。比较了扩散中微子流的级联和宇宙线上界。宇宙成因中微子和来自镜像物质的中微子被认为是超GZK中微子。
2005-05-11 astro-ph
The Interaction of New and Old Magnetic Fluxes at the Beginning of Solar Cycle 23
太阳活动的11年周期遵循黑尔定律，在活动最小值期间，两极地区的领先和追随太阳黑子的磁极性发生逆转。在1996- 1997年的太阳活动极小期，大多数太阳活动出现在狭窄的纵向区域-“活动带”，但在纬度范围内。通过对太阳磁通量分布的研究，我们发现海尔黑子的极性反转首先发生在这些活动区。我们估算了活动带中极性反转前后磁通量的旋转速率。比较这些旋转速率与日震学推断的内部旋转，我们认为，“老”和“新”的磁通量可能产生在低纬度区附近的太阳对流带的基地。在新的太阳活动周期开始时，在某些活动区中观察到的活动区极性反转表明，活动区的现象可能提供有关太阳活动周期机制的基本信息。旧周期和新周期通量的非随机分布对发电机理论提出了挑战，大多数发电机理论假设太阳磁场的纵向分布是均匀的。
1999-03-26 astro-ph
