Нейтрино сверхновой

Астрономические нейтрино, образующиеся во время взрыва сверхновой с коллапсом ядра

Сверхновые нейтрино — это слабо взаимодействующие элементарные частицы, образующиеся во время взрыва сверхновой с коллапсом ядра . ^[1] Массивная звезда коллапсирует в конце своей жизни, испуская порядка 1058 ^{нейтрино} и антинейтрино всех лептонных ароматов . ^[2] Светимость различных видов нейтрино и антинейтрино примерно одинакова. ^[3] Они уносят около 99% гравитационной энергии умирающей звезды в виде всплеска, длящегося десятки секунд. ^{[4] [5]} Типичные энергии сверхновых нейтрино:От 10 до 20  МэВ . ^[6] Сверхновые ^[a] считаются самым мощным и частым источником космических нейтрино в диапазоне энергий МэВ.

Поскольку нейтрино генерируются в ядре сверхновой, они играют решающую роль в коллапсе и взрыве звезды. ^[7] Считается, что нагревание нейтрино является критическим фактором при взрывах сверхновых. ^[1] Поэтому наблюдение за нейтрино от сверхновых дает подробную информацию о коллапсе ядра и механизме взрыва. ^[8] Кроме того, нейтрино, претерпевающие коллективные преобразования ароматов в плотных недрах сверхновой, открывают возможности для изучения нейтрино-нейтринных взаимодействий. ^[9] Единственное событие нейтрино от сверхновой, обнаруженное до сих пор, — это SN 1987A . ^[b] Тем не менее, при нынешней чувствительности детекторов ожидается, что будут наблюдаться тысячи событий нейтрино от сверхновой с коллапсом галактического ядра. ^[11] Следующее поколение экспериментов разработано таким образом, чтобы быть чувствительным к нейтрино от взрывов сверхновых вплоть до Андромеды и дальше. ^[12] Наблюдение за сверхновыми расширит наше понимание различных астрофизических и физики элементарных частиц явлений. ^[13] Кроме того, одновременное обнаружение нейтрино от сверхновой в разных экспериментах послужит ранним сигналом тревоги для астрономов о сверхновой. ^[14]

История

Измеренные нейтринные события от SN 1987A ^[15]

Стирлинг А. Колгейт и Ричард Х. Уайт ^[16] и независимо от них У. Дэвид Арнетт ^[17] определили роль нейтрино в коллапсе ядра, что привело к последующему развитию теории механизма взрыва сверхновой. ^[6] В феврале 1987 года наблюдение за нейтрино сверхновой экспериментально подтвердило теоретическую связь между нейтрино и сверхновыми. Событие, удостоенное Нобелевской премии , ^[6] известное как SN 1987A , было коллапсом голубой сверхгигантской звезды Сандулек -69° 202 в Большом Магеллановом Облаке за пределами нашей Галактики , на расстоянии 51 кпк . [ ^18] О^{Было произведено 1058} легких слабовзаимодействующих нейтрино, унесших почти всю энергию сверхновой. ^[19] Два килотонных водных черенковских детектора , Kamiokande II и IMB , вместе с меньшей Баксанской обсерваторией , обнаружили в общей сложности 25 нейтринных событий ^[19] за период около 13 секунд. ^[6] Были обнаружены только нейтрино электронного типа, поскольку энергии нейтрино были ниже порога образования мюонов или тау. ^[19] Данные о нейтрино SN 1987A, хотя и скудные, подтвердили основные черты базовой модели сверхновой гравитационного коллапса и связанного с ним нейтринного излучения. ^[19] Они наложили строгие ограничения на свойства нейтрино, такие как заряд и скорость распада. ^{[19] [20]} Это наблюдение считается прорывом в области физики сверхновых и нейтрино. ^[15]

Характеристики

Нейтрино — это фермионы , то есть элементарные частицы со спином 1/2 . Они взаимодействуют только посредством слабого взаимодействия и гравитации . ^[21] Сверхновая с коллапсом ядра испускает всплеск ~ нейтрино и антинейтрино в масштабе времени десятков секунд. ^{[2] [c]} Нейтрино сверхновой уносят около 99% гравитационной энергии умирающей звезды в форме кинетической энергии. ^{[5] [d]} Энергия делится примерно поровну между тремя ароматами нейтрино и тремя ароматами антинейтрино. ^[22] Их средняя энергия составляет порядка 10 МэВ. ^[23] Нейтринная светимость сверхновой обычно составляет порядка или . ^[24] События коллапса ядра являются самым сильным и частым источником космических нейтрино в диапазоне энергий МэВ. ^[6] ${\displaystyle 10^{52}}$ ${\displaystyle 10^{45}{\text{J}}}$ ${\displaystyle {\text{s}}^{-1}}$ ${\displaystyle 10^{45}{\text{W}}}$

Во время сверхновой нейтрино производятся в огромных количествах внутри ядра. Поэтому они оказывают фундаментальное влияние на коллапс и взрывы сверхновых. ^[25] Предсказывается, что нейтринный нагрев является причиной взрыва сверхновой. ^[1] Колебания нейтрино во время коллапса и взрыва генерируют всплески гравитационных волн . ^[26] Более того, взаимодействия нейтрино устанавливают отношение нейтронов к протонам, определяя результат нуклеосинтеза более тяжелых элементов в ветре, вызванном нейтрино. ^[27]

Производство

Сверхновые нейтрино образуются, когда массивная звезда коллапсирует в конце своей жизни, выбрасывая свою внешнюю мантию во взрыве. ^[6] Механизм взрыва задержанных нейтрино Уилсона использовался в течение 30 лет для объяснения коллапса ядра сверхновой. ^[1]

Эволюционные стадии коллапса ядра сверхновой: ^[15] (a) Фаза нейтронизации (b) Падение материала и захват нейтрино (c) Генерация ударной волны и вспышка нейтрино (d) Задержка ударной волны (e) Нагрев нейтрино (f) Взрыв

Ближе к концу жизни массивная звезда состоит из луковичных слоев элементов с железным ядром. На ранней стадии коллапса электронные нейтрино создаются посредством захвата электронов на протонах, связанных внутри железных ядер: ^[15]

${\displaystyle \mathrm {e} ^{-}+\mathrm {p} \rightarrow \nu _{e}+\mathrm {n} }$

Вышеуказанная реакция производит ядра , богатые нейтронами , что приводит к нейтронизации ядра. Поэтому это известно как фаза нейтронизации . Некоторые из этих ядер подвергаются бета-распаду и производят антиэлектронные нейтрино: ^[15]

${\displaystyle \mathrm {n} \rightarrow \mathrm {p} +\mathrm {e} ^{-}+{\bar {\nu }}_{e}}$

Вышеуказанные процессы уменьшают энергию ядра и его плотность лептонов. Следовательно, давление вырождения электронов неспособно стабилизировать ядро ​​звезды против гравитационной силы, и звезда коллапсирует. ^[15] Когда плотность центральной области коллапса превышает10 ¹²  г/см ³ , время диффузии нейтрино превышает время коллапса. Поэтому нейтрино оказываются запертыми внутри ядра. Когда центральная область ядра достигает ядерной плотности (~ 10 ¹⁴ г/см ³ ), ядерное давление вызывает замедление коллапса. ^[28] Это генерирует ударную волну во внешнем ядре (область железного ядра), которая запускает взрыв сверхновой. ^[15] Захваченные электронные нейтрино высвобождаются в виде нейтринного всплеска в первые десятки миллисекунд. ^{[3] [29]} Из моделирования установлено, что нейтринный всплеск и фотораспад железа ослабляют ударную волну в течение миллисекунд распространения через железное ядро. ^[1] Ослабление ударной волны приводит к падению массы, которое образует нейтронную звезду . ^[e] Это известно как фаза аккреции и длится от нескольких десятков до нескольких сотен миллисекунд. ^[3] Область высокой плотности захватывает нейтрино. ^[15] Когда температура достигает 10 МэВ, тепловые фотоны генерируют электронно - позитронные пары. Нейтрино и антинейтрино создаются посредством слабого взаимодействия электронно-позитронных пар: ^[19]

${\displaystyle \mathrm {e} ^{-}+\mathrm {e} ^{+}\rightarrow {\bar {\nu }}_{\alpha }+\nu _{\alpha }}$

Светимость электронного аромата значительно выше, чем у неэлектронов. ^[3] По мере того, как температура нейтрино повышается в нагретом сжатием ядре, нейтрино заряжают ударную волну посредством реакций заряженного тока со свободными нуклонами: ^[1]

${\displaystyle \nu _{e}+\mathrm {n} \rightarrow \mathrm {p} +\mathrm {e} ^{-}}$

${\displaystyle {\bar {\nu }}_{\mathrm {e} }+\mathrm {p} \rightarrow \mathrm {e} ^{+}+\mathrm {n} }$

Когда тепловое давление, создаваемое нагревом нейтрино, превышает давление падающего материала, заторможенная ударная волна омолаживается, и нейтрино высвобождаются. Нейтронная звезда остывает, поскольку продолжается производство нейтринных пар и высвобождение нейтрино. Поэтому это известно как фаза охлаждения . ^[15] Светимости различных видов нейтрино и антинейтрино примерно одинаковы. ^[3] Светимость нейтрино сверхновой значительно падает через несколько десятков секунд. ^[15]

Колебание

Знание потока и ароматического состава нейтрино за ударной волной имеет важное значение для реализации механизма нагрева, управляемого нейтрино, в компьютерном моделировании взрывов сверхновых. ^[30] Осцилляции нейтрино в плотной материи являются активной областью исследований. ^[31]

Схема модели нейтринной лампочки

Нейтрино подвергаются преобразованиям ароматов после того, как они термически отделяются от протонейтронной звезды. В модели нейтринной колбы нейтрино всех ароматов отделяются на одной резкой поверхности вблизи поверхности звезды. ^[32] Кроме того, предполагается, что нейтрино, движущиеся в разных направлениях, проходят одинаковую длину пути, достигая определенного расстояния R от центра. Это предположение известно как приближение одного угла, которое наряду со сферической симметрией сверхновой позволяет нам рассматривать нейтрино, испускаемые в одном аромате, как ансамбль и описывать их эволюцию только как функцию расстояния. ^[22]

Эволюция аромата нейтрино для каждой энергетической моды описывается матрицей плотности: ^[22]

${\displaystyle {\hat {\rho }}_{t}(E,R)=\sum _{\alpha =e,\mu ,\tau }{\frac {L_{\nu _{\alpha }}e^{\frac {-t}{\tau }}}{\langle E_{\nu _{\alpha }}\rangle }}f_{\nu _{\alpha }}(E)|\nu _{\alpha }\rangle \langle \nu _{\alpha }|}$

Здесь — начальная светимость нейтрино на поверхности протонейтронной звезды, которая падает экспоненциально. Предполагая, что время распада составляет , полная энергия, испускаемая в единицу времени для конкретного аромата, может быть определена как . представляет собой среднюю энергию. Таким образом, дробь дает количество нейтрино, испускаемых в единицу времени в этом аромате. — нормализованное распределение энергии для соответствующего аромата. ${\displaystyle L_{\nu _{\alpha }}}$ ${\displaystyle \tau }$ ${\displaystyle L_{\nu _{\alpha }}e^{\frac {-t}{\tau }}}$ ${\displaystyle \langle E_{\nu _{\alpha }}\rangle }$ ${\displaystyle f_{\nu _{\alpha }}(E)}$

Та же формула справедлива и для антинейтрино. ^[22]

Светимость нейтрино определяется по следующему соотношению: ^[22]

${\displaystyle E_{B}=6\times \int _{0}^{\infty }L_{\nu _{\alpha }}e^{-t/\tau }dt}$

Интеграл умножается на 6, поскольку высвобождаемая энергия связи делится поровну между тремя сортами нейтрино и тремя сортами антинейтрино. ^[22]

Эволюция оператора плотности задается уравнением Лиувилля : ^[22]

${\displaystyle {\frac {d}{dr}}{\hat {\rho }}_{t}(E,r)=-i[{\hat {H}}_{t}(E,r),{\hat {\rho }}_{t}(E,r)]}$

Гамильтониан охватывает вакуумные колебания, взаимодействие заряженных токов нейтрино от электронов и протонов ^[33] , а также взаимодействия нейтрино-нейтрино. ^[34] Самовзаимодействия нейтрино являются нелинейными эффектами, которые приводят к коллективным преобразованиям ароматов. Они значительны только тогда, когда частота взаимодействия превышает частоту вакуумных колебаний. Обычно они становятся пренебрежимо малыми через несколько сотен километров от центра. После этого резонансы Михеева–Смирнова–Вольфенштейна с веществом в оболочке звезды могут описывать эволюцию нейтрино. ^[33] ${\displaystyle {\hat {H}}_{t}(E,r)}$

Обнаружение

Существует несколько различных способов наблюдения нейтрино сверхновых. Почти все они включают обратную реакцию бета-распада для обнаружения нейтрино. Реакция представляет собой слабое взаимодействие заряженного тока , где электронное антинейтрино взаимодействует с протоном, производя позитрон и нейтрон: ^[35]

${\displaystyle {\bar {\nu }}_{\mathrm {e} }+\mathrm {p} \rightarrow \mathrm {e} ^{+}+\mathrm {n} }$

Позитрон сохраняет большую часть энергии входящего нейтрино. Он создает конус черенковского света , который обнаруживается фотоумножительными трубками (ФЭУ), расположенными на стенках детектора. ^[35] Осцилляции нейтрино в веществе Земли могут влиять на сигналы нейтрино сверхновых, обнаруживаемые в экспериментальных установках. ^[36]

При текущей чувствительности детекторов ожидается, что будут наблюдаться тысячи нейтринных событий от коллапсирующей сверхновой ядра галактики. ^[11] Крупномасштабные детекторы, такие как Hyper-Kamiokande или IceCube, могут обнаружить до событий. ^[37] К сожалению, SN 1987A является единственным обнаруженным до сих пор событием нейтрино от сверхновой. ^[b] За последние 120 лет в Млечном Пути не было ни одной галактической сверхновой, ^[38] несмотря на ожидаемую частоту 0,8-3 в столетие. ^[39] Тем не менее, сверхновая на расстоянии 10 кПк позволит провести детальное изучение нейтринного сигнала, что предоставит уникальные физические знания. ^[13] Кроме того, следующее поколение подземных экспериментов, таких как Hyper-Kamiokande, спроектировано так, чтобы быть чувствительными к нейтрино от взрывов сверхновых вплоть до Андромеды или дальше. ^[12] Кроме того, предполагается, что они также обладают хорошей способностью наведения на сверхновую. ^[14] ${\displaystyle 10^{5}}$

Значение

Поскольку нейтрино сверхновых возникают глубоко внутри ядра звезды , они являются относительно надежным посланником механизма сверхновой. ^[3] Из-за своей слабовзаимодействующей природы нейтринные сигналы от галактической сверхновой могут дать информацию о физических условиях в центре коллапса ядра, которая в противном случае была бы недоступна. ^[8] Более того, они являются единственным источником информации о событиях коллапса ядра, которые не приводят к сверхновой или когда сверхновая находится в области, скрытой пылью. ^[14] Будущие наблюдения нейтрино сверхновых ограничат различные теоретические модели коллапса ядра и механизма взрыва, проверив их с помощью прямой эмпирической информации из ядра сверхновой. ^[8]

Из-за своей слабо взаимодействующей природы нейтрино со скоростью, близкой к скорости света, появляются сразу после коллапса. Напротив, может быть задержка в часы или дни, прежде чем фотонный сигнал выйдет из оболочки звезды . Поэтому сверхновая будет наблюдаться в нейтринных обсерваториях до оптического сигнала, даже после путешествия на миллионы световых лет . Совпадающие сигналы нейтрино от разных экспериментов дадут ранний сигнал тревоги астрономам, чтобы направить телескопы в нужную часть неба, чтобы захватить свет сверхновой. Система раннего оповещения о сверхновых — это проект, цель которого — соединить детекторы нейтрино по всему миру и запустить электромагнитные эксперименты в случае внезапного притока нейтрино в детекторы. ^[14]

Эволюция аромата нейтрино, распространяющаяся через плотную и турбулентную внутреннюю часть сверхновой, определяется коллективным поведением, связанным с нейтрино-нейтринными взаимодействиями. Поэтому нейтрино сверхновой предоставляют возможность исследовать смешивание ароматов нейтрино в условиях высокой плотности. ^[9] Будучи чувствительными к упорядочению масс нейтрино и иерархии масс, они могут предоставить информацию о свойствах нейтрино. ^[40] Кроме того, они могут действовать как стандартная свеча для измерения космического расстояния , поскольку сигнал нейтронизационного всплеска не зависит от его предшественника. ^[41]

Рассеянный фон нейтрино сверхновой

Диффузный фон нейтрино сверхновых (DSNB) — это космический фон (анти)нейтрино, образованный накоплением нейтрино, испускаемых всеми прошлыми сверхновыми с коллапсом ядра. ^[1] Их существование было предсказано еще до наблюдения нейтрино сверхновых. ^[42] DSNB можно использовать для изучения физики в космологическом масштабе. ^[43] Они обеспечивают независимую проверку частоты сверхновых. ^[8] Они также могут дать информацию о свойствах излучения нейтрино, звездной динамике и неудавшихся предшественниках. ^[44] Super-Kamiokande установил верхний предел наблюдения для потока DSNB, превышающий 19,3 МэВ энергии нейтрино. ^[45] Теоретически оцененный поток составляет всего половину этого значения. ^[46] Поэтому ожидается, что сигнал DSNB будет обнаружен в ближайшем будущем с помощью детекторов, таких как JUNO и SuperK-Gd . ^[8] ${\displaystyle 5.5\;\mathrm {cm} ^{-2}\mathrm {s} ^{-1}}$

Примечания

1. Supernovae — множественное число от supernova , используемое в большинстве академических источников. Менее формально может использоваться термин supernovas .
2. По состоянию на ноябрь 2020 г. ^[10]
3. Нейтрино сверхновой относятся как к нейтрино, так и к антинейтрино, испускаемым сверхновой.
4. Это число получено с помощью компьютерного моделирования сверхновых типа II с использованием закона сохранения энергии и теории взаимодействия между компонентами. ^[15]
5. Черная дыра образуется вместо нейтронной звезды, если звезда-прародительница имеет массу более 25 масс Солнца ^[15]

Ссылки

1. Мирицци, А.; Тамборра, И.; Янка, Х.-Т.; Савиано, Н.; Шольберг, К.; Боллиг, Р.; Хюдеполь, Л.; Чакраборти, С. (1 февраля 2016 г.). «Нейтрино сверхновых: рождение, колебания и обнаружение». Серия Nuovo Cimento Rivista . 39 (1–2): 1–112. arXiv : 1508.00785 . Бибкод : 2016NCimR..39....1M. дои : 10.1393/ncr/i2016-10120-8. S2CID  118527475.
2. Woosley, SE; Heger, A.; Weaver, TA (2002-11-07). "Эволюция и взрыв массивных звезд". Reviews of Modern Physics . 74 (4): 1015–1071. Bibcode : 2002RvMP...74.1015W. doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015.
3. Куэста Сория, Клара; От имени сотрудничества DUNE (2021-04-15). "Core-Collapse Superno Burst Neutrinos in DUNE". Труды 40-й Международной конференции по физике высоких энергий — PoS(ICHEP2020) . Том 390. SISSA Medialab. стр. 590. doi : 10.22323/1.390.0590 .
4. Шольберг, Кейт (2011-12-01). "Обнаружение нейтрино сверхновых". Nuclear Physics B - Дополнения к трудам . Труды 22-й Международной конференции по физике нейтрино и астрофизике. 221 : 248–253. arXiv : 1205.6003 . Bibcode :2011NuPhS.221..248S. doi :10.1016/j.nuclphysbps.2011.09.012. ISSN  0920-5632.
5. Асеро, Массачусетс; Адамсон, П.; Агам, Г.; Алиага, Л.; Алион, Т.; Аллахвердян В.; Анфимов Н.; Антошкин А.; Арриета-Диас, Э.; Асквит, Л.; Аурисано, А. (01 октября 2020 г.). «Обнаружение нейтрино сверхновой в NOvA». Журнал космологии и физики астрочастиц . 2020 (10): 014. arXiv : 2005.07155 . Бибкод : 2020JCAP...10..014A. дои : 10.1088/1475-7516/2020/10/014. ISSN  1475-7516. S2CID  218630376.
6. Athar, M. Sajjad (2020). Физика нейтринных взаимодействий. SK Singh. Кембридж, Великобритания. ISBN 978-1-108-77383-6. OCLC  1153342277.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
7. Шольберг, Кейт (2012-11-01). «Обнаружение нейтрино сверхновых». Annual Review of Nuclear and Particle Science . 62 : 81–103. arXiv : 1205.6003 . Bibcode : 2012ARNPS..62...81S. doi : 10.1146/annurev-nucl-102711-095006 . ISSN  0163-8998.
8. Тамборра, Ирен; Мурасе, Кохта (2018-01-23). ​​"Нейтрино от сверхновых". Space Science Reviews . 214 (1): 31. Bibcode : 2018SSRv..214...31T. doi : 10.1007/s11214-018-0468-7. ISSN  1572-9672. S2CID  125948002.
9. Аббар, Саджад; Дуань, Хуайюй (2018-08-16). "Быстрое преобразование аромата нейтрино: роль плотной материи и пересечение спектра". Physical Review D. 98 ( 4): 043014. arXiv : 1712.07013 . Bibcode : 2018PhRvD..98d3014A. doi : 10.1103/PhysRevD.98.043014 .
10. Агнес, П.; Альберго, С.; Альбукерке, ИФМ; Александр, Т.; Аличи, А.; Альтон, АК; Амаудрус, П.; Арчелли, С.; Аве, М.; Аветисов, И. Ч.; Аветисов, Р. И. (2020-11-01). "Чувствительность будущих экспериментов по поиску темной материи в жидком аргоне к нейтрино сверхновых при коллапсе ядра". Журнал космологии и астрофизики частиц . 2011 (3): arXiv:2011.07819. arXiv : 2011.07819 . Bibcode :2021JCAP...03..043D. doi :10.1088/1475-7516/2021/03/043. S2CID  226965179.
11. Scholberg, Kate (2012-11-23). ​​"Обнаружение нейтрино сверхновых". Annual Review of Nuclear and Particle Science . 62 (1): 81–103. arXiv : 1205.6003 . Bibcode :2012ARNPS..62...81S. doi :10.1146/annurev-nucl-102711-095006. ISSN  0163-8998. S2CID  3484486.
12. Wigmans, Richard (2018-11-01). «Новые разработки в области калориметрического обнаружения частиц». Progress in Particle and Nuclear Physics . 103 : 109–161. arXiv : 1807.03853 . Bibcode : 2018PrPNP.103..109W. doi : 10.1016/j.ppnp.2018.07.003. ISSN  0146-6410. S2CID  119385502.
13. Seadrow, Shaquann; Burrows, Adam; Vartanyan, David; Radice, David; Skinner, M. Aaron (11.11.2018). «Нейтринные сигналы сверхновых с коллапсом ядра в подземных детекторах». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 480 (4): 4710–4731. arXiv : 1804.00689 . doi : 10.1093/mnras/sty2164 . ISSN  0035-8711.
14. Аль Харуси, С; БенЦви, Ю.Ю.; Бобовски, Дж. С.; Бонивенто, Вт; Брдар, В; Бруннер, Т; Каден, Э; Кларк, М; Колейро, А; Коломер-Молла, М; Креспо-Анадон, JI (01 марта 2021 г.). «SNEWS 2.0: система раннего предупреждения о сверхновых нового поколения для мультимессенджерной астрономии». Новый журнал физики . 23 (3): 031201. arXiv : 2011.00035 . Бибкод : 2021NJPh...23c1201A. дои : 10.1088/1367-2630/abde33 . ISSN  1367-2630.
15. Спурио, Маурицио (2018). Зонды многоканальной астрофизики . Библиотека астрономии и астрофизики. Bibcode :2018pma..book.....S. doi :10.1007/978-3-319-96854-4. ISBN 978-3-319-96853-7. ISSN  0941-7834.
16. Колгейт, Стирлинг А.; Уайт, Ричард Х. (1966). «Гидродинамическое поведение взрывов сверхновых». Астрофизический журнал . 143. Гарвардский университет: 626. Bibcode : 1966ApJ...143..626C. doi : 10.1086/148549 . Получено 06.12.2021 .
17. Арнетт, В. Дэвид (1966). «Гравитационный коллапс и слабые взаимодействия». Канадский журнал физики . 44 (11). Гарвардский университет: 2553. Bibcode : 1966CaJPh..44.2553A. doi : 10.1139/p66-210. hdl : 2060/19670009027 . Получено 06.12.2021 .
18. Pantaleone, J. (1995-01-12). "Эволюция аромата нейтрино вблизи ядра сверхновой". Physics Letters B. 342 ( 1): 250–256. arXiv : astro-ph/9405008 . Bibcode : 1995PhLB..342..250P. doi : 10.1016/0370-2693(94)01369-N. ISSN  0370-2693. S2CID  12603076.
19. Grupen, Claus (2020). Астрочастичная физика . Бакалаврские тексты по физике. doi : 10.1007/978-3-030-27339-2. ISBN 978-3-030-27341-5. ISSN  2510-411X. S2CID  243235282.
20. Раффелт, Георг Г. (1990). «Чему мы научились у SN 1987A?». Modern Physics Letters A. 5 ( 31): 2581–2592. Bibcode : 1990MPLA....5.2581R. doi : 10.1142/S0217732390003000. ISSN  0217-7323.
21. Close, FE (2010). Neutrino. Оксфорд: Oxford University Press. ISBN 978-0-19-161610-5. OCLC  743806042.
22. Экинджи, Б.; Пехливан, Й.; Патвардхан, Амол В. (2021-01-01). "Зависящие от времени сигнатуры нейтрино сверхновых, разрушающихся при коллапсе ядра, в HALO". Physical Review D . 2101 (4): arXiv:2101.01797. arXiv : 2101.01797 . Bibcode :2021PhRvD.103d3016E. doi :10.1103/PhysRevD.103.043016. S2CID  230770158.
23. Янка, Ханс-Томас (2017). «Нейтринное излучение сверхновых». В Alsabti, Athem W.; Murdin, Paul (ред.). Справочник по сверхновым . Cham: Springer International Publishing. стр. 1575–1604. arXiv : 1702.08713 . Bibcode :2017hsn..book.1575J. doi :10.1007/978-3-319-21846-5_4. ISBN 978-3-319-21845-8. S2CID  119070646.
24. Пейха, Ондржей; Томпсон, Тодд А. (2012-02-10). "Физика нейтринного механизма коллапса ядра сверхновых". The Astrophysical Journal . 746 (1): 106. arXiv : 1103.4864 . Bibcode :2012ApJ...746..106P. doi :10.1088/0004-637X/746/1/106. ISSN  0004-637X. S2CID  119238924.
25. Мюллер, Б. (2016). «Статус многомерных моделей коллапса ядра сверхновой». Публикации Астрономического общества Австралии . 33. arXiv : 1608.03274 . Bibcode : 2016PASA... 33 ...48M. doi : 10.1017/pasa.2016.40 . ISSN  1323-3580.
26. Cuesta, Herman J. Mosquera; Lambiase, Gaetano (2009-03-01). "Спектр масс нейтрино из гравитационных волн, вызванных переворотом спина нейтрино". International Journal of Modern Physics D . 18 (3): 435–443. doi :10.1142/S0218271809014571. ISSN  0218-2718.
27. Pllumbi, Else; Tamborra, Irene; Wanajo, Shinya; Janka, Hans-Thomas; Hüdepohl, Lorenz (2015-08-03). "Влияние осцилляций нейтринного аромата на нуклеосинтез нейтринного ветра сверхновой с электронным захватом". The Astrophysical Journal . 808 (2): 188. arXiv : 1406.2596 . Bibcode :2015ApJ...808..188P. doi :10.1088/0004-637x/808/2/188. ISSN  1538-4357. S2CID  53412028.
28. Janka, H.-Th.; Langanke, K.; Marek, A.; Martínez-Pinedo, G.; Müller, B. (2007-04-01). "Теория коллапса ядра сверхновых". Physics Reports . 442 (1–6): 38–74. arXiv : astro-ph/0612072 . Bibcode :2007PhR...442...38J. doi :10.1016/j.physrep.2007.02.002. ISSN  0370-1573. S2CID  15819376.
29. Берроуз, Адам; Вартанян, Дэвид (январь 2021 г.). «Теория взрыва сверхновой с коллапсом ядра». Nature . 589 (7840): 29–39. arXiv : 2009.14157 . Bibcode :2021Natur.589...29B. doi :10.1038/s41586-020-03059-w. ISSN  1476-4687. PMID  33408377. S2CID  118005141.
30. Берроуз, Адам; Вартанян, Дэвид; Доленс, Джошуа К.; Скиннер, М. Аарон; Радис, Дэвид (2018-01-23). ​​"Crucial Physical Dependencies of the Core-Collapse Supernova Mechanism". Space Science Reviews . 214 (1): 33. arXiv : 1611.05859 . Bibcode :2018SSRv..214...33B. doi : 10.1007/s11214-017-0450-9 . ISSN  1572-9672.
31. Дуань, Хуайюй; Фуллер, Джордж М.; Цянь, Юн-Чжун (2010-10-22). «Коллективные нейтринные осцилляции». Annual Review of Nuclear and Particle Science . 60 (1): 569–594. arXiv : 1001.2799 . Bibcode :2010ARNPS..60..569D. doi :10.1146/annurev.nucl.012809.104524. ISSN  0163-8998. S2CID  118656162.
32. Дуань, Хуайюй; Фуллер, Джордж М.; Карлсон, Дж.; Цянь, Юн-Чжун (16.11.2006). «Моделирование когерентного нелинейного преобразования аромата нейтрино в среде сверхновой: коррелированные траектории нейтрино». Physical Review D. 74 ( 10): 105014. arXiv : astro-ph/0606616 . Bibcode : 2006PhRvD..74j5014D. doi : 10.1103/PhysRevD.74.105014. ISSN  1550-7998. S2CID  119419898.
33. Wolfenstein, L. (1978-05-01). "Нейтринные осцилляции в материи". Physical Review D. 17 ( 9): 2369–2374. Bibcode :1978PhRvD..17.2369W. doi :10.1103/PhysRevD.17.2369.
34. Фуллер, GM; Мейл, RW; Уилсон, JR; Шрамм, DN (1987-11-01). «Резонансные нейтринные осцилляции и звездный коллапс». The Astrophysical Journal . 322 : 795–803. Bibcode : 1987ApJ...322..795F. doi : 10.1086/165772. ISSN  0004-637X. S2CID  122113495.
35. Вурм, Майкл; Биком, Джон Ф.; Безруков Леонид Борисович; Бик, Дэниел; Блюмер, Йоханнес; Чуби, Сандхья; Темняк, Кристиан; Д'Анджело, Давиде; Дасгупта, Басудеб; Дербин, Александр; Диге, Амол (1 июня 2012 г.). «Жидкостно-сцинтилляционная нейтринная обсерватория следующего поколения ЛЕНА» (PDF) . Астрофизика частиц . 35 (11): 685–732. arXiv : 1104.5620 . Бибкод : 2012APh....35..685W. doi :10.1016/j.astropartphys.2012.02.011. ISSN  0927-6505. S2CID  118456549.
36. Борриелло, Энрико (2013-04-01). «Влияние земной материи на нейтрино сверхновых в детекторах большого объема». Nuclear Physics B: Proceedings Supplements . 237 : 339–341. Bibcode :2013NuPhS.237..339B. doi :10.1016/j.nuclphysbps.2013.04.122. ISSN  0920-5632.
37. Arcones, Almudena ; Bardayan, Dan W.; Beers, Timothy C.; Bernstein, Lee A.; Blackmon, Jeffrey C.; Messer, Bronson; Brown, B. Alex; Brown, Edward F.; Brune, Carl R.; Champagne, Art E.; Chieffi, Alessandro (2017-05-01). "Белая книга по ядерной астрофизике и ядерной физике низких энергий. Часть 1: Ядерная астрофизика". Progress in Particle and Nuclear Physics . 94 : 1–67. Bibcode :2017PrPNP..94....1A. doi : 10.1016/j.ppnp.2016.12.003 . ISSN  0146-6410. OSTI  1349572.
38. Рейнольдс, Стивен П.; Борковски, Казимеж Дж.; Грин, Дэвид А.; Хванг, Уна; Харрус, Илана; Петре, Роберт (10.06.2008). «Самый молодой остаток галактической сверхновой: G1.9+0.3». The Astrophysical Journal . 680 (1): L41–L44. arXiv : 0803.1487 . Bibcode :2008ApJ...680L..41R. doi :10.1086/589570. ISSN  0004-637X. S2CID  67766657.
39. Диль, Роланд; Халлоин, Юбер; Кречмер, Карстен; Лихти, Гиселер Г.; Шенфельдер, Фолькер; Стронг, Эндрю В.; фон Кинлин, Андреас; Ван, Вэй; Жан, Пьер; Кнёдлседер, Юрген; Рокес, Жан-Пьер (январь 2006 г.). «Радиоактивный 26Al из массивных звезд Галактики». Природа . 439 (7072): 45–47. arXiv : astro-ph/0601015 . Бибкод : 2006Natur.439...45D. дои : 10.1038/nature04364. ISSN  0028-0836. PMID  16397491. S2CID  4330664.
40. Уоллес, Джошуа; Берроуз, Адам; Доленс, Джошуа К. (2016-02-01). «Обнаружение вспышки сверхновой в детекторах нейтрино на Земле». The Astrophysical Journal . 817 (2): 182. arXiv : 1510.01338 . Bibcode :2016ApJ...817..182W. doi : 10.3847/0004-637x/817/2/182 . ISSN  1538-4357. S2CID  118574948.
41. Кахельрис, М.; Томас, Р.; Бурас, Р.; Янка, Х.-Т.; Марек, А.; Рампп, М. (2005-03-28). "Использование нейтронизационного взрыва галактической сверхновой". Physical Review D. 71 ( 6): 063003. arXiv : astro-ph/0412082 . Bibcode : 2005PhRvD..71f3003K. doi : 10.1103/PhysRevD.71.063003. S2CID  119361322.
42. Krauss, LM; Glashow, SL; Schramm, DN (1984-07-01). «Антинейтринная астрономия и геофизика». Nature . 310 (5974): 191–198. Bibcode :1984Natur.310..191K. doi :10.1038/310191a0. ISSN  0028-0836. S2CID  4235872.
43. де Гувеа, Андре; Мартинес-Солер, Иван; Перес-Гонсалес, Юбер Ф.; Сен, Манибрата (01 декабря 2020 г.). «Фундаментальная физика с диффузными фоновыми нейтрино сверхновых». Физический обзор D . 102 (12): 123012. arXiv : 2007.13748 . Бибкод : 2020PhRvD.102l3012D. дои : 10.1103/PhysRevD.102.123012 . ISSN  1550-7998.
44. Лунардини, Сесилия (2009-06-10). "Диффузный поток нейтрино от неудавшихся сверхновых". Physical Review Letters . 102 (23): 231101. arXiv : 0901.0568 . Bibcode : 2009PhRvL.102w1101L. doi : 10.1103/PhysRevLett.102.231101. PMID  19658918. S2CID  19626167.
45. Лунардини, Сесилия (28.04.2006). "Диффузный поток нейтрино от сверхновых: верхний предел компонента электронного нейтрино из отсутствия наблюдения антинейтрино в СуперКамиоканде". Physical Review D. 73 ( 8): 083009. arXiv : hep-ph/0601054 . Bibcode : 2006PhRvD..73h3009L. doi : 10.1103/PhysRevD.73.083009. S2CID  30618911.
46. Хориучи, Шунсаку; Биком, Джон Ф.; Двек, Эли (28.04.2009). «Диффузный фон нейтрино сверхновой можно обнаружить в Супер-Камиоканде». Physical Review D. 79 ( 8): 083013. arXiv : 0812.3157 . Bibcode : 2009PhRvD..79h3013H. doi : 10.1103/PhysRevD.79.083013. ISSN  1550-7998. S2CID  119247050.