Сверхновые нейтрино

Астрономические нейтрино, образовавшиеся во время взрыва сверхновой с коллапсом ядра

Нейтрино сверхновых — это слабо взаимодействующие элементарные частицы , образующиеся во время взрыва сверхновой с коллапсом ядра . ^[1] Массивная звезда коллапсирует в конце своей жизни, испуская порядка 10 ⁵⁸ нейтрино и антинейтрино всех лептонных ароматов . ^[2] Светимость разных видов нейтрино и антинейтрино примерно одинакова. ^[3] Они уносят около 99% гравитационной энергии умирающей звезды в виде взрыва продолжительностью десятки секунд. ^{[4] [5]} Типичные энергии нейтрино сверхновых составляютот 10 до 20  МэВ . ^[6] Сверхновые ^[а] считаются самым сильным и частым источником космических нейтрино в МэВ-диапазоне энергий.

Поскольку нейтрино генерируются в ядре сверхновой, они играют решающую роль в коллапсе и взрыве звезды. ^[7] Нагрев нейтрино считается решающим фактором при взрывах сверхновых. ^[1] Таким образом, наблюдение нейтрино сверхновой дает подробную информацию о коллапсе ядра и механизме взрыва. ^[8] Кроме того, нейтрино, претерпевающие коллективные ароматические превращения в плотных недрах сверхновых, открывают возможности для изучения нейтрино-нейтринных взаимодействий. ^[9] Единственное нейтринное событие сверхновой, обнаруженное на данный момент, — это SN 1987A . ^[b] Тем не менее, при нынешней чувствительности детекторов ожидается, что будут наблюдаться тысячи нейтринных событий от сверхновой с коллапсом ядра галактики. ^[11] Следующее поколение экспериментов должно быть чувствительным к нейтрино от взрывов сверхновых до Андромеды или за ее пределами. ^[12] Наблюдение сверхновой расширит наше понимание различных астрофизических явлений и явлений физики элементарных частиц . ^[13] Кроме того, одновременное обнаружение нейтрино сверхновой в различных 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 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 нейтрино сверхновых экспериментально подтвердило теоретическую связь между нейтрино и сверхновыми. Событием, получившим Нобелевскую премию , ^[6] известным как SN 1987A , стал коллапс синей звезды-сверхгиганта Сандулек -69° 202 года в Большом Магеллановом Облаке за пределами нашей Галактики , на расстоянии 51 тыс. пк . ^[18] О насБыло произведено 10 ⁵⁸ легких слабовзаимодействующих нейтрино, унесших почти всю энергию сверхновой. ^{[19] Два} черенковских детектора воды килотонного масштаба , Камиоканде II и IMB , вместе с меньшей Баксанской обсерваторией , зарегистрировали 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] Нейтринные данные SN 1987A, хотя и скудные, подтвердили существенные особенности базовой модели гравитационного коллапса сверхновой и связанного с ней нейтринного излучения. ^[19] Это наложило строгие ограничения на свойства нейтрино, такие как заряд и скорость распада. ^{[19] [20]} Это наблюдение считается прорывом в области сверхновых и физики нейтрино. ^[15]

Характеристики

Нейтрино – это фермионы , т.е. 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 в десятки секунд. ^{[2] [c]} Нейтрино сверхновых уносят около 99% гравитационной энергии умирающей звезды в виде кинетической энергии. ^{[5] [d]} Энергия делится примерно поровну между тремя разновидностями нейтрино и тремя разновидностями антинейтрино. ^[22] Их средняя энергия порядка 10 МэВ. ^[23] Нейтринная светимость сверхновой обычно составляет порядка . ^[24] События коллапса ядра являются самым сильным и наиболее частым источником космических нейтрино в диапазоне энергий МэВ. ^[6] ${\displaystyle 10^{52}}$ ${\displaystyle 10^{52}{\text{ergs}}}$ ${\displaystyle {\text{s}}^{-1}}$

Во время сверхновой нейтрино производятся в огромном количестве внутри ядра. Поэтому они оказывают фундаментальное влияние на коллапс и взрывы сверхновых. ^[25] Предполагается, что нейтринный нагрев является причиной взрыва сверхновой. ^[1] Осцилляции нейтрино при коллапсе и взрыве порождают всплески гравитационных волн . ^[26] Кроме того, взаимодействия нейтрино определяют соотношение нейтронов и протонов, определяя результат нуклеосинтеза более тяжелых элементов в ветре, вызываемом нейтрино. ^[27]

Производство

Нейтрино сверхновых образуются, когда массивная звезда коллапсирует в конце своей жизни, выбрасывая внешнюю мантию в результате взрыва. ^[6] Механизм взрыва замедленных нейтрино Уилсона использовался в течение 30 лет для объяснения коллапса ядра сверхновой. ^[1]

Стадии эволюции сверхновой с коллапсом ядра: ^[15] (а) Фаза нейтронизации (б) Падение материала и захват нейтрино (в) Генерация ударной волны и всплеска нейтрино (г) Остановка ударной волны (д) Нагрев нейтрино (е) Взрыв

Ближе к концу жизни массивная звезда состоит из луковичных слоистых оболочек элементов с железным ядром. На ранней стадии коллапса электронные нейтрино создаются в результате захвата электронов протонами, связанными внутри ядер железа: ^[15]

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

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

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

Указанные процессы уменьшают энергию ядра и его лептонную плотность. Следовательно, давление вырождения электронов не может 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. В результате нейтрино оказались заперты внутри ядра. Когда центральная область ядра достигает ядерной плотности (~ 10 ¹⁴ г/см ³ ), ядерное давление приводит к замедлению коллапса. ^[28] Это создает ударную волну во внешнем ядре (область железного ядра), которая вызывает взрыв сверхновой. ^[15] Захваченные электронные нейтрино высвобождаются в виде нейтринной вспышки в первые десятки миллисекунд. ^{[3] [29]} В результате моделирования установлено, что нейтринный всплеск и фотораспад железа ослабляют ударную волну в течение миллисекунд после распространения через железное ядро. ^[1] Ослабление ударной волны приводит к падению массы, которая образует нейтронную звезду . ^[e] Это известно как фаза аккреции и длится от нескольких десятков до нескольких сотен миллисекунд. ^[3] Область высокой плотности задерживает нейтрино. ^[15] Когда температура достигает 10 МэВ, тепловые фотоны генерируют электрон - позитронные пары. Нейтрино и антинейтрино создаются в результате слабого взаимодействия электрон-позитронных пар: ^[19]

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

Светимость электронного аромата значительно выше, чем неэлектронного. ^[3] Когда температура нейтрино в нагретом сжатием ядре возрастает, нейтрино активируют 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, застопорившаяся ударная волна восстанавливается и нейтрино высвобождаются. Нейтронная звезда остывает по мере того, как рождение нейтринных пар и выброс нейтрино продолжаются. Поэтому она известна как фаза охлаждения . ^[15] Светимость разных видов нейтрино и антинейтрино примерно одинакова. ^[3] Светимость нейтрино сверхновой значительно падает через несколько десятков секунд. ^[15]

Колебания

Знание потока и ароматического состава нейтрино за ударной волной необходимо для реализации механизма нагрева, вызванного нейтрино, в компьютерном моделировании взрывов сверхновых. ^[30] Нейтринные осцилляции в плотной материи являются активной областью исследований. ^[31]

Схема модели нейтринной лампочки

Нейтрино претерпевают ароматические превращения после термического отделения от протонейтронной звезды. В рамках модели нейтринной лампочки нейтрино всех ароматов разделяются на одной острой поверхности вблизи поверхности звезды. ^[32] Кроме того, предполагается, что нейтрино, движущиеся в разных направлениях, проходят один и тот же путь, достигая определенного расстояния R от центра. Это предположение известно как одноугловое приближение, которое, наряду со сферической симметрией сверхновой, позволяет нам рассматривать нейтрино, испускаемые в одном аромате, как ансамбль и описывать их эволюцию только в зависимости от расстояния. ^[22]

Ароматная эволюция нейтрино для каждого энергетического режима 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 нейтринная светимость на поверхности протонейтронной звезды, которая падает экспоненциально. Если предположить, что время затухания равно , то общая энергия, выделяемая в единицу времени для определенного аромата, может быть выражена как . представляет собой среднюю энергию. Следовательно, дробь дает количество нейтрино, испускаемых в единицу времени в этом аромате. — нормированное 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 находится по следующему соотношению: ^[22]

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

Интеграл умножается на 6, поскольку высвободившаяся энергия связи делится поровну между тремя ароматами нейтрино и тремя ароматами 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, заряженное токовое взаимодействие нейтрино с электронами и протонами ^[33] , а также нейтрино-нейтринные взаимодействия. ^[34] Самовзаимодействия нейтрино — это нелинейные эффекты, которые приводят к коллективным преобразованиям ароматов. Они существенны только тогда, когда частота взаимодействия превышает частоту колебаний вакуума. Обычно они становятся незначительными через несколько сотен километров от центра. После этого эволюцию нейтрино можно описать резонансами Михеева-Смирнова-Вольфенштейна с веществом оболочки звезды. ^[33] ${\displaystyle {\hat {H}}_{t}(E,r)}$

Обнаружение

Существует несколько различных способов наблюдения нейтрино сверхновых. Почти все они связаны с обратной реакцией бета-распада для регистрации нейтрино. Реакция представляет собой слабое взаимодействие заряженного тока , при котором электронное антинейтрино взаимодействует с протоном, образуя позитрон и нейтрон: ^[35]

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

Позитрон сохраняет большую часть энергии прилетающего нейтрино. Он создает конус черенковского света , который регистрируется фотоумножителями (ФЭУ), расположенными на стенках детектора. ^[35] Нейтринные осцилляции в земном веществе могут влиять на сигналы нейтрино сверхновых, регистрируемые на экспериментальных установках. ^[36]

При нынешней чувствительности детекторов ожидается, что будут наблюдаться тысячи нейтринных событий от сверхновой с коллапсом ядра галактики. ^[11] Крупномасштабные детекторы, такие как Hyper-Kamiokande или IceCube, могут обнаруживать вплоть до событий. ^[37] К сожалению, SN 1987A — единственное нейтринное событие сверхновой, обнаруженное до сих пор. ^[b] За последние 120 лет в Млечном Пути не было ни одной галактической сверхновой, ^[38] несмотря на ожидаемую частоту появления 0,8–3 в столетие. ^[39] Тем не менее, сверхновая на расстоянии 10 кПк позволит детально изучить нейтринный сигнал, предоставив уникальную физику. ^[13] Кроме того, следующее поколение подземных экспериментов, таких как «Гипер-Камиоканде», спроектировано так, чтобы быть чувствительным к нейтрино от взрывов сверхновых до Андромеды или за ее пределами. ^[12] Кроме того, предполагается, что они также обладают хорошими возможностями наведения на сверхновые. ^[14] ${\displaystyle 10^{5}}$

Значение

Поскольку нейтрино сверхновых возникают глубоко внутри ядра звезды , они являются относительно надежными переносчиками механизма сверхновой. ^[3] Из-за своей слабовзаимодействующей природы сигналы нейтрино 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 появлению сверхновой, или когда сверхновая находится в области, скрытой пылью. ^[14] Будущие наблюдения нейтрино сверхновых будут ограничивать различные теоретические модели коллапса ядра и механизма взрыва, проверяя их на прямой эмпирической информации из ядра сверхновой. ^[8]

Из-за своей слабо взаимодействующей природы нейтрино со скоростью, близкой к световой, возникают сразу после коллапса. Напротив, может пройти несколько часов или дней, прежде чем сигнал фотона выйдет из оболочки звезды . Поэтому сверхновая будет наблюдаться в нейтринных обсерваториях до появления оптического сигнала, даже пройдя миллионы световых лет . Совпадающее обнаружение сигналов нейтрино в различных экспериментах послужит ранним сигналом для астрономов, чтобы они направили телескопы в нужную часть неба, чтобы поймать свет сверхновой. Система раннего предупреждения о сверхновой — это проект, цель которого — соединить детекторы нейтрино по всему миру и запустить эксперименты с электромагнитными аналогами в случае внезапного притока нейтрино в детекторы. ^[14]

В ароматной эволюции нейтрино, распространяющихся через плотную и турбулентную внутреннюю часть сверхновой, доминирует коллективное поведение, связанное с нейтрино-нейтринными взаимодействиями. Таким образом, нейтрино сверхновых дают возможность изучить смешение ароматов нейтрино в условиях высокой плотности. ^[9] Будучи чувствительными к упорядочению масс и иерархии масс нейтрино, они могут предоставить информацию о свойствах нейтрино. ^[40] Кроме того, они могут действовать как стандартные свечи для измерения космических расстояний, поскольку сигнал всплеска нейтронизации не зависит от его прародителя. ^[41]

Фон рассеянных нейтрино сверхновой

Диффузный нейтринный фон сверхновой (DSNB) — это космический фон (анти)нейтрино, образованный скоплением нейтрино, испускаемых всеми прошлыми сверхновыми с коллапсом ядра. ^[1] Их существование было предсказано еще до наблюдения сверхновых нейтрино. ^[42] DSNB можно использовать для изучения физики в космологическом масштабе. ^[43] Они обеспечивают независимый тест скорости появления сверхновых. ^[8] Они также могут дать информацию о свойствах излучения нейтрино, динамике звезд и неудавшихся прародителях. ^[44] Супер-Камиоканде установил наблюдательный верхний предел потока DSNB выше 19,3 МэВ энергии нейтрино. ^[45] Теоретически оцененный поток составляет лишь половину этой величины. ^[46] Таким образом, ожидается, что сигнал DSNB будет обнаружен в ближайшем будущем с помощью таких детекторов, как JUNO и SuperK-Gd . ^[8] ${\displaystyle 5.5\;\mathrm {cm} ^{-2}\mathrm {s} ^{-1}}$

Примечания

1. Сверхновые — множественное число от слова «сверхновая» , используемое в большинстве академических источников. Менее формально можно также использовать термин «сверхновые» .
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 посредством компьютерного моделирования сверхновых типа II с использованием теории сохранения энергии и теории взаимодействия между составляющими. ^[15]
5. Черная дыра образуется вместо нейтронной звезды, если звезда-прародитель имеет массу более 25 масс Солнца ^[15]

Рекомендации

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. Вусли, SE; Хегер, А.; Уивер, Т. А. (7 ноября 2002 г.). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Бибкод : 2002RvMP...74.1015W. doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015.
3. Куэста Сориа, Клара; От имени коллаборации DUNE (15 апреля 2021 г.). «Вспышка сверхновых нейтрино при коллапсе ядра в ДЮНЕ». Материалы 40-й Международной конференции по физике высоких энергий — PoS(ICHEP2020) . Том. 390. SISSA Medialab. п. 590. дои : 10.22323/1.390.0590 .
4. Шольберг, Кейт (01 декабря 2011 г.). «Обнаружение нейтрино сверхновой». Ядерная физика B - Приложения к сборнику трудов . Материалы XXII Международной конференции по нейтринной физике и астрофизике. 221 : 248–253. arXiv : 1205.6003 . Бибкод : 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. Атар, М. Саджад (2020). Физика нейтринных взаимодействий. СК Сингх. Кембридж, Великобритания. ISBN 978-1-108-77383-6. ОСЛК  1153342277.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
7. Шольберг, Кейт (1 ноября 2012 г.). «Обнаружение нейтрино сверхновой». Ежегодный обзор ядерной науки и науки о элементарных частицах . 62 : 81–103. arXiv : 1205.6003 . Бибкод : 2012ARNPS..62...81S. doi : 10.1146/annurev-nucl-102711-095006 . ISSN  0163-8998.
8. Тамборра, Ирен; Мурасе, Кохта (23 января 2018 г.). «Нейтрино от сверхновых». Обзоры космической науки . 214 (1): 31. Бибкод :2018ССРв..214...31Т. дои : 10.1007/s11214-018-0468-7. ISSN  1572-9672. S2CID  125948002.
9. Аббар, Саджад; Дуань, Хуайюй (16 августа 2018 г.). «Быстрое преобразование аромата нейтрино: роль плотной материи и пересечения спектра». Физический обзор D . 98 (4): 043014. arXiv : 1712.07013 . Бибкод : 2018PhRvD..98d3014A. дои : 10.1103/PhysRevD.98.043014 .
10. Агнес, П.; Альберго, С.; Альбукерке, IFM; Александр, Т.; Аличи, А.; Альтон, АК; Амаудрус, П.; Арчелли, С.; Аве, М.; Аветисов И. Ч.; Аветисов Р.И. (01.11.2020). «Чувствительность будущих экспериментов по поиску темной материи в жидком аргоне к нейтрино сверхновой, коллапсирующей ядро». Журнал космологии и физики астрочастиц . 2011 (3): arXiv:2011.07819. arXiv : 2011.07819 . Бибкод : 2021JCAP...03..043D. дои : 10.1088/1475-7516/2021/03/043. S2CID  226965179.
11. Шольберг, Кейт (23 ноября 2012 г.). «Обнаружение нейтрино сверхновой». Ежегодный обзор ядерной науки и науки о элементарных частицах . 62 (1): 81–103. arXiv : 1205.6003 . Бибкод : 2012ARNPS..62...81S. doi : 10.1146/annurev-nucl-102711-095006. ISSN  0163-8998. S2CID  3484486.
12. Вигманс, Ричард (01 ноября 2018 г.). «Новые разработки в области калориметрического обнаружения частиц». Прогресс в области физики элементарных частиц и ядерной физики . 103 : 109–161. arXiv : 1807.03853 . Бибкод :2018ПрНП.103..109В. дои :10.1016/j.ppnp.2018.07.003. ISSN  0146-6410. S2CID  119385502.
13. Сидроу, Шакуанн; Берроуз, Адам; Вартанян, Давид; Радиче, Дэвид; Скиннер, М. Аарон (11 ноября 2018 г.). «Нейтринные сигналы сверхновых с коллапсом ядра в подземных детекторах». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 480 (4): 4710–4731. arXiv : 1804.00689 . дои : 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 следующего 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 мультимессенджерной астрофизики . Библиотека астрономии и астрофизики. Бибкод : 2018pma..книга.....S. дои : 10.1007/978-3-319-96854-4. ISBN 978-3-319-96853-7. ISSN  0941-7834.
16. Колгейт, Стерлинг А.; Уайт, Ричард Х. (1966). «Гидродинамическое поведение взрывов сверхновых». Астрофизический журнал . 143 . Гарвардский университет: 626. Бибкод : 1966ApJ...143..626C. дои : 10.1086/148549 . Проверено 6 декабря 2021 г.
17. Арнетт, В. Дэвид (1966). «Гравитационный коллапс и слабые взаимодействия». Канадский физический журнал . 44 (11). Гарвардский университет: 2553. Бибкод : 1966CaJPh..44.2553A. дои : 10.1139/стр66-210. hdl : 2060/19670009027 . Проверено 6 декабря 2021 г.
18. Панталеоне, Дж. (12 января 1995 г.). «Эволюция аромата нейтрино вблизи ядра сверхновой». Буквы по физике Б. 342 (1): 250–256. arXiv : astro-ph/9405008 . Бибкод : 1995PhLB..342..250P. дои : 10.1016/0370-2693(94)01369-Н. ISSN  0370-2693. S2CID  12603076.
19. Grupen, Клаус (2020). Астрофизика частиц . Тексты для бакалавриата по физике. дои : 10.1007/978-3-030-27339-2. ISBN 978-3-030-27341-5. ISSN  2510-411X. S2CID  243235282.
20. Раффельт, Георг Г. (1990). «Чему мы научились из SN 1987A?». Буквы по современной физике А. 5 (31): 2581–2592. Бибкод : 1990МПЛА....5.2581R. дои : 10.1142/S0217732390003000. ISSN  0217-7323.
21. Клоуз, FE (2010). Нейтрино. Оксфорд: Издательство Оксфордского университета. ISBN 978-0-19-161610-5. ОСЛК  743806042.
22. Экинчи, Б.; Пехливан, Ю.; Патвардхан, Амол В. (1 января 2021 г.). «Зависящие от времени сигнатуры нейтрино сверхновых с коллапсом ядра в HALO». Физический обзор D . 2101 (4): arXiv:2101.01797. arXiv : 2101.01797 . Бибкод : 2021PhRvD.103d3016E. doi :10.1103/PhysRevD.103.043016. S2CID  230770158.
23. Янка, Ханс-Томас (2017). «Нейтринное излучение сверхновых». В Алсабти, Атем В.; Мёрдин, Пол (ред.). Справочник сверхновых . Чам: Международное издательство Springer. стр. 1575–1604. arXiv : 1702.08713 . Бибкод : 2017hsn..book.1575J. дои : 10.1007/978-3-319-21846-5_4. ISBN 978-3-319-21845-8. S2CID  119070646.
24. Пейча, Ондржей; Томпсон, Тодд А. (10 февраля 2012 г.). «Физика нейтринного механизма коллапса ядра сверхновых». Астрофизический журнал . 746 (1): 106. arXiv : 1103.4864 . Бибкод : 2012ApJ...746..106P. дои : 10.1088/0004-637X/746/1/106. ISSN  0004-637X. S2CID  119238924.
25. Мюллер, Б. (2016). «Состояние многомерных моделей коллапса ядра сверхновой». Публикации Астрономического общества Австралии . 33 . arXiv : 1608.03274 . Бибкод : 2016PASA...33...48M. дои : 10.1017/pasa.2016.40 . ISSN  1323-3580.
26. Куэста, Герман Дж. Москера; Ламбиасе, Гаэтано (01 марта 2009 г.). «Массовый спектр нейтрино из нейтринных гравитационных волн, вызванных переворотом спина». Международный журнал современной физики Д. 18 (3): 435–443. дои : 10.1142/S0218271809014571. ISSN  0218-2718.
27. Плумби, Эльза; Тамборра, Ирен; Ванахо, Шинья; Янка, Ханс-Томас; Хюдеполь, Лоренц (3 августа 2015 г.). «Влияние нейтринных ароматических колебаний на нейтринный ветровой нуклеосинтез сверхновой с электронзахватом». Астрофизический журнал . 808 (2): 188. arXiv : 1406.2596 . Бибкод : 2015ApJ...808..188P. дои : 10.1088/0004-637x/808/2/188. ISSN  1538-4357. S2CID  53412028.
28. Янка, Х.-Т.; Ланганке, К.; Марек, А.; Мартинес-Пинедо, Г.; Мюллер, Б. (1 апреля 2007 г.). «Теория сверхновых с коллапсом ядра». Отчеты по физике . 442 (1–6): 38–74. arXiv : astro-ph/0612072 . Бибкод : 2007PhR...442...38J. doi :10.1016/j.physrep.2007.02.002. ISSN  0370-1573. S2CID  15819376.
29. Берроуз, Адам; Вартанян, Давид (январь 2021 г.). «Теория взрыва сверхновой с коллапсом ядра». Природа . 589 (7840): 29–39. arXiv : 2009.14157 . Бибкод : 2021Natur.589...29B. doi : 10.1038/s41586-020-03059-w. ISSN  1476-4687. PMID  33408377. S2CID  118005141.
30. Берроуз, Адам; Вартанян, Давид; Доленс, Джошуа К.; Скиннер, М. Аарон; Радиче, Дэвид (23 января 2018 г.). «Важнейшие физические зависимости механизма коллапса ядра сверхновой». Обзоры космической науки . 214 (1): 33. arXiv : 1611.05859 . Бибкод :2018ССРв..214...33Б. дои : 10.1007/s11214-017-0450-9 . ISSN  1572-9672.
31. Дуань, Хуайюй; Фуллер, Джордж М.; Цянь, Юн-Чжун (22 октября 2010 г.). «Коллективные нейтринные колебания». Ежегодный обзор ядерной науки и науки о элементарных частицах . 60 (1): 569–594. arXiv : 1001.2799 . Бибкод : 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 ноября 2006 г.). «Моделирование когерентной нелинейной трансформации аромата нейтрино в среде сверхновой: коррелированные траектории нейтрино». Физический обзор D . 74 (10): 105014. arXiv : astro-ph/0606616 . Бибкод : 2006PhRvD..74j5014D. doi : 10.1103/PhysRevD.74.105014. ISSN  1550-7998. S2CID  119419898.
33. Вольфенштейн, Л. (1 мая 1978 г.). «Нейтринные осцилляции в веществе». Физический обзор D . 17 (9): 2369–2374. Бибкод : 1978PhRvD..17.2369W. doi :10.1103/PhysRevD.17.2369.
34. Фуллер, генеральный директор; Мэйл, RW; Уилсон, младший; Шрамм, Д.Н. (1 ноября 1987 г.). «Резонансные нейтринные колебания и коллапс звезды». Астрофизический журнал . 322 : 795–803. Бибкод : 1987ApJ...322..795F. дои : 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 (1 апреля 2013 г.). «Влияние земного вещества на нейтрино сверхновых в детекторах большого объема». Ядерная физика Б: Приложения к сборнику трудов . 237 : 339–341. Бибкод : 2013NuPhS.237..339B. doi :10.1016/j.nuclphysbps.2013.04.122. ISSN  0920-5632.
37. Арконес, Альмудена ; Бардаян, Дэн В.; Бирс, Тимоти К.; Бернштейн, Ли А.; Блэкмон, Джеффри С.; Мессер, Бронсон; Браун, Б. Алекс; Браун, Эдвард Ф.; Брюн, Карл Р.; Шампанское Арт Э.; Чиффи, Алессандро (01 мая 2017 г.). «Белая книга по ядерной астрофизике и ядерной физике низких энергий. Часть 1: Ядерная астрофизика». Прогресс в области физики элементарных частиц и ядерной физики . 94 : 1–67. Бибкод :2017ПрПНП..94....1А. дои : 10.1016/j.ppnp.2016.12.003 . ISSN  0146-6410. ОСТИ  1349572.
38. Рейнольдс, Стивен П.; Борковски, Казимеж Ю.; Грин, Дэвид А.; Хван, Уна; Харрус, Илана; Петре, Роберт (10 июня 2008 г.). «Самый молодой остаток галактической сверхновой: G1,9 + 0,3». Астрофизический журнал . 680 (1): L41–L44. arXiv : 0803.1487 . Бибкод : 2008ApJ...680L..41R. дои : 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. (01 февраля 2016 г.). «Обнаружение вспышки сверхновой в земных детекторах нейтрино». Астрофизический журнал . 817 (2): 182. arXiv : 1510.01338 . Бибкод : 2016ApJ...817..182W. дои : 10.3847/0004-637x/817/2/182 . ISSN  1538-4357. S2CID  118574948.
41. Качельрис, М.; Томас, Р.; Бурас, Р.; Янка, Х.-Т.; Марек, А.; Рампп, М. (28 марта 2005 г.). «Использование нейтронизационного взрыва галактической сверхновой». Физический обзор D . 71 (6): 063003. arXiv : astro-ph/0412082 . Бибкод : 2005PhRvD..71f3003K. doi :10.1103/PhysRevD.71.063003. S2CID  119361322.
42. Краусс, LM; Глэшоу, СЛ; Шрамм, Д.Н. (1 июля 1984 г.). «Антинейтринная астрономия и геофизика». Природа . 310 (5974): 191–198. Бибкод : 1984Natur.310..191K. дои : 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 (10 июня 2009 г.). «Диффузный поток нейтрино от неудавшихся сверхновых». Письма о физических отзывах . 102 (23): 231101. arXiv : 0901.0568 . Бибкод : 2009PhRvL.102w1101L. doi : 10.1103/PhysRevLett.102.231101. PMID  19658918. S2CID  19626167.
45. Лунардини, Сесилия (28 апреля 2006 г.). «Диффузный поток нейтрино от сверхновых: верхний предел компонента электронного нейтрино из-за отсутствия наблюдения антинейтрино в СуперКамиоканде». Физический обзор D . 73 (8): 083009. arXiv : hep-ph/0601054 . Бибкод : 2006PhRvD..73h3009L. doi :10.1103/PhysRevD.73.083009. S2CID  30618911.
46. Хориучи, Сюнсаку; Биком, Джон Ф.; Двек, Эли (28 апреля 2009 г.). «В Супер-Камиоканде обнаруживается диффузный нейтринный фон сверхновой». Физический обзор D . 79 (8): 083013. arXiv : 0812.3157 . Бибкод : 2009PhRvD..79h3013H. doi :10.1103/PhysRevD.79.083013. ISSN  1550-7998. S2CID  119247050.