热,密集的恒星内部的进化:弱相互作用过程的作用gydF4y2Ba

1介绍gydF4y2Ba

众所周知,引力坍缩的恒星诞生酷和密集分子云当他们崩溃成更小的区域,最终合同形成恒星核心,proto-stars (gydF4y2Ba是,1990gydF4y2Ba;gydF4y2Ba菲利普斯,2013gydF4y2Ba;gydF4y2BaGiannaka 2015gydF4y2Ba;gydF4y2Ba伍斯利2019gydF4y2Ba)。由于收缩proto-stars,中央温度上升到了这个地步,核反应首先首先中的氦氢转化为核心,这样的恒星进入阶段的主要序列(gydF4y2BaFuller et al ., 1982gydF4y2Ba;gydF4y2Ba是,1990gydF4y2Ba;gydF4y2Ba铃木et al ., 2006gydF4y2Ba;gydF4y2Ba菲利普斯,2013gydF4y2Ba;gydF4y2BaBalasi et al ., 2015gydF4y2Ba)。随后,发展高质量的恒星的内部开发层的(融合壳)就像一个洋葱的外层滴燃料低壳而越来越重的核同位素被合成为我们朝着恒星的中心(gydF4y2BaGastaldo et al ., 2017gydF4y2Ba;gydF4y2Ba伍斯利2019gydF4y2Ba;gydF4y2BaCantiello et al ., 2021gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

在大质量恒星的演化(gydF4y2Ba米gydF4y2Ba≥8gydF4y2Ba米gydF4y2Ba太阳能}_ {gydF4y2Ba米gydF4y2Ba太阳能}_{太阳质量),特别是在后期阶段的生活(gydF4y2BaFuller et al ., 1982gydF4y2Ba;gydF4y2Ba是,1990gydF4y2Ba;gydF4y2BaOda et al ., 1994gydF4y2Ba),大量的热核反应,其中弱相互作用过程等核子和核charged-lepton捕获、生产和中微子中微子吸收,gydF4y2BaβgydF4y2Ba衰变模式和他人,扮演关键的角色。此外,其他charge-changing semi-leptonic流程(小学gydF4y2BaβgydF4y2Ba衰变反应,基本semi-leptonicgydF4y2BaνgydF4y2Ba核子反应等)也扮演重要的角色在核坍缩超新星(SN) (gydF4y2BaLanganke Martinez-Pinedo, 1998gydF4y2Ba;gydF4y2BaLanganke Martinez-Pinedo, 1999gydF4y2Ba)。综述我们要特别注意在最先进的方法的主要结论与热的结构和演化和密集的恒星内部,专注于这些反应发生在细胞核的存在以及在过多的陆地天体物理学中微子探测实验。gydF4y2Ba

一般来说,核的semileptonic弱相互作用极大的兴趣对许多物理原因。首先,上述过程的准确知识在很大程度上决定了大质量恒星的进化,特别是pre-supernova、核坍缩超新星爆炸(CCSN)及其阶段(gydF4y2Ba费舍尔et al ., 2020gydF4y2Ba;gydF4y2BaNagakura Hotokezaka, 2021gydF4y2Ba)。因此,更好的横截面,我们知道这些semi-leptonic过程更好的描述成功的明星的爆炸的各种SN场景和相关算法(爆炸码)(gydF4y2BaLanganke et al ., 2001gydF4y2Ba;gydF4y2BaLanganke et al ., 2003gydF4y2Ba;gydF4y2BaLanganke Martinez-Pinedo, 2003gydF4y2Ba;gydF4y2Ba提多et al ., 2017gydF4y2Ba)。如今,这些知识需要扩展以包括尽可能大的核同位素和许多不同的semi-leptonic electro-weak流程(gydF4y2Ba提多et al ., 2017gydF4y2Ba)。此外,相关的各种理论观点之间的弱相互作用涉及的基本理论和轻子核,可以通过地面实验测试旨在调查这些过程的核与粒子物理学(gydF4y2BaLanganke et al ., 2003gydF4y2Ba;gydF4y2BaBollig et al ., 2017gydF4y2Ba;gydF4y2BaSieverding et al ., 2019gydF4y2Ba)。此外,一旦弱相互作用的本质是完全理解,这可以用于测试新的核激发态的理论思想没有被访问的电磁相互作用(gydF4y2Ba奥康奈尔et al ., 1972gydF4y2Ba;gydF4y2Ba唐纳利Walecka, 1976gydF4y2Ba;gydF4y2Ba唐纳利Peccei, 1979gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

此外,从核理论的角度来看,重要的是要注意,semi-leptonic弱流程相同的研究方法用于electron-nucleus散射(例如,使用Donnelly-Walecka多极分解和构造核壳模型的上下文中,狙击枪,QRPA,等等,),因为这两个类之间存在密切的类比过程和因为电磁相互作用的弱相互作用中扮演着相似的角色(gydF4y2Ba唐纳利Peccei, 1979gydF4y2Ba;gydF4y2BaKosmas Oset, 1996gydF4y2Ba;gydF4y2BaEjiri et al ., 2019gydF4y2Ba)。由于这一事实,矢量的矩阵元素的当前组件运营商是相同的电磁电子散射和弱相互作用(conserved-vector-current, CVC理论),这些运营商代表一半的整体独立运营商需要描述弱流程(gydF4y2BaChasioti Kosmas, 2009gydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2011 agydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas 2011 bgydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2012gydF4y2Ba)。此外,电子散射波函数为核计算提供可靠的测试数据,以获得信心弱相关的预测过程,在许多情况下,有助于消除核物理的不确定性。此外,semi-leptonic弱反应是,原则上,核结构更丰富的信息来源,因为轴矢量旋转依赖运营商的轻子之间的相互作用和目标核(gydF4y2BaEjiri et al ., 2019gydF4y2Ba;gydF4y2Ba帕普利亚斯et al ., 2019gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

关于gydF4y2BaνgydF4y2Ba原子核反应,值得一提的是中性线电流的挑战(NC) neutrino-nucleus散射的测量依赖于一个不同的信号的充电电流(CC)gydF4y2BaνgydF4y2Ba原子核反应(gydF4y2Ba唐纳利Peccei, 1979gydF4y2Ba;gydF4y2BaKosmas Oset, 1996gydF4y2Ba)。从这两个不同neutrino-nucleus反应通道,母核的荷电流反应变化,女儿一出现,一般来说,在一个兴奋(最终)状态,首先测量了很久以前。中性线电流通道只有最近首次测量(40三年后第一次理论预测),ORNL连贯的实验,美国(gydF4y2BaAkimov et al ., 2017gydF4y2Ba)。今天,全球中性线电流操作或计划“弹性neutrino-nucleus相干散射(CEvNS)实验”是基于精确测量的核反冲和最高优先级的调查是中微子性质,基本gydF4y2BaνgydF4y2Ba事弱相互作用等,(gydF4y2Ba帕普利亚斯Kosmas, 2018gydF4y2Ba;gydF4y2Ba帕普利亚斯et al ., 2020gydF4y2Ba)。计划的进步这些实验的精度需要相称的努力理解和建模的这些交互的核物理方面,合并作为一个粒子模型的中微子物理学和扮演重要的角色在解释各自的实验结果(gydF4y2BaAkimov et al ., 2017gydF4y2Ba;gydF4y2Ba帕普利亚斯Kosmas, 2018gydF4y2Ba;gydF4y2Ba帕普利亚斯et al ., 2020gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

在核坍缩超新星模拟,精确的描述中微子过程深入热和致密物质是必需的。在这次审查中,我们总结了主要结论提取研究旨在估计荷电流弱的利率过程涉及电子、μ介子与其反粒子在大质量恒星的物质(gydF4y2Ba铃木et al ., 2006gydF4y2Ba;gydF4y2Ba铃木et al ., 2011gydF4y2Ba;gydF4y2Ba铃木和Kajino, 2013年gydF4y2Ba;gydF4y2Ba铃木et al ., 2018gydF4y2Ba)。热,密集的恒星内部的中微子过程中在核坍缩超新星的许多方面是很重要的,特别是对爆炸机理和爆炸中微子nucleo-synthesis导致重元素的创建(重核同位素)(gydF4y2BaLanganke Martinez-Pinedo, 1998gydF4y2Ba;gydF4y2BaKajino et al ., 2014gydF4y2Ba)。多维(2 d、3 d、4 d)成功的核坍缩超新星爆炸的模拟表明,neutrino-driven机制和中微子运输在炎热和密集proto-neutron明星不一定必须准确地描述这意味着横截面和事件的相关反应明显重要(gydF4y2BaGiannaka Kosmas, 2013gydF4y2Ba;gydF4y2Ba铃木和Kajino, 2013年gydF4y2Ba;gydF4y2BaGiannaka Kosmas 2015 bgydF4y2Ba;gydF4y2Ba铃木et al ., 2018gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

众所周知,一般来说,引力塌缩起着至关重要的作用在宇宙结构形成的,而在大质量恒星的死亡通过引力坍缩和随后的超新星爆炸,壮观的和非常复杂的天体物理事件。此外,在极端条件下的热,密集的大质量恒星内部,所有四个已知的自然的力量。因此,强大的引力场的存在决定了天体物理等离子体弱的相互作用的动态管理系统的能量损失和轻子数通过运输免费的流媒体的中微子从high-opacity地区(gydF4y2BaLanganke Wiescher, 2001gydF4y2Ba;gydF4y2Ba伍斯利et al ., 2002gydF4y2Ba)。电磁和强大的交互确定热力学性质,而核和弱交互修改恒星的气体成分。专注于恒星弱相互作用过程我们本文感兴趣,近年来已经有很大进步在描述这些过程对许多方向涉及他们的亲密与恒星演化现象。在一篇文章中,然而,很难覆盖所有有趣的方面的大质量恒星的进化和死亡通过引力坍缩超新星爆炸之后的相关semi-leptonic弱相互作用过程(gydF4y2BaLanganke Wiescher, 2001gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

由于上述原因,在目前的审查,我们将关注一些选定的主题(根据我们的选择偏好问题)主要与恒星弱相互作用过程的作用发生在细胞核的存在(gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2011 agydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas 2011 bgydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2012gydF4y2Ba;gydF4y2BaGiannaka Kosmas, 2015 agydF4y2Ba;gydF4y2BaGiannaka Kosmas 2015 bgydF4y2Ba)。然而,对于读者的利益,我们提到了一些有关主题比如:1)中微子的原子核吸收,是超新星爆发机制的关键和爆炸性的核合成。2)基本对产生对中子星的冷却过程是重要。3)子的生产机制和τ中微子的后期阶段崩溃(因为他们当前的利益,我们将讨论在第七节他们的探测地球探测器通过μ介子的产生或τ粒子)。4)neutrino-lepton散射(neutrino-muon散射)(gydF4y2BaBollig et al ., 2017gydF4y2Ba)。另一方面,我们认为纯粹的天体物理学方面如下:1)当前的进展发生在天体物理模型和相关的不确定性的处理这些模型连接到相关的实验数据,2)有关超新星动力学现象,3)冲击加速度阶段和neutrino-spectra形成,等等,这些,当然,重要的和关键的大质量恒星的进化,但是他们的特殊的体积和研究课题的范围的杂志目前的审查。gydF4y2Ba

本文组织如下。在第一(第二节),我们审查的一般进化大质量恒星燃烧以及他们的主要阶段(H, C Ne, O,…)。接下来(3节),我们概括形式用于semi-leptonic相关流程。然后,μ介子捕获(4节),电子俘获(5节)和neutrino-nucleus反应(6节)在实验室和一流的条件下进行了讨论。虽然结果提出了子捕获率(第四节)是基于muon-nucleus重叠积分的平均值,我们在这里讨论准确的子波函数计算了最近我们组。接下来(第7节),我们审查上述semi-leptonic过程的作用在地球的中微子探测器,最后(8节),我们总结了主要研究解决在这篇文章中,我们讨论下一代的调查。gydF4y2Ba

2恒星演化和弱相互作用的作用过程gydF4y2Ba

在本节中,我们简要总结先进的方法的主要结论与热,密集的恒星的结构和演化内部关注的相关性弱相互作用与恒星动力学和恒星演化过程。后者包括恒星随时间变化的方式,尽管在人类时间尺度大多数恒星(在主序阶段)不显示在所有更改,这适用于数百万年。一般来说,恒星的进化,强烈取决于它的质量(gydF4y2Ba米gydF4y2Ba)在其生命的长久的主序阶段,预计将在各种各样的结果(gydF4y2BaFuller et al ., 1982gydF4y2Ba;gydF4y2Ba是,1990gydF4y2Ba;gydF4y2Ba菲利普斯,2013gydF4y2Ba;gydF4y2Ba伍斯利2019gydF4y2Ba)。因此,恒星的引力收缩,一般来说,平衡的核聚变反应发生在他们的内部,导致一系列的发展燃烧壳从外到内都H-burning,他——,C -, Ne - O -最后Si-burning shell(收缩的循环,加热,另一个核燃料的点火重复几次从外层到内层)。gydF4y2Ba

正如上面提到的,大质量恒星经过六燃烧阶段(例如,(gydF4y2BaLanganke Wiescher, 2001gydF4y2Ba):H, C Ne, O,和Si燃烧这些阶段的寿命:H -和He-burning阶段持续约10gydF4y2Ba^{6−7gydF4y2Ba}y和10gydF4y2Ba^{5−6gydF4y2Ba}y,分别,而其他阶段的寿命要短得多(由于中微子亏损控制在辐射能量损失C燃烧起)。因此C - Ne - O -和Si-burning阶段持续约10gydF4y2Ba^{2−3gydF4y2Ba}y, 1 y, y, 10gydF4y2Ba^{−2gydF4y2Ba}y,分别。在这些阶段,质量密度gydF4y2BaρgydF4y2Ba和温度gydF4y2BaTgydF4y2Ba恒星的核心逐渐增加,最后Si-burning核心,实现价值gydF4y2BaρgydF4y2Ba= 10gydF4y2Ba^9gydF4y2BagcmgydF4y2Ba^{−3gydF4y2Ba}和gydF4y2BaTgydF4y2Ba= 10gydF4y2Ba^9gydF4y2Ba分别K。在后者的情况下,双向核反应达到平衡,这种情况被称为核统计平衡。然后,通过三个变量描述的核组成:gydF4y2BaTgydF4y2Ba,gydF4y2BaρgydF4y2Ba和proton-to-nucleon比gydF4y2BaYgydF4y2Ba_egydF4y2Ba(gydF4y2BaLanganke Wiescher, 2001gydF4y2Ba;gydF4y2Ba伍斯利et al ., 2002gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

在研究阶段,核聚变反应不能释放能量了,这意味着重要的热压力平衡重力收缩是取消了。详细,在此阶段恒星的核心(称为Fe-core)主要是由Fe-group核,由Si-burning壳,即核核质量Fe-Ni地区核心价值观下的青睐gydF4y2BaρgydF4y2Ba和gydF4y2BaTgydF4y2Ba上面提到的,gydF4y2BaYgydF4y2Ba_egydF4y2Ba是有点小于gydF4y2BaYgydF4y2Ba_egydF4y2Ba= 0.5。但是,由于铁不能燃烧更重的元素(这个反应需要能量继续和不产生能量),星终于耗尽了燃料和自身重力下崩溃了。在这个阶段产生的中微子与物质相互作用主要是通过中性线电流相干散射的原子核和核(率很大,这样他们的扩散时间尺度较长时间尺度崩溃)。此外,电子的核心在这种环境中形成一个退化相对论气体只能平衡重力收缩如果恒星质量低于已知的钱德拉塞卡极限质量gydF4y2Ba ${\mathrm{米gydF4y2Ba}}_{\mathrm{CgydF4y2Ba}\mathrm{hgydF4y2Ba}}=gydF4y2Ba\mathrm{1.44gydF4y2Ba}{(gydF4y2Ba{\mathrm{YgydF4y2Ba}}_{\mathrm{egydF4y2Ba}})gydF4y2Ba}^{\mathrm{2gydF4y2Ba}}{\mathrm{米gydF4y2Ba}}_{\{gydF4y2Ba\mathrm{太阳能gydF4y2Ba}\}gydF4y2Ba}$ 。如果超过这个极限(由于e-capture Si-burning修改gydF4y2BaYgydF4y2Ba_egydF4y2Ba),电子气不能稳定核心,恒星崩溃。gydF4y2Ba

此外,在早期阶段的崩溃,产生的中微子gydF4y2BaegydF4y2Ba^−gydF4y2Ba捕获过程可以离开明星不带走能量,构成一个有效的冷却机制,使熵和核心温度在较低水平(低熵重原子核存在在整个崩溃阶段)(gydF4y2BaLanganke Wiescher, 2001gydF4y2Ba;gydF4y2Ba伍斯利et al ., 2002gydF4y2Ba)。形势的变化当崩溃达到密度的顺序gydF4y2BaρgydF4y2Ba= 10gydF4y2Ba^12gydF4y2BagcmgydF4y2Ba^{−3gydF4y2Ba}。然后,由于上面提到的中性线电流连贯neutrino-nucleus散射(扩散时间尺度较长时间的核心)崩溃,中微子是有效地困在核心。中微子捕获(gydF4y2BaρgydF4y2Ba= 10gydF4y2Ba^12gydF4y2BagcmgydF4y2Ba^{−3gydF4y2Ba})的值gydF4y2BaYgydF4y2Ba_egydF4y2Ba显著降低,而在更高的密度轻子总分数吗gydF4y2BaYgydF4y2Ba_{地蜡gydF4y2Ba}成为常数(被困中微子增加总轻子分数在核心)但是gydF4y2BaYgydF4y2Ba_egydF4y2Ba仍在减少。我们注意到,在中微子捕获,连续的gydF4y2BaegydF4y2Ba^−gydF4y2Ba捕捉大量减少了电子。由于电子俘获的至关重要的作用在决定的动力核心崩溃的大质量恒星核心密度范围10gydF4y2Ba^9gydF4y2BagcmgydF4y2Ba^{−3gydF4y2Ba}≤gydF4y2BaρgydF4y2Ba≤10gydF4y2Ba^12gydF4y2BagcmgydF4y2Ba^{−3gydF4y2Ba},在本文中,我们详细讨论这个过程(见第五节)。然而我们提到,尽管近年来取得了进展恒星的决心gydF4y2BaegydF4y2Ba^−gydF4y2Ba捕获率,进一步改善肯定是需要至少在元素周期表的特定区域(gydF4y2BaLanganke et al ., 2021gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

如前所述,恒星的寿命主要取决于恒星的质量gydF4y2Ba米gydF4y2Ba在出生时。因此,明星与gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⪅8gydF4y2Ba米gydF4y2Ba太阳能}_{主要通过H - He-burning进行。当他们失去重要的质量由恒星风,年底他燃烧质量不足以引发进一步燃烧阶段。他们的生命结束白矮星,紧凑的对象质量限制gydF4y2Ba米gydF4y2Ba≤1.44gydF4y2Ba米gydF4y2Ba_{太阳能}。,Ch和r一个年代ekh一个r米一个年代年代, stabilized by electron degeneracy pressure (Hirschi et al ., 2004gydF4y2Ba;gydF4y2Ba琼斯等人。,2016年gydF4y2Ba;gydF4y2BaLanganke et al ., 2021gydF4y2Ba)。所谓的中等质量恒星(8⪅gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⪅11gydF4y2Ba米gydF4y2Ba_{太阳能})遵循中间命运和崩溃成中子星或结束在一个热失控的扰乱了大多数的核心(gydF4y2BaLanganke Wiescher, 2001gydF4y2Ba;gydF4y2Ba伍斯利et al ., 2002gydF4y2Ba)。对天体物理模拟这样的恒星非常敏感的不确定性如对流混合或质量损失率(gydF4y2BaHirschi et al ., 2004gydF4y2Ba;gydF4y2Ba琼斯等人。,2016年gydF4y2Ba;gydF4y2BaLanganke et al ., 2021gydF4y2Ba)。大多数恒星的质量损失发生在H -和He-burning阶段(主要为红巨星)。另一方面,相关的重大核不确定性,电子俘获gydF4y2Ba^20.gydF4y2BaNe,最近被移除率是目前已知的实验有关天体物理条件(gydF4y2BaLanganke et al ., 2021gydF4y2Ba)。最后,明星gydF4y2Ba米gydF4y2Ba⪆11gydF4y2Ba米gydF4y2Ba太阳能}_{开发每个燃烧阶段的核心在这超过了钱德拉塞卡质量,这样他们就可以点燃的完整循环水压燃烧核坍缩超新星和结束他们的生命,留下中子星或黑洞残余(gydF4y2BaLanganke Wiescher, 2001gydF4y2Ba;gydF4y2Ba伍斯利et al ., 2002gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

3形式对Semi-Leptonic弱模型的计算过程gydF4y2Ba

通常,事件率(总横截面)计算semi-leptonic流程(电子俘获,子俘获,中微子诱导反应,β衰变模式,等等,)从相应的微分截面,的上下文中Donnelly-Walecka多极分解方法,得到的表达式(gydF4y2Ba奥康奈尔et al ., 1972gydF4y2Ba;gydF4y2Ba唐纳利Walecka, 1976gydF4y2Ba;gydF4y2Ba唐纳利Peccei, 1979gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

(gydF4y2BaGgydF4y2Ba_FgydF4y2Ba和gydF4y2BaθgydF4y2Ba_cgydF4y2Ba代表费米常数和已知卡比玻角的弱相互作用)gydF4y2Ba $\mathcal{WgydF4y2Ba}(gydF4y2Ba{\mathrm{EgydF4y2Ba}}_{\mathrm{egydF4y2Ba}},gydF4y2Ba{\mathrm{EgydF4y2Ba}}_{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}})gydF4y2Ba=gydF4y2Ba{\mathrm{EgydF4y2Ba}}_{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}^{\mathrm{2gydF4y2Ba}}/gydF4y2Ba(gydF4y2Ba\mathrm{1gydF4y2Ba}+gydF4y2Ba{\mathrm{EgydF4y2Ba}}_{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}/gydF4y2Ba{\mathrm{米gydF4y2Ba}}_{\mathrm{TgydF4y2Ba}})gydF4y2Ba$ ,考虑核反冲(gydF4y2Ba米gydF4y2Ba_TgydF4y2Ba的质量目标核)(gydF4y2Ba妞妞et al ., 2011gydF4y2Ba),而gydF4y2BaFgydF4y2Ba(gydF4y2BaZgydF4y2Ba,gydF4y2BaEgydF4y2Ba_egydF4y2Ba)表示众所周知费米函数(gydF4y2BaLanganke et al ., 2003gydF4y2Ba;gydF4y2BaLanganke Martinez-Pinedo, 2003gydF4y2Ba)。我们注意到,这种计算不考虑可能的修改的最终状态交互即将离任的轻子像那些应用在电子散射的有效动量近似可以显著改善这种效应(gydF4y2Ba和约旦,身上花费2004gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

核矩阵元素之间的初始状态gydF4y2Ba $\left|{\mathrm{JgydF4y2Ba}}_{\mathrm{我gydF4y2Ba}}\right.⟩$ 和最终状态gydF4y2Ba $\left|{\mathrm{JgydF4y2Ba}}_{\mathrm{fgydF4y2Ba}}\right.⟩$ 指的是库仑gydF4y2Ba ${\stackrel{̂gydF4y2Ba}{\mathcal{米gydF4y2Ba}}}_{\mathrm{JgydF4y2Ba}\mathrm{米gydF4y2Ba}}$ ,纵gydF4y2Ba ${\stackrel{̂gydF4y2Ba}{\mathcal{lgydF4y2Ba}}}_{\mathrm{JgydF4y2Ba}\mathrm{米gydF4y2Ba}}$ 、横向电gydF4y2Ba ${\stackrel{̂gydF4y2Ba}{\mathcal{TgydF4y2Ba}}}_{\mathrm{JgydF4y2Ba}\mathrm{米gydF4y2Ba}}^{\mathrm{egydF4y2Ba}\mathrm{lgydF4y2Ba}}$ 和横向磁gydF4y2Ba ${\stackrel{̂gydF4y2Ba}{\mathcal{TgydF4y2Ba}}}_{\mathrm{JgydF4y2Ba}\mathrm{米gydF4y2Ba}}^{\mathrm{米gydF4y2Ba}\mathrm{一个gydF4y2Ba}\mathrm{ggydF4y2Ba}}$ 多极操作符(见参考。(gydF4y2BaGiannaka Kosmas, 2015 agydF4y2Ba)]。同时,gydF4y2Ba $\stackrel{̂gydF4y2Ba}{\mathrm{问gydF4y2Ba}}$ ,gydF4y2Ba $\stackrel{̂gydF4y2Ba}{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}$ 单位向量的动量转移gydF4y2Ba问gydF4y2Ba出去的粒子动量和gydF4y2Ba $\stackrel{̂gydF4y2Ba}{\mathit{\beta gydF4y2Ba}}$ =gydF4y2BakgydF4y2Ba/gydF4y2BaEgydF4y2Ba_egydF4y2Ba与gydF4y2BakgydF4y2Ba的相应3-momentum传入的粒子(gydF4y2Ba唐纳利Peccei, 1979gydF4y2Ba)。波函数的评价gydF4y2Ba $\left|{\mathrm{JgydF4y2Ba}}_{\mathrm{我gydF4y2Ba}}\right.⟩$ 和gydF4y2Ba $\left|{\mathrm{JgydF4y2Ba}}_{\mathrm{fgydF4y2Ba}}\right.⟩$ 所需semi-leptonic核过程的反应速率,到目前为止已使用各种微观模型,简要总结如下。独立粒子模型(gydF4y2BaFuller et al ., 1982gydF4y2Ba),光源壳核壳模型(gydF4y2BaOda et al ., 1994gydF4y2Ba;gydF4y2Ba铃木et al ., 2006gydF4y2Ba;gydF4y2Ba铃木et al ., 2018gydF4y2Ba),大规模的壳模型(gydF4y2BaLanganke和Martı́nez-Pinedo, 2000年gydF4y2Ba),普通的随机相位近似(战)(gydF4y2BaNabi et al ., 2007 agydF4y2Ba;gydF4y2BaNabi et al ., 2007 bgydF4y2Ba;gydF4y2Ba伊斯兰教的先知,2011gydF4y2Ba;gydF4y2Ba伊斯兰教的先知和Riaz来说,2019gydF4y2Ba),连续战(CRPA) (gydF4y2Ba科尔伯et al ., 1997gydF4y2Ba),相对论狙击枪(gydF4y2Ba洼地et al ., 2009gydF4y2Ba;gydF4y2Ba妞妞et al ., 2011gydF4y2Ba;gydF4y2Ba正如et al ., 2012gydF4y2Ba),准粒子战(QRPA) (gydF4y2BaChasioti Kosmas, 2009gydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2011 agydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas 2011 bgydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2012gydF4y2Ba;gydF4y2BaGiannaka Kosmas, 2015 agydF4y2Ba;gydF4y2BaGiannaka Kosmas 2015 bgydF4y2Ba),变形QRPA (gydF4y2BaSarriguren et al ., 2001gydF4y2Ba)、热QRPA (gydF4y2BaDzhioev et al ., 2020gydF4y2Ba),和其他(gydF4y2BaHix et al ., 2003gydF4y2Ba)。这两种方法都有优点和缺点。上面我们提到的几个计算是全面的。是什么,然而,此时,值得注意的是这一事实仍然可用的结果覆盖的一小部分所需的输入在超新星进化代码(主要指e-capture和gydF4y2BaνgydF4y2Ba核过程旨在预测SN爆炸和许多重要的天体物理现象的多信使签名)(gydF4y2Ba提多et al ., 2017gydF4y2Ba)。此外,在大多数的上述研究,一些简化假设(零动量转移到目标核,即将离任的粒子的散射角,就业示意图核子核子相互作用,等等,)了(gydF4y2BaEjiri et al ., 2019gydF4y2Ba)。在这些假设下,几个作者发现Gammow-Teller运营商,gydF4y2Ba ${\mathrm{GgydF4y2Ba}\mathrm{TgydF4y2Ba}}^{\pm gydF4y2Ba}=gydF4y2Ba{\sum gydF4y2Ba}_{\mathrm{jgydF4y2Ba}}{\mathrm{\tau gydF4y2Ba}}_{\mathrm{jgydF4y2Ba}}^{\pm gydF4y2Ba}\mathrm{\sigma gydF4y2Ba}(gydF4y2Ba\mathrm{jgydF4y2Ba})gydF4y2Ba$ 与ΔgydF4y2BaTgydF4y2Ba= 1,ΔgydF4y2BalgydF4y2Ba= 0,ΔgydF4y2BaJgydF4y2Ba^πgydF4y2Ba= 1gydF4y2Ba^+gydF4y2Ba,主导几个semi-leptonic流程的横截面。虽然这些方法仍然是可靠的和获得的结果很有趣,一些重要的细节是失踪,还有一些计算需要进一步提高(gydF4y2BaChasioti Kosmas, 2009gydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2011 agydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas 2011 bgydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

在下面几节中,我们将简要总结一些子俘获,gydF4y2BaegydF4y2Ba^−gydF4y2Ba捕获和neutrino-nucleus反应截面框架内获得的改进版本proton-neutron QRPA (pn QRPA) (gydF4y2BaGiannaka Kosmas, 2013gydF4y2Ba;gydF4y2BaGiannaka Kosmas 2015 bgydF4y2Ba;gydF4y2BaGiannaka Kosmas, 2015 agydF4y2Ba),但是为了完整性,我们还将讨论这些QRPA结果的比较与其他部分的上下文中计算方法如上所述。pn QRPA方法提供了一个可靠的基态结构gydF4y2Ba $\left|\mathrm{我gydF4y2Ba}\right.⟩$ 和所有的最终状态gydF4y2Ba $\left|\mathrm{fgydF4y2Ba}\right.⟩$ 女儿的细胞核进入计算gydF4y2Ba情商。gydF4y2Ba对于单电荷交换核反应(gydF4y2BaKosmas et al ., 1994gydF4y2Ba;gydF4y2BaKosmas Oset, 1996gydF4y2Ba;gydF4y2BaKosmas et al ., 1997 agydF4y2Ba)。通过再现性测试方法:1)核基态性质,2)各种电子散射数据,实验子捕获率(3)gydF4y2BaGiannaka Kosmas, 2015 agydF4y2Ba),4)β衰变率等相应的QRPA预测,可能来自各州的计算排斥,部分和总率转移矩阵元素(gydF4y2Ba唐纳利Peccei, 1979gydF4y2Ba;gydF4y2BaKosmas et al ., 1997 bgydF4y2Ba;gydF4y2BaEramzhyan et al ., 1998gydF4y2Ba;gydF4y2Ba科尔伯et al ., 2000gydF4y2Ba;gydF4y2BaKosmas et al ., 2001gydF4y2Ba;gydF4y2Ba寻et al ., 2006gydF4y2Ba)。使用pn QRPA丰富模型空间和采用现实的核子核子相互作用波恩c - d可能导致与实验数据可靠协议。这种高置信水平鼓励其使用计算子俘获率,电子俘获截面在不同核同位素(gydF4y2BaGiannaka Kosmas, 2015 agydF4y2Ba)和中微子核中性线电流反应(gydF4y2BaChasioti Kosmas, 2009gydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2011 agydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas 2011 bgydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2012gydF4y2Ba;gydF4y2Ba帕普利亚斯Kosmas, 2018gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

4μ介子捕获细胞核gydF4y2Ba

在恒星的内部,而且在目前的实验研究,一些众所周知的过程涉及μ介子和μ介子中微子发生在细胞核为:1)传统的绑定子捕获的原子核(A, Z),以表示质量-和母核的原子序数Z。最重要的渠道是:普通子俘获),代表的反应gydF4y2Ba

(星号*代表子核的激发态”),b) muon-decay-in-orbit (MDIO):gydF4y2Ba ${\mathrm{\mu gydF4y2Ba}}_{\mathrm{bgydF4y2Ba}}^{-gydF4y2Ba}\to gydF4y2Ba{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}_{\mathrm{\mu gydF4y2Ba}}+gydF4y2Ba{\mathrm{egydF4y2Ba}}^{-gydF4y2Ba}+gydF4y2Ba{\stackrel{̃gydF4y2Ba}{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}}_{\mathrm{egydF4y2Ba}}$ c)辐射子捕获:gydF4y2Ba ${\mathrm{\mu gydF4y2Ba}}_{\mathrm{bgydF4y2Ba}}^{-gydF4y2Ba}+gydF4y2Ba(gydF4y2Ba\mathrm{一个gydF4y2Ba},gydF4y2Ba\mathrm{ZgydF4y2Ba})gydF4y2Ba\to gydF4y2Ba{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}_{\mathrm{\mu gydF4y2Ba}}+gydF4y2Ba{(gydF4y2Ba\mathrm{一个gydF4y2Ba},gydF4y2Ba\mathrm{ZgydF4y2Ba}-gydF4y2Ba\mathrm{1gydF4y2Ba})gydF4y2Ba}^{\ast gydF4y2Ba}+gydF4y2Ba\mathrm{\gamma gydF4y2Ba}$ 。2)外来近年捕获的μ介子gydF4y2Ba $(gydF4y2Ba{\mathrm{\mu gydF4y2Ba}}_{\mathrm{bgydF4y2Ba}}^{-gydF4y2Ba})gydF4y2Ba$ 被称为muon-electron转换:gydF4y2Ba ${\mathrm{\mu gydF4y2Ba}}_{\mathrm{bgydF4y2Ba}}^{-gydF4y2Ba}+gydF4y2Ba(gydF4y2Ba\mathrm{一个gydF4y2Ba},gydF4y2Ba\mathrm{ZgydF4y2Ba})gydF4y2Ba\to gydF4y2Ba{\mathrm{egydF4y2Ba}}^{-gydF4y2Ba}+gydF4y2Ba{(gydF4y2Ba\mathrm{一个gydF4y2Ba},gydF4y2Ba\mathrm{ZgydF4y2Ba})gydF4y2Ba}^{\ast gydF4y2Ba}$ ,以及被称为muon-positron转换:gydF4y2Ba ${\mathrm{\mu gydF4y2Ba}}_{\mathrm{bgydF4y2Ba}}^{-gydF4y2Ba}+gydF4y2Ba(gydF4y2Ba\mathrm{一个gydF4y2Ba},gydF4y2Ba\mathrm{ZgydF4y2Ba})gydF4y2Ba\to gydF4y2Ba{\mathrm{egydF4y2Ba}}^{+gydF4y2Ba}+gydF4y2Ba{(gydF4y2Ba\mathrm{一个gydF4y2Ba},gydF4y2Ba\mathrm{ZgydF4y2Ba}-gydF4y2Ba\mathrm{2gydF4y2Ba})gydF4y2Ba}^{\ast gydF4y2Ba}$ 。3)反应产生的μ介子通过原子核内部的μ介子中微子吸收恒星环境或地面核探测器(见第六节和第七节)。下面我们将简要讨论最近的一些结果的过程gydF4y2Ba情商。gydF4y2Ba与陆地相关实验。gydF4y2Ba

独家捕获率,ΛgydF4y2Ba_{我gydF4y2Ba→gydF4y2BafgydF4y2Ba}(2)的过程,从最初的一个过渡gydF4y2Ba $\left|\mathrm{我gydF4y2Ba}\right.⟩$ 到最后一个gydF4y2Ba $\left|\mathrm{fgydF4y2Ba}\right.⟩$ 原子的状态(在实验室条件下),以形式(gydF4y2BaGiannaka Kosmas, 2015 agydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

在ΦgydF4y2Ba_μgydF4y2Ba(gydF4y2BargydF4y2Ba)代表的绑定子波函数(muon-nucleus系统的基态的原子)。从后者表达确切子俘获率,通过使用一个现实bound-muon波函数通过数值求解薛定谔(gydF4y2BaKosmas Lagaris, 2002gydF4y2Ba)或狄拉克(gydF4y2BaTsoulos et al ., 2019gydF4y2Ba)方程,可以获得(gydF4y2BaJokiniemi et al ., 2021gydF4y2Ba)。多极子俘获转变率,指一个给定的多极化gydF4y2Ba ${\mathrm{\Lambda gydF4y2Ba}}_{{\mathrm{JgydF4y2Ba}}^{\mathrm{\pi gydF4y2Ba}}}$ ,但也总子捕获率,最近获得的各种研究小组(gydF4y2BaGiannaka Kosmas, 2015 agydF4y2Ba)。部分和全部的评价率的μ介子的过程主要是意识到采用近似波函数绑定μ介子的核gydF4y2BaKosmas Oset, 1996gydF4y2Ba;gydF4y2BaGiannaka Kosmas, 2015 agydF4y2Ba;gydF4y2BaGiannaka Kosmas 2015 bgydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

在gydF4y2Ba图1gydF4y2Ba,gydF4y2Ba2gydF4y2Ba我们将展示一些多极过渡率gydF4y2Ba^48gydF4y2Ba“透明国际”gydF4y2Ba,gydF4y2Ba^56gydF4y2Ba菲gydF4y2Ba,gydF4y2Ba^{66年gydF4y2Ba}锌gydF4y2Ba和gydF4y2Ba^{90年gydF4y2Ba}ZrgydF4y2Ba同位素的上下文中获得的gydF4y2BapngydF4y2BaQRPA。这样可以计算出的主导地位gydF4y2BaJgydF4y2Ba^πgydF4y2Ba= 1gydF4y2Ba^−gydF4y2Ba和1gydF4y2Ba^+gydF4y2Ba多极化的核同位素进行了研究。此外,个人的贡献极矢量,轴矢量和重叠的部分总子俘获率也已获得(gydF4y2BaGiannaka Kosmas, 2015 agydF4y2Ba)。此外,在gydF4y2Ba表1gydF4y2Ba,总子捕获率获得通过使用pn-QRPA轻原子核gydF4y2Ba^28gydF4y2Ba如果gydF4y2Ba和gydF4y2Ba^32gydF4y2Ba年代gydF4y2Ba(自由核子耦合常数gydF4y2BaggydF4y2Ba_{一个gydF4y2Ba}= 1.262),中等体重核gydF4y2Ba^48gydF4y2Ba“透明国际”gydF4y2Ba,gydF4y2Ba^56gydF4y2Ba菲gydF4y2Ba,gydF4y2Ba^{66年gydF4y2Ba}锌gydF4y2Ba和gydF4y2Ba^{90年gydF4y2Ba}ZrgydF4y2Ba(与gydF4y2BaggydF4y2Ba_{一个gydF4y2Ba}= 1.135),相比之下,可用实验数据以及裁判的理论利率。gydF4y2Ba寻et al ., 2006gydF4y2Ba)。额外的结果读者被称为Ref。(gydF4y2BaGiannaka Kosmas, 2015 agydF4y2Ba;gydF4y2BaGiannaka Kosmas 2015 bgydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

核方法提供的可能性估计总单独个人贡献和部分利率极矢量与轴矢量分量的弱相互作用哈密顿为每个访问子核的最终状态。我们的一个主要目标是提供一个可靠的描述charge-changing转换矩阵元素进入其他类似semileptonic核过程的描述像荷电流(μ介子的)neutrino-nucleus反应,原子核的电子俘获,单身gydF4y2BaβgydF4y2Ba^±gydF4y2Ba衰变模式等,这在目前的实验室和天体物理应用发挥重要作用通过lepton-nucleus交互探测中微子探测和中微子nucleo-synthesis (gydF4y2Ba科尔伯et al ., 2003gydF4y2Ba)。这样的结果还可以用于各种持续的μ介子捕获实验保罗谢勒研究所(PSI),费米实验室,在日本质子加速器研究复杂(JPARC)和核物理研究中心(RCNP)、大阪大学(gydF4y2BaHashim et al ., 2018gydF4y2Ba;gydF4y2BaEjiri 2019gydF4y2Ba;gydF4y2BaHashim Ejiri, 2021gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

最近,各种敏感实验利用强大的μ介子束以上知名μ介子工厂生产的标准和非标准子物理探测器(gydF4y2Ba公司et al ., 2009gydF4y2Ba;gydF4y2Ba库克et al ., 2017gydF4y2Ba;gydF4y2BaHashim et al ., 2018gydF4y2Ba;gydF4y2BaJokiniemi et al ., 2019gydF4y2Ba;gydF4y2BaHashim Ejiri, 2021gydF4y2Ba)。标准模型中探针,这些涉及子俘获核,特别是那些发射x射线和/或几个粒子(p, n,gydF4y2BaαgydF4y2Ba等)gydF4y2BaμgydF4y2Ba捕获(这是很重要的对于理解这些粒子的利率和光谱)深入调查(gydF4y2BaHashim et al ., 2018gydF4y2Ba;gydF4y2BaHashim Ejiri, 2021gydF4y2Ba)。例如,在PSI研究者感兴趣的实验根据带电粒子的发射基地的μ介子的原子核,是的,和Ti或中子发射后子捕获从铁、钙、硅和艾尔(gydF4y2BaHashim et al ., 2018gydF4y2Ba;gydF4y2BaHashim Ejiri, 2021gydF4y2Ba)。也最近,高度紧张的设施的μ介子RCNP科学创新委员会(音乐),核子俘获反应在密苏里州,Pb,等等,都是计划为中微子反应,研究核弱反应等,(gydF4y2BaHashim et al ., 2018gydF4y2Ba;gydF4y2BaJokiniemi et al ., 2019gydF4y2Ba;gydF4y2BaHashim Ejiri, 2021gydF4y2Ba;gydF4y2BaJokiniemi et al ., 2021gydF4y2Ba)。等实验中,重要的是要知道普通的μ介子捕捉利率最终(兴奋)的子核,在继续之前事件的发射x射线或粒子通过去激发过程(gydF4y2Ba库克et al ., 2017gydF4y2Ba;gydF4y2BaHashim Ejiri, 2021gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

4.1准确计算Muon-Nucleus重叠积分进入μ介子的反应gydF4y2Ba

可靠的预测的评价gydF4y2BaμgydF4y2Ba^−gydF4y2Ba捕获和gydF4y2BaegydF4y2Ba^−gydF4y2Ba捕获所需的各种物理观察(gydF4y2BaGiannaka Kosmas 2015 bgydF4y2Ba;gydF4y2BaGiannaka et al ., 2021gydF4y2Ba),必须基于精确的μ介子和电子波函数(薛定谔的解决方案(gydF4y2BaKosmas Lagaris, 2002gydF4y2Ba)和狄拉克(gydF4y2BaGiannaka et al ., 2021gydF4y2Ba)方程]通过应用先进的算法(gydF4y2BaKosmas Vlachos, 2010gydF4y2Ba;gydF4y2BaKosmas Leyendecker, 2015gydF4y2Ba;gydF4y2BaKosmas Vlachos, 2016gydF4y2Ba;gydF4y2BaKosmas Leyendecker, 2018gydF4y2Ba)。最近,狄拉克方程解的快速算法推导了我们组在神经网络和随机优化技术(gydF4y2BaGiannaka et al ., 2021gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

三个聪明独立的算法,即遗传算法、粒子群优化和模拟退火方法(gydF4y2BaKosmas Vlachos, 2012gydF4y2Ba)每个人个人优势,已经被相同的数值方法(gydF4y2BaGiannaka et al ., 2021gydF4y2Ba)。其使用青睐于直观,理论和实践论证,因为适当的不确定型代表狄拉克径向波函数即表达式。小(底部)和大型(上)组件绑定子绕复杂的核系统,进行了优化。这些参数反映的假定前馈人工神经网络(gydF4y2BaKosmas Lagaris, 2002gydF4y2Ba),用于获得基态波函数描述muon-nucleus系统(原子)。从计算的角度来看,培训执行该方法通过使用DiracSolver软件包,证明既方便又高效gydF4y2BaTsoulos et al ., 2019gydF4y2Ba),并提供可能被有效地应用于其他原子,核和分子系统。有趣的应用程序之间的DiracSolver算法的计算(大)和底部径向波函数的(小)组件绑定轻子核的库仑场(原子),电子(gydF4y2BaegydF4y2Ba^−gydF4y2Ba),μ介子(gydF4y2BaμgydF4y2Ba^−gydF4y2Ba)和τ(gydF4y2BaτgydF4y2Ba^−gydF4y2Ba),在复杂的核(gydF4y2BaTsoulos et al ., 2019gydF4y2Ba;gydF4y2BaJokiniemi et al ., 2021gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

在狄拉克哈密顿,势能gydF4y2BaVgydF4y2Ba(gydF4y2BargydF4y2Ba)描述扩展核的库仑场,由核电荷密度分布gydF4y2BaρgydF4y2Ba(gydF4y2BargydF4y2Ba),计算(gydF4y2BaKosmas Lagaris, 2002gydF4y2Ba;gydF4y2BaTsoulos et al ., 2019gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

核电荷密度(有限大小)gydF4y2BaρgydF4y2Ba(gydF4y2BargydF4y2Ba)是来自电子散射实验数据(gydF4y2Ba德弗里斯et al ., 1987gydF4y2Ba)。选择核系统(假设球对称分布)径向电荷密度进入gydF4y2BaEq。4gydF4y2Ba是由两个参数描述的费米分布提取model-independent电子散射的分析数据(gydF4y2Ba德弗里斯et al ., 1987gydF4y2Ba)。它还应该指出,狄拉克的解决方案,此外,上面的潜力gydF4y2BaVgydF4y2Ba(gydF4y2BargydF4y2Ba),而重要的真空极化校正,所描述的一个有效的潜力gydF4y2BaVgydF4y2Ba_{副总裁gydF4y2Ba}(见例如,裁判。gydF4y2BaKosmas Lagaris, 2002gydF4y2Ba)也被认为是。gydF4y2Ba

详细计算的已知muon-nucleus重叠积分,进入普通的部分和总率μ介子捕捉上面所讨论的,可以通过获得准确的子波函数ΦgydF4y2Ba_μgydF4y2Ba(gydF4y2BargydF4y2Ba)插入gydF4y2Ba情商。gydF4y2Ba(gydF4y2BaJokiniemi et al ., 2021gydF4y2Ba)。在裁判。gydF4y2BaGiannaka et al。(2021)gydF4y2Ba具体来说,我们专注于著名核系统gydF4y2Ba^28gydF4y2Ba如果和gydF4y2Ba^{64年gydF4y2Ba}锌同位素。通过使用这样的波函数,可以执行准确的μ介子捕获率的计算目前有趣的核同位素(例如,gydF4y2Ba^28gydF4y2Ba是的,gydF4y2Ba^32gydF4y2Ba年代,gydF4y2Ba^48gydF4y2Ba钛、gydF4y2Ba^56gydF4y2Ba铁、gydF4y2Ba^{66年gydF4y2Ba}锌和gydF4y2Ba^{90年gydF4y2Ba}Zr先前研究利用基态子波函数的平均值)(gydF4y2BaGiannaka Kosmas, 2015 agydF4y2Ba)。读者也提到了近期的作品gydF4y2BaJokiniemi et al。(2021)gydF4y2Ba最近类似的准确计算。gydF4y2Ba

结束本节之前,我们应该强调,当前地球束缚的高能超新星中微子探测器(如μ介子的中微子,见7.1节)是基于信号通过荷电流反应发生与探测器材料(涉及gydF4y2BaνgydF4y2Ba_μgydF4y2Ba原子核反应)。后者过程粒子lepton-nucleus捕获包括共轭反应gydF4y2BaμgydF4y2Ba^−gydF4y2Ba捕获在细胞核,为此本文广泛讨论,由许多作者研究,见,例如,Ref。(gydF4y2Ba科尔伯et al ., 2000gydF4y2Ba;gydF4y2BaKosmas et al ., 2001gydF4y2Ba;gydF4y2Ba寻et al ., 2006gydF4y2Ba;gydF4y2BaGiannaka Kosmas, 2015 agydF4y2Ba;gydF4y2BaJokiniemi et al ., 2021gydF4y2Ba)和引用。生产上述高能超新星中微子中微子(大多是重口味gydF4y2BaνgydF4y2Ba_μgydF4y2Ba,gydF4y2BaνgydF4y2Ba_τgydF4y2Ba与其反粒子)是密切相关的过程发生在后期阶段的核心坍缩SN和muonization过程(见下图)(gydF4y2BaBollig et al ., 2017gydF4y2Ba;gydF4y2Ba费舍尔et al ., 2020gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

4.2μ介子核坍缩超新星内环境gydF4y2Ba

在恒星内部,自由μ介子(gydF4y2BaμgydF4y2Ba^−gydF4y2Ba通过粒子)可能产生共轭过程gydF4y2Ba情商。gydF4y2Ba当温度足够高或者发生恒星内部的皮质密度足够高的核子的化学电位差,gydF4y2BaλgydF4y2Ba_ngydF4y2Ba−gydF4y2BaλgydF4y2Ba_pgydF4y2Ba或电位差的交互,gydF4y2BaUgydF4y2Ba_ngydF4y2Ba−gydF4y2BaUgydF4y2Ba_pgydF4y2Ba,达到μ介子静止质量(gydF4y2Ba米gydF4y2Ba_μgydF4y2Ba= 105.6兆电子伏)。在这种情况下,muonization发生在恒星内部主要通过semi-leptonic流程(gydF4y2BaBollig et al ., 2017gydF4y2Ba;gydF4y2Ba费舍尔et al ., 2020gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

后者semi-leptonic核过程中微子能量较高时总是占据主导地位gydF4y2BaEgydF4y2Ba_νgydF4y2Ba由于更大的核矩阵元素。充电电流与高能核子和原子核的反应轻子(子反中微子,gydF4y2Ba ${\stackrel{̃gydF4y2Ba}{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}}_{\mathrm{\mu gydF4y2Ba}}$ μ子中微子,gydF4y2BaνgydF4y2Ba_μgydF4y2Ba,以及负μ介子gydF4y2BaμgydF4y2Ba^−gydF4y2Ba,积极的μ介子gydF4y2BaμgydF4y2Ba^+gydF4y2Ba)是至关重要的。反应速率的过程,涉及所有相关的薄弱gydF4y2BaμgydF4y2Ba^−gydF4y2Ba或gydF4y2BaνgydF4y2Ba_μgydF4y2Ba作为输入的数值模拟中需要描述muonization机制在炎热和密集的恒星内部(gydF4y2BaBollig et al ., 2017gydF4y2Ba;gydF4y2Ba费舍尔et al ., 2020gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

最近的计算(gydF4y2Ba费舍尔et al ., 2020gydF4y2Ba)涉及semileptonic反应gydF4y2BaμgydF4y2Ba^−gydF4y2Ba大energy-momenta转移得出结论,强子赝标量耦合项弱电(通常这是被忽视的gydF4y2BaνgydF4y2Ba_egydF4y2Ba反应),是弱磁性一样重要。另一方面,核子形成的影响因素成为重要energy-momenta转移增加和他们必须考虑,而同样重要的是弱磁性和赝标量修正。gydF4y2Ba

5原子核的电子俘获gydF4y2Ba

由原子核束缚电子捕获的过程(类似于普通子俘获),也称为轨道(普通)电子俘获,是由反应(gydF4y2BaGiannaka Kosmas 2015 bgydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

(gydF4y2Ba ${\mathrm{egydF4y2Ba}}_{\mathrm{bgydF4y2Ba}}^{-gydF4y2Ba}$ 代表一个束缚电子)。在后者的过程中,子细胞核出现在一个明确的能量水平,一般来说,即将离任的中微子可能携带部分可用的能量流程(5),因为流程5)是一个charge-changing(电荷转移发生从父到子核),它是可能的,可用的能源可能逃脱的一部分gydF4y2BaγgydF4y2Ba射线光子,所以只剩下的能量的中微子。这意味着状态到中级的转换,使一个连续的能量谱,是允许的。因此,最大可能释放的能量gydF4y2BaγgydF4y2Ba射线光子对应的情况下携带很小(约0)能量的中微子的能量等于其生产。因此,上面的最大能量端点gydF4y2BaγgydF4y2Ba射线测量实验,等于在轨道电子俘获过程可用的能源。比如,在的情况下gydF4y2Ba^59gydF4y2Ba倪是gydF4y2BaEgydF4y2Ba_γgydF4y2Ba= 1.065兆电子伏,gydF4y2Ba^{65年gydF4y2Ba}锌是gydF4y2BaEgydF4y2Ba_γgydF4y2Ba= 1.114兆电子伏,gydF4y2Ba^60gydF4y2Ba有限公司是gydF4y2BaEgydF4y2Ba_γgydF4y2Ba= 1.320兆电子伏。因此,中微子的最大能量gydF4y2BaEgydF4y2Ba_νgydF4y2Ba相当低(低于gydF4y2BaEgydF4y2Ba_egydF4y2Ba≤3gydF4y2Ba米gydF4y2Ba_egydF4y2Ba≈1.5兆电子伏)。gydF4y2Ba

普通的电子俘获不同于恒星电子俘获的条件下发生的环境,即。10间,核心密度gydF4y2Ba^9gydF4y2BaggydF4y2Ba厘米gydF4y2Ba^{−3gydF4y2Ba}≤gydF4y2BaρgydF4y2Ba≤10gydF4y2Ba^12gydF4y2BaggydF4y2Ba厘米gydF4y2Ba^{−3gydF4y2Ba}和温度10gydF4y2Ba^9gydF4y2Ba≤gydF4y2BaTgydF4y2Ba≤10gydF4y2Ba^12gydF4y2BaKgydF4y2Ba(gydF4y2BaNabi et al ., 2007 agydF4y2Ba;gydF4y2BaNabi et al ., 2007 bgydF4y2Ba;gydF4y2Ba伊斯兰教的先知,2011gydF4y2Ba;gydF4y2BaGiannaka Kosmas 2015 bgydF4y2Ba;gydF4y2Ba伊斯兰教的先知和Riaz来说,2019gydF4y2Ba)。这个过程是至关重要的动力核心崩溃的大质量恒星,它更有趣的核天体物理学。在炎热和密集的恒星环境,电子(gydF4y2BaegydF4y2Ba^−gydF4y2Ba)总能量gydF4y2BaEgydF4y2Ba_egydF4y2Ba−⪅30日,50兆电子伏,所以有关核计算横截面的过程5)为了被翻译的横截面必须通过折叠过程gydF4y2BaEgydF4y2Ba_egydF4y2Ba这种能量区域(见下文)(gydF4y2BaGiannaka Kosmas 2015 bgydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

在gydF4y2BaJgydF4y2Ba预计多极Donnelly-Walecka分解形式,电子俘获的微分截面原子核在实验室条件下的形式gydF4y2Ba

后者的表达是一致的gydF4y2Ba情商。gydF4y2Ba。运动学参数gydF4y2BaαgydF4y2Ba,gydF4y2BabgydF4y2Ba,gydF4y2BadgydF4y2Ba例如,给出在吗gydF4y2BaChasioti和Kosmas (2009)gydF4y2Ba。在上面的方程中,Φ代表了散射角(向前散射,由许多作者使用Φ= 0)gydF4y2BaωgydF4y2Ba_{如果gydF4y2Ba}=gydF4y2BaEgydF4y2Ba_fgydF4y2Ba−gydF4y2BaEgydF4y2Ba_我gydF4y2Ba表示子核的激发能。的能量gydF4y2BaEgydF4y2Ba_νgydF4y2Ba即将离任的中微子的反应(5),由于节能,是写成gydF4y2Ba

在哪里gydF4y2Ba问gydF4y2Ba是已知的gydF4y2Ba问gydF4y2Ba价值决定从母公司的实验质量(gydF4y2Ba米gydF4y2Ba_我gydF4y2Ba)和女儿(gydF4y2Ba米gydF4y2Ba_fgydF4y2Ba)核gydF4y2Ba问gydF4y2Ba=gydF4y2Ba米gydF4y2Ba_fgydF4y2Ba−gydF4y2Ba米gydF4y2Ba_我gydF4y2Ba(gydF4y2Ba院长et al ., 1998gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

基于gydF4y2Ba情商。gydF4y2Ba可能对电子俘获执行各州计算微分截面的激发能量gydF4y2BadσgydF4y2Ba/gydF4y2BadωgydF4y2Ba定义为gydF4y2Ba

(gydF4y2BaJgydF4y2Ba≡gydF4y2BaJgydF4y2Ba^πgydF4y2Ba)。通过评估的独家gydF4y2BaegydF4y2Ba^−gydF4y2Ba捕获的横截面gydF4y2Ba情商。gydF4y2Ba对于所有多极化(通常是足够的gydF4y2BaJgydF4y2Ba^πgydF4y2Ba≤5gydF4y2Ba^±gydF4y2Ba),内部的核坍缩超新星我们考虑入射电子的能量gydF4y2BaEgydF4y2Ba_egydF4y2Ba≤50.0兆电子伏,其他作者考虑gydF4y2BaEgydF4y2Ba_egydF4y2Ba能量,gydF4y2BaEgydF4y2Ba_egydF4y2Ba= 30gydF4y2Ba兆电子伏gydF4y2Ba(gydF4y2Ba正如et al ., 2012gydF4y2Ba;gydF4y2BaDzhioev et al ., 2020gydF4y2Ba)。在gydF4y2Ba情商。gydF4y2Ba之间的过渡矩阵元素被认为是基态gydF4y2Ba $\left|{\mathrm{JgydF4y2Ba}}_{\mathrm{我gydF4y2Ba}}\right.⟩=gydF4y2Ba\left|\mathrm{我gydF4y2Ba}\right.⟩\equiv gydF4y2Ba\left|{\mathrm{0gydF4y2Ba}}_{\mathrm{ggydF4y2Ba}。gydF4y2Ba\mathrm{年代gydF4y2Ba}。gydF4y2Ba}^{+gydF4y2Ba}\right.⟩$ 一个球形目标核和激发态gydF4y2Ba $\left|{\mathrm{JgydF4y2Ba}}_{\mathrm{fgydF4y2Ba}}^{\mathrm{\pi gydF4y2Ba}}\right.⟩\equiv gydF4y2Ba\left|\mathrm{fgydF4y2Ba}\right.⟩$ 产生的奇-奇的细胞核。横截面的入射电子的能量函数gydF4y2BaEgydF4y2Ba_egydF4y2Ba集成数字后评估gydF4y2Ba情商。gydF4y2Ba在角度为每个特定的最终状态gydF4y2Ba $\left|{\mathrm{JgydF4y2Ba}}_{\mathrm{fgydF4y2Ba}}^{\mathrm{\pi gydF4y2Ba}}\right.⟩$ 。gydF4y2Ba

pn-QRPA代码中使用gydF4y2BaGiannaka和Kosmas (2015 b)gydF4y2Ba,gydF4y2BaGiannaka (2015)gydF4y2Ba的激子核出现的多极集州并提供可能性计算贡献每一个多极的总横截面分别设置的状态。依赖的激发能量微分截面gydF4y2BaωgydF4y2Ba整个pn-QRPA谱的子核可能说明(通过使用一个特殊的代码将所有可能的南京对应的横截面)在相应的激发能的升序排列gydF4y2BaωgydF4y2Ba_{如果gydF4y2Ba}(见参考。(gydF4y2BaTsakstara Kosmas 2011 bgydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2011 agydF4y2Ba)]。在gydF4y2Ba表2gydF4y2Ba总,我们列举一些代表性的结果gydF4y2BaegydF4y2Ba^−gydF4y2Ba捕获的横截面gydF4y2Ba^{66年gydF4y2Ba}ZgydF4y2Ba_ngydF4y2Ba(对应于电子能量gydF4y2BaEgydF4y2Ba_egydF4y2Ba= 25gydF4y2Ba兆电子伏gydF4y2Ba)。每个low-spin多极化的百分比总数gydF4y2BaegydF4y2Ba^−gydF4y2Ba捕获截面与pn QRPA评估代码,也列在这张桌子。值得一提的是,在最初的总电子俘获截面,计算淬火的使用价值的静态轴矢量耦合常数gydF4y2BaggydF4y2Ba_{一个gydF4y2Ba}是必要的,重正化的过渡矩阵元素(gydF4y2BaWildenthal 1984gydF4y2Ba;gydF4y2Ba寻et al ., 2006gydF4y2Ba;gydF4y2Ba公司et al ., 2009gydF4y2Ba)。耦合常数gydF4y2BaggydF4y2Ba_{一个gydF4y2Ba}输入轴矢量形式因素,gydF4y2BaFgydF4y2Ba_{一个gydF4y2Ba}(gydF4y2Ba问gydF4y2Ba^2gydF4y2Ba),并在QRPA计算自由核子的价值gydF4y2BaggydF4y2Ba_{一个gydF4y2Ba}= 1.262乘以0.8倍(gydF4y2BaWildenthal 1984gydF4y2Ba;gydF4y2Bahaus et al ., 1991gydF4y2Ba;gydF4y2Ba寻et al ., 2006gydF4y2Ba;gydF4y2Ba公司et al ., 2009gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

5.1 e-Capture横截面的环境gydF4y2Ba

在天体物理环境,有限的温度gydF4y2BaTgydF4y2Ba和物质的密度gydF4y2BaϱgydF4y2Ba的影响是不能忽视的(最初的核是在有限温度下),最初的核国家都必须在一个适当的加权和能量分布。假设这个分布是麦克斯韦玻耳兹曼类型的初始状态gydF4y2Ba $\left|\mathrm{我gydF4y2Ba}\right.⟩$ (gydF4y2Ba院长et al ., 1998gydF4y2Ba;gydF4y2BaLanganke和Martı́nez-Pinedo, 2000年gydF4y2Ba),总gydF4y2BaegydF4y2Ba^−gydF4y2Ba捕获截面是由表达式(gydF4y2Ba洼地et al ., 2009gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

与gydF4y2BaGgydF4y2Ba(gydF4y2BaZgydF4y2Ba,gydF4y2Ba一个gydF4y2Ba,gydF4y2BaTgydF4y2Ba)相应的配分函数(gydF4y2Ba洼地et al ., 2009gydF4y2Ba),gydF4y2BaOgydF4y2Ba_JgydF4y2Ba表示任何多极张量运算符(参见附录Ref。gydF4y2BaGiannaka Kosmas 2015 bgydF4y2Ba)]。换句话说,对初始状态的求和gydF4y2BaEq。9gydF4y2Ba代表一个初始能量的热平均水平。我们应该强调,第一个求和gydF4y2BaEq。9gydF4y2Ba包括作为初始状态,除了基态gydF4y2Ba $\left|\mathrm{我gydF4y2Ba}\right.⟩$ 母核,还有一些地势低洼的激发态。这是因为在恒星的内部父核出现在激发态,遵循玻尔兹曼分布。这些研究已经考虑gydF4y2Ba洼地et al。(2009)gydF4y2Ba,gydF4y2Ba正如et al。(2012)gydF4y2Ba和引用。例如,gydF4y2Ba^48gydF4y2BaT,gydF4y2Ba^56gydF4y2Ba铁和gydF4y2Ba^{66年gydF4y2Ba}锌有2gydF4y2Ba^+gydF4y2Ba州下面一个兆电子伏和他们的贡献可以大在高的密度和温度。gydF4y2Ba

然后,你可以计算一些具体的分率贡献个人的多极化gydF4y2BaJgydF4y2Ba^πgydF4y2Ba通过对独家求和多极的贡献gydF4y2BaJgydF4y2Ba^πgydF4y2Ba州gydF4y2Ba

作为一个例子,gydF4y2Ba图3gydF4y2Ba我们说明的电子俘获截面gydF4y2Ba^{66年gydF4y2Ba}锌gydF4y2Ba母核,恒星内部环境温度T = 0.5兆电子伏(高温)。他们一直通过假设事件按照费米狄拉克电子能量分布。gydF4y2Ba

此外,我们提到在中央恒星的核心环境,gydF4y2BaegydF4y2Ba^−gydF4y2Ba(或正电子gydF4y2BaegydF4y2Ba^+gydF4y2Ba)谱是描述已知的费米狄拉克分布函数参数化与恒星的温度gydF4y2BaTgydF4y2Ba和电子的化学势gydF4y2BaμgydF4y2Ba_egydF4y2Ba(gydF4y2BaJuodagalvis et al ., 2005gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

正电子是化学势gydF4y2BaμgydF4y2Ba_pgydF4y2Ba=−gydF4y2BaμgydF4y2Ba_egydF4y2Ba,而Firmi-Dirac分布gydF4y2BaegydF4y2Ba^+gydF4y2Ba光谱的结果gydF4y2BaEq。11gydF4y2Ba通过替换gydF4y2BaμgydF4y2Ba_egydF4y2Ba与gydF4y2BaμgydF4y2Ba_pgydF4y2Ba。此外,在核心崩溃超新星,中微子释放通过弱相互作用过程,发生在细胞核的存在(主要是≤45gydF4y2Ba一个gydF4y2Ba≤65)能逃脱(非阻塞的中微子在相空间),也就是说,gydF4y2Ba年代gydF4y2Ba_νgydF4y2Ba≈0。gydF4y2Ba

在上述情况下,连接的密度gydF4y2BaϱgydF4y2Ba重要的数量gydF4y2BaYgydF4y2Ba_egydF4y2Ba,也就是说,theelectron to baryon ratio, and the electron (positron) chemical potentialμgydF4y2Ba_egydF4y2Ba(gydF4y2BaμgydF4y2Ba_pgydF4y2Ba)是写成gydF4y2Ba

年代gydF4y2Ba_egydF4y2Ba(gydF4y2Ba年代gydF4y2Ba_pgydF4y2Ba)是电子(正电子)分布函数,分别gydF4y2BaNgydF4y2Ba_{一个gydF4y2Ba}是众所周知的阿佛加德罗数。此外,gydF4y2Ba $\mathrm{pgydF4y2Ba}=gydF4y2Ba\sqrt{{\mathrm{wgydF4y2Ba}}^{\mathrm{2gydF4y2Ba}}-gydF4y2Ba\mathrm{1gydF4y2Ba}}$ 代表了电子动量(正电子),gydF4y2BawgydF4y2Ba相应的总能量(静止质量加上动能),无论是在单位的gydF4y2Ba米gydF4y2Ba_egydF4y2BacgydF4y2Ba^2gydF4y2Ba。gydF4y2BaEq。12gydF4y2Ba,是一个重要的表达和可能提供gydF4y2BaYgydF4y2Ba_egydF4y2Ba对于一个给定的物质密度gydF4y2BaρgydF4y2Ba在问题点在恒星的核心。gydF4y2Ba

6在恒星Neutrino-Nucleus反应环境gydF4y2Ba

荷电流中微子吸收由核子和核和中性线电流neutrino-nucleus散射,所代表的反应。gydF4y2Ba

(与gydF4y2BaℓgydF4y2Ba=gydF4y2BaegydF4y2Ba,gydF4y2BaμgydF4y2Ba,gydF4y2BaτgydF4y2Ba),semileptonic过程发生在恒星环境非常重要。横截面和事件率是关键和重要的描述恒星的进化。一般来说,荷电流的计算gydF4y2BaνgydF4y2Ba原子核反应截面,涉及的流程gydF4y2BaμgydF4y2Ba^−gydF4y2Ba和gydF4y2BaμgydF4y2Ba^+gydF4y2Ba(或gydF4y2BaνgydF4y2Ba_μgydF4y2Ba和gydF4y2Ba ${\stackrel{̃gydF4y2Ba}{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}}_{\mathrm{\mu gydF4y2Ba}}$ ),需要完整的相对论性治疗狄拉克子波函数在哪里工作(gydF4y2BaGiannaka et al ., 2021gydF4y2Ba)。另一方面,在任何semi-leptonic反应,强子弱电(包括弱磁性和赝标量条款以及弱形式因素影响)必须准确治疗(gydF4y2BaKosmas Oset, 1996gydF4y2Ba;gydF4y2BaChasioti Kosmas, 2009gydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2011 agydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas 2011 bgydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2012gydF4y2Ba)。μ介子semi-leptonic过程占主导地位gydF4y2BaEgydF4y2Ba_νgydF4y2Ba≥110伏和发挥重要的作用gydF4y2BaμgydF4y2Ba^−gydF4y2Ba生产后不久在已知muonization过程以及超新星核心反弹。各种弱过程的影响,尤其是的μ介子的反应,重点研究了通过考虑具体情况(与密度gydF4y2BaρgydF4y2Ba> 10gydF4y2Ba^13gydF4y2BaggydF4y2Ba厘米gydF4y2Ba^{−3gydF4y2Ba})中遇到proto-neutron明星gydF4y2Ba $\approx gydF4y2Ba\mathrm{0.4gydF4y2Ba}$ 年代后core-bounce (gydF4y2BaDzhioev et al ., 2020gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

如今,中微子天体物理学中产生来源(超新星爆炸,室内的太阳和地球,等等,)是关键作用的粒子在研究恒星的结构和演化的内部的热核反应发生在恒星的内部,neutrino-driven大质量恒星的核心坍缩,机制等相关的观察,结合理论和现象学建模提供进一步了解加深我们的知识的基本交互和核弱反应。原始neutrino-nucleus横截面获得与现实的核结构的计算,例如,使用QRPA方法(gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2011 agydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas 2011 bgydF4y2Ba),通过卷积的应用程序适应特定的光谱分布描述超新星中微子能量谱,提供模拟信号检测器的响应将被陆地记录gydF4y2BaνgydF4y2Ba检测实验(gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2011 agydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas 2011 bgydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2012gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

这样的复杂的横截面,二重微分,gydF4y2BadgydF4y2Ba^2gydF4y2BaσgydF4y2Ba(gydF4y2BaωgydF4y2Ba)/gydF4y2BadωgydF4y2Ba单一微分,gydF4y2BadσgydF4y2Ba(gydF4y2BaωgydF4y2Ba)/gydF4y2BadωgydF4y2Ba,总gydF4y2BaσgydF4y2Ba_{合计gydF4y2Ba}生成的,横截面反映了中微子信号选择核同位素地球探测器由于来自特定的中微子gydF4y2BaνgydF4y2Ba来源。结果,例如,参考文献。(gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2011 agydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas 2011 bgydF4y2Ba)展示显然弱反应明显low-spin多极(1gydF4y2Ba^−gydF4y2Ba,1gydF4y2Ba^+gydF4y2Ba1、2gydF4y2Ba^+gydF4y2Ba,0gydF4y2Ba^+gydF4y2Ba,2gydF4y2Ba^−gydF4y2Ba等),由超新星中微子在特定光谱探测器的媒介。他们表现出丰富的反应能量范围20日−,30≤gydF4y2BaEgydF4y2Ba_xgydF4y2Ba≤100−120伏,超新星中微子与低收入和中间能量相关,和中性线电流neutrino-nucleus散射过程。gydF4y2Ba

此外,可靠的描述各种核同位素的反应(铁、锌、通用电气、密苏里州、Te和其他人)提供宝贵的信息理解的同位旋和spin-isospin核超新星物理反应,中微子物理、基础弱相互作用,特别是SN动力学和爆炸性neutrino-nucleosynthesis。追求理论微中子散射计算,在低和中间的能量,是重要的在解开未知属性的中微子和深入理解他们的角色在大量开放的中微子物理问题(gydF4y2BaKosmas Oset, 1996gydF4y2Ba;gydF4y2BaChasioti Kosmas, 2009gydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2011 agydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas 2011 bgydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

6.1中微子诱导核合成gydF4y2Ba

在炎热的大质量恒星内部,中微子通过上述各种semi-leptonic过程,随后可能引起反应导致nucleo-synthesis各种(放射性)同位素以及合成新元素(gydF4y2Ba铃木et al ., 2006gydF4y2Ba;gydF4y2BaCheoun et al ., 2012gydF4y2Ba)。作为发展高质量恒星的内部层(融合壳)越来越重的核同位素被合成为我们朝着恒星的中心(见第二节)(gydF4y2Ba科尔伯et al ., 2003gydF4y2Ba;gydF4y2BaSieverding et al ., 2018gydF4y2Ba)。此外,众所周知,一组重要核素在超新星爆炸产生的中微子创建。后者可以创建丰富的核外恒星外壳贡献这个元素的合成方法主要银丰度。这些核素产生的中微子核合成的重要部分:gydF4y2Ba^7gydF4y2Ba李,gydF4y2Ba^11gydF4y2BaB,gydF4y2Ba^15gydF4y2BaN,gydF4y2Ba^19gydF4y2BaF,gydF4y2Ba^{138年gydF4y2Ba}洛杉矶,gydF4y2Ba^{180年gydF4y2Ba}助教,放射性核素gydF4y2Ba^22gydF4y2BaNa和gydF4y2Ba^26gydF4y2Ba艾尔(gydF4y2BaSieverding et al ., 2018gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

在一般情况下,恒星中微子可能诱发核反应,有助于合成新元素(gydF4y2BaνgydF4y2Ba动线)。这种类型的几个重要工艺研究(gydF4y2BaSieverding et al ., 2019gydF4y2Ba),gydF4y2Ba^12gydF4y2BaC (gydF4y2BaνgydF4y2Ba,gydF4y2BaνgydF4y2Ba′gydF4y2BapgydF4y2Ba)gydF4y2Ba^11gydF4y2BaB和gydF4y2Ba^20.gydF4y2BaNe (gydF4y2BaνgydF4y2Ba,gydF4y2BaνgydF4y2Ba′gydF4y2BapgydF4y2Ba)gydF4y2Ba^19gydF4y2BaF反应产生相当丰富gydF4y2Ba^19gydF4y2BaF和gydF4y2Ba^20.gydF4y2Banucleides。这些反应主要是诱导的gydF4y2BaνgydF4y2Ba_xgydF4y2Ba中微子,gydF4y2BaxgydF4y2Ba=gydF4y2BaμgydF4y2Ba,gydF4y2BaτgydF4y2Ba,平均能量比gydF4y2BaνgydF4y2Ba_egydF4y2Ba和gydF4y2Ba ${\stackrel{̃gydF4y2Ba}{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}}_{\mathrm{egydF4y2Ba}}$ 中微子(gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2011 agydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas 2011 bgydF4y2Ba)。此外,从详细的恒星演化的调查,研究人员得出结论,罕见的奇-奇的沉重的核素gydF4y2Ba^{138年gydF4y2Ba}洛杉矶和gydF4y2Ba^{180年gydF4y2Ba}助教主要是荷电流反应的产物gydF4y2Ba^{138年gydF4y2Ba}英航gydF4y2Ba ${(gydF4y2Ba{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}_{\mathrm{egydF4y2Ba}},gydF4y2Ba{\mathrm{egydF4y2Ba}}^{-gydF4y2Ba})gydF4y2Ba}^{\mathrm{138年gydF4y2Ba}}$ 洛杉矶和gydF4y2Ba^{180年gydF4y2Ba}高频gydF4y2Ba ${(gydF4y2Ba{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}_{\mathrm{egydF4y2Ba}},gydF4y2Ba{\mathrm{egydF4y2Ba}}^{-gydF4y2Ba})gydF4y2Ba}^{\mathrm{180年gydF4y2Ba}}$ 助教,gydF4y2BaνgydF4y2Ba动线的光谱光度相当敏感gydF4y2BaνgydF4y2Ba_egydF4y2Ba和gydF4y2BaνgydF4y2Ba_xgydF4y2Ba中微子(注意,这些中微子并没有被观察到在SN 1987 a) (gydF4y2Ba铃木et al ., 2006gydF4y2Ba;gydF4y2BaCheoun et al ., 2012gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

6.2核心崩溃超新星中微子光谱gydF4y2Ba

来自核坍缩SN像中微子的能量谱的两个参数费米狄拉克分布(或两个参数幂律分布)。他们quasi-thermal形状、峰值模式,这似乎是可靠的SN阶段(gydF4y2BaLanganke Wiescher, 2001gydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas, 2011 agydF4y2Ba;gydF4y2BaTsakstara Kosmas 2011 bgydF4y2Ba)。正如已经指出的那样,中微子冲击加速度,这可能在中微子中创建非热能的形状谱发生post-bounce早期阶段(由最近还支持这个论点CCSN模拟)。主要的结论关于中微子的能量谱可以总结如下。中微子冲击加速度是强烈gydF4y2BaνgydF4y2Ba味的依赖,所以重中微子gydF4y2BaνgydF4y2Ba_τgydF4y2Ba和gydF4y2Ba ${\stackrel{̃gydF4y2Ba}{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}}_{\mathrm{\tau gydF4y2Ba}}$ 可能获得能量高达200伏,而gydF4y2BaνgydF4y2Ba_μgydF4y2Ba和gydF4y2Ba ${\stackrel{̃gydF4y2Ba}{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}}_{\mathrm{\mu gydF4y2Ba}}$ 有相似的光谱,但高达120伏,出现大幅截止。的光谱gydF4y2BaνgydF4y2Ba_egydF4y2Ba和gydF4y2Ba ${\stackrel{̃gydF4y2Ba}{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}}_{\mathrm{egydF4y2Ba}}$ 似乎quasi-thermal形状的。gydF4y2Ba

最近的研究在大质量恒星核心崩溃超新星中微子光谱的结果表明,中微子发射(,特别是它的时间依赖性)是一个结合的结果neutrino-induced反应和激波的影响。这两个效应的竞争敏感地依赖于径向位置的恒星nucleo-synthesis反应(gydF4y2BaSieverding et al ., 2018gydF4y2Ba)。在后一种工作,中微子发射的核心坍缩的恒星被认为是包括三个主要的阶段。这样的讨论超出了本文的范围和读者被称为Ref。gydF4y2BaLanganke Wiescher, 2001gydF4y2Ba为更多的细节。gydF4y2Ba

高能量的检测gydF4y2BaνgydF4y2Ba_μgydF4y2Ba和gydF4y2BaνgydF4y2Ba_τgydF4y2Ba中微子通过荷电流的反应将是一个明确的证据表明,中微子进行转换这意味着味道,中微子冲击加速度提供地球探测器子产品的可能性。如果μ介子会观察到在这些探测器,这将是一个宝贵的信息约束中微子振荡的参数,这将打开未来需要调查这个问题(gydF4y2BaDzhioev et al ., 2020gydF4y2Ba;gydF4y2BaNagakura Hotokezaka, 2021gydF4y2Ba)。我们应该提到,虽然到目前为止我们还没有考虑中性线电流反应的中微子探测器,在现实中,他们可能扮演重要角色的数据分析(gydF4y2Ba帕普利亚斯Kosmas, 2018gydF4y2Ba)。因为这些反应很敏感gydF4y2BaνgydF4y2Ba口味,结合数控数据与CC的反应,我们可以提取约束相关的概率从每个重neutrino-flavour过渡到另一个物种。我们也注意到,预计中微子分布的快速下降gydF4y2BaEgydF4y2Ba_νgydF4y2Ba≈100−120伏在中性线电流反应更明显比充电电流,这将是一个相当直接的消失的迹象gydF4y2BaνgydF4y2Ba_μgydF4y2Ba和gydF4y2Ba ${\stackrel{̃gydF4y2Ba}{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}}_{\mathrm{\mu gydF4y2Ba}}$ 在伽马射线的能量SNgydF4y2BaνgydF4y2Ba源。gydF4y2Ba

从上面的讨论,可以得出这样的结论:所有的生存概率neutrino-flavours构成重要的量,可以插入各种中微子振荡模型。我们还必须注意,在测量上面的很小的事件率高能中微子,尽管中微子冲击加速度增加他们几个数量级,检测统计每个探测器将相当可怜。因此,它将是至关重要的把每一个中微子探测器的观测数据,以获得可靠的分析高能gydF4y2BaνgydF4y2Ba_μgydF4y2Ba和gydF4y2BaνgydF4y2Ba_τgydF4y2Ba中微子。联合分析将使我们寻找flavour-dependent特性的核心坍缩SN中微子并将严格限制未来中微子振荡的模型参数(gydF4y2BaDzhioev et al ., 2020gydF4y2Ba;gydF4y2BaNagakura Hotokezaka, 2021gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

7在地面探测器Semi-Leptonic过程的作用gydF4y2Ba

目标类的地球探测器探测宇宙中微子,基于charge-changing neutrino-nucleus反应(13)。其他类的地面探测器,旨在通过中性线电流探测中微子gydF4y2BaνgydF4y2Ba核散射(14),测量信号的反冲能量核打击目标同位素(检测器中)。我们提到,一些宇宙中微子探测器是基于地球上的散射的电子和μ介子中微子探测器。关闭这篇文章之前,我们认为极大的兴趣集中在重中微子探测地面gydF4y2BaνgydF4y2Ba探测器提出了最近特别关注μ介子生产极其敏感的地面实验(gydF4y2BaDzhioev et al ., 2020gydF4y2Ba;gydF4y2BaNagakura Hotokezaka, 2021gydF4y2Ba)。gydF4y2Ba

7.1μ介子生产在地球探测器gydF4y2Ba

在操作和设计操作在地球的中微子探测器,像超级神冈探测器(SK)的Hyper-Kamiokande(香港)和其他人来说,μ介子(gydF4y2BaμgydF4y2Ba^−gydF4y2Ba或gydF4y2BaμgydF4y2Ba^+gydF4y2Ba)可以创建从超新星gydF4y2BaνgydF4y2Ba_μgydF4y2Ba和gydF4y2Ba ${\stackrel{̃gydF4y2Ba}{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}}_{\mathrm{\mu gydF4y2Ba}}$ 如果他们携带的能量比μ介子中微子的静止质量gydF4y2Ba米gydF4y2Ba_μgydF4y2Ba,也就是说,gydF4y2Ba ${\mathrm{EgydF4y2Ba}}_{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}>gydF4y2Ba{\mathrm{米gydF4y2Ba}}_{\mathrm{\mu gydF4y2Ba}}\left({\mathrm{EgydF4y2Ba}}_{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}\right.$ 应该超过gydF4y2Ba米gydF4y2Ba_μgydF4y2Ba至少探测器的阈值能量gydF4y2BaEgydF4y2Ba_打gydF4y2Ba)。探测器信号可能走出当前的带电粒子探测器材料的反应发生共轭反应子捕获的核研究了许多作者(见,例如,裁判。gydF4y2BaGiannaka Kosmas, 2015 agydF4y2Ba),在其中引用)。众所周知,伽马射线SN中微子提供宝贵的信息来研究各种中微子现象(中微子性质,中微子振荡等)。事件率在每个探测器,可以估计的基础上各种场景的中微子冲击加速度,和必要的条件下观察给定数量的事件,有关荷电流反应gydF4y2BaνgydF4y2Ba_μgydF4y2Ba和gydF4y2Ba ${\stackrel{̃gydF4y2Ba}{\mathrm{\nu gydF4y2Ba}}}_{\mathrm{\mu gydF4y2Ba}}$ post-bounce早期阶段(gydF4y2BaNagakura Hotokezaka, 2021gydF4y2Ba)。预期的事件数量小(小于1对所有探测器),表明μ介子生产可能不会发生在这种情况下。不过,值得注意的是,仍有可能探测到它们,尤其是Hyper-Kamiokande(香港)探测器,通过考虑参数不确定性和中微子横断面图。gydF4y2Ba

最近的估计表明,μ介子产生的可能性在地面探测器,像超级神冈探测器(SK),香港,沙丘,朱诺等等,通过核心坍缩SN (CCSN)中微子,相当高,如果这些中微子创建失败CCSN post-bounce后期阶段(gydF4y2BaNagakura Hotokezaka, 2021gydF4y2Ba)。例如,这些作者发现,大约10μ介子在香港(其中一些可能产生能量gydF4y2BaEgydF4y2Ba_νgydF4y2Ba≈150伏)。如此高的能量产生的μ介子中微子有足够大的动能产生可观测的信号通过发射香港检测器的切伦科夫光。此外,也可能出现在SKμ介子生产,但检测能力取决于其他因素(例如,距离CCSN源是一个重要因素)。我们提到,充电电流的反应gydF4y2BaνgydF4y2Ba−gydF4y2Ba^16gydF4y2BaO,氧气的水分子,发挥主导作用的子产品在水中切伦科夫探测器。gydF4y2Ba

如前所述,CCSN源之间的距离是一个重要的参数在讨论沉重的味道中微子的检测能力。例如,沙丘和朱诺探测器的μ介子作品似乎不太可能,如果CCSN距离小于10 kpc。然而,中微子冲击加速度的效率取决于质量吸积率post-bounce因此末,gydF4y2BaνgydF4y2Ba_μgydF4y2Ba通过子产品检测能力。此外详细研究应该由更多的量化参数和统计改进关于中微子截面与重核探测器(gydF4y2BaNagakura Hotokezaka, 2021gydF4y2Ba)。post-bounce早期阶段,μ介子生产要求CCSN附近大约5 kpc(香港)和3 kpc (SK)。对于其他探测器超新星应该非常附近,约kpc(沙丘)和0.5 kpc(朱诺)。后期阶段CCSN失败,另一方面,阈值距离增加了约4倍比在早期阶段,表明子产品可能发生在香港银河CCSN失败。gydF4y2Ba

8总结和展望gydF4y2Ba

在本文中,首先我们复习的作用semi-leptonic弱相互作用过程涉及到轻子和核恒星演化的晚期阶段,即。,热,密集的恒星内部环境。然后,我们回顾这些过程的作用有关中微子探测实验,操作或操作已经计划在不久的将来地球(地下,在冰下,和在海水)。这些过程的关键作用大质量恒星的演化和特别是在生命的最后阶段,即。pre-supernova和核坍缩超新星SN爆炸现象。我们也关注中微子产生charged-lepton捕获、电子捕获和子俘获核,,然后,我们讨论了中微子吸收反应在neutrino-driven爆炸nucleo-synthesis至关重要。这些过程也在全球许多正在进行的和计划重大敏感实验目标探测中微子天体物理学,依赖于中微子的交互与原子核内绑定的核子。gydF4y2Ba

这样的天体物理学中微子信号提供了一个宝贵的信息解密CCSN的内在动力,而研究人员可能对中微子振荡的参数提取重要的约束。在核坍缩超新星,key-particle球员重中微子,gydF4y2BaνgydF4y2Ba_μgydF4y2Ba与能量高于110伏gydF4y2BaνgydF4y2Ba_τgydF4y2Ba中微子能量有关gydF4y2Ba $\approx gydF4y2Ba\mathrm{200年gydF4y2Ba}$ 兆电子伏在水Cherencov探测器()。中微子的能量,因为最近建议,通过已知的冲击加速机制。研究估计,这种效应发生在早期post-bounce阶段反弹后(约50 ms)对所有巨大恒星崩溃经历核心反弹,重新出现在后期阶段(大约100毫秒后反弹)失败的核坍缩超新星。因为SN距离星系核坍缩SN的检测能力是至关重要的,事件率是不远的敏感性操作探测器像Hyper-Kamiokande,超级神冈探测器,沙丘,朱诺,提供新的可能性由陆地探测高能中微子探测器。gydF4y2Ba

作者的贡献gydF4y2Ba

软件,原创作品草稿准备和可视化(好),软件,项目管理和原创作品准备(IT)草案,概念化,方法,监督,项目管理和融资收购(TK),原创作品草稿准备和形式分析(PG)。gydF4y2Ba

资金gydF4y2Ba

本研究是在由希腊和欧盟(欧洲社会Fund-ESF)通过操作计划“人力资源开发、教育和终身学习2014 - 2020”的项目管理信息系统——5047635。这个评论文章支持的研究基金特别帐户(研究委员会)约阿尼纳大学的。好承认感激地的支持工程和物理科学研究委员会(EPSRC),英国,通过大EP / N026136/1。gydF4y2Ba

的利益冲突gydF4y2Ba

作者声明,这项研究是在没有进行任何商业或财务关系可能被视为一个潜在的利益冲突。gydF4y2Ba

出版商的注意gydF4y2Ba

本文表达的所有索赔仅代表作者,不一定代表的附属组织,或出版商、编辑和审稿人。任何产品,可以评估在这篇文章中,或声称,可能是由其制造商,不保证或认可的出版商。gydF4y2Ba

引用gydF4y2Ba