Nội dung được dịch bởi AI, chỉ mang tính chất tham khảo
Kết hợp các đường cong ánh sáng thực nghiệm neutrino để chỉ định siêu tân tinh sụp đổ lõi thiên hà tiếp theo
Tóm tắt
Quan sát đa thông điệp của siêu tân tinh sụp đổ lõi thiên hà tiếp theo sẽ làm sáng tỏ các quá trình vật lý khác nhau liên quan đến những vụ nổ năng lượng này. Thời gian và khả năng chỉ định tốt của các bộ phát hiện neutrino sẽ hỗ trợ trong việc tìm kiếm các đối tác điện từ hoặc sóng hấp dẫn. Một phương pháp để xác định độ trễ thời gian đến của tín hiệu neutrino tại các thí nghiệm khác nhau bằng cách khớp các đường cong ánh sáng neutrino phát hiện trực tiếp được thảo luận. Một mô hình siêu tân tinh đơn giản hóa và mô phỏng bộ phát hiện được sử dụng cho ứng dụng của nó. Độ trễ thời gian đến và độ không chắc chắn giữa hai bộ phát hiện neutrino được ước lượng bằng các phương pháp chi-square và tương quan chéo. Sự so sánh trực tiếp các đường cong ánh sáng đã phát hiện cung cấp lợi thế là không phụ thuộc vào mô hình. Cần có độ phân giải thời gian mili giây về độ trễ thời gian đến tại hai bộ phát hiện khác nhau. Sử dụng độ trễ thời gian đã tính toán giữa các kết hợp khác nhau của các bộ phát hiện đang hoạt động và trong tương lai, một phương pháp tam giác hóa được sử dụng để suy ra vị trí siêu tân tinh trên bầu trời. Sự kết hợp của IceCube, Hyper-Kamiokande, JUNO và KM3NeT/ARCA cung cấp một khu vực tự tin 90% khoảng $$140\pm 20\,\hbox {deg}^2$$. Những phương pháp phân tích độ trễ thời gian thấp này có thể được triển khai trong hệ thống cảnh báo SNEWS.
Từ khóa
#siêu tân tinh #neutrino #ánh sáng #phân tích độ trễ thời gian #hệ thống cảnh báo SNEWSTài liệu tham khảo
H-Th Janka, Ann. Rev. Nucl. Part. S 62(1), 407–451 (2012)
B.P. Abbott et al. (LIGO Scientific and Virgo Collaborations), Phys. Rev. Lett. 119, 161101 (2017)
S. Fukuda et al. (Super-Kamiokande Collaboration), Nucl. Instrum. Methods A 501(2–3), 418–462 (2003)
K. Abe et al. (Hyper-Kamiokande Proto-Collaboration) (2018). arXiv:1805.04163
M.G. Aartsen et al. (IceCube Collaboration), J. Instrum. 12, P03012 (2017)
S. Adrián-Martínez et al. (KM3NeT Collaboration), J. Phys. G 43, 8 (2016)
A. Strumia, F. Vissani, Phys. Lett. B 564, 42 (2003)
V. Fischer et al., JCAP 08, 032 (2015)
F. An et al., Phys. G 43, 030401 (2016)
P. Vogel, J.F. Beacom, Phys. Rev. D 60, 053003 (1999)
K. Abe et al. (Super-Kamiokande Collaboration), Astropart. Phys. 81, 39 (2016)
R. Tomàs et al., Phys. Rev. D 68, 093013 (2003)
A. Burrows, D. Klein, R. Gandhi, Phys. Rev. D 45, 3361 (1992)
J.F. Beacom, P. Vogel, Phys. Rev. D 60, 033007 (1999)
T. Mühlbeier, H. Nunokawa, R. Zukanovich Funchal, Phys. Rev. D 88 (2013)
V. Brdar, M. Lindner, X.-J. Xu, JCAP 1804(4), 25 (2018)
N.B. Linzer, K. Scholberg, Phys. Rev. D 100(10), 103005 (2019)
R.S.L. Hansen, M. Lindner, O. Scholer, (2019). arXiv:1904.11461
K. Scholberg, Astron. Nachr. 329, 337–339 (2008)
A. Coleiro et al., Zenodo (2020). https://doi.org/10.5281/zenodo.3779943
E. Nardia, I. Zuluaga, Nucl. Phys. B 731, 140–163 (2005)
I. Tamborra et al., Phys. Rev. D 86, 125031 (2012)
J. Migenda, (2015). arXiv:1609.04286
M. Ikeda et al. (Super-Kamiokande Collaboration), Astrophys. J 669, 519–524 (2007)
Y. Takatomi et al. (Hyper-Kamiokande Collaboration), J. Phys. Conf. Ser. 718, 062071 (2016)
F. An et al. (JUNO Collaboration), J. Phys. G 43(3), 030401 (2016)
R. Abbasi et al. (IceCube Collaboration), A&A 535, A109 (2011)
M. Colomer, M. Lincetto et al. (KM3NeT Collaboration), PoS (ICRC2019), Proc. Sci., 857. https://pos.sissa.it/358/857/pdf
M. Ageron et al. (KM3NeT Collaboration), Eur. Phys. J. C 80, 99 (2020)
L. Larsson, (2012). arXiv:1207.1459
E.D. Feigelson, G. Jogesh Babu, Modern Statistical Methods for Astronomy (Cambridge University Press, Cambridge, 2012)
K.M. Górski et al, Astrophys. J. 622, 759–771 (2005)
Y. Avni, Astrophys. J. 210, 642–646 (1976)