核塌缩型超新星中微子集体振荡的数值模拟研究

Collective neutrino oscillations of core-collapse supernovae (CCSNe) is an important and unresolved problem in nuclear astrophysics. Due to the dramatic variations of density in supernovae explosion， adiabatic approximation is not an accurate method to describe the corresponding evolution of neutrino flavor states, and sudden perturbation is a suitable method. Therefore we plan to research collective neutrino oscillations in supernovae based on an improved simulation code, The improvements of code include: (a) recalculating the nuclear partition function and the initial component of presupernovae using the new nuclear energy level densities, and (b) calculating electron capture rates by combing the best results from both the theories and the experiments. The new theory of neutrino oscillations (e.g. neutrino gyroscope model) and the latest results of neutrino experiment from Daya Bay Lab in 2012. This project can provide more accurate of process of collective neutrino oscillations (including region and lasting time of oscillations, influence of different neutrino type and energy spectrum on the flavor distribution). It can also provide some implications for the explosion mechanism of CCSNe.

核塌缩型超新星中微子集体振荡是当前核天体物理中一个非常重要而未完全解决的问题。由于超新星爆炸时密度急剧变化，采用通常的绝热近似方法来描述对应的中微子味态演化是不准确的，突然的扰动才是恰当的方法。因此本项目拟通过改进的模拟程序来研究中微子集体振荡，其中程序改进包括: (a)采用新的核能级密度重新计算核配分函数和前身星的初始组份;(b)电子俘获率的计算综合至今实验和理论的最好结果。另外，一些新的集体振荡理论（如描述中微子味道同位旋的"陀螺模型"）和我国2012年大亚湾中微子实验的最新结果将被应用。本项目能够提供核塌缩型超新星爆炸时更符合实际的中微子集体振荡规律（包括振荡发生区域和持续时间、不同的前身星模型、不同初始的中微子种类和能谱等对味态分布影响等）,也能为核塌缩型超新星爆发机制研究提供一些参考。

超新星中微子集体震荡是当前核天体物理中一个非常重要而又未完全解决的问题。近年来在中微子震荡的实验和理论研究上都有很大进展。本项目结合近年的进展，采用数值模拟的方法研究了在核塌缩型超新星环境下的中微子集体震荡的一些特点。 .我们改进核塌缩型超新星的数值模拟程序。先前的模拟程序只考虑了超新星铁核区在超新星爆炸前后约1秒的各种物理量的变化。现在我们编写了在超新星爆炸成功后强激波向外围空间的传播和演化情况。根据前身星模型可以得到爆炸能量、速度、温度、物质组分等信息。由初始爆炸时的物理量，如总能量、速度、空间尺度等能模拟出超新星动能、势能、热能、光度等随时间的演化。这个程序是我们独立编写完成的，在与国外学者的结果进行比较后发现符合很好。这个程序不仅能模拟超新星爆炸，而且可以对中子星合并等产生强激波的天体进行模拟。. 我们讨论了在核塌缩型超新星爆发环境下，各种参数对中微子集体震荡的影响（以15Msun爆发模型为例）。我们发现当电子数密度远大于电子共振数密度时，中微子震荡极弱，不需要考虑中微子的味道变化。电子数密度等于共振数密度时，震荡最大。电子数密度低于共振数密度时，中微子震荡波形趋于稳定。由于超新星密度总体随半径增加而降低，震荡半径主要取决于电子数密度。电子中微子和tao子中微子震荡从比共振数密度大约高两个量级的地方开始。.当相干中微子数密度大于电子数密度时，震荡曲线变得复杂和不规则。相干中微子数密度越大，这种变化越明显。同时，相干中微子数密度增大，震荡周期变小。由于在超新星中通常相干中微子数密度大于电子数密度（具体取决于爆发模型），因此中微子震荡曲线通常是复杂和不规则的，绝热近似在实际爆炸过程和数值模拟中不能成立。此外，电子中微子和mu子中微子震荡的振幅远大于电子中微子和tao子中微子震荡的振幅，电子中微子和mu中微子震荡的周期远小于电子中微子和tao子中微子震荡的周期，因此在模拟中对电子中微子和mu中微子的震荡的时间步长控制更严格。. 我们特别比较了在超新星环境下大亚湾中微子实验室测量的新旧theta13值对中微子震荡的影响。我们发现在超新星环境下新theta13值（2005年）使震荡振幅（中微子转化几率）减小，震荡周期增大，但总体改变是微小的。