Нейтринная астрономия - Neutrino astronomy

Нейтринный телескоп

Нейтринная астрономия - это раздел астрономии, который занимается наблюдением за астрономическими объектами с помощью детекторов нейтрино в специальных обсерваториях. Нейтрино образуются в результате определенных типов радиоактивного распада , ядерных реакций, таких как те, которые происходят на Солнце или высокоэнергетических астрофизических явлениях, в ядерных реакторах или когда космические лучи попадают на атомы в атмосфере. Нейтрино редко взаимодействуют с веществом, а это означает, что они вряд ли рассредоточатся по своей траектории, в отличие от фотонов. Таким образом, нейтрино дают уникальную возможность наблюдать процессы, недоступные для оптических телескопов , такие как реакции в ядре Солнца. Нейтрино также могут иметь очень сильное направление по сравнению с космическими лучами с заряженными частицами.

Поскольку нейтрино слабо взаимодействуют, детекторы нейтрино должны иметь большую массу мишени (часто тысячи тонн). Детекторы также должны использовать экранирование и эффективное программное обеспечение для удаления фонового сигнала.

История

Нейтрино были впервые зарегистрированы в 1956 году Клайдом Коуэном и Фредериком Райнсом в эксперименте с использованием расположенного поблизости ядерного реактора в качестве источника нейтрино. Их открытие было отмечено Нобелевской премией по физике в 1995 году.

За этим последовало первое обнаружение атмосферных нейтрино в 1965 году двумя группами почти одновременно. Одним из них руководил Фредерик Райнес, который эксплуатировал жидкостный сцинтиллятор - детектор Case-Witwatersrand-Irvine или CWI - на золотом руднике Ист-Рэнд в Южной Африке на глубине воды 8,8 км. Другой - сотрудничество Бомбей-Осака-Дарем, работавшее на индийском золотом месторождении Колар при эквивалентной глубине воды 7,5 км. Хотя группа KGF обнаружила кандидатов в нейтрино на два месяца позже, чем Reines CWI, им был дан формальный приоритет из-за публикации своих результатов двумя неделями ранее.

В 1968 году Раймонд Дэвис-младший и Джон Н. Бахколл успешно обнаружили первые солнечные нейтрино в эксперименте Хоумстейк . Дэвис вместе с японским физиком Масатоши Кошиба были совместно удостоены половины Нобелевской премии по физике 2002 г. «за новаторский вклад в астрофизику, в частности за обнаружение космических нейтрино (другая половина досталась Риккардо Джаккони за соответствующий новаторский вклад, который привел к открытие источников космического рентгеновского излучения) ".

Первое поколение проектов подводных нейтринных телескопов началось с предложения Моисея Маркова в 1960 году «... установить детекторы глубоко в озере или море и определять местоположение заряженных частиц с помощью черенковского излучения ».

Первый подводный нейтринный телескоп начинался как проект DUMAND . DUMAND расшифровывается как Deep Underwater Muon and Neutrino Detector. Проект начался в 1976 году, и хотя в 1995 году он был в конечном итоге отменен, он стал предшественником многих из следующих телескопов в последующие десятилетия.

Нейтринный телескоп Байкальской установлен в южной части озера Байкал в России. Детектор расположен на глубине 1,1 км и начал исследования в 1980 году. В 1993 году он первым развернул три струны для восстановления траекторий мюонов, а также первым зарегистрировал атмосферные нейтрино под водой.

AMANDA (Антарктическая группа детекторов мюонов и нейтрино) использовала слой льда толщиной 3 км на Южном полюсе и была расположена в нескольких сотнях метров от станции Амундсен-Скотт . Отверстия диаметром 60 см были просверлены с использованием горячей воды под давлением, в которые были развернуты гирлянды с оптическими модулями до повторного замораживания воды. Глубина оказалась недостаточной для восстановления траектории из-за рассеяния света на пузырьках воздуха. Вторая группа из 4 струн была добавлена ​​в 1995/96 году на глубину около 2000 м, что было достаточно для реконструкции пути. Система AMANDA впоследствии была модернизирована до января 2000 года, когда она состояла из 19 гирлянд с 667 оптическими модулями в диапазоне глубин от 1500 до 2000 м. AMANDA в конечном итоге станет предшественником IceCube в 2005 году.

В качестве примера раннего нейтринного детектора упомянем Артемовский сцинтилляционный детектор (АСД), расположенный в соляной шахте Соледар (Украина) на глубине более 100 м. Он был создан в Отделе лептонов высоких энергий и нейтринной астрофизики Института ядерных исследований АН СССР в 1969 году для изучения потоков антинейтрино от коллапсирующих звезд в Галактике, а также спектра и взаимодействия мюонов космических лучей. с энергиями до 10-13 эВ. Особенностью детектора является 100-тонный сцинтилляционный бак с размерами порядка длины электромагнитного ливня с начальной энергией 100 ГэВ.

21-й век

После упадка DUMAND участвующие группы разделились на три ветви, чтобы исследовать глубоководные возможности Средиземного моря. АНТАРЕС был поставлен на якорь на морском дне в районе Тулона на французском побережье Средиземного моря. Он состоит из 12 гирлянд, каждая из которых имеет 25 "этажей", оснащенных тремя оптическими модулями, электронным контейнером и калибровочными устройствами до максимальной глубины 2475 м.

Итальянские группы исследовали NEMO (Средиземноморская обсерватория NEutrino) для исследования возможности создания глубоководного детектора кубических километров. Было найдено подходящее место на глубине 3,5 км примерно в 100 км от Капо Пассеро на юго-восточном побережье Сицилии. В период с 2007 по 2011 год на первом этапе прототипирования была испытана «мини-башня» с 4 балками, развернутая в течение нескольких недель недалеко от Катании на глубине 2 км. Второй этап, а также планы по развертыванию полноразмерной прототипной башни будут реализованы в рамках KM3NeT.

Проект НЕСТОР был установлен в 2004 году на глубину 4 км и проработал один месяц, пока обрыв кабеля на берегу не вынудил его прекратить. Полученные данные все же успешно продемонстрировали функциональность детектора и позволили измерить поток мюонов в атмосфере. Доказательство концепции будет реализовано в рамках KM3Net.

Второе поколение проектов глубоководных нейтринных телескопов достигает или даже превышает размеры, первоначально задуманные пионерами DUMAND. IceCube , расположенный на Южном полюсе и включающий свою предшественницу AMANDA, был завершен в декабре 2010 года. В настоящее время он состоит из 5160 цифровых оптических модулей, установленных на 86 гирляндах на глубинах от 1450 до 2550 м во льдах Антарктики. KM3NeT в Средиземном море и ДГС в подготовительной / прототипировании фазы. IceCube инструменты 1 км ³ льда. Планируется, что ДГС охватит 1 км ^3, но при гораздо более высоком энергетическом пороге. KM3NeT планируется покрыть несколько км ³ и будет состоять из двух компонентов; ARCA ( исследование астрономических частиц с помощью космической техники в бездне ) и ORCA ( исследование колебаний с помощью космической техники в бездне ). И KM3NeT, и GVD завершили, по крайней мере, часть своего строительства, и ожидается, что эти два вместе с IceCube сформируют глобальную нейтринную обсерваторию.

В июле 2018 г. IceCube нейтринной обсерватории объявили , что они проследили чрезвычайно высокой энергией нейтрино , которые поражают своей Антарктида на основе научно - исследовательской станции в сентябре 2017 обратно в исходную точку в блазара TXS 0506 + 056 , расположенные 3,7 млрд световых лет в сторону созвездия Ориона . Это первый раз, когда детектор нейтрино был использован для определения местоположения объекта в космосе и что был идентифицирован источник космических лучей .

Методы обнаружения

Нейтрино невероятно редко взаимодействуют с веществом, поэтому подавляющее большинство нейтрино проходит через детектор без взаимодействия. Если нейтрино действительно взаимодействует, это произойдет только один раз. Следовательно, для выполнения нейтринной астрономии необходимо использовать большие детекторы для получения достаточной статистики.

Детектор нейтрино IceCube на Южном полюсе. ФЭУ находятся под слоем льда более чем в километре и будут обнаруживать фотоны от нейтринных взаимодействий в кубическом километре льда.

Способ регистрации нейтрино зависит от энергии и типа нейтрино. Известным примером является то, что антиэлектронные нейтрино могут взаимодействовать с ядром в детекторе посредством обратного бета-распада и производить позитрон и нейтрон. Позитрон немедленно аннигилирует с электроном, производя два фотона 511 кэВ. Нейтрон присоединится к другому ядру и испустит гамма-излучение с энергией в несколько МэВ. В общем, нейтрино могут взаимодействовать посредством взаимодействия нейтрального и заряженного тока. Во взаимодействиях с нейтральным током нейтрино взаимодействует с ядром или электроном, и нейтрино сохраняет свой первоначальный аромат. При взаимодействии с заряженным током нейтрино поглощается ядром и производит лептон, соответствующий аромату нейтрино ( , и т. Д.). Если заряженные результирующие движутся достаточно быстро, они могут создавать черенковский свет . ${\ displaystyle {\ ce {\ nu_ {e} -> e ^ -}}}$${\ displaystyle {\ ce {\ nu _ {\ mu} -> \ mu ^ {-}}}}$

Для наблюдения нейтринных взаимодействий в детекторах используются фотоэлектронные умножители (ФЭУ) для обнаружения отдельных фотонов. По времени появления фотонов можно определить время и место взаимодействия нейтрино. Если нейтрино создает мюон во время своего взаимодействия, то мюон будет двигаться по линии, создавая «след» черенковских фотонов. Данные с этого трека можно использовать для восстановления направленности мюона. Для взаимодействий при высоких энергиях направления нейтрино и мюона совпадают, поэтому можно сказать, откуда пришло нейтрино. Это указательное направление важно в нейтринной астрономии вне Солнечной системы. Наряду со временем, положением и, возможно, направлением, можно вывести энергию нейтрино из взаимодействий. Количество испускаемых фотонов связано с энергией нейтрино, а энергия нейтрино важна для измерения потоков от солнечных и геонейтрино.

Из-за редкости нейтринных взаимодействий важно поддерживать низкий фоновый сигнал. По этой причине большинство детекторов нейтрино строятся под каменными или водными покровами. Эта покрывающая оболочка защищает от большинства космических лучей в атмосфере; только некоторые из мюонов самых высоких энергий способны проникать в глубины наших детекторов. Детекторы должны включать способы обработки данных от мюонов, чтобы не путать их с нейтрино. Наряду с более сложными измерениями, если трек мюона впервые обнаруживается за пределами желаемого «реперного» объема, событие рассматривается как мюон и не рассматривается. Игнорирование событий за пределами реперного объема также уменьшает сигнал от излучения за пределами детектора.

Несмотря на усилия по защите, некоторый фон неизбежно попадет в детектор, часто в виде радиоактивных примесей внутри самого детектора. На этом этапе, если невозможно различить фоновый и истинный сигнал, необходимо использовать имитацию Монте-Карло для моделирования фона. Хотя может быть неизвестно, является ли отдельное событие фоном или сигналом, возможно обнаружение и превышение фона, что означает наличие желаемого сигнала.

Приложения

Когда астрономические тела, такие как Солнце , изучаются с помощью света, можно непосредственно наблюдать только поверхность объекта. Любой свет, производимый в ядре звезды, будет взаимодействовать с частицами газа во внешних слоях звезды, и потребуется сотни тысяч лет, чтобы добраться до поверхности, что делает невозможным непосредственное наблюдение ядра. Поскольку нейтрино также создаются в ядрах звезд (в результате слияния звезд ), ядро ​​можно наблюдать с помощью нейтринной астрономии. Были обнаружены и другие источники нейтрино, такие как нейтрино , испускаемые сверхновыми. Несколько нейтринных экспериментов сформировали Систему раннего предупреждения о сверхновых (SNEWS), где они ищут увеличение потока нейтрино, которое могло бы сигнализировать о событии сверхновой. В настоящее время существуют цели по обнаружению нейтрино от других источников, таких как активные ядра галактик (AGN), а также гамма-всплески и галактики со вспышками звездообразования . Нейтринная астрономия также может косвенно обнаруживать темную материю.

Предупреждение о сверхновой

Семь нейтринных экспериментов (Super-K, LVD, IceCube, KamLAND, Borexino , Daya Bay и HALO) работают вместе как Система раннего предупреждения о сверхновых ( SNEWS ). При коллапсе ядра сверхновой девяносто девять процентов выделяющейся энергии будет в нейтрино. В то время как фотоны могут быть захвачены плотной сверхновой на несколько часов, нейтрино могут улетать за секунды. Поскольку нейтрино движутся примерно со скоростью света, они могут достичь Земли раньше, чем это сделают фотоны. Если два или более детектора SNEWS обнаруживают совпадение увеличенного потока нейтрино, профессиональным астрономам и астрономам-любителям отправляется предупреждение, чтобы они были в поисках света сверхновых. Используя расстояние между детекторами и разницу во времени между обнаружениями, предупреждение может также включать в себя направленность местоположения сверхновой в небе.

Звездные процессы

Цепь протон-протонного слияния, происходящая внутри Солнца. Этот процесс отвечает за большую часть солнечной энергии.

Наше Солнце, как и другие звезды, питается ядерным синтезом в своем ядре. Ядро невероятно велико, а это означает, что фотонам, произведенным в ядре, потребуется много времени, чтобы диффундировать наружу. Следовательно, нейтрино - единственный способ получить в реальном времени данные о ядерных процессах на нашем Солнце.

Есть два основных процесса ядерного синтеза звезд. Первая - это протонно-протонная (PP) цепочка, в которой протоны сливаются в гелий, иногда временно создавая более тяжелые элементы, такие как литий, бериллий и бор. Второй - цикл CNO, в котором углерод, азот и кислород сливаются с протонами, а затем подвергаются альфа-распаду (испускание ядра гелия), чтобы начать цикл снова. Цепь PP является основным процессом на нашем Солнце, в то время как цикл CNO доминирует в звездах, таких как наше Солнце, с массой 1,3 Солнца.

Каждый шаг в процессе имеет разрешенный спектр энергии для нейтрино (или дискретную энергию для процессов захвата электронов). Наблюдая поток при разных энергиях, можно определить относительную скорость ядерных процессов на Солнце. Это пролило бы представление о свойствах солнца, таких как металличность, которая представляет собой состав более тяжелых элементов.

Borexino - один из детекторов, изучающих солнечные нейтрино. В 2018 году они обнаружили значение 5σ для существования нейтрино от слияния двух протонов с электроном (pep-нейтрино). В 2020 году они впервые обнаружили свидетельство нейтрино CNO на нашем Солнце. Улучшение измерения CNO будет особенно полезно при определении металличности Солнца.

Состав и строение Земли

Внутри Земли есть радиоактивные элементы, такие как цепочки распада и . Эти элементы распадаются через бета-распад , который испускает антинейтрино. Энергии этих антинейтрино зависят от родительского ядра. Следовательно, обнаруживая поток антинейтрино как функцию энергии, мы можем получить относительный состав этих элементов и установить предел общей выходной мощности геореактора Земли. Большинство наших текущих данных о ядре и мантии Земли основано на сейсмических данных, которые не дают никакой информации о ядерном составе этих слоев. ${\ displaystyle {\ ce {^ {40} K}}}$${\ displaystyle {\ ce {^ {238} U}}}$${\ displaystyle {\ ce {^ {232} Th}}}$

Борексино обнаружил это гео-нейтрино через процесс . Образовавшийся позитрон немедленно аннигилирует с электроном и произведет два гамма-излучения каждый с энергией 511 кэВ (масса покоя электрона). Позже нейтрон будет захвачен другим ядром, что приведет к гамма-излучению 2,22 МэВ, когда ядро ​​девозбудит. В среднем этот процесс занимает порядка 256 микросекунд. Путем поиска совпадения этих гамма-лучей во времени и пространстве экспериментаторы могут быть уверены, что событие имело место. ${\ displaystyle {\ ce {{\ bar {\ nu}} + p ^ {+} \ longrightarrow e ^ {+} {+ n}}}}$

Используя данные за более чем 3200 дней, Borexino применил геонейтрино, чтобы наложить ограничения на состав и выходную мощность мантии. Они обнаружили, что отношение к такое же, как у хондритовых метеоритов. Мощность, выделяемая ураном и торием в мантии Земли, составила 14,2-35,7 ТВт с доверительным интервалом 68%. ${\ displaystyle {\ ce {^ {238} U}}}$${\ displaystyle {\ ce {^ {232} Th}}}$

Нейтринная томография также позволяет заглянуть внутрь Земли. Для нейтрино с энергией в несколько ТэВ вероятность взаимодействия при прохождении через Землю не может быть пренебрежимо малой. Вероятность взаимодействия будет зависеть от количества нуклонов, пройденных нейтрино на своем пути, что напрямую связано с плотностью. Если начальный поток известен (как в случае атмосферных нейтрино), то обнаружение конечного потока дает информацию о произошедших взаимодействиях. Затем плотность может быть экстраполирована на основе знания этих взаимодействий. Это может обеспечить независимую проверку информации, полученной из сейсмических данных.

Внутренняя часть Земли, какой мы ее знаем. В настоящее время наша информация исходит только из сейсмических данных. Нейтрино будет независимой проверкой этих данных

В 2018 году данные IceCube за год были оценены для проведения нейтринной томографии. В ходе анализа изучались восходящие мюоны, которые обеспечивают как энергию, так и направленность нейтрино после прохождения через Землю. Модель Земли с пятью слоями постоянной плотности соответствовала данным, и полученная плотность согласовывалась с сейсмическими данными. Значения, определенные для полной массы Земли, массы ядра и момента инерции, согласуются с данными, полученными на основе сейсмических и гравитационных данных. С текущими данными неопределенность этих значений все еще велика, но будущие данные от IceCube и KM3NeT наложат более жесткие ограничения на эти данные.

Астрофизические события высоких энергий

Нейтрино могут быть либо первичными космическими лучами (астрофизическими нейтрино), либо возникать в результате взаимодействия космических лучей. В последнем случае первичные космические лучи будут производить пионы и каоны в атмосфере. Когда эти адроны распадаются, они производят нейтрино (называемые атмосферными нейтрино). При низких энергиях поток атмосферных нейтрино во много раз превышает поток астрофизических нейтрино. При высоких энергиях пионы и каоны имеют большее время жизни (из-за релятивистского замедления времени). Адроны теперь с большей вероятностью будут взаимодействовать до того, как распадутся. Из-за этого поток астрофизических нейтрино будет преобладать при высоких энергиях (~ 100 ТэВ). Для выполнения нейтринной астрономии объектов высоких энергий в экспериментах используются нейтрино самых высоких энергий.

Для астрономии далеких объектов требуется сильное угловое разрешение. Нейтрино электрически нейтральны и слабо взаимодействуют, поэтому они путешествуют в основном невозмущенными по прямым линиям. Если нейтрино взаимодействует внутри детектора и производит мюон, мюон создает наблюдаемый трек. При высоких энергиях направление нейтрино и направление мюонов тесно коррелированы, поэтому можно проследить направление падающего нейтрино.

Эти высокоэнергетические нейтрино представляют собой первичные или вторичные космические лучи, производимые энергетическими астрофизическими процессами. Наблюдение за нейтрино может дать представление об этих процессах, выходящих за рамки того, что можно наблюдать с помощью электромагнитного излучения. В случае нейтрино, обнаруженного от далекого блазара, использовалась многоволновая астрономия, чтобы показать пространственное совпадение, подтвердив, что блазар является источником. В будущем нейтрино можно будет использовать в дополнение к электромагнитным и гравитационным наблюдениям, что приведет к астрономии с множественными посланниками.

Смотрите также

• Список нейтринных экспериментов

использованная литература

внешние ссылки

• СМИ, связанные с астрономией нейтрино на Викискладе?