Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
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 или ядерных реакций, например, на Солнце , в ядерных реакторах или при попадании космических лучей на атомы. Из-за своего слабого взаимодействия с веществом нейтрино предлагают уникальную возможность наблюдать процессы, недоступные для оптических телескопов .

История [ править ]

Нейтрино были впервые зарегистрированы в 1956 году Клайдом Коуэном и Фредериком Райнсом в эксперименте с использованием расположенного поблизости ядерного реактора в качестве источника нейтрино. [1] Их открытие было отмечено Нобелевской премией по физике в 1995 году. [2]

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 при глубине воды 8,8 км. [3] Другой - сотрудничество Бомбей-Осака-Дарем, которое работало на индийском золотом месторождении Колар при эквивалентной глубине воды 7,5 км. [4] 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. [5]

В 1968 году Раймонд Дэвис-младший и Джон Н. Бахколл успешно обнаружили первые солнечные нейтрино в эксперименте Хоумстейк . [6] 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 соответствующие новаторские вклады, которые привели к открытию источников космического рентгеновского излучения) ". [7]

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 ». [5] [8]

Первый подводный нейтринный телескоп начинался как проект DUMAND . DUMAND расшифровывается как Deep Underwater Muon and Neutrino Detector. Проект начался в 1976 году, и, хотя он был в конечном итоге отменен в 1995 году, он стал предшественником многих из следующих телескопов в последующие десятилетия. [5]

Нейтринный телескоп Байкальской установлен в южной части озера Байкал в России. Детектор расположен на глубине 1,1 км, и его исследования начались в 1980 году. В 1993 году он первым развернул три струны для восстановления траекторий мюонов, а также первым зарегистрировал атмосферные нейтрино под водой. [9]

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 колонны 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 была впоследствии 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 предшественникомIceCube в 2005 году. [5] [9]

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. [10]

21 век [ править ]

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. [9]

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 тестировалась «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. [5] [9]

Проект НЕСТОР был установлен в 2004 году на глубину 4 км и проработал в течение одного месяца, пока обрыв кабеля на берегу не вынудил его отключить. Полученные данные все же успешно продемонстрировали функциональность детектора и позволили измерить поток мюонов в атмосфере. Доказательство концепции будет реализовано в рамках KM3Net. [5] [9]

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. ДГС также планируется охватить 1 км 3, но с гораздо более высоким энергетическим порогом. KM3NeT планируется покрыть несколько км 3.. И KM3NeT, и GVD могут быть завершены к 2017 году, и ожидается, что все три сформируют глобальную нейтринную обсерваторию. [9]

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 . [11] [12] [13]

Методы обнаружения [ править ]

Основная статья: Детектор нейтрино

Поскольку нейтрино очень редко взаимодействуют с веществом, огромный поток солнечных нейтрино, мчащихся через Землю, достаточен, чтобы произвести только одно взаимодействие для 10 36 атомов-мишеней, и каждое взаимодействие производит только несколько фотонов или один трансмутированный атом. Наблюдение нейтринных взаимодействий требует большой массы детектора, а также чувствительной системы усиления.

Учитывая очень слабый сигнал, источники фонового шума необходимо уменьшить в максимально возможной степени. Детекторы должны быть защищены большой массой экрана, поэтому они должны быть сконструированы глубоко под землей или под водой. Они регистрируют восходящие мюоны во взаимодействиях мюонных нейтрино заряженного тока. Вверх, потому что никакая другая известная частица не может пересечь всю Землю. Детектор должен иметь глубину не менее 1 км, чтобы подавить мюоны, движущиеся вниз, и должен быть подвержен неснижаемому фону внеземных нейтрино, взаимодействующих в атмосфере Земли. Этот фон также обеспечивает стандартный источник калибровки. Источники радиоактивных изотопов также необходимо контролировать, поскольку они производят энергичные частицы при распаде.Детекторы состоят из массива фотоумножителей (ФЭУ), размещенных в прозрачных сферах давления, которые подвешены в большом объеме воды или льда. ФЭУ регистрируют время прихода и амплитудуЧеренковский свет, излучаемый мюонами или каскадами частиц. Затем траекторию обычно можно восстановить с помощью триангуляции, если для обнаружения событий используются не менее трех «цепочек».

Приложения [ править ]

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. [14] [15] Другие источники нейтрино, такие как нейтрино.выпущены сверхновыми- были обнаружены. Несколько нейтринных экспериментов сформировали Систему раннего предупреждения о сверхновых (SNEWS), где они ищут увеличение потока нейтрино, которое могло бы сигнализировать о событии сверхновой. [16] 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 сверхновых [ править ]

Семь нейтринных экспериментов (Super-K, LVD, IceCube, KamLAND, Borexino , Daya Bay и HALO) работают вместе как Система раннего предупреждения о сверхновых ( SNEWS ). [17] 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 [ править ]

Наше Солнце, как и другие звезды, питается ядерным синтезом в своем ядре. Ядро невероятно плотное, 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. [18]

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. [19]

Каждый шаг в процессе имеет разрешенный спектр энергии для нейтрино (или дискретную энергию для процессов захвата электронов). Наблюдая за потоком при разных энергиях, можно определить относительную скорость ядерных процессов на Солнце. Это пролило бы свет на свойства солнца, такие как металличность, которая представляет собой состав более тяжелых элементов. [19]

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). [18] В 2020 году они впервые обнаружили свидетельство наличия нейтрино CNO на нашем Солнце. Улучшение измерения CNO будет особенно полезно при определении металличности Солнца. [19]

Состав и структура Земли [ править ]

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. [20]

Borexino обнаружил эти геонейтрино в процессе . Образовавшийся позитрон немедленно аннигилирует с электроном и производит два гамма-кванта 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. [20]

Используя данные за 3200 дней, Borexino использовал геонейтрино, чтобы установить 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%. [21]

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. [22]

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 [ править ]

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. [23]

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. [23]

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. [24]

См. Также [ править ]

  • Список нейтринных экспериментов

Ссылки [ править ]

  1. ^ Cowan, CL, младший; Reines, F .; Харрисон, ФБ; Kruse, HW; Макгуайр, AD (1956). «Обнаружение свободного нейтрино: подтверждение». Наука . 124 (3124): 103–104. Bibcode : 1956Sci ... 124..103C . DOI : 10.1126 / science.124.3212.103 . PMID 17796274 . 
  2. ^ "Нобелевская премия по физике 1995" . Нобелевский фонд . Проверено 24 января 2013 .
  3. ^ Reines, F .; и другие. (1965). "Доказательства взаимодействия нейтрино космических лучей высоких энергий". Письма с физическим обзором . 15 (9): 429–433. Bibcode : 1965PhRvL..15..429R . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.15.429 .
  4. ^ Achar, CV; и другие. (1965). «Обнаружение мюонов, образованных нейтрино космических лучей глубоко под землей». Письма по физике . 18 (2): 196–199. Полномочный код : 1965ФЛ .... 18..196А . DOI : 10.1016 / 0031-9163 (65) 90712-2 .
  5. ^ Б с д е е Spiering, C. (2012). «К астрономии нейтрино высоких энергий». Европейский физический журнал H . 37 (3): 515–565. arXiv : 1207.4952 . Bibcode : 2012EPJH ... 37..515S . DOI : 10.1140 / epjh / e2012-30014-2 .
  6. ^ Дэвис, Р., младший; Хармер, Д.С. Хоффман, KC (1968). «Поиск нейтрино с Солнца». Письма с физическим обзором . 20 (21): 1205–1209. Полномочный код : 1968PhRvL..20.1205D . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.20.1205 .
  7. ^ "Нобелевская премия по физике 2002" . Нобелевский фонд . Проверено 24 января 2013 .
  8. Перейти ↑ Markov, MA (1960). Сударшан, ЭКГ; Тинлот, JH; Мелиссинос, AC (ред.). О физике нейтрино высоких энергий . Рочестерский университет . п. 578.
  9. ^ Б с д е е Katz, UF; Спиринг, К. (2011). "Астрофизика нейтрино высоких энергий: состояние и перспективы". Прогресс в физике элементарных частиц и ядерной физике . 67 (3): 651–704. arXiv : 1111.0507 . Bibcode : 2012PrPNP..67..651K . DOI : 10.1016 / j.ppnp.2011.12.001 .
  10. ^ Ашихмин, В.В.; Еникеев, Р.И.; Покропивный, А.В. Ряжская, О.Г .; Рясный, ВГ (2013). «Поиск нейтринного излучения коллапсирующих звезд с помощью артемовского сцинтилляционного детектора». Вестник Российской академии наук: Физика . 77 (11): 1333–1335. DOI : 10.3103 / S1062873813110051 .
  11. ^ Overbye, Dennis (12 июля 2018). «Он пришел из черной дыры и приземлился в Антарктиде - впервые астрономы проследили за космическими нейтрино в огнедышащем сердце сверхмассивного блазара» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 13 июля 2018 .
  12. ^ «Нейтрино, обрушившаяся Антарктида восходит к галактике 3,7 млрд световых лет от Земли » . Хранитель . 12 июля 2018 . Проверено 12 июля 2018 .
  13. ^ "Источник космической частицы-призрака обнаружен" . BBC . 12 июля 2018 . Проверено 12 июля 2018 .
  14. ^ Дэвис, Джонатан Х. (2016-11-15). «Проекции для измерения размеров ядра Солнца с рассеянием нейтрино-электронов». Письма с физическим обзором . 117 (21): 211101. arXiv : 1606.02558 . Bibcode : 2016PhRvL.117u1101D . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.117.211101 . PMID 27911522 . 
  15. ^ Гельмини, Великобритания; Кусенко, А .; Вейлер, Т.Дж. (18 мая 2010 г.). «Глазами нейтрино: призрачные частицы становятся астрономическими инструментами» . Scientific American . DOI : 10.1038 / Scientificamerican0510-38 . Проверено 28 ноября 2013 .
  16. ^ Вигорито, C; Рабочая группа SNEWS (10.08.2011). «SNEWS - Система раннего предупреждения о сверхновых» . Журнал физики: Серия конференций . 309 : 012026. дои : 10,1088 / 1742-6596 / 309/1/ 012026 . ISSN 1742-6596 . 
  17. ^ "Что такое SNEWS?" . snews.bnl.gov . Проверено 18 марта 2021 .
  18. ^ a b Коллаборация Borexino (октябрь 2018 г.). «Комплексное измерение pp-цепных солнечных нейтрино» . Природа . 562 (7728): 505–510. DOI : 10.1038 / s41586-018-0624-у . ISSN 0028-0836 . 
  19. ^ a b c Сотрудничество Borexino (26 ноября 2020 г.). «Экспериментальные доказательства нейтрино, произведенных в цикле синтеза CNO на Солнце» . Природа . 587 (7835): 577–582. DOI : 10.1038 / s41586-020-2934-0 . ISSN 0028-0836 . 
  20. ^ а б «Наблюдение геонейтрино» . Физика Письма Б . 687 (4–5): 299–304. 2010-04-19. DOI : 10.1016 / j.physletb.2010.03.051 . ISSN 0370-2693 . 
  21. ^ Сотрудничество Borexino; Agostini, M .; Altenmüller, K .; Appel, S .; Атрощенко, В .; Багдасарян, З .; Basilico, D .; Bellini, G .; Benziger, J .; Bick, D .; Бонфини, Г. (21 января 2020 г.). «Комплексный анализ геонейтрино с помощью Borexino» . Physical Review D . 101 (1): 012009. DOI : 10,1103 / PhysRevD.101.012009 .
  22. ^ Донини, Андреа; Паломарес-Руис, Серхио; Сальвадо, Жорди (январь 2019 г.). «Нейтринная томография Земли» . Физика природы . 15 (1): 37–40. arXiv : 1803.05901 . DOI : 10.1038 / s41567-018-0319-1 . ISSN 1745-2481 . 
  23. ^ a b Сотрудничество с IceCube; Aartsen, M. G .; Ackermann, M .; Adams, J .; Агилар, Дж. А .; Ahlers, M .; Аренс, М .; Altmann, D .; Андерсон, Т .; Arguelles, C .; Арлен, Т. К. (02.09.2014). «Наблюдение астрофизических нейтрино высоких энергий за три года данных IceCube» . Письма с физическим обзором . 113 (10): 101101. дои : 10,1103 / PhysRevLett.113.101101 .
  24. ^ Сотрудничество IceCube; Ферми-ЛАТ; МАГИЯ; ГИБКИЙ; ASAS-SN; HAWC; HESS; ИНТЕГРАЛ; Каната; Кисо; Каптейн (13.07.2018). "Многоканальные наблюдения за вспыхивающим блазаром, совпадающим с высокоэнергетическим нейтрино IceCube-170922A" . Наука . 361 (6398): eaat1378. DOI : 10.1126 / science.aat1378 . ISSN 0036-8075 . 

Внешние ссылки [ править ]

  • СМИ, связанные с астрономией нейтрино на Викискладе?