Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Төмен массалы жұлдыздық бөлшектерді бақылау
Observing low mass stellar particles
Нейтрино астрономиясы – астрономияның, арнайы Жердегі обсерваториялардағы нейтрино детекторларының көмегімен астрономиялық объектілерден шығатын нейтриноларды бақылап, зерттеу арқылы ақпарат жинақтайтын саласы. Бұл – астрофизиканың дамып келе жатқан саласы, ғаламдағы жоғары энергиялы және бейтарап процестер туралы түсінік береді. Нейтринолар – дерлік массасыз және электрлік жағынан бейтарап немесе зарядсыз элементар бөлшектер. Олар белгілі бір типтегі радиоактивті ыдыраудың нәтижесінде, мысалы, Күнде немесе жоғары энергиялы астрофизикалық құбылыстарда, ядролық реакторларда немесе атмосферадағы атомдарға ғарыштық сәулелердің тиюінен туындайтын ядролық реакциялардың нәтижесінде пайда болады. Нейтринолар материямен сирек әрекеттеседі (тек әлсіз ядролық күш арқылы), жарық жылдамдығына жуық тік сызықтармен қозғалады, едәуір сіңірілмей немесе магнит өрістерімен бұрылмай, материяның үлкен массасынан өтеді. Фотондардан айырмашылығы, нейтринолар траекториясы бойында сирек шашырайды. Бірақ фотондар сияқты, нейтринолар да ғаламдағы ең көп таралған бөлшектердің бірі. Осы себепті нейтринолар оптикалық телескоптарға қол жетімді емес процестерді, мысалы, Күннің ядросындағы реакцияларды бақылауға бірегей мүмкіндік береді. Күннің ядросында пайда болатын нейтринолар аз мөлшерде ғана сіңіріледі, сондықтан олардың көп бөлігі Күннен қашып, Жерге жетеді. Нейтринолар зарядталған бөлшектік ғарыш сәулелерімен салыстырғанда, бағыттаудың өте күшті дәлдігін ұсынады. Нейтриноларды олардың аз әрекеттесетін табиғатынан анықтау өте қиын. Нейтриноны анықтау үшін ғалымдар детекторларды ғарыштық сәулелерден қорғауы керек, олар жүздеген метр тау жынысына еніп өте алады. Нейтринолар, керісінше, сіңірілмей, бүкіл планетадан өте алады, «көлеңке бөлшектер» сияқты. Сондықтан нейтрино детекторлары жүздеген метр тереңдікте, әдетте, шахталардың түбінде орналасады. Онда хлорға бай ерітінді сияқты нейтриноны анықтауға арналған сұйықтық орналастырылады; нейтринолар хлор изотопымен әрекеттесіп, радиоактивті аргонды құрауы мүмкін. Галлийді германийге айналдыру әдісі де қолданылған. 2010 жылы Оңтүстік полюсте салынған IceCube Neutrino Observatory – ең ірі нейтрино детекторы, ол мыңдаған оптикалық сенсорлардан тұрады, олар бір текше километр тереңдіктегі, өте мөлдір мұздың астында 500 метр тереңдікте орналасқан. Ол бір ғана нейтрино атомның ішінде протон немесе нейтронмен соқтығысқанда пайда болатын зарядталған бөлшектер шығаратын жарықты анықтайды. Нәтижесінде пайда болатын ядролық реакция жоғары жылдамдықпен қозғалатын екіншілік бөлшектерді тудырады, олар көк түсті сәуле шығарады, ол Черенков сәулесі деп аталады. Жапониядағы Super Kamiokande және Жерорта теңізіндегі ANTARES және KM3NeT – басқа да маңызды нейтрино детекторлары. Нейтринолардың әрекеттесуі нашар болғандықтан, нейтрино детекторларының үлкен нысаналық массалары болуы керек (көбінесе мыңдаған тонна). Детекторлар сонымен қатар, фондық сигналдарды жою үшін қорғаныш және тиімді бағдарламалық жасақтаманы қолдануы керек. Нейтриноларды анықтау өте қиын болғандықтан, осы әдіспен зерттелген жалғыз денелер – Күн және 1987 жылы жарылған SN1987A суперновасы. Ғалымдар супернова жарылыстары нейтринолардың күшті ағынын тудырады деп болжаған, және осындай ағын 1987А суперновасынан анықталды. Болашақта нейтрино астрономиясы ғаламның басқа да аспектілерін ашуға үміттендіреді, соның ішінде гравитациялық толқындардың сәйкес келуін, гамма сәулелерінің жарылыстарын, ғаламдық нейтрино фонын, ультра жоғары энергиялы нейтринолардың шығу тегін, нейтринолардың қасиеттерін (мысалы, нейтрино массасының иерархиясын), қара материяның қасиеттерін және т.б. Ол көп хабаршылы астрономияның ажырамас бөлігіне айналады, гравитациялық астрономия мен дәстүрлі телескопиялық астрономияны толықтырады.
Neutrino astronomy is the branch of astronomy that gathers information about astronomical objects by observing and studying neutrinos emitted by them with the help of neutrino detectors in special Earth observatories. It is an emerging field in astroparticle physics providing insights into the high energy and non thermal processes in the universe. Neutrinos are nearly massless and electrically neutral or chargeless elementary particles. They are created as a result of certain types of radioactive decay, nuclear reactions such as those that take place in the Sun or high energy astrophysical phenomena, in nuclear reactors, or when cosmic rays hit atoms in the atmosphere. Neutrinos rarely interact with matter (only via the weak nuclear force), travel at nearly the speed of light in straight lines, pass through large amounts of matter without any notable absorption or without being deflected by magnetic fields. Unlike photons, neutrinos rarely scatter along their trajectory. But like photons, neutrinos are some of the most common particles in the universe. Because of this, neutrinos offer a unique opportunity to observe processes that are inaccessible to optical telescopes, such as reactions in the Sun's core. Neutrinos that are created in the Sun’s core are barely absorbed, so a large quantity of them escape from the Sun and reach the Earth. Neutrinos can also offer a very strong pointing direction compared to charged particle cosmic rays. Neutrinos are very hard to detect due to their non interactive nature. In order to detect neutrinos, scientists have to shield the detectors from cosmic rays, which can penetrate hundreds of meters of rock. Neutrinos, on the other hand, can go through the entire planet without being absorbed, like "ghost particles". That's why neutrino detectors are placed many hundreds of meter underground, usually at the bottom of mines. There a neutrino detection liquid such as a Chlorine rich solution is placed; the neutrinos react with a Chlorine isotope and can create radioactive Argon. Gallium to Germanium conversion has also been used. The IceCube Neutrino Observatory built in 2010 in the south pole is the biggest neutrino detector, consisting of thousands of optical sensors buried 500 meters underneath a cubic kilometer of deep, ultra transparent ice, detects light emitted by charged particles that are produced when a single neutrino collides with a proton or neutron inside an atom. The resulting nuclear reaction produces secondary particles traveling at high speeds that give off a blue light called Cherenkov radiation. Super Kamiokande in Japan and ANTARES and KM3NeT in the Mediterranean are some other important neutrino detectors. Since neutrinos interact weakly, neutrino detectors must have large target masses (often thousands of tons). The detectors also must use shielding and effective software to remove background signal. Since neutrinos are very difficult to detect, the only bodies that have been studied in this way are the sun and the supernova SN1987A, which exploded in 1987. Scientist predicted that supernova explosions would produce bursts of neutrinos, and a similar burst was actually detected from Supernova 1987A. In the future neutrino astronomy promises to discover other aspects of the universe, including coincidental gravitational waves, gamma ray bursts, the cosmic neutrino background, origins of ultra high energy neutrinos, neutrino properties (such as neutrino mass hierarchy), dark matter properties, etc. It will become an integral part of multi messenger astronomy, complementing gravitational astronomy and traditional telescopic astronomy.
Тарих
Нейтринолар алғаш рет 1956 жылы Клайд Коуэн мен Фредерик Рейнз жақын жердегі ядролық реакторды нейтрино көзі ретінде қолданған тәжірибеде тіркелді. Олардың бұл жаңалығы 1995 жылы физика саласындағы Нобель сыйлығымен марапатталды. Осыдан кейін 1965 жылы екі топ шамамен бір уақытта атмосфералық нейтриноны алғаш рет анықтады. Біріншісі – Фредерик Рейнс басқарған топ, ол Case Witwatersrand Irvine немесе CWI детекторын Оңтүстік Африкадағы Шығыс Рэнд алтын кенішінде 8,8 км тереңдікте пайдаланды. Екіншісі – Бомбей-Осака-Дурхам ынтымақтастығы, ол Үндістанның Колар алтын кенішінде 7,5 км теңдей су тереңдігінде жұмыс істеді. KGF тобы Рейнс CWI-ден екі ай кейін нейтрино кандидаттарын анықтаса да, олардың нәтижелері екі апта бұрын жарияланғандықтан, оларға ресми басымдық берілді. 1968 жылы Реймонд Дэвис-младший және Джон Н. Бахалл Homestake тәжірибесінде алғашқы күн нейтриноларын табысты анықтады. Дэвис пен жапон физигі Масатоси Кошиба 2002 жылғы Нобель сыйлығының жартысын "астрофизикаға қосқан үлкен үлесі үшін, әсіресе ғарыш нейтриноларын анықтағаны үшін" (ал қалған жартысы Риккардо Дьякониге ғарыш рентген сәулелерінің көздерін ашуға әкелген тиісті жаңалықтары үшін) алды. Нейтриноны теңіз астында зерттейтін телескоптардың бірінші буыны 1960 жылы Моисей Марковтың "көлдің немесе теңіздің тереңіне детекторларды орнату және Черенков сәулеленуінің көмегімен зарядталған бөлшектердің орналасқан жерін анықтау" деген ұсынысымен басталды. Су астындағы алғашқы нейтрино телескопы DUMAND жобасы ретінде іске қосылды. DUMAND – Deep Underwater Muon and Neutrino Detector (терең су асты мюон және нейтрино детекторы) деген сөздердің аббревиатурасы. Жоба 1976 жылы басталды, бірақ 1995 жылы тоқтатылды. Дегенмен, ол келесі онжылдықтарда көптеген телескоптардың дамуына ықпал етті. AMANDA (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array – Антарктикалық мюон және нейтриноны анықтаушы массив) Оңтүстік полюстегі 3 км қалыңдықтағы мұз қабатын пайдаланды және Амундсен-Скотт стансасынан бірнеше жүз метр қашықтықта орналасқан. Диаметрі 60 см болатын тесіктер ыстық судың қысымымен бұрғыланды, содан кейін су қайта қатып қалғанға дейін оптикалық модульдері бар тізбектер орналастырылды. Тереңдік, ауа көпіршіктеріндегі жарықтың шашырауына байланысты траекторияны анықтау үшін жеткіліксіз болып шықты. 1995/96 жылдары 4 тізбектен тұратын екінші топ 2000 м тереңдікке қосылды, бұл траекторияны анықтау үшін жеткілікті болды. AMANDA массиві кейіннен 2000 жылдың қаңтарына дейін жаңартылды, ол 19 тізбектен және 1500 м мен 2000 м аралығындағы тереңдікте орналасқан 667 оптикалық модулден тұрды. AMANDA 2005 жылы IceCube-тің алдағы үлгісіне айналды.
Neutrinos were first recorded in 1956 by Clyde Cowan and Frederick Reines in an experiment employing a nearby nuclear reactor as a neutrino source. Their discovery was acknowledged with a Nobel Prize for physics in 1995. This was followed by the first atmospheric neutrino detection in 1965 by two groups almost simultaneously. One was led by Frederick Reines who operated a liquid scintillator the Case Witwatersrand Irvine or CWI detector in the East Rand gold mine in South Africa at an 8.8 km water depth equivalent. The other was a Bombay Osaka Durham collaboration that operated in the Indian Kolar Gold Field mine at an equivalent water depth of 7.5 km. Although the KGF group detected neutrino candidates two months later than Reines CWI, they were given formal priority due to publishing their findings two weeks earlier. In 1968, Raymond Davis, Jr. and John N. Bahcall successfully detected the first solar neutrinos in the Homestake experiment. Davis, along with Japanese physicist Masatoshi Koshiba were jointly awarded half of the 2002 Nobel Prize in Physics "for pioneering contributions to astrophysics, in particular for the detection of cosmic neutrinos (the other half went to Riccardo Giacconi for corresponding pioneering contributions which have led to the discovery of cosmic X ray sources)." The first generation of undersea neutrino telescope projects began with the proposal by Moisey Markov in 1960 " to install detectors deep in a lake or a sea and to determine the location of charged particles with the help of Cherenkov radiation." The first underwater neutrino telescope began as the DUMAND project. DUMAND stands for Deep Underwater Muon and Neutrino Detector. The project began in 1976 and although it was eventually cancelled in 1995, it acted as a precursor to many of the following telescopes in the following decades. AMANDA (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array) used the 3 km thick ice layer at the South Pole and was located several hundred meters from the Amundsen Scott station. Holes 60 cm in diameter were drilled with pressurized hot water in which strings with optical modules were deployed before the water refroze. The depth proved to be insufficient to be able to reconstruct the trajectory due to the scattering of light on air bubbles. A second group of 4 strings were added in 1995/96 to a depth of about 2000 m that was sufficient for track reconstruction. The AMANDA array was subsequently upgraded until January 2000 when it consisted of 19 strings with a total of 667 optical modules at a depth range between 1500 m and 2000 m. AMANDA would eventually be the predecessor to IceCube in 2005.
21 ғасыр
DUMAND құлдырағаннан кейін қатысушы топтар Жерорта теңізіндегі терең теңіз опцияларын зерттеу үшін үш бағытқа бөлінді. ANTARES Францияның Жерорта теңізі жағалауындағы Тулон аймағында теңіз түбіне бекітілді. Ол 12 тізбектен тұрады, әрқайсысы үш оптикалық модуль, электрондық контейнер және калибрлеу құрылғыларымен жабдықталған 25 "деңгейден" құралған, максималды тереңдігі 2475 метрге жетеді. KM3NeT және GVD екеуі де құрылысының кем дегенде бір бөлігін аяқтады және олар IceCube-пен бірге жаһандық нейтрино обсерваториясын құрайды деп күтілуде. 2022 жылдың қарашасында IceCube ынтымақтастығы ғарыш сәулелерінің шығу тегін анықтауға қатысты маңызды прогреске қол жеткізді, жақын орналасқан M77 галактикасынан шыққан 1 ТэВ-тан жоғары энергиясы бар 79 нейтриноның байқалғанын хабарлады. Бұл мәліметтер белгілі нысанда галактиканың белсенді ядросын зерттеуге көмектеседі деп күтілуде, сондай-ақ болашақ байқаулар үшін база болып табылады. 2023 жылдың маусым айында астрономдар Сүт Жолы галактикасының галактикалық жазықтығынан нейтринолардың шығарылуын алғаш рет анықтау үшін жаңа әдіс қолданғанын хабарлады.
After the decline of DUMAND the participating groups split into three branches to explore deep sea options in the Mediterranean Sea. ANTARES was anchored to the sea floor in the region off Toulon at the French Mediterranean coast. It consists of 12 strings, each carrying 25 "storeys" equipped with three optical modules, an electronic container, and calibration devices down to a maximum depth of 2475 m. Both KM3NeT and GVD have completed at least part of their construction and it is expected that these two along with IceCube will form a global neutrino observatory. In November 2022, the IceCube collaboration made another significant progress towards identifying the origin of cosmic rays, reporting the observation of 79 neutrinos with an energy over 1 TeV originated from the nearby galaxy M77. These findings in a well known object are expected to help study the active nucleus of this galaxy, as well as serving as a baseline for future observations. In June 2023, astronomers reported using a new technique to detect, for the first time, the release of neutrinos from the galactic plane of the Milky Way galaxy.
Анықтау әдістері
Нейтринолар материямен өте сирек әрекеттеседі, сондықтан нейтринолардың басым көпшілігі детектор арқылы өтіп, ешқандай әрекеттеспейді. Егер нейтрино әрекеттессе, ол бір рет ғана болады. Сондықтан, нейтрино астрономиясын жүргізу үшін жеткілікті статистика алу үшін үлкен детекторларды пайдалану қажет. Нейтриноны анықтау әдісі нейтриноның энергиясы мен түріне байланысты. Мысалы, антиэлектронды нейтринолар детектордағы ядромен кері бета-ыдырау арқылы әрекеттесіп, позитрон мен нейтрон тудырады. Позитрон бірден электронмен жойылғанда екі 511 кэВ фотон шығарады. Нейтрон басқа ядроға бірігіп, бірнеше МэВ энергиясы бар гамма-сәуле шығарады. Жалпы алғанда, нейтринолар нейтралды және зарядталған токтар арқылы әрекеттесе алады. Нейтралды ток әрекеттесулерінде нейтрино ядромен немесе электронмен әрекеттеседі, ал нейтрино бастапқы дәмін сақтайды. Зарядталған ток әрекеттесулерінде нейтрино ядромен сіңіріліп, нейтрино дәміне сәйкес келетін лептон тудырады (\nu_{e} → e^{-}, \nu_{μ} → μ^{-}, т.б.). Егер зарядталған бөлшектер жеткілікті жылдамдықпен қозғалса, олар Черенков сәулесін тудырады. Нейтрино әрекеттесуін бақылау үшін детекторлар жеке фотондарды анықтау үшін фотокөбейткіштерді (ФКТ) қолданады. Фотондардың уақытын өлшеу арқылы нейтрино әрекеттесуінің уақыты мен орнын анықтауға болады. Уақыт, орын және мүмкін бағытпен қатар, нейтриноның энергиясын әрекеттесу нәтижелерінен есептеуге болады. Шығарылған фотондардың саны нейтрино энергиясына байланысты, ал нейтрино энергиясы күн және геонейтрино ағындарын өлшеу үшін маңызды.
Neutrinos interact incredibly rarely with matter, so the vast majority of neutrinos will pass through a detector without interacting. If a neutrino does interact, it will only do so once. Therefore, to perform neutrino astronomy, large detectors must be used to obtain enough statistics. The method of neutrino detection depends on the energy and type of the neutrino. A famous example is that anti electron neutrinos can interact with a nucleus in the detector by inverse beta decay and produce a positron and a neutron. The positron immediately will annihilate with an electron, producing two 511keV photons. The neutron will attach to another nucleus and give off a gamma with an energy of a few MeV. In general, neutrinos can interact through neutral current and charged current interactions. In neutral current interactions, the neutrino interacts with a nucleus or electron and the neutrino retains its original flavor. In charged current interactions, the neutrino is absorbed by the nucleus and produces a lepton corresponding to the neutrino's flavor (\nu {e} > e^ ,\nu {\mu} > \mu^{ }, etc.). If the charged resultants are moving fast enough, they can create Cherenkov light. To observe neutrino interactions, detectors use photomultiplier tubes (PMTs) to detect individual photons. From the timing of the photons, it is possible to determine the time and place of the neutrino interaction. Along with time, position, and possibly direction, it's possible to infer the energy of the neutrino from the interactions. The number of photons emitted is related to the neutrino energy, and neutrino energy is important for measuring the fluxes from solar and geo neutrinos.
Қолданбалар
Күн сияқты астрономиялық денелерді жарық арқылы зерттегенде, объектінің тек бетін ғана тікелей байқауға болады. Жұлдыздың ядросында туындаған кез келген жарық, жұлдыздың сыртқы қабаттарындағы газ бөлшектерімен әрекеттесіп, бетке жетуіне жүздеген мың жылдар қажет етеді, сондықтан ядроны тікелей байқау мүмкін емес. Нейтринолар жұлдыздардың ядроларында да пайда болады (жұлдыздық синтез нәтижесінде), сондықтан ядроны нейтрино астрономиясы арқылы байқауға болады. Суперновалардың шығарған нейтринолары сияқты нейтринолардың басқа да көздері анықталған. Бірнеше нейтрино эксперименттері Супернованың ерте ескерту жүйесін (SNEWS) құрды, олар супернова оқиғасын хабарлайтын нейтрино ағынының күшеюін іздейді. Қазіргі уақытта белсенді галактикалық ядролар (AGN), гамма-сәулелік жарлыстар және жұлдыздық жарылыс галактикалары сияқты басқа да көздерден нейтриноларды анықтау жоспарлануда. Нейтрино астрономиясы қара материяны жанама түрде анықтауға да мүмкіндік береді.
When astronomical bodies, such as the Sun, are studied using light, only the surface of the object can be directly observed. Any light produced in the core of a star will interact with gas particles in the outer layers of the star, taking hundreds of thousands of years to make it to the surface, making it impossible to observe the core directly. Since neutrinos are also created in the cores of stars (as a result of stellar fusion), the core can be observed using neutrino astronomy. Other sources of neutrinos such as neutrinos released by supernovae have been detected. Several neutrino experiments have formed the Supernova Early Warning System (SNEWS), where they search for an increase of neutrino flux that could signal a supernova event. There are currently goals to detect neutrinos from other sources, such as active galactic nuclei (AGN), as well as gamma ray bursts and starburst galaxies. Neutrino astronomy may also indirectly detect dark matter.
Супернова туралы ескерту
Жеті нейтрино эксперименті (Super K, LVD, IceCube, KamLAND, Borexino, Daya Bay және HALO) бірлесіп супернованың ерте ескерту жүйесі (SNEWS) ретінде жұмыс істейді. Жұлдыздың ядросының күйреуінен туындаған суперновада шығарылатын энергияның 99 пайызы нейтринолар түрінде болады. Фотондар тығыз супернованың ішінде сағаттап қалып қоюы мүмкін, ал нейтринолар секундтар ішінде одан босап шыға алады. Нейтринолар шамамен жарық жылдамдығымен қозғалғандықтан, олар фотондардан бұрын Жерге жетеді. Егер SNEWS детекторларының екеуі немесе одан да көп бөлігі нейтрино ағынының күшеюін бірдей тіркесе, кәсіби және әуесқой астрономдарға супернова жарқылығын іздеу туралы ескерту жіберіледі. Детекторлар арасындағы қашықтық пен тіркеу уақытының айырмасын пайдаланып, ескертуде супернованың аспандағы орналасқан жерінің бағыты да көрсетілуі мүмкін.
Seven neutrino experiments (Super K, LVD, IceCube, KamLAND, Borexino, Daya Bay, and HALO) work together as the Supernova Early Warning System (SNEWS). In a core collapse supernova, ninety nine percent of the energy released will be in neutrinos. While photons can be trapped in the dense supernova for hours, neutrinos are able to escape on the order of seconds. Since neutrinos travel at roughly the speed of light, they can reach Earth before photons do. If two or more of SNEWS detectors observe a coincidence of an increased flux of neutrinos, an alert is sent to professional and amateur astronomers to be on the lookout for supernova light. By using the distance between detectors and the time difference between detections, the alert can also include directionality as to the supernova's location in the sky.
Жұлдыздық процестер
Күн, басқа жұлдыздар сияқты, өз ядросындағы ядролық синтез арқылы қуат алады. Ядро өте үлкен, сондықтан ядрода пайда болатын фотондардың сыртқа таралуына көп уақыт кетеді. Сондықтан, нейтринолар – Күндегі ядролық процестер туралы нақты уақыт деректерін алудың жалғыз жолы. Жұлдыздық ядролық синтездің екі негізгі процесі бар. Біріншісі – протон-протон (ПП) тізбегі, онда протондар гелийге бірігіп, кейде уақытша литий, бериллий және бор сияқты ауыр элементтерді жасайды. Екіншісі – CNO циклі, онда көміртек, азот және оттегі протондармен бірігіп, содан кейін альфа-ыдырауға (гелий ядросының шығарылуына) ұшырап, цикл қайта басталады. ПП тізбегі Күндегі басты процесс, ал CNO циклі Күннен ауыр жұлдыздарда басым. Borexino бұл геонейтриноларды \bar{\nu}+p^+\longrightarrow e^+ {+n} процесі арқылы анықтады. Нәтижесінде пайда болған позитрон бірден электронмен жойылсып, әрқайсысы 511 кэВ энергиясы бар (электронның тыныш массасы) екі гамма-сәулесін тудырады. Нейтрон кейін басқа ядроға сіңіріліп, ядроның деңгейден төмен түсуі нәтижесінде 2,22 МэВ гамма-сәулесін шығарады. Бұл процесс орташа есеппен 256 микросекундқа созылады. Осы гамма-сәулелерінің уақыт және кеңістік бойынша сәйкес келуін іздеу арқылы тәжірибешілер оқиға болғанына көз жеткізе алады. 2018 жылы бір жылдық IceCube деректері нейтрино томографиясын жүргізу үшін зерделенді. Талдау Жерден өткеннен кейін нейтриноның энергиясын және бағытын анықтайтын, жоғары қарай қозғалатын мюондарды зерттеді. Деректерге сәйкес, тұрақты тығыздығы бар бес қабаттан тұратын Жер моделі құрылды, ал нәтижесінде алынған тығыздық сейсмикалық деректермен сәйкес келді. Жердің жалпы массасы, ядроның массасы және инерция моменты үшін анықталған мәндер сейсмикалық және гравитациялық деректерден алынған мәндермен келіседі. Қазіргі деректер бойынша бұл мәндердегі қателіктер әлі де жоғары, бірақ IceCube және KM3NeT-тен болашақ деректер бұл деректерге қатаң шектеулер қояды.
The Sun, like other stars, is powered by nuclear fusion in its core. The core is incredibly large, meaning that photons produced in the core will take a long time to diffuse outward. Therefore, neutrinos are the only way that we can obtain real time data about the nuclear processes in the Sun. There are two main processes for stellar nuclear fusion. The first is the Proton Proton (PP) chain, in which protons are fused together into helium, sometimes temporarily creating the heavier elements of lithium, beryllium, and boron along the way. The second is the CNO cycle, in which carbon, nitrogen, and oxygen are fused with protons, and then undergo alpha decay (helium nucleus emission) to begin the cycle again. The PP chain is the primary process in the Sun, while the CNO cycle is more dominant in stars more massive than the Sun. Borexino has detected these geo neutrinos through the process \bar{\nu}+p^+\longrightarrow e^+ {+n}. The resulting positron will immediately annihilate with an electron and produce two gamma rays each with an energy of 511keV (the rest mass of an electron). The neutron will later be captured by another nucleus, which will lead to a 2.22MeV gamma ray as the nucleus de excites. This process on average takes on the order of 256 microseconds. By searching for time and spatial coincidence of these gamma rays, the experimenters can be certain there was an event. In 2018, one year worth of IceCube data was evaluated to perform neutrino tomography. The analysis studied upward going muons, which provide both the energy and directionality of the neutrinos after passing through the Earth. A model of Earth with five layers of constant density was fit to the data, and the resulting density agreed with seismic data. The values determined for the total mass of Earth, the mass of the core, and the moment of inertia all agree with the data obtained from seismic and gravitational data. With the current data, the uncertainties on these values are still large, but future data from IceCube and KM3NeT will place tighter restrictions on this data.
Жоғары энергиялы астрофизикалық оқиғалар
Нейтринолар бастапқы ғарыштық сәулелер (астрофизикалық нейтринолар) немесе ғарыштық сәулелердің өзара әрекеттесуінен туындауы мүмкін. Екінші жағдайда, бастапқы ғарыштық сәуле атмосферада пиондар мен каондарды жасайды. Бұл адрондар ыдырағанда нейтринолар (атмосфералық нейтринолар деп аталады) пайда болады. Төмен энергияда атмосфералық нейтринолардың ағыны астрофизикалық нейтринолардан әлдеқайда артық. Жоғары энергияда пиондар мен каондардың өмір сүру мерзімі ұзарады (релятивистік уақыттың созылуының арқасында). Адрондар енді ыдыраудан бұрын өзара әрекеттесуі мүмкін. Осы себепті, жоғары энергияда (~100ТэВ) астрофизикалық нейтрино ағыны басым болады. Жоғары энергиялы нысандардың нейтрино астрономиясын жүргізу үшін эксперименттер ең жоғары энергиялы нейтриноларға сенеді. Алшақ нысандарды зерттеу үшін жоғары бұрыштық ажыратымдылық қажет. Нейтринолар электрлік түрде бейтарап және әлсіз өзара әрекеттеседі, сондықтан олар көбінесе бұзылмайтын түзу сызықтармен қозғалады. Егер нейтрино детектор ішінде өзара әрекеттесіп, мюон тудырса, мюон байқалатын із жасайды. Жоғары энергияда нейтрино бағыты мен мюон бағыты тығыз байланысты, сондықтан кіріп келген нейтриноның бағытын анықтауға болады. Бұл жоғары энергиялы нейтринолар – энергетикалық астрофизикалық процестер арқылы туындаған бірінші немесе екіншілік ғарыштық сәулелер. Нейтриноларды бақылау электромагниттік сәулелену арқылы байқалатыннан гөрі осы процестер туралы терең түсінік бере алады. Алшақ блязардан анықталған нейтрино жағдайында, кеңістіктік сәйкестілікті көрсету үшін көп толқынды астрономия қолданылды, бұл блязардың көзі екенін растады. Болашақта нейтринолар электромагниттік және гравитациялық байқауларды толықтыру үшін қолданылуы мүмкін, нәтижесінде көп хабаршы астрономия пайда болады.
Neutrinos can either be primary cosmic rays (astrophysical neutrinos), or be produced from cosmic ray interactions. In the latter case, the primary cosmic ray will produce pions and kaons in the atmosphere. As these hadrons decay, they produce neutrinos (called atmospheric neutrinos). At low energies, the flux of atmospheric neutrinos is many times greater than astrophysical neutrinos. At high energies, the pions and kaons have a longer lifetime (due to relativistic time dilation). The hadrons are now more likely to interact before they decay. Because of this, the astrophysical neutrino flux will dominate at high energies (~100TeV). To perform neutrino astronomy of high energy objects, experiments rely on the highest energy neutrinos. To perform astronomy of distant objects, a strong angular resolution is required. Neutrinos are electrically neutral and interact weakly, so they travel mostly unperturbed in straight lines. If the neutrino interacts within a detector and produces a muon, the muon will produce an observable track. At high energies, the neutrino direction and muon direction are closely correlated, so it is possible to trace back the direction of the incoming neutrino. These high energy neutrinos are either the primary or secondary cosmic rays produced by energetic astrophysical processes. Observing neutrinos could provide insights into these processes beyond what is observable with electromagnetic radiation. In the case of the neutrino detected from a distant blazar, multi wavelength astronomy was used to show spatial coincidence, confirming the blazar as the source. In the future, neutrinos could be used to supplement electromagnetic and gravitational observations, leading to multi messenger astronomy.