Нейтринная астрономия: наблюдая за призрачными частицами Вселенной.

Введение

Наблюдение за частицами звезд малой массы

Нейтриноастрономия – это раздел астрономии, который собирает информацию об астрономических объектах, наблюдая и изучая нейтрино, испускаемые ими, с помощью детекторов нейтрино в специальных наземных обсерваториях. Это развивающаяся область в астрочастичной физике, предоставляющая понимание высокоэнергетических и нетепловых процессов во Вселенной. Нейтрино – это почти безмассовые и электрически нейтральные элементарные частицы. Они образуются в результате определенных типов радиоактивного распада, ядерных реакций, таких как те, что происходят в Солнце, или высокоэнергетических астрофизических явлений, в ядерных реакторах, либо при столкновении космических лучей с атомами в атмосфере. Нейтрино редко взаимодействуют с материей (только посредством слабого ядерного взаимодействия), движутся почти со скоростью света по прямой линии, проходят через большие объемы вещества, практически не поглощаясь и не отклоняясь магнитными полями. В отличие от фотонов, нейтрино редко рассеиваются на своем пути. Однако, как и фотоны, нейтрино – одни из самых распространенных частиц во Вселенной. Благодаря этому нейтрино предоставляют уникальную возможность наблюдать процессы, недоступные для оптических телескопов, например, реакции в ядре Солнца. Нейтрино, рожденные в ядре Солнца, слабо поглощаются, поэтому значительное их количество покидает Солнце и достигает Земли. Нейтрино также обеспечивают более точное определение направления источника по сравнению с заряженными частицами космических лучей. Обнаружение нейтрино затруднено из-за их слабого взаимодействия с материей. Для регистрации нейтрино ученым необходимо экранировать детекторы от космических лучей, способных проникать вглубь горных пород на сотни метров. Нейтрино, напротив, могут проходить сквозь всю планету, не поглощаясь, подобно «частицам-призракам». Поэтому детекторы нейтрино размещают на глубине сотен метров под землей, как правило, на дне шахт. Там располагается жидкость для детектирования нейтрино, например, раствор, обогащенный хлором, где нейтрино взаимодействуют с изотопом хлора, образуя радиоактивный аргон. Также используется преобразование галлия в германий. Нейтринная обсерватория IceCube, построенная в 2010 году на Южном полюсе, является крупнейшим детектором нейтрино, состоящим из тысяч оптических датчиков, погруженных на глубину 500 метров под кубическим километром глубокого, ультрапрозрачного льда. Она регистрирует свет, испускаемый заряженными частицами, возникающими при столкновении нейтрино с протоном или нейтроном внутри атома. В результате ядерной реакции образуются вторичные частицы, движущиеся с высокой скоростью и излучающие синий свет, называемый излучением Черенкова. Super-Kamiokande в Японии, а также ANTARES и KM3NeT в Средиземном море – другие важные детекторы нейтрино. Поскольку нейтрино слабо взаимодействуют, детекторы нейтрино должны иметь большие целевые массы (часто в тысячи тонн). Кроме того, детекторы должны использовать экранирование и эффективное программное обеспечение для подавления фонового сигнала. Ввиду сложности обнаружения нейтрино, единственными изученными таким способом объектами являются Солнце и сверхновая SN1987A, вспыхнувшая в 1987 году. Ученые предсказывали, что взрывы сверхновых должны сопровождаться всплесками нейтрино, и подобный всплеск действительно был зарегистрирован от Сверхновой 1987A. В будущем нейтриноастрономия обещает открыть новые грани Вселенной, включая гравитационные волны, всплески гамма-лучей, космический нейтринный фон, происхождение сверхвысокоэнергетических нейтрино, свойства нейтрино (например, иерархию масс нейтрино), свойства темной материи и многое другое. Она станет неотъемлемой частью мультимессенджерной астрономии, дополняя гравитационную и традиционную телескопическую астрономию.

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.

История

Нейтрино впервые были зарегистрированы в 1956 году Клайдом Коуэном и Фредериком Рейном в эксперименте, в котором в качестве источника нейтрино использовался расположенный поблизости ядерный реактор. Их открытие было отмечено Нобелевской премией по физике в 1995 году. За этим последовало первое обнаружение атмосферных нейтрино в 1965 году двумя группами практически одновременно. Одну из них возглавлял Фредерик Рейнс, который использовал жидкий сцинтиллятор – детектор Case Witwatersrand Irvine, или CWI – в золотом руднике East Rand в Южной Африке на глубине, эквивалентной 8,8 км водного столба. Другую представляло собой коллаборация Bombay Osaka Durham, работавшая в индийском руднике Kolar Gold Field на эквивалентной глубине 7,5 км. Хотя группа KGF обнаружила кандидаты в нейтрино на два месяца позже, чем группа Рейнса CWI, им был отдан приоритет, поскольку они опубликовали свои результаты на две недели раньше. В 1968 году Раймонд Дэвис-младший и Джон Н. Бахалл успешно зарегистрировали первые солнечные нейтрино в эксперименте "Хоумстейк". Дэвис совместно с японским физиком Масатоси Кошибой были удостоены половины Нобелевской премии по физике 2002 года "за новаторский вклад в астрофизику, в частности, за обнаружение космических нейтрино (другая половина премии досталась Риккардо Джаккони за соответствующий новаторский вклад, приведший к открытию космических источников рентгеновского излучения)". Первое поколение проектов подводных нейтринных телескопов началось с предложения Моисея Маркова в 1960 году – "установить детекторы на большой глубине в озере или море и определять местоположение заряженных частиц с помощью излучения Черенкова". Первый подводный нейтринный телескоп был разработан в рамках проекта DUMAND. Аббревиатура DUMAND расшифровывается как Deep Underwater Muon and Neutrino Detector (Глубоководный детектор мюонов и нейтрино). Проект стартовал в 1976 году, и хотя в конечном итоге был закрыт в 1995 году, он послужил предшественником для многих последующих телескопов в последующие десятилетия. AMANDA (Антарктический детектор мюонов и нейтрино) использовал 3-километровый слой льда на Южном полюсе и располагался в нескольких сотнях метров от станции Амундсена-Скотта. С помощью горячей воды под давлением бурились отверстия диаметром 60 см, в которые опускались струны с оптическими модулями до повторного замерзания воды. Глубины оказалось недостаточно для реконструкции траектории из-за рассеяния света на пузырьках воздуха. В 1995/96 годах была добавлена вторая группа из 4 струн на глубину около 2000 м, что оказалось достаточным для реконструкции треков. Массив AMANDA впоследствии модернизировался до января 2000 года, когда он состоял из 19 струн с общим количеством 667 оптических модулей, расположенных на глубине от 1500 до 2000 м. В конечном итоге AMANDA стал предшественником IceCube в 2005 году.

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 век

После упадка DUMAND участвующие группы разделились на три направления для изучения возможностей глубоководных исследований в Средиземном море. ANTARES был закреплен на морском дне в районе Тулона, на французском побережье Средиземного моря. Он состоит из 12 струн, каждая из которых несет 25 "ярусов", оснащенных тремя оптическими модулями, электронным контейнером и калибровочными устройствами на максимальной глубине до 2475 м. И KM3NeT, и GVD завершили как минимум часть своего строительства, и ожидается, что эти два, вместе с IceCube, сформируют глобальную нейтринную обсерваторию. В ноябре 2022 года коллаборация IceCube добилась значительного прогресса в определении источника космических лучей, сообщив о регистрации 79 нейтрино с энергией более 1 ТэВ, пришедших из близлежащей галактики M77. Эти результаты, полученные для известного объекта, должны помочь в изучении активного ядра этой галактики, а также послужить базой для будущих наблюдений. В июне 2023 года астрономы сообщили об использовании нового метода для впервые зарегистрированного выброса нейтрино из галактической плоскости Млечного Пути.

Методы обнаружения

Нейтрино взаимодействуют с материей невероятно редко, поэтому подавляющее большинство нейтрино проходит сквозь детектор, не взаимодействуя. Если нейтрино всё же взаимодействует, то это происходит лишь однажды. Следовательно, для проведения нейтринной астрономии необходимо использовать большие детекторы, чтобы получить достаточную статистику. Метод обнаружения нейтрино зависит от его энергии и типа. Хорошо известный пример: антиэлектронные нейтрино могут взаимодействовать с ядром в детекторе посредством обратного бета-распада, образуя позитрон и нейтрон. Позитрон немедленно аннигилирует с электроном, порождая два фотона с энергией 511 кэВ. Нейтрон присоединяется к другому ядру и испускает гамма-квант с энергией в несколько МэВ. В целом, нейтрино могут взаимодействовать посредством нейтрального и заряженного тока. При нейтрально-токовых взаимодействиях нейтрино взаимодействует с ядром или электроном, сохраняя свой первоначальный тип. При заряженно-токовых взаимодействиях нейтрино поглощается ядром и образует лептон, соответствующий типу нейтрино (νe → e−, νμ → μ− и т.д.). Если образовавшиеся заряженные частицы движутся достаточно быстро, они могут генерировать свечение Черенкова. Для регистрации взаимодействий нейтрино детекторы используют фотоумножители (ФЭУ) для обнаружения отдельных фотонов. По времени прихода фотонов можно определить время и место взаимодействия нейтрино. Наряду со временем, положением и, возможно, направлением, можно оценить энергию нейтрино по характеристикам взаимодействия. Количество испускаемых фотонов связано с энергией нейтрино, а знание энергии нейтрино важно для измерения потоков солнечных и геонейтрино.

Приложения

Когда астрономические объекты, такие как Солнце, изучаются с помощью света, можно наблюдать непосредственно только их поверхность. Любой свет, генерируемый в ядре звезды, взаимодействует с частицами газа во внешних слоях звезды, и для достижения поверхности требуются сотни тысяч лет, что делает прямое наблюдение ядра невозможным. Поскольку нейтрино также образуются в ядрах звезд (в результате звёздного синтеза), ядро можно изучать с помощью нейтринной астрономии. Обнаружены и другие источники нейтрино, например, нейтрино, испускаемые сверхновыми. Несколько экспериментов по изучению нейтрино создали Систему раннего предупреждения о сверхновых (SNEWS), в рамках которой ведется поиск увеличения потока нейтрино, что может указывать на событие сверхновой. В настоящее время существуют планы по обнаружению нейтрино из других источников, таких как активные галактические ядра (AGN), а также гамма-всплески и звёздообразующие галактики. Нейтринная астрономия также может косвенно обнаруживать темную материю.

Предупреждение о сверхновой

Семь экспериментов с нейтрино (Super K, LVD, IceCube, KamLAND, Borexino, Daya Bay и HALO) работают совместно как Система Раннего Предупреждения о Сверхновых (SNEWS). В случае коллапса ядра сверхновой, девяносто девять процентов высвобождаемой энергии приходится на нейтрино. В то время как фотоны могут задерживаться в плотной сверхновой на несколько часов, нейтрино способны покинуть её в течение секунд. Поскольку нейтрино движутся со скоростью, близкой к скорости света, они могут достичь Земли раньше фотонов. Если два или более детектора SNEWS зарегистрируют совпадение по увеличению потока нейтрино, профессиональным и любителям-астрономам отправляется оповещение о необходимости наблюдать за светом сверхновой. На основе расстояния между детекторами и разницы во времени регистрации, оповещение может также содержать информацию о направлении к сверхновой на небе.

Звездные процессы

Солнце, как и другие звезды, питается ядерным синтезом в своем ядре. Ядро невероятно велико, что означает, что фотонам, рожденным в ядре, потребуется много времени для диффузии наружу. Поэтому нейтрино – единственный способ получить информацию о ядерных процессах, происходящих на Солнце, в реальном времени. Существует два основных процесса звездного ядерного синтеза. Первый – это протон-протонный (PP) цикл, в котором протоны сливаются в гелий, иногда временно образуя более тяжелые элементы – литий, бериллий и бор. Второй – CNO-цикл, в котором углерод, азот и кислород сливаются с протонами, а затем подвергаются альфа-распаду (эмиссии ядра гелия), чтобы цикл начался снова. PP-цикл является основным процессом на Солнце, в то время как CNO-цикл преобладает в звездах, более массивных, чем Солнце. Эксперимент Borexino обнаружил эти геонейтрино посредством процесса \bar{\nu}+p^+\longrightarrow e^+ {+n}. Образующийся позитрон немедленно аннигилирует с электроном, порождая два гамма-кванта с энергией 511 кэВ каждый (масса покоя электрона). Нейтрон впоследствии захватывается другим ядром, что приводит к гамма-кванту с энергией 2,22 МэВ при дезэкситации ядра. Этот процесс в среднем занимает около 256 микросекунд. Путем поиска совпадений по времени и пространству этих гамма-квантов экспериментаторы могут быть уверены в произошедшем событии. В 2018 году был проанализирован годичный объем данных IceCube для выполнения нейтринной томографии. Анализ изучал мюоны, направленные вверх, которые предоставляют информацию об энергии и направлении нейтрино после прохождения через Землю. Модель Земли с пятью слоями постоянной плотности была подогнана под данные, и полученная плотность соответствовала данным сейсмических наблюдений. Определенные значения общей массы Земли, массы ядра и момента инерции согласуются с данными, полученными из сейсмических и гравитационных измерений. При текущих данных неопределенность этих значений остается значительной, но будущие данные IceCube и KM3NeT позволят установить более строгие ограничения.

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.

Высокоэнергетические астрофизические события

Нейтрино могут быть либо первичными космическими лучами (астрофизическими нейтрино), либо образовываться в результате взаимодействий космических лучей. В последнем случае первичный космический луч порождает пионы и каоны в атмосфере. При распаде этих адронов образуются нейтрино (так называемые атмосферные 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. В связи с этим, поток астрофизических нейтрино будет доминировать при высоких энергиях (~100 ТэВ). Для проведения нейтринной астрономии высокоэнергетических объектов эксперименты используют нейтрино с наивысшей энергией. Для изучения далеких объектов необходимо высокое угловое разрешение. Нейтрино электрически нейтральны и слабо взаимодействуют, поэтому они в основном движутся без возмущений по прямым линиям. Если нейтрино взаимодействует в детекторе и порождает мюон, мюон оставляет наблюдаемый трек. При высоких энергиях направление нейтрино и направление мюона тесно связаны, что позволяет восстановить направление приходящего нейтрино. Эти высокоэнергетические нейтрино являются либо первичными, либо вторичными космическими лучами, образованными в результате мощных астрофизических процессов. Наблюдение нейтрино может дать представление об этих процессах, выходящее за рамки того, что доступно при наблюдении электромагнитного излучения. В случае нейтрино, зарегистрированного от далекого блазара, многоволновая астрономия позволила установить пространственное совпадение, подтвердив блазар в качестве источника. В будущем нейтрино можно будет использовать для дополнения электромагнитных и гравитационных наблюдений, что приведет к многомессенджерной астрономии.