Нейтринная обсерватория IceCube на Южном полюсе

Введение

Нейтринный детектор на Южном полюсе

Нейтринная обсерватория IceCube (или просто IceCube) — это нейтринная обсерватория, построенная на станции Амундсена — Скотта на Южном полюсе в Антарктиде. Проект является признанным экспериментом CERN (RE10). Тысячи датчиков расположены под антарктическим льдом, распределенные на объеме в один кубический километр. Как и его предшественник, Antarctic Muon And Neutrino Detector Array (AMANDA), IceCube состоит из сферических оптических датчиков, называемых цифровыми оптическими модулями (DOM), каждый из которых содержит фотоумножительную трубку (PMT) и одноплатный компьютер для сбора данных, передающий цифровые данные в счетную комнату на поверхности над массивом. IceCube был завершен 18 декабря 2010 года. DOM развертываются группами по 60 модулей на глубине от 1450 до 2450 метров в отверстия, проделанные в льду с помощью бура с горячей водой. IceCube предназначен для поиска точечных источников нейтрино в диапазоне тераэлектронвольт (ТэВ) с целью изучения высокоэнергетических астрофизических процессов.

Экспериментальный механизм

Нейтрино — это электрически нейтральные лептоны, которые очень редко взаимодействуют с материей посредством слабого взаимодействия. Когда они реагируют с молекулами воды в льду через заряженное взаимодействие, они создают заряженные лептоны (электроны, мюоны или тау-лептоны), соответствующие вкусу нейтрино. Эти заряженные лептоны, если обладают достаточной энергией, могут излучать излучение Черенкова. Это происходит, когда заряженная частица движется в льду быстрее скорости света в льду, подобно волновому удару от лодки, движущейся быстрее пересекаемых ею волн. Этот свет может быть зарегистрирован фотоумножителями в цифровых оптических модулях, составляющих IceCube. Сигнатуры детектирования трех заряженных лептонов различны, что позволяет определить вкус нейтрино для событий с заряженным током. С другой стороны, если нейтрино рассеялось от льда посредством нейтрального тока, конечное состояние не содержит информации о вкусе нейтрино, поскольку заряженный лептон не был создан. Сигналы от ФЭУ оцифровываются и затем по кабелю передаются на поверхность ледника. Эти сигналы собираются в наземном здании счетчика, и часть из них отправляется на север через спутник для дальнейшего анализа. С 2014 года основная часть данных хранится на жестких дисках, а не на магнитных лентах, и отправляется на север раз в год морским транспортом. Получив данные, экспериментаторы могут реконструировать кинематические параметры входящего нейтрино. Высокоэнергетические нейтрино могут вызывать большой сигнал в детекторе, указывающий на их источник. Кластеры направлений таких нейтрино указывают на точечные источники нейтрино. Каждый из вышеперечисленных этапов требует определенной минимальной энергии, поэтому IceCube в основном чувствителен к высокоэнергетическим нейтрино в диапазоне от 10⁷ до примерно 10²¹ эВ. IceCube более чувствителен к мюонам, чем к другим заряженным лептонам, поскольку они наиболее проникающие и, следовательно, имеют самые длинные треки в детекторе. Таким образом, из всех вкусов нейтрино IceCube наиболее чувствителен к мюонным нейтрино. Электрон, образовавшийся в результате события с электронным нейтрино, обычно многократно рассеивается, прежде чем потеряет достаточно энергии, чтобы опуститься ниже порога Черенкова; это означает, что события с электронными нейтрино обычно нельзя использовать для указания на источники, но они, скорее всего, будут полностью содержаться в детекторе и, следовательно, могут быть полезны для изучения энергии. Эти события более сферические, или "каскадные", чем "трековые"; события с мюонными нейтрино больше похожи на треки. Тау-лептоны также могут создавать каскадные события; однако они недолговечны и не могут пройти большое расстояние, прежде чем распасться, поэтому обычно их нельзя отличить от электронных каскадов. Тау-лептон можно отличить от электрона по событию "двойного взрыва", когда каскад наблюдается как при создании, так и при распаде тау-лептона. Это возможно только при очень высоких энергиях. Гипотетически, для разрешения трека тау-лептона тау-лептон должен был бы пройти как минимум от одного DOM к соседнему DOM (17 м) до распада. Поскольку среднее время жизни тау-лептона составляет 2,9 пс, тау-лептон, движущийся со скоростью, близкой к скорости света, потребует 20 ТэВ энергии на каждый пройденный метр. На практике экспериментатору потребуется больше пространства, чем расстояние между двумя соседними DOM, чтобы различить два каскада, поэтому поиски двойного взрыва сосредоточены на энергиях порядка ПэВ. Такие поиски продолжаются, но пока не удалось выделить событие двойного взрыва на фоне фоновых событий. Другой способ обнаружения тау-нейтрино с более низкой энергией — это сигнатура "двойного импульса", когда один DOM регистрирует два различных времени прихода света, соответствующих вершинам взаимодействия нейтрино и распада тау-лептона. Также можно использовать методы машинного обучения (ML), такие как сверточные нейронные сети, для различения сигнала тау-нейтрино. В 2024 году коллаборация IceCube опубликовала результаты, касающиеся семи астрофизических кандидатов на тау-нейтрино, полученные с использованием такого метода. Существует значительный фон мюонов, создаваемых не нейтрино из астрофизических источников, а космическими лучами, взаимодействующими с атмосферой над детектором. Мюонов, созданных космическими лучами, примерно в 10⁶ раз больше, чем мюонов, вызванных нейтрино, наблюдаемых в IceCube. Хотя ожидается, что IceCube обнаружит очень мало нейтрино (по сравнению с количеством фотонов, регистрируемых более традиционными телескопами), он должен обладать очень высоким разрешением для тех, которые будут обнаружены. За несколько лет работы он может создать карту потока нейтрино в северном полушарии, аналогичную существующим картам, таким как карта космического микроволнового фона или гамма-телескопов, которые используют терминологию, более близкую к терминологии IceCube. Аналогично, KM3NeT может завершить карту для южного полушария. Ученые IceCube, возможно, зарегистрировали свои первые нейтрино 29 января 2006 года.

Neutrinos are electrically neutral leptons, and only interact very rarely with matter through the weak force. When they do react with the molecules of water in the ice via the charged current interaction, they create charged leptons (electrons, muons, or taus) corresponding to the flavor of the neutrino. These charged leptons can, if they are energetic enough, emit Cherenkov radiation. This happens when the charged particle travels through the ice faster than the speed of light in the ice, similar to the bow shock of a boat traveling faster than the waves it crosses. This light can then be detected by photomultiplier tubes within the digital optical modules making up IceCube. The detector signatures of the three charged leptons are distinct, and as such it's possible to determine the neutrino flavor of charged current events. On the other hand if the neutrino scattered off the ice via the neutral current instead, the final state contains no information of the neutrino flavor since no charged lepton was created. The signals from the PMTs are digitized and then sent to the surface of the glacier on a cable. These signals are collected in a surface counting house, and some of them are sent north via satellite for further analysis. Since 2014, hard drives rather than tape store the balance of the data which is sent north once a year via ship. Once the data reaches experimenters, they can reconstruct kinematical parameters of the incoming neutrino. High energy neutrinos may cause a large signal in the detector, pointing back to their origin. Clusters of such neutrino directions indicate point sources of neutrinos. Each of the above steps requires a certain minimum energy, and thus IceCube is sensitive mostly to high energy neutrinos, in the range of 107 to about 1021 eV. IceCube is more sensitive to muons than other charged leptons, because they are the most penetrating and thus have the longest tracks in the detector. Thus, of the neutrino flavors, IceCube is most sensitive to muon neutrinos. An electron resulting from an electron neutrino event typically scatters several times before losing enough energy to fall below the Cherenkov threshold; this means that electron neutrino events cannot typically be used to point back to sources, but they are more likely to be fully contained in the detector, and thus they can be useful for energy studies. These events are more spherical, or "cascade" like, than "track" like; muon neutrino events are more track like. Tau leptons can also create cascade events; but are short lived and cannot travel very far before decaying, and are thus usually indistinguishable from electron cascades. A tau could be distinguished from an electron with a "double bang" event, where a cascade is seen both at the tau creation and decay. This is only possible with very high energy taus. Hypothetically, to resolve a tau track, the tau would need to travel at least from one DOM to an adjacent DOM (17 m) before decaying. As the average lifetime of a tau is 2.9, a tau traveling at near the speed of light would require 20 TeV of energy for every meter traveled. Realistically, an experimenter would need more space than just one DOM to the next to distinguish two cascades, so double bang searches are centered at PeV scale energies. Such searches are underway but have not so far isolated a double bang event from background events. Another way to detect lower energy tau neutrinos is through the "double pulse" signature, where a single DOM detect two distinct light arrival times corresponding to the neutrino interaction and tau decay vertices. One can also use machine learning (ML) techniques, such as Convolutional Neural Networks, to distinguish the tau neutrino signal. In 2024 the IceCube collaboration published its findings of seven astrophysical tau neutrino candidates using such a technique. There is a large background of muons created not by neutrinos from astrophysical sources but by cosmic rays impacting the atmosphere above the detector. There are about 106 times more cosmic ray muons than neutrino induced muons observed in IceCube. Although IceCube is expected to detect very few neutrinos (relative to the number of photons detected by more traditional telescopes), it should have very high resolution with the ones that it does find. Over several years of operation, it could produce a flux map of the northern hemisphere similar to existing maps like that of the cosmic microwave background, or gamma ray telescopes, which use particle terminology more like IceCube. Likewise, KM3NeT could complete the map for the southern hemisphere. IceCube scientists may have detected their first neutrinos on 29 January 2006.

Гамма-всплески совпадают с нейтрино

Когда протоны сталкиваются друг с другом или с фотонами, обычно образуются пионы. Заряженные пионы распадаются на мюоны и мюонные нейтрино, а нейтральные пионы – на гамма-лучи. Поток нейтрино и поток гамма-лучей потенциально могут совпадать в определенных источниках, таких как гамма-всплески и остатки сверхновых, что свидетельствует о неуловимой природе их происхождения. Для достижения этой цели данные, полученные с IceCube, используются совместно с данными гамма-спутников, таких как Swift или Fermi. IceCube не зафиксировал совпадений между нейтрино и гамма-всплесками, однако использует эти поиски для ограничения потока нейтрино значениями, меньшими, чем предсказывают современные модели.

Косвенные поиски темной материи

Слабо взаимодействующая массивная частица (WIMP) темной материи может гравитационно захватываться массивными объектами, такими как Солнце, и накапливаться в его ядре. При достижении достаточной плотности эти частицы будут аннигилировать друг с другом с заметной скоростью. Продукты распада этой аннигиляции могут распадаться на нейтрино, которые можно наблюдать с помощью IceCube как избыток нейтрино, приходящих с направления Солнца. Этот метод поиска продуктов распада аннигиляции WIMP называется косвенным поиском, в отличие от прямых поисков, которые направлены на обнаружение взаимодействия темной материи внутри ограниченного, оборудованного детекторами объема. Поиски WIMP в солнечном потоке более чувствительны к спин-зависимым моделям WIMP, чем многие прямые поиски, поскольку Солнце состоит из более легких элементов, чем детекторы, используемые в прямых экспериментах (например, ксенон или германий). IceCube установил более жесткие ограничения, используя детектор из 22 струн (примерно 1/4 от полного детектора), чем ограничения, полученные AMANDA.

Нейтринные колебания

IceCube способен наблюдать колебания нейтрино, возникающие в результате атмосферных космических ливней, на базовой линии, проходящей через всю Землю. Его максимальная чувствительность достигается при ~25 ГэВ, в энергетическом диапазоне, для которого оптимизирован подмассив DeepCore. DeepCore состоит из 6 струн, развернутых в антарктическое лето 2009–2010 годов с уменьшенным горизонтальным и вертикальным шагом. В 2014 году данные DeepCore были использованы для определения угла смешивания θ23 и разности квадратов масс Δm²₂₃. С тех пор это измерение было уточнено за счет большего объема данных, а также улучшенной калибровки детектора и обработки данных. По мере накопления новых данных и дальнейшего совершенствования измерений IceCube может стать возможным наблюдение характерного изменения картины колебаний при ~15 ГэВ, которое определяет иерархию масс нейтрино. Этот механизм определения иерархии масс работает только при большом значении угла смешивания θ13.

Галактические сверхновые

Несмотря на то, что энергии отдельных нейтрино, ожидаемых от сверхновых, значительно ниже энергетического порога IceCube, IceCube способен зарегистрировать вспышку сверхновой в нашей галактике. Она проявится как широкополосное, кратковременное, скоординированное увеличение частоты событий шума во всем детекторе. Для регистрации достаточного количества нейтрино сверхновая должна находиться относительно близко (в пределах нашей галактики), прежде чем снижение интенсивности, обусловленное законом обратных квадратов (1/r²), станет существенным. IceCube входит в состав Системы раннего оповещения о сверхновых (SNEWS).

Стерильные нейтрино

Подпись стерильных нейтрино проявится как искажение энергетического спектра атмосферных нейтрино в районе 1 ТэВ, для поиска которого детектор IceCube обладает уникальными возможностями. Эта подпись обусловлена влиянием материи при взаимодействии атмосферных нейтрино с веществом Земли. Описанная стратегия детектирования, в сочетании с расположением на Южном полюсе, может позволить детектору получить первые надежные экспериментальные свидетельства существования дополнительных измерений, предсказанных теорией струн. Многие расширения Стандартной модели физики частиц, включая теорию струн, постулируют существование стерильных нейтрино; в теории струн они формируются из замкнутых струн. Эти нейтрино могут "утекать" в дополнительные измерения и возвращаться, создавая впечатление, что они движутся быстрее скорости света. Эксперимент для проверки этого предположения может быть осуществлен в ближайшем будущем. Более того, если высокоэнергетические нейтрино создают микроскопические черные дыры (как предсказывают некоторые аспекты теории струн), это приведет к образованию каскада частиц, что вызовет увеличение числа нейтрино, направленных "вниз", и уменьшение числа нейтрино, направленных "вверх". В 2016 году ученые, работающие с детектором IceCube, не обнаружили никаких свидетельств существования стерильных нейтрино.

Результаты

В коллаборации IceCube опубликованы пределы потоков для нейтрино из точечных источников, гамма-всплесков и аннигиляции нейтралино в Солнце, что имеет последствия для сечения взаимодействия WIMP с протонами. Наблюдается эффект затенения от Луны. Луна блокирует протоны космических лучей, создавая дефицит мюонов от космических ливней в направлении Луны. Наблюдается небольшая (менее 1%), но устойчивая анизотропия в космических мюонах. В ноябре 2013 года было объявлено, что IceCube обнаружил 28 нейтрино, вероятно, возникших за пределами Солнечной системы, среди которых пара высокоэнергетических нейтрино в диапазоне пета-электронвольт, что делает их самыми высокоэнергетическими нейтрино, зарегистрированными на сегодняшний день. Эта пара получила прозвища "Берт" и "Эрни" в честь персонажей телешоу "Улица Сезам". В конце 2013 года число зарегистрированных кандидатов увеличилось до 37, включая новое высокоэнергетическое нейтрино с энергией 2000 ТэВ, получившее имя "Большая птица". В 2014 году IceCube измерил исчезновение атмосферных мюонных нейтрино с энергией 10–100 ГэВ, используя трехлетние данные, собранные с мая 2011 года по апрель 2014 года, включая данные DeepCore. Это был первый случай, когда детектор нейтрино использовался для локализации объекта в космосе, что указывало на идентификацию источника космических лучей. В 2020 году были представлены свидетельства резонанса Глашоу при 2.3σ (образование W-бозона в результате столкновений антинейтрино с электронами). В феврале 2021 года о событии приливного разрушения (TDE) AT2019dsg сообщили как о кандидате на источник нейтрино, а в июне 2022 года о TDE AT2019fdr – как о втором кандидате. В ноябре 2022 года IceCube объявил о наличии убедительных доказательств источника нейтрино, испускаемого активным галактическим ядром Messier 77. Это второе обнаружение IceCube после TXS 0506+056 и лишь четвертый известный источник, включая SN1987A и солнечные нейтрино. OKS 1424+240 и GB9 являются другими возможными кандидатами. В июне 2023 года IceCube идентифицировал диффузное нейтринное излучение из плоскости Галактики как галактическую карту с уровнем значимости 4,5σ.

The IceCube collaboration has published flux limits for neutrinos from point sources, gamma ray bursts, and neutralino annihilation in the Sun, with implications for WIMP–proton cross section. A shadowing effect from the Moon has been observed. Cosmic ray protons are blocked by the Moon, creating a deficit of cosmic ray shower muons in the direction of the Moon. A small (under 1%) but robust anisotropy has been observed in cosmic ray muons. In November 2013 it was announced that IceCube had detected 28 neutrinos that likely originated outside the Solar System and among those a pair of high energy neutrinos in the peta electron volt range, making them the highest energy neutrinos discovered to date. The pair were nicknamed "Bert" and "Ernie", after characters from the Sesame Street TV show. Later in 2013 the number of detection increased to 37 candidates including a new high energy neutrino at 2000 TeV given the name of "Big Bird". IceCube measured 10–100 GeV atmospheric muon neutrino disappearance in 2014, using three years of data taken May 2011 to April 2014, including DeepCore, This was the first time that a neutrino detector had been used to locate an object in space, and indicated that a source of cosmic rays had been identified. In 2020, evidence of the Glashow resonance at 2.3σ (formation of the W boson in antineutrino electron collisions) was announced. In February 2021, the tidal disruption event (TDE) AT2019dsg was reported as candidate for a neutrino source and the TDE AT2019fdr as a second candidate in June 2022. In November 2022, IceCube announced strong evidence of a neutrino source emitted by the active galactic nucleus of Messier 77. It is the second detection by IceCube after TXS 0506+056, and only the fourth known source including SN1987A and solar neutrinos. OKS 1424+240 and GB9 are other possible candidates. In June 2023 IceCube identified as a galactic map the neutrino diffuse emission from the Galactic plane at the 4.5σ level of significance.