Astronomia neutrin - Neutrino astronomy
Astronomia neutrin to dział astronomii, który obserwuje obiekty astronomiczne za pomocą detektorów neutrin w specjalnych obserwatoriach. Neutrina powstają w wyniku pewnych rodzajów rozpadu promieniotwórczego , reakcji jądrowych, takich jak te, które zachodzą na Słońcu lub wysokoenergetycznych zjawisk astrofizycznych, w reaktorach jądrowych , czy też gdy promienie kosmiczne uderzają w atomy w atmosferze. Neutrina rzadko wchodzą w interakcje z materią, co oznacza, że jest mało prawdopodobne, aby rozpraszały się wzdłuż swojej trajektorii, w przeciwieństwie do fotonów. Dlatego neutrina dają wyjątkową okazję do obserwowania procesów niedostępnych dla teleskopów optycznych , takich jak reakcje w jądrze Słońca. Neutrina mogą również oferować bardzo silny kierunek kierunkowy w porównaniu z promieniowaniem kosmicznym z cząstkami naładowanymi.
Ponieważ neutrina oddziałują słabo, detektory neutrin muszą mieć duże masy docelowe (często tysiące ton). Detektory muszą również używać ekranowania i skutecznego oprogramowania do usuwania sygnału tła.
Historia
Neutrina zostały po raz pierwszy zarejestrowane w 1956 roku przez Clyde'a Cowana i Fredericka Reinesa w eksperymencie wykorzystującym pobliski reaktor jądrowy jako źródło neutrin. Ich odkrycie zostało uhonorowane Nagrodą Nobla w dziedzinie fizyki w 1995 roku.
Po tym nastąpiła pierwsza detekcja neutrin atmosferycznych w 1965 roku przez dwie grupy prawie jednocześnie. Jednym kierował Frederick Reines, który operował ciekłym scyntylatorem – detektorem Case-Witwatersrand-Irvine lub CWI – w kopalni złota East Rand w RPA przy ekwiwalencie wody o głębokości 8,8 km. Drugim była współpraca Bombay-Osaka-Durham, która działała w indyjskiej kopalni Kolar Gold Field na równoważnej głębokości wody wynoszącej 7,5 km. Chociaż grupa KGF wykryła kandydatów na neutrina dwa miesiące później niż Reines CWI, formalnie przyznano jej pierwszeństwo ze względu na opublikowanie wyników badań dwa tygodnie wcześniej.
W 1968 Raymond Davis, Jr. i John N. Bahcall z powodzeniem wykryli pierwsze neutrina słoneczne w eksperymencie Homestake . Davis wraz z japońskim fizykiem Masatoshi Koshiba otrzymali wspólnie połowę Nagrody Nobla w dziedzinie fizyki w 2002 roku „za pionierski wkład w astrofizykę, w szczególności w wykrywanie kosmicznych neutrin (druga połowa przypadła Riccardo Giacconiemu za odpowiedni pionierski wkład, który doprowadził do odkrycie kosmicznych źródeł promieniowania rentgenowskiego)."
Pierwsza generacja projektów podmorskich teleskopów neutrinowych rozpoczęła się wraz z propozycją Moiseya Markowa w 1960 r. „…zainstalowaniem detektorów głęboko w jeziorze lub morzu i określeniem lokalizacji naładowanych cząstek za pomocą promieniowania Czerenkowa ”.
Pierwszy podwodny teleskop neutrinowy powstał jako projekt DUMAND . DUMAND to skrót od Deep Underwater Mion and Neutrino Detector. Projekt rozpoczął się w 1976 roku i chociaż ostatecznie anulowano go w 1995 roku, w kolejnych dziesięcioleciach działał jako prekursor wielu z poniższych teleskopów.
Bajkał Neutrino Telescope jest zainstalowany w południowej części jeziora Bajkał w Rosji. Detektor znajduje się na głębokości 1,1 km i rozpoczął badania w 1980 roku. W 1993 roku jako pierwszy rozmieścił trzy struny do zrekonstruowania trajektorii mionów, a także jako pierwszy zarejestrował neutrina atmosferyczne pod wodą.
AMANDA (Antarctic Mion And Neutrino Detector Array) wykorzystywała warstwę lodu o grubości 3 km na biegunie południowym i znajdowała się kilkaset metrów od stacji Amundsen-Scott . Otwory o średnicy 60 cm wywiercono gorącą wodą pod ciśnieniem, w których przed ponownym zamarznięciem wody rozmieszczono struny z modułami optycznymi. Głębokość okazała się niewystarczająca do odtworzenia trajektorii ze względu na rozpraszanie światła na pęcherzykach powietrza. Druga grupa 4 strun została dodana w latach 1995/96 na głębokość około 2000 m, która wystarczała do rekonstrukcji toru. Macierz AMANDA była następnie modernizowana do stycznia 2000 r., kiedy składała się z 19 ciągów z łącznie 667 modułami optycznymi o zakresie głębokości od 1500 m do 2000 m. AMANDA była ostatecznie poprzedniczką IceCube w 2005 roku.
Jako przykład wczesnego detektora neutrin weźmy detektor scyntylacyjny Artyomovsk (ASD), znajdujący się w kopalni soli Soledar (Ukraina) na głębokości ponad 100 m. Został utworzony w Zakładzie Wysokich Energii Leptonów i Astrofizyki Neutrino Instytutu Badań Jądrowych Akademii Nauk ZSRR w 1969 roku w celu badania strumieni antyneutrin z zapadających się gwiazd w Galaktyce, a także widma i oddziaływań mionów promieni kosmicznych o energiach do 10 ^ 13 eV. Cechą detektora jest 100-tonowy zbiornik scyntylacyjny o wymiarach rzędu długości pęku elektromagnetycznego o energii początkowej 100 GeV.
21. Wiek
Po upadku DUMAND uczestniczące grupy podzieliły się na trzy gałęzie, aby zbadać możliwości głębinowe na Morzu Śródziemnym. ANTARES został zakotwiczony na dnie morza w regionie niedaleko Tulonu na francuskim wybrzeżu Morza Śródziemnego. Składa się z 12 ciągów, z których każdy ma 25 „kondygnacji” wyposażonych w trzy moduły optyczne, pojemnik elektroniczny i urządzenia kalibracyjne do maksymalnej głębokości 2475 m.
NEMO (NEutrino Mediterranean Observatory) było badane przez włoskie grupy w celu zbadania wykonalności detektora głębinowego w skali kilometra sześciennego. Zidentyfikowano odpowiednie stanowisko na głębokości 3,5 km, około 100 km od Capo Passero na południowo-wschodnim wybrzeżu Sycylii. W latach 2007-2011 w pierwszej fazie prototypowania testowano „mini-wieżę” z 4 drążkami rozmieszczonymi na kilka tygodni w pobliżu Katanii na głębokości 2 km. Druga faza oraz plany wdrożenia pełnowymiarowej prototypowej wieży będą realizowane w ramach KM3Net.
Projekt NESTOR został zainstalowany w 2004 roku na głębokości 4 km i działał przez jeden miesiąc, dopóki awaria kabla do brzegu nie zmusiła go do zakończenia. Zebrane dane nadal z powodzeniem demonstrowały funkcjonalność detektora i zapewniały pomiar strumienia atmosferycznego mionów. Proof of concept zostanie zaimplementowany w ramach KM3Net.
Druga generacja projektów głębinowych teleskopów neutrinowych osiąga lub nawet przekracza rozmiar pierwotnie wymyślony przez pionierów DUMAND. IceCube , zlokalizowany na biegunie południowym i zawierający jego poprzednika AMANDA, został ukończony w grudniu 2010 roku. Obecnie składa się z 5160 cyfrowych modułów optycznych zainstalowanych na 86 strunach na głębokościach od 1450 do 2550 mw lodzie Antarktydy. KM3NeT w Morzu Śródziemnym i GVD znajdują się w fazie przygotowawczej / prototypowania. Instrumenty IceCube 1 km 3 lodu. GVD ma również objąć 1 km 3, ale przy znacznie wyższym progu energetycznym. KM3NeT ma obejmować kilka km 3 i składać się z dwóch komponentów; ARCA ( Badania Astrocząsteczek z Kosmosem w Otchłani ) i ORCA ( Badania Oscylacji z Kosmosem w Otchłani ). Zarówno KM3NeT, jak i GVD zakończyły przynajmniej część swojej budowy i oczekuje się, że te dwa, wraz z IceCube, stworzą globalne obserwatorium neutrin.
W lipcu 2018 roku IceCube Neutrino Observatory ogłosiło, że wyśledziło niezwykle wysokoenergetyczne neutrino, które trafiło na ich stację badawczą na Antarktydzie we wrześniu 2017 roku, z powrotem do punktu pochodzenia w blazar TXS 0506+056 znajdującym się 3,7 miliarda lat świetlnych daleko w kierunku konstelacji Oriona . Po raz pierwszy zastosowano detektor neutrin do zlokalizowania obiektu w przestrzeni i zidentyfikowano źródło promieniowania kosmicznego .
Metody wykrywania
Neutrina niezwykle rzadko wchodzą w interakcje z materią, więc zdecydowana większość neutrin przejdzie przez detektor bez interakcji. Jeśli neutrino wejdzie w interakcję, zrobi to tylko raz. Dlatego, aby wykonać astronomię neutrinową, należy użyć dużych detektorów, aby uzyskać wystarczającą statystykę.
Sposób wykrywania neutrin zależy od energii i rodzaju neutrina. Znanym przykładem jest to, że neutrina antyelektronowe mogą oddziaływać z jądrem w detektorze poprzez odwrotny rozpad beta i wytwarzać pozyton i neutron. Pozyton natychmiast anihiluje z elektronem, wytwarzając dwa fotony 511 keV. Neutron połączy się z innym jądrem i wyemituje promieniowanie gamma o energii kilku MeV. Ogólnie rzecz biorąc, neutrina mogą oddziaływać poprzez oddziaływania z prądem neutralnym i prądem naładowanym. W oddziaływaniach z prądem obojętnym neutrino oddziałuje z jądrem lub elektronem, a neutrino zachowuje swój pierwotny smak. W oddziaływaniach naładowanych prądem neutrino jest absorbowane przez jądro i wytwarza lepton odpowiadający smakowi neutrina ( , , itd.). Jeśli naładowane wypadkowe poruszają się wystarczająco szybko, mogą wytworzyć światło Czerenkowa .
Aby obserwować oddziaływania neutrin, detektory wykorzystują fotopowielacze (PMT) do wykrywania pojedynczych fotonów. Na podstawie czasu pojawienia się fotonów można określić czas i miejsce oddziaływania neutrin. Jeśli neutrino wytworzy mion podczas interakcji, wówczas mion będzie poruszał się po linii, tworząc „ścieżkę” fotonów Czerenkowa. Dane z tego śladu można wykorzystać do rekonstrukcji kierunkowości mionu. W przypadku oddziaływań wysokoenergetycznych kierunki neutrin i mionów są takie same, więc można stwierdzić, skąd pochodzi neutrino. Ten kierunek wyznaczania jest ważny w astronomii neutrin pozasłonecznych. Wraz z czasem, pozycją i prawdopodobnie kierunkiem, możliwe jest wywnioskowanie energii neutrina z interakcji. Liczba emitowanych fotonów jest powiązana z energią neutrin, a energia neutrin jest ważna dla pomiaru strumieni słonecznych i geoneutrin.
Ze względu na rzadkość oddziaływań neutrin ważne jest utrzymanie niskiego sygnału tła. Z tego powodu większość detektorów neutrin jest budowana pod nadkładem skalnym lub wodnym. To przeciążenie chroni przed większością promieni kosmicznych w atmosferze; tylko niektóre miony o najwyższych energiach są w stanie przeniknąć w głąb naszych detektorów. Detektory muszą zawierać sposoby radzenia sobie z danymi z mionów, aby nie pomylić ich z neutrinami. Wraz z bardziej skomplikowanymi miarami, jeśli ścieżka mionowa zostanie po raz pierwszy wykryta poza pożądaną objętością „referencyjną”, zdarzenie jest traktowane jako mion i nie jest brane pod uwagę. Ignorowanie zdarzeń poza objętością odniesienia powoduje również zmniejszenie sygnału promieniowania poza detektorem.
Pomimo wysiłków w zakresie ekranowania nieuniknione jest, że do detektora przedostanie się jakieś tło, wielokrotnie w postaci radioaktywnych zanieczyszczeń w samym detektorze. W tym momencie, jeśli nie można odróżnić tła od prawdziwego sygnału, do modelowania tła należy zastosować symulację Monte Carlo . Chociaż może być nieznane, czy pojedyncze zdarzenie jest tłem czy sygnałem, możliwe jest wykrycie i przekroczenie tła, co oznacza istnienie pożądanego sygnału.
Aplikacje
Gdy ciała astronomiczne, takie jak Słońce , są badane za pomocą światła, bezpośrednio można obserwować tylko powierzchnię obiektu. Każde światło wytworzone w jądrze gwiazdy będzie oddziaływać z cząsteczkami gazu w zewnętrznych warstwach gwiazdy, co zajmuje setki tysięcy lat, zanim dotrze do powierzchni, co uniemożliwi bezpośrednią obserwację jądra. Ponieważ neutrina powstają również w jądrach gwiazd (w wyniku fuzji gwiazd ), rdzeń można obserwować za pomocą astronomii neutrin. Wykryto inne źródła neutrin, takie jak neutrina uwalniane przez supernowe. Kilka eksperymentów z neutrinami utworzyło system wczesnego ostrzegania o supernowej (SNEWS), w którym poszukiwano zwiększenia strumienia neutrin, który mógłby zasygnalizować zdarzenie supernowej. Obecnie istnieją cele polegające na wykrywaniu neutrin z innych źródeł, takich jak aktywne jądra galaktyk (AGN), a także rozbłyski gamma i galaktyki gwiazdowe . Astronomia neutrin może również pośrednio wykrywać ciemną materię.
Ostrzeżenie o supernowej
Siedem eksperymentów neutrinowych (Super-K, LVD, IceCube, KamLAND , Borexino , Daya Bay i HALO) działa razem jako system wczesnego ostrzegania o supernowej ( SNEWS ). W supernowej z zapadnięciem się jądra dziewięćdziesiąt dziewięć procent uwolnionej energii będzie znajdować się w neutrinach. Podczas gdy fotony mogą być uwięzione w gęstej supernowej godzinami, neutrina są w stanie uciec w ciągu kilku sekund. Ponieważ neutrina poruszają się mniej więcej z prędkością światła, mogą dotrzeć do Ziemi, zanim zrobią to fotony. Jeśli dwa lub więcej detektorów SNEWS zaobserwuje koincydencję zwiększonego strumienia neutrin, wysyłany jest alert do astronomów zawodowych i amatorów, aby szukali światła supernowej. Wykorzystując odległość między detektorami i różnicę czasu między detekcjami, alarm może również obejmować kierunkowość lokalizacji supernowej na niebie.
Procesy gwiezdne
Nasze Słońce, podobnie jak inne gwiazdy, jest w swoim jądrze napędzane syntezą jądrową. Jądro jest niewiarygodnie duże, co oznacza, że fotony wytworzone w jądrze potrzebują dużo czasu na dyfuzję na zewnątrz. Dlatego neutrina to jedyny sposób, w jaki możemy uzyskać dane w czasie rzeczywistym o procesach jądrowych w naszym Słońcu.
Istnieją dwa główne procesy fuzji jądrowej gwiazd. Pierwszym z nich jest łańcuch proton-proton (PP), w którym protony łączą się ze sobą w hel, czasami tworząc po drodze cięższe pierwiastki litu, berylu i boru. Drugi to cykl CNO, w którym węgiel, azot i tlen są skondensowane z protonami, a następnie ulegają rozpadowi alfa (emisja jądra helu), aby ponownie rozpocząć cykl. Łańcuch PP jest głównym procesem w naszym Słońcu, podczas gdy cykl CNO dominuje w gwiazdach takich jak nasze Słońce o masie 1,3 masy Słońca.
Każdy etap procesu ma dozwolone widmo energii dla neutrina (lub dyskretną energię dla procesów wychwytywania elektronów). Obserwując strumień przy różnych energiach, można określić względne szybkości procesów jądrowych na Słońcu. Dałoby to wgląd w właściwości słońca, takie jak metaliczność, która jest składem cięższych pierwiastków.
Borexino to jeden z detektorów badających neutrina słoneczne. W 2018 r. odkryli znaczenie 5σ dla istnienia neutrin z połączenia dwóch protonów z elektronem (neutrina pep). W 2020 roku po raz pierwszy znaleźli dowody na istnienie neutrin CNO w naszym słońcu. Ulepszenia w pomiarach CNO będą szczególnie pomocne w określaniu metaliczności Słońca.
Skład i struktura Ziemi
Wnętrze Ziemi zawiera pierwiastki promieniotwórcze, takie jak łańcuchy rozpadu i . Pierwiastki te rozpadają się poprzez rozpad beta , który emituje antyneutrino. Energie tych antyneutrin zależą od jądra macierzystego. Dlatego, wykrywając strumień antyneutrin w funkcji energii, możemy uzyskać względne składy tych pierwiastków i ustalić limit całkowitej mocy wyjściowej georeaktora Ziemi. Większość naszych aktualnych danych dotyczących jądra i płaszcza Ziemi pochodzi z danych sejsmicznych, które nie dostarczają żadnych informacji na temat składu jądrowego tych warstw.
Borexino wykryciu tych geo-neutrina przez proces . Powstały pozyton natychmiast anihiluje z elektronem i wytworzy dwa promienie gamma o energii 511 keV (masa spoczynkowa elektronu). Neutron zostanie później przechwycony przez inne jądro, co doprowadzi do powstania promieniowania gamma o energii 2,22 MeV, gdy jądro się ulegnie pobudzeniu. Proces ten trwa średnio 256 mikrosekund. Poszukując czasowej i przestrzennej koincydencji tych promieni gamma, eksperymentatorzy mogą być pewni, że doszło do zdarzenia.
Wykorzystując dane z ponad 3200 dni, Borexino użył geoneutrin do nałożenia ograniczeń na skład i moc wyjściową płaszcza. Odkryli, że stosunek do jest taki sam jak w przypadku meteorytów chondrytowych. Stwierdzono, że moc wyjściowa uranu i toru w płaszczu Ziemi wynosi 14,2-35,7 TW przy 68% przedziale ufności.
Tomografia neutrinowa zapewnia również wgląd we wnętrze Ziemi. W przypadku neutrin o energiach kilku TeV prawdopodobieństwo interakcji staje się nie do pominięcia podczas przechodzenia przez Ziemię. Prawdopodobieństwo oddziaływania będzie zależeć od liczby nukleonów, jakie neutrino przeszło na swojej drodze, co jest bezpośrednio związane z gęstością. Jeśli znany jest początkowy strumień (tak jak w przypadku neutrin atmosferycznych), to wykrycie strumienia końcowego dostarcza informacji o zaistniałych oddziaływaniach. Gęstość można następnie ekstrapolować na podstawie wiedzy o tych interakcjach. Może to zapewnić niezależną kontrolę informacji uzyskanych z danych sejsmicznych.
W 2018 r. przeanalizowano roczne dane IceCube w celu wykonania tomografii neutrinowej. W analizie zbadano miony poruszające się w górę, które zapewniają zarówno energię, jak i kierunkowość neutrin po przejściu przez Ziemię. Do danych dopasowano model Ziemi z pięcioma warstwami o stałej gęstości, a uzyskana gęstość była zgodna z danymi sejsmicznymi . Wartości wyznaczone dla całkowitej masy Ziemi, masy jądra i momentu bezwładności zgadzają się z danymi uzyskanymi z danych sejsmicznych i grawitacyjnych. Przy obecnych danych niepewność co do tych wartości jest nadal duża, ale przyszłe dane z IceCube i KM3Net nałożą na te dane bardziej restrykcyjne ograniczenia.
Wysokoenergetyczne wydarzenia astrofizyczne
Neutrina mogą być albo pierwotnymi promieniami kosmicznymi (neutrina astrofizyczne), albo mogą być wytworzone z interakcji promieni kosmicznych. W tym drugim przypadku pierwotny promień kosmiczny wytworzy w atmosferze piony i kaony. W miarę rozpadu hadronów wytwarzają neutrina (nazywane neutrinami atmosferycznymi). Przy niskich energiach strumień neutrin atmosferycznych jest wielokrotnie większy niż neutrin astrofizycznych. Przy wysokich energiach piony i kaony mają dłuższą żywotność (ze względu na relatywistyczną dylatację czasu). Hadrony są teraz bardziej podatne na interakcje, zanim ulegną rozkładowi. Z tego powodu astrofizyczny strumień neutrin będzie dominował przy wysokich energiach (~100TeV). Aby przeprowadzić astronomię neutrinową obiektów wysokoenergetycznych, eksperymenty opierają się na neutrinach o najwyższej energii.
Do wykonywania astronomii odległych obiektów wymagana jest silna rozdzielczość kątowa. Neutrina są elektrycznie obojętne i słabo oddziałują, więc poruszają się w większości bez zakłóceń po liniach prostych. Jeśli neutrino oddziałuje w detektorze i wytwarza mion, mion wytworzy obserwowalny ślad. Przy wysokich energiach kierunek neutrina i kierunek mionów są ze sobą ściśle skorelowane, dzięki czemu możliwe jest prześledzenie kierunku nadchodzącego neutrina.
Te wysokoenergetyczne neutrina to pierwotne lub wtórne promieniowanie kosmiczne wytwarzane w energetycznych procesach astrofizycznych. Obserwacje neutrin mogą dostarczyć wglądu w te procesy poza to, co można zaobserwować za pomocą promieniowania elektromagnetycznego. W przypadku neutrina wykrytego z odległego blazara wykorzystano astronomię wielu długości fal do wykazania przestrzennej koincydencji, potwierdzając blazara jako źródło. W przyszłości neutrina mogą zostać wykorzystane do uzupełnienia obserwacji elektromagnetycznych i grawitacyjnych, prowadząc do astronomii wielokomunikacyjnej.
Zobacz też
Bibliografia
Linki zewnętrzne
-
Multimedia związane z astronomią Neutrino w Wikimedia Commons
