IceCube окончательно доказал реальность астрофизических нейтрино

Физики давно знали, что разнообразные высокоэнергетические процессы, происходящие в глубоком космосе, должны сопровождаться испусканием нейтрино больших энергий. Долгое время такие нейтрино астрофизического происхождения зарегистрировать не удавалось, пока в прошлом году огромный нейтринный детектор IceCube не дал первые намеки на их обнаружение. Новая статья этой коллаборации, вышедшая на днях в архиве е-принтов, переводит эти намеки в ранг свершившегося открытия. Астрофизические нейтрино сверхвысокой энергии надежно обнаружены, их статистика неуклонно растет и уже позволяет начать изучение астрофизических процессов с новой, недоступной ранее стороны.

Астрофизические нейтрино


Среди всех элементарных частиц нейтрино стоят особняком. Несмотря на более чем полувековую историю их изучения, они до сих пор преподносят сюрпризы один за другим. Но кроме головной боли для теоретиков и экспериментаторов, нейтрино предоставляют физикам и новую уникальную возможность — наблюдать за астрофизическими процессами так, как это не удается сделать никакими иными способами.

Основной источник трудностей с изучением нейтрино заключается в их неуловимости. На нейтрино не действуют сильные ядерные взаимодействия и электромагнетизм. Нейтрино участвуют только в слабом взаимодействии. Из-за этого сечение рассеяния нейтрино очень мало и вероятность их детектирования ничтожна. Зарегистрировать нейтрино удается лишь тогда, когда под большой нейтринный поток подставляют огромный детектор. Вот тогда, несмотря на большую проникающую способность нейтрино, удается зарегистрировать за месяцы и годы несколько актов их столкновения с материалом детектора. Однако и этой горстки событий порой бывает достаточно для громких физических результатов.

Первые зарегистрированные нейтрино были «земными». Это были нейтрино, вылетающие из работающего ядерного реактора или образующиеся в ускорителях при распаде нестабильных элементарных частиц, например пи-мезонов. Затем были обнаружены солнечные нейтрино, которые испускаются во время «горения» ядерного топлива в центре Солнца, а также атмосферные нейтрино, рождающиеся в атмосфере при бомбардировке Земли космическими лучами высоких энергий (рис. 2). Изучение солнечных и атмосферных нейтрино сопровождалось загадками, которые были разрешены всего десятилетие назад и привели к открытию нейтринных осцилляций.













Рис. 2. Два типа нейтрино высоких энергий, попадающие в детектор


Рис. 2. Два типа нейтрино высоких энергий, попадающие в подземный (или подледный) детектор. Астрофизические нейтрино (слева) прилетают прямо из глубокого космоса и, столкнувшись с атомом вещества, порождают внутри детектора вспышку света. Атмосферные нейтрино (справа) образуются в верхней атмосфере после столкновения протона высокой энергии и образования вторичных частиц, одна из которых и распадается с испусканием нейтрино. Таких нейтрино очень много, но они не подходят для задач нейтринной астрофизики



Земные, атмосферные и солнечные нейтрино — это всё «родные», близкие нам нейтрино. Однако еще должны существовать и астрофизические нейтрино, рождающиеся где-то в глубоком космосе и прилетающие к нам издалека. Есть несколько возможных источников таких космических нейтрино (для их иллюстрации, кстати, отлично подходит рис. 1 из нашей новости про загадку космических позитронов). Главный из них — это те же самые объекты (например, пульсары и активные ядра галактик), в которых протоны и другие частицы космических лучей разгоняются до огромных энергий. Сталкиваясь с атомами окружающего вещества, эти протоны порождают множество адронов, в том числе и пи-мезонов, которые при своем распаде испускают нейтрино. Этот процесс напоминает рождение атмосферных нейтрино, как на рис. 2, с той лишь разницей, что происходит он не рядом с нами, а где-то в далекой галактике, и до нас долетает лишь слабое «нейтринное эхо» того процесса. Другой вариант рождения пи-мезонов — это столкновение космических лучей сверхвысоких энергий с фотонами микроволнового излучения, которое равномерно распределено по всей Вселенной. Обычно про это явление говорят лишь то, что оно не позволяет космическим протонам иметь слишком большую энергию (так называемыйпредел Грайзена — Зацепина — Кузьмина), но его неизбежным побочным эффектом является и нейтринный поток. Наконец, нейтрино могли бы образоваться и при распаде тяжелых частиц темной материи. Поскольку про темную материю пока что ничего не известно, кроме того что она существует, такой вариант распада остается гипотетическим. Однако если он реализуется, к нам должны со всех сторон прилетать и такие нейтрино, причем в особенности — из области сгущения темной материи.

Астрофизические нейтрино представляют собой принципиально новый инструмент для наблюдений за космосом, за теми высокоэнергетическими процессами, которые там происходят. В отличие от протонов, электронов и других частиц нейтрино не отклоняются магнитными и электрическими полями. Поэтому, определив направление прилета космического нейтрино, мы сразу же получаем направление на источник. В отличие от света и других форм электромагнитного излучения нейтрино ничем не поглощаются на своем пути, а значит, позволяют увидеть источник, скрытый от оптического наблюдения за толстой газопылевой завесой. В общем, наблюдение космоса в «нейтринных лучах» — заветная мечта современной астрофизики.

С астрофизическими нейтрино была только одна проблема — их до сих пор не получалось зарегистрировать. Именно это удалось сейчас сделать огромному нейтринному детектору IceCube, размещенному на Южном полюсе в антарктическом льду. Первые указания на то, что в данных IceCube действительно есть нейтрино астрофизического происхождения, появились в прошлом году — и тогда это стало одним из главных событий в физике за 2013 год. Сейчас, после обработки результатов трех лет работы детектора, эти намеки превратились в окончательно установленный факт: нейтрино космического происхождения существуют, надежно регистрируются и первые данные IceCube уже выявляют любопытные закономерности.

Детектор IceCube


Главная проблема с регистрацией нейтрино астрофизического происхождения состоит в том, что их мало, на порядки меньше, чем атмосферных и тем более солнечных нейтрино. К счастью, солнечные нейтрино обладают энергиями в несколько МэВ, и их легко отсечь, если повысить энергетический порог регистрации. С атмосферными нейтрино ситуация посложнее, но и тут есть предсказание, что с ростом энергии поток атмосферных нейтрино должен спадать быстрее, чем космических. Поэтому если подняться еще на несколько порядков по энергии и отбирать только нейтрино с энергией несколько десятков ТэВ (!) и выше, то тогда атмосферных нейтрино почти не останется, и можно будет впервые прощупать нейтрино астрофизического происхождения. Напомним, что энергия протонов на Большом адронном коллайдере составляет всего 7 ТэВ, а тут речь идет про нейтрино в десятки раз большей энергии.

Нейтрино с такой большой энергией оставит в детекторе очень яркий сигнал. Нейтрино словно ударяет с огромной силой по какому-то атому в рабочем объеме детектора. Это приводит к большому энерговыделению — рождению многочисленных фотонов и электрон-позитронных пар, свечение от которых регистрируется чувствительными датчиками света (фотоумножителями, ФЭУ). Условно говоря, от удара нейтрино материал детектора на мгновение вспыхивает ярким светом. Проблема только в том, что чем ярче эта вспышка, тем больше ее пространственный размер. Для энергий нейтрино в сотни ТэВ или даже ПэВ (1 ПэВ = 1000 ТэВ) этот размер составляет сотни метров. В маленький детектор такой сигнал просто не поместится! Поэтому для того, чтобы отличить нейтринные события с энергией 1 ПэВ и 1 ТэВ — то есть четко различать астрофизические и атмосферные нейтрино, — требуется установка размером порядка километра. Большой размер детектора нужен также и для того, чтобы повысить вероятность их регистрации. Если теоретические модели процессов рождения астрофизических нейтрино верны, при таких масштабах можно рассчитывать на поимку как минимум нескольких астрофических нейтрино в год.

Именно эти соображения лежали в основе проекта нейтринного детектора IceCube — гигантской установки, рабочим веществом которой служит кубический километр антарктического льда на Южном полюсе (рис. 1). Чувствительные фотоэлементы в IceCube организованы в виде гирлянд, которые спускались в свежепробуренные шахты на глубину до двух с половиной километров, где они быстро вмерзали в окружающий лед. IceCube состоит из 86 таких цепочек по 60 ФЭУ в каждой, а сами цепочки расположены на расстоянии 125 метров друг от друга. Кроме этого, в центре детектора есть небольшая область с более плотной «застройкой» (установка Deep Core), а сверху над IceCube расположен датчик космических лучей IceTop. Этот датчик позволяет отличить одиночное космическое нейтрино от нейтрино, рожденного в атмосфере: в первом случае мощный нейтринный сигнал внутри IceCube происходит в одиночестве, а во втором случае IceTop зафиксирует совпадающий по времени широкий ливень вторичных частиц (рис. 2, справа).

В начале 2000-х годов сооруженная там же, на Южном полюсе, установка AMANDA — предварительный прототип IceCube гораздо меньшего размера — убедительно показала, что антарктический лед действительно является удобной средой для регистрации нейтрино и что суровые условия работы на Южном полюсе — не помеха работе аппаратуры. Проект IceCube был окончательно одобрен в 2004 году и тогда же началось его сооружение. В течение нескольких лет бурились шахты, в них спускались новые цепочки ФЭУ и параллельно с этим велся набор первых данных. К концу 2010 года сооружение установки вместе с детектором космических лучей IceTop на поверхности было завершено, детектор достиг проектной чувствительности и началась охота за астрофизическими нейтрино.

Астрофизические результаты IceCube


Первой целью IceCube была регистрация максимально высокоэнергетических нейтрино, которые могли поместиться в его детекторе. Летом 2013 года коллаборация сообщила первый громкий результат: в данных первых двух лет работы было обнаружено целых два нейтринных события с энергией больше 1 ПэВ. Атмосферных нейтрино с такой энергией уже почти не должно было бы оставаться; вероятность того, что эти два нейтринных события были атмосферного, а не астрофизического происхождения, составляла меньше процента (статистическая значимость: 2,8σ). Однако для абсолютно надежного сообщения об открытии астрофизических нейтрино этих двух примеров было маловато.

Воодушевившись первым успехом, коллаборация решила спуститься вниз по энергии. В новом анализе, опубликованном в конце 2013 года, речь шла про нейтрино с энергией выше 30 ТэВ. Точнее, это ограничение относится к энерговыделению, зафиксированному детектором; энергия самого нейтрино могла бы и выше. В данных первых двух лет таких нейтрино было обнаружено 28. По теоретическим расчетам, чисто атмосферных нейтрино, а также событий, вызванных глубоко проникающими мюонами таких энергий, должно было быть от силы десяток-полтора. Таким образом, появилось серьезное указание на то, что IceCube «видит» настоящие астрофизические нейтрино. Статистическая значимость астрофизического сигнала выросла уже до 4σ. По критериям достоверности, принятым в физике элементарных частиц, это уже близко, но еще недостаточно для того, чтобы уверенно сообщать об открытии.

Надо сказать, что уже тогда мало кто сомневался в том, что IceCube действительно видит астрофизический нейтринный поток. На это указывало не только количество событий (28 против ожидаемого десятка), но и соотношение между типами нейтрино. Атмосферные нейтрино должны приходить преимущественно мюонные, а космические нейтрино должны быть распределены поровну между всеми тремя типами нейтрино — электронным, мюонным и тау-нейтрино. Детектор IceCube позволяет измерить долю мюонных нейтрино, и эта доля оказалась невелика, в согласии с космическим, но не с атмосферным их происхождением.

В новой статье коллаборации IceCube, появившейся на днях в архиве е-принтов, сделан последний шаг на пути к заветной цели — окончательному доказательству того, что установка действительно видит поток астрофизических нейтрино. Новые данные уже включают три года работы детектора — вплоть до мая 2013 года. Ограничения по энерговыделению в детекторе были те же, что и раньше: больше 30 ТэВ (рис. 3).













Рис. 3. Распределение зарегистрированных событий


Рис. 3. Распределение зарегистрированных событий по энергии (по горизонтали) и вертикальному углу прилета по отношению к уровню горизонта (по вертикали). Верхняя половина диаграммы отвечает нейтрино, прилетевшим из Северного полушария небесной сферы (из-под Земли), нижняя — из Южного полушария, без пролета сквозь Землю. Кружочками отмечены события без мюонного трека (и, как следствие, с плохим угловым разрешением), крестиками — с мюонным треком. Пустота в правой верхней части графика объясняется тем, что нейтрино слишком большой энергии уже не может пролететь сквозь Землю. Изображение из обсуждаемой статьи



Коллаборация сообщает, что в трехлетней статистике таких событий насчитывается уже 37, в то время как чисто атмосферных нейтрино должно было бы быть около 15–20. Вероятность того, что все эти события можно списать на атмосферные, стала исключительно мала, а это значит, что часть событий гарантированно астрофизического происхождения. Статистическая значимость этого утверждения составляет уже 5,7σ, и это означает, чтоастрофизические нейтрино окончательно открыты. Любопытно также отметить, что в новых данных присутствует событие с рекордной энергией 2 ПэВ (рис. 4).













Рис. 4. Нейтринное событие с энерговыделением 2 ПэВ


Рис. 4. Нейтринное событие с энерговыделением 2 ПэВ = 2000 ТэВ. Размер каждого кружка пропорционален энерговыделению в одном ФЭУ. Цвет кружка отвечает времени прихода светового сигнала в данных ФЭУ: более ранние вспышки отвечают красному цвету, более поздние — синему. Изображение из обсуждаемой статьи



В распределении данных по энергии, показанному на рис. 3, есть одна подозрительная особенность — это провал в области энергий 300–1000 ТэВ. Есть много событий с энергий меньше 300 ТэВ, есть три события с энергией выше 1000 ТэВ, а в промежутке — всего одно одинокое событие. Эта ситуация выглядит несколько странно, поскольку по теоретическим соображениям ожидается, что распределение событий по энергии будет более-менее плавным. Статистическая значимость провала пока невелика, но есть смысл поразмышлять уже сейчас, чему этот провал мог бы соответствовать.

IceCube не только регистрирует факт прихода нейтрино высокой энергии, но и способен примерно определить направление, с которого оно пришло. Правда, здесь есть два варианта. Если это было мюонное нейтрино, которое, столкнувшись с каким-то атомом вещества, превратилось в мюон, то этот мюон большой энергии оставляет четко различимый след — мюонный трек. Направление этого трека позволяет определить направление прилета нейтрино с точностью порядка одного градуса. Если же это было электронное нейтрино, или какое-то другое, но без мюонного трека, тогда направление прилета восстанавливается плохо, с погрешностью около 15 градусов. Тем не менее даже такая информация позволяет нанести каждое событие на карту неба и проверить, откуда эти нейтрино летят.

Первые наблюдения говорят о том, что источники более-менее изотропно разбросаны по небу (рис. 5). Кажется, что их намного меньше в Северном полушарии небесной сферы, чем в Южном, но причиной этого является не распределение самих источников, а лишь большое поглощение нейтрино в толще Земли. Обычно, подчеркивая огромную проникающую способность нейтрино, говорят, что они могут беспрепятственно пролетать сквозь Землю, однако это верно лишь для нейтрино умеренно больших энергий. При энергии в сотни ТэВ нейтрино уже начинает довольно хорошо поглощаться Землей, поэтому летящие с северного неба нейтрино просто не долетают до детектора.













Рис. 5. Распределение направления прилета высокоэнергетических нейтрино по небу


Рис. 5. Распределение направления прилета высокоэнергетических нейтрино по небу в галактических координатах. Центр карты отвечает центру нашей галактики, экватор показывает плоскость галактики. Каждое пятнышко отвечает одному событию, цветом показана вероятность того, что это событие может входить в кластер с другими. Знаком «+» показаны события без мюонного трека и плохим угловым разрешением, знаком «×» — события с мюонным треком и хорошим разрешением. Изображение из обсуждаемой статьи



Конечно, на рис. 5 бросается в глаза некоторое сгущение в центральной части карты, вблизи центра нашей Галактики. Пока что этому сгущению не надо придавать большого значения. Дело в том, что все события в этом скоплении обладают очень большой неопределенностью направления прилета (все эти события без мюонного трека). Поэтому при такой большой угловой неопределенности случайное совпадение нескольких событий в какой-то области неба вполне возможно. Но ситуация кардинально изменится, если будет обнаружен кластер из 2–3 совпадающих событий с мюонным треком. Пока таких совпадений не обнаружено. Но если на небе есть какой-то мощный точечный источник нейтрино, рано или поздно эта кластеризация проявится.

Планы на будущее


Итак, детектор IceCube достиг заветной цели — зарегистрировал нейтрино космического происхождения и тем самым положил начало экспериментальной нейтринной астрофизике. Набор данных продолжается, и спустя еще пару-тройку лет статистика станет достаточной для того, чтобы перейти от простого наблюдения к серьезному исследованию. Для теоретиков здесь есть пока что простор для гипотез; некоторые возможности теоретической интерпретации обсуждаются в недавнем докладе С. Троицкого (PDF, 2,7 Мб). Но серьезные указания в пользу того или иного предположения появятся только после накопления и обработки новых данных.

А что касается работы самой установки IceCube, то планы на будущее тут самые серьезные. Поскольку техника работает отлично и первая научная цель достигнута, можно задумываться и о постепенном расширении детектора. Чем больше объем рабочего вещества, тем больше будет темп набора данных. Ледниковый щит на Южном полюсе позволяет расширяться в стороны покуда хватит финансов. Более того, это расширение будет вовсе не таким затратным, как может показаться на первый взгляд. Дело в том, что антарктический лед на глубине 2 километра оказался более прозрачным, чем изначально предполагали специалисты: длина поглощения света на глубине свыше 2 км достигает порой 250 метров. Это значит, что, даже если гирлянды ФЭУ будут расставлены в более широкую решетку, с шагом в 300 метров против нынешних 125, это не слишком сильно скажется на чувствительности детектора: существенная часть света всё равно достигнет ФЭУ. Поэтому вполне возможно, что в новой версии IceCube удастся вдесятеро увеличить чувствительный объем при практически тех же финансовых вложениях. Такая модернизация превратит IceCube в прибор, через который не просто что-то видно, а в который удается тщательно рассмотреть космос в «нейтринных лучах».

 

Оставьте свой отзыв!