Нейтринная астрономия
Наблюдение за маломассивными звездными частицами
Оптический модуль нейтринного телескопа. Нейтринные телескопы состоят из сотен или тысяч оптических модулей, распределенных по большому объему.

Нейтринная астрономия — раздел астрономии, который собирает информацию об астрономических объектах, наблюдая и изучая испускаемые ими нейтрино с помощью нейтринных детекторов в специальных наземных обсерваториях. [1] Это новая область в астрофизике частиц, дающая представление о высокоэнергетических и нетепловых процессах во Вселенной.

Нейтрино — это почти безмассовые и электрически нейтральные или незаряженные элементарные частицы . Они создаются в результате определенных типов радиоактивного распада , ядерных реакций, таких как те, что происходят на Солнце или в астрофизических явлениях высокой энергии, в ядерных реакторах или при попадании космических лучей в атомы в атмосфере. Нейтрино редко взаимодействуют с веществом (только посредством слабого ядерного взаимодействия), движутся почти со скоростью света по прямым линиям, проходят через большие объемы вещества без заметного поглощения или без отклонения магнитными полями. В отличие от фотонов, нейтрино редко рассеиваются по своей траектории. Но, как и фотоны, нейтрино являются одними из самых распространенных частиц во Вселенной. Благодаря этому нейтрино предоставляют уникальную возможность наблюдать процессы, недоступные оптическим телескопам , такие как реакции в ядре Солнца. Нейтрино, которые создаются в ядре Солнца, практически не поглощаются, поэтому большое их количество покидает Солнце и достигает Земли. Нейтрино также могут обеспечивать очень четкое направление по сравнению с заряженными частицами космических лучей.

Нейтрино очень трудно обнаружить из-за их неинтерактивной природы. Чтобы обнаружить нейтрино, ученым приходится защищать детекторы от космических лучей, которые могут проникать на сотни метров в скальные породы. Нейтрино, с другой стороны, могут пройти через всю планету, не поглощаясь, как «частицы-призраки». Вот почему детекторы нейтрино размещаются на глубине многих сотен метров под землей, обычно на дне шахт. Там размещается жидкость для обнаружения нейтрино, такая как раствор, богатый хлором; нейтрино реагируют с изотопом хлора и могут образовывать радиоактивный аргон. Также использовалось преобразование галлия в германий. [2] Нейтринная обсерватория IceCube, построенная в 2010 году на южном полюсе, является крупнейшим детектором нейтрино, состоящим из тысяч оптических датчиков, зарытых на глубине 500 метров под кубическим километром глубокого, сверхпрозрачного льда, и обнаруживает свет, испускаемый заряженными частицами, которые производятся, когда одиночное нейтрино сталкивается с протоном или нейтроном внутри атома. В результате ядерной реакции образуются вторичные частицы, движущиеся с высокой скоростью и испускающие синий свет, называемый черенковским излучением . [3] Super-Kamiokande в Японии, а также ANTARES и KM3NeT в Средиземноморье — некоторые другие важные детекторы нейтрино.

Поскольку нейтрино взаимодействуют слабо, детекторы нейтрино должны иметь большие целевые массы (часто тысячи тонн). Детекторы также должны использовать экранирование и эффективное программное обеспечение для удаления фонового сигнала. Поскольку нейтрино очень трудно обнаружить, единственными телами, которые были изучены таким образом, являются Солнце и сверхновая SN1987A, которая взорвалась в 1987 году. Ученый предсказал, что взрывы сверхновых будут производить всплески нейтрино, и похожий всплеск был фактически обнаружен у сверхновой 1987A.

В будущем нейтринная астрономия обещает открыть другие аспекты Вселенной, включая совпадающие гравитационные волны , гамма-всплески , космический нейтринный фон , происхождение нейтрино сверхвысоких энергий, свойства нейтрино (такие как иерархия масс нейтрино), свойства темной материи и т. д. Она станет неотъемлемой частью многоканальной астрономии, дополняя гравитационную астрономию и традиционную телескопическую астрономию.

История

Нейтрино были впервые зарегистрированы в 1956 году Клайдом Коуэном и Фредериком Райнесом в эксперименте, в котором в качестве источника нейтрино использовался близлежащий ядерный реактор. [4] Их открытие было отмечено Нобелевской премией по физике в 1995 году. [5]

За этим последовало первое обнаружение атмосферных нейтрино в 1965 году двумя группами почти одновременно. Одну возглавлял Фредерик Рейнес , который управлял жидким сцинтиллятором — детектором Case-Witwatersrand-Irvine или CWI — на золотом руднике East Rand в Южной Африке на эквивалентной глубине воды 8,8 км. [6] Другая группа была коллаборацией Бомбея-Осаки-Дарема, которая работала на индийском золотом руднике Kolar Gold Field на эквивалентной глубине воды 7,5 км. [7] Хотя группа KGF обнаружила кандидатов на нейтрино на два месяца позже, чем CWI Рейнеса, им был дан формальный приоритет из-за публикации их результатов на две недели раньше. [8]

В 1968 году Рэймонд Дэвис-младший и Джон Н. Бакалл успешно обнаружили первые солнечные нейтрино в эксперименте Хоумстейк . [9] Дэвис вместе с японским физиком Масатоси Кошибой были совместно награждены половиной Нобелевской премии по физике 2002 года «за пионерский вклад в астрофизику, в частности за обнаружение космических нейтрино (другая половина досталась Риккардо Джаккони за соответствующий пионерский вклад, который привел к открытию космических источников рентгеновского излучения)». [10]

Первое поколение проектов подводных нейтринных телескопов началось с предложения Моисея Маркова в 1960 году «...установить детекторы на глубине озера или моря и определять местоположение заряженных частиц с помощью черенковского излучения ». [8] [11]

Первый подводный нейтринный телескоп начинался как проект DUMAND . DUMAND означает Deep Underwater Muon and Neutrino Detector. Проект начался в 1976 году, и хотя он был в конечном итоге отменен в 1995 году, он послужил предшественником многих телескопов в последующие десятилетия. [8]

Байкальский нейтринный телескоп установлен в южной части озера Байкал в России. Детектор расположен на глубине 1,1 км и начал исследования в 1980 году. В 1993 году он был первым, кто развернул три струны для реконструкции траекторий мюонов, а также первым, кто зарегистрировал атмосферные нейтрино под водой. [12]

AMANDA (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array) использовала 3-километровый слой льда на Южном полюсе и была расположена в нескольких сотнях метров от станции Амундсен-Скотт . Отверстия диаметром 60 см были пробурены с помощью горячей воды под давлением, в которой были размещены струны с оптическими модулями до того, как вода снова замерзла. Глубина оказалась недостаточной для реконструкции траектории из-за рассеивания света на пузырьках воздуха. Вторая группа из 4 струн была добавлена ​​в 1995/96 годах на глубину около 2000 м, что было достаточно для реконструкции пути. Массив AMANDA впоследствии модернизировался до января 2000 года, когда он состоял из 19 струн с общим количеством 667 оптических модулей в диапазоне глубин от 1500 м до 2000 м. В конечном итоге AMANDA стала предшественником IceCube в 2005 году. [8] [12]

Примером раннего нейтринного детектора является Артёмовский сцинтилляционный детектор  [ru] (АСД), расположенный в соляной шахте Соледар на Украине на глубине более 100 м. Он был создан в Отделе лептонов высоких энергий и нейтринной астрофизики Института ядерных исследований АН СССР в 1969 году для изучения потоков антинейтрино от коллапсирующих звёзд в Галактике, а также спектра и взаимодействий мюонов космических лучей с энергией до 10^13 эВ. Особенностью детектора является 100-тонный сцинтилляционный бак с размерами порядка длины электромагнитного ливня с начальной энергией 100 ГэВ. [13]

21 век

После упадка DUMAND участвующие группы разделились на три ветви для изучения глубоководных вариантов 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 «этажей», оснащенных тремя оптическими модулями, электронным контейнером и калибровочными устройствами до максимальной глубины 2475 м. [12]

NEMO (NEutrino Mediterranean Observatory) была разработана итальянскими группами для исследования возможности создания глубоководного детектора размером в кубический километр. Было определено подходящее место на глубине 3,5 км примерно в 100 км от Капо Пассеро на юго-восточном побережье Сицилии. С 2007 по 2011 год на первом этапе прототипирования была испытана «мини-башня» с 4 стержнями, развернутыми на несколько недель около Катании на глубине 2 км. Вторая фаза, а также планы по развертыванию полноразмерной прототипной башни будут осуществляться в рамках KM3NeT. [8] [12]

Проект NESTOR был установлен в 2004 году на глубине 4 км и работал в течение одного месяца, пока отказ кабеля на берегу не заставил его прекратить. Полученные данные все еще успешно продемонстрировали функциональность детектора и обеспечили измерение потока мюонов в атмосфере. Доказательство концепции будет реализовано в рамках KM3Net. [8] [12]

Второе поколение проектов глубоководных нейтринных телескопов достигает или даже превосходит размер, изначально задуманный пионерами DUMAND. IceCube , расположенный на Южном полюсе и включающий своего предшественника AMANDA, был завершен в декабре 2010 года. В настоящее время он состоит из 5160 цифровых оптических модулей, установленных на 86 струнах на глубинах от 1450 до 2550 м во льдах Антарктиды. KM3NeT в Средиземном море и GVD находятся на подготовительной/прототипной стадии. IceCube измеряет 1 км 3 льда. GVD также планируется охватить 1 км 3, но с гораздо более высоким энергетическим порогом. KM3NeT планируется охватить несколько км 3 и иметь два компонента: ARCA ( Astroarticle Research with Cosmics in the Abyss ) и ORCA ( Ocillations Research with Cosmics in the Abyss ). [14] Оба проекта, KM3NeT и GVD, завершили по крайней мере часть своего строительства [14] [15] , и ожидается, что эти два проекта вместе с IceCube сформируют глобальную нейтринную обсерваторию. [12]

В июле 2018 года Нейтринная обсерватория IceCube объявила, что они отследили чрезвычайно высокоэнергетическое нейтрино , которое попало в их исследовательскую станцию ​​в Антарктиде в сентябре 2017 года, до точки его происхождения в блазаре TXS 0506+056, расположенном на расстоянии 3,7 миллиарда световых лет в направлении созвездия Ориона . Это первый случай, когда детектор нейтрино использовался для обнаружения объекта в космосе, и был идентифицирован источник космических лучей . [16] [17] [18]

В ноябре 2022 года коллаборация IceCube достигла еще одного значительного прогресса в определении происхождения космических лучей, сообщив о наблюдении 79 нейтрино с энергией более 1 ТэВ, возникших в близлежащей галактике M77 . Ожидается, что эти результаты в хорошо известном объекте помогут изучить активное ядро ​​этой галактики, а также послужат основой для будущих наблюдений. [19] [20]

В июне 2023 года астрономы сообщили об использовании новой методики для первого обнаружения выброса нейтрино из галактической плоскости галактики Млечный Путь . [21] [22]

Методы обнаружения

Нейтрино невероятно редко взаимодействуют с материей, поэтому подавляющее большинство нейтрино пройдет через детектор, не взаимодействуя. Если нейтрино и взаимодействует, то только один раз. Поэтому для проведения нейтринной астрономии необходимо использовать большие детекторы, чтобы получить достаточно статистики. [23]

Детектор нейтрино IceCube на Южном полюсе. ФЭУ находятся под более чем километром льда и будут обнаруживать фотоны от нейтринных взаимодействий в кубическом километре льда

Метод обнаружения нейтрино зависит от энергии и типа нейтрино. Известным примером является то, что антиэлектронные нейтрино могут взаимодействовать с ядром в детекторе посредством обратного бета-распада и производить позитрон и нейтрон. Позитрон немедленно аннигилирует с электроном, производя два фотона 511 кэВ. Нейтрон прикрепится к другому ядру и испустит гамма-излучение с энергией в несколько МэВ. [24] В общем, нейтрино могут взаимодействовать посредством взаимодействий нейтрального тока и заряженного тока. Во взаимодействиях нейтрального тока нейтрино взаимодействует с ядром или электроном, и нейтрино сохраняет свой первоначальный аромат. Во взаимодействиях заряженного тока нейтрино поглощается ядром и производит лептон, соответствующий аромату нейтрино ( , , и т. д.). Если заряженные результирующие частицы движутся достаточно быстро, они могут создавать черенковский свет . [25] ν е ⟶ е − {\displaystyle {\ce {\nu_{e}-> e^-}}} ν μ ⟶ μ − {\displaystyle {\ce {\nu_{\mu}-> \mu^{-}}}}

Для наблюдения за взаимодействием нейтрино детекторы используют фотоумножительные трубки (ФЭУ) для обнаружения отдельных фотонов. По времени появления фотонов можно определить время и место взаимодействия нейтрино. [23] Если нейтрино создает мюон во время своего взаимодействия, то мюон будет двигаться по линии, создавая «трек» из черенковских фотонов. Данные по этому треку можно использовать для реконструкции направленности мюона. Для высокоэнергетических взаимодействий направления нейтрино и мюона совпадают, поэтому можно определить, откуда пришло нейтрино. Это указание направления важно в нейтринной астрономии вне солнечной системы. [26] Наряду со временем, положением и, возможно, направлением, можно вывести энергию нейтрино из взаимодействий. Число испускаемых фотонов связано с энергией нейтрино, а энергия нейтрино важна для измерения потоков солнечных и геонейтрино. [23]

Из-за редкости нейтринных взаимодействий важно поддерживать низкий фоновый сигнал. По этой причине большинство нейтринных детекторов построены под слоем скальной породы или воды. Этот слой защищает от большинства космических лучей в атмосфере; только некоторые из мюонов с самой высокой энергией способны проникать в глубины наших детекторов. Детекторы должны включать способы обработки данных от мюонов, чтобы не путать их с нейтрино. Наряду с более сложными мерами, если трек мюона впервые обнаружен за пределами желаемого «реперного» объема, событие рассматривается как мюон и не рассматривается. Игнорирование событий за пределами реперного объема также уменьшает сигнал от излучения за пределами детектора. [23]

Несмотря на усилия по экранированию, неизбежно, что некоторый фон попадет в детектор, часто в виде радиоактивных примесей внутри самого детектора. На этом этапе, если невозможно отличить фон от истинного сигнала, необходимо использовать моделирование Монте-Карло для моделирования фона. Хотя может быть неизвестно, является ли отдельное событие фоном или сигналом, можно обнаружить избыток фона, что означает наличие желаемого сигнала. [27]

Приложения

Когда астрономические тела, такие как Солнце , изучаются с помощью света, можно непосредственно наблюдать только поверхность объекта. Любой свет, произведенный в ядре звезды, будет взаимодействовать с частицами газа во внешних слоях звезды, и потребуется сотни тысяч лет, чтобы добраться до поверхности, что делает невозможным прямое наблюдение за ядром. Поскольку нейтрино также создаются в ядрах звезд (в результате звездного слияния ), ядро ​​можно наблюдать с помощью нейтринной астрономии. [28] [29] Были обнаружены другие источники нейтрино, такие как нейтрино, испускаемые сверхновыми. Несколько экспериментов с нейтрино сформировали Систему раннего оповещения о сверхновых (SNEWS), где они ищут увеличение потока нейтрино, которое могло бы сигнализировать о событии сверхновой. [30] В настоящее время существуют цели по обнаружению нейтрино из других источников, таких как активные ядра галактик (AGN), а также всплески гамма-излучения и галактики со вспышкой звездообразования . Нейтринная астрономия также может косвенно обнаружить темную материю.

Предупреждение о сверхновой

Семь нейтринных экспериментов (Super-K, LVD, IceCube, KamLAND, Borexino , Daya Bay и HALO) работают вместе как Система раннего оповещения о сверхновой ( SNEWS ). [31] При коллапсе ядра сверхновой девяносто девять процентов высвобождаемой энергии будет в нейтрино. В то время как фотоны могут быть захвачены в плотной сверхновой в течение нескольких часов, нейтрино способны вырваться за несколько секунд. Поскольку нейтрино движутся примерно со скоростью света, они могут достичь Земли раньше, чем фотоны. Если два или более детекторов SNEWS наблюдают совпадение увеличенного потока нейтрино, профессиональным и любительским астрономам отправляется предупреждение, чтобы они были начеку в отношении света сверхновой. Используя расстояние между детекторами и разницу во времени между обнаружениями, предупреждение может также включать направленность относительно местоположения сверхновой на небе.

Звездные процессы

Цепочка протон-протонного слияния, происходящая внутри Солнца. Этот процесс отвечает за большую часть энергии Солнца.

Солнце, как и другие звезды, питается от ядерного синтеза в своем ядре. Ядро невероятно большое, а это значит, что фотонам, произведенным в ядре, потребуется много времени, чтобы распространиться наружу. Поэтому нейтрино — единственный способ получить данные в реальном времени о ядерных процессах на Солнце. [32]

Существует два основных процесса звездного ядерного синтеза. Первый — это цепочка протон-протон (PP), в которой протоны сливаются вместе в гелий, иногда временно создавая по пути более тяжелые элементы литий, бериллий и бор. Второй — это цикл CNO, в котором углерод, азот и кислород сливаются с протонами, а затем подвергаются альфа-распаду (испусканию ядер гелия), чтобы начать цикл снова. Цепочка PP является основным процессом на Солнце, в то время как цикл CNO более доминирует в звездах, более массивных, чем Солнце. [27]

Каждый шаг в этом процессе имеет разрешенный спектр энергии для нейтрино (или дискретную энергию для процессов захвата электронов). Относительные скорости ядерных процессов Солнца могут быть определены путем наблюдений за его потоком при различных энергиях. Это прольет свет на свойства Солнца, такие как металличность , которая является составом более тяжелых элементов. [27]

Borexino — один из детекторов, изучающих солнечные нейтрино. В 2018 году они обнаружили 5σ-значимость существования нейтрино от слияния двух протонов с электроном (pep-нейтрино). [32] В 2020 году они впервые обнаружили доказательства существования CNO-нейтрино на Солнце. Улучшения в измерении CNO будут особенно полезны для определения металличности Солнца. [27]

Состав и строение Земли

Недра Земли содержат радиоактивные элементы, такие как и цепочки распада и . Эти элементы распадаются посредством бета-распада , который испускает антинейтрино. Энергии этих антинейтрино зависят от родительского ядра. Поэтому, обнаруживая поток антинейтрино как функцию энергии, мы можем получить относительный состав этих элементов и установить предел общей выходной мощности геореактора Земли. Большая часть наших текущих данных о ядре и мантии Земли исходит из сейсмических данных, которые не дают никакой информации о ядерном составе этих слоев. [33] К 40 {\displaystyle {\ce {^{40}K}}} U 238 {\displaystyle {\ce {^{238}U}}} Th 232 {\displaystyle {\ce {^{232}Th}}}

Borexino обнаружил эти геонейтрино в процессе . Полученный позитрон немедленно аннигилирует с электроном и произведет два гамма-луча, каждый с энергией 511 кэВ (масса покоя электрона). Нейтрон позже будет захвачен другим ядром, что приведет к гамма-лучам 2,22 МэВ, когда ядро ​​девозбуждается. Этот процесс в среднем занимает порядка 256 микросекунд. Путем поиска временных и пространственных совпадений этих гамма-лучей экспериментаторы могут быть уверены, что событие имело место. [33] ν ¯ + p + ⟶ e + + n {\displaystyle {\ce {{\bar {\nu }}+p^{+}\longrightarrow e^{+}{+n}}}}

Используя данные за более чем 3200 дней, Borexino использовал геонейтрино для наложения ограничений на состав и выходную мощность мантии. Они обнаружили, что отношение к такое же, как у хондритовых метеоритов. Выходная мощность урана и тория в мантии Земли составила 14,2-35,7 ТВт с доверительным интервалом 68%. [23] U 238 {\displaystyle {\ce {^{238}U}}} Th 232 {\displaystyle {\ce {^{232}Th}}}

Нейтринная томография также дает представление о внутренней части Земли. Для нейтрино с энергией в несколько ТэВ вероятность взаимодействия становится существенной при прохождении через Землю. Вероятность взаимодействия будет зависеть от числа нуклонов, пройденных нейтрино на своем пути, что напрямую связано с плотностью. Если начальный поток известен (как в случае атмосферных нейтрино), то обнаружение конечного потока дает информацию о произошедших взаимодействиях. Затем плотность можно экстраполировать из знания этих взаимодействий. Это может обеспечить независимую проверку информации, полученной из сейсмических данных. [34]

Внутренняя часть Земли, как мы ее знаем. В настоящее время наша информация исходит только из сейсмических данных. Нейтрино были бы независимой проверкой этих данных

В 2018 году данные IceCube за один год были оценены для выполнения нейтринной томографии. Анализ изучал восходящие мюоны, которые обеспечивают как энергию, так и направленность нейтрино после прохождения через Землю. Модель Земли с пятью слоями постоянной плотности была подобрана к данным, и полученная плотность согласуется с сейсмическими данными. Значения, определенные для общей массы Земли, массы ядра и момента инерции, согласуются с данными, полученными из сейсмических и гравитационных данных. С текущими данными неопределенности этих значений все еще велики, но будущие данные IceCube и KM3NeT наложат более строгие ограничения на эти данные.

Астрофизические события высокой энергии

Нейтрино могут быть либо первичными космическими лучами (астрофизическими нейтрино), либо образовываться в результате взаимодействия космических лучей. В последнем случае первичные космические лучи будут производить пионы и каоны в атмосфере. По мере распада этих адронов они производят нейтрино (называемые атмосферными нейтрино). При низких энергиях поток атмосферных нейтрино во много раз больше, чем астрофизических нейтрино. При высоких энергиях пионы и каоны имеют более длительное время жизни (из-за релятивистского замедления времени). Теперь адроны с большей вероятностью будут взаимодействовать до того, как распадутся. Из-за этого поток астрофизических нейтрино будет доминировать при высоких энергиях (~100 ТэВ). Для проведения нейтринной астрономии высокоэнергетических объектов эксперименты опираются на нейтрино с самой высокой энергией. [35]

Для выполнения астрономических исследований удаленных объектов требуется сильное угловое разрешение. Нейтрино электрически нейтральны и взаимодействуют слабо, поэтому они перемещаются в основном невозмущенными по прямым линиям. Если нейтрино взаимодействует внутри детектора и производит мюон, мюон создаст наблюдаемый трек. При высоких энергиях направление нейтрино и направление мюона тесно коррелируют, поэтому можно проследить направление входящего нейтрино. [35]

Эти высокоэнергетические нейтрино являются либо первичными, либо вторичными космическими лучами, производимыми энергичными астрофизическими процессами. Наблюдение за нейтрино может дать представление об этих процессах за пределами того, что можно наблюдать с помощью электромагнитного излучения. В случае нейтрино, обнаруженного от далекого блазара, многоволновая астрономия использовалась для демонстрации пространственного совпадения, подтверждая, что блазар является источником. В будущем нейтрино можно будет использовать для дополнения электромагнитных и гравитационных наблюдений, что приведет к многоканальной астрономии. [26]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Ян Ридпат, ред. (2012), Словарь астрономии , Oxford University Press, стр. 326
  2. ^ "Нейтринные обсерватории". Американский музей естественной истории . Получено 21 апреля 2024 г.
  3. ^ "Часто задаваемые вопросы". Нейтринная обсерватория IceCube . Получено 21 апреля 2024 г.
  4. ^ Коуэн, CL Jr.; Рейнес, F.; Харрисон, FB; Круз, HW; МакГвайр, AD (1956). «Обнаружение свободного нейтрино: подтверждение». Science . 124 (3124): 103–104. Bibcode :1956Sci...124..103C. doi :10.1126/science.124.3212.103. PMID  17796274.
  5. ^ "Нобелевская премия по физике 1995 года". Нобелевский фонд . Получено 24.01.2013 .
  6. ^ Рейнес, Ф. и др. (1965). «Доказательства взаимодействия нейтрино космических лучей высокой энергии». Physical Review Letters . 15 (9): 429–433. Bibcode : 1965PhRvL..15..429R. doi : 10.1103/PhysRevLett.15.429.
  7. ^ Ачар, К. В. и др. (1965). «Обнаружение мюонов, производимых нейтрино космических лучей глубоко под землей». Physics Letters . 18 (2): 196–199. Bibcode : 1965PhL....18..196A. doi : 10.1016/0031-9163(65)90712-2.
  8. ^ abcdef Spiering, C. (2012). «К астрономии нейтрино высоких энергий». European Physical Journal H. 37 ( 3): 515–565. arXiv : 1207.4952 . Bibcode : 2012EPJH...37..515S. doi : 10.1140/epjh/e2012-30014-2. S2CID  115134648.
  9. ^ Дэвис, Р. младший; Хармер, Д. С.; Хоффман, К. К. (1968). «Поиск нейтрино от Солнца». Physical Review Letters . 20 (21): 1205–1209. Bibcode : 1968PhRvL..20.1205D. doi : 10.1103/PhysRevLett.20.1205.
  10. ^ "Нобелевская премия по физике 2002 года". Нобелевский фонд . Получено 24.01.2013 .
  11. ^ Марков, MA (1960). «О физике нейтрино высоких энергий». В Sudarshan, ECG; Tinlot, JH; Melissinos, AC (ред.). Труды ежегодной международной конференции по физике высоких энергий 1960 года . Университет Рочестера . стр. 578.
  12. ^ abcdef Katz, UF; Spiering, C. (2011). "High-Energy Neutrino Astrophysics: Status and Perspectives". Progress in Particle and Nuclear Physics . 67 (3): 651–704. arXiv : 1111.0507 . Bibcode :2012PrPNP..67..651K. doi :10.1016/j.ppnp.2011.12.001. S2CID  53005415.
  13. ^ Ашихмин, В.В.; Еникеев, РИ; Покропивный, АВ; Ряжская, О.Г.; Рясный, В.Г. (2013). «Поиск нейтринного излучения коллапсирующих звезд с помощью артемовского сцинтилляционного детектора». Известия Российской академии наук: Физика . 77 (11): 1333–1335. Bibcode :2013BRASP..77.1333A. doi :10.3103/S1062873813110051. S2CID  121385763.
  14. ^ ab "KM3NeT -". KM3NeT . Получено 2021-04-30 .
  15. ^ "Россия разворачивает гигантский космический телескоп на озере Байкал". Франция 24 . 2021-03-13 . Получено 2021-04-30 .
  16. ^ Овербай, Деннис (12 июля 2018 г.). «Оно вышло из черной дыры и приземлилось в Антарктиде — впервые астрономы проследили путь космических нейтрино до огнедышащего сердца сверхмассивного блазара». The New York Times . Получено 13 июля 2018 г.
  17. ^ «Нейтрино, упавшее на Антарктиду, отслежено до галактики в 3,7 млрд световых лет от нас». The Guardian . 12 июля 2018 г. Получено 12 июля 2018 г.
  18. ^ «Раскрыт источник космической «призрачной» частицы». BBC . 12 июля 2018 г. Получено 12 июля 2018 г.
  19. ↑ Сотрудники (3 ноября 2022 г.). «Нейтрино IceCube дают нам первый взгляд на внутренние глубины активной галактики». IceCube . Получено 03.11.2022 .
  20. ^ IceCube Collaboration; Abbasi, R.; Ackermann, M.; Adams, J.; Aguilar, JA; Ahlers, M.; Ahrens, M.; Alameddine, JM; Alispach, C.; Alves, AA; Amin, NM; Andeen, K.; Anderson, T.; Anton, G.; Argüelles, C. (2022-11-04). "Доказательства нейтринного излучения из близлежащей активной галактики NGC 1068". Science . 378 (6619): 538–543. arXiv : 2211.09972 . Bibcode :2022Sci...378..538I. doi :10.1126/science.abg3395. ISSN  0036-8075. PMID  36378962. S2CID  253320297.
  21. ^ Чанг, Кеннет (29 июня 2023 г.). «Нейтрино создают призрачную карту Млечного Пути — астрономы впервые обнаружили нейтрино, возникшие в нашей местной галактике, с помощью новой методики». The New York Times . Архивировано из оригинала 29 июня 2023 г. . Получено 30 июня 2023 г.
  22. ^ IceCube Collaboration (29 июня 2023 г.). «Наблюдение нейтрино высокой энергии из плоскости Галактики». Science . 380 (6652): 1338–1343. arXiv : 2307.04427 . Bibcode :2023Sci...380.1338I. doi :10.1126/science.adc9818. PMID  37384687. Архивировано из оригинала 30 июня 2023 г. . Получено 30 июня 2023 г. .
  23. ^ abcde Borexino Collaboration; Agostini, M.; Altenmüller, K.; Appel, S.; Atroshchenko, V.; Bagdasarian, Z.; Basilico, D.; Bellini, G.; Benziger, J.; Bick, D.; Bonfini, G. (2020-01-21). "Комплексный анализ геонейтрино с помощью Borexino". Physical Review D. 101 ( 1): 012009. arXiv : 1909.02257 . Bibcode : 2020PhRvD.101a2009A. doi : 10.1103/PhysRevD.101.012009 .
  24. ^ Арнс, Роберт Г. (01.09.2001). «Обнаружение нейтрино». Physics in Perspective . 3 (3): 314–334. Bibcode : 2001PhP.....3..314A. doi : 10.1007/PL00000535. ISSN  1422-6944. S2CID  53488480.
  25. ^ Редди, Санджай; Пракаш, Мадаппа; Латтимер, Джеймс М. (1998-05-28). "Взаимодействие нейтрино в горячей и плотной материи". Physical Review D. 58 ( 1): 013009. arXiv : astro-ph/9710115 . Bibcode : 1998PhRvD..58a3009R. doi : 10.1103/PhysRevD.58.013009. S2CID  18400234.
  26. ^ ab Сотрудничество IceCube; Fermi-LAT; MAGIC; AGILE; ASAS-SN; HAWC; HESS; INTEGRAL; Kanata; Kiso; Kapteyn (2018-07-13). "Многоадресные наблюдения вспыхивающего блазара, совпадающего с высокоэнергетическим нейтрино IceCube-170922A". Science . 361 (6398): eaat1378. arXiv : 1807.08816 . Bibcode :2018Sci...361.1378I. doi : 10.1126/science.aat1378 . ISSN  0036-8075. PMID  30002226.
  27. ^ abcd Сотрудничество Borexino (2020-11-26). «Экспериментальные доказательства образования нейтрино в цикле синтеза CNO на Солнце». Nature . 587 (7835): 577–582. arXiv : 2006.15115 . Bibcode :2020Natur.587..577B. doi :10.1038/s41586-020-2934-0. ISSN  0028-0836. PMID  33239797. S2CID  227174644.
  28. ^ Дэвис, Джонатан Х. (15.11.2016). «Проекции для измерения размера солнечного ядра с помощью нейтрино-электронного рассеяния». Physical Review Letters . 117 (21): 211101. arXiv : 1606.02558 . Bibcode : 2016PhRvL.117u1101D. doi : 10.1103/PhysRevLett.117.211101. PMID  27911522. S2CID  22640563.
  29. ^ Gelmini, GB; Kusenko, A. ; Weiler, TJ (18 мая 2010 г.). «Глазами нейтрино: призрачные частицы становятся астрономическими инструментами». Scientific American . Том 302, № 5. стр. 38–45. doi :10.1038/scientificamerican0510-38. PMID  20443376 . Получено 28.11.2013 .
  30. ^ Vigorito, C; рабочая группа SNEWS (2011-08-10). "SNEWS - Система раннего оповещения о сверхновых". Journal of Physics: Conference Series . 309 (1): 012026. Bibcode : 2011JPhCS.309a2026V. doi : 10.1088/1742-6596/309/1/012026 . ISSN  1742-6596.
  31. ^ "Что такое SNEWS?". snews.bnl.gov . Получено 2021-03-18 .
  32. ^ ab The Borexino Collaboration (октябрь 2018 г.). «Комплексное измерение солнечных нейтрино pp-цепи». Nature . 562 (7728): 505–510. Bibcode :2018Natur.562..505B. doi :10.1038/s41586-018-0624-y. hdl : 11567/930098 . ISSN  0028-0836. PMID  30356186. S2CID  53026905.
  33. ^ ab Bellini, G.; et al. (2010-04-19). "Наблюдение за геонейтрино". Physics Letters B. 687 ( 4–5): 299–304. arXiv : 1003.0284 . Bibcode :2010PhLB..687..299B. doi : 10.1016/j.physletb.2010.03.051 . ISSN  0370-2693.
  34. ^ Донини, Андреа; Паломарес-Руис, Серхио; Сальвадо, Хорди (январь 2019 г.). «Нейтринная томография Земли». Физика природы . 15 (1): 37–40. arXiv : 1803.05901 . дои : 10.1038/s41567-018-0319-1. ISSN  1745-2481. S2CID  119440531.
  35. ^ ab IceCube Collaboration; Aartsen, MG; Ackermann, M.; Adams, J.; Aguilar, JA; Ahlers, M.; Ahrens, M.; Altmann, D.; Anderson, T.; Arguelles, C.; Arlen, TC (2014-09-02). "Наблюдение высокоэнергетических астрофизических нейтрино за три года данных IceCube". Physical Review Letters . 113 (10): 101101. arXiv : 1405.5303 . Bibcode : 2014PhRvL.113j1101A. doi : 10.1103/PhysRevLett.113.101101. PMID  25238345. S2CID  220469354.
  • Медиа, связанные с нейтринной астрономией на Wikimedia Commons
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Neutrino_astronomy&oldid=1239880790"