Нейтринная и гамма астрономия

Нейтринная астрономия

    Нейтрино по своему происхождению можно разделить на несколько классов – реликтовые нейтрино, нейтрино от реакторов и ускорителей, геонейтрино, солнечные нейтрино, атмосферные нейтрино, астрофизические нейтрино.
    Несмотря на относительно большую концентрацию реликтовых нейтрино в межзвездном пространстве, пока нет метода их детектирования, что связано с их предельно малой энергией.
Нейтрино от реакторов и ускорителей, геонейтрино, солнечные нейтрино имеют относительно небольшую энергию и успешно регистрируются различными методами.
    Атмосферные нейтрино образуются в верхней атмосфере после столкновения протона высокой энергии и образования вторичных частиц, одна из которых и распадается с испусканием нейтрино.  Атмосферных нейтрино очень много, однако с ростом энергии поток атмосферных нейтрино должен спадать и при энергии больше несколько десятков ТэВ их практически не остается.
    Для нейтринной астрономии используются астрофизические нейтрино.
    Зарегистрированы космические частицы отвечающих энергиям выше 1020 эВ − это, главным образом, протоны и фотоны. Но если существуют объекты, которые способны разгонять протоны до столь высоких энергий, то поток протонов должен сопровождаться потоком нейтрино, рождённых в результате взаимодействия протонов с оболочкой объекта-источника, или с веществом и излучением в межзвёздном пространстве, например

p + X → π+(π−) + Y → μ+(μ−) + νμ(антинейтриноμ) +  Y

с последующим распадом мюонов.

Существует также сопутствующий процесс, приводящий к рождению гамма-квантов:

p + X → π0 + Y → γ + γ +Y.

    Протоны и электроны из-за наличия заряда подвержены влиянию магнитных полей в космическом пространстве, что не позволяет проследить их траекторию и установить их источник. Однако это можно сделать с помощью  ТэВ-γ-квантов и нейтрино. Поскольку оба они не заряжены, их можно использовать для определения происхождения их источника и, таким образом, происхождения космических лучей. В последние годы астрономия ТэВ-γ-излучения прошла долгий путь, были создать карты источников всего неба, некоторые из которых соответствовали уже известному объекту, а некоторые были совершенно новыми.
    Другой вид незаряженных частиц от источников космических лучей, которые могут достичь нас, — это нейтрино. Нейтрино же, имея сверхнизкое сечение взаимодействия, доносят информацию от удалённых источников с искажениями, которыми можно пренебречь − их направление остаётся практически неизменным, что выделяет нейтрино среди других элементарных частиц в качестве уникального носителя информации. Поскольку они слабо взаимодействуют друг с другом, они не поглощаются на пути к нам, что делает их уникальным инструментом для более глубокого понимания источников космических лучей как галактического, так и внегалактического происхождения. Однако именно эти свойства затрудняют их обнаружение. Для регистрации нейтрино высоких энергии используют черенковские детекторы с большим объемом воды или льда, что позволяет  регистрировать нейтрино в диапазоне энергий от нескольких GeV до EeV-диапазона. 

Источники астрофизических нейтрино

Активные галактические ядра Галактики со сверхмассивной черной дырой в центре и окружающим ее аккреционным диском классифицируются как «Активные галактические ядра» (АГЯ). По мере того, как вещество с аккреционного диска закручивается внутрь по спирали, оно, наконец, выбрасывается перпендикулярно диску в виде релятивистских струй. Именно вдоль этих джетов ожидается эмиссия нейтрино высоких энергий. Уже известно, что АЯГ испускают высокоэнергетическое гамма-излучение, особенно вдоль своих джетов.
Гамма-всплески Гамма-всплески — это кратковременные явления с продолжительностью жизни до нескольких сотен секунд, испускающие поток гамма-излучения, который затмевает все другие источники гамма-излучения. Они случайным образом распределены по небу, поэтому текущие модели предполагают, что они являются внегалактическими объектами. В настоящее время гамма-всплески связывают либо с коллапсом ядра очень массивной звезды, приводящим к образованию черной дыры (так называемые длинные мягкие гамма-всплески), либо со слиянием двойных систем, состоящих из двух нейтронных звезд или нейтронной звезды и черной дырка (короткие-жесткие гамма-всплески). В обоих случаях вещество выбрасывается из объекта в виде ультрарелятивистских струй.
Галактики со вспышкой звездообразования Предполагается, что галактики с высокой скоростью звездообразования, так называемые «галактики со вспышкой звездообразования», испускают нейтрино. Наблюдения синхротронного излучения в радиодиапазоне и γ-квантов ТэВ из областей их плотных ядер предполагают существование релятивистских электронов. Если предположить, что протоны ускоряются вместе с этими электронами, области плотного ядра с высокой плотностью вещества могут действовать как протонные пучки. Нейтрино от результирующих pp-взаимодействий потенциально могут быть обнаружены нейтринными телескопами размером в км3, такими как IceCube, KM3NeT или Baikal-GVD
Остатки сверхновых Одним из возможных источников галактических космических лучей и, следовательно, предположительно нейтрино являются остатки сверхновых, то есть материал, испускаемый первоначальным взрывом, который сталкивается с межзвездной средой и создает фронт ударной волны. Измеренные спектры гамма-излучения от остатков сверхновых можно использовать для расчета приблизительной интенсивности нейтрино от этих объектов, что делает возможным обнаружение нейтрино от этих источников с помощью детекторов масштаба км3.
Плерионы Всякий раз, когда ось магнитного поля нейтронной звезды указывает в нашем направлении, мы, возможно, наблюдаем объект как пульсар. Частицы разгоняются до релятивистских энергий и впоследствии могут реагировать с окружающим веществом. Одними из самых ярких источников гамма-излучения ТэВ являются  плерионы, среди них пульсар Крабовидной туманности. Хотя процесс гамма-ускорения обычно считается лептонным, было высказано предположение, что в пульсарном ветре может быть адронная часть, которая делает возможным образование нейтрино.
Микроквазары Микроквазары - еще один кандидат на производство нейтрино. Это двойные системы, состоящие из нейтронной звезды или черной дыры с массой примерно солнечной и одиночной звезды. Компактный объект аккрецирует массу звезды и создает релятивистскую струю, перпендикулярную аккреционному диску. Показано, что эти объекты могут излучать нейтрино высоких энергий. Утверждалось, что γ-лучи, испускаемые микроквазарами, могут сильно поглощаться внутри источника. Таким образом, потоки нейтрино для этих источников могут быть намного выше, чем предсказывает их спектр ТэВ-γ-излучения.
Другие источники нейтрино Существует множество других предполагаемых источников нейтрино, среди которых различные модели темной материи и более экзотические модели, предполагающие, что нейтрино могут быть произведены сверхмассивными реликтовыми частицами Большого взрыва.

Нейтринные телескопы


Схема обнаружения нейтрино в воде Черенковский телескоп: нейтрино (красная линия) взаимодействует с ядром, производящим мюон (синяя линия). Мюон индуцирует излучение черенковских фотонов (синий конус), которые могут быть обнаружены фотодатчиками (точки).

    Для нейтринных телескопов используется большой объем воды или льда с трехмерным массивом пространственно разнесенных фотоприемников. Расстояние между фотоприемниками по порядку величины совпадает с длиной поглощения света. Нейтрино взаимодействует в толще Земли или в объёме детектора, рождая мюон, который движется в среде со сверхсветовой скоростью и излучает конус черенковского света под строго определенным углом, зависящим от энергии мюона. (Угол между траекторией частицы и траекторией когерентного волнового фронта определяется выражением cos θ = 1/βn ≈ 1/n, когда частица достаточно релятивистская, чтобы β ≈ 1. Для воды (льда) этот угол равен ≈ 40º.) Регистрируя этот свет с помощью пространственно решетки ФЭУ, можно определить энергию и направление мюона. Траекторию
мюона можно определить по измеренному положению и времени обнаружения
фотона.  Направление движения мюона совпадает с траекторией нейтрино. Нейтрино и, соответственно, мооны от нейтрино пересекают детектор со всех направлений, но отделить мюоны от нейтрино от мюонов, рожденных в распадах пионов и каонов, можно только с направлений из нижней полусферы (из-под Земли). Только нейтрино может пересечь земной шар и родить мюон вблизи поверхности.
    Для регистрации нейтрино высоких энергии используют черенковские детекторы с большим объемом воды или льда (>1 км3и больше), что позволяет  регистрировать нейтрино в диапазоне энергий от нескольких GeV до EeV-диапазона. Это IceCube (Антарктида), Baikal-GVD (Байкал) и KM3NeT (Средиземноморье)

IceCube  — нейтринная обсерватория, построенная на антарктической станции Амундсен-Скотт. 


Схематическое изображение нейтринного телескопа IceCube. Отмечено положение установки AMANDA, центральной части телескопа с большей плотностью размещения оптических модулей, Deep Core был разработан для обеспечения чувствительности к нейтрино при энергии на порядок ниже, чем первоначально предполагалось для оригинального массива и поверхностной установки IceTop для регистрации широких атмосферных ливней.

IceCube расположен глубоко в толще антарктического льда. В отверстия, растопленные горячей водой, помещены прочные струны  с прикреплёнными на глубине от 1450 до 2450 м  фотоумножителями. Каждая струна имеет 60 фотоумножителей. Оптическая система регистрирует черенковское излучение мюонов высокой энергии, движущихся в направлении вверх (то есть из-под земли). Эти мюоны могут рождаться только при взаимодействии мюонных нейтрино, прошедших сквозь Землю, с электронами и нуклонами льда (и слоя грунта подо льдом, толщиной порядка 1 км). Поток мюонов, движущихся сверху вниз, значительно выше, однако они большей частью рождаются в верхних слоях атмосферы частицами космических лучей. Тысячи километров земного вещества служат в качестве фильтра, отсекая все частицы, которые испытывают сильное или электромагнитное взаимодействие (мюоны, нуклоны, гамма-кванты и т. п.). Из всех известных частиц только нейтрино могут пройти Землю насквозь. Таким образом, хотя IceCube расположен на Южном полюсе, он обнаруживает нейтрино, приходящие с северной полусферы неба.
    Общий объём использующегося в нём черенковского радиатора (льда) в проектной конфигурации достигает 1 км3.
    В  детектор попадают астрофизические, солнечные и атмосферные нейтрино.  Атмосферные нейтрино образуются в верхней атмосфере после столкновения протона высокой энергии и образования вторичных частиц, одна из которых и распадается с испусканием нейтрино. Астрофизические нейтрино прилетают прямо из глубокого космоса и, столкнувшись с атомом вещества, порождают внутри детектора вспышку света. Солнечные нейтрино обладают энергиями в несколько МэВ, и их легко отсечь, если повысить энергетический порог регистрации. Атмосферных нейтрино очень много, однако 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. Кроме того, нейтрино, попадающее сверху вниз в датчик, наиболее вероятно происходит от атмосферного каскадов, а нейтрино, летящее снизу, более вероятно образованно иным источником.
    Нейтринный телескоп IceCube позволил создать карту потоков северного полушария, аналогичную существующим картам, таким как карта космического микроволнового фона или гамма-телескопов.

    К 2032 году планируется модернизировать детектор, увеличив объем до 5 км3,  увеличив количество струн  и оптических сенсоров. Модернизация позволит существенно увеличить диапазон энергий  и сделает детектор в пять раз более чувствительным.

    Нейтринный телескоп в Средиземном море (KM3NeT) дополняет телескоп IceCube, построенный на Южном полюсе. Это позволит изучить большую часть диска галактики, включая ее центр, едва видный телескопом на Южном полюсе.

Галактическое центр лучше просматривается из северного полушария (через землю)

   В северном полушарии кроме телескопа KM3NeT также функционирует Байкальский нейтринный телескоп (Baikal Gigaton Volume Detector, Baikal-GVD) — нейтринная обсерватория, находящаяся на дне озера Байкал. Выбор этого озера - самого большого и глубокого пресноводного резервуара в мире - определялся высокой прозрачностью воды, ее глубиной и ледяным покровом, который позволяет установить глубоководное оборудование в течение двух месяцев зимой. На момент введения в строй 13 марта 2021 года объём детектора стал сравним с крупнейшим на сегодняшний момент детектором нейтрино IceCube. Проектная мощность телескопа 1 Гт, что соответствует объему в 1 км3.
    Телескоп наряду с IceCube, ANTARES и KM3NeT входит в нейтринную сеть (GNN) как важнейший элемент сети в Северном полушарии Земли

   Антарктида, Байкал и Средиземноморье довольно удалены друг от друга. Благодаря этому система из трех нейтринных телескопов приобретает своего рода стереоскопическое зрение, позволяющее точнее определять направление на источник нейтрино.

Гамма-телескопы

    Гамма-телескоп (Gamma-ray telescope) — телескоп, предназначенный для наблюдения удалённых объектов в спектре гамма-излучения. Гамма-телескопы используются для поиска и исследования дискретных источников гамма-излучения, измерения энергетических спектров галактического и внегалактического диффузного гамма-излучения, исследования гамма-всплесков и природы тёмной материи.
    Космические гамма-телескопы. Атмосфера Земли препятствует проникновению гамма-излучения до земной поверхности, рассеивая и поглощая фотоны на высотах 30-50 км. Наблюдения в диапазоне энергий фотонов от 100 кэВ до 10 ГэВ должны поэтому проводиться с помощью гамма-телескопов, установленных либо на космических аппаратах, либо на высотных аэростатах. Эти телескопы детектируют гамма-кванты непосредственно и носят название космические гамма-телескопы. Наблюдение ведётся за каждым квантом, для которого индивидуально устанавливается энергия и направление прихода. Поток регистрируемых гамма-телескопом частиц довольно мал, так что время между приходами квантов превышает время задержки прибора, в течение которого регистрация новых частиц невозможна. Поэтому гамма-телескопы должны иметь как можно бо́льшую апертуру, чтобы обнаруживать все падающие на них кванты. Приходящие гамма-кванты провоцируют возникновение электронно-позитронных пар. Траектории этих пар контролируются от места конверсии гамма-кванта до попадания в калориметр, что позволяет определить направление прихода гамма-кванта
   Космический гамма-телескоп Fermi (GLAST) был запущен на орбиту 11 июня 2008 года на борту ракеты-носителя «Дельта-2 7920H». Телескоп обращается вокруг Земли на высоте 565 километров. 
    Объектами наблюдения Fermi являются: активные ядра галактик, чёрные дыры, нейтронные звёзды, пульсары, микроквазары, космические лучи и остатки сверхновых, галактика Млечный Путь, наша Солнечная система, ранняя Вселенная, тёмная материя и другие высокоэнергетические источники.


Источники гамма-квантов зарегистрированные телескопом Fermi.

   Черенковские телескопы Для частиц высоких энергий их непосредственное наблюдение с поверхности Земли невозможно. Вместе с этим, попадая в атмосферу, каждая из таких частиц в результате множественных каскадных реакций рождает широкий атмосферный ливень, достигающий поверхности Земли в виде потока электронов, протонов, фотонов, мюонов, мезонов и других частиц. Излучение Вавилова — Черенкова от вторичных электронов позволяет получить полную информацию об энергии и направлении прихода первичных гамма-квантов. Именно это излучение наблюдается наземными гамма-телескопами.Такие телескопы носят название черенковские телескопы. Они регистрируют фотоны с энергией > 10 ГэВ. Поскольку максимум излучения, приходящего от вторичных электронов, испускается в конус с углом при вершине порядка 1° и отмечен на высоте 10 км над уровнем моря, черенковское излучение «освещает» на земле радиус около 100 м. Простое устройство (детектор), состоящее из оптического отражателя площадью порядка 10 м2 и фотоприёмника в фокальной плоскости, может регистрировать фотоны с участка неба площадью, превосходящей 104 м2. Черенковское излучение вторичных ливней очень слабое, каждая вспышка длится всего несколько наносекунд. Поэтому черенковские телескопы должны иметь зеркала площадью более 10 м2 для проецирования излучения на очень быстродействующую многопиксельную (порядка 103 пикселей) камеру с пикселем размером 0,1—0,2° и полем зрения несколько градусов.

   Телескопы MAGIC - это система из двух черенковских телескопов, отображающих атмосферу, расположенных в Обсерватория Роке-де-лос-Мучачос на одном из Канарских островов, на высоте около 2200 м над уровнем моря. MAGIC обнаруживает ливни частиц, испускаемые гамма-лучами, используя черенковское излучение. Первый телескоп был построен в 2004 году и проработал пять лет в автономном режиме. Второй телескоп MAGIC (MAGIC-II), расположенный на расстоянии 85 м от первого, начал сбор данных в июле 2009 года. Вместе они объединяют стереоскопическую систему телескопа MAGIC.


Блазар TXS 0506+056 зарегистрированный нейтринным телескопом IceCub, космическим гамма-телескопом Fermi и черенковским гамма-телескопом MAGIC

     22 сентября 2017 года детектор зарегистрировал событие IceCube-170 922A, представляющее собой трек мюона, образовавшегося в результате взаимодействия со льдом прилетевшего из нижней полусферы мюонного нейтрино сверхвысокой энергии (около 290 ТэВ). В результате сопоставления данных о направлении и времени прилёта нейтрино с наблюдениями других астрономических инструментов (включая гамма-, рентгеновские, радио- и оптические телескопы) впервые удалось отождествить источник космических нейтрино сверхвысоких энергий. Им оказался блазар TXS 0506+056, находящийся в созвездии Ориона на расстоянии около 4 млрд световых лет. 
    Блаза́ры — класс внегалактических объектов высокой светимости, активные галактические ядра с релятивистскими джетами, направленными в сторону наблюдателя. Как и все квазары, блазары связаны со сверхмассивной чёрной дырой в центре галактики; в случае блазаров эта галактика, как правило, является гигантской эллиптической галактикой

    Литература