아이스큐브 중성미자 천문대

IceCube Neutrino Observatory
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아이스큐브 중성미자 천문대
Icecube-architecture-diagram2009.PNG
IceCube 문자열 다이어그램
대체 이름아이스큐브 연구소
조직아이스큐브 콜라보레이션
위치아문센-스콧 남극점
좌표89°59′24″s 63°27′11″w/89.99000°S 63.45306°W/ -89.99000; -63.45306좌표: 89°59°24°S 63°27°11°W / 89.99000°S 63.45306°W / -89.99000; -63.45306
웹 사이트아이스큐브wisc.edu
망원경
망원경중성미자
IceCube Neutrino Observatory is located in Antarctica
IceCube Neutrino Observatory
아이스큐브 중성미자 관측소 위치
Commons 관련 매체
[Wikidata에서 편집]

아이스큐브 중성미자 관측소(또는 간단히 아이스큐브)는 남극의 [1]아문센-스콧 남극 기지에 건설된 중성미자 관측소이다.이 프로젝트는 공인된 CERN 실험(RE10)[2][3]입니다.이것의 수천 개의 센서가 1입방 킬로미터에 걸쳐 분포되어 있는 남극 얼음 아래에 위치해 있다.

이전 모델인 남극 뮤온과 중성미자 검출기 어레이(AMANDA)와 유사하게, IceCube는 디지털 광학 모듈(DOM)이라고 불리는 구형 광학 센서로 구성되며,[5] 각 센서에는 광전자 증배관([4]PMT)과 디지털 데이터를 어레이 표면의 계수기에 전송하는 단일 보드 데이터 수집 컴퓨터가 있다.아이스큐브는 2010년 [6]12월 18일에 완공되었다.

DOM은 온수 드릴을 이용해 얼음 속 녹은 구멍에 깊이 1450~2450m의 60개 모듈로 구성된 줄에 배치된다.IceCube는 TeV 범위에서 중성미자의 점원을 찾아 가장 에너지 높은 천체물리 과정을 탐색하도록 설계되었습니다.

2013년 11월, IceCube는 태양계 [7]밖에서 발생한 것으로 보이는 중성미자 28개를 검출했다고 발표했다.

건설

IceCube는 위스콘신-매디슨 대학에서 개발하고 감독하는 일련의 프로젝트의 일부입니다.협업과 자금은 전 [8]세계 수많은 다른 대학과 연구기관에서 제공하고 있습니다.아이스큐브의 건설은 남극의 호주 여름인 11월부터 2월까지 24시간 동안만 가능했다.건설은 2005년에 시작되었으며, 그 때 첫 번째 아이스큐브 문자열이 배치되었고 광학 센서가 [9]올바르게 작동하는지 검증하기에 충분한 데이터가 수집되었다.2005-2006년 시즌에는 8개의 줄이 추가로 배치되어 세계에서 가장 큰 중성미자 망원경이 되었다.

2009년 12월 아이스큐브 시추탑 및 호스릴
계절 설치된 문자열 총 문자열 수
2005 1 1
2005–2006 8 9
2006–2007 13 22
2007–2008 18 40
2008–2009 19 59
2009–2010 20 79
2010 7 86

건설은 2010년 [10][11]12월 17일에 완료되었다.그 프로젝트의 총 비용은 2억7천900만 [12]달러였다.

서브디텍터

아이스큐브 홀 #85의 디지털 광학 모듈 중 하나인 "타클람파"

IceCube Neutrino Observatory는 주 얼음 내 배열 외에 여러 개의 하위 검출기로 구성됩니다.

  • 아만다, 남극 뮤온과 중성미자 검출기 어레이가 최초로 제작되었고, 아이스큐브의 개념 증명 역할을 했습니다.AMANDA는 2009년 [13]5월에 중단되었다.
  • IceTop 어레이는 빙하 표면에 있는 일련의 Cherenkov 검출기이며, 각 IceCube 문자열 위에 약 2개의 검출기가 있습니다.IceTop은 우주선 구성 연구 및 동시 이벤트 테스트에 우주선 샤워 감지기로 사용됩니다. 뮤온이 아이스톱을 통과하는 것이 관찰되면 얼음에서 상호작용하는 중성미자에서 나온 것이 아닐 수 있습니다.
  • 딥코어 저에너지 확장은 관측 가능한 에너지를 100 GeV 이하로 확장하는 아이스큐브 어레이의 조밀한 계측 영역이다.딥 코어 스트링은 대형 어레이의 중심(표면 평면)에 배치되며 어레이 하단의 가장 깨끗한 얼음 깊이(1760~2450m)에 배치됩니다.깊이 1850m와 2107m 사이에는 깊은 코어 DOM이 없는데, 그 층의 얼음은 그렇게 맑지 않기 때문이다.

PINGU(Precision IceCube Next Generation Upgrade)는 저에너지 중성미자(GeV 에너지 스케일) 검출이 가능한 확장판으로 중성미자 질량 계층 결정, 대기 중 중성미자 진동 정밀 측정(타우 중성미자 출현 및 뮤온 중성미자 소실) 및 WIMP 탐색 등을 활용한다.태양에서의 [14]전멸더 큰 관측소인 IceCube-Gen2에 [15]대한 비전이 제시되었다.

실험 메커니즘

중성미자는 전기적으로 중성인 렙톤으로 물질과 상호작용을 거의 하지 않는다.그들이 얼음 속의 물 분자와 반응할 때, 그들은 대전된 렙톤을 만들 수 있다.이 충전된 렙톤은 에너지가 충분하다면 체렌코프 방사선을 방출할 수 있다.이것은 하전된 입자가 얼음 속의 빛의 속도보다 더 빠르게 얼음 속을 이동할 때 발생하는데, 이는 배가 건너는 파도보다 더 빠르게 이동하는 것과 유사합니다.이 빛은 아이스큐브를 구성하는 디지털 광학 모듈 내의 광전자 증배관에 의해 검출될 수 있다.

PMT로부터의 신호는 디지털화되어 케이블로 빙하 표면으로 보내진다.이 신호들은 지표면 계산실에서 수집되고, 그 중 일부는 더 자세한 분석을 위해 위성을 통해 북쪽으로 보내진다.2014년 이후, 테이프가 아닌 하드 드라이브는 매년 선박을 통해 북쪽으로 전송되는 데이터의 잔액을 저장합니다.데이터가 실험자에게 도달하면 들어오는 중성미자의 운동학적 매개변수를 재구성할 수 있습니다.고에너지 중성미자는 검출기에 큰 신호를 발생시켜 발생원을 다시 가리킬 수 있다.이러한 중성미자 방향의 클러스터는 중성미자의 점원을 나타낸다.

위의 각 단계는 특정 최소 에너지를 필요로 하므로, IceCube는 대부분 1021 [16]~ 약 10 eV 범위의7 고에너지 중성미자에 민감합니다.

IceCube는 뮤온이 가장 투과성이 높고 검출기에서 가장 긴 트랙을 가지고 있기 때문에 다른 충전 렙톤보다 뮤온에 더 민감하다.따라서 중성미자 맛 중 아이스큐브는 뮤온 중성미자에 가장 민감하다.전자 중성미자 이벤트에서 발생하는 전자는 체렌코프 임계값 아래로 떨어지기 전에 일반적으로 여러 번 산란한다. 이는 전자 중성미자 이벤트가 일반적으로 선원을 다시 가리키는데 사용될 수 없음을 의미하지만 검출기에 완전히 포함될 가능성이 높기 때문에 에너지에 유용할 수 있다.학습.이러한 현상은 "트랙"이라기보다는 구형 또는 "캐스케이드"와 유사하며 뮤온 중성미자 이벤트는 트랙과 유사합니다.

타우 렙톤은 또한 캐스케이드 이벤트를 만들 수 있지만, 수명이 짧고 붕괴되기 전에 매우 멀리 이동할 수 없기 때문에 보통 전자 캐스케이드와 구별할 수 없습니다.타우는 "더블 뱅" 이벤트가 있는 전자와 구별될 수 있는데, 여기서 타우는 생성과 붕괴 모두에서 계단식으로 보입니다.이것은 매우 높은 에너지 타우스가 있어야만 가능합니다.가정적으로 타우 트랙을 해결하기 위해 타우는 붕괴하기 전에 적어도 하나의 DOM에서 인접한 DOM(17m)으로 이동해야 합니다.타우의 평균 수명은 2.9×10초이므로−13 빛의 속도에 가까운 속도로 이동하는 타우는 1미터당 [17]20TeV의 에너지가 필요합니다.실제로 실험자는 2개의 캐스케이드를 구별하기 위해 1개의 DOM보다 더 많은 공간이 필요합니다.따라서 이중 뱅 검색은 PeV 스케일 에너지에 집중됩니다.이러한 검색은 진행 중이지만 아직까지는 백그라운드 [citation needed]이벤트로부터 더블 뱅 이벤트를 분리하지 못했습니다.

천체물리학적 소스의 중성미자가 아니라 검출기 위의 대기에 영향을 미치는 우주선에 의해 생성된 뮤온의 큰 배경이 있다.아이스큐브에서 [citation needed]관측된 중성미자 유도 뮤온보다 약 10배6 더 많은 우주선 뮤온이 있다.이들 중 대부분은 아래로 이동한다는 사실을 이용해 거부될 수 있다.남아 있는 (상향하는) 대부분의 현상은 중성미자에서 발생하지만, 이러한 중성미자의 대부분은 지구 반대편에 부딪히는 우주선에서 발생하며, 일부 알려지지 않은 부분은 천문학적 근원에서 발생하며, 이러한 중성미자가 아이스큐브 점의 근원 탐사의 핵심이다.추정치에 따르면 완전히 구축된 IceCube 검출기에서 하루에 약 75개의 상승 중성미자가 검출될 것으로 예측된다.이러한 천체물리 중성미자의 도착 방향은 아이스큐브 망원경이 하늘을 지도화하는 지점이다.이 두 종류의 중성미자를 통계적으로 구별하기 위해 들어오는 중성미자의 방향과 에너지는 충돌 부산물로부터 추정됩니다.예기치 않은 에너지 초과 또는 주어진 공간 방향으로부터의 초과는 외계 발생원을 나타냅니다.

실험 목표

고에너지 중성미자의 점원

중성미자의 점원은 가장 높은 에너지 우주선의 기원에 대한 미스터리를 설명하는데 도움을 줄 수 있다.이 우주선은 은하 자기장이 포함할 수 없을 만큼 높은 에너지를 가지고 있기 때문에(자이로라디이 은하의 반지름보다 더 크다), 그래서 그들은 은하계 밖의 근원에서 온 것으로 여겨진다.이렇게 높은 에너지 입자를 만들 수 있을 만큼 대격변이 심한 천체물리학적 사건들은 아마도 높은 에너지 중성미자를 만들어 낼 것입니다. 중성미자는 매우 드물게 상호작용하기 때문에 매우 작은 편향으로 지구로 이동할 수 있습니다.IceCube는 이러한 중성미자를 관찰할 수 있었습니다. 관측 가능한 에너지 범위는 약 100GeV에서 몇 PeV입니다.이벤트가 더 에너지적일수록 아이스큐브는 더 큰 부피의 이벤트를 탐지할 수 있습니다. 이러한 점에서 아이스큐브는 기준 부피를 고정하는 Super-K(내부를 향한 PMT)와 같은 다른 중성미자 실험보다 Pierre Auger Observatory(체렌코프 탐지 탱크 배열)와 같은 체렌코프 망원경과 더 유사합니다.

IceCube는 남반구보다 북반구의 점원에 더 민감합니다.어느 방향에서나 천체물리 중성미자 신호를 관측할 수 있지만 남반구 방향에서 오는 중성미자는 우주선 뮤온 배경에 휩싸여 있다.따라서 초기 IceCube 점 소스 검색은 북반구에 초점을 맞추고 남반구 점 소스까지 확장하려면 추가 [18]작업이 필요합니다.

IceCube는 중성미자를 거의 검출하지 못할 것으로 예상되지만(기존 망원경으로 검출된 광자의 수에 비해) 발견된 중성미자와는 매우 높은 분해능을 가져야 한다.몇 년 동안 작동하면서, 그것은 우주 마이크로파 배경의 지도나 아이스큐브와 같은 입자 용어를 사용하는 감마선 망원경의 지도와 유사한 북반구의 플럭스 지도를 만들 수 있다.마찬가지로 KM3NeT는 남반구 지도를 완성할 수 있다.

아이스큐브 과학자들은 2006년 [19]1월 29일 첫 중성미자를 발견했을지도 모른다.

중성미자와 일치하는 감마선 폭발

양성자가 서로 또는 광자와 충돌할 때, 그 결과는 보통 파이온입니다.대전된 파이온은 뮤온과 뮤온 중성미자로 분해되는 반면 중성 파이온은 감마선으로 분해된다.잠재적으로 중성미자 플럭스와 감마선 플럭스는 감마선 버스트와 초신성 잔존물과 같은 특정 선원에서 일치할 수 있으며, 이는 그 기원을 이해하기 어려운 성질을 나타낸다.IceCube의 데이터는 Swift나 Fermi와 같은 감마선 위성과 함께 이 목표를 위해 사용되고 있습니다.IceCube는 감마선 폭발과 동시에 중성미자를 관찰하지 못했지만, 이 검색을 사용하여 중성미자 플럭스를 현재 [20]모델에서 예측한 값보다 작은 값으로 제한할 수 있다.

간접 암흑 물질 탐색

약하게 상호작용하는 거대 입자(WIMP) 암흑 물질은 태양과 같은 거대한 물체에 의해 중력으로 포착되어 태양의 핵에 축적될 수 있다.이 입자들의 밀도가 충분히 높으면, 그들은 서로 상당한 속도로 전멸할 것이다.이러한 소멸로 인한 붕괴 생성물은 중성미자로 붕괴될 수 있으며, 이는 IceCube에 의해 태양 방향에서 중성미자의 과잉으로 관찰될 수 있다.WIMP 소멸의 붕괴 생성물을 찾는 이 기술은 포함된 계측된 볼륨 내에서 상호작용하는 암흑 물질을 찾는 직접 검색과는 반대로 간접이라고 불립니다.태양은 직접 검색 검출기(예: 제논 또는 게르마늄)보다 가벼운 원소로 만들어지기 때문에 태양 WIMP 검색은 많은 직접 검색보다 스핀 의존형 WIMP 모델에 더 민감하다.IceCube는 22 문자열 디텍터로 더 나은 한계를 설정했습니다(약).AMANDA [21]한계치보다 1⁄4).

중성미자 진동

IceCube는 지구를 가로지르는 기준선을 통해 대기권 우주선 소나기로 인한 중성미자 진동을 관측할 수 있습니다.DeepCore 서브 어레이가 최적화된 에너지 범위인 최대 25GeV에서 가장 민감합니다.DeepCore는 2009-2010년 호주 여름에 배치된 6개의 문자열로 구성되어 있으며, 수평 및 수직 간격이 더 좁습니다.2014년에는 DeepCore 데이터를 사용하여 혼합각 the23. 더 많은 데이터가 수집되고 IceCube가 이 측정을 미세화할 수 있으므로 중성미자 질량 계층을 결정하는 약 15GeV에서 진동 패턴의 특성 변화를 관찰할 수 있을 것이다.질량 계층을 결정하는 메커니즘은 혼합각θ가13 [citation needed]클 때만 기능한다.

은하 초신성

초신성에서 예상되는 개별 중성미자가 아이스큐브 에너지 차단보다 훨씬 낮은 에너지를 가지고 있음에도 불구하고, 아이스큐브는 국부적인 초신성을 탐지할 수 있었다.이는 소음률의 검출기 전체의 짧은 상관관계 상승으로 나타난다.초신성은 1/r2 거리 의존성이 나타나기 전에 충분한 중성미자를 얻으려면 (우리 은하 내에서) 비교적 가까워야 합니다.아이스큐브는 초신성 조기경보시스템(SNEWS)[22]의 회원이다.

무균 중성미자

멸균 중성미자의 특징으로는 대기 중성미자의 에너지 스펙트럼이 1TeV 정도로 왜곡되어 있는 것이 있으며, 이에 대해 IceCube는 특이하게 검색할 수 있다.이 신호는 대기 중 중성미자가 지구의 물질과 상호작용할 때 물질 효과에서 발생할 것이다.

설명한 검출 전략은 남극 위치와 함께 검출기가 끈 이론에서 예측한 추가 치수에 대한 최초의 강력한 실험 증거를 제공할 수 있다.끈 이론을 포함한 입자 물리학의 표준 모델의 많은 확장들은 무균 중성미자를 제안합니다; 끈 이론에서 이것은 닫힌 끈으로 만들어집니다.이것들은 돌아오기 전에 여분의 차원으로 새어나가 빛의 속도보다 더 빨리 이동하는 것처럼 보일 수 있다.가까운 장래에 [23]이것을 시험하는 실험이 가능하게 될지도 모른다.게다가, 만약 고에너지 중성미자가 미세한 블랙홀을 만든다면, 그것은 입자 소나기를 만들어 낼 것이고, 결과적으로 "위" 중성미자를 [24]줄이면서 "아래" 중성미자를 증가시킬 것입니다.

2016년, 아이스큐브 검출기의 과학자들은 무균 중성미자에 [25]대한 어떠한 증거도 발견하지 못했다.

결과.

IceCube 공동작업은 WIMP-프로톤 단면에[28] 영향을 미치는 점 소스,[26] 감마선 [27]폭발 및 태양의 중성미자에 대한 플럭스 한계를 발표했다.

달의 그림자 효과가 [29][30]관찰되었다.우주선의 양성자는 달에 의해 차단되어 달의 방향으로 우주선의 샤워 뮤온 결핍을 일으킨다.우주선 [31]뮤온에서 작지만 강한 이방성이 관찰되었습니다.

2013년에 [32]고에너지 중성미자 한 쌍이 검출되었다.천체물리학적 기원으로, 그것들은 페타 전자 볼트 범위에 있었고, 지금까지 발견된 중성미자 중 가장 높은 에너지 중성미자가 되었다.이 커플은 세서미 스트리트 TV [33]쇼의 등장인물들의 이름을 따서 "버트"와 "에니"라는 별명을 얻었다.훨씬 더 강력한[34] 중성미자가 2013년에 발견되었고 "Big Bird"[35]라는 이름이 붙여졌다.

IceCube는 2011년 5월부터 2014년 4월까지 [36]3년 동안 DeepCore를 포함하여 중성미자 진동 매개 변수232 µm = 2.72+0
.19-0.202 × 10eV−32 및 sin(표준23) = 0.53+0
.0-12 (질량 계층 구조)를 측정하여 2014년에 10–100 GeV 대기 뮤온 중성미자 소실을 측정했다.

2018년 7월, 아이스큐브 중성미자 관측소는 2017년 9월에 검출기에 충돌한 초고에너지 중성미자를 [37][38]오리온자리 방향으로 57억 광년 떨어진 블라자르 TXS 0506 +056의 원점까지 추적했다고 발표했다.우주에서 물체를 찾기 위해 중성미자 검출기가 사용된 것은 이번이 처음으로,[39][40][41] 우주선의 근원이 확인되었음을 나타낸다.

2020년에는 글래쇼 공명(반뉴트리노 전자 충돌 시 W 보손 형성)의 검출이 발표되었다.[42]

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레퍼런스

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