Astronomia Neutrino - Neutrino astronomy
A astronomia de neutrinos é o ramo da astronomia que observa objetos astronômicos com detectores de neutrinos em observatórios especiais. Os neutrinos são criados como resultado de certos tipos de decaimento radioativo , reações nucleares como as que ocorrem no Sol ou fenômenos astrofísicos de alta energia, em reatores nucleares ou quando os raios cósmicos atingem átomos na atmosfera. Os neutrinos raramente interagem com a matéria, o que significa que é improvável que eles se espalhem ao longo de sua trajetória, ao contrário dos fótons. Portanto, os neutrinos oferecem uma oportunidade única de observar processos que são inacessíveis aos telescópios ópticos , como reações no núcleo do Sol. Os neutrinos também podem oferecer uma direção de apontamento muito forte em comparação com os raios cósmicos de partículas carregadas.
Como os neutrinos interagem fracamente, os detectores de neutrinos devem ter grandes massas-alvo (geralmente milhares de toneladas). Os detectores também devem usar proteção e software eficaz para remover o sinal de fundo.
História
Os neutrinos foram registrados pela primeira vez em 1956 por Clyde Cowan e Frederick Reines em um experimento empregando um reator nuclear próximo como fonte de neutrino. Sua descoberta foi reconhecida com o Prêmio Nobel de Física em 1995.
Isso foi seguido pela primeira detecção de neutrino atmosférico em 1965 por dois grupos quase simultaneamente. Um era liderado por Frederick Reines, que operava um cintilador líquido - o detector Case-Witwatersrand-Irvine ou CWI - na mina de ouro East Rand na África do Sul a uma profundidade de água equivalente a 8,8 km. A outra foi uma colaboração Bombay-Osaka-Durham que operou na mina Indian Kolar Gold Field em uma profundidade de água equivalente a 7,5 km. Embora o grupo KGF detectasse candidatos a neutrino dois meses depois do Reines CWI, eles receberam prioridade formal devido à publicação de suas descobertas duas semanas antes.
Em 1968, Raymond Davis, Jr. e John N. Bahcall detectaram com sucesso os primeiros neutrinos solares no experimento Homestake . Davis, junto com o físico japonês Masatoshi Koshiba , receberam metade do Prêmio Nobel de Física de 2002 "por contribuições pioneiras à astrofísica, em particular para a detecção de neutrinos cósmicos (a outra metade foi para Riccardo Giacconi pelas contribuições pioneiras correspondentes que levaram a a descoberta de fontes cósmicas de raios-X). "
A primeira geração de projetos de telescópios de neutrinos submarinos começou com a proposta de Moisey Markov em 1960 "... para instalar detectores nas profundezas de um lago ou mar e determinar a localização de partículas carregadas com a ajuda da radiação Cherenkov ."
O primeiro telescópio subaquático de neutrinos começou como o projeto DUMAND . DUMAND significa Deep Underwater Muon and Neutrino Detector. O projeto começou em 1976 e, embora tenha sido cancelado em 1995, atuou como um precursor de muitos dos telescópios seguintes nas décadas seguintes.
O Telescópio Baikal Neutrino está instalado na parte sul do Lago Baikal, na Rússia. O detector está localizado a uma profundidade de 1,1 km e iniciou pesquisas em 1980. Em 1993, foi o primeiro a implantar três cordas para reconstruir as trajetórias dos múons, bem como o primeiro a registrar os neutrinos atmosféricos debaixo d'água.
O AMANDA (Conjunto de Detectores de Muons e Neutrinos da Antártica) usava a camada de gelo de 3 km de espessura no Pólo Sul e estava localizado a várias centenas de metros da estação Amundsen-Scott . Furos de 60 cm de diâmetro foram perfurados com água quente pressurizada nos quais cordas com módulos ópticos foram implantados antes que a água congelasse novamente. A profundidade se mostrou insuficiente para reconstruir a trajetória devido ao espalhamento da luz nas bolhas de ar. Um segundo grupo de 4 cordas foi adicionado em 1995/96 a uma profundidade de cerca de 2.000 m, o que foi suficiente para a reconstrução da pista. A matriz AMANDA foi posteriormente atualizada até janeiro de 2000, quando consistia em 19 strings com um total de 667 módulos ópticos em uma faixa de profundidade entre 1500 me 2000 m. O AMANDA acabaria por ser o predecessor do IceCube em 2005.
Como exemplo de um detector de neutrino antigo, citaremos o detector de cintilação Artyomovsk (ASD), localizado na mina de sal de Soledar (Ucrânia) a uma profundidade de mais de 100 m. Foi criado no Departamento de Léptons de Alta Energia e Astrofísica de Neutrinos do Instituto de Pesquisa Nuclear da Academia de Ciências da URSS em 1969 para estudar fluxos de antineutrino de estrelas em colapso na Galáxia, bem como o espectro e as interações de múons de raios cósmicos com energias de até 10 ^ 13 eV. Uma característica do detector é um tanque de cintilação de 100 toneladas com dimensões da ordem do comprimento de um chuveiro eletromagnético com uma energia inicial de 100 GeV.
século 21
Após o declínio do DUMAND, os grupos participantes se dividiram em três ramos para explorar as opções de alto mar no Mar Mediterrâneo. ANTARES estava ancorado no fundo do mar na região de Toulon, na costa mediterrânea francesa. É composto por 12 cordas, cada uma carregando 25 "andares" equipados com três módulos ópticos, um recipiente eletrônico e dispositivos de calibração até uma profundidade máxima de 2.475 m.
O NEMO (NEutrino Mediterranean Observatory) foi procurado por grupos italianos para investigar a viabilidade de um detector de profundidade em escala de quilômetros cúbicos. Foi identificado um local adequado a uma profundidade de 3,5 km, a cerca de 100 km de Capo Passero, na costa sudeste da Sicília. De 2007-2011, a primeira fase de prototipagem testou uma "minitorre" com 4 barras implantada por várias semanas perto de Catânia a uma profundidade de 2 km. A segunda fase, bem como os planos para implantar a torre de protótipo em tamanho real, serão prosseguidos na estrutura KM3NeT.
O Projeto NESTOR foi instalado em 2004 a uma profundidade de 4 km e operou por um mês até que uma falha do cabo para a costa o obrigou a ser encerrado. Os dados obtidos ainda demonstraram com sucesso a funcionalidade do detector e forneceram uma medição do fluxo de múon atmosférico. A prova de conceito será implementada na estrutura KM3Net.
A segunda geração de projetos de telescópios de neutrinos em alto mar alcança ou mesmo ultrapassa o tamanho originalmente concebido pelos pioneiros do DUMAND. IceCube , localizado no Pólo Sul e incorporando seu antecessor AMANDA, foi concluído em dezembro de 2010. Atualmente é composto por 5160 módulos ópticos digitais instalados em 86 cordas em profundidades de 1450 a 2550 m no gelo da Antártica. O KM3NeT no Mar Mediterrâneo e o GVD estão em fase de preparação / prototipagem. Instrumentos IceCube 1 km 3 de gelo. O GVD também está planejado para cobrir 1 km 3, mas com um limite de energia muito mais alto. O KM3NeT está planejado para cobrir vários km 3 e tem dois componentes; ARCA ( Pesquisa de Astropartículas com Cosméticos no Abismo ) e ORCA ( Pesquisa de Oscilações com Cosméticos no Abismo ). Tanto o KM3NeT quanto o GVD concluíram pelo menos parte de sua construção e espera-se que esses dois, junto com o IceCube, formem um observatório global de neutrinos.
Em julho de 2018, o Observatório de Neutrinos IceCube anunciou que rastreou um neutrino de energia extremamente alta que atingiu sua estação de pesquisa baseada na Antártica em setembro de 2017 de volta ao seu ponto de origem no blazar TXS 0506 + 056 localizado 3,7 bilhões de anos-luz longe na direção da constelação de Orion . Esta é a primeira vez que um detector de neutrinos foi usado para localizar um objeto no espaço e que uma fonte de raios cósmicos foi identificada.
Métodos de detecção
Os neutrinos interagem incrivelmente raramente com a matéria, de modo que a grande maioria dos neutrinos passa por um detector sem interagir. Se um neutrino interagir, só o fará uma vez. Portanto, para realizar a astronomia de neutrinos, grandes detectores devem ser usados para obter estatísticas suficientes.
O método de detecção de neutrino depende da energia e do tipo de neutrino. Um exemplo famoso é que os neutrinos anti-elétrons podem interagir com um núcleo no detector por decaimento beta inverso e produzir um pósitron e um nêutron. O pósitron se aniquilará imediatamente com um elétron, produzindo dois fótons 511keV. O nêutron se ligará a outro núcleo e emitirá uma gama com energia de alguns MeV. Em geral, os neutrinos podem interagir por meio de interações de corrente neutra e corrente carregada. Nas interações de corrente neutra, o neutrino interage com um núcleo ou elétron e o neutrino retém seu sabor original. Em interacções carregadas-corrente, o neutrino é absorvido pelo núcleo e produz um leptão correspondente ao sabor do neutrino ( , , etc.). Se os resultantes carregados estiverem se movendo rápido o suficiente, eles podem criar luz Cherenkov .
Para observar as interações de neutrinos, os detectores usam tubos fotomultiplicadores (PMTs) para detectar fótons individuais. A partir do tempo dos fótons, é possível determinar o tempo e o local da interação do neutrino. Se o neutrino criar um múon durante sua interação, o múon viajará em linha, criando uma "trilha" de fótons Cherenkov. Os dados dessa trilha podem ser usados para reconstruir a direcionalidade do múon. Para interações de alta energia, as direções do neutrino e do múon são as mesmas, então é possível dizer de onde veio o neutrino. Esta direção de apontar é importante na astronomia de neutrinos extra-sistema solar. Junto com o tempo, a posição e, possivelmente, a direção, é possível inferir a energia do neutrino a partir das interações. O número de fótons emitidos está relacionado com a energia do neutrino, e a energia do neutrino é importante para medir os fluxos solares e geo-neutrinos.
Devido à raridade das interações de neutrinos, é importante manter um sinal de fundo baixo. Por esta razão, a maioria dos detectores de neutrinos são construídos sob uma rocha ou estéril. Essa sobrecarga protege contra a maioria dos raios cósmicos na atmosfera; apenas alguns dos múons de mais alta energia são capazes de penetrar nas profundezas de nossos detectores. Os detectores devem incluir maneiras de lidar com os dados dos múons para não confundi-los com os neutrinos. Junto com medidas mais complicadas, se uma trilha de múon for detectada pela primeira vez fora do volume "fiducial" desejado, o evento será tratado como um múon e não será considerado. Ignorar eventos fora do volume fiducial também diminui o sinal da radiação fora do detector.
Apesar dos esforços de blindagem, é inevitável que algum fundo chegue ao detector, muitas vezes na forma de impurezas radioativas dentro do próprio detector. Neste ponto, se for impossível diferenciar entre o sinal de fundo e o sinal verdadeiro, a simulação de Monte Carlo deve ser usada para modelar o fundo. Embora possa ser desconhecido se um evento individual é fundo ou sinal, é possível detectar um excesso em relação ao fundo, significando a existência do sinal desejado.
Formulários
Quando corpos astronômicos, como o Sol , são estudados usando luz, apenas a superfície do objeto pode ser observada diretamente. Qualquer luz produzida no núcleo de uma estrela irá interagir com partículas de gás nas camadas externas da estrela, levando centenas de milhares de anos para chegar à superfície, tornando impossível observar o núcleo diretamente. Como os neutrinos também são criados nos núcleos das estrelas (como resultado da fusão estelar ), o núcleo pode ser observado usando a astronomia de neutrinos. Outras fontes de neutrinos - como neutrinos liberados por supernovas - foram detectadas. Vários experimentos de neutrinos formaram o Supernova Early Warning System (SNEWS), onde procuram por um aumento no fluxo de neutrinos que poderia sinalizar um evento de supernova. Atualmente, existem objetivos para detectar neutrinos de outras fontes, como núcleos galácticos ativos (AGN), bem como explosões de raios gama e galáxias estelares . A astronomia de neutrinos também pode detectar indiretamente a matéria escura.
Aviso de supernova
Sete experimentos de neutrinos (Super-K, LVD, IceCube, KamLAND, Borexino , Daya Bay e HALO) funcionam juntos como o Supernova Early Warning System ( SNEWS ). Em uma supernova de colapso do núcleo, noventa e nove por cento da energia liberada será em neutrinos. Enquanto os fótons podem ficar presos na supernova densa por horas, os neutrinos são capazes de escapar na ordem de segundos. Como os neutrinos viajam aproximadamente à velocidade da luz, eles podem chegar à Terra antes dos fótons. Se dois ou mais detectores SNEWS observarem uma coincidência de um aumento no fluxo de neutrinos, um alerta é enviado a astrônomos profissionais e amadores para estarem atentos à luz de supernovas. Ao usar a distância entre os detectores e a diferença de tempo entre as detecções, o alerta também pode incluir a direcionalidade quanto à localização da supernova no céu.
Processos estelares
Nosso sol, como outras estrelas, é alimentado por fusão nuclear em seu núcleo. O núcleo é incrivelmente grande, o que significa que os fótons produzidos no núcleo levarão muito tempo para se espalhar para fora. Portanto, os neutrinos são a única maneira de obtermos dados em tempo real sobre os processos nucleares em nosso sol.
Existem dois processos principais para a fusão nuclear estelar. A primeira é a cadeia Proton-Proton (PP), na qual os prótons são fundidos em hélio, às vezes criando temporariamente os elementos mais pesados de lítio, berílio e boro ao longo do caminho. O segundo é o ciclo CNO, no qual carbono, nitrogênio e oxigênio são fundidos com prótons e, em seguida, sofrem decaimento alfa (emissão do núcleo de hélio) para iniciar o ciclo novamente. A cadeia PP é o principal processo em nosso sol, enquanto o ciclo CNO é dominante em estrelas como o nosso sol com 1,3 massas solares.
Cada etapa do processo tem um espectro de energia permitido para o neutrino (ou uma energia discreta para processos de captura de elétrons). Observando o fluxo em diferentes energias, pode-se determinar as taxas relativas dos processos nucleares do sol. Isso revelaria as propriedades do sol, como a metalicidade, que é a composição dos elementos mais pesados.
O Borexino é um dos detectores que estuda os neutrinos solares. Em 2018, eles encontraram significância 5σ para a existência de neutrinos da fusão de dois prótons com um elétron (pep neutrinos). Em 2020, eles encontraram pela primeira vez evidências de neutrinos CNO em nosso sol. As melhorias na medição CNO serão especialmente úteis para determinar a metalicidade do Sol.
Composição e estrutura da Terra
O interior da Terra contém elementos radioativos como e as cadeias de decaimento de e . Esses elementos decaem via decaimento Beta , que emite um anti-neutrino. As energias desses anti-neutrinos dependem do núcleo parental. Portanto, ao detectar o fluxo anti-neutrino em função da energia, podemos obter as composições relativas desses elementos e definir um limite para a potência total do geo-reator da Terra. A maior parte de nossos dados atuais sobre o núcleo e o manto da Terra vêm de dados sísmicos, que não fornecem nenhuma informação quanto à composição nuclear dessas camadas.
O Borexino detectou esses geo-neutrinos durante o processo . O pósitron resultante se aniquilará imediatamente com um elétron e produzirá dois raios gama, cada um com uma energia de 511keV (a massa restante de um elétron). O nêutron será posteriormente capturado por outro núcleo, o que levará a um raio gama de 2,22MeV à medida que o núcleo se desexcita. Este processo leva em média 256 microssegundos. Ao pesquisar a coincidência temporal e espacial desses raios gama, os pesquisadores podem ter certeza de que houve um evento.
Usando mais de 3.200 dias de dados, Borexino usou geoneutrinos para colocar restrições na composição e na produção de energia do manto. Eles descobriram que a proporção de para é a mesma dos meteoritos condríticos. A produção de energia do urânio e tório no manto da Terra foi encontrada em 14,2-35,7 TW com um intervalo de confiança de 68%.
A tomografia de neutrino também fornece uma visão do interior da Terra. Para neutrinos com energias de alguns TeV, a probabilidade de interação torna-se não desprezível ao passar pela Terra. A probabilidade de interação dependerá do número de nucleons que o neutrino passou ao longo de seu caminho, o que está diretamente relacionado à densidade. Se o fluxo inicial for conhecido (como no caso dos neutrinos atmosféricos), a detecção do fluxo final fornece informações sobre as interações ocorridas. A densidade pode então ser extrapolada a partir do conhecimento dessas interações. Isso pode fornecer uma verificação independente das informações obtidas dos dados sísmicos.
Em 2018, um ano de dados do IceCube foi avaliado para realizar a tomografia de neutrino. A análise estudou múons ascendentes, que fornecem a energia e a direcionalidade dos neutrinos depois de passarem pela Terra. Um modelo da Terra com cinco camadas de densidade constante foi ajustado aos dados, e a densidade resultante concordou com os dados sísmicos . Os valores determinados para a massa total da Terra, a massa do núcleo e o momento de inércia estão todos de acordo com os dados obtidos a partir de dados sísmicos e gravitacionais. Com os dados atuais, as incertezas sobre esses valores ainda são grandes, mas os dados futuros do IceCube e KM3NeT colocarão restrições mais rígidas sobre esses dados.
Eventos astrofísicos de alta energia
Os neutrinos podem ser raios cósmicos primários (neutrinos astrofísicos) ou ser produzidos a partir de interações de raios cósmicos. No último caso, o raio cósmico primário produzirá píons e kaons na atmosfera. À medida que esses hádrons decaem, eles produzem neutrinos (chamados neutrinos atmosféricos). Em baixas energias, o fluxo de neutrinos atmosféricos é muitas vezes maior do que os neutrinos astrofísicos. Em altas energias, os píons e kaons têm uma vida útil mais longa (devido à dilatação relativística do tempo). Os hádrons agora são mais propensos a interagir antes de se decomporem. Por causa disso, o fluxo de neutrinos astrofísicos dominará em altas energias (~ 100TeV). Para realizar a astronomia de neutrinos de objetos de alta energia, os experimentos contam com os neutrinos de maior energia.
Para realizar astronomia de objetos distantes, é necessária uma resolução angular forte. Os neutrinos são eletricamente neutros e interagem fracamente, de modo que viajam quase imperturbáveis em linhas retas. Se o neutrino interagir dentro de um detector e produzir um múon, o múon produzirá uma trilha observável. Em altas energias, a direção do neutrino e a direção do múon estão estreitamente correlacionadas, então é possível rastrear a direção do neutrino que chega.
Esses neutrinos de alta energia são os raios cósmicos primários ou secundários produzidos por processos astrofísicos energéticos. A observação de neutrinos pode fornecer informações sobre esses processos além do que é observável com a radiação eletromagnética. No caso do neutrino detectado de um blazar distante, a astronomia de múltiplos comprimentos de onda foi usada para mostrar a coincidência espacial, confirmando o blazar como a fonte. No futuro, os neutrinos poderiam ser usados para complementar as observações eletromagnéticas e gravitacionais, levando à astronomia de multimensageiros.
Veja também
Referências
links externos
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