Astronomie neutrino : qu'est-ce que c'est ?

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Astronomie neutrino : qu'est-ce que c'est ?
Astronomie neutrino : qu'est-ce que c'est ?
Anonim

L'astronomie des neutrinos est très jeune - elle n'a que deux décennies environ. Les scientifiques pensent que l'étude des particules les plus petites et très difficiles à détecter peut nous fournir de nouvelles informations sur des objets beaucoup plus gros que nous n'aurions pas pu obtenir autrement.

astronomie neutrino
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Les neutrinos sont l'une des particules prédites par les physiciens avant même la détection expérimentale. Il existe en physique des particules élémentaires un concept tel que la « désintégration bêta », dans lequel le noyau d'un atome émet une particule, c'est-à-dire un électron que nous connaissons bien. Le phénomène lui-même a été découvert à la fin du 19ème siècle, et en 1914, James Chadwick (le futur découvreur du neutron) a enregistré son spectre d'énergie. Il est devenu clair que les électrons résultants sont émis dans l'espace, transportant toute énergie cinétique et, en règle générale, moins que prévu.

C'était un sérieux défi pour les esprits scientifiques: l'énergie a disparu dans une direction inconnue. La loi de conservation de l'énergie, fondement des fondements de la physique moderne, est remise en cause.

En 1930, Wolfgang Pauli a proposé un modèle de désintégration, à la suite duquel, en plus de l'électron, une autre particule s'est formée. Elle emporta l'excès d'énergie. Pour répondre à la question "Pourquoi cette particule n'a pas encore été découverte par les expérimentateurs ?" il fallait supposer qu'il interagit à peine avec la matière.

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C'était une idée très audacieuse, apparemment, c'est pourquoi Pauli l'a présentée non pas dans un article de journal, mais sous la forme d'une lettre ouverte aux participants du symposium de Tübingen. Quelques années plus tard, Enrico Fermi a développé une théorie extensive de la désintégration β. Il a également mis en circulation le nom moderne: « neutrino » en italien signifie « petit neutron ». Pauli lui-même a appelé la particule un neutron, mais ce nom a ensuite été attribué à un autre objet du micromonde. Il a également soutenu avec son ami, l'astronome V. Baade, sur une bouteille de champagne, que la particule prédite ne serait pas détectée expérimentalement pendant la vie des contestataires. On ne sait pas comment il prévoyait de recevoir les gains, mais de toute façon, il a parié un pari. Les neutrinos ont été enregistrés pour la première fois en 1953 et Pauli est décédé cinq ans plus tard. L'histoire est muette quant à savoir s'il a acheté du champagne pour son ami.

Objet d'étude

Le neutrino est une très petite particule. Jusqu'à récemment, il n'était généralement pas clair si elle avait une masse. Ces dernières années, il est devenu clair qu'il existe, mais très petit. Sa valeur exacte est inconnue à l'heure actuelle, et les estimations disponibles se résument en général au fait que les neutrinos sont environ 10 ordres de grandeur plus légers qu'un proton. Le poids d'une sauterelle (environ 1 gramme) est en corrélation approximativement de la même manière avec le déplacement du porte-avions nucléaire moderne George Bush (environ 100 000 tonnes).

La particule n'a pas, ou presque, de charge électrique - les expériences n'ont pas encore donné de réponse sans ambiguïté, et de toutes les interactions physiques fondamentales, elle ne participe de manière fiable qu'aux interactions faibles et gravitationnelles.

Les neutrinos sont subdivisés en trois générations (il existe dans la littérature des variantes de cette appellation, telles que les "saveurs"): les neutrinos électroniques, muoniques et tau. Ils sont généralement répertoriés dans les livres intelligents dans cet ordre, et ce n'est pas accidentel - c'est ainsi que la séquence de leur ouverture est affichée. En outre, il existe également des antineutrinos - des antiparticules de trois types différents, correspondant aux "ordinaires". Les neutrinos de différentes générations peuvent se transformer spontanément les uns dans les autres. Les scientifiques appellent cela des "oscillations de neutrinos" et ont reçu le prix Nobel de physique 2015 pour leur découverte.

Il existe une hypothèse selon laquelle, en plus des trois générations de neutrinos répertoriées, il existe également une quatrième - les neutrinos stériles, dont le privilège est la non-participation aux interactions faibles. Ce sont peut-être eux qui composent la matière noire que nous n'avons pas encore découverte. On ne sait pas si de tels neutrinos existent réellement, mais s'ils existent, leur détection promet d'être une tâche vraiment non triviale.

Que sont-ils?

Les neutrinos sont le résultat de réactions nucléaires (et thermonucléaires, nous ne les séparerons pas davantage). Il y en a beaucoup, insaisissables. Selon les calculs des physiciens théoriciens, pour chaque nucléon (c'est-à-dire un proton ou un neutron) dans l'Univers, il y a environ 109 neutrinos. Néanmoins, vivant dans cette "soupe", on ne s'en aperçoit pas du tout. Les particules nous traversent comme si nous n'étions pas là.

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S'il arrive qu'un neutrino survole un mur de plomb, le libre parcours d'une particule à l'intérieur sera en moyenne de 1015 km. Cette distance est assez galactique - de notre planète au centre de la Galaxie n'est que dix fois plus grande. Bien entendu, une telle valeur signifie que l'enregistrement des neutrinos individuels dans un détecteur de tailles techniquement possibles est réaliste s'il y a beaucoup de particules. Laissez l'un d'eux passer. Ce n'est pas surprenant si l'on considère leur nombre réel. Ainsi, sur Terre, environ 6x10 volent à travers un centimètre carré de surface chaque seconde6 les neutrinos se sont formés sur le Soleil. Et les statistiques habituelles des événements de neutrinos pour les détecteurs modernes, d'une taille bien supérieure à un centimètre, sont quelques-unes ou la première douzaine par an.

L'énorme pouvoir de pénétration des neutrinos, en plus des difficultés d'enregistrement, signifie également des avantages évidents. Un neutrino est une particule qui vole directement de l'endroit où elle s'est formée, sans dévier nulle part. Dans la plupart des cas, la direction d'arrivée peut être déterminée avec une certaine précision, et par l'énergie des neutrinos, il est souvent (mais pas toujours) possible de dire quel type de réaction la particule est devenue. La première de ces propriétés distingue favorablement les neutrinos de toutes les autres particules cosmiques, qui sur leur chemin vers nous sont influencées par des facteurs externes sous la forme de champs magnétiques et gravitationnels, ainsi que de la matière qui leur est opaque.

Difficultés et charmes

Les détecteurs modernes n'enregistrent pas eux-mêmes les neutrinos - ce n'est pas encore possible. L'objet de l'enregistrement est le résultat de l'interaction de la particule avec la substance remplissant le détecteur. Il est choisi pour que les neutrinos de certaines énergies d'intérêt pour les développeurs réagissent avec lui. Puisque l'énergie des neutrinos dépend du mécanisme de leur formation, on peut supposer que le détecteur est conçu pour des particules d'une certaine origine.

Nous voyons ici une analogie avec l'astronomie "électromagnétique" à laquelle nous sommes habitués. Un télescope optique diffère même visuellement de son frère radio, les deux proviennent d'un télescope à rayons X, etc. La différence est encore plus notable que dans le cas du "neutrino", où tous les appareils se ressemblent formellement. Le parallèle, cependant, n'est pas tout à fait correct - des neutrinos d'énergies différentes se forment au cours de processus se produisant dans différents corps célestes, et des ondes de fréquences différentes - aux mêmes.

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Une caractéristique commune à tous les télescopes à neutrinos modernes est les mesures visant à protéger l'équipement de toutes les particules étrangères. Les neutrinos, bien qu'ils soient nombreux dans la nature, sont très rarement détectés par les détecteurs. Tout bruit étranger provenant de particules cosmiques ou terrestres les noiera probablement. Par conséquent, le placement standard d'un observatoire de neutrinos est dans une mine ou, dans certains cas, sous l'eau, de sorte que la strate sus-jacente bloque le rayonnement inutile. Cette strate est également soigneusement sélectionnée - les roches, par exemple, doivent être aussi peu radioactives que possible. Les granits ne fonctionneront pas pour nous, ni les argiles. Un bon emplacement pour un détecteur est une mine de calcaire propre.

Une autre exigence importante est d'être aussi loin que possible des centrales nucléaires. Un réacteur nucléaire en état de marche est une source très puissante d'antineutrinos, superflus dans ce cas.

La meilleure direction pour un observatoire de neutrinos est de recevoir des particules d'en bas à travers notre planète. Pour les neutrinos, il est transparent, pour tout le reste, il ne l'est pas. Une sorte de filtre naturel.

Les détecteurs modernes déterminent un événement neutrino par son « effet destructeur ». Lorsqu'une particule insaisissable interagit néanmoins avec la substance du détecteur, elle provoque la destruction du noyau atomique d'origine avec la formation d'autres particules. Ils se retrouvent alors dans le détecteur. Pour provoquer une telle réaction, un neutrino doit avoir sa propre énergie non inférieure à un certain niveau requis pour un détecteur donné. Par conséquent, la technologie moderne a toujours une limite inférieure - elle enregistre les neutrinos avec des énergies supérieures à un certain niveau. Dans cet ordre, nous les considérerons.

Éclats du Big Bang

Il était une fois, l'univers était petit et très opaque. La matière future qu'il contenait était si dense que même les neutrinos ne pouvaient pas le traverser. Cette époque a duré, selon les concepts standard, pendant un temps très court: environ 1-3 secondes. Puis l'espace est devenu assez grand, son contenu a été placé plus librement, et depuis lors jusqu'à nos jours l'Univers est pratiquement transparent pour les neutrinos.

Pendant le Big Bang et les événements qui l'ont suivi, beaucoup de nos particules se sont formées, probablement à peu près autant que le nombre de photons. Ces dernières, constituant désormais des rayonnements reliques, sont abondantes autour de nous. Si vous comptez en morceaux, il y en a environ un milliard de fois plus que les protons avec les neutrons.

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Comme les photons, les neutrinos se sont progressivement refroidis au fur et à mesure que l'Univers s'étendait, et maintenant leur température est d'environ 3-4 K. Plus précisément, cela devrait être ainsi, mais cela n'a pas encore été vérifié.

La différence fondamentale entre les photons reliques et les neutrinos reliques est que les premiers sont facilement reconnus par la technologie moderne, tandis que les seconds ne le sont pas. Nous parlons de neutrinos à ultra-basse énergie, et quel type de détecteur peut les « attraper » est une grande question. La technologie moderne n'est pas capable d'un tel accomplissement, et il est largement admis parmi les professionnels qu'elle n'existera pas au moins jusqu'à la fin de ce siècle.

En 2010, une équipe de scientifiques du Massachusetts Institute of Technology tentait de détecter des neutrinos reliques en observant la désintégration des noyaux de tritium. Cet isotope de l'hydrogène est très instable, et pour "pousser" son noyau à se désintégrer, l'impact de n'importe quelle particule d'énergie non nulle suffit. Sans parler du fait qu'il peut se désintégrer, sans aucune influence extérieure (demi-vie - 12 ans). En suivant l'énergie des fragments résultants et en se souvenant de la loi de conservation de l'énergie, on peut distinguer parmi eux ceux qui ont été obtenus à partir de noyaux spontanément désintégrés, et ceux qui ont subi l'action de certaines forces externes. Dans le cas d'un détecteur bien blindé, il s'agira dans la plupart des cas de neutrinos. Ces derniers peuvent être divisés en neutrinos de haute énergie, sur lesquels nous en savons déjà tant, et en neutrinos de basse énergie - les reliques requises.

Tout irait bien, mais pour la mise en œuvre de cette idée, une technique supersensible pour les temps d'aujourd'hui est nécessaire. C'est probablement pour cette raison qu'aucune nouvelle de tritium en décomposition n'a été reçue au cours des années suivantes. C'est malheureux - la découverte de neutrinos reliques et la possibilité de les compter au moins approximativement aideraient grandement les cosmologues à comprendre comment l'univers s'est formé.

Les neutrinos solaires

À proprement parler, notre étoile est une source d'exactement les mêmes neutrinos, comme n'importe quelle autre étoile. La principale différence est que le Soleil est beaucoup plus proche, ce qui signifie qu'il y a beaucoup plus de neutrinos solaires autour de nous. En conséquence, la probabilité de leur détection est beaucoup plus élevée. Les énergies des particules recherchées sont comprises entre des centaines de keV et des dizaines de MeV.

Ces neutrinos ont été découverts pour la première fois en 1967 dans un détecteur logé dans l'ancienne mine d'or de Homestake dans le Dakota du Sud.

Le fonctionnement de ce détecteur de neutrinos était basé sur la méthode chlore-argon: le détecteur était un réservoir de trois cent soixante-dix litres situé à une profondeur de 1400 m et rempli de tétrachloroéthylène (C2Cl4). En plus de l'isotope "habituel" 35Cl également inclus 37Cl, qui, en interagissant avec les neutrinos, s'est transformé en argon radioactif (37Ar) avec une demi-vie de 5 jours. Ensuite, l'équipement a enregistré sa décroissance, ce qui a permis de déterminer la détection des neutrinos. Un chemin aussi prétentieux était inévitable lors de l'utilisation de la technologie de l'époque avec sa précision de mesure, mais il était très irrationnel. L'impact du neutrino dans le détecteur a été enregistré longtemps après le fait lui-même et d'une manière qui ne permettait pas de déterminer la direction dans laquelle la particule volait.

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Désormais, la recherche de neutrinos solaires est effectuée dans plusieurs observatoires. Le plus célèbre d'entre eux est l'observatoire de neutrinos Borexino en Italie. Nous en reparlerons, d'autant plus que son design est typique à bien des égards.

Le détecteur de l'observatoire est situé à une profondeur de 1400 m dans un tunnel sous le massif du Gran Sasso. La masse rocheuse au-dessus de la station en termes de capacité de criblage équivaut à 3,8 km d'eau.

L'installation est multicouche. A l'extérieur se trouve un dôme en acier rempli de 2 100 tonnes d'eau ultrapure. Son épaisseur est visualisée par des tubes photomultiplicateurs et joue le rôle de fusible contre le rayonnement cosmique. Relativement peu de muons cosmiques qui ont réussi à surmonter une masse rocheuse, tombant dans l'eau, se déplacent plus vite que la vitesse de la lumière à l'intérieur (notez que nous parlons de la vitesse de la lumière dans un certain milieu, dans ce cas, dans l'eau). Cela signifie que l'énergie des particules est dépensée en rayonnement Cherenkov dans le domaine optique. Après avoir reconnu le flash, l'automate éteint le système de détection pendant deux millisecondes, évitant les fausses alarmes.

L'idée n'est pas nouvelle, la protection contre les particules cosmiques a été arrangée à peu près de la même manière dans la toute première expérience de détection de neutrinos en 1953.

Le cœur de l'installation est un grand réservoir rond en acier (13,7 mètres de diamètre) rempli d'un liquide scintillant (c'est-à-dire brillant lorsque des particules ionisantes frappent). Le nombre de photons émis lors d'un flash est proportionnel à l'énergie absorbée, de sorte qu'en comptant les photons, vous pouvez déterminer l'énergie des particules. Pour collecter la lumière, 2212 photomultiplicateurs sont installés sur la surface intérieure de la sphère.

La couche externe du scintillateur (2, 6 mètres) agit comme un autre écran, bloquant le rayonnement de l'acier, qui contient inévitablement une certaine quantité d'éléments radioactifs.

La couche suivante de "l'oignon" est une sphère en nylon d'un diamètre de 8,5 mètres, à l'intérieur de laquelle se trouvent 278 tonnes de liquide scintillant. Étant donné que le nylon contient également des éléments radioactifs, seuls les éclairs pouvant être détectés dans un rayon de trois mètres du centre du piège sont inclus dans le "compte total". On pense que la probabilité de pénétration de particules étrangères n'y est plus très élevée.

Le scintillateur lui-même est soigneusement nettoyé, de sorte que la teneur en uranium et en thorium est d'environ 10-18 oui / oui. C'est très petit. A titre de comparaison, une tonne de toute substance naturelle (y compris un scintillateur non purifié) contient généralement de 0,1 à 1 g d'uranium et de thorium.

Les télescopes à neutrinos utilisés aujourd'hui peuvent différer sensiblement dans les détails, mais leurs contours généraux sont approximativement les mêmes: un donjon et une conception en « oignon » qui fournit un blindage de tous les côtés.

L'observatoire de Borexino a été construit pour "attraper" les neutrinos solaires d'énergies d'environ 870 keV, formés lors de la désintégration bêta inverse du béryllium au cours de l'une des réactions prédites par les théoriciens. Comme l'ont établi les mesures, une telle réaction a en réalité lieu à l'intérieur du Soleil.

Le niveau de suppression des interférences atteint a permis de passer à l'enregistrement de neutrinos d'énergies plus faibles - de zéro à 420 keV. De telles particules se forment lorsque deux protons se combinent pour former le noyau d'un atome de deutérium. Il y en a beaucoup plus, mais les interférences sont également plus fortes dans cette plage. Pour cette raison, les données sur les neutrinos n'ont pratiquement pas été enregistrées jusqu'à présent. Il s'est avéré que leur nombre réel (66 ± 7 milliards de neutrinos par centimètre carré par seconde) est en bon accord avec les prédictions (60 milliards). Ce sont bien sûr des chiffres calculés; en réalité, l'installation a enregistré en moyenne 144 neutrinos pour 100 tonnes de sa propre masse par jour.

On pourrait se demander quelle est l'importance de tout cela si les théoriciens ont tout prédit correctement de toute façon ? Hélas, on ne peut pas regarder directement dans les profondeurs du Soleil, on ne peut qu'observer les particules émises par celles-ci. Les modèles théoriques, bien sûr, sont une bonne chose, mais ils peuvent être différents, et dans ce cas, vous devez choisir entre eux. À tout moment, l'un d'entre eux peut s'avérer incorrect, et la véritable image devra alors être expliquée d'une manière ou d'une autre. Cela s'est déjà produit avec le flux de neutrinos solaires, dont les premières mesures ont montré que sa densité est environ trois fois différente de celle prédite. En conséquence, des oscillations de neutrinos ont été découvertes, qui nécessitent la présence de masse dans les neutrinos, cette masse nous conduit logiquement à l'hypothèse de l'existence de neutrinos stériles, et ceux-ci (le cas échéant) peuvent s'avérer être de la matière noire.

Des extraterrestres des entrailles de la terre

La géophysique des neutrinos n'est pas formellement le sujet de notre article, mais comment ne pas en parler, puisque nous avons déjà commencé, d'autant plus que notre planète, à proprement parler, est aussi un astre ni pire ni meilleur que tous les autres.

Dans les entrailles de la Terre, il y a des éléments radioactifs qui y sont arrivés lors de la formation de la planète et qui ne se sont pas encore désintégrés. Comme on le croit généralement, la plus grande proportion d'entre eux sont trois isotopes: 238Toi, 232Le et 40K. Tous les trois subissent une désintégration pour former, entre autres produits, un antineutrino électronique. Ces particules se dispersent alors depuis leur lieu de formation à travers l'épaisseur de la terre, qui leur est transparente.

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Malheureusement, les antineutrinos issus de la désintégration du potassium ne sont pas captés par les détecteurs modernes, mais l'étude des deux autres cas est possible et très intéressante. Rappelons que notre planète a été plus ou moins étudiée en forant environ 10 kilomètres de profondeur avec un rayon d'environ 6370 km. Tout ce qui est plus profond, nous ne le savons que par les données de la sismologie, qui nous permettent de tracer les limites réfléchissantes et réfractives dans la masse rocheuse. Ce qu'ils sont et comment ils ont été formés est décidé sur la base de modèles théoriques.

L'étude des neutrinos émis par la Terre peut au moins nous aider à comprendre combien d'éléments radioactifs se trouvent dans la substance terrestre et où ils se trouvent principalement. Quant à ce dernier, il existe différentes versions, allant du fait que l'uranium avec le thorium est un attribut de la partie inférieure de la croûte terrestre, et se terminant par le fait que les sources de rayonnement lors de la formation de la planète se sont "noyées" en son centre, et il y a quelque chose comme un réacteur nucléaire, et agissant périodiquement.

Les produits de désintégration accumulés, lorsqu'ils sont suffisamment nombreux, arrêtent la réaction en chaîne. Puis, dans un environnement chaud, ils diffusent lentement vers le haut (ils sont plus légers), laissant place à de nouvelles portions de matière fissile, après quoi le processus recommence. Si tel est le cas, alors une telle cyclicité pourrait aider à expliquer les changements de la polarité magnétique de la Terre et, il faut le penser, de bien d'autres manières.

La question de la part des réactions nucléaires dans le dégagement total de chaleur de la Terre est également intéressante. Rappelons que l'intérieur de la Terre dégage un total d'environ 47 TW de chaleur par an, mais les scientifiques imaginent encore vaguement quelle quantité de cette énergie tombe sur la chaleur radiogénique, et quelle est la quantité sur la chaleur résiduelle qui a été libérée une fois lors de la différenciation gravitationnelle de matière terrestre.

Les géoneutrinos ont été détectés pour la première fois de manière fiable à l'observatoire de neutrinos susmentionné de Borexino il y a dix ans. En 2015, les scientifiques travaillant avec les données obtenues ont publié un aperçu des résultats. Il s'est avéré que la puissance thermique totale des désintégrations de l'uranium et du thorium se situe entre 23 et 36 térawatts. La désintégration radioactive et, par conséquent, les éléments en décomposition eux-mêmes se trouvent à la fois dans la croûte terrestre et dans le manteau. Les deux correspondent généralement aux données de certains modèles théoriques et aident à faire le bon choix entre eux. Jusqu'à présent, la teneur élevée en uranium à l'intérieur de la Terre semble inattendue - elle est environ deux fois plus élevée qu'on ne le pensait. Il est trop tôt pour dire que ces données réfutent quelque chose. Pendant six ans, le détecteur a enregistré 77 événements de neutrinos "terrestres", dont environ les deux tiers sont des neutrinos de réacteurs de centrales nucléaires, c'est-à-dire des interférences. Plus de données nécessaires.

Les neutrinos astrophysiques

La dernière partie de notre histoire est consacrée aux neutrinos de haute et très haute énergie - à partir de dizaines de téraélectronvolts et plus. "Comment? - demande le lecteur. - Les neutrinos solaires ont un seuil supérieur de dizaines de meV, alors qu'ici ils sont de plusieurs ordres de grandeur plus élevés. Où est passée la chose manquante ?" Il n'y a pas de mystère ici. Le "trou" dans la gamme tombe sur la zone dans laquelle se trouvent de nombreux neutrinos d'origine atmosphérique, qui se forment lorsque des rayons cosmiques de haute énergie (constitués de protons, d'électrons, etc.) frappent l'air. Il y a beaucoup de particules de haute énergie dans l'espace, et elles bombardent la Terre en permanence. Les neutrinos cosmiques des mêmes énergies nous parviennent également, mais sur fond de "débris", ils sont perdus et il est impossible de les isoler au niveau actuel de développement technologique.

En élevant la limite inférieure de la plage qui nous intéresse aux téravolts, on se retrouve dans une zone où il y a relativement peu d'interférences. Les neutrinos d'énergies aussi élevées sont le plus souvent d'origine cosmique, voire extragalactique dans de nombreux cas. Il y a longtemps, dans une galaxie lointaine, une supernova a explosé ou quelque chose comme ça s'est produit - ce sont les traces de cet événement qui nous a atteint à travers des milliards d'années-lumière. En fait, le premier cas fiable d'enregistrement de neutrinos astrophysiques en 1987 a été programmé pour coïncider avec une explosion de supernova dans le Grand Nuage de Magellan.

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D'autre part, il y a aussi très peu de neutrinos de très haute énergie dans l'espace qui nous entoure. Cela signifie qu'un détecteur plus grand est nécessaire pour les enregistrer. Les compteurs et même des dizaines de mètres ne fonctionneront pas, on parlera d'appareils kilométriques. Il n'est pas encore possible de faire un réservoir de cette taille. Et pourquoi?

Le schéma mis en œuvre aujourd'hui dans les installations en exploitation et en construction est très simple dans ses principes. Des guirlandes d'éléments photosensibles sont descendues dans l'eau ordinaire à une profondeur de quelques kilomètres, formant un réseau avec un pas vertical et horizontal donné. La substance du détecteur est l'eau environnante elle-même. En interagissant avec un atome de n'importe laquelle de ses substances constitutives, un neutrino de haute énergie génère des particules dont la vitesse, pour correspondre à la vitesse du neutrino lui-même, est très élevée - plus que la vitesse de la lumière dans l'eau. Une particule se déplaçant à cette vitesse émet un rayonnement Cherenkov, qui est détecté par des détecteurs/photomultiplicateurs.

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L'effet visuel dépend du type de neutrino que nous avons rencontré. Les muons génèrent généralement de fines pistes droites, des neutrinos électroniques et tau - de larges cascades formées par de nombreux électrons et positons se diffusant dans différentes directions. Dans le premier cas, la direction du mouvement de la particule d'origine est restituée avec une précision d'environ un demi-degré, dans le second, l'erreur dans sa détermination peut atteindre environ 15 degrés. L'énergie des neutrinos est déterminée par le nombre de photons Cherenkov émis par les fragments.

Or, il y a très peu d'installations de ce type dans le monde - trois. L'observatoire IceCube fonctionne au pôle Sud depuis plusieurs années. Comme vous pouvez le deviner, dans ce cas, la glace antarctique est utilisée à la place de l'eau. Des puits y ont été forés (plus précisément, ils ont été décongelés avec une perceuse thermique) et des guirlandes de photomultiplicateurs y ont été descendues, qui ont ensuite été congelées dans la glace. Sa transparence à quelques kilomètres de profondeur est encore meilleure qu'on ne le pensait, ce qui facilite à la fois la collecte de données sur l'installation actuelle et la formulation de plans pour son amélioration. Il est fort possible que le volume initial par kilomètre cube soit décuplé à l'avenir. Il y a beaucoup d'endroits en Antarctique.

Le suivi des éruptions de neutrinos est effectué automatiquement sur IceCube. Si la station enregistre deux ou plusieurs neutrinos arrivant à intervalles rapprochés depuis approximativement le même endroit (les directions de vol des particules ne diffèrent pas de plus de 3,5 degrés), la recherche d'une source probable est automatiquement lancée au moyen d'une astronomie électromagnétique opérant dans différents gammes de rayonnement électromagnétique - de l'optique (y compris le réseau "MASTER") aux rayons X (Swift) et gamma (VERITAS). Jusqu'à présent, il n'a jamais été possible de trouver de telles attractions spatiales.

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En février 2016, le "cube" a détecté trois neutrinos à la fois. Un tel événement est statistiquement attendu environ une fois tous les 13 ans, il y a donc lieu d'être prudent. Malheureusement, les directions du mouvement des neutrinos ont divergé d'un dixième de degré de plus que l'automatisation nécessaire, de sorte que la recherche de la source n'a été lancée manuellement que 22 heures plus tard. Rien n'a été trouvé.

En juillet 2018, il a été annoncé l'enregistrement des neutrinos à ultra-haute énergie émis par le blazar TXS 0506+056, situé à 4,33 milliards d'années-lumière de la Terre. Les astrophysiciens espèrent que cette découverte les aidera à comprendre la nature des rayons cosmiques ultra-puissants et à améliorer les méthodes pour les observer.

Ces dernières années, plusieurs travaux ont été publiés, dont les auteurs ont tenté de comparer les sources de neutrinos astrophysiques avec des sources de rayons cosmiques et d'autres objets connus de la science. Jusqu'à présent, il n'y a pas eu de succès évident, mais cela ne signifie pas que cela ne se poursuivra pas à l'avenir.

En Méditerranée, le télescope KM3NeT (KM3 Neutrino Telescope) est en cours d'achèvement, dont ANTARES, construit en 2007, deviendra partie intégrante. Baikal GVD est en construction sur le lac Baïkal. Dans les deux cas, il est trop tôt pour parler de résultats à part entière.

En résumé, il convient de noter que l'astronomie neutrino est encore très jeune. Elle a une vingtaine d'années, et ses orientations les plus prometteuses le sont encore moins. Par conséquent, il ne faut pas encore s'attendre à des résultats à grande échelle de sa part, mais ceux qui existent déjà semblent bons.

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