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Observatorio IceCube Neutrino
Icecube-arquitectura-diagrama2009.PNG
Diagrama de las cuerdas de IceCube
OrganizaciónColaboración IceCube
LocalizaciónÁrea del Tratado Antártico
Coordenadas89 ° 59′24 ″ S 63 ° 27′11 ″ W / 89,99000 ° S 63,45306 ° W / -89,99000; -63.45306 Coordenadas: 89 ° 59′24 ″ S 63 ° 27′11 ″ W  / 89,99000 ° S 63,45306 ° W / -89,99000; -63.45306
Sitio webicecube .wisc .edu
Telescopios
TelescopioNeutrino
El Observatorio IceCube Neutrino se encuentra en la Antártida
Observatorio IceCube Neutrino
Ubicación del Observatorio de Neutrinos IceCube
Página de los comunes Medios relacionados en Wikimedia Commons
[ editar en Wikidata ]

El Observatorio de Neutrinos IceCube (o simplemente IceCube ) es un observatorio de neutrinos construido en la Estación Amundsen-Scott del Polo Sur en la Antártida . [1] El proyecto es un experimento CERN reconocido (RE10). [2] [3] Sus miles de sensores están ubicados bajo el hielo antártico, distribuidos en un kilómetro cúbico .

Al igual que su predecesor, el Antarctic Muon And Neutrino Detector Array (AMANDA), IceCube consta de sensores ópticos esféricos denominados módulos ópticos digitales (DOM), cada uno con un tubo fotomultiplicador (PMT) [4] y una computadora de adquisición de datos de placa única que envía datos digitales a la casa de conteo en la superficie sobre la matriz. [5] IceCube se completó el 18 de diciembre de 2010. [6]

Los DOM se despliegan en cadenas de 60 módulos cada uno a profundidades entre 1.450 y 2.450 metros en agujeros derretidos en el hielo utilizando un taladro de agua caliente. IceCube está diseñado para buscar fuentes puntuales de neutrinos en el rango TeV para explorar los procesos astrofísicos de mayor energía.

En noviembre de 2013 se anunció que IceCube había detectado 28 neutrinos que probablemente se originaron fuera del Sistema Solar . [7]

Construcción [ editar ]

IceCube es parte de una serie de proyectos desarrollados y supervisados ​​por la Universidad de Wisconsin-Madison . La colaboración y la financiación son proporcionadas por muchas otras universidades e instituciones de investigación en todo el mundo. [8] La construcción de IceCube solo fue posible durante el verano austral antártico de noviembre a febrero, cuando la luz solar permanente permite perforaciones de 24 horas. La construcción comenzó en 2005, cuando se desplegó la primera cadena IceCube y se recopilaron datos suficientes para verificar que los sensores ópticos funcionaban correctamente. [9] En la temporada 2005-2006, se desplegaron ocho cuerdas adicionales, lo que convirtió a IceCube en el telescopio de neutrinos más grande del mundo.

Torre de perforación IceCube y carrete de manguera en diciembre de 2009
EstaciónCadenas instaladasCadenas totales
200511
2005-200689
2006-20071322
2007-20081840
2008-20091959
2009-20102079
2010786

La construcción se completó el 17 de diciembre de 2010. [10] [11] El costo total del proyecto fue de $ 279 millones. [12]

Subdetectores [ editar ]

"Taklampa", uno de los módulos ópticos digitales del agujero # 85 de IceCube

El Observatorio IceCube Neutrino está compuesto por varios subdetectores además de la matriz principal en el hielo.

  • AMANDA, la matriz de detectores de neutrinos y muones antárticos , fue la primera pieza construida y sirvió como prueba de concepto para IceCube. AMANDA se desconectó en mayo de 2009. [13]
  • La matriz IceTop es una serie de detectores Cherenkov en la superficie del glaciar, con dos detectores aproximadamente por encima de cada cadena IceCube. IceTop se utiliza como detector de lluvia de rayos cósmicos, para estudios de composición de rayos cósmicos y pruebas de eventos coincidentes : si se observa que un muón atraviesa IceTop, no puede ser de un neutrino que interactúa en el hielo.
  • Deep Core Low-Energy Extension es una región densamente instrumentada de la matriz IceCube que extiende las energías observables por debajo de 100 GeV . Las cuerdas Deep Core se despliegan en el centro (en el plano de la superficie) de la matriz más grande, profundamente en el hielo más claro en la parte inferior de la matriz (entre 1760 y 2450 m de profundidad). No hay DOM de núcleo profundo entre 1850 my 2107 m de profundidad, ya que el hielo no es tan claro en esas capas.

PINGU (Precision IceCube Next Generation Upgrade) es una extensión propuesta que permitirá la detección de neutrinos de baja energía (escala de energía GeV), con usos que incluyen la determinación de la jerarquía de masas de neutrinos, la medición de precisión de la oscilación de neutrinos atmosféricos (tanto la aparición de neutrinos tau como la desaparición de neutrinos muónicos ), y buscando la aniquilación de WIMP en el sol. [14] Se ha presentado una visión para un observatorio más grande, IceCube-Gen2. [15]

Mecanismo experimental [ editar ]

Los neutrinos son leptones eléctricamente neutros e interactúan muy raramente con la materia. Cuando reaccionan con las moléculas de agua en el hielo, pueden crear leptones cargados ( electrones , muones o taus ). Estos leptones cargados pueden, si tienen suficiente energía, emitir radiación de Cherenkov . Esto sucede cuando la partícula cargada viaja a través del hielo más rápido que la velocidad de la luz en el hielo, similar al choque de proa de un barco que viaja más rápido que las olas que cruza. Luego, esta luz puede ser detectada por tubos fotomultiplicadores dentro de los módulos ópticos digitales que forman IceCube.

Las señales de los PMT se digitalizan y luego se envían a la superficie del glaciar en un cable. Estas señales se recopilan en una casa de conteo de superficie y algunas de ellas se envían al norte a través de un satélite para su posterior análisis. Desde 2014, los discos duros en lugar de la cinta almacenan el resto de los datos que se envían al norte una vez al año por barco. Una vez que los datos llegan a los experimentadores, pueden reconstruir los parámetros cinemáticos del neutrino entrante. Los neutrinos de alta energía pueden causar una gran señal en el detector, apuntando hacia su origen. Los cúmulos de tales direcciones de neutrinos indican fuentes puntuales de neutrinos.

Cada uno de los pasos anteriores requiere una cierta energía mínima y, por lo tanto, IceCube es sensible principalmente a los neutrinos de alta energía, en el rango de 10 11 a aproximadamente 10 21  eV . [dieciséis]

IceCube es más sensible a los muones que otros leptones cargados, porque son los más penetrantes y, por lo tanto, tienen las pistas más largas en el detector. Por lo tanto, de los sabores de neutrinos, IceCube es el más sensible a los neutrinos muónicos . Un electrón resultante de un evento de neutrinos de electrones normalmente se dispersa varias veces antes de perder suficiente energía para caer por debajo del umbral de Cherenkov ; esto significa que los eventos de neutrinos de electrones no se pueden usar típicamente para señalar fuentes, pero es más probable que estén completamente contenidos en el detector y, por lo tanto, pueden ser útiles para estudios de energía. Estos eventos son más esféricos, o en "cascada", que " track"-como; los eventos de neutrinos muónicos son más parecidos a pistas.

Los leptones Tau también pueden crear eventos en cascada; pero son de corta duración y no pueden viajar muy lejos antes de descomponerse, por lo que normalmente no se pueden distinguir de las cascadas de electrones. Una tau podría distinguirse de un electrón con un evento de "doble explosión", donde se ve una cascada tanto en la creación como en la desintegración de la tau. Esto solo es posible con taus de muy alta energía. Hipotéticamente, para resolver una pista de tau, la tau necesitaría viajar al menos de un DOM a un DOM adyacente (17 m) antes de decaer. Como la vida media de una tau es2.9 × 10 −13  s , una tau que viaja a una velocidad cercana a la de la luz requeriría 20 TeV de energía por cada metro recorrido. [17] Siendo realistas, un experimentador necesitaría más espacio que solo un DOM al siguiente para distinguir dos cascadas, por lo que las búsquedas de doble explosión se centran en energías de escala PeV . Estas búsquedas están en marcha, pero hasta ahora no han aislado un evento de doble explosión de los eventos de fondo. [ cita requerida ]

Hay un gran fondo de muones creado no por neutrinos de fuentes astrofísicas sino por rayos cósmicos que impactan la atmósfera sobre el detector. Hay aproximadamente 10 6 veces más muones de rayos cósmicos que los muones inducidos por neutrinos observados en IceCube. [ cita requerida ] La mayoría de estos pueden rechazarse por el hecho de que viajan hacia abajo. La mayoría de los eventos restantes (ascendentes) son de neutrinos, pero la mayoría de estos neutrinos son de rayos cósmicos que golpean el otro lado de la Tierra; alguna fracción desconocida puede provenir de fuentes astronómicas, y estos neutrinos son la clave para las búsquedas de fuentes puntuales de IceCube. Las estimaciones predicen la detección de alrededor de 75 neutrinos ascendentes por día en el detector IceCube completamente construido. Las direcciones de llegada de estos neutrinos astrofísicos son los puntos con los que el telescopio IceCube mapea el cielo. Para distinguir estadísticamente estos dos tipos de neutrinos, la dirección y energía del neutrino entrante se estima a partir de sus subproductos de colisión. Los excesos inesperados de energía o los excesos de una dirección espacial determinada indican una fuente extraterrestre.

Objetivos experimentales [ editar ]

Fuentes puntuales de neutrinos de alta energía [ editar ]

Una fuente puntual de neutrinos podría ayudar a explicar el misterio del origen de los rayos cósmicos de mayor energía. Estos rayos cósmicos tienen energías lo suficientemente altas como para que no puedan ser contenidos por campos magnéticos galácticos (sus gyroradiison más grandes que el radio de la galaxia), por lo que se cree que provienen de fuentes extragalácticas. Los eventos astrofísicos que son lo suficientemente cataclísmicos como para crear partículas de alta energía probablemente también crearían neutrinos de alta energía, que podrían viajar a la Tierra con muy poca desviación, porque los neutrinos interactúan muy raramente. IceCube pudo observar estos neutrinos: su rango de energía observable es de alrededor de 100 GeV a varios PeV. Cuanto más enérgico es un evento, mayor es el volumen en el que IceCube puede detectarlo; En este sentido, IceCube es más similar a los telescopios Cherenkov como el Observatorio Pierre Auger (un conjunto de tanques de detección Cherenkov) que a otros experimentos de neutrinos, como Super-K (con PMT orientados hacia adentro que fijan el volumen fiducial).

IceCube es más sensible a las fuentes puntuales en el hemisferio norte que en el hemisferio sur. Puede observar señales de neutrinos astrofísicos desde cualquier dirección, pero los neutrinos que vienen de la dirección del hemisferio sur están inundados por el fondo muónico de rayos cósmicos. Por lo tanto, las primeras búsquedas de fuentes puntuales de IceCube se centran en el hemisferio norte, y la extensión a las fuentes puntuales del hemisferio sur requiere un trabajo adicional. [18]

Aunque se espera que IceCube detecte muy pocos neutrinos (en relación con la cantidad de fotones detectados por telescopios más tradicionales), debería tener una resolución muy alta con los que encuentra. Durante varios años de operación, podría producir un mapa de flujo del hemisferio norte similar a mapas existentes como el del fondo cósmico de microondas , o telescopios de rayos gamma , que usan terminología de partículas más como IceCube. Asimismo, KM3NeT podría completar el mapa del hemisferio sur.

Los científicos de IceCube pueden haber detectado sus primeros neutrinos el 29 de enero de 2006. [19]

Estallidos de rayos gamma coincidentes con neutrinos [ editar ]

Cuando los protones chocan entre sí o con fotones , el resultado suele ser piones . Los piones cargados se desintegran en muones y neutrinos muónicos, mientras que los piones neutros se desintegran en rayos gamma . Potencialmente, el flujo de neutrinos y el flujo de rayos gamma pueden coincidir en ciertas fuentes, como estallidos de rayos gamma y remanentes de supernovas , lo que indica la naturaleza elusiva de su origen. Los datos de IceCube se utilizan junto con satélites de rayos gamma como Swift o Fermipara este objetivo. IceCube no ha observado ningún neutrino en coincidencia con estallidos de rayos gamma, pero puede utilizar esta búsqueda para limitar el flujo de neutrinos a valores inferiores a los predichos por los modelos actuales. [20]

Búsquedas indirectas de materia oscura [ editar ]

La materia oscura de partículas masivas de interacción débil (WIMP) podría ser capturada gravitacionalmente por objetos masivos como el Sol y acumularse en el núcleo del Sol . Con una densidad suficientemente alta de estas partículas, se aniquilarían entre sí a un ritmo significativo. Los productos de desintegración de esta aniquilación podrían desintegrarse en neutrinos, que IceCube podría observar como un exceso de neutrinos en la dirección del Sol. Esta técnica de buscar los productos de desintegración de la aniquilación de WIMP se llama indirecta, a diferencia de las búsquedas directas que buscan materia oscura interactuando dentro de un volumen instrumentado contenido. Las búsquedas de WIMP solares son más sensibles a los efectos-Modelos WIMP dependientes que muchas búsquedas directas, porque el Sol está hecho de elementos más ligeros que los detectores de búsqueda directa (por ejemplo, xenón o germanio ). IceCube ha establecido mejores límites con el detector de 22 cuerdas (aproximadamente 1 ⁄ 4 del detector completo) que los límites de AMANDA. [21]

Oscilaciones de neutrinos [ editar ]

IceCube puede observar oscilaciones de neutrinos de lluvias de rayos cósmicos atmosféricos, sobre una línea de base a través de la Tierra. Es más sensible a ~ 25 GeV, el rango de energía para el que se ha optimizado el subarreglo DeepCore. DeepCore consta de 6 cadenas desplegadas en el verano austral 2009-2010 con un espaciado horizontal y vertical más estrecho. En 2014, se utilizaron datos de DeepCore para determinar el ángulo de mezcla θ 23 . A medida que se recopilan más datos y IceCube puede refinar esta medición, también es posible observar la modificación característica del patrón de oscilación a ~ 15 GeV que determina la jerarquía de masa de neutrinos . Este mecanismo para determinar la jerarquía de masas solo funciona como el ángulo de mezcla θ 13es largo. [ cita requerida ]

Supernovas galácticas [ editar ]

A pesar del hecho de que los neutrinos individuales que se esperan de las supernovas tienen energías muy por debajo del límite de energía de IceCube, IceCube podría detectar una supernova local. Aparecería como un aumento breve y correlacionado de las tasas de ruido en todo el detector. La supernova tendría que estar relativamente cerca (dentro de nuestra galaxia) para obtener suficientes neutrinos antes de que la dependencia de la distancia 1 / r 2 se hiciera cargo. IceCube es miembro del Sistema de alerta temprana de Supernova (SNEWS). [22]

Neutrinos estériles [ editar ]

Una firma de neutrinos estériles sería una distorsión del espectro de energía de los neutrinos atmosféricos alrededor de 1 TeV, para lo cual IceCube está en una posición única para buscar. Esta firma surgiría de los efectos de la materia cuando los neutrinos atmosféricos interactúan con la materia de la Tierra.

La estrategia de detección descrita, junto con su posición en el Polo Sur, podría permitir que el detector proporcione la primera evidencia experimental sólida de dimensiones adicionales predichas en la teoría de cuerdas . Muchas extensiones del modelo estándar de física de partículas, incluida la teoría de cuerdas, proponen un neutrino estéril; en la teoría de cuerdas, esto se hace a partir de una cuerda cerrada . Estos podrían filtrarse a dimensiones adicionales antes de regresar, haciendo que parezca que viajan más rápido que la velocidad de la luz. Un experimento para probar esto puede ser posible en un futuro próximo. [23] Además, si los neutrinos de alta energía crean agujeros negros microscópicos(según lo predicho por algunos aspectos de la teoría de cuerdas) crearía una lluvia de partículas, lo que resultaría en un aumento de neutrinos "descendentes" mientras que se reducirían los neutrinos "ascendentes". [24]

En 2016, los científicos del detector IceCube no encontraron ninguna evidencia del neutrino estéril. [25]

Resultados [ editar ]

La colaboración IceCube ha publicado límites de flujo para neutrinos de fuentes puntuales, [26] estallidos de rayos gamma , [27] y aniquilación de neutralino en el Sol, con implicaciones para la sección transversal del protón WIMP [28].

Se ha observado un efecto de sombra de la Luna. [29] [30] Los protones de rayos cósmicos son bloqueados por la Luna, creando un déficit de muones de lluvia de rayos cósmicos en la dirección de la Luna. Se ha observado una anisotropía pequeña (menos del 1%) pero robusta en los muones de rayos cósmicos. [31]

En 2013 se detectaron un par de neutrinos de alta energía. [32] Posiblemente de origen astrofísico, estaban en el rango de voltios de peta-electrón, lo que los convierte en los neutrinos de mayor energía descubiertos hasta la fecha. La pareja fue apodada "Bert" y "Ernie" , en honor a los personajes del programa de televisión Barrio Sésamo . [33] Un neutrino aún más enérgico fue descubierto en 2013 [34] y recibió el nombre de " Big Bird ". [35]

IceCube midió la desaparición de neutrinos de muones atmosféricos de 10 a 100 GeV en 2014, [ aclaración necesaria ] utilizando 3 años de datos tomados de mayo de 2011 a abril de 2014, incluido DeepCore, [36] determinando los parámetros de oscilación de neutrinos ∆m 2 32 =2,72+0,19
−0,20× 10 −3 eV 2 y sen 2 (θ 23 ) =0,53+0,09
−0,12 (jerarquía de masas normal), comparable a otros resultados.

En julio de 2018, el Observatorio de Neutrinos IceCube anunció que habían rastreado un neutrino de energía extremadamente alta que golpeó su detector en septiembre de 2017 hasta su punto de origen en el blazar TXS 0506 +056 ubicado a 5.700 millones de años luz de distancia en la dirección. de la constelación de Orión . [37] [38] Esta es la primera vez que se ha utilizado un detector de neutrinos para localizar un objeto en el espacio, e indica que se ha identificado una fuente de rayos cósmicos . [39] [40] [41]

En 2020, se anunció la detección de la resonancia de Glashow . [42]

Ver también [ editar ]

  • Matriz de detectores de neutrinos y muones antárticos
  • Experimento Radio Ice Cherenkov
  • ANTARES y KM3NeT , telescopios de neutrinos similares que utilizan agua de aguas profundas en lugar de hielo.

Referencias [ editar ]

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