冰块

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December 5, 2021

冰立方中微子天文台,或简称冰立方,litt。 “冰块”是一座建在南极的中微子天文台。它的数千个传感器位于南极冰层下,分布在 1 立方公里的范围内。 IceCube 由 5,484 个称为数字光学模块的光学探测器组成,每个探测器包含一个光电倍增管 (PMT) 和一个数据采集卡,可将数字数据发送到探测器表面的采集站。这些光学模块被部署在 60 个模块的线上,每个模块的深度在 1,450 到 2,450 米之间,位于使用热水钻在冰中融化的孔中。 IceCube 部署于 2010 年 12 月 18 日结束。IceCube 旨在搜索天体物理中微子。事实上,它的光学模块可以探测到探测器周围高能中微子相互作用期间发射的少量光子。光的空间和时间分布使得重建入射中微子的方向以识别其来源成为可能。在 TeV 范围内识别高能中微子的点源将有可能识别宇宙射线的来源并研究后者的加速过程。 2013 年 11 月,IceCube 宣布探测到 28 个相信来自天体物理学的中微子。这些结果已经得到证实和完善。它的光学模块可以探测到探测器周围高能中微子相互作用期间发射的少量光子。光的空间和时间分布使得重建入射中微子的方向以识别其来源成为可能。在 TeV 范围内识别高能中微子的点源将有可能识别宇宙射线的来源并研究后者的加速过程。 2013 年 11 月,IceCube 宣布探测到 28 个据信来自天体物理学的中微子。这些结果已经得到证实和完善。它的光学模块可以探测到探测器周围高能中微子相互作用期间发射的少量光子。光的空间和时间分布使得重建入射中微子的方向以识别其来源成为可能。在 TeV 范围内识别高能中微子的点源将有可能识别宇宙射线的来源并研究后者的加速过程。 2013 年 11 月,IceCube 宣布探测到 28 个据信来自天体物理学的中微子。这些结果已经得到证实和完善。光的空间和时间分布使得重建入射中微子的方向以识别其来源成为可能。在 TeV 范围内识别高能中微子的点源将有可能识别宇宙射线的来源并研究后者的加速过程。 2013 年 11 月,IceCube 宣布探测到 28 个据信来自天体物理学的中微子。这些结果已经得到证实和完善。光的空间和时间分布使得重建入射中微子的方向以识别其来源成为可能。在 TeV 范围内识别高能中微子的点源将有可能识别宇宙射线的来源并研究后者的加速过程。 2013 年 11 月,IceCube 宣布探测到 28 个据信来自天体物理学的中微子。这些结果已经得到证实和完善。研究后者的加速过程。 2013 年 11 月,IceCube 宣布探测到 28 个据信来自天体物理学的中微子。这些结果已经得到证实和完善。研究后者的加速过程。 2013 年 11 月,IceCube 宣布探测到 28 个据信来自天体物理学的中微子。这些结果已经得到证实和完善。

建造

IceCube 是由威斯康星大学麦迪逊分校开发和监督的一系列项目之一。合作和资助的成员来自世界各地的许多其他大学和研究机构。 IceCube 部署只能在 11 月至 2 月的南极南部夏季期间进行,那时永久的阳光允许 24 小时钻探。建设始于 2005 年,当时部署了第一条 IceCube 生产线,并收集了足够的数据来验证光学传感器是否正常运行。在 2005-2006 年期间,又部署了 8 条线,使 IceCube 成为世界上最大的中微子望远镜。部署一直持续到2010年12月17日,共86条线路。该项目的总成本为2.79亿美元。

子探测器

IceCube Neutrino Observatory 由几个子探测器组成,除了冰中的主阵列:AMANDA,南极μ子和中微子探测器阵列,是第一部分建造并作为 IceCube 概念的证明。 AMANDA 于 2009 年 5 月停用。 IceTop 阵列是冰川表面上的一系列 Cherenkov 探测器,每条 IceCube 线上方大约有两个探测器。 IceTop 用作宇宙射线簇射探测器,用于宇宙射线成分研究和巧合事件测试:如果观察到一个 μ 子穿过 IceTop,它不可能来自冰中相互作用的中微子。这'低能量扩展深核是冰立方网络的一个密集仪器区域,可将可观测能量扩展到 100 GeV 以下。 Deep Core 线部署在 IceCube 的中心(在表面平面),在探测器底部最清晰的冰层深处(深度在 1,760 和 2,450 m 之间)。在 1850-2107m 深度之间没有 Deep Core 光学模块,因为这些层中的冰不是很清楚。IceCube Upgrade 是一项拟议的扩展,将允许检测低能中微子(GeV 能级),其用途包括确定中微子的质量等级或提高角分辨率。提出了一个更大的天文台,IceCube-Gen2 的愿景。

检测机制

中微子是电中性的轻子,很少与物质相互作用。正是由于中微子相互作用的概率非常低,因此 IceCube 需要 1 立方公里的体积才能探测到足够的中微子。当它们与冰中的水分子发生反应时,它们会产生带电的轻子(电子、μ 子或 taus)。如果能量足够大,这些带电轻子可以发射切伦科夫辐射。当带电粒子以超过冰中光速的速度穿过冰时,就会发生这种情况。然后可以通过构成 IceCube 的光学模块的光电倍增管检测到这种光。来自光电倍增管的信号被数字化并通过电缆发送到冰川表面。它们在地面计数站收集,总计约 1 TB/天。最重要的信号通过卫星直接发送到威斯康星大学北半球计算中心进行进一步分析。自 2014 年以来,硬盘而不是磁带存储数据,每年通过船向北发送一次。一旦数据到达实验者,他们就可以重建检测到的中微子的方向和能量。高能中微子可在探测器中产生大信号,指示其来源的大致方向。这些中微子方向的集合使得识别中微子的点源成为可能。 IceCube对中微子的测量及其重建需要一定的中微子最低能量,因此IceCube主要对高能中微子敏感,范围在1011到1021eV左右。 IceCube 对 μ 子比对其他带电轻子更敏感,因为它们的穿透力最强,因此在探测器中的轨迹最长。因此,在各种中微子中,IceCube 对 μ 中微子最为敏感。检测器中电子中微子相互作用产生的电子会引起电磁级联,使其在大约十米的距离内失去能量,使这些事件具有近乎球形的形态。这意味着电子中微子事件很难获得良好的角分辨率。然而,它们更有可能完全包含在探测器内,因此可能对能量研究或大型源搜索有用。 Tau 轻子的寿命很短,在衰变之前不能走很远,所以它们通常与电子级联无法区分。然而,可以将 tau 轻子与具有“双爆炸”事件的电子区分开来,其中在 tau 的产生和衰变时都可以看到级联。这只有在 PeV 量级的非常高的能量 taus 下才有可能。此类研究确定了两个双爆炸事件,可以限制天体物理中微子的发射情景。存在大量 μ 子的背景,它不是由来自天体物理源的中微子产生的,而是由宇宙射线与探测器上方的大气相互作用产生的。在 IceCube 中,宇宙射线 μ 子的数量是中微子诱导 μ 子的 106 倍。大多数可以使用它们来自检测器顶部的事实来拒绝,因此自上而下的事件被拒绝。剩下的大部分事件来自中微子,但这些中微子中的大部分也来自背景噪声。事实上,宇宙射线与地球大气的相互作用地球的另一边也产生中微子。然而,这些中微子的能量较低,与天体物理来源无关。因此,冰立方正在寻找来自宇宙点源的高能中微子。据估计,冰立方探测器每天可以探测到大约 75 个宇宙中微子。这些天体物理中微子的到达方向是冰立方望远镜绘制天空的点。为了在统计上区分这两种类型的中微子,传入中微子的方向和能量是根据其碰撞副产物来估计的。意外的能量过剩或给定空间方向的过剩表明存在天体物理来源。然而,这些中微子的能量较低,与天体物理来源无关。因此,冰立方正在寻找来自宇宙点源的高能中微子。据估计,冰立方探测器每天可以探测到大约 75 个宇宙中微子。这些天体物理中微子的到达方向是冰立方望远镜绘制天空的点。为了在统计上区分这两种类型的中微子,传入中微子的方向和能量是根据其碰撞副产物来估计的。意外的能量过剩或给定空间方向的过剩表明存在天体物理来源。然而,这些中微子的能量较低,与天体物理来源无关。因此,冰立方正在寻找来自宇宙点源的高能中微子。据估计,冰立方探测器每天可以探测到大约 75 个宇宙中微子。这些天体物理中微子的到达方向是冰立方望远镜绘制天空的点。为了在统计上区分这两种类型的中微子,传入中微子的方向和能量是根据其碰撞副产物来估计的。意外的能量过剩或给定空间方向的过剩表明存在天体物理来源。因此,冰立方正在寻找来自宇宙点源的高能中微子。据估计,冰立方探测器每天可以探测到大约 75 个宇宙中微子。这些天体物理中微子的到达方向是冰立方望远镜绘制天空的点。为了在统计上区分这两种类型的中微子,传入中微子的方向和能量是根据其碰撞副产物来估计的。意外的能量过剩或给定空间方向的过剩表明存在天体物理来源。因此,冰立方正在寻找来自宇宙点源的高能中微子。据估计,冰立方探测器每天可以探测到大约 75 个宇宙中微子。这些天体物理中微子的到达方向是冰立方望远镜绘制天空的点。为了在统计上区分这两种类型的中微子,传入中微子的方向和能量是根据其碰撞副产物来估计的。意外的能量过剩或给定空间方向的过剩表明存在天体物理来源。这些天体物理中微子的到达方向是冰立方望远镜绘制天空的点。为了在统计上区分这两种类型的中微子,传入中微子的方向和能量是根据其碰撞副产物来估计的。意外的能量过剩或给定空间方向的过剩表明存在天体物理来源。这些天体物理中微子的到达方向是冰立方望远镜绘制天空的点。为了在统计上区分这两种类型的中微子,传入中微子的方向和能量是根据其碰撞副产物估计的。意外的能量过剩或给定空间方向的过剩表明存在天体物理来源。

实验目标

高能中微子的点源

对中微子点源的探测有助于解释能量最高的宇宙射线起源之谜。这些宇宙射线具有足够高的能量,无法被星系磁场所包含(它们的拉莫尔射线大于星系半径),因此它们被认为来自星系外源。足以将粒子加速到这种能量的灾难性天体物理事件也可能产生高能中微子,由于中微子是电中性的,它们可以在不偏转的情况下到达地球。 IceCube 可以观测到这些中微子:它的可观测能量范围在 100 GeV 到几个 PeV 左右。活动越有活力,在大量冰立方上检测到的越多;从这个意义上说,冰立方更类似于切伦科夫望远镜,如皮埃尔-奥格天文台(用于切伦科夫探测宇宙射线的水库阵列),而不是其他中微子实验,如 Super-K(光电倍增管朝内固定参考体积) )。 IceCube 对北半球的点源比南半球的点源更敏感。它可以从任何方向观测天体物理中微子信号,但来自南半球方向的中微子被大气μ子的背景噪声所淹没。因此,对 IceCube 点源的第一次搜索集中在北半球,扩展到南半球的点源需要额外的工作。

伽玛暴与中微子同时发生

当质子相互碰撞或与光子碰撞时,结果通常是介子。带电介子衰变成 μ 子和 μ 中微子,而中性介子衰变为伽马射线。中微子通量和伽马射线通量可能在某些来源(例如伽马射线爆发和超新星遗迹)中重合。IceCube 数据与 Swift 或 Fermi 等伽马射线卫星结合使用,以搜索这样的重合信号。这导致 2017 年检测到与处于活动状态的 TXS 0506 + 056 耀变体重合的 IceCube 中微子,然后检测到与 2019 年的破坏事件重合的中微子。

间接暗物质研究

潜在的弱相互作用大质量粒子 (WIMP)(暗物质问题的可能解决方案)可以被太阳或银河系中心等大质量物体的引力捕获。由于这些粒子的密度足够高,它们可以以显着的速度相互湮灭。这种湮灭的产物可能衰变成中微子,冰立方可以观测到中微子来自太阳方向或银河系中心的过量中微子。这种寻找 WIMP 湮灭衰变产物的技术被称为“间接”,而不是寻找在探测器内部相互作用的暗物质的直接搜索。WIMP 太阳搜索对依赖自旋的 WIMP 模型比许多直接搜索更敏感,因为太阳由比直接搜索探测器轻的元素(例如氙或锗)组成。由于这样的研究,IceCube 对 WIMP 模型设置了限制。

中微子振荡

IceCube 可以在地球的基线上观察来自大气宇宙射线淋浴的中微子振荡。它在 ~ 25 GeV 处最为敏感,DeepCore 子网针对该能量范围进行了优化。DeepCore 由 6 条线路组成,在 2009-2010 年南半球夏季部署,水平和垂直间距较窄。DeepCore 数据用于确定混合角 θ23。随着收集到的数据越来越多并且 IceCube 可以改进这种测量,也有可能观察到约 15 GeV 能量下振荡模式的特征变化,这决定了中微子的质量等级。

银河超新星

尽管预期来自超新星的单个中微子的能量远低于 IceCube 能量截止值,但 IceCube 可以探测到局部超新星。实际上,该信号将表现为整个检测器的背景噪声水平的短暂且相关的增加。超新星必须相对靠近(在我们的星系中)才能获得足够的中微子,因为通量取决于距离平方的倒数 (1 / d2)。银河超新星是罕见的,最后日期是 1987 年。 IceCube 是 SNEWS 的成员,超新星早期预警系统结合了来自不同中微子探测器的超新星信号,以确定它们的方向和方向。向天体物理学家社区发送实时警报,鼓励他们在检测到时将仪器指向该方向。

无菌中微子

惰性中微子特征是 IceCube 可以测量到的 1 TeV 左右的大气中微子能谱的失真。这种特征是大气中微子在传播过程中与地球相互作用的结果。2016 年,IceCube 的科学家没有发现惰性中微子的证据。

结果

IceCube 合作发布了来自点源、伽马射线爆发和来自太阳的中子湮灭的中微子通量的限制,对 WIMP 和质子之间相互作用的横截面有影响。已经观察到月球的阴影效应。这是因为宇宙射线可以被月球阻挡,从而产生由朝向月球的宇宙射线级联引起的介子缺陷。在宇宙射线方向上观察到微弱(小于 1%)但强大的各向异性。 2013 年发现了一对高能中微子。考虑到它们的能量,它们很可能来自天体物理学,在 PeV 范围内。根据芝麻街电视节目中的角色,这对夫妇被称为“伯特”和“厄尼”。此后还发现了其他能量更高的中微子,例如被称为“大鸟”的事件。由于中微子振荡现象,IceCube 借助 DeepCore 测量了大气低能μ子中微子的消失。这使得可以测量中微子的振荡参数 ∆m232 2.31 + 0.11 -0.13 × 10-3 eV2 和 sin2 (θ23) 0.51 + 0.07 -0.09(层次法正常质量),与其他结果相当。 2018 年 7 月,IceCube 中微子天文台宣布,它在 2017 年 9 月发现了一个非常高能的中微子撞击了它的探测器,并重建了它的原始方向,与其他仪器探测到的 TXS 0506 + 056 耀变体重合。处于活动状态。 TXS 0506 + 056 位于 5,猎户座方向 70 亿光年。这是中微子望远镜首次识别出高能中微子的天体物理来源。这表明该来源是高能宇宙射线的来源。 2020 年,通过与电子的相互作用(称为格拉肖共振)检测到反中微子,证实了可追溯到 1959 年的理论预测。一种反中微子通过与电子的相互作用被称为格拉肖共振,已被报道,证实了可追溯到 1959 年的理论预测。一种反中微子通过与电子的相互作用被称为格拉肖共振,已被报道,证实了可追溯到 1959 年的理论预测。

也可以看看

IceCube 的前身 AMANDA。ANTARES 及其继任者 KM3NeT,类似的中微子望远镜使用来自地中海的水而不是冰。Baikal-GVD,俄罗斯贝加尔湖深处的中微子望远镜。ANITA,一种超高能中微子望远镜,由悬挂在平流层气球上的无线电天线组成。

外部链接

官方网站 IceCube AMANDA 在 UCI 的出版物列表

注释和参考

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