Neutriinoastronoomia

Allikas: Vikipeedia
IceCube [1] neutriinodetektori DOM moodul

Neutriinoastronoomia on astronoomia haru, mis uurib maailmaruumi objekte neist lähtuvate neutriinode vahendusel.

Rakendused[muuda | redigeeri lähteteksti]

Neutriinode suure läbivusvõime tõttu saab neutriinoastronoomiaga uurida piirkondi, mis muudele vaatlustehnoloogiatele paistaks läbipaistmatutena. Selliste piirkondade alla käivad näiteks tähtede tuumad, kus tuumareaktsioonides tekib märgataval hulgal neutriinosid. Kuigi seal tekib ka hulganisti teisi kiirguseid, näiteks erineva lainepikkusega elektromagnetkiirguseid, satuvad need tähtede kihtide vahel liikudes sealse ainega vastastikmõjusse ega pääse vahetult välja. Samas suur osa neutriinodest pääseb neist kihtidest läbi ilma vastastikmõjusse sattumata. See võimaldab neutriinode kaudu saada potentsiaalselt suhteliselt müravabasid mõõtetulemusi universumi kaugetest piirkondadest.

Kuna neutriinoastronoomia ei ole veel väga arenenud, on seni maailmaruumis tuvastatud väga vähe konkreetseid allikaid. Üks tuvastatud objektidest on Päike, mis on hea maalähedane neutriinoallikas, kuna toodab neid pidevalt ja suurtes kogustes.[1]

Neutriinode detektsioon[muuda | redigeeri lähteteksti]

Neutriinode avastamiseks kasutatakse erinevat tüüpi neutriinodetektoreid, mis paiknevad neutriinoobservatooriumites. Kuna neutriinod satuvad muu ainega vastastikmõjusse väga harva ja nõrgalt, on neutriinodetektorid üldiselt väga suured, et suurendada detektsiooni tõenäosust. Detektorid ehitatakse tihti maa alla, et vähendada igasugust taustamüra, näiteks kosmilisest kiirgusest põhjustatut.[2]

Neutriinodetekorite paigutus sõltub ka sellest, kui suure energiaga neutriinosid uuritakse. Kõrgema energiaga neutriinod satuvad kergemini vastastikmõjusse muu ainega, seega võib Maa nende jaoks olla läbipaistmatu ja detektor peab olema suunatud maapinnast eemale. Samas madala energiaga neutriinod läbivad aineid kergemini ja detektorid võivad olla suunatud Maa sisemuse poole, kasutades Maad müra filtreerimiseks.[1]

Neutriinodetektorid, mis ei asu sügaval maa all, peavad arvestama ka pidevalt maad tabava kosmilise kiirgusega, mis tekitab mõõtetulemustesse müra. Selle eemaldamiseks on paljudes observatooriumites peadetektor ümbritsetud veel teise detektoriga, mis avastab siseneva kosmilise kiirguse ja võimaldab selle poolt tekitatavat mõõtemüra eemaldada.

Kuna neutriinoastronoomia on veel suhteliselt vähearenenud järgus, pole veel väga häid ja usaldusväärseid detektsioonitehnikaid leitud. Samas on olemas mõned tehnikad, millega on võimalik nende olemasolu tuvastada, kuigi mõõteseadmed registreerivad vaid murdosa reaalsetest neutriinodest.

Üks kasutatavatest tehnikatest määrab neutriinosid Tšerenkovi-Vavilovi kiirguse kaudu. Seda tüüpi detektorites on vaja suurt mahtu läbipaistvat materjali, näiteks jää või vesi, mida ümbritsevad valgustundlikud fotokordistid. Neutriinod võivad reageerida selle materjali aatomituumadega, tekitades laetud leptoneid, mis piisaval energiatasemel kiirgavad Tšerenkovi-Vavilovi kiirgust, mida registreerivad ümberkaudsed fotokordistid. Tekkinud mustri põhjal saab määrata sisenenud neutriino suunda, energiat ja vahel ka liiki. Üks seda tüüpi detekor on näiteks Jaapanis asuv Super-Kamiokande, mida täidab 50 000 tonni puhast vett ümbritsetuna 11 000 fotokordisti poolt umbes 1 km sügavusel maa all. Samuti kasutab seda tehnoloogia AMANDA detektor Antarktikas, mis kasutab läbipaistva vaheainena polaarjääd. ANTARESe observatoorium kasutab hoopis merevett.

On olemas ka teisi sarnaseid detektoreid, mis kasutavad teistsuguseid vaheaineid nende eriomaduste tõttu. Sudbury Neutrino Observatory detektor kasutab ülipuhast rasket vett. Selles sisalduv deuteerium võib neutriinotabamuse tõttu laguneda, mille tagajärjel tekib gammakiirgus, mida on samuti võimalik mõõta.

MiniBooNE-i ja KamLANDi detektorid kasutavad vaheainena mineraalõli. Neutronid reageerivad mineraalõli prootonitega ja tekivad neutron ning positron. Õliosake, mida tabab positron, ergastub ning vallanduvad valgussähvatused (stsintillatsioon).[3]

Ajalugu[muuda | redigeeri lähteteksti]

Neutriinode olemasolu ennustas 1930. aastal Wolfgang Pauli, kes seletas nendega ebastabiilsete aatomite lagunemisel tekkivat energiakadu. Ta ei uskunud, et keegi suudaks neid kunagi katseliselt tuvastada. Sellega said hakkama Ameerika füüsikud Clyde Cowan ja Frederick Reines 1956. aastal, kes tuvastasid tuumareaktoris tekkinud neutriinosid.[2]

1968. aastal suudeti esmakordselt tuvastada Päikeselt pärinevaid neutriinosid. Selleks kasutati suurt perkloroetüleeni paaki, mis oli paigutatud sügavale maa alla vanadesse kaevanduskäikudesse.[4]

1965. aastal tuvastasid kaks uurimismeeskonda peaaegu üheaegselt atmosfääris kosmilise kiirguse mõjul tekkinud neutriinosid. Frederick Reinesi juhtimisel tegeles üks neist Lõuna-Aafrika kullakaevandustes paikneva detektoriga.[5] Teine meeskond töötas India kullakaevandustes ja oli India, Jaapani ja Suurbritannia teadlaste ühistöö.[6] Kuigi teine rühm mõõtis neutriinosid kaks kuud hiljem, suutsid nad avastused avaldada kaks nädalat varem.[7]

Esimese põlvkonna veealustele neutriinodetektoritele pani 1960. aastal aluse Moisei Markovi ettepanek paigutada detektorid sügavale järvedesse või meredesse ja määrata laetud osakeste asukohta Tšerenkovi-Vavilovi kiirguse abil.[7][8]

Esimese veealuse neutriinodetektori projekteerimine algas DUMANDi projektina 1976. aastal. Kuigi see peatati lõpuks 1995. aastal, oli see projekt eelkäijaks paljudele järgnevatel aastakümnetel loodud neutriinodetektoritele.[7]

1987. aastal tuvastasid Ameerika IMB detektor, Jaapani Kamiokande detektor ja Nõukogude Liidu Baksani detektor supernoova SN 1987A poolt kiiratud neutriinosid. Kokku tuvastati 24 neutriinot. Kuigi see arv ei tundu väga suurena, on see tavalisest taustamürast märgatavalt suurem.[9]

Baikali neutriinoobservatoorium alustas tööd 1980. aastal. See asub Venemaal Baikali järve lõunapoolses osas umbes 1,1 km sügavusel. 1993. aastal sai sellest esimene observatoorium, millega tuvastati vee all atmosfäärineutriinosid. See suutis ka taasluua tuvastatud müüonite trajektoore.[10]

AMANDA neutriinodetektor paikneb lõunapolaarala 3 km paksuses jääkihis mõnesaja meetri kaugusel Amundsen-Scotti jaamast. Survestatud kuuma vee abil sulatati jää sisse kanalid, millesse paigutati liin optiliste moodulitega enne, kui jää jõudis uuesti tekkida. Esialgse paigutuse sügavus osutus liiga väikeseks, et usaldusväärselt taastada määratud osakeste trajektoore. Selle põhjuseks olid jääs esinevad õhumullid, mis hajutavad optilist kiirgust. 1995/96 lisati veel neli liini umbes 2000 meetri sügavuseni. Sellest piisas trajektooride rekonstrueerimiseks. Kuni 2000. aasta jaanuarini sai AMANDA järk-järgulisi uuendusi, koosnedes lõpuks üheksateistkümnest liinist ja 667-st optilisest moodulist. Paiknemissügavused jäävad vahemikku 1500-2000 meetrit. AMANDAt võib lugeda eelkäijaks 2005. aastal loodud IceCube neutriinoobservatooriumile, mis rakendab enda töös ka AMANDA detektsioonimooduleid.[7][10]

1998. aastal teatas Super-Kamiokande detektori meeskond neutriinovõnkumist tõendavatest vaatlustest.[11] See oli esimene vaatluslik tõend, mis toetas teooriat neutriino massi olemasolust. Seni oli seda vaid spekuleeritud.

Pärast DUMANDi projekti lagunemist jagunesid selles osalenud grupid kolmeks meeskonnaks, kes hakkasid uurima süvaveedetektorite rajamise võimalikkust Vahemerre. Ühe meeskonna arendatud ANTARESe observatoorium ankurdati merepõhja Touloni linna lähedale Prantsusmaa ranniku lähedal. See koosneb kaheteistkümnest liinist, millest igaühe külge on kinnitatud 25 moodulit, mis omakorda koosnevad kolmest optilisest moodulist, elektroonikakonteinerist ja kalibratsiooniseadmetest. Maksimaalne paiknemissügavus on 2475 meetrit.[10]

Itaalia rühmad hakkasid tegelema NEMO detektoriga, et uurida kuupkilomeetrise mahu suurusjärku jääva süvaveedetektori rajamise võimalikkust. Selleks on suudetud tuvastada sobiv asukoht umbes 3,5 km sügavusel Sitsiilia kaguranniku lähedal. 2007-2011 toimus esimese prototüübi testimine. Selleks rajati Catania linna lähedale kahe kilomeetri sügavusele "mini-torn", mis püsis töös mitu nädalat. Plaanitakse luua ka täismõõdus prototüüp, aga see toimub juba KM3NeT projekti raames.[7][10]

NESTORi projekti detektor paigaldati 2004. aastal Kreeka vetesse Pylose lähedale 4 km sügavusele Vahemere põhja. Pärast umbes kuuajast tööperioodi sai detektorit rannikuga ühendav kaabel kannatada ja töö peatati. Selle aja jooksul kogutud andmed näitasid detektori põhimõttelist töövõimet. Samuti suudeti selle aja jooksul mõõta atmosfääri-müüoneid. NESTORi tulemusi rakendatakse KM3NeT projektis.[7][10]

Teise põlvkonna süvavee-neutriinodetektorite mõõtmed ulatuvad algselt DUMANDi projektis ette nähtud mõõtmeteni või isegi ületavad neid. IceCube detektor, mis asub lõunapolaaralal, valmis detsembris 2010. Hetkel on selle koosseisus 5160 digitaalset optilist moodulit, mis paiknevad 86 liini küljes 1450-2550 m sügavusel jää sees. KM3NeT ja GVD projektid on veel prototüüpimise faasis. IceCube kasutab detekteerimiseks umbes 1 km3 jääd. GVD eeldatav maht on umbes sama suur, aga planeeritakse uurida märksa kõrgematel energiatasemetel neutriinosid. KM3NeT detektori planeeritav maht on mitu kuupkilomeetrit. Nii KM3NeT kui ka GVD võivad valmida 2017. aastaks ja eeldatavasti hakkavad kõik kolm detektorit koos töötama, et luua globaalne neutriinoobservatoorium.[10]

2013. aastal teatas IceCube neutriinoobservatooriumi meeskond, et nad on avastanud 28 kõrge energiaga neutriinot, mis pärinevad suure tõenäosusega väljastpoolt päikesesüsteemi. Selle avastuse taga olid 2012. aasta aprillis avastatud kaks neutriinot, hüüdnimedega "Bert" ja "Ernie" ja energiaga üle 1 PeV, pärast mille avastamist otsiti varasematest vaatlustulemustest natuke madalama energiaga sarnaseid leide. Leiti veel 26 detektsiooni, mille kõigi energiatase ületas 30 TeV.[12]

Viited[muuda | redigeeri lähteteksti]

  1. 1,0 1,1 An Introduction to Neutrino Astronomy, University of Hawaii at Manoa
  2. 2,0 2,1 Tiny, Plentiful and Really Hard to Catch, The New York Times
  3. Pool Maa soojuskiirgusest on radioaktiivset päritolu, FYYSIKA.ee uudisteportaal
  4. The Evolution of Neutrino Astronomy, John N. Bahcall, Raymond Davis Jr.
  5. Reines, F. et al. (1965). "Evidence for high-energy cosmic-ray neutrino interactions". Physical Review Letters 15 (9): 429–433. Bibcode:1965PhRvL..15..429R. doi:10.1103/PhysRevLett.15.429. 
  6. Achar, C. V. et al. (1965). "Detection of muons produced by cosmic ray neutrinos deep underground". Physics Letters 18 (2): 196–199. Bibcode:1965PhL....18..196A. doi:10.1016/0031-9163(65)90712-2. 
  7. 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 7,5 Spiering, C. (2012). "Towards High-Energy Neutrino Astronomy". European Physical Journal H 37 (3): 515. arXiv:1207.4952. Bibcode:2012EPJH...37..515S. doi:10.1140/epjh/e2012-30014-2. 
  8. Markov, M. A. (1960). "On high-energy neutrino physics". teoses Sudarshan, E. C. G.; Tinlot, J. H.; Melissinos, A. C. Proceedings of the 1960 Annual International Conference on High-Energy Physics. University of Rochester. p. 578. 
  9. Arnett, W.D.; et al. (1989). "Supernova 1987A". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 27: 629–700. doi:10.1146/annurev.aa.27.090189.003213. 
  10. 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 10,5 Katz, U. F.; Spiering, C. (2011). "High-Energy Neutrino Astrophysics: Status and Perspectives". Progress in Particle and Nuclear Physics 67 (3): 651–704. arXiv:1111.0507. Bibcode:2012PrPNP..67..651K. doi:10.1016/j.ppnp.2011.12.001. 
  11. Fukuda, Y., et al (1998). "Evidence for oscillation of atmospheric neutrinos". Physical Review Letters 81 (8): 1562–1567. arXiv:hep-ex/9807003. Bibcode:1998PhRvL..81.1562F. doi:10.1103/PhysRevLett.81.1562. 
  12. The Era of Neutrino Astronomy Has Begun, ScienceDaily

Artikli kirjutamisel on kasutatud ingliskeelse Vikipeedia artiklit seisuga 6. detsember 2013.