ニュートリノ天文学

ニュートリノ天文学は、特別な地球観測所のニュートリノ検出器の助けを借りて、天体から放出されるニュートリノを観測および研究することで、天体に関する情報を収集する天文学の分野です。 ^[1]これは、宇宙の高エネルギーおよび非熱的プロセスに関する洞察を提供する、 天体粒子物理学の新興分野です。

ニュートリノは、質量がほとんどなく、電気的に中性または電荷を持たない素粒子です。ニュートリノは、特定の種類の放射性崩壊、太陽で起こるような核反応、高エネルギー天体物理現象、原子炉、または宇宙線が大気中の原子に衝突したときに生成されます。ニュートリノは物質とほとんど相互作用せず（弱い核力のみを介して）、ほぼ光速で直線的に移動し、目立った吸収や磁場による偏向を受けることなく大量の物質を通過します。光子とは異なり、ニュートリノは軌道に沿って散乱することはほとんどありません。しかし、光子と同様に、ニュートリノは宇宙で最も一般的な粒子の1つです。このため、ニュートリノは、太陽の中心部での反応など、光学望遠鏡ではアクセスできないプロセスを観測するユニークな機会を提供します。太陽の中心部で生成されたニュートリノはほとんど吸収されないため、大量のニュートリノが太陽から逃げて地球に到達します。ニュートリノは、荷電粒子宇宙線と比較して、非常に強い指向性を提供することもできます。

ニュートリノは非相互作用性のため、検出が非常に困難です。ニュートリノを検出するために、科学者は数百メートルの岩を貫通する宇宙線から検出器を保護する必要があります。一方、ニュートリノは「ゴースト粒子」のように吸収されることなく地球全体を通り抜けることができます。そのため、ニュートリノ検出器は地下数百メートル、通常は鉱山の底に設置されます。そこに塩素を多く含む溶液などのニュートリノ検出液が置かれ、ニュートリノは塩素同位体と反応して放射性アルゴンを生成することができます。ガリウムからゲルマニウムへの変換も使用されています。^[2] 2010年に南極に建設されたアイスキューブニュートリノ観測所は、最大のニュートリノ検出器であり、1立方キロメートルの深い超透明氷の500メートル下に埋められた数千の光学センサーで構成され、単一のニュートリノが原子内の陽子または中性子と衝突したときに生成される荷電粒子が放出する光を検出します。結果として生じる核反応により、チェレンコフ放射と呼ばれる青い光を発する高速で移動する二次粒子が生成されます。[ 3 ]^日本 のスーパーカミオカンデ、地中海のアンタレスとKM3NeTは、他の重要なニュートリノ検出器です。

ニュートリノの相互作用は弱いため、ニュートリノ検出器は大きなターゲット質量（多くの場合、数千トン）を必要とします。検出器は、バックグラウンド信号を除去するために遮蔽と効果的なソフトウェアも使用する必要があります。ニュートリノは検出が非常に難しいため、この方法で研究された天体は太陽と、1987 年に爆発した超新星 SN1987A のみです。科学者は、超新星爆発によってニュートリノのバーストが発生すると予測し、実際に超新星 1987A から同様のバーストが検出されました。

将来、ニュートリノ天文学は、同時発生重力波、ガンマ線バースト、宇宙ニュートリノ背景、超高エネルギーニュートリノの起源、ニュートリノの特​​性（ニュートリノ質量階層など）、暗黒物質の特性など、宇宙の他の側面を発見することを約束しています。ニュートリノ天文学は、重力天文学と従来の望遠鏡天文学を補完する、マルチメッセンジャー天文学の不可欠な部分になるでしょう。

ニュートリノは1956年にクライド・コーワンとフレデリック・ラインズによって近くの原子炉をニュートリノ源として使った実験で初めて記録されました。 ^[4]彼らの発見は1995年にノーベル物理学賞で認められました。 ^[5]

これに続いて、1965年に2つのグループがほぼ同時に大気ニュートリノを初めて検出した。1つはフレデリック・ラインズが率い、南アフリカのイーストランド金鉱山の水深8.8km相当の場所で液体シンチレーター（ケース・ウィットウォーターズランド・アーバイン検出器、略してCWI検出器）を操作した。 ^[6] もう1つは、インドのコラー金鉱山の水深7.5km相当の場所で操作したボンベイ・大阪・ダーラム共同研究だった。^[7] KGFグループはラインズのCWIより2か月遅れてニュートリノ候補を検出したが、2週間早く発見を発表したため正式な優先権が与えられた。^[8]

1968年、レイモンド・デイビス・ジュニアとジョン・N・バーコールはホームステイク実験で最初の太陽ニュートリノの検出に成功した。^{[9]デイビスは日本の物理学者}小柴昌俊とともに、 2002年のノーベル物理学賞の半分を「天体物理学、特に宇宙ニュートリノの検出への先駆的貢献により（残りの半分は宇宙X線源の発見につながった対応する先駆的貢献によりリッカルド・ジャコーニに贈られた）」共同受賞した。^[10]

海底ニュートリノ望遠鏡プロジェクトの第一世代は、 1960年にモイセイ・マルコフが「湖や海の奥深くに検出器を設置し、チェレンコフ放射を利用して荷電粒子の位置を特定する」という提案から始まった。^{[8] [11]}

最初の水中ニュートリノ望遠鏡は、 DUMANDプロジェクトとして始まりました。DUMANDはDeep Underwater Muon and Neutrino Detectorの略です。このプロジェクトは1976年に始まり、最終的には1995年に中止されましたが、その後数十年間に続く多くの望遠鏡の先駆けとなりました。^[8]

バイカルニュートリノ望遠鏡はロシアのバイカル湖南部に設置されている。検出器は水深1.1kmに位置し、1980年に調査を開始した。1993年には、ミューオンの軌道を再構築するために3本の弦を初めて設置し、水中で大気ニュートリノを記録した最初の望遠鏡となった。^[12]

AMANDA (南極ミューオンおよびニュートリノ検出器アレイ) は、南極の 3 km の厚さの氷層を使用し、アムンゼン・スコット基地から数百メートルの場所に設置されました。直径 60 cm の穴が加圧された熱水で掘削され、水が再凍結する前に光学モジュールを備えたストリングが配置されました。気泡による光の散乱のため、深さが不十分で軌道を再構築できないことが判明しました。1995/96 年に 2 番目のグループの 4 つのストリングが、軌道再構築に十分な深さ約 2000 m まで追加されました。その後、AMANDA アレイはアップグレードされ、2000 年 1 月には 1500 m から 2000 m の深さに 19 のストリングと合計 667 の光学モジュールが配置されました。AMANDA は最終的に2005 年にIceCubeの前身となりました。 ^{[8] [12]}

初期のニュートリノ検出器の例としては、ウクライナのソレダール岩塩鉱山の100メートル以上の深さにあるアルチョモフスクシンチレーション検出器 [ru] （ASD）がある。これは、1969年にソ連科学アカデミー原子核研究所の高エネルギーレプトンおよびニュートリノ天体物理学部門で、銀河系の崩壊星からの反ニュートリノフラックス、および10^13eVまでのエネルギーを持つ宇宙線のミューオンのスペクトルと相互作用を研究するために作られた。検出器の特徴は、初期エネルギーが100GeVの電磁シャワーの長さとほぼ同じ大きさの100トンのシンチレーションタンクである。^[13]

デュマン号の衰退後、参加グループは地中海の深海探査のため3つの支部に分かれた。アンタレス号はフランス地中海沿岸のトゥーロン沖の海底に係留された。12のストリングで構成され、各ストリングには3つの光学モジュール、電子コンテナ、および較正装置を備えた25の「階層」があり、最大深度2475メートルまで潜行可能。^[12]

NEMO (ニュートリノ地中海観測所) は、イタリアのグループが立方キロメートル規模の深海検出器の実現可能性を調査するために推進した。シチリア島南東海岸のカポ・パッセロ沖約 100 km の深さ 3.5 km に適切な場所が特定された。2007 年から 2011 年にかけて、最初の試作段階では、カターニア近郊の深さ 2 km に数週間設置された 4 本のバーを備えた「ミニタワー」がテストされた。第 2 段階とフルサイズの試作タワーの設置計画は、KM3NeT フレームワークで推進される。^{[8] [12]}

NESTORプロジェクトは2004年に水深4kmに設置され、陸上へのケーブルの故障により中止されるまで1か月間稼働しました。それでも取得されたデータは検出器の機能性を実証し、大気中のミューオンフラックスの測定結果を提供しました。概念実証はKM3Netフレームワークに実装されます。^{[8] [12]}

深海ニュートリノ望遠鏡プロジェクトの第2世代は、DUMANDの先駆者たちが当初考えていた規模に達するか、あるいはそれを上回るものとなっている。南極に位置し、その前身であるAMANDAを組み込んだIceCubeは、2010年12月に完成した。現在は、南極の氷の深さ1450～2550メートルに86列設置された5160個のデジタル光学モジュールで構成されている。地中海のKM3NeTとGVDは準備/試作段階にある。IceCubeは1 km ³の氷を観測する。GVDも1 km ³をカバーする計画だが、エネルギー閾値ははるかに高い。KM3NeTは数km ^{3をカバーする計画で、ARCA (} Astroparticle Research with Cosmics in the Abyss )とORCA ( Oscillations Research with Cosmics in the Abyss )の2つのコンポーネントから構成される。^[14] KM3NeTとGVDは両方とも少なくとも建設の一部を完了しており^{[14] [15]}、これら2つはIceCubeとともに全球ニュートリノ観測所を形成することが期待されている。^[12]

2018年7月、アイスキューブニュートリノ観測所は、2017年9月に南極にある研究ステーションに衝突した超高エネルギーニュートリノを、オリオン座の方向、37億光年離れたブレーザー TXS 0506+056の発生点まで追跡したと発表した。これは、ニュートリノ検出器が宇宙の物体の位置を特定するために使用され、宇宙線の発生源が特定された初めてのケースである。 ^{[16] [17] [18]}

2022年11月、アイスキューブ共同研究チームは宇宙線の起源の特定に向けてさらに大きな進歩を遂げ、近隣の銀河M77から発生した1TeVを超えるエネルギーを持つニュートリノ79個を観測したと報告した。よく知られた天体でのこれらの発見は、この銀河の活動核の研究に役立つだけでなく、将来の観測の基準としても役立つと期待されている。 ^{[19] [20]}

2023年6月、天文学者たちは新しい技術を使って初めて天の川銀河の銀河面からニュートリノが放出されているのを検出したと報告した。^{[21] [22]}

ニュートリノが物質と相互作用することは極めて稀であるため、ニュートリノの大部分は相互作用せずに検出器を通過します。ニュートリノが相互作用する場合でも、それは一度だけです。したがって、ニュートリノ天文学を実行するには、十分な統計を得るために大型の検出器を使用する必要があります。^[23]

ニュートリノ検出の方法は、ニュートリノのエネルギーと種類によって異なります。有名な例としては、反電子ニュートリノが検出器内の原子核と逆ベータ崩壊によって相互作用し、陽電子と中性子を生成することがあります。陽電子はすぐに電子と対消滅し、2つの511keV光子を生成します。中性子は別の原子核に付着し、数MeVのエネルギーを持つガンマ線を放出します。^[24] 一般に、ニュートリノは中性カレント相互作用と荷電カレント相互作用を介して相互作用します。中性カレント相互作用では、ニュートリノは原子核または電子と相互作用し、ニュートリノは元のフレーバーを保持します。荷電カレント相互作用では、ニュートリノは原子核に吸収され、ニュートリノのフレーバー（、など）に対応するレプトンを生成します。荷電粒子が十分な速度で運動すると、チェレンコフ光を発生させることができる。^[25]${\displaystyle {\ce {\nu_{e}-> e^-}}}$${\displaystyle {\ce {\nu_{\mu}-> \mu^{-}}}}$

ニュートリノの相互作用を観察するために、検出器は光電子増倍管（PMT）を使用して個々の光子を検出します。光子のタイミングから、ニュートリノ相互作用の時間と場所を特定できます。^[23] ニュートリノが相互作用中にミューオンを生成すると、ミューオンは一直線に移動し、チェレンコフ光子の「軌跡」を作成します。この軌跡のデータを使用して、ミューオンの方向性を再構築できます。高エネルギーの相互作用の場合、ニュートリノとミューオンの方向は同じであるため、ニュートリノがどこから来たのかを知ることができます。この方向の向きは、太陽系外ニュートリノ天文学では重要です。^[26] 時間、位置、場合によっては方向とともに、相互作用からニュートリノのエネルギーを推測できます。放出される光子の数はニュートリノのエネルギーと関係があり、ニュートリノのエネルギーは太陽ニュートリノや地殻ニュートリノからの放射量を測定する上で重要である。^[23]

ニュートリノの相互作用は稀であるため、バックグラウンド信号を低く保つことが重要です。このため、ほとんどのニュートリノ検出器は岩石または水の被覆の下に構築されています。この被覆は大気中のほとんどの宇宙線を遮蔽します。最高エネルギーのミューオンの一部だけが検出器の奥深くまで浸透できます。検出器には、ミューオンからのデータを処理し、ニュートリノと混同しないようにする方法が組み込まれている必要があります。より複雑な対策に加えて、ミューオンの軌跡が最初に目的の「基準」ボリュームの外側で検出された場合、イベントはミューオンとして扱われ、考慮されません。基準ボリュームの外側のイベントを無視すると、検出器の外側の放射線からの信号も減少します。^[23]

遮蔽の努力にもかかわらず、検出器内にバックグラウンドが侵入することは避けられません。多くの場合、検出器自体の中に放射性不純物の形で侵入します。この時点で、バックグラウンドと真の信号を区別できない場合は、モンテカルロシミュレーションを使用してバックグラウンドをモデル化する必要があります。個々のイベントがバックグラウンドなのか信号なのかは不明ですが、バックグラウンドの過剰を検出することは可能であり、これは目的の信号の存在を意味します。^[27]

太陽などの天体を光を使って研究する場合、直接観測できるのは天体の表面だけです。恒星の中心部で生成された光は、恒星の外層のガス粒子と相互作用し、表面に到達するまでに数十万年かかるため、中心部を直接観測することは不可能です。ニュートリノも恒星の中心部で生成されるため（恒星の核融合の結果として）、ニュートリノ天文学を使って中心部を観測することができます。^{[28] [29]超新星によって放出される}ニュートリノなど、その他のニュートリノ発生源も検出されています。いくつかのニュートリノ実験により、超新星早期警戒システム（SNEWS）が形成され、超新星現象の兆候となるニュートリノフラックスの増加を探索しています。^{[30]現在、}活動銀河核（AGN）やガンマ線バースト、スターバースト銀河 など、他の発生源からのニュートリノを検出する目標があります。ニュートリノ天文学は暗黒物質を間接的に検出する可能性もあります。

7つのニュートリノ実験（スーパーカミオカンデ、LVD、アイスキューブ、カムランド、ボレクシノ、ダヤベイ、HALO）が連携して超新星早期警報システム（SNEWS）として機能している。^[31] コア崩壊型超新星では、放出されるエネルギーの99％がニュートリノである。光子は高密度の超新星に何時間も閉じ込められるが、ニュートリノは数秒のオーダーで脱出することができる。ニュートリノはほぼ光速で移動するため、光子よりも早く地球に到達する可能性がある。2つ以上のSNEWS検出器がニュートリノの流量増加の同時発生を観測すると、プロの天文学者とアマチュア天文学者に超新星の光に注意するよう警報が送信される。検出器間の距離と検出間の時間差を使用することで、警報には超新星が空でどこに位置しているかの方向性も含めることができる。

太陽は他の恒星と同様に、中心核での核融合によってエネルギーを得ています。中心核は非常に大きいため、中心核で生成された光子が外側に拡散するには長い時間がかかります。そのため、ニュートリノは太陽の核融合プロセスに関するリアルタイムのデータを取得できる唯一の方法です。^[32]

恒星の核融合には主に2つのプロセスがある。1つ目は陽子-陽子（PP）連鎖で、陽子が融合してヘリウムになり、その途中でリチウム、ベリリウム、ホウ素などのより重い元素が一時的に生成されることがある。2つ目はCNOサイクルで、炭素、窒素、酸素が陽子と融合し、その後アルファ崩壊（ヘリウム原子核の放出）を起こしてサイクルを再開する。PP連鎖は太陽の主要なプロセスであるが、太陽よりも質量の大きい恒星ではCNOサイクルの方が優勢である。^[27]

プロセスの各ステップには、ニュートリノの許容エネルギースペクトル（または電子捕獲プロセスの離散エネルギー）があります。太陽の核プロセスの相対的な速度は、異なるエネルギーでのフラックスの観測によって決定できます。これにより、より重い元素の組成である金属量などの太陽の特性に関する洞察が得られます。 ^[27]

ボレクシノは太陽ニュートリノを研究する検出器の一つです。2018年に、彼らは2つの陽子と電子の融合から生じるニュートリノ（ペプシニュートリノ）の存在に5σの有意性を発見しました。^[32] 2020年には、彼らは太陽で初めてCNOニュートリノの証拠を発見しました。CNO測定の改善は、太陽の金属量を決定するのに特に役立つでしょう。^[27]

地球の内部には、ニュートリノやニュートリノの崩壊系列などの放射性元素が含まれています。これらの元素はベータ崩壊によって崩壊し、反ニュートリノを放出します。これらの反ニュートリノのエネルギーは親核に依存します。したがって、反ニュートリノフラックスをエネルギーの関数として検出することにより、これらの元素の相対的な組成を取得し、地球の地球炉の総出力を制限することができます。地球の核とマントルに関する現在のデータのほとんどは地震データから得られており、これらの層の核組成に関する情報は提供されていません。^[33]${\displaystyle {\ce {^{40}K}}}$${\displaystyle {\ce {^{238}U}}}$${\displaystyle {\ce {^{232}Th}}}$

ボレクシノは、このプロセスを通じてこれらの地ニュートリノを検出しました。結果として生じた陽電子はすぐに電子と対消滅し、それぞれ 511keV (電子の静止質量) のエネルギーを持つ 2 つのガンマ線を生成します。中性子は後に別の原子核に捕獲され、原子核が脱励起すると 2.22MeV のガンマ線が発生します。このプロセスは平均して 256 マイクロ秒程度かかります。これらのガンマ線の時間と空間の一致を探すことで、実験者はイベントがあったことを確信できます。^[33]${\displaystyle {\ce {{\bar {\nu }}+p^{+}\longrightarrow e^{+}{+n}}}}$

ボレクシノは3,200日以上のデータを用いて地球ニュートリノを用いてマントルの組成と出力に制約を課した。彼らは、の比率がコンドライト隕石と同じであることを発見した。地球のマントルのウランとトリウムからの電力出力は、68%の信頼区間で14.2-35.7TWであることが判明した。^[23]${\displaystyle {\ce {^{238}U}}}$${\displaystyle {\ce {^{232}Th}}}$

ニュートリノトモグラフィーは地球内部の洞察も提供します。数TeVのエネルギーを持つニュートリノの場合、地球を通過する際に相互作用の確率は無視できなくなります。相互作用の確率は、ニュートリノが通過した経路に沿って通過した核子の数に依存し、これは密度に直接関係しています。初期のフラックスがわかっている場合（大気ニュートリノの場合）、最終フラックスを検出することで、発生した相互作用に関する情報が得られます。密度は、これらの相互作用の知識から推定できます。これにより、地震データから得られた情報を独立してチェックできます。^[34]

2018 年には、1 年分の IceCube データが評価され、ニュートリノ トモグラフィーが実行されました。分析では、地球を通過した後のニュートリノのエネルギーと方向性の両方を提供する上向きのミューオンが調査されました。一定密度の 5 層からなる地球モデルがデータに適合され、結果として得られた密度は地震データと一致しました。地球の全質量、コアの質量、慣性モーメントについて決定された値はすべて、地震データと重力データから得られたデータと一致しています。現在のデータでは、これらの値の不確実性はまだ大きいですが、IceCube と KM3NeT からの将来のデータにより、このデータにはより厳しい制限が課されることになります。

ニュートリノは一次宇宙線（天体ニュートリノ）であるか、宇宙線の相互作用によって生成される。後者の場合、一次宇宙線は大気中にパイオンとカオンを生成する。これらのハドロンが崩壊すると、ニュートリノ（大気ニュートリノと呼ばれる）を生成する。低エネルギーでは、大気ニュートリノのフラックスは天体ニュートリノよりも何倍も大きい。高エネルギーでは、パイオンとカオンの寿命は長くなる（相対論的時間の遅れのため）。ハドロンは崩壊する前に相互作用する可能性が高くなる。このため、高エネルギー（約100TeV）では天体ニュートリノフラックスが優勢になる。高エネルギー物体のニュートリノ天文学を実行するために、実験は最高エネルギーのニュートリノに依存している。^[35]

遠く離れた物体の天文学を行うには、高い角度分解能が必要です。ニュートリノは電気的に中性で、相互作用が弱いため、ほとんど乱されずに直線上を移動します。ニュートリノが検出器内で相互作用してミューオンを生成すると、ミューオンは観測可能な軌跡を生成します。高エネルギーでは、ニュートリノの方向とミューオンの方向は密接に相関しているため、入射ニュートリノの方向を遡ることができます。^[35]

これらの高エネルギーニュートリノは、高エネルギーの天体物理学的プロセスによって生成される一次宇宙線または二次宇宙線のいずれかです。ニュートリノを観測することで、電磁放射で観測できる範囲を超えて、これらのプロセスに関する洞察が得られます。遠方のブレーザーから検出されたニュートリノの場合、多波長天文学を使用して空間的な一致を示し、ブレーザーが発生源であることを確認しました。将来的には、ニュートリノを使用して電磁気および重力観測を補完し、マルチメッセンジャー天文学につながる可能性があります。^[26]

• ニュートリノ実験のリスト

• ウィキメディア・コモンズのニュートリノ天文学に関連するメディア