Нейтрино астрономія: що це таке

Нейтрино астрономія: що це таке

Нейтрино астрономія дуже молода – їй всього близько двох десятків років. Вчені вважають, що вивчення найдрібніших і дуже
важко виявних частинок може дати нам нову інформацію про куди більш великі об’єкти, яку ми не змогли б отримати інакше.

Нейтрино – одна з частинок, передбачених фізиками ще до експериментального виявлення. Є у фізиці елементарних частинок таке поняття як «бета-розпад», при якому ядро ​​атома випускає β-частинку, тобто добре знайомий нам електрон. Саме явище відкрили ще в кінці XIX століття, а в 1914 році Джеймс Чедвік (майбутній першовідкривач нейтрона) зафіксував його енергетичний спектр. Стало ясно, що утворені електрони вилітають в простір, несучи яку завгодно кінетичну енергію, причому, як правило, меншу, ніж очікувалося.

Це було серйозним викликом для наукових умів: енергія зникала невідомо куди. Під питанням опинився закон збереження енергії – основа основ сучасної фізики.

У 1930 році Вольфганг Паулі запропонував модель розпаду, в результаті якого крім електрона утворювалася ще одна частинка. Вона і забирала надлишкову енергію. Для відповіді на питання «Чому ця частка до сих пір не виявлена експериментаторами?» Треба було припустити, що вона майже не взаємодіє з речовиною.


Нейтрон захоплює нейтрино і перетворюється протон, випускаючи електрон

Це була дуже смілива ідея, мабуть, тому Паулі виклав її не в журнальній статті, а в формі відкритого листа учасникам симпозіуму в Тюбінгені. Кількома роками пізніше Енріко Фермі побудував розгорнуту теорію β-розпаду. Він же ввів в обіг сучасну назву: «нейтрино» по-італійськи означає «маленький нейтрончик». Сам Паулі назвав частку нейтронів, але ця назва згодом закріпилося за іншим об’єктом мікросвіту. Він же посперечався зі своїм другом, астрономом В. Бааде, на пляшку шампанського, що передбачена частка не буде експериментально виявлена при житті сперечальників. Неясно, як він планував отримати виграш, але, у всякому разі, він проспорив. Нейтрино вперше зареєстрували в 1953 році, а Паулі помер п’ятьма роками пізніше. Історія замовчує, чи купив він своєму другові шампанське.

Об’єкт вивчення

Нейтрино – дуже маленька частинка. До недавнього часу було взагалі незрозуміло, чи є у неї маса. В останні роки стало ясно, що є, але дуже маленька. Її точне значення невідоме по цю пору, а наявні оцінки в загальному зводяться до того, що нейтрино приблизно на 10 порядків легше протона. Приблизно так само співвідноситься вага коника (близько 1 грама) з водотоннажністю сучасного атомного авіаносця George Bush (близько 100 тис. Тонн). 

Частка не має, або майже не має, електричного заряду – експерименти поки не дали однозначної відповіді, а з усіх фундаментальних фізичних взаємодій достовірно бере участь тільки в слабкій і гравітаційній. 

Нейтрино поділяються на три покоління (в літературі зустрічаються варіації цього позначення, на кшталт «аромати»): електронні, мюонні і тау-нейтрино. Вони зазвичай перераховуються в розумних книжках саме в такому порядку, і це не випадково – так відображається послідовність їх відкриття. Крім цього, є ще антинейтрино – античастинки трьох різних типів, відповідних «звичайним». Нейтрино різних поколінь можуть мимовільно перетворюватися один в одного. Вчені називають це «нейтрино осциляціями», за їх відкриття присудили Нобелівську премію з фізики 2015 року.

Існує гіпотеза про те, що крім трьох перерахованих поколінь нейтрино є ще й четверте – стерильні нейтрино, привілеєм яких є неучасть і в слабкій взаємодії. Можливо, саме вони становлять поки не відкриту нами темну матерію. Невідомо, чи існують такі нейтрино насправді, але якщо вони є, то їх виявлення обіцяє бути по-справжньому нетривіальним завданням.

Які вони бувають?

Нейтрино – результат ядерних (і термоядерних, ми надалі не будемо виділяти їх окремо) реакцій. Їх, невловимих, дуже багато. За підрахунками фізиків-теоретиків, на кожен нуклон (тобто протон або нейтрон) у Всесвіті припадає близько 109 нейтрино. Проте, живучи в цьому «супі», ми абсолютно його не помічаємо. Частинки проходять крізь нас, ніби нас і немає. 


Надчутливий фотоелектронний помножувач, що відслідковує черенковське випромінювання від гальмування породжених нейтрино мюонів в воді

Якщо нейтрино трапиться колись пролітати через стінку зі свинцю, то дальність вільного пробігу частинки в ньому складе в середньому
1015 км. Це відстань цілком галактичного масштабу – від нашої планети до центру Галактики всього вдесятеро більше. Зрозуміло, така величина означає, що реєстрація окремих нейтрино в детекторі технічно можливих розмірів реальна, якщо частинок багато. Якась з них так попадеться. Це не дивно, якщо враховувати їх реальну кількість. Так, на Землі через квадратний сантиметр площі кожну секунду пролітає приблизно 6х106 нейтрино, що утворилися на Сонці. А звичайна статистика нейтронних подій для сучасних детекторів, розміром куди більше сантиметра, – це одиниці або перші десятки в рік.

Величезна проникаюча здатність нейтрино крім складнощів з реєстрацією означає і очевидні вигоди. Нейтрино – це частинка, яка летить прямо з того місця, де вона утворилася, нікуди не відхиляючись. Напрямок прильоту в більшості випадків можна з якоюсь точністю визначити, а по енергії нейтрино часто (але не завжди) можна сказати, результатом якої реакції частка стала. Перша з цих властивостей вигідно відрізняє нейтрино від всіх інших космічних частинок, які відчувають по дорозі до нас вплив сторонніх чинників у вигляді магнітних і гравітаційних полів, а також непрозорих для них речовин.

Труднощі і принади

Сучасні детектори реєструють не власними нейтрино – це поки неможливо. Об’єктом реєстрації виявляються результати взаємодії частинки з речовиною, що заповнює детектор. Його вибирають так, щоб з ним реагували нейтрино певних, які цікавлять розробників, енергій. Оскільки енергія нейтрино залежить від механізму їх утворення, можна вважати, що детектор розрахований на частинки певного походження.

Тут бачиться аналогія зі звичною нам «електромагнітною» астрономією. Оптичний телескоп навіть візуально помітно відрізняється від свого радіособрата, вони обидва – від рентгенівського телескопа і т. п. Відмінність навіть помітніше, ніж в «нейтринному» випадку, де всі пристрої виглядають формально схожими. Паралель, однак, не зовсім коректна – нейтрино різних енергій утворяться в ході процесів, що відбуваються на різних небесних тілах, а хвилі різних частот – на одних і тих же.


Детектор Super-Kamiokande: величезний резервуар циліндричної форми, поміщений під землю на глибині 1 км; зсередини весь покритий фотопомножувачами; 
заповнюється дистильованою водою

Спільною особливістю всіх сучасних нейтрино телескопів є заходи, спрямовані на екранування апаратури від всіх сторонніх часток. Нейтрино, хоча їх в природі дуже багато, засікаються детекторами дуже рідко. Будь-який сторонній шум від космічних або земних частинок напевно їх заглушить. Тому стандартне розміщення нейтринної обсерваторії – в шахті або, в деяких випадках, під водою, щоб вищерозміщена товща блокувала непотрібне випромінювання. Ця товща теж ретельно підбирається  – гірські породи, наприклад, повинні бути якомога менш радіоактивними. Граніти нам не підійдуть, глини теж. Гарне місце для детектора – шахта в товщі чистого вапняку. 

Ще одна важлива вимога – бути якомога далі від атомних електростанцій. Працюючий ядерний реактор є дуже потужним джерелом антинейтрино, які в даному випадку зайві. 

Кращий напрям для роботи нейтринної обсерваторії – прийом частинок, які прийшли знизу, крізь нашу планету. Для нейтрино вона прозора, для всього іншого – ні. Такий собі природний фільтр.

Сучасні детектори визначають нейтринну подія по «руйнівному ефекту». Коли невловима частинка все-таки взаємодіє з речовиною детектора, вона викликає руйнування первісного атомного ядра з утворенням якихось інших частинок. Їх-то потім і виявляють в детекторі. Щоб викликати таку реакцію, нейтрино має мати власну енергію не нижче певного, потрібного для даного детектора, рівня. Тому сучасна техніка завжди має обмеження знизу – реєструє нейтрино, які мають енергію вище певного рівня. В такому порядку ми їх і розглянемо.

Уламки Великого вибуху

Колись давно Всесвіт був маленьким і дуже непрозорим. Майбутня речовина в ньому була розміщена настільки щільно, що пролетіти крізь нього не могли навіть нейтрино. Ця епоха тривала, по стандартним уявленням, дуже недовго: близько 1-3 секунд. Потім простір став досить великим, його вміст розмістився вільніше, і з тих пір до наших днів Всесвіт практично прозорий для нейтрино.

В ході Великого вибуху і наступних подіях наших часток утворилося дуже багато, найімовірніше, приблизно стільки ж, скільки і фотонів. Останні, нині складові реліктове випромінювання, навколо нас удосталь. Якщо вважати в штуках, то їх приблизно в мільярд разів більше, ніж протонів з нейтронами.


Детектор, встановлений в печері Девіс Сенфордській підземної лабораторії в штаті Південна Дакота в колишньої золотій шахті на глибині в півтора кілометра

Як і фотони, нейтрино в міру розширення Всесвіту поступово остигає, і тепер їх температура становить приблизно 3-4 К. Точніше, вона повинна бути такою, але перевірити це поки не вдалося. 

Принципова відмінність реліктових фотонів від реліктових нейтрино в тому, що перші без особливих проблем розпізнаються сучасною технікою, а другі – ні. Йдеться про нейтрино, що мають наднизьку енергію, і яким детектором можна їх «зловити» – велике питання. Сучасна техніка на таке досягнення не здатна, а серед професіоналів поширена думка, що її не буде як мінімум до кінця цього століття. 

У 2010 році повідомили про команду вчених з Массачусетського технологічного інституту, яка намагалася засікти реліктові нейтрино, спостерігаючи за розпадом ядер тритію. Цей ізотоп водню дуже нестабільний, і щоб «підштовхнути» його ядро до розпаду, досить впливу будь-якої частки з ненульовою енергією. Не кажучи вже про те, що воно може розпастися і сама, без будь-яких зовнішніх впливів (період напіврозпаду – 12 років). Відстежуючи енергію одержані уламків і пам’ятаючи про закон збереження енергії, можна виділити серед них ті, які вийшли з ядер які мимовільно розпалися, і ті, на які подіяли якісь зовнішні сили. У разі добре екранованого детектора це в більшості випадків будуть нейтрино. Останні можна поділити на нейтрино високих енергій, про які ми і так багато чого знаємо, і нейтрино малих енергій – шукані релікти.

Все б добре, але для реалізації цього задуму потрібна надчутлива як на теперішній час техніка. Напевно, саме з цієї причини новин про розпад тритію за наступні роки так і не надійшло. Виявлення реліктових нейтрино і можливість їх хоча б приблизного підрахунку дуже допомогли б космологам в розумінні того, як сформувалася Всесвіт.

Сонячні нейтрино

Строго кажучи, наше світило є джерелом точно таких же нейтрино, як і будь-яка інша зірка. Різниця головним чином в тому, що Сонце набагато ближче, а значить, сонячних нейтрино навколо нас набагато більше. Відповідно, і ймовірність їх виявлення значно вище. Енергії шуканих частинок знаходяться в діапазоні від сотень кеВ до десятків МеВ. 

Вперше виявили ці нейтрино в 1967 році на детекторі, розміщеному в колишній золотій шахті Хоумстейк (Homestake) в Південній Дакоті. 

В основі роботи цього нейтринного детектора лежав хлор-аргоновий метод: детектор був 370 літровий бак, розташований на глибині 1400 м і заповнений тетрахлоретиленом (C2Cl4). Крім «звичайного» ізотопу 35Cl в його складі був присутній також і 37Cl, який, взаємодіючи з нейтрино, перетворювався в радіоактивний аргон (37Ar) з періодом напіврозпаду 5 днів. Потім апаратура реєструвала його розпад, за фактом якого і визначалося виявлення нейтрино. Настільки химерний шлях був неминучий при використанні техніки того часу з її точністю вимірювань, але він був дуже нераціональний. Попадання нейтрино в детектор фіксувалося через тривалий час після самого факту і способом, що не дозволяє визначити напрямок, в якому летіла частка.


Пристрій детектора нейтринної обсерваторії Borexino

Зараз пошук сонячних нейтрино ведуть в декількох обсерваторіях. Найбільш знаменита з них – нейтрино обсерваторія Borexino в Італії. Про неї ми і розповімо, тим паче, що її конструкція багато в чому типова. 

Детектор обсерваторії розміщений на глибині 1400 м в тунелі під гірським масивом Гран-Сассо. Кам’яна товща над станцією по екранувальній здатності еквівалентна 3,8 км води. 
Установка виконана багатошаровою. Зовні – сталевий купол, заповнений 2100 т надчистої води. Її товща проглядається фотоелектронними помножувачами і грає роль запобіжника від космічного випромінювання. Щодо космічних мюонів, які зуміли подолати кам’яну товщу, потрапляючи в воду, рухаються швидше за швидкість світла в ній (звернемо увагу на те, що мова йде саме про швидкість світла в деякому середовищі, в даному випадку – в воді). Це означає, що енергія частинок витрачається на черенковське випромінювання в оптичному діапазоні. Розпізнавши спалах, автоматика відключає систему детектування на дві мілісекунди, уникаючи помилкового спрацьовування.

Це не нова ідея, приблизно так само була влаштована захист від космічних частинок ще в самому першому експерименті з виявлення нейтрино в 1953 році. 

Ядром установки є великий (діаметром 13,7 метра) круглий сталевий бак, заповнений сцинтиліручою (тобто світиться при попаданні іонізуючих частинок) рідиною. Кількість випромінених при спалаху фотонів пропорційно поглиненій енергії, так що, перерахувавши фотони, можна визначити енергію частинки. Для збору світла на внутрішній поверхні сфери встановлені 2212 фотопомножувачів.

Зовнішній шар сцинтилятора (2,6 метра) виконує роль ще одного екрану, блокуючого випромінювання від сталі, в якій неминуче є якась кількість радіоактивних елементів. 
Наступний шар «цибулини» – нейлонова сфера діаметром 8,5 метрів, всередині якої знаходяться 278 тонн сцинтиліручоюї рідини. Оскільки нейлон теж є радіоактивні елементи, в «загальний залік» йдуть тільки ті спалахи, які вдається зафіксувати в радіусі трьох метрів від центру пастки. Вважається, що ймовірність проникнення сторонніх часток туди вже не дуже велика.

Сам сцинтилятор піддається ретельному очищенню, в результаті якого вміст урану і торію в ньому становить близько 10-18 г/г . Це дуже мало. Для порівняння, в тонні будь-якого природної речовини (в тому числі і неочищеного сцинтилятора) зазвичай міститься від 0,1 до 1 г урану і торію.

Використовувані зараз нейтринні телескопи можуть помітно відрізнятися деталями, але їх загальні контури приблизно ті ж: підземелля і «цибулинна» конструкція, що забезпечує екранування з усіх боків. 

Обсерваторія Borexino побудована для «лову» сонячних нейтрино з енергіями близько 870 кеВ, що утворюються при зворотному бета-розпад берилію в ході однієї з передбачених теоретиками реакцій. Як встановлено в результаті вимірів, така реакція в надрах Сонця дійсно йде. 

Досягнутий рівень придушення перешкод дозволив перейти до реєстрації нейтрино нижчих енергій – від нуля до 420 кеВ. Такі частинки утворюються при об’єднанні двох протонів в ядро ​​атома дейтерію. Їх значно більше, але в цьому діапазоні також сильніші і перешкоди. Через це дані нейтрино досі практично не реєструвалися. Виявилося, що їх реальна кількість (66 ± 7 млрд нейтрино через квадратний сантиметр за секунду) непогано відповідає прогнозам (60 мільярдів). Це, звичайно, обчислені цифри, в реальності установка за день реєструвала в середньому 144 нейтрино на 100 тонн власної маси.

Можна задатися питанням, а наскільки все це важливо, якщо теоретики все і так правильно передбачили? В надра Сонця, на жаль, не можна заглянути безпосередньо, можна лише спостерігати частки які воно випускає. Теоретичні моделі, звичайно, штука хороша, але вони можуть бути різними, і в цьому випадку між ними треба вибирати. У будь-який момент будь-яка з них може виявитися невірною, і тоді реальну картину треба буде якось пояснювати. Так уже було з потоком сонячних нейтрино, перші виміри якого показали, що його щільність приблизно втричі відрізняється від передбаченого. В результаті були відкриті осциляції нейтрино, які вимагають наявності у нейтрино маси, ця маса логічно підводить нас до припущення про існування стерильних нейтрино, а ті (якщо вони є) можуть виявитися темною матерією.

Прибульці з земних надр

Нейтрино геофізика формально не є темою нашої статті, але як не розповісти про неї, якщо вже взялися, тим більше що наша планета, строго кажучи, теж є небесним тілом не гірше і не краще за всіх інших. 

В надрах Землі присутні радіоактивні елементи, що потрапили туди при формуванні планети і до сих пір не розпалися. Як прийнято вважати, найбільшу їх частку складають три ізотопи: 238U, 232Th і 40K. Всі три зазнають розпад з утворенням, крім інших продуктів, електронного антинейтрино. Ці частинки далі розлітаються з місця свого утворення крізь земну товщу, яка для них прозора.

На жаль, антинейтрино від розпаду калію не ловляться сучасними детекторами, а ось вивчення двох інших випадків можливо і дуже цікаво. Нагадаємо, що наша планета більш-менш вивчена бурінням приблизно на 10 кілометрів углиб при радіусі близько 6370 км. Все, що знаходиться глибше, відомо нам виключно за даними сейсмології, яка дозволяє простежити відображаючі і заломлюючі кордону в товщі порід. Що вони являють собою і як утворилися, вирішується виходячи з теоретичних моделей.

Вивчення випромінюваних Землею нейтрино може допомогти нам хоча б зрозуміти, скільки в земній речовині радіоактивних елементів і де вони, в основному, знаходяться. По частині останнього існують різні версії, починаючи від того, що уран з торієм – атрибут нижньої частини земної кори, і закінчуючи тим, що джерела радіації в ході формування планети «потонули» до її центру, і там існує щось на зразок ядерного реактора, причому періодично діючого.

Нагромаджені продукти розпаду, коли їх стає досить багато, зупиняють ланцюгову реакцію. Потім в розпеченому середовищі вони потихеньку дифундують наверх (вони легші), звільняючи місце для нових порцій матеріалу який ділиться, після чого процес запускається знову. Якщо це так, то подібна циклічність могла б допомогти в поясненні змін магнітної полярності Землі і, треба думати, багато в чому іншому.

Цікавий також питання про частку ядерних реакцій в загальному тепловиділенні Землі. Нагадаємо, що земні надра сумарно видають близько 47 ТВт тепла в рік, але вчені досі смутно уявляють собі, яка частина цієї енергії припадає на радіогенне тепло, а яка – на залишкове тепло, що виділилося колись при гравітаційної диференціації земної речовини.

Геонейтрино вперше надійно зафіксували в згадуваній вище нейтринної обсерваторії Borexino десять років тому. У 2015 році вчені які працюють з отриманими даними опублікували огляд підсумків. З’ясувалося, що сумарна теплова потужність розпадів урану і торію знаходиться десь в інтервалі від 23 до 36 тераватт. Радіоактивний розпад і, відповідно, самі елементи які розпадаються, знаходяться як в земній корі, так і в мантії. Те й інше в загальному відповідає даним деяких теоретичних моделей і допомагає зробити правильний вибір між ними. Несподіваним здається поки високий вміст урану в земних надрах – його приблизно вдвічі більше, ніж думали. Говорити про те, що ці дані щось спростовують, поки рано. За шість років на детекторі зафіксували 77 «земних» нейтронних подій, з яких приблизно дві третини – реакторні нейтрино від АЕС, тобто перешкоди. Потрібно більше даних.

Астрофізичні нейтрино

Остання частина нашої розповіді присвячена нейтрино високих і надвисоких енергій – від десятків тераелектронвольт і вище. “Як так? – поцікавиться читач. – У сонячних нейтрино верхній поріг – десятки МеВ, а тут відразу на багато порядків вище. Куди поділося відсутня?» Ніякої таємниці тут немає. «Дірка» в діапазоні доводиться на ділянку, в якій багато нейтрино атмосферного походження, що утворюються при попаданні в повітря високоенергетичних космічних променів (що складаються з протонів, електронів і т. п.). Високоенергетичних частинок в космосі дуже багато, і бомбардування Землі ними відбувається безперервно. Космічні нейтрино тих же енергій до нас теж доходять, але на тлі «сміття» губляться, і виділити їх при сучасному рівні розвитку техніки не можна.

Піднявши нижню межу, яка нас цікавить діапазону до теравольт, ми опиняємося в області, де перешкод відносно небагато. Нейтрино настільки високих енергій найчастіше мають космічне походження, у багатьох випадках – навіть позагалактичне. Давним давно, в одній далекій галактиці вибухнула наднова чи трапилося ще щось подібне – ось сліди цієї події і дісталися до нас через мільярди світлових років. Власне, перший достовірний випадок реєстрації астрофізичних нейтрино в 1987 році був приурочений саме до вибуху наднової у Великій Магеллановій хмарі.

З іншого боку, нейтрино надвисоких енергій в навколишньому просторі теж дуже небагато. Це означає, що для їх реєстрації потрібен детектор побільше. Метри і навіть десятки метрів не підійдуть, мова піде про пристрої кілометрових розмірів. Зробити бак таких розмірів поки не можна. Та й навіщо? 

Реалізована сьогодні в працюючих і споруджуваних установках схема по своїм принципам дуже проста. У звичайну воду на глибину пару-трійку кілометрів опускають гірлянди світлочутливих елементів, що утворюють масив з заданим кроком по вертикалі і горизонталі. Речовиною детектора є власне навколишня вода. Взаємодіючи з атомом будь-якого з вхідних в її склад речовин, високоенергетичних нейтрино породжує частки, швидкість руху яких, до пари швидкості самого нейтрино, дуже велика – більше швидкості світла у воді. Рухома з такою швидкістю частка випускає черенковське випромінювання, що фіксується детекторами / фотопомножувачами.

Візуальний ефект залежить від того, яке саме нейтрино нам попалося. Мюонні зазвичай породжують тонкі прямі треки, електронні та тау-нейтрино – широкі каскади, утворені безліччю розлетівшихся в різні боки електронів і позитронів. У першому випадку напрямок руху початкової частки відновлюється з точністю приблизно до пів градуса, у другому помилка його визначення може доходити приблизно до 15 градусів. Енергія нейтрино визначається за кількістю випромінених уламками черенковських фотонів. 
Зараз установок такого типу в світі дуже небагато – три штуки. На Південному полюсі вже кілька років працює обсерваторія IceCube. Як нескладно здогадатися, в даному випадку замість води використовується антарктичний лід. У ньому бурили (точніше сказати, протавали термобуром) свердловини, в них опускали гірлянди фотопомножувачів, які потім вмерзають в лід. Його прозорість на глибині в пару кілометрів виявилася навіть краще, ніж думалося, що полегшує як збір даних на сьогоднішній установці, так і формування планів щодо її вдосконалення. Цілком можливо, що початковий обсяг в кубічний кілометр буде в майбутньому збільшений в десять разів. Місця в Антарктиді багато.

Відстеження спалахів від нейтрино ведеться на IceCube автоматично. Якщо станція реєструє два і більше нейтрино, які прийшли з невеликими інтервалами приблизно з одного місця (напрямку польоту частинок відрізняються не більше ніж на 3,5 градуса), автоматично запускається пошук ймовірного джерела засобами електромагнітної астрономії, що працюють в різних діапазонах електромагнітного випромінювання – від оптичного ( в тому числі мережа «МАЙСТЕР») до рентгенівського (Swift) і гамма-випромінювання (VERITAS). Поки знайти такі космічні пам’ятки жодного разу не вдалося.

У лютому 2016 року «куб» засік відразу три нейтрино. Така подія статистично очікується приблизно один раз в 13 років, тому привід для настороженості є. На жаль, напрямки руху нейтрино розійшлися на десяту частку градуса більше, ніж потрібно автоматиці, тому пошук джерела запустили вручну тільки через 22 години. Знайти нічого не вдалося. 

У липні 2018 року було оголошено про реєстрацію нейтрино надвисоких енергій, випущений блазаром TXS 0506 + 056, який розташовується в 4,33 мільярда світлових років від Землі. Астрофізики сподіваються, що це відкриття допоможе їм зрозуміти природу надпотужних космічних променів і вдосконалити методики спостереження за ними.

В останні роки вийшло кілька робіт, автори яких намагалися зіставити джерела астрофізичних нейтрино з джерелами космічних променів і іншими відомими науці об’єктами. Поки очевидного успіху немає, але це не означає, що його не буде і далі. 

На Середземному морі добудовують телескоп KM3NeT (KM3 Neutrino Telescope), складовою частиною якого стане побудований ще в 2007 році ANTARES. На Байкалі будують Baikal GVD. В обох випадках говорити про повноцінні результати ще рано. 

Підводячи підсумки, слід зазначити, що нейтрино астрономія ще дуже молода. Їй близько двадцяти років, а найбільш багатообіцяючим її напрямками – і того менше. Тому очікувати від неї повномасштабних результатів поки не варто, але і ті, що вже є, виглядають непогано. 


Be the first to comment

Leave a Reply