El Observatorio de Neutrinos IceCube (o simplemente IceCube ) es un observatorio de neutrinos desarrollado por la Universidad de Wisconsin-Madison y construido en la Estación Amundsen-Scott del Polo Sur en la Antártida . [1] El proyecto es un experimento reconocido por el CERN (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 llamados 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 el conjunto. [1] IceCube se completó el 18 de diciembre de 2010. [5]
Los DOM se despliegan en cadenas de 60 módulos cada una a profundidades de 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 de los teraelectronvoltios (TeV) para explorar los procesos astrofísicos de más alta energía.
IceCube es parte de una serie de proyectos desarrollados y supervisados por la Universidad de Wisconsin-Madison . Numerosas universidades e instituciones de investigación de todo el mundo brindan colaboración y financiación. [6] La construcción de IceCube solo fue posible durante el verano austral antártico , de noviembre a febrero, cuando la luz solar permanente permite realizar perforaciones las 24 horas. La construcción comenzó en 2005, cuando se desplegó la primera cuerda de IceCube y se recopilaron datos suficientes para verificar que los sensores ópticos funcionaban correctamente. [7] En la temporada 2005-2006, se desplegaron ocho cuerdas adicionales, lo que convirtió a IceCube en el telescopio de neutrinos más grande del mundo.
La construcción se completó el 17 de diciembre de 2010. [8] [9] El costo total del proyecto fue de 279 millones de dólares. [10]
A partir de 2024, los planes para realizar más mejoras al conjunto se encuentran en proceso de aprobación federal. [11] Si se aprueban, los detectores de IceCube2 tendrán ocho veces el tamaño de los que se encuentran actualmente instalados. El observatorio podrá detectar más fuentes de partículas y discernir sus propiedades con mayor precisión tanto en niveles de energía más bajos como más altos. [11]
El Observatorio de neutrinos IceCube está compuesto por varios subdetectores que se suman al conjunto principal dentro del hielo.
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 precisa de la oscilación de neutrinos atmosféricos (tanto la aparición de neutrinos tau como la desaparición de neutrinos muones) y la búsqueda de la aniquilación de WIMP en el Sol. [13] Se ha presentado una visión para un observatorio más grande, IceCube-Gen2. [14]
Los neutrinos son leptones eléctricamente neutros y solo interactúan muy raramente con la materia a través de la fuerza débil. Cuando reaccionan con las moléculas de agua en el hielo a través de la interacción de la corriente cargada , crean leptones cargados ( electrones , muones o taus ) correspondientes al sabor del neutrino. Estos leptones cargados pueden, si son lo suficientemente energéticos, emitir radiación 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. Esta luz puede luego ser detectada por tubos fotomultiplicadores dentro de los módulos ópticos digitales que componen IceCube.
Las firmas del detector de los tres leptones cargados son distintas y, por lo tanto, es posible determinar el sabor a neutrino de los eventos de corriente cargada . Por otro lado, si el neutrino se dispersó del hielo a través de la corriente neutra , el estado final no contiene información del sabor a neutrino, ya que no se creó ningún leptón cargado.
Las señales de los PMT se digitalizan y luego se envían a la superficie del glaciar a través de un cable. Estas señales se recogen en un contador de superficie y algunas de ellas se envían al norte vía satélite para su posterior análisis. Desde 2014, los discos duros, en lugar de cintas, 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 provocar una gran señal en el detector, que apunta hacia su origen. Los grupos de estas 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 neutrinos de alta energía, en el rango de 10 7 a aproximadamente 10 21 eV . [15]
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 más sensible a los neutrinos muónicos . Un electrón resultante de un evento de neutrino electrónico 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 electrónicos normalmente no se pueden usar 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 "cascada", que " pistas "; los eventos de neutrinos muónicos son más similares a pistas.
Los leptones tau también pueden crear eventos en cascada, pero tienen una vida corta y no pueden viajar muy lejos antes de desintegrarse, por lo que normalmente no se pueden distinguir de las cascadas de electrones. Un tau se puede distinguir de un electrón con un evento de "doble explosión", donde se observa una cascada tanto en la creación como en la desintegración del tau. Esto solo es posible con taus de energía muy alta. Hipotéticamente, para resolver una trayectoria tau, el tau necesitaría viajar al menos desde un DOM a un DOM adyacente (17 m) antes de desintegrarse. Como la vida media de un tau es2,9 × 10 −13 s , un tau viajando a una velocidad cercana a la de la luz requeriría 20 TeV de energía por cada metro recorrido. [16] De manera realista, 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 . Tales búsquedas están en marcha, pero hasta ahora no han aislado un evento de doble explosión de los eventos de fondo. [ cita requerida ] Otra forma de detectar neutrinos tau de menor energía es a través de la firma de "doble pulso", donde un solo DOM detecta dos tiempos de llegada de luz distintos correspondientes a la interacción del neutrino y los vértices de desintegración del tau. [17] También se pueden utilizar técnicas de aprendizaje automático (ML), como las redes neuronales convolucionales, para distinguir la señal del neutrino tau. En 2024, la colaboración IceCube publicó sus hallazgos de siete candidatos astrofísicos a neutrinos tau utilizando dicha técnica. [18] [19]
Hay un gran fondo de muones creados no por neutrinos de fuentes astrofísicas sino por rayos cósmicos que impactan la atmósfera por encima del detector. Hay alrededor de 10 6 veces más muones de rayos cósmicos que muones inducidos por neutrinos observados en IceCube. [ cita requerida ] La mayoría de estos pueden rechazarse utilizando 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 lado lejano de la Tierra; una 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. [ cita requerida ] Para distinguir estadísticamente estos dos tipos de neutrinos, se calcula la dirección y la energía del neutrino entrante a partir de los subproductos de la colisión. Los excesos inesperados de energía o los excesos con respecto a una dirección espacial determinada indican una fuente extraterrestre. [ cita requerida ]
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 los campos magnéticos galácticos (sus radios de giro son mayores 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 tanta 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 podría observar estos neutrinos: su rango de energía observable es de aproximadamente 100 GeV a varios PeV. Cuanto más energético sea un evento, mayor será 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 detectores 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 se ven inundados por el fondo de muones 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 trabajo adicional. [20]
Aunque se espera que IceCube detecte muy pocos neutrinos (en relación con la cantidad de fotones detectados por los telescopios más tradicionales), debería tener una resolución muy alta con los que encuentre. A lo largo de varios años de funcionamiento, podría producir un mapa de flujo del hemisferio norte similar a los mapas existentes como el del fondo cósmico de microondas o los telescopios de rayos gamma , que utilizan una terminología de partículas más parecida a la de IceCube. Del mismo modo, KM3NeT podría completar el mapa del hemisferio sur.
Los científicos de IceCube podrían haber detectado sus primeros neutrinos el 29 de enero de 2006. [21]
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 los estallidos de rayos gamma y los remanentes de supernovas , lo que indica la naturaleza elusiva de su origen. Los datos de IceCube se están utilizando junto con satélites de rayos gamma como Swift o Fermi para este objetivo. IceCube no ha observado ningún neutrino en coincidencia con estallidos de rayos gamma, pero puede utilizar esta búsqueda para restringir el flujo de neutrinos a valores menores que los predichos por los modelos actuales. [22]
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 desde la dirección del Sol. Esta técnica de búsqueda de 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 contenido e instrumentado. Las búsquedas solares WIMP son más sensibles a los modelos WIMP dependientes del espín 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. [23]
IceCube puede observar oscilaciones de neutrinos de las lluvias de rayos cósmicos atmosféricos, sobre una línea base a lo largo de la Tierra. Es más sensible a ~25 GeV, el rango de energía para el cual se ha optimizado el subconjunto DeepCore. DeepCore consta de 6 cadenas desplegadas en el verano austral de 2009-2010 con un espaciamiento horizontal y vertical más cercano. En 2014, los datos de DeepCore se utilizaron para determinar el ángulo de mezcla θ 23 y la división de masa Δm 2 23 . [24] Esta medición se ha mejorado desde entonces con más datos y una calibración y procesamiento de datos mejorados del detector. [25] [26] [27]
A medida que se recopilen más datos y se refinen aún más las mediciones de IceCube, es posible observar la modificación característica del patrón de oscilación a ~15 GeV que determina la jerarquía de masas de los neutrinos . Este mecanismo para determinar la jerarquía de masas solo funciona si el ángulo de mezcla θ 13 es grande. [28]
A pesar de que los neutrinos individuales esperados 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 en 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 impusiera. IceCube es miembro del Sistema de Alerta Temprana de Supernovas (SNEWS). [29]
Una señal de neutrinos estériles sería una distorsión del espectro de energía de los neutrinos atmosféricos de alrededor de 1 TeV, algo que IceCube tiene una posición privilegiada para buscar. Esta señal surgiría de los efectos de la materia a medida que 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 al detector proporcionar la primera evidencia experimental robusta de dimensiones extra 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 está hecho de una cuerda cerrada . Estos podrían filtrarse en dimensiones extra antes de regresar, haciendo que parezcan viajar más rápido que la velocidad de la luz. Un experimento para probar esto puede ser posible en el futuro cercano. [30] Además, si los neutrinos de alta energía crean agujeros negros microscópicos (como predicen algunos aspectos de la teoría de cuerdas), crearía una lluvia de partículas, lo que resultaría en un aumento de neutrinos "abajo" mientras se reducen los neutrinos "arriba". [31]
En 2016, los científicos del detector IceCube no encontraron ninguna evidencia del neutrino estéril. [32]
La colaboración IceCube ha publicado límites de flujo para neutrinos de fuentes puntuales, [33] explosiones de rayos gamma , [34] y aniquilación de neutralinos en el Sol, con implicaciones para la sección transversal WIMP-protón . [35]
Se ha observado un efecto de sombra de la Luna. [36] [37] Los protones de los rayos cósmicos son bloqueados por la Luna, lo que crea un déficit de muones de la 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 los rayos cósmicos. [38]
En noviembre de 2013 se anunció que IceCube había detectado 28 neutrinos que probablemente se originaron fuera del Sistema Solar y entre ellos un par de neutrinos de alta energía en el rango de peta-electronvoltios, lo que los convierte en los neutrinos de mayor energía descubiertos hasta la fecha. [39] La pareja fue apodada "Bert" y "Ernie" , en honor a los personajes del programa de televisión Barrio Sésamo . [40] Más tarde en 2013, el número de detecciones aumentó a 37 candidatos [41] incluido un nuevo neutrino de alta energía de 2000 TeV al que se le dio el nombre de " Big Bird ". [42]
IceCube midió la desaparición de neutrinos muónicos atmosféricos de entre 10 y 100 GeV en 2014, utilizando tres años de datos tomados entre mayo de 2011 y abril de 2014, incluido DeepCore, [24] 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 masa normal), comparable a otros resultados. La medición se mejoró utilizando más datos en 2017, y en 2019 se midió la aparición de neutrinos tau atmosféricos. [25] [26] La última medición con calibración de detector y procesamiento de datos mejorados de 2023 ha dado como resultado valores más precisos de los parámetros de oscilación, determinando ∆m 2 32 = (2,41 ± 0,07) × 10 −3 eV 2 y sen 2 (θ 23 ) = 0,51 ± 0,05 (jerarquía de masa normal). [27]
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 5.7 mil millones de años luz de distancia en la dirección de la constelación de Orión , los resultados tuvieron una significancia estadística de 3-3,5 σ . [43] [44] [45] Esta fue la primera vez que se utilizó un detector de neutrinos para localizar un objeto en el espacio e indicó que se había identificado una fuente de rayos cósmicos . [46] [47] [48]
En 2020, se anunció evidencia de la resonancia de Glashow en 2,3 σ (formación del bosón W en colisiones antineutrino-electrón). [49]
En febrero de 2021, el evento de disrupción de marea (TDE) AT2019dsg se informó como candidato a fuente de neutrinos [50] [51] y el TDE AT2019fdr como segundo candidato en junio de 2022. [52] [53]
En noviembre de 2022, IceCube anunció una fuerte evidencia de una fuente de neutrinos emitida por el núcleo galáctico activo de Messier 77. [ 54] [55] Es la segunda detección por IceCube después de TXS 0506+056, y solo la cuarta fuente conocida incluyendo SN1987A y neutrinos solares . OKS 1424+240 y GB9 son otros posibles candidatos. [56]
En junio de 2023, IceCube identificó como mapa galáctico la emisión difusa de neutrinos desde el plano galáctico en el nivel de significancia de 4,5σ. [57] [58]
