Čerenkovovo záření vysokoenergetických mionů zachycené optickými moduly v antarktickém ledu umožňuje detekovat mionová neutrina systémem IceCube (zdroj IceCube).

V nedávných článcích o pozorováních galaktického záření pomocí spektrometru AMS-02 na stanici ISS a extragalaktického s extrémními energiemi jsme rozebrali stav pozorování protonů a lehkých i těžkých jader kosmického záření s velmi vysokými až extrémními energiemi. Současný stav v této oblasti astrofyzikálního a částicového výzkumu se analyzoval na nedávné světové konferenci ICHEP 2024, která proběhla v Praze. Zde se se diskutovaly i pokroky v oblasti pozorování neutrální složky kosmického záření s velmi vysokou energii. Neutrální částice nenesou elektrický náboj a nejsou tak ovlivněny slunečními, galaktickými a extragalaktickými magnetickými poli. Neutrální částice primárního kosmického záření tak přicházejí ze směrů, kde se nacházejí jejich zdroje.

Vliv galaktického pole na příchod nabitých částic kosmického záření

Dráha nabitých částic primárního kosmického záření je naopak většinou velmi silně ovlivněna magnetickým polem. Pro nízké energie je ze sluneční soustavy vytlačuje magnetické pole vytvářené slunečním větrem, což jsou proudy nabitých částic. Vzhledem k malým rozměrům heliosféry (dosahu slunečního větru) je jím ovlivněno jen galaktické záření s nižší energií.

I mezihvězdným prostorem v Galaxii se pohybují proudy nabitých částic a vznikají magnetická pole. Tato pole mají řádově nižší intenzitu, ale nabité částice kosmického záření musí překonávat o mnoho řádů větší vzdálenosti. Ovlivněny tak budou i ty s řádově vyššími energiemi.

Magnetické pole působí na pohybující se nabitou částici silou, která je kolmá na směr jejího pohybu a intenzitu magnetického pole, a úměrná projekci rychlosti do směru kolmého na směr intenzity magnetického pole. Nabitá částice se pohybuje po spirále (šroubovici), kde její poloměr je dán právě její složkou rychlosti (hybnosti) kolmou na směr intenzity magnetického pole. V případě, kdy jsou směry rychlosti (hybnosti) a intenzity magnetického pole kolmé, pohybuje se nabitá částice po kružnici. Toho se využívá v kruhových urychlovačích, kde kruhový pohyb vlivem magnetického pole umožňuje využívat urychlovací systém mnohonásobně. Prvním a nejznámějším takovým urychlovačem byl cyklotron.

Míra ovlivnění pohybu nabité částice magnetickým polem závisí přímo úměrně na náboji částice a intenzitě magnetického pole, tedy s růstem velikosti náboje a intenzity pole se zmenšuje poloměr. Naopak růst hybnosti, tedy i energie vede ke zvětšování daného poloměru dráhy částice. Říká se mu Larmorův nebo také cyklotronový poloměr.

Jednou z nejbližších aktivních galaxií, které by mohly být zdroji nabitých i neutrálních částic kosmického záření velmi vysokých energií je Centaurus A (NGC 5128). Tento zdroj je ve vzdálenosti pouhých 10 až 16 milionů světelných let (zdroj NASA).

Galaktické kosmické záření má velmi vysoké energie a magnetické pole je slabé. Larmorův poloměr nabitých částic je tak hodně velký. Ovšem velké jsou i rozměry Galaxie. Nabité částice, které mají energii nižší, než je určitá hodnota, mají Larmorův poloměr menší, než je rozměr Galaxie. Jsou tak velmi silně ovlivněny jejím magnetickým polem a mají vysokou pravděpodobnost v ní zůstávat. Toto záření zároveň, pokud není dostatečně blízko Slunce, ztrácí úplně informaci o původním směru svého letu a poloze svého zdroje. I částice s vyšší energií a větším Larmorovým poloměrem pro magnetické pole Galaxie jsou jim však ovlivněny a toto pole tak působí i na extragalaktické kosmické záření, a i přesnost určení polohy jejich zdroje se zhoršuje nebo možnost zjištění této polohy úplně mizí.

O rozložení magnetického pole v naší Galaxii máme poměrně dobrou představu. Můžeme je studovat například z polarizace elektromagnetického záření (v oblasti viditelného a infračerveného spektra) při průchodu galaktickým prostředím. Stejně tak lze využít měření intenzity a polarizace synchrotronového záření produkovaného při pohybu nabitých částic v magnetickém poli galaxie. Hodnota jeho magnetické indukce se pohybuje od maxima v řádu 10 nT až po hodnoty v řádu setin nanotesla. Nejvyšší je v centrální oblasti galaktického disku a nejmenší ve vnějších oblastech galaktického halo. Máme tak modely rozložení magnetického pole v Galaxii a můžeme tak simulovat průchod extragalaktického záření tímto polem.

Graf toku nabitých částic kosmického záření s energií větší než 8 EeV z pozorováním Observatoře Pierra Augera ukazuje dipólovou strukturu, Křížek ukazuje směr dipólu, který je mimo galaktický střed(125˚ od něj). To potvrzuje extragalaktický původ tohoto záření (zdroj: Science 357(2017)1266).

Právě na posouzení možnosti identifikace zdrojů pomocí extragalaktického kosmického záření s velmi vysokou energií, které nedokáže extragalaktické a galaktické pole ovlivnit, se teď velice intenzivně pracuje. Klíčové je určení, zda jde o protony, které jsou magnetickém poli ovlivněny daleko méně, než tomu je u těžších prvků s větším nábojem. A pak pro potenciální zdroje kosmického záření určit dráhu nabitých částic pomocí simulací s využitím modelů magnetického pole naší Galaxie.

Lze určit polohu zdrojů kosmických nabitých částic s extrémní energií?

V minulém týdnu jsem byl tři dny na bakalářských státnicích a obhajobách na FJFI ČVUT. Jednalo se o studenty v oboru jaderné a částicové fyziky. Řada těchto studentů je zapojena do projektu Observatoře Pierra Augera. Velmi pěkné obhajované práce tak byly zaměřeny na zjištění chemického složení kosmického záření těch nejvyšších dostupných energií a také studium vlivu magnetického pole Galaxie na směr jejich pohybu.

Simulace s využitím současných modelů rozložení tohoto pole ukázaly, že v případě extrémních energií v řádu desítky EeV (10¹⁹ eV = 10¹⁰ GeV) by protony mohly ukázat směrem svého příletu polohu svého zdroje. Nesměly by být příliš daleko, tak do stovek milionů světelných let. Pak už by směr jejich pohybu mohl být silně ovlivněn extragalaktickým magnetickým polem, které je sice o řády nižší, než je to galaktické, ale vzdálenosti mezi galaxiemi jsou o řády větší, než jsou rozměry galaxií. Určení vlivu extragalaktického magnetického pole je daleko komplikovanější. Jeho rozložení a strukturu známe jen ve velmi omezené míře.

Pro blízké aktivní galaxie by se však směr jejich letu mohl zachovat a podle simulací prezentovaných v bakalářské práci Marie Benedové by v případě protonů s energií překračující EeV nemělo směr jejich pohybu ovlivnit ani magnetické pole naší Galaxie. Tyto protony tak nesou informaci o poloze svého zdroje. Naopak těžší jádra s větším nábojem už mají směr příletu silně rozmazaný.

Simulace ovlivnění směru příchodu nabitých částic kosmického záření magnetickým polem naší Galaxie s energií 50 EeV. Nahoře je zobrazen výsledek v případě protonů a dole u železa pro několik blízkých aktivních galaxií, které by mohly být zdroji těchto částic: Cen A (červená), Fornax A (modrá), NGC 253 (zelená) M82 (růžová) a NGC1068 (fialová). Pro protony se směr příletu do velké míry zachovává, u železa je úplně rozmazaný (zdroj: Marie Benedová. Bakalářská práce FJFI ČVUT, 2024).

Jak už bylo ukázáno v předchozím článku, a potvrzují to i analýzy ve zmíněných bakalářských pracích, chemické složení pro energie překračující desítky EeV se rychle posunuje od protonů k těžším jádrům. Pokud nedokážeme pro jednotlivé případy detekce s touto extrémní energií určit, o který chemický prvek jde, nelze vybrat protony a s jejich pomocí určit polohu zdroje kosmického záření. I když nebudou mít protony ovlivněný směr letu, tak v případě většího podílu těžších jader se stejnou energií tyto vytvoří po obloze intenzivní pozadí z různých zdrojů. Pokud tedy nedokážeme spolehlivě odlišit protony od těžších jader, může protonový signál z konkrétního blízkého extragalaktického zdroje zaniknout na pozadí těžkých jader z většího počtu zdrojů.

Zatím se nepodařilo zjistit, zda je možné určit polohu extragalaktických zdrojů ze směru příchodů protonů kosmického záření s extrémními energiemi. K tomu bude potřeba zlepšit metodiky určování chemického složení kosmického záření a zvýšit statistiku detekce tohoto kosmického záření. Nyní se podívejme na současný stav studia neutrálních částic kosmického záření s extrémní energií.

Jak pozorovat fotony gama extrémních energií?

Prvním z nich jsou fotony záření gama s extrémní energií. Fotony gama interagují s hmotou třemi způsoby. Jde o fotoefekt, kdy se veškerá energie fotonu předá elektronu v atomovém obalu. Druhým je Comptonův rozptyl, kdy se foton rozptýlí na elektronu a předá mu část energie. Třetí je produkce páru elektron a pozitron v poli atomového jádra.

Dva teleskopy observatoře MAGIC Floriana Goebela na ostrově La Palma slouží k detekci elektromagnetických spršek produkovaných fotony gama kosmického záření s extrémní energií (foto Marek Holub).

Pro vysoké energie, které překračují hodnotu desítky megaelektronvoltů, dominuje produkce párů a ostatní dva způsoby interakce jsou zanedbatelné. Zároveň může lehká nabitá částice interagovat s hmotou nejen prostřednictvím ionizace, ale také produkcí brzdného záření. A pro vysoké energie právě produkce brzdného záření nad ionizací dominuje. Při interakci vysokoenergetických fotonů gama kosmického záření v atmosféře se tak produkují stále nové elektrony, pozitrony a fotony, dokud se energie nerozmělní a energie těchto částic neklesne pod hodnotu, kde u fotonů přestane dominovat produkce párů a u elektronů a pozitronů pak produkce brzdného záření. Dostáváme tak elektromagnetickou spršku.

V této spršce je velký počet elektronů a pozitronů s velmi vysokými energiemi, jejichž rychlost je větší, než je rychlost světla ve vzduchu, a vyzařují Čerenkovovo záření. Na noční bezměsíčné obloze se svit Čerenkova záření z těchto spršek dá pozorovat a tímto způsobem se kosmické záření gama s extrémními energiemi dá studovat. Potřebujeme k tomu speciální teleskopy.

Vesmírná observatoř SWIFT Neila Gehrelse pozoruje záření vysokých energií už od roku 2004, podařilo se jí pozorovat více než tisíc záblesků gama. Zároveň pozoruje i další oblasti elektromagnetického spektra a umožňuje tak velmi komplexní studia (zdroj NASA).

Než se podíváme na studium fotonů gama s velmi vysokou energií, připomeňme si, že existuje celá řada kosmických sond, které studují záření gama. Právě tyto sondy objevily záblesky gama. Ty dlouhé jsou spojeny s explozemi supernov a výtrysky, které přitom vznikají. Krátké pak se splynutím neutronových hvězd. Podrobněji o záblescích gama a jejich vzniku i detekci záření gama si lze přečíst v starším článku. Kosmické sondy mohou v závislosti na velikosti a konstrukci použitých detektorů gama pozorovat fotony v rozsahu energií od kiloelektronvoltů (keV) do několika stovek gigaelektronvoltů (GeV). Těmi nejznámějšími gama observatořemi na orbitě jsou Compton pracující mezi léty 1991 až 2000, Fermi pracující od roku 2008 a Swift Neila Gehrelse, která pracuje od roku 2004.

Observatoř VERITAS má čtyři teleskopy (zdroj VERITAS).

Pro detekci fotonů s vyššími energiemi potřebujeme kvůli exponenciálnímu poklesu jejich toku daleko větší plochy detektorů, než zatím ve vesmíru máme. Zároveň se však pro energie v řádu desítek GeV rozvine v atmosféře dostatečně velká elektromagnetická sprška. Pro pozorování této spršky máme dvě možnosti.

První je pozorování Čerenkova záření produkovaného elektromagnetickou sprškou speciálními teleskopy, o kterém jsme psali. Příkladem takového detekčního systému je observatoř MAGIC na ostrově La Palma v Kanárských ostrovech. Skládá se ze dvou teleskopů se zrcadly o průměru 17 m vzdálených od sebe 85 m. Ta umožňují pozorovat fotony gama kosmického záření s energiemi mezi 25 GeV až 30 TeV.

Dalším je observatoř VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System), kde jsou čtyři teleskopy s průměrem zrcadel 12 m. Umožňuje pozorovat fotony gama v rozmezí 50 GeV až 50 TeV. Pracuje od roku 2008.

Observatoř HESS (zdroj: Spolupráce HESS, Frikkie van Greunen).

Ještě větší je pak observatoř HESS (High Energy Spectroscopic System), což je konfigurace jednoho velkého teleskopu s průměrem zrcadla 28 m v centru a čtyřech menších s průměrem 12 m. Observatoř je umístěna v pohoří Khomas v Namibii. Nejdříve začaly v roce 2003 pracovat malé teleskopy a v roce 2012 pak ten velký.

Druhý způsob detekce gama fotonů s velmi vysokou energií využívá možnosti detekce elektronů a pozitronů, pokud sprška dosáhne povrchu země, kam se umístí zařízení pro jejich detekci. Miony z hadronové spršky se dostanou až na úroveň hladiny moře i pod zemský povrch. Elektrony však tak hluboko neproniknou. Detekční systémy se tak musí instalovat ve vysokých nadmořských výškách. Příkladem takové observatoře je HAWC (High Altitude Water Cherenkov Observatory), která je na svazích sopky Sierra Negra v Mexiku ve výšce 4100 m. Obsahuje 300 barelů s vodou, které fungují jako Čerenkovy detektory. Tato zařízení pozorují i miony z hadronových spršek produkovaných jádry kosmického záření velmi vysokých energií. Pozorují tak kosmické záření gama i nabité ionty. Pracovat začala observatoř v roce 2015 a pozoruje gama záření v oblasti energií mezi 100 GeV až 100 TeV (1 TeV = 10¹² eV = 10³ GeV).

Další takovou observatoří je LHAASO (Large High Altitude Air Shower Observatory) v Daochengu v Číně, která je v nadmořské výšce 4400 m. Ta se skládá ze tří velkých bazénů s vodou, u každého je zde okolo 100 000 tun vody a dvanáct Čerenkových detektorů. Detekční systém začal pracovat v roce 2019 a je první, který zaznamenal v letech 2021 až 2024 kandidáty na případy fotonů s energií v řádu jednotky PeV (10¹⁵ eV = 10⁶ GeV).

Identifikovat elektromagnetické spršky pomocí Čerenkova záření může v principu i Observatoř Pierra Augera, o které jsme podrobně psali v předchozím článku. A také se zde detekce fotonů gama s extrémní energií hledají.

Observatoř HAWC využívá barely s vodou jako Čerenkovy detektory. Pozoruje tak elektrony a pozitrony z elektromagnetických spršek vytvářených kosmickým zářením gama velmi vysokých energií (zdroj HAWC Observatory).

Zdroje kosmického záření gama vysokých energií

Přítomnost záření gama ukazuje na jaderné a částicové procesy s vysokými energiemi. Většinou je také známkou urychlení nabitých částic elektromagnetickým polem a produkce gama záření v jejich následné interakci. Velice často je to v procesech, kde vznikají rázové vlny a výtrysky hmoty. Zdroje vysokoenergetických fotonů gama jsou tak i zdroje nabitého kosmického záření. Polohu těchto zdrojů nelze určit pomocí nabitých částic kosmického záření, ale určení pomocí směru příletu fotonů gama možné je.

Záření gama z vesmírných zdrojů bylo pozorováno velmi brzo. Již na začátku sedmdesátých let družice Vela, které hlídaly dodržování zákazu jaderných explozí v atmosféře, zaznamenaly záblesky záření gama přicházející z vesmíru. Dnes víme, že jde s největší pravděpodobností o projevy výtrysků hmoty doprovázející výbuchy supernov (dlouhé záblesky gama) a splynutí neutronových hvězd (krátké záblesky gama. Postupně se nacházely i stabilnější zdroje záření gama v naší Galaxii spojené s dvojhvězdami obsahujícími kompaktní konečné stádium hvězdy, černou díru nebo neutronovou hvězdu, kde dochází k přetoku hmoty z jejího souputníka, kterým je normální hvězda, a vzniku akrečního disku. Vzniká tak opět výtrysk hmoty a emise nabitých částic kosmického záření i záření gama.

Ještě vyšší energie má kosmické zářeni vznikající procesy v akrečních discích okolo galaktických černých děr u aktivních jader galaxií nebo kvazarů.

Umělecké zobrazení aktivní galaxie, kde vzniká akreční disk u galaktické černé díry, následně rázové vlny a výtrysk, který produkuje nabité částice kosmického záření a v jejich interakcích i fotony gama a neutrina s extrémní energií. Pokud výtrysk směřuje k nám, dostáváme blazar (zdroj NASA).

Jedním z prvních objevených zdrojů fotonů gama s vysokou energií byl pozůstatek supernovy v Krabí mlhovině. V naší galaxii bylo objeveno několik dalších zdrojů, kterými jsou pozůstatky výbuchu supernov, zmíněné binární systémy s kompaktními konečnými stádii hvězd a další zdroje zatím neidentifikovaného původu.

Extragalaktickými zdroji fotonů gama s velmi vysokou energií jsou kromě výbuchu supernov a splynutí neutronových hvězd ve formě záblesků gama hlavně aktivní jádra galaxií a dominantně ty, u kterých výtrysk hmoty míří směrem k Zemi. Ty se označují jako blazary.

Pozorování zatím potvrzuje naše představy o zdrojích kosmického záření. Maximální energie pozorovaných fotonů gama jsou v řádu PeV (10¹⁵ eV = 10⁹ GeV), to je o tři i více řádů méně, než je maximální energie protonů kosmického záření. Je však třeba si uvědomit, že fotony gama jsou sekundárními částicemi vznikajícími v interakci urychlených nabitých částic kosmického záření. Je tak jasné, že extrémně vysoké energie fotonů gama potvrzují existenci urychlených protonů s o několik řádů větší energií. Urychlení by měly realizovat rázové vlny a extrémní magnetická pole. Čím je větší intenzita magnetického pole a rozměr objektu, tím větší je i dosažitelná energie urychlené nabité částice. Ukazuje se, že námi předpokládané zdroje mají potenciál urychlit protony na energie v řádu EeV, viz graf.

Rozměry různých vesmírných objektů a jejich intenzita magnetického pole (1 T = 10000 gauss). Je vidět, že existující hypotetické zdroje mohou dosáhnout energie jader v řádu 100 EeV (zdroj M. Nagano, A. A. Watson:Rev. Mod. Phys. 72(2000)669

Průběh spektra pro velmi vysokou energii fotonů gama je ovlivněn interakcí s pozadím světla z extragalaktických zdrojů a u opravdu extrémně vysokých energií gama interakcí s pozadím mikrovlnného záření, která vede při dostatečné energii v těžišti k produkci páru elektron a pozitron a ztrátě energie.

Vysokoenergetická neutrina

Neutrina interagují pouze slabou interakcí. Pravděpodobnost jejich interakce s hmotou je tak extrémně malá. Velkou výzvou je tak detekce neutrin. Na druhé straně však neutrina pronikají lehce hmotou a nesou informaci z nitra vesmírných objektů. Stejně jako vysokoenergetické fotony gama i neutrina s vysokou energií vznikají často současně s nabitými částicemi kosmického záření nebo přímo v jejich reakcích a nesou informaci o jejich zdrojích.

Není jeden druh neutrina, ale hned tři, a navíc ještě jejich antineutrina. Jde o elektronové, mionové a tauonové neutrino. V dřívějším cyklu článků byl podrobný rozbor vlastností neutrin, kde vznikají, jak je detekovat a rozbor oscilací neutrin.

Neutrinová observatoř IceCube je v Antarktidě (zdroj IceCube).

Jak neutrina s vysokou energií pozorovat

Neutrina mohou interagovat různými způsoby a předat svou energii jiným částicím, které nesou náboj a mohou být detekovány. Pro detekci neutrin kosmického záření s velmi vysokou energií, které mají malé toky, je potřeba mít extrémně velké detekční systémy. Využívá se tak antarktický led nebo hluboké vody.

Interakce neutrina může probíhat dvěma způsoby. Nabité proudy zprostředkované nabitými bosony W^± přemění neutrino na odpovídající nabitý lepton, tedy elektronové neutrino se mění na elektron, mionové neutrino na mion a tauonové na tauon, pro antineutrina odpovídající antičástice. Neutrální proudy zprostředkované neutrálním bosonem Z⁰ přenesou část energie neutrina na jádro nebo elektron. V případě nabitých proudů vzniká specifický produkt pro každý typ neutrina. V případě vzniku elektronu a pozitronu se produkuje elektromagnetická sprška, miony interagují málo a můžeme pozorovat jejich dlouhou stopu, tauon se rozpadá dominantně se vznikem mionu. Pokud urazí tauon před rozpadem dostatečně dlouhou dráhu, můžeme jej identifikovat. Lze tak do značné míry určit s danou nejistotou typ neutrina a jeho celkovou energii. V případě neutrálních proudů se typ neutrina určit nedá a určení energie je také nejisté.

Záznam případu 170922A detekce neutrina observatoří IceCube, který přišel ze směru blazaru TXS 0506+056. Tmavé barvy znamenají dřívější čas detekce Čerenkova světla, světlé pozdější, velikost koule znamená intenzitu světla (Zdroj: Science 361(1918)eaat1378).

Při detekci jde o rozmístění fotonásobičů v co největším prostoru průhledného materiálu, kterým je voda nebo led. Ty zaznamenají Čerenkovovo záření produkované nabitými částicemi, které se pohybují v daném prostředí rychlostí větší, než je rychlost světla v tomto materiálu. Dominantně jde o elektrony, pozitrony a miony. Problémem je, že do ledu vlétá velké množství částic kosmického záření, zejména mionů. Ty vytvářejí velmi intenzivní pozadí detekci neutrina. Řešením je umístění citlivého objemu detektoru ve větší hloubce a zaměření na studium neutrin letících ve směru z nitra Země k povrchu. Zatímco neutrino lehce proletí celou tloušťkou zeměkoule, nabité miony a další částice kosmického záření jsou pohlceny.

Spouštění optického modulu na svou pozici v sestavě IceCube (zdroj IceCube).

Využití ledu je u experimentu IceCube, který je umístěn v Antarktidě a navazuje na projekt AMANDA (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array). V tomto případě začíná citlivý objem detektoru v hloubce 1,5 km a dosahuje hloubky až 2,5 km. V současné době má 86 vláken s fotonásobiči, které jsou na vlákně od sebe vzdáleny necelých 17 m, a na jednom je jich 60. Jeho celkový citlivý objem je nyní okolo 1 km³. Pro odlišení tauonu z tauonového neutrina, musí ten urazit před rozpadem dráhu delší, než je vzdálenost dvou fotonásobičů, a být tak pozorovatelný. Je to i přes jeho velmi krátkou střední dobu života 2∙10^-13 s možné vlivem relativistické dilatace času pro energie neutrina větší než desítky TeV. Detekční systém umožňuje pozorovat neutrina v rozmezí energií od 10⁷ eV v principu až po energie 10²¹ eV.

Jak bylo zmíněno Observatoř IceCube pozoruje i miony z hadronových spršek produkovaných nabitými částicemi kosmického záření. Studuje tak i nabité kosmické záření extrémních energií.

Optické moduly neutrinového detektoru ANTARES (zdroj ANTARES).

V moři byl umístěn detekční systém ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental RESearch), který testoval možnosti podmořského neutrinového detekčního systému. Nacházel se ve Středozemním moři u francouzského pobřeží blízko Toulon. Měl celkově 12 vláken s fotonásobiči ve vzdálenostech zhruba 70 m od sebe. Vlákna byla umístěna v hloubce 2,4 km a měla délku 350 m. Dokončen byl v roce 2008 a pracoval do roku 2022. Jednalo se o největší detekční sestavu pro studium vysokoenergetických neutrin na severní polokouli.

Pokračováním tohoto projektu je sestava KM3NeT, který uvažuje tři nezávislé sestavy, které budou v různých místech Středomoří. Jedno bude v původním místě teleskopu ANTARES, druhé u pobřeží Sicílie a třetí u Řecka. Celkově by její citlivý objem měl být několik kubických kilometrů. Využijí se veškeré zkušenosti získané během provozování sestavy AMANDA.

Bajkalská neutrinová laboratoř Baikal-GVD (Gigaton Volume Detector) funguje v Bajkalském jezeře v Rusku v hloubce 1366 m. Práce na předchůdcích tohoto zařízení začaly v devadesátých letech a postupně se otestovaly potřebné metodiky a prototypy vláken a optických prvků. V roce 2021 byla dokončena první fáze z osmi vlákny a 288 optickými moduly a v roce 2023 už měla sestava 12 vláken. Optické moduly jsou umístěny v hloubkách mezi 700 až 1240 m.

Připravují se ještě další detekční sestavy tohoto typu. První je P-ONE (Pacific Ocean Neutrino Experiment), který by měl být vybudován u kanadského pacifického pobřeží. Jeho citlivý objem by měl být také v řádu jednotek kubických kilometrů. Intenzivně pracuje na takovém detektoru neutrin Čína. Sestava TRIDENT (The tRopical DEep-sea Neutrino Telescope) by měla být realizována v Jihočínském moři. V konečné konfiguraci by měl mít citlivý objem 8 km³ a obsahovat více než 1000 vláken a 20 000 optických modulů. V současné době se pracuje na prototypu vlákna a přípravách k realizaci projektu.

Práce na rozšiřování observatoře Baikal-GVD probíhají v zimě, kdy je Bajkalské jezero pokryto ledem (zdroj Baikal-GVD).

Neutrina s extrémními energiemi

Při studiu primárních neutrin kosmického záření narážíme na jeden zásadní problém. V průběhu interakce nabitého kosmického záření v atmosféře se produkuje velké množství mionových neutrin, které vytváří pozadí. Pro nižší energie toto pozadí primární neutrina tohoto typu úplně překryje. Jak primární, tak sekundární, komponenta klesají exponenciálně, sekundární však rychleji. Od určité energie, která je okolo 0,1 PeV (10¹⁴ eV = 10⁵ GeV) tak můžeme pozorovat primární neutrina kosmického záření. Zároveň ze znalosti spektra nabitých částic kosmického záření můžeme simulovat spektrum spektra sekundárních neutrin a tím dané pozadí odečíst a zjistit spektrum primárních neutrin kosmického záření v oblasti, kde sekundární neutrina nedominují. Observatoř IceCube tak již dosáhla dostatečnou statistiku, pozorovala okolo 670 000 mionových neutrin, aby viděla primární mionová neutrina v oblasti energií mezi 0,1 až 1 PeV.

Spektrum mionových neutrin detekovaných sestavou IceCube. Fialová křivka je předpověď pro sekundární mionová neutrina, červená je předpověď primárních astrofyzikálních neutrin. Je vidět, že pro energie větší než 0,1 PeV začíná být příspěvek primárních neutrin viditelný (zdroj arXiv:2111.10299v1)

Primární neutrina kosmického záření je možné identifikovat i v případě, že je jejich energie nižší. Pokud přicházejí primární neutrina z konkrétního zdroje, mohou mít v daném směru dostatečnou intenzitu, aby byla na pozadí izotropně rozložených sekundárních neutrin pozorovatelná.

Jak v případě IceCube roste statistika pozorovaných neutrin, začínají se objevovat anizotropie a potenciální směry jejich zdrojů. Jedním z velmi nadějných je čásová koincidence gama erupce a emise neutrin z blazaru (aktivní galaxie) TXS 0506+056, který je v souhvězdí Orion ve vzdálenosti 4 miliardy světelných let.

Nedávno byla také publikována detekce zhruba 80 vysokoenergetických neutrin ze směru galaxie M77 (NGC1068), což je blízká aktivní galaxie. Jde o signál zhruba 4 standardní odchylky nad pozadím. Tedy zatím slibný, ale pořád to může skončit jako statistická fluktuace.

Podobně je zatím ne plně rozhodnuto o jisté korelaci difuzního rozložení přicházejících neutrin s rovinou naší Galaxie, kde je řada potenciálních galaktických zdrojů.

Pozorování záření gama blazaru TXS 0506+056. Nalevo je pozorování pro energie nad 1 GeV pomocí družice Fermi a napravo pro energie vyšší než 90 GeV pomocí observatoře MAGIC (Zdroj: Science 361(1918)eaat1378).

Závěr

Směr pohybu nabité částice kosmického záření je ovlivněn magnetickým polem naší Galaxie i tím extragalaktickým. Informaci o poloze zdrojů tak v principu mohou nést pouze protony s extrémní energií a zatím se nepodařilo pomocí nich žádné konkrétní zdroje identifikovat. Jiná situace je s neutrálními částicemi, které vznikají ve stejných zdrojích v reakcích zmíněných urychlených nabitých částic.

Blízká aktivní galaxie M77 je slibný potenciální zdroj vysokoenergetických neutrin (zdroj NASA/ESA).

Velice dobře se daří identifikovat zdroje vysokoenergetických fotonů záření gama, a právě u nich se potvrzuje, že jejich zdroje, a tedy i zdroje nabitých částic kosmického záření, jsou ty, které jsme z toho podezírali. V naší Galaxii to jsou pozůstatky po výbuších supernov a binární systémy s kompaktním konečným stádiem hmotných hvězd a akrečním diskem, v extragalaktických vzdálenostech pak výbuchy supernov, splynutí neutronových hvězd, aktivní jádra galaxií, blazary a kvazary.

U neutrin je situace složitější. Ty sice také nesou informaci o poloze zdrojů, ale v případě mionových neutrin zaniká do značné míry v pozadí sekundárních mionových neutrin vznikajících při interakcích nabitých částic kosmického záření v atmosféře Země. Pomocí neutrinové observatoře IceCube se však podařilo dosáhnout dostatečné statistiky i u energie přesahující 0,1 PeV, kde začíná dominovat primární mionová neutrina nad těmi sekundárními. Zároveň se daří pozorovat první kandidáty na zdroje primárních neutrin kosmického záření, například blízká aktivní galaxie M77 nebo blazar TXS 0506+056.

V současné době se připravuje rozšíření detekční sestavy IceCube a několik mořských detekčních sestav, které by měly dosáhnout citlivý objem několika kubických kilometrů. Jsou příslibem významného zvýšení statistiky, protažení energetického spektra neutrin a podrobnějšího studia primárních neutrin kosmického záření. Potvrzení nebo vyloučení budou stávající kandidáti na jejich zdroje a dá se předpokládat pozorování dalších zdrojů.

Zároveň je v přípravě i vybudování nové generace teleskopů pro detekci záření gama s extrémními energiemi. Je tak naděje, že brzy bude možné identifikovat další jeho zdroje s nižší intenzitou. Společné pozorování neutrin, záření gama i nabitých částic kosmického záření nám přinese možnost studovat fyzikální podstatu těchto zdrojů. Můžeme se tak těšit na celou řadu zajímavých objevů v oblasti extrémně efektivní konverze energie a urychlování, které v těchto zdrojích probíhá. Třeba právě takto získané poznatky umožní hvězdnou budoucnost lidstva.

Prezentace o vlastnostech, detekci a zdrojích neutrin pro Fyzikální čtvrtky na FEL ČVUT: