Umělecké zobrazení neutrinové observatoře KM3NeT, která pozorovala kosmické neutrino s extrémní energií (zdroj KM3NeT - Edward Berbee/Nikhef).

V nedávném článku byla prezentována detekce neutrina kosmického záření s energií okolo 200 PeV (1PeV = 10¹⁵ eV). To je energie, která je téměř o dva řady větší, než jsou energie kosmických neutrin, které se prozatím podařilo zachytit. Neutrina vznikají v procesech, při kterých se jádra, většinou jde o protony, urychlují na extrémní energie. Při jejich interakcích pak vznikají i neutrina. Víme, že na Zemi přilétají protony i těžší jádra kosmického záření i extrémních energií. Nabité kosmické záření se podařilo například Observatoří Pierra Augera detekovat s energií až stovky EeV (1eV = 10³ PeV = 10¹⁸ eV), podrobněji v přehledovém článku zde.

Předpokládá se, že k jeho urychlení dochází pomocí tzv. Fermiho mechanizmu, což je difuzní stochastické urychlení v magnetizovaném plazmatu s rázovou vlnou. K tomu je potřeba plazma, ve kterém se vytvoří rázová vlna a dostatečně intenzivní magnetické pole. Pro získání velmi vysoké energie potřebujeme velmi intenzivní magnetické pole, pak stačí menší tloušťky magnetizovaného plazmatu. Takovými objekty jsou například neutronové hvězdy. Další možnosti jsou větší objekty s nižšími intenzitami magnetických polí. Mezi ně patří aktivní jádra galaxií. Ještě nižší intenzity magnetického pole mají celé galaxie či kupy, které však mají řádově větší rozměry. Potenciální zdroje vysokoenergetického záření lze zobrazit v tzv. Hillasově diagramu, viz graf 1.

Graf 1) Hillasův diagram zobrazuje možné potenciální zdroje urychlení jader kosmického záření na velmi vysoké až extrémní energie pomocí Fermiho mechanismu. Intenzita magnetického pole pod uvedenými čarami nestačí pro daný rozměr objektu pro dosažení dané extrémní energie (100 EeV u protonu nebo u železa). Míra urychlení závisí i na rychlosti rázové vlny v plazmatu β.

Neutrina pak vznikají v interakcích těchto částic s extrémní energií. Je vidět, že existují částice kosmického záření s energiemi o tři řády vyšší, než je energie detekovaného neutrina. V principu tak taková neutrina mohou existovat. Obrovský problém je však jejich detekce.

Interakce a detekce neutrin s extrémně vysokou energií

Neutrina interagují pouze slabou interakcí a pravděpodobnost jejich interakce s hmotou je tak extrémně malá. O mnoho řádů menší, než je třeba pravděpodobnost detekce nabitých částic kosmického záření. Proto musí být detektory neutrin velmi velké. Při detekci kosmických neutrin s velmi vysokou energií narážíme ještě na další problém. Stejně jako u nabitých částic kosmického záření s extrémní energií, je jich jen velmi málo a jejich počet navíc klesá velmi rychle s energií. Detektory kosmických neutrin tak patří k těm největším zařízením. Ty s tou nejvyšší energií tak loví zařízení v moři nebo v antarktickém ledu.

Existují tři typy neutrin, jde o elektronové, mionové a tauonové neutrino, a odpovídající antineutrina. Pokud interagují tzv. nabitými proudy, tedy prostřednictvím nabitých W bosonů, produkují se odpovídající leptony, tedy elektron, mion a tauon. Každá z těchto částic interaguje jinak. Elektron vytváří tzv. elektromagnetickou spršku tvořenou elektrony a fotony gama, mion interaguje jen velmi málo a má velmi dlouhou dráhu, tauon se může rozpadat na hadrony ve zhruba 65 % případů, jde o pí mezony, které mohou vytvořit hadronovou spršku nebo se rozpadají za vzniku mionů či fotonů. Fotony mohou vytvořit elektromagnetickou spršku.

Při interakci tzv. neutrálními proudy prostřednictvím neutrálního Z⁰ bosonu se část energie předá jádru nebo elektronu. Opět se tak vytvoří spršky částic. V tomto případě však neutrino předává jen část energie.

Feynmanův diagram Glashowovy rezonance. Elektronové antineutrino s extrémně vysokou energií interaguje s elektronem v klidu a vzniká W- boson, který se následně přeměňuje na částice, které vytvářejí spršku.

Glashowova rezonance

Účinný průřez, který popisuje pravděpodobnost interakce neutrina, se může u elektronového antineutrina dramaticky, o mnoho řádů, zvýšit v oblasti energie tzv. Glashowovy rezonance. Ta je způsobena tím, že při srážce elektronového neutrina s elektronem v klidu je v těžišti energie potřebná k produkci bosonu slabé interakce W^-, který má klidovou energii okolo 80 GeV. Elektronové antineutrino musí mít energii 6,3 PeV. U této energie by se pravděpodobnost interakce elektronového antineutrina měla zvýšit o několik řádů.

Elektrony jsou sice i ve vesmírném prostoru, ale jejich hustota je extrémně malá. I při zvýšení pravděpodobnosti o několik řádů je pravděpodobnost interakce neutrina pořád extrémně malá. Glashowowa rezonance tak neovlivní počet elektronových antineutrin přicházejících na Zemi. Může však dramaticky zvýšit pravděpodobnost interakce v detektoru a pravděpodobnost detekce těchto antineutrin. Zároveň se při této interakci produkuje W^- boson, který má specifickou signaturu v detektoru. Problémem je, že přesnost našich znalostí účinných průřezů různých reakcí neutrin při takto vysokých energiích je omezená. Glashowova rezonance je relativně velmi úzká, takže její pozorovatelnost a vliv na pozorované spektrum neutrin silně závisí i na energetickém rozlišení detekční sestavy.

Právě detekční systémy pro extrémně energetická kosmická neutrina by tak mohly existenci Glashowovy rezonance, předpovězené Sheldonem Glashowem už v roce 1959, potvrdit a vidět pomocí ní kosmická neutrina v oblasti energií jinak nedostupné. Zároveň pomohou studovat účinné průřezy (pravděpodobností) různých reakcí různých typů neutrin a antineutrin, jejich změny s rostoucí energií a například i jejich vliv na pohlcení neutrin při průletu Zemí.

Optické moduly pro neutrinovou observatoř IceCube připravené k instalaci (zdroj IceCube)

Detektory extrémně energetických neutrin v Antarktidě a světových oceánech

Ve všech zmíněných případech interakcí neutrin vznikají nabité částice, dominantně elektrony, pozitrony a miony, které mají rychlosti větší, než je rychlost světla ve vodě nebo v ledu. Produkují tak při pohybu tímto materiálem Čerenkovovo záření v podobě modravého světla. Pokud jsou led a voda průhledné, lze toto světlo pomocí odpovídajících detekčních systémů pozorovat. Pravděpodobnost interakce neutrin je extrémně malá. Při velmi vysoké energii neutrin i vzniklých nabitých částic zároveň tyto proletí velmi dlouhou dráhu. Pro detekci neutrin a určení jejich energie tak potřebujeme obrovské objemy vody nebo ledu. Je tak potřeba najít místa, kde jsou takové objemy potřebných látek. Jednou z možností je Antarktida, která je pokryta ledem o tloušťce až několik kilometrů. Druhou jsou pak vhodná dostatečně hluboká moře nebo jezera.

Detekce se pak provádí pomocí fotonásobičů, které zachycují Čerenkovovo světlo produkované rychlými nabitými částicemi. Ty nemusí být příliš blízko sebe, protože dráha částic je značně dlouhá. Vytváří se tak jednotlivé linie ve svislém směru, kde jsou na laně v konstantní vzdálenosti umístěny velké fotonásobiče nebo skupiny fotonásobičů v optickém modulu. Ten musí obsahovat i elektroniku pro zpracování signálu a jeho odeslání kabelem do řídícího střediska V ledu Antarktidy se lana spouštějí do děr seshora. Ve vodě se ukotvují na dně a ve vodě se vznášejí, a to dostatečně hluboko pod hladinou.

Nad neutrinovým detektorem musí být dostatečně tlustá vrstva vody nebo ledu. Na zemský povrch dopadá velké množství částic kosmického záření, zejména mionů, které mohou pronikat i velmi hluboko pod povrch a vytváří nežádoucí pozadí. K jeho potlačení může kromě tlusté vrstvy materiálu přispět i určení směru neutrina a pozorování těch mionů, které přicházejí z nitra Země. Ty už musí být z interakce neutrina. Další možností jsou detektory kosmického záření na povrchu země nad detektorem, které identifikují spršky kosmického záření.

Zobrazení typického případu detekce neutrina s extrémní energií v detektoru IceCube (zdroj IceCube)

Detektor neutrin v ledu – IceCube v Antarktidě

Detekční systém fungující v současné době v Antarktidě se označuje jako IceCube a jeho současná podoba byla dokončena v roce 2010. Jeho předchůdcem byl menši detekční systém AMANDA. V ledu Antarktidy se roztopením ledu realizovaly díry, které sahají až do hloubky 2 450 m a mezi hloubkou 1 450 m až 2 450 m jsou na lanu s kabelem, které se do ní vložily, umístěny moduly s fotonásobičem. Po zamrznutí vody v díře moduly vidí Čerenkovovo světlo vznikající v ledu. Celkově tvoři detektor IceCube 86 lan a na nich je dohromady 5 160 optických modulů. Celkový objem detektoru je tak 1 km³.

Připravuje se projekt další generace tohoto detektoru, který by měl objem detektoru zvýšit na 8 km³. K současnému objemu detektoru bude přidáno dalších 120 lan a desetitisíce vylepšených optických modulů. Počet detekovaných neutrin by se měl zvýšit o řád. Na povrchu bude umístěn systém detektorů spršek kosmického záření. Ty umožní odlišit primární neutrina od neutrin vznikajících právě v těchto sprškách.

Optický modul experimentu KM3NeT (zdroj KM3NeT letter of Intent fo ARCA and ORCA).

Detektory v mořské a sladké vodě – KM3NeT, Baikal GDV a P-One

Druhou možnost, tedy vodu, využívá několik detekčních systémů. Ve Středozemním moři pracuje už zmíněný detekční systém KM3NeT (Cubic Kilometer Neutrino Telescope). Jde o pokračování projektu ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental RESearch project), který fungoval ve Středozemním roce od 2008 do roku 2022. V roce 2008 se u něj instalovalo dvanácté poslední vlákno. Celkově dvanáct ocelových lan osazených optickými moduly bylo instalováno 70 m od sebe v hloubce 2,5 km. Délka lan byla 350 m a na každém bylo 75 optických modulů.

Na základě zkušeností z fungování detekčního systému ANTARES se začala budovat velká detekční sestava s objemem krychlový kilometr. Ta se bude skládat ze tří částí. Dvě se označují jako KM3NeT/ARCA (Astroparticle Research with Cosmics in the Abyss) a jedna KM3NeT/ORCA (Oscillation Research with Cosmics in the Abyss). Části ARCA a ORCA mají jiné objemy a hustoty lan a modulů. Část ARCA je zaměřena na ty nejvyšší energie neutrin, kdy se vytváří ty nejdelší spršky, a ORCA na ty nižší energie, kdy jsou spršky méně vyvinuté a kratší. KM3NeT/ARCA sleduje celkově objem jednoho krychlového kilometru vody.

Optické moduly mají v tomto případě 31 fotonásobičů, tvar koule o průměru 40 cm a jsou umístěny na lanech. Sestava ORCA je instalována u pobřeží Francie v Toulon. První část sestavy ARCA je v blízkosti Portopalo di Capo Passero na Sicílie a druhá by se mě stavět u řeckého pobřeží v oblasti Pylos. Lokality byly vybrány s ohledem na dostatečnou hloubku a kvalitu, hlavně čistotu a průhlednost, vody.

Instalace lan s optickými moduly na mořské dno (zdroj KM3NeT)

Každá ze tří částí se skládá ze 115 lan ukotvených na mořské dně. Každé z nich nese 18 modulů. Sestava ARCA je umístěna v hloubce 3450 m, délka lan je 700 m a lana jsou od sebe vzdálena okolo 90 m. Moduly na laně jsou od sebe vzdáleny zhruba 40 m. Detekční systém je optimalizován na detekci neutrin s energií TeV (10¹² eV) až PeV (10¹⁵ eV).

Sestava ORCA je v hloubce 2475 m a délka lan u ní je 200 m. Jsou od sebe vzdálena okolo 20 m a optické moduly jsou od sebe na laně vzdáleny okolo 9 m. Tato část je zaměřena na neutrina s energií v rozsahu GeV (10⁹ eV).

Instalace na dvou místech byla zahájena v roce 2017. Zatím bylo instalováno 24 lan u sestavy ORCA a 33 lan u italské části sestavy ARCA. Tedy už více než 10 % detektorů pracuje.

Detektor neutrin s velmi vysokou energií pracuje i s využitím sladké vody. V Bajkalském jezeře funguje v současné době detekční systém Baikal-GVD (Gigaton Volume Detector). Ten se skládá z osmi lan a celkově 288 optických modulů. V principu sice pokrývá téměř 0,5 km³, ale jeho citlivost je mnohem nižší, než je tomu u IceCube a KM3NeT.

V přípravě jsou ještě dvě sestavy pro detekci neutrin s extrémní energií. Jde o P-ONE (Pacific Ocean Neutrino Experiment), který by měl být vybudován u kanadského pacifického pobřeží a čínská sestava TRIDENT (The tRopical DEep-sea Neutrino Telescope). Měly by mít objem několika krychlových kilometrů.

Graf 2) Přehled spekter mionových a elektronových neutrin naměřených detektorovými sestavami. Jde čistě o sekundární neutrina vznikající interakcí nabitých jader kosmického záření v atmosféře. Dostatečnou statistiku pro pozorování primárních kosmických neutrin se podařilo získat pro mionová neutrina až v nejnovější publikaci IceCube, viz graf 2 (zdroj Luigi Antonio Fusco, ANTARES: Journal of Physics, Conf. Ser. 2429 012027)

Dosavadní výsledky detekce neutrin s extrémní energií

Obrovskou výhodou studia neutrálních částic kosmického záření, jako jsou fotony gama a neutrina, oproti těm nabitým je, že na ně nepůsobí mezigalaktické a galaktické magnetické pole. Směrem svého příchodu tak nesou přímou informaci o poloze svého zdroje. U neutrin je pak ještě jedna obrovská výhoda. Interagují pouze slabě a jsou velmi málo pohlcovány vesmírným prostředím. Doletí k nám bez ovlivnění až z okraje pozorovaného vesmíru. Podrobněji je detekce neutrálních částic kosmického záření popsána v nedávném přehledové článku.

Primární neutrina kosmického záření jsou na velmi velkém pozadí neutrin vznikajících interakcí nabitého kosmického záření v zemské atmosféře. Jsou dvě možnosti, jak primární kosmická neutrina na pozadí sekundárních neutrin vznikajících v atmosféře identifikovat.

První vychází z toho, že je již velice dobře známé spektrum nabitého kosmického záření až po energie blízko tzv. GZK limitě, tedy energie o více než tři řády vyšší, než jsou pozorované maximální energie kosmických neutrin (podrobněji už zmíněný článek). Lze tak poměrně přesně předpovědět spektrum neutrin produkovaných tímto nabitým kosmickým zářením v atmosféře. Toto pozadí tvořené neutriny ze sekundárního kosmického záření dominuje až po energie 0,1 PeV (1PeV = 10⁶ GeV = 10¹⁵ eV). Jeho spektrum se měřilo u všech zmíněných detektorů (viz graf 2). Pro dostatečně vysoké energie začínají primární kosmická neutrina dominovat nad těmi z pozadí a můžeme je přímo pozorovat. První neutrinový detektor, kterému se to podařilo, byl IceCube. A to u mionových neutrin, které se díky dlouhé charakteristické dráze daří dobře identifikovat (viz graf 3). Je vidět, že v oblasti energií od 0,1 do 1 PeV je jasný přebytek neutrin oproti předpovědí počtu neutrin ze sekundárního kosmického záření. Příspěvek primárních kosmických neutrin začíná být jasně pozorovatelný.

Graf 3) 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)

Druhá možnost plyne právě z toho, že směr příletu neutrina přesně definuje polohu zdroje. Pokud je ze směru potenciálního zdroje vysokoenergetických částic vidět přebytek neutrin nebo zachytíme neutrina ve stejné době a ze stejného směru, kde například pozorujeme záblesk gama nebo jiné časově proměnné vysokoenergetické procesy, mělo by jít o primární kosmická neutrina. V již zmíněném přehledovém článku byly zmíněny některé potenciální korelace mezi detekcemi gama záření a neutrin. Zatím však nemáme jasný důkaz o souvislosti jejich zdrojů.

Detekční sestava využívající led v Antarktidě již pozoruje primární neutrina kosmického záření (zdroj IceCube).

Neutrino s energií v oblasti Glashowovy rezonance

Dne 8. prosince 2016 detekovala neutrinová observatoř IceCube případ, jehož charakteristiky odpovídaly popisovanému vzniku a rozpadu W^- bosonu, které se dají vysvětlit interakcí elektronového antineutrina přes Glashowovou rezonanci s odpovídající energií. Ta byla určena na hodnotu 6,05 ± 0,72 PeV. Analýza tohoto případu byla publikována teprve v březnu roku 2021. Toto zpoždění je dáno vysokou náročností analýzy.

Energie je blízko hranice spektra pozorovaných mionových neutrin. Je tak vidět, že detektor je schopen pozorovat neutrina s energií v oblasti Glashowovy rezonance. Zároveň se, i díky stále efektivnějšímu využití umělé inteligence, daří odlišovat různé typy interakcí neutrin a tím i identifikovat, o který typ neutrina či antineutrina v daném případě jde. V budoucnu by se tak mohl studovat rozdíl mezi detekcí elektronového antineutrina a těch ostatních, realizovat potvrzení existence Glashowovy rezonance a prostudovat její průběh. Dokončení plánovaných velkých neutrinových detektorů a dostatečná doba jejich provozu by to mohla umožnit.

Detekce elektronového antineutrina interagujícho přes Glashowovu rezonanci: a) Schematicky zakreslený průlet rychlých mionů, jimi produkované Čerenkovovo záření je označeno oranžově, to přiletí dříve než modře označené Čerenkovovo světlo z elektromagnetické komponenty hadronové spršky b) Zasažené optické moduly, velikost kroužku ukazuje intensitu a barva čas příchodu, c,d) Časové rozložení signálu ze dvou nejbližších optických modulů na laně 67, první dorazilo Čerenkovovo světlo z mionů (zdroj: IceCube collaboration: Nature 591(2021)224)

Případ detekce neutrina s extrémní energií KM3-230213A

Nyní se podrobněji podívejme na detekci extrémně energetického neutrina detektorem KM3NeT. V daném případě šlo o sestavu KM4NeT/ARCA, která je na tyto extrémní energie zaměřena. Detekce extrémně energetického mionu proběhla 13. února 2023 v 01:16:47 UTC. V té době v této části pracovalo 21 lan s moduly. Rekonstruovaný směr byl pouze 0,6 stupňů nad horizontem. Energie mionu byla určena na hodnotu 120 PeV s nejistotami + 110 PeV a -60 PeV. Extrémní energie mionu i jeho téměř horizontální dráha ukazuje, že v blízkosti detektoru interagovalo mionové neutrino s energií odhadnutou na 220 PeV. Jde tak o neutrino s dosud nejvyšší zaznamenanou energií.

Problém osamělého jediného pozorování částice s extrémními vlastnostmi (energií) naráží na zásadní problém. Vždy je jistá pravděpodobnost falešné interpretace. Pokud se tak takových případů nezachytí více, nejlépe i jinými detekčními systémy, budou vždy pochybnosti o daném pozorování. V nejbližších letech však dokončení sestavy KM3NeT, dlouhodobá práce a vylepšování IceCube i výstavba nových zařízení P-ONE a TRIDENT dávají šanci tuto otázku vyřešit. Podívejme se tak, co nám může pozorování neutrina s takto extrémní energií říci.

Pohled na případ detekce neutrina s extrémní energií detektorem KM3NeT: a) Pohled z boku a shora, b) zvětšená oblast s optickými moduly v nejvíce zasažené části detektoru. Velikost kolečka u modulu naznačuje intenzitu zachyceného Čerenkovova světla a barva čas příchodu světla vůči první jeho detekci v detektoru. Eiffelova věž je ukázána pro pochopení rozměru, její výška je 312 m (zdroj Spolupráce KM3NeT: Nature 638(2025)376).

Jde o mionové neutrino. Z pozorování IceCube (graf 3) je vidět, že tento detektor má v současné době energetické maximum pro pozorování primárních kosmických neutrin okolo jednotek PeV. A pozorované spektrum primárních kosmických neutrin exponenciálně klesá. Neutrino s extrémní energií pozorované zařízením KM3NeT/ARCA má energii téměř o dva řády vyšší. Účinnost zatím nedokončeného detekčního systému je nižší než u IceCube. Je tak jasné, že pozorované neutrino s extrémní energií nepatří ke zdroji neutrin pozorovaných ve spektru z IceCube. Musí to být něco úplně jiného.

Musí tak jít o úplně nový vesmírný zdroj kosmických neutrin s extrémní energií. Další možností je, že jde o kosmogenní neutrina, kterým se také říká GZK neutrina. Ta vznikají v interakci nabitých jader kosmického záření s extrémní energií s fotony reliktního mikrovlnného záření. Tato interakce vzniká pro energii, kdy je ve srážce protonu s fotonem reliktního záření v těžišti dostatek energie pro produkci mezonu. Vzniklý mezon má čistě z kinematických důvodů také extrémní energii. V rozpadu nabitých mezonů vznikají i neutrina, která také mají extrémní energií. Ta by mohla vznikat v takovém množství, že by mohla vytvořit nadbytek reprezentovaný neutrinem detekovaným neutrinovou observatoří KM3NeT. Stejně tak by mohl vznikat i přebytek fotonů gama s extrémní energií, které by byly produkovány v rozpadu neutrálních mezonů. Kandidáti na kosmické fotony gama s nejvyšší energii byly pozorovány observatoří LHAASO. Je jich zatím jen několik málo a jejich energie je mezi 1 až 2,5 PeV. Podrobněji v již zmíněném článku.

Připomeňme, že ve spektru nabitého kosmického záření pozorujeme prudký pád jeho intenzity u energie okolo 100 EeV (1EeV = 10³ PeV = 10¹⁸ eV), která je v oblasti předpokládané GZK (Greisen-Zatsepin-Kuzmin) limity. Kosmické záření s energií větší, než je tato limita, nemůže proletět vzdálenost větší, než je určitá hodnota (okolo 160 milionů světelných let), bez interakce s fotonem reliktního záření, produkce pí mezonu a ztrátě energie. Vzhledem k tomu, že dominantní část kosmického záření extrémních energií vzniká v kosmologických vzdálenostech, pozorujeme prudký propad jeho intenzity právě pro energie překračující 10²⁰ eV. Pozorování GZK neutrin by mohlo být dalším potvrzení existence této GZK limity a umožnilo by nám nepřímo studovat vlastnosti nabitého kosmického záření s energií překračující GZK limitu.

Vizualizace simulovaného případu detekce neutrina v observatoři KM3NeT (zdroj KM3NeT)

Závěr

Vesmírná neutrina s vysokými energiemi vznikají ve srážkách urychlených vysokoenergetických částic s jádry, úplně stejným způsobem, jakým se získávají vysokoenergetická neutrina uměle na urychlovačích. Ovšem na přírodní procesy zatím pořád nemáme. Náš největší urychlovač LHC v principu dokáže produkovat neutrina s maximální energií okolo TeV (10³ GeV = 10¹² eV), ovšem s extrémně malou intenzitou. Intenzivní toky neutrin, které se vytvářejí například pomocí urychlovačů v laboratořích CERN (Evropa), Fermilab (USA) nebo KEK (Japonsko), lze získat pro maximální energie v řádu desítek GeV (1GeV = 10⁹ eV).

Energie extrémního neutrina detekovaného observatoří KM3NeT byla o pět řádů větší, než je energie neutrin dosažitelných na urychlovači LHC a o sedm řádů větší, než jsou maximální energie intenzivních zdrojů neutrin v našich laboratořích. Je třeba si uvědomit, že energie tohoto neutrina je již makroskopická, jde o 0,03 J. To je přibližně trojnásobek energie, kterou má gramové závaží při dopadu na podlahu z jednoho metru. To, že můžeme detekovat takové neutrino na Zemi, ukazuje na existenci extrémních jejich toků v některých vesmírných vysokoenergetických procesech, ať už jde o aktivní jádra galaxií nebo jiné potenciální objekty.

Detekční sestavy, které se nyní spouštějí a budují, by nám měly umožnit studovat vesmírná neutrina s energiemi v oblasti jednotek až stovek PeV (1PeV = 10¹⁵ eV). Umožní to identifikovat a studovat jejich zdroje, ve kterých by měly probíhat extrémně energetické procesy. Zároveň bude možné potvrdit a studovat existenci takových procesů, jako je GZK limita či Glashowova rezonance. Poznáme vlastnosti neutrin s extrémními energiemi, které ještě mnoho let, a spíše desetiletí i staletí nebudou v pozemských laboratořích dostupné.

Přehled zdrojů a možností detekce neutrin je v dřívějším cyklu článků z roku 2010. Zde pochopitelně došlo v minulých letech k pokroku, ale principy zůstávají stejné. První článek je o historii objevu a vlastnostech, druhý o jejich produkci, třetí o detekci a čtvrtý o oscilacích.

Neutrina vznikají i při fúzních reakcích uvnitř hvězd, i našeho Slunce, a nesou informaci o jeho nitru. Více v přednášce pro Kosmologickou sekci ČAS o kosmologických novinkách v roce 2020:

.

Video: Ukázka připojení detekčních jednotek KM3NeT k podvodnímu řídicímu boxu: