Как физики топят стеклянные шары в Байкале, чтобы найти астрофизические нейтрино
Каждый год в конце зимы физики выходят на байкальский лед, чтобы отправить под воду очередную порцию стеклянных шаров — оптических модулей. Так растет нейтринный телескоп Baikal-GVD, который начал собирать данные еще пять лет назад. Но в этом году он вплотную приблизится к своему главному конкуренту (и партнеру) — антарктической установке IceCube. Рассказываем, почему ученым понадобилось бурить лед и погружаться под воду, чтобы понять, кто обстреливает Землю частицами сверхвысоких энергий.
Вечером 15 октября 1991 года, когда на военном полигоне Дагвэй в пустыне на западе штата Юта сгустились сумерки, аспирант Стивен Мэнчжи Ло, как обычно, включил компьютеры «Глаза мухи», или, если официально, Детектора космических лучей высокого разрешения «Глаз мухи II» университета Юты.
Больше всего это устройство было похоже на скопище нескольких десятков гигантских консервных банок со сферическими зеркалами на дне. Они окружали вагончики, где собственно и стояли компьютеры Ло. Каждая из банок «смотрела» на свой участок неба, а фотоумножители в фокусе их зеркал ловили слабые флуоресцентные вспышки в небе, которые возникают при взаимодействии космических частиц с атомами азота в атмосфере.
Днем детекторы были бесполезны — вспышки не видны в сиянии солнца, и «банки» стояли детекторами к земле, а вечером Ло и его коллеги поворачивали их к небу. И этой октябрьской ночью «Глаз мухи» увидел следы космической частицы, которой позже дали собственное имя: Oh-My-God (видимо, потому что более емкое «Wow!» на тот момент уже было занято). Ее энергия в десятки миллионов раз превышала энергию частиц на тогда еще не построенном Большом адронном коллайдере.
Строго говоря, физики узнали об этом событии только следующим летом, во время обработки данных, а потом у них ушел еще примерно год, чтобы убедиться: это не ошибка измерений, не сбой аппаратуры, это действительно произошло. Дело в том, что «Глаз», как и многие другие подобные устройства, не видит сами космические частицы, а только атмосферные ливни — потоки вторичных частиц, которые рождаются при вторжении «гостей из космоса» в воздушную оболочку. По параметрам ливней ученые восстанавливают исходные свойства возмутителя спокойствия. Поэтому у нашего «героя» есть собственное имя, но природу его мы не знаем — частицей Oh-My-God мог быть протон, могло быть тяжелое ядро. Но не это заставляло физиков из Юты перепроверять данные.
Такой частицы, по тогдашним представлениям, не могло быть: еще в 1966 году Георгий Зацепин, Вадим Кузьмин и Кеннет Грайзен (Kenneth Greisen) установили предел энергии, превысить который космическая частица не может. Этот лимит, названный по первым буквам их фамилий — предел GZK, стоит на уровне примерно в 50 эксаэлектронвольт, что в десять раз ниже энергии частицы Oh-My-God — 320 эксаэлектронвольт (если быть точным, (3,2±0,9)×1020 электронвольт). Каждая частица, путешествуя по Вселенной, взаимодействует с другими частицами, например, с фотонами реликтового излучения, теряет энергию, распадается, порождая другие частицы, и в конечном счете энергия тех частиц, которые мы видим, должна быть ниже предела GZK.
Однако космические лучи сверхвысоких энергий ученые наблюдали — частица Oh-My-God остается рекордсменом, но она была далеко не единственной, превысившей предел. Астрофизики пришли к выводу, что такие сверхэнергичные частицы должны рождаться где-то по соседству с нами — в радиусе примерно 50 мегапарсек, на таком расстоянии, где фотоны реликтового излучения не успеют «обрезать» их энергии до уровня GZK. Это означает, что где-то в нашем сверхскоплении галактик работают природные ускорители частиц, в десятки миллионов раз мощнее, чем те, что строим мы. Но как понять, где они находятся и как они устроены?
Сами частицы космических лучей нам в этом не помогут, даже если мы научимся измерять их параметры очень точно или отслеживать не атмосферные ливни, а их самих, вынеся детекторы на орбиту (на самом деле это уже делается: например, на МКС работает детектор AMS-02).
«Космические лучи — это, в основном, протоны и ионы. Это заряженные частицы, они отклоняются в галактических и межгалактических магнитных полях, — объясняет N+1 Валерий Рубаков из Института ядерных исследований РАН. — Поэтому мы не можем определить, откуда они прилетают, не можем определить их источник. Единственный вариант — отслеживать нейтральные частицы, которые летят по прямой, не замечают магнитные поля, не поглощаются межзвездной пылью и газом. Это нейтрино».
На то, чтобы просто обнаружить нейтрино, у физиков ушло 26 лет. В 1930 году Вольфганг Паули предположил, что энергетический баланс при β-распаде атомных ядер не сходится из-за некоей очень легкой нейтральной частицы, которая уносит часть энергии, и лишь в 1956 году Фредерик Райнес и Клайд Коуэн смогли обнаружить ее экспериментально — c помощью емкостей с 200 литрами раствора хлорида кадмия и фотоумножителей, расположенных по соседству с атомным реактором в Южной Каролине.
В такой задержке нет ничего необычного: нейтрино очень редко, почти никогда не взаимодействуют с материей. Райнес и Коуэн смогли засечь их потому что «подставили» свой детектор, под экстремально мощный поток нейтрино, который генерировал реактор — 5×1013 частиц пролетало в секунду сквозь один квадратный сантиметр.
Если быть точным, сечение взаимодействия нейтрино с материей крайне мало: вплоть до 10-20 барн, в зависимости от их энергии. Это значит, что если через кубический метр вашего детектора из свинца будет пролетать миллиард нейтрино в секунду (пока вы читаете это предложение, сквозь вас пролетает примерно в 10 тысяч раз больше), то единственного случая взаимодействия нейтрино с атомами придется ждать около года.
Физики начали разменивать время на объем: чем больше объем детектора, тем чаще в нем можно увидеть события. Современные нейтринные детекторы — это гигантские цистерны глубоко под землей, заполненные сотнями и тысячами тонн сцинтиляционной жидкости, за которой внимательно наблюдают фотодетекторы — они должны засечь вспышки, которые и свидетельствуют о появлении нейтрино. Но даже и такие детекторы не слишком впечатляли производительностью, скажем японский подземный детектор Super-Kamiokande, содержащий 50 тысяч тонн очищенной воды, за год регистрирует 8 атмосферных нейтрино.
Но и это была только половина проблемы. Нейтрино рождаются постоянно и везде: в атмосфере, в атомных реакторах, в ядерных реакциях в недрах Земли, приходят от Солнца и от вспышек сверхновых. Даже обнаружение солнечных нейтрино было крайне непростой задачей — за ее решение в 2002 году была присуждена Нобелевская премия по физике. Как набрать такое количество нейтринных событий, чтобы на этом фоне стали заметны те самые, нужные нам нейтрино, источником которых являются космические сверхускорители, результат работы которых увидел «Глаз мухи»? Решением были лед и вода.
«Эту идею впервые сформулировал и высказал в 1960 году академик Моисей Марков. Выступая на Рочестерской конференции в США, он предложил: так как нам требуются гигантские по размерам детекторы, давайте попробуем их разместить в естественных водоемах. Речь шла об океанах и подземных озерах, чтобы не мешал фон», — сказал N+1 научный руководитель Байкальского нейтринного проекта Григорий Домогацкий, сотрудник ИЯИ РАН.
Суть идеи состояла в том, что релятивистские мюоны и другие заряженные частицы, рожденные при взаимодействии нейтрино с материей в толще Земли, при прохождении сквозь воду испускают черенковское излучение в случае, если их скорость больше скорости света в воде. Это излучение, по предположению Маркова, можно было бы зарегистрировать с помощью фотодетекторов в толще воды.
Марков также привел предсказания темпа регистрации космических нейтрино для такого детектора с площадью в 1000 квадратных метров, которые хоть и оказались на порядок меньше, чем для экспериментов с нейтрино из потоков заряженных частиц на ускорителях, но лежали в разумных пределах между одним нейтрино в день и одним нейтрино в месяц.
Первая попытка осуществить идею Маркова закончилась провалом из-за политических и технических сложностей, хотя если история пошла бы иначе, то российские и американские физики сидели бы сейчас не на льду Байкала и Антарктиды, а где-нибудь на гавайском пляже. Именно в океане у берегов Гавайских островов было решено построить первый по-настоящему большой нейтринный телескоп: установка DUMAND (Deep Underwater Muon And Neutrino Detector) в первоначальном варианте должна была иметь эффективный объем (то есть объем, в котором она была способна видеть вспышки) 1,26 кубического километра и состоять из 22,6 тысячи оптических модулей-фотодетекторов.
Американские и советские ученые начиная с середины 1970-х годов обсуждали разные варианты установки. Предлагались конструкции, «заточенные» для слежения за нейтрино от вспышек сверхновых, за атмосферными нейтрино высоких энергий и внеземными нейтрино высоких энергий. В итоге было принято решение построить телескоп, ориентированный на последние две задачи. DUMAND должен был фиксировать черенковское излучение от мюонов, летящих вверх, с океанского дна. Это гарантировало, что его породило именно нейтрино высоких энергий — никакая другая частица не в состоянии пролететь сквозь всю планету.
Планы создать гигантскую установку порождали оптимистические ожидания. Например, New Scientist в июле 1976 года писал, что DUMAND может обнаружить следы галактик, состоящих из антиматерии.
В 1980 году проекту пришлось пережить принудительный развод с советскими коллегами. «Начался Афганистан, и после этого наше участие в гавайском проекте DUMAND кончилось. Американцы продолжали его сами», — говорит Домогацкий.
«Прекращение связей с русскими было обставлено элегантно и со вкусом, — вспоминает один из лидеров проекта DUMAND Артур Робертс. — Нам конфиденциально сообщили, что хотя мы конечно абсолютно свободны выбирать тех коллабораторов, которые нам нравятся, но если в их числе случайно окажутся русские, то так случится, что для проекта не окажется доступного финансирования».
Затем начались многочисленные и многообразные технические и финансовые сложности, и проект начал быстро съеживаться. От объема в почти полтора кубических километра и более 20 тысяч детекторов в 1980 году осталось 0,6 кубического километра, а в 1988 году все это сузилось до проекта DUMAND-II с эффективным объемом 0,002 кубического километра и 216 детекторами.
Но и эта минимальная версия не «взлетела». В 1993 году первая из девяти гирлянд с оптическими модулями была опущена в океан, но проработала недолго: часть фотоумножителей оказались негерметичными и протекли, а связь с установкой была потеряна. Ученые планировали повторить попытку, но в 1995 году проект был закрыт. Но к этому моменту идея Маркова дала плоды уже совсем в других местах: на Байкале, в Средиземном море и в Антарктиде.
Возможно, принудительное отлучение советских физиков от проекта DUMAND пошло, в конечном счете, на пользу советской науке. Уже в 1980 году академик Александр Чудаков предложил использовать для размещения «русского Дюманда» озеро Байкал. Преимущества этого выбора были очевидны: большая глубина озера уже недалеко от берега позволяла установить детектор достаточно далеко от поверхности и уместить в нем длинные гирлянды фотодетекторов, а уникальная прозрачность воды способствовала точной регистрации черенковского излучения и определения направления исходной частицы.
Кроме того, на большой глубине в течение года вода в Байкале практически не меняет температуру, а значит сохраняет свои оптические свойства, что позволяет избежать излишне частых калибровок детектора, в ней нет радиоактивного калия-40, который создает дополнительный «шум». Наконец, зимой Байкал покрывается льдом, который в течение двух месяцев достаточно толст для проведения на нем работ по установке детектора, что в разы проще и удобнее спуска аппаратуры с плавучей платформы.
В 1981 году в южной части Байкала начались первые эксперименты с установкой детекторов на базе фотоумножителей на глубине около 1,3 километра, которые шли под руководством Григория Домогацкого. Ученые испытывали разные типы фотодетекторов, разные способы размещения, проверяли, какие задачи они могут решать.
В 1984 году была установлена первая стационарная установка, название которой довольно точно описывало ее конструкцию: «Гирлянда-84» — «нить» на которой находились 12 фотоумножителей, данные с нее использовали, в частности, для поиска гипотетических магнитных монополей. Через два года под воду была спущена новая версия — «Гирлянда-86». Эксперименты шли не всегда гладко, «Гирлянда-84» утонула через 50 дней сбора данных из-за протечки в поплавке, который держал всю конструкцию, ученые постоянно боролись с утечками и замыканиями.
Наконец, в 1993 году на Байкале начали строить полноценный научный инструмент — нейтринный телескоп НТ-200, который должен был состоять из шести «гирлянд» и содержать 200 оптических модулей. В 1996 году было установлено четыре гирлянды, и эта незаконченная версия, получившая обозначение НТ-96, стала первым в истории работающим подводным нейтринным телескопом, с его помощью ученые зафиксировали первые нейтринные события. Идея Маркова, высказанная за 36 лет до этого, реализовалась.
Еще до отказа от DUMAND американские физики начали обдумывать идею использовать вместо толщи озерной или океанской воды антарктический лед. Он прозрачен (хотя и рассеивает свет сильнее, чем вода), а значит если пробурить в нем скважины и поместить «гирлянды» с фотодетекторами, то с их помощью тоже можно будут увидеть черенковское излучение от заряженных частиц, летящих сквозь толщу льда.
У льда в качестве «рабочего тела» для нейтринного телескопа были свои преимущества — в нем нет калия-40 и биолюминсценции от многочисленных живых организмов, поэтому «световой шум» в нем в разы ниже, чем в океане. Географическое положение — в районе южного полюса — уникально, и позволяет хорошо дополнить другие нейтринные телескопы, расположенные в северном полушарии. Наконец для бурения скважин во льду уже была хорошо проработанная технология — с помощью горячей воды под давлением.
Так был запущен проект нейтринного телескопа AMANDA (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array), предтеча знаменитого IceCube. Первые эксперименты с детекторами черенковского излучения во льду участники проекта начали проводить еще в 1990 году на противоположном конце Земли — в Гренландии. В 1993 году они прибыли в Антарктиду, где пробурили первые скважины глубиной 1000 метров, куда опустили четыре «гирлянды» на каждой из которых было по 30 оптических модулей. Когда вода в скважинах примерно через 40 часов снова замерзла, в числе «выживших» осталось 73 модуля из 80, но все они работали без проблем в течение двух следующих лет.
К окончанию строительства в 2000 году установка состояла из 19 гирлянд, состоящих в сумме из 677 оптических модулей на глубине от 1500 до 1900 метров. Таким образом, AMANDA присоединилась к НТ-200 в качестве работающего нейтринного детектора, способного участвовать в составлении небесной карты источников нейтрино. Эффективного объема детектора, однако, все еще не хватало для регистрации астрофизических нейтрино сверхвысоких энергий, поэтому позже на базе AMANDA был построен значительно более масштабный телескоп IceCube.
Его по праву можно назвать главной нейтринной обсерваторией. Строительство этой установки продолжалось с 2005 по 2010 годы, и сейчас она состоит из 86 гирлянд по 60 фотодетекторов на каждой. IceCube стал первым нейтринным телескопом, которой достиг эффективного объема рабочего тела в один кубический километр, что позволило ему уже к 2013 году зарегистрировать 28 нейтрино из-за пределов Солнечной системы. На сегодняшний день число таких высокоэнергетических астрофизических нейтрино приближается к сотне, причем 3 из них обладали энергией больше одного петаэлектронвольта.
Кроме того, буквально три дня назад IceCube опубликовал результаты поиска нейтрино сверхвысоких энергий с 2012 до 2017 годы: нейтринному телескопу удалось зарегистрировать событие с видимой энергией в 6,05 ± 0,72 петаэлектронвольта, которое интересно не только с точки зрения поиска источников нейтрино столь высоких энергий, но и как исследование резонанса Глэшоу — важного следствия Стандартной модели. Таким образом, IceCube фактически первым сделал возможной нейтринную астрофизику. Более подробно об этом гигантском нейтринном инструменте и его результатах можно прочитать в нашем материале «Ледяное нейтрино».
В северном полушарии все выглядело несколько скромнее. Помимо НТ-200 здесь была построена установка ANTARES — аналог DUMAND, расположенный в Средиземном море недалеко от Тулона. Детектор состоит из 12 гирлянд с 75 фотодетекторами на каждой, сами гирлянды расположены на расстоянии 70 метров друг от друга на глубине 2,5 километров. Разработка этого проекта началась в 2000 году, в ходе которой были учтены ошибки DUMAND, а строительство было завершено в 2008 году.
ANTARES способен регистрировать нейтрино в энергетическом диапазоне от 10 гигаэлектронвольт до 100 тераэлектронвольт, и в настоящий момент является самым большим нейтринным телескопом в северном полушарии, который непрерывно регистрирует события и публикует результаты. Однако в ходе обработки данных за 6 лет работы детектора ученые не нашли ожидаемого источника высокоэнергетических нейтрино в галактическом центре.
К слову, местоположение детектора в данном случае действительно важно: в силу конструкции детекторов и особенностей прохождения нейтрино сквозь вещество подводные и подледные нейтринные телескопы лучше видят те нейтрино, что летят снизу, а значит для особо точных наблюдений им доступна лишь часть небесного свода, и они вынуждены дополнять данные друг друга.
IceCube нужен напарник в северном полушарии — только так астрофизики смогут увидеть все нейтринное небо одинаково отчетливо. На эту роль претендует наследник НТ-200, телескоп Baikal-GVD (Gigaton Volume Detector). Эта установка, как понятно из ее названия, в будущем должна сравняться с IceCube и достичь объема в один кубический километр.
Выбор этой конечной точки, похоже, обусловлен успехом IceCube в регистрации астрофизических нейтрино: возможно, именно такого объема рабочего вещества достаточно, чтобы скомпенсировать слабое сечение взаимодействие нейтрино с материей. К этой же цели стремится и еще одна коллаборация — KM3NeT в Средиземном море, но сейчас на детекторе ARCA в ее составе установлено лишь 6 гирлянд из запланированных 230.
Байкальский телескоп начали строить раньше: первый кластер из шести гирлянд (всего 192 оптических модуля) начал работать в апреле 2015 года.
С тех пор каждый год с февраля по апрель физики из ИЯИ РАН совместно с коллегами из дубненского Объединенного института ядерных исследований устанавливают новые кластеры. Сам телескоп располагается на расстоянии 3,6 километра от берега и достигает глубины в 1366 метров. Каждый кластер установки включает в себя 8 гирлянд длиной 525 метров с 36 оптическими модулями на каждой, регистрирующими черенковское излучение. Расстояние между гирляндами — 70 метров, а между фотодетекторами на гирлянде — 15 метров.
Такое устройство телескопа позволяет эффективно регистрировать излучение в байкальской воде, где дистанция поглощения света достигает 22 метров, а рассеяния — между 30 и 50 метрами. Каждый оптический модуль включает в себя фотоэлектронный умножитель, который способен регистрировать даже одиночные фотоны, а также блок высокого напряжения, светодиод для калибровки, акселерометр и даже компас. Вся электроника помещена в прозрачную стеклянную сферу, которая способна выдержать давление в 150 атмосфер.
Каждый такой кластер обладает эффективным объемом в 0,05 кубического километра — это означает, что в этом объеме он может зарегистрировать нейтрино с энергией более 100 тераэлектронвольт.
К лету 2020 года Baikal-GVD состоял из 7 кластеров (это 2016 оптических модулей) и достиг эффективного объема в 0,35 кубического километра, что уже сделало его самым большим нейтринным телескопом в северном полушарии. В этом апреле на дно Байкала должен опуститься восьмой кластер, и если все пойдет по плану, то эффективный объем телескопа достигнет 0,4 кубического километра.
Как ни странно это звучит, в этот момент Baikal-GVD в некоторых отношениях сравняется с IceCube.
Дело в том, что эффективный объем может меняться в зависимости от типа событий, которые фиксирует телескоп. Два самых важных типа событий для нейтринной астрофизики — это каскадные и мюонные события.
Если мюонное нейтрино провзаимодействует с материей на подлете к детектору, то родится мюон. Эта частица обладает высокой проникающей способностью и практически не рассеиваются, поэтому детектор может точно определить, откуда прилетел исходный нейтрино. С другой стороны, такая особенность мюонов затрудняет измерение энергии. В случае каскадных событий, напротив, при столкновении нейтрино с материей рождаются электроны и другие заряженные частицы, которые быстро рассеиваются в среде и успевают излучить больше энергии. То есть для таких каскадных нейтрино сложнее определить их источник, но проще вычислить их исходную энергию.
«Но мюонных событий небольшая доля, что-то около четверти от всех нейтринных событий, которые регистрируем мы или IceCube. Нужно понимать, что примерно три четверти, две трети этих событий, это когда рождаются не мюоны, а ливень заряженных частиц», — объясняет Домогацкий.
Несмотря на кубический километр номинального объема, для наблюдения каскадных событий IceCube может использовать лишь 0,4 кубического километра льда. Причина этому — слой пыли, залегающий в антарктическом льду на глубине между 1970 и 2100 метров, сформировавшийся приблизительно 65 тысяч лет назад. Пыль в этой области и затрудняет распространение черенковского излучения. Таким образом Baikal-GVD сможет приблизиться к эффективности IceCube в детектировании таких каскадных событий. Увеличение же детектора позволит приблизить к характеристикам IceCube и чувствительность в регистрации мюонов, которые также могут родиться при взаимодействии нейтрино с веществом.
Помимо этого, у Baikal-GVD есть еще одно фундаментальное преимущество в сравнении с IceCube — меньшее угловое разрешение. Дело в том, что лед рассеивает свет существенно сильнее, чем вода. Из-за этого для большинства астрофизических нейтрино, которые зарегистрировал IceCube, угловое разрешение очень большое — вплоть до 15 градусов, а значит по таким событиям невозможно точно восстановить местоположение источника астрофизических нейтрино. У Baikal-GVD, напротив, ожидается более высокое угловое разрешение в 2-3 градуса, характерное для подводных нейтринных телескопов.
«Представьте себе, что источник нейтрино находится в области размером примерно с созвездие Большой Медведицы, как найти в такой огромной зоне точечный источник? Это и есть те 15 градусов, разброс, который дает IceCube. Два-три градуса в этом смысле выглядит намного более оптимистично», — говорит N+1 Сергей Троицкий из Института ядерных исследований РАН.
Нейтринный телескоп Baikal-GVD еще не достроен, но это не значит, что он не работает. Уже с 2016 года ученые собирают и обрабатывает данные, полученные на уже установленных кластерах.
Григорий Домогацкий сообщил N+1, что сейчас у ученых есть уже 12 событий-кандидатов, то есть регистраций нейтрино астрофизического происхождения.
«Главная проблема в решении этой задачи: избавиться от фона. Земля, Солнце, сверхновые — источники нейтрино низких энергий, до 100 мегаэлектронвольт. Нейтрино с энергиями в десятки, сотни гигаэлектронвольт рождаются в большом количестве в атмосфере Земли под действием потока заряженных частиц, которые порождают пи-мезоны, а те, распадаясь, порождают нейтрино. И только в самом хвосте спектра этих энергий — на уровне тераэлектронвольт и десятков тераэлектронвольт — нейтрино астрофизического происхождения, которые интересуют нас. Именно поэтому нам нужны детекторы размером в кубические километры, только с их помощью мы можем вычленить их из фона», — говорит Домогацкий.
По его словам, зарегистрированные высокоэнергетические события связаны с нейтрино с энергиями до сотни тераэлектронвольт.
«Сколько из них будет нейтринных, надо будет еще раз пересчитать, и к весне мы скажем, какое количество из них мы уверенно считаем нейтринными. Предварительные расчеты показывают, что пять — нейтринные, остальное — это фон космических лучей», — объясняет Домогацкий.
IceCube в этом отношении пока далеко впереди, на данный момент он зарегистрировал около 70 астрофизических нейтрино, в том числе два события с энергиями 1 и 1,2 петаэлектронвольта, и еще одно которое имеет энергию около 6 петаэлектронвольт.
Возможно эти данные, вместе с данными Байкала и KM3Net помогут найти сверхмощные космические ускорители.
Нельзя сказать, что у ученых нет версий, кто может играть эту роль.
Ранее физики связали нейтрино сверхвысоких энергий, зарегистрированное IceCube, с источником — блазаром TXS 0506+056, одним из типов активного ядра галактики, где в качестве источника энергии «работает» сверхмассивная черная дыра. В другой работе Сергей Троицкий и его коллеги связали астрофизические нейтрино, зарегистрированные IceCube, c излучающими ядрами квазаров, джеты которых в момент излучения были направлены в сторону Земли.
«Мы думаем, что нейтрино сверхвысоких энергий рождаются где-то в основании джетов квазаров, где-то в районе центральных парсеков. Если эти джеты нацелены прямо нам в глаз, мы их видим», — говорит Троицкий.
Если удастся однозначно доказать, что сверхмощными ускорителями работают именно джеты активных ядер галактик, мы сможем еще на шаг приблизиться к пониманию того, как работает их центральная машина, сверхмассивная черная дыра.
Троицкий полагает, что возможно в этом может помочь Телескоп горизонта событий — если он увидит какую-то вспышку в активном ядре галактики, и с ней получится сопоставить приход нейтрино.
Ученые ждут, что нейтринные телескопы помогут понять природу темной материи.
«Есть теории, которые предполагают, что при аннигиляции темной материи рождаются разные частицы, в том числе нейтрино. Большая плотность темной материи должна наблюдаться в компактных галактиках-спутниках. Если от них будут регулярно прилетать нейтрино определенных энергий (не очень высоких, порядка 5 тераэлектронвольт), причем от этих галактик будет прилетать больше, чем из других мест, сформируется такая спектральная линия, то это будет означать, что это нейтрино от аннигиляции темной материи», — объясняет Троицкий.
Наконец, нейтринные телескопы должны быть очень чувствительны к магнитным монополям — гипотетическим элементарным частицам, обладающим ненулевым магнитным зарядом. По словам Рубакова, несмотря на то, что теоретические модели предсказывают крайне малые возможные концентрации подобных частиц, они потенциально могут быть зарегистрированы в нейтринных телескопах.
Никита Козырев, Сергей Кузнецов