高能中微子天文

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1、中微子研究与进展高能中微子天文黎 卓（北京大学物理学院天文学系100871）2013年，南极的IceCube中微子天文台报告首空间无处不在的磁场所偏转，到达地球的宇宙线已经12次探测到了来自地外的TeV-PeV（注：TeV=10eV，不能指向原初的方向；高能光子在传播中则容易跟宇15PeV=10eV）高能中微子，为人类探索宇宙打开了一宙背景软光子——例如宇宙微波背景、红外-光学背扇全新的窗口，标志着高能中微子天文时代的开启。景等——相互作用转变为正负电子对而没法到达地此前人类已经探测到来自太阳和超新星1987A的地球；引力波至今人

2、类还没有探测到，而且理论上宇外中微子，但是这些都是核反应层次的MeV量级的宙线起源天体不倾向于也是强引力波源。中微子电中中微子，而IceCube的中微子是粒子反应层次的，至性，传播不受磁场影响，到达方向指向起源天体；跟少是TeV量级以上，所以需要强调是高能中微子加物质作用弱，则可以传播很远或从很致密的起源天以区别。体中逃逸出来，所以中微子几乎成为寻找宇宙线起源一、为什么要探测高能中微子的唯一信使。这个问题还要从宇宙线说起。宇宙线是来自地外高能中微子可以很自然地由宇宙线产生出来。高的高能带电粒子，由赫斯（V.Hess）在1912年首

3、次发能宇宙线可以在起源天体中，或在逃逸后的传播过程现，至今的观测表明宇宙线的能谱跨越很大的能量范中跟背景的物质或光子相互作用，产生带电π介子，18围，从GeV一直到100EeV（EeV=10eV）以上都有分而带电π介子的衰变会产生中微子。布（如图1所示）。但是宇宙线起源至今还是不清楚，二、高能中微子天文的历史成为了一个百年难题。中微子跟物质相互作用很弱，探测起来也就特别寻找宇宙线起源需要媒介，而天体物理中传统的困难，需要大量的介质来进行捕捉。利用大体积的水信使包括四种，光子、宇宙线、中微子以及引力波。来探测中微子的想法可以回溯到1

4、960年，当时就有这其中，宇宙线本身带电，在宇宙中传播会受到宇宙人提出通过观测透明介质中中微子产生的高能次级带电粒子的切伦科夫光来探测中微子。利用较小型水切伦科夫探测阵列，人们已经发现了超新星1987A中微子和中微子振荡。然而高能中微子的流量极低，需要更大的探测器阵列。在20世纪70年代，人们就已经预期需要立方千米量级的探测器来探测由极高能宇宙线与宇宙微波背景作用产生的极高能中微子。后来对于各种天体的中微子流量的理论估计，如伽玛射线暴、活动星系核和超新星遗迹等，也表明需要立方千米量级的探测器。最早的设想是利用海水作为切伦科夫探测器

5、来探测高能中微子。20世纪70年代开始的深海μ子和中微子探测器计划（DUMAND）曾经希望在夏威夷附图1宇宙线能谱近海域布置一个0.1千米量级的光电倍增管阵列，尽现代物理知识38中微子研究与进展管历经20年此计划最终宣告失败，仍然为以后中微建中微子的入射方向及能量。子探测器的研发积累了很多关键技术。后来以水为媒与三代轻子（e，μ，τ）对应，中微子有三个弱介的探测器有位于贝加尔湖的小型中微子探测器，以相互作用本征态（味本征态），即电子中微子（νe），及位于地中海的深海中微子探测器NESTOR、NEMOμ中微子（νμ）和τ中微子（ντ

6、）。中微子穿过地球时，和ANTARES。这三个地中海实验目前正在计划合并有极低的概率与地球中的物质反应。高能中微子与物成千米级的中微子探测阵列KM3NeT。质的反应，主要为与核子的深度非弹性散射，包括带第一个与DUMAND同等量级的中微子探测实验电流相互作用及中性流相互作用。中性流相互作用中，是在南极的冰层里实现的，就是南极μ子和中微子探通过交换Z0，中微子将动量传递给强子；带电流相互测器阵列（AMANDA）。经过2000年至2009年的运行，作用中，通过交换W±，中微子转化为同味的带电轻子AMANDA成功地把之前的TeV-PeV

7、中微子观测流量（e，μ，τ）。对反电子中微子，在中微子能量为6.3上限压低了两个量级，证实了千米尺度探测阵列的可PeV处，还会有与电子的Glashow散射增加了作用概率。行性。在2010年实验升级为千米级的中微子探测实不同的荷电粒子产生的切伦科夫光的光形态有验IceCube，达到了预期的灵敏度，并最终开启了高所不同，可以借此来区分不同味的原始中微子。能中微子天文的时代。IceCube探测到的事例依据切伦科夫光形态不同分为三、IceCube天文台和探测方法级联型、径迹型及混合型。级联型事例由中微子与介IceCube中微子天文台利用南

8、极的冰层作为探测质中核子的带电流相互作用产生的高能电子或τ子引切伦科夫光的媒介以探测来自地外的高能中微子。它发，或者由中微子与核子的中性流相互作用产生的高建造于地理南极点，于2010年9月正式竣工。主要能核子引发。由于其电磁级联产生的簇射只延展十几