جستجوی منابع اخترفیزیکی نوترینوها در داده‌های ۷ ساله‌ی رصدخانه‌ی آیس‌کیوب
شکل ۱. وضوح زاویه‌ای در آیس‌کیوب (مقدار میانه) برحسب انرژی نوترینوی میون توسط شبیه‌سازی‌های مونت‌کارلو. خط مشکی مسیرهای نوترینوهایی را نشان می‌دهد که اولین واکنششان را در خارج یا بخش خارجی آشکارساز انجام داده و میون مربوطه را تولید می‌کنند. مسیرهایی که در بخش داخلی آشکارساز ایجاد می‌شوند توسط خط‌چین مشکی نشان داده شده است. نقطه‌چین مشکی مقدار میانه‌ی زاویه‌ی سینماتیک میون ثانویه در واکنش‌های نوترینوها را نشان می‌دهد.
رصدخانه‌ی آیس‌کیوب(۱) در سال ۲۰۱۳ نوترینوهای اخترفیزیکی (نوترینوهایی که از منابع اخترفیزیکی خارج از منظومه‌ی شمسی ناشی می‌شوند) را کشف کرد. با جمع‌آوری بیشتر داده توسط این رصدخانه از آن پس، اهمیت آماری این کشف افزایش یافته است. اکنون که قابلیت رصد نوترینوهای اخترفیزیکی را یافته‌ایم، بر آنیم که منابع تولیدکننده‌ی این ذرات کوچک را بشناسیم. شناخت و کشف منابع نوترینوهای اخترفیزیکی یکی از اهداف اصلی رصدخانه‌ی آیس‌کیوب و دیگر رصدخانه‌های نوترینو است. در مقاله‌ی اخیر گروه آیس‌کیوب، جستجوی گسترده‌ای برای کشف منابع نقطه‌ای نوترینوها در ۷ سال مشاهده و ثبت داده توسط این رصدخانه (۲۰۰۸-۲۰۱۵) انجام شده است. در این جستجو، هیچ تجمعی از نوترینوها که بر نوترینوهای پس‌زمینه(۲) غالب باشد و نشان‌دهنده‌ی منبع اخترفیزیکی نوترینوها باشد، پیدا نشده است.
یکی از مهم‌ترین سؤالات حل‌نشده در زمینه‌ی اخترفیزیک ذره‌ای، منبع پرتوهای کیهانی بسیار پر انرژی است. در نجوم پیام‌رسان‌های چندگانه(۳)، هر دو ذره‌ی فوتون و نوترینو می‌توانند به حل این مسئله کمک کنند. از آن‌جایی که فوتون و نوترینو فاقد بار الکتریکی هستند، می‌توانند بدون انحراف در میدان‌های مغناطیسی کهکشانی و خارج از کهکشانی از منبع تولیدشان تا زمین عبور کنند. تعداد بسیار زیادی از این ذرات از زمین نیز عبور کرده و در رصدخانه‌های ما آشکار نمی‌شوند. کسر اندکی از آن‌ها با ماده‌ی آشکارسازی (یخ قطبی در رصدخانه‌ی آیس‌کیوب) واکنش داده و امکان آشکارسازی را فراهم می‌کنند. اگر مکان ورود این ذرات به آشکارساز ما درست اندازه‌گیری و بازسازی شود، می‌تواند به محل منبع آن در آسمان مستقیما اشاره کند. از آن‌جایی که نوترینوها در واکنش‌های هادرونی(۴) به وجود می‌آیند می‌توانند راهنمای بسیار خوبی برای کشف منابع پرتوهای کیهانی و روش‌های شتاب‌گیری این ذرات در منبع باشند.
شکل ۲. نتایج unbinned likelihood maximum برای تمام آسمان که در مختصات استوایی نشان داده شده است. منحنی سیاه صفحه‌ی کهکشان را نشان می‌دهد.
نوترینوهای آشکارشده در آیس‌کیوب، انرژی‌هایی تا بیشتر از چند ۵PeV دارند. روش اندازه‌گیری انرژی در آیس‌کیوب دقت زیادی دارد اما پارامتر مهم و تعیین‌کننده‌ی منابع نوترینوها، دقت اندازه‌گیری زاویه‌ای یا در واقع جهت ورود ذره به آشکارساز است. این وضوح زاویه‌ای بسته به نوع ذرات می‌تواند تا کم‌تر از ۱ درجه یا بیشتر از ۱۵ درجه باشد. گونه‌ای از نوترینوهای آشکارشده که با دقت زاویه‌ای بهتر (کم‌تر از ۱ درجه) اندازه‌گیری می‌شوند، به مسیرگونه معروفند. زمانی نوترینو مسیرگونه خوانده می‌شود که در برخورد نوترینو با ماده، لپتون مربوط به نوترینو (الکترون، میون، و یا تاو) به وجود می‌آید.
شکل ۳. پتانسیل کشف (۵سیگما، خط قرمز) و حساسیت نوترینوهای میون (خط‌چین قرمز) برحسب زاویه‌ی میل. در این شکل خط خاکستری نتایج تحقیق دیگری را در آسمان جنوبی نشان می‌دهد. حدود بالای کاندیداهای منابع اخترفیزیکی نوترینوها با ضربدرهای قرمز نشان داده شده‌اند. خط آبی حد بالایی ۹۰٪ مهم‌ترین لکه‌های مشاهده‌شده را در هر نیم‌بخش آسمان نشان می‌دهد (ستاره‌های آبی موقعیت زاویه‌ی میل لکه‌های پراهمیت را نشان می‌دهد).
در این مقاله، از دو دسته‌ی مختلف واکنش نوترینوها استفاده می‌شود. یک دسته، نوترینوهای مسیرگونه‌ای هستند که در بخش‌های خارجی یا بیرون از آشکارساز واکنش داده و لپتون تولید‌شده مسیر نسبتا طولانی‌ای در آشکارساز طی می‌کند (که طی آن نور چرنکوف تولید می‌شود). دسته‌ی دیگر نوترینوهای مسیرگونه‌ای هستند که در محدوده‌ی مشخصی از بخش درونی آشکارساز واکنش انجام داده و لپتون مورد نظر تولید می‌شود. شکل ۱ دقت زاویه‌ای این دو دسته را برای نوترینوهای میون نشان می‌دهد.
در این مقاله، برای بررسی تجمع نوترینوها در آسمان از روش unbinned maximum likelihood استفاده می‌شود. در رابطه با این روش آماری مطالب زیادی موجود است؛ برای مثال اینجا را ببینید. محققان این مقاله برای یافتن مهم‌ترین تجمع نوترینوها در آسمان، از این روش آماری در کل آسمان استفاده کرده‌اند. شکل ۲ نتیجه‌ی این جستجو را نشان می‌دهد که هیچ تجمع قابل توجهی (غالب بر داده‌های پس‌زمینه) مشاهده نمی‌شود. شکل ۳، پتانسیل کشف (۵سیگما) و حساسیت نوترینوهای میون را برحسب زاویه‌ی میل نشان می‌دهد. در این شکل خط خاکستری نتایج تحقیق دیگری را در آسمان جنوبی نشان می‌دهد. حدود بالای کاندیداهای منابع اخترفیزیکی نوترینوها با ضربدرهای قرمز نشان داده شده‌اند. خط آبی حد بالایی ۹۰٪(۶) مهم‌ترین مناطق یا لکه‌های مشاهده‌شده (لکه‌های شکل ۲) را در هر نیم‌بخش آسمان نشان می‌دهد (ستاره‌های آبی موقعیت واقعی لکه‌های پراهمیت را نشان می‌دهد). هر نوترینویی که در هر زاویه‌ی میلی شار بیشتری از این منحنی تابش کند، ۹۰٪ مواقع آشکار خواهد شد.
شکل ۴، حساسیت، پتانسیل کشف (۵سیگما)، و حد بالایی ۹۰٪ به‌دست‌آمده را برای آسمان شمالی نشان می‌دهد (تصویر مشابه برای آسمان جنوبی را در مقاله‌ی اصلی ببینید). محور افقی تعداد منابع را نشان می‌دهد و فرض شده است که هر منبعی درخشندگی یکسانی داشته و طیف انرژی آن۲-E است. مقدار شار، روی تمام زوایای میل در هر نیم‌کره‌ی آسمان متوسط گرفته شده است. با مقایسه‌ی این با سناریویی که در آن تمام شار نوترینوی اخترفیزیکی پخشی مشاهده‌شده به طور مساوی بین تمام منابع در آسمان تقسیم شده است، نتایج این بررسی در آسمان شمالی، جمعیت ۱۰۰۰ یا کم‌تری از منابع با توان یکسان را رد می‌کند و در آسمان جنوبی، نتایج تنها جمعیت ۴۰ تایی یا کم‌تر از این منابع را رد می‌کند.
شکل ۴٫ پتانسیل کشف (۵سیگما، خط نازک)، حساسیت (خط‌چین)، و حد بالایی ۹۰٪ (خط کلفت) برای یک طیف انرژی با اندیس ۲-. این تصویر مربوط به آسمان شمالی است. شار برای هر منبع برحسب تعداد منابع نشان داده شده است. خط‌چین سیاه شار نوترینوی اخترفیزیکی محاسبه‌شده توسط آیس‌کیوب با فرض توزیع هم‌گون بر روی منابع در این نیمه‌ی آسمان را نشان می‌دهد.
علاوه بر این روش، می‌توان از منابع پرتوهای گامای پرانرژی نیز برای جستجوی تابش نوترینو استفاده کرد. دو لیست از منابع پرتو گاما در این مقاله استفاده شده است: لیست اول، آسمان شمالی را بررسی کرده و بیشتر منابع آن خارج کهکشانی هستند و لیست دوم، آسمان جنوبی را بررسی کرده و بیشتر منابع آن کهکشانی‌اند. برای هر منبع، حد بالایی ۹۰٪ محاسبه می‌شود. برای جزییات مطالعه‌ی انجام‌شده بر هر منبع به مقاله‌ی اصلی مراجعه کنید. تجمع مهمی از نوترینوهای اخترفیزیکی حول هیچ‌یک از منابع این دو لیست مشاهده نمی‌شود که از داده‌های پس‌زمینه قابل تفکیک باشد.
نتایج این جستجوها حد جدیدی بر شار انرژی منابع نوترینوها به دست می‌دهد. در آسمان شمالی، حساسیت کم‌تر از TeV cm-2 s-1 ۱۰-۱۲ است. در این مقاله که نسبت به مقاله‌ی قبلی مشابه، سه سال بیشتر داده جمع‌شده دارد، حدود بالا در آسمان جنوبی تقریبا یکسان‌اند اما نوترینوهای پر انرژی (بیشتر از PeV) را نیز در بر دارد. آیس‌کیوب، حدود بالایی ۹۰٪ که براساس نظریه‌ها محاسبه شده بودند و هم‌چنین سناریوهای بدون قید تابش نوترینوها برای منابع آسمان شمالی را رد می‌کند. با داده‌گیری بیشتر، حساسیت آیس‌کیوب به شار نوترینوها بیشتر می‌شود. هم‌چنین پیشرفت محاسبات داده‌های پس‌زمینه، بازسازی زاویه و کم‌کردن خطای اندازه‌گیری آن، و توسعه‌ی آشکارسازها، می‌توانند حساسیت اندازه‌گیری‌ها را بیشتر و کشف منابع اخترفیزیکی این ذرات را امکان‌پذیر کنند.
(۱) IceCube
(۲) Background neutrinos: مثلا نوترینوهایی که منبع تولیدشان، برخوردهای ذرات در جو زمین است یا میون‌هایی که در برخوردهای پرتوهای کیهانی در جو زمین ایجاد می‌شوند.
(۳) multimessenger astronomy
(۴) hadronic interactions
(۵) ۱۰۱۵ الکترون‌ولت
(۶) a 90% upper limit
عنوان اصلی مقاله: All-Sky Search for Time-Integrated Neutrino Emission from Astrophysical Sources with 7 Years of IceCube Data
نویسندگان: IceCube Collaboration
این مقاله برای چاپ به نشریه‌ی ApJ فرستاده شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1609.04981
گردآوری: آزاده کیوانی
سلام
خسته نباشید
آیا واقعا فضای اطراف ما تا بی نهایت ادامه داره؟؟؟؟
خیلی ذهنمو مشغول کرده هیچ جوری نمیتونم بپذیرم که بی نهایت باشه!!!!!
ببخشید سوالم ربطی به بحث نداشت نمیدونستم کجا باید بپرسم
سلام،
در واقع برای یافتن پاسخ به این سؤال، باید به نحوه‌ی پیدایش عالم پرداخت (تا جایی که شناخت کنونی ما از کیهان یاری می‌کنه). اگر فرض کنیم عالم از مهبانگ یا انفجار بزرگ شکل گرفته، باید به این نکته‌ی مهم توجه کنیم که زمان و فضایی که ما می‌شناسیم با هم به وجود اومدن. بعد از مهبانگ، عالم همیشه در حال انبساط بوده. الآن اگر بخواهیم ببینیم عالم تا کجا ادامه داره، باید به دوردست‌ها نگاه کنیم. اما هرچه‌قدر به فواصل دورتر نگاه کنیم، در واقع داریم به زمان عقب‌تر نگاه می‌کنیم. این مفهوم خیلی پیچیده‌ای است ولی دسترسی ما به دنیای بسیار بسیار بزرگی که می‌شناسیم، محدود می‌شه به فواصل دور در زمان‌های گذشته. اما این نکته که عالم در حال انبساط هست (با شتاب مثبت) شاید نزدیک‌ترین دانش ما از گستردگی عالم باشه. این‌که هرچه زمان جلوتر می‌ره، عالم هم منبسط می‌شه، شاید اشاره‌ای به بی‌نهایت‌بودن فضا داشته باشه ولی این مباحث پیچیده هنوز در حال مطالعه هستند و برای قبل از مهبانگ یا انتهای عالم، نظریه‌ی اثبات‌شده‌ای وجود نداره.