IceCube Neutrino Observatory

 Nota: Não confundir com Ice Cube (ator e rapper americano).
IceCube Neutrino Observatory
Características
Tipo
detector de neutrinos
observatório
observatório astronómico (en)
Construção
Telescópio(s)
Antarctic Muon And Neutrino Detector Array (en)
Detector Cherenkov
Localização
Coordenadas
Website

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O IceCube Neutrino Observatory, ou simplesmente IceCube é um observatório de neutrinos desenvolvido pela Universidade de Wisconsin–Madison e construído na Estação Polo Sul Amundsen-Scott na Antártida. O projeto é um experimento reconhecido do CERN (RE10). Seus milhares de sensores estão localizados sob o gelo da Antártida, distribuídos por um quilômetro cúbico.

Semelhante ao seu antecessor, o Antarctic Muon And Neutrino Detector Array (AMANDA), o IceCube consiste em e um computador de aquisição de dados de placa única que envia dados digitais para a casa de contagem na superfície acima do conjunto. O IceCube foi concluído em 18 de dezembro de 2010.

Os DOMs são implantados em sequências de 60 módulos cada, em profundidades entre 1.450 e 2.450 metros em buracos derretidos no gelo usando uma broca de água quente. O IceCube foi projetado para procurar fontes pontuais de neutrinos na faixa de teraelétron-volt (TeV) para explorar os processos astrofísicos de mais alta energia.

Construção

O IceCube faz parte de uma série de projetos desenvolvidos e supervisionados pela University of Wisconsin–Madison. A colaboração e o financiamento são fornecidos por várias outras universidades e institutos de pesquisa. A construção do IceCube só foi possível durante o verão austral antártico, de novembro a fevereiro, quando a luz solar permanente permite perfuração de 24 horas. A construção começou em 2005, quando a primeira sequência do IceCube foi implantada e dados suficientes foram coletados para verificar se os sensores ópticos funcionavam corretamente. Na temporada de 2005-2006, oito cordas adicionais foram implantadas, tornando o IceCube o maior telescópio de neutrinos do mundo.

Torre de perfuração IceCube e carretel de mangueira em dezembro de 2009
Temporada Cordas instaladas Total de cordas
2005 1 1
2005–2006 8 9
2006–2007 13 22
2007–2008 18 40
2008–2009 19 59
2009–2010 20 79
2010 7 86

A construção foi concluída em 17 de dezembro de 2010. O custo total do projeto foi de US$ 279 milhões.

A partir de 2024, os planos para novas atualizações do conjunto estarão em processo de aprovação federal. Se aprovados, os detectores do IceCube2 terão cada um oito vezes o tamanho dos atualmente instalados. O observatório será capaz de detectar mais fontes de partículas e discernir suas propriedades mais finamente em níveis de energia mais baixos e mais altos.

Sub-detectores

"Taklampa", um dos Módulos Ópticos Digitais do buraco #85 do IceCube

O IceCube Neutrino Observatory é composto por vários subdetectores que também são adicionados ao conjunto principal no gelo.

Mecanismo experimental

Layout tridimensional do detector de neutrinos

Neutrinos são léptons eletricamente neutros, e só interagem muito raramente com a matéria através da força fraca. Quando eles reagem com as moléculas de água no gelo através da interação corrente carregada, eles criam léptons carregados (elétronss, múons, ou taus) correspondentes ao sabor do neutrino. Esses léptons carregados podem, se forem energéticos o suficiente, emitir radiação Cherenkov. Isso acontece quando a partícula carregada viaja através do gelo mais rápido do que a velocidade da luz no gelo, similar ao bow shock de um barco viajando mais rápido do que as ondas que ele cruza. Essa luz pode então ser detectada por tubo foto multiplicador dentro dos módulos ópticos digitais que compõem o IceCube.

As assinaturas do detector dos três léptons carregados são distintas e, como tal, é possível determinar o sabor do neutrino dos eventos de corrente carregada. Por outro lado, se o neutrino se espalhou do gelo pela corrente neutra, o estado final não contém informações do sabor do neutrino, pois nenhum lépton carregado foi criado.

Os sinais dos PMTs são digitalizados e enviados para a superfície da geleira por um cabo. Esses sinais são coletados em uma casa de contagem de superfície e alguns deles são enviados para o norte via satélite para análise posterior. Desde 2014, os discos rígidos, em vez de fitas, armazenam o saldo dos dados que são enviados para o norte uma vez por ano via navio. Uma vez que os dados chegam aos experimentadores, eles podem reconstruir os parâmetros cinemáticos do neutrino que chega. Neutrinos de alta energia podem causar um grande sinal no detector, apontando de volta para sua origem. Aglomerados dessas direções de neutrinos indicam fontes pontuais de neutrinos.

Cada uma das etapas acima requer uma certa energia mínima e, portanto, o IceCube é sensível principalmente a neutrinos de alta energia, na faixa de 107 a cerca de 1021 eV.

O IceCube é mais sensível a múons do que outros léptons carregados, porque eles são os mais penetrantes e, portanto, têm as trilhas mais longas no detector. Assim, dos sabores de neutrinos, o IceCube é mais sensível a neutrino de múon. Um elétron resultante de um evento de neutrino de elétron normalmente espalha várias vezes antes de perder energia suficiente para cair abaixo do limiar de Cherenkov; isso significa que eventos de neutrinos de elétron não podem normalmente ser usados para apontar de volta para fontes, mas eles são mais propensos a estarem totalmente contidos no detector e, portanto, podem ser úteis para estudos de energia. Esses eventos são mais esféricos, ou semelhantes a "cascatas", do que semelhantes a "trilha"; eventos de neutrinos de múons são mais semelhantes a trilhas.

Os léptons tau também podem criar eventos em cascata; mas têm vida curta e não podem viajar muito antes de decair e, portanto, são geralmente indistinguíveis de cascatas de elétrons. Um tau pode ser distinguido de um elétron com um evento de "duplo estrondo", onde uma cascata é vista tanto na criação quanto na decadência do tau. Isso só é possível com taus de energia muito alta. Hipoteticamente, para resolver uma trilha de tau, o tau precisaria viajar pelo menos de um DOM para um DOM adjacente (17 m) antes de decair. Como a vida útil média de um tau é 2,9×10−13 s, um tau viajando próximo à velocidade da luz exigiria 20 TeV de energia para cada metro percorrido. Realisticamente, um experimentador precisaria de mais espaço do que apenas um DOM para o próximo para distinguir duas cascatas, então as buscas de double bang são centralizadas em energias de escala PeV. Essas buscas estão em andamento, mas até agora não isolaram um evento de double bang de eventos de fundo. Outra maneira de detectar neutrinos tau de menor energia é por meio da assinatura de "pulso duplo", onde um único DOM detecta dois tempos distintos de chegada de luz correspondentes à interação do neutrino e aos vértices de decaimento do tau. Também é possível usar técnicas de aprendizado de máquina (ML), como Redes Neurais Convolucionais, para distinguir o sinal do neutrino tau. Em 2024, a colaboração IceCube publicou suas descobertas de sete candidatos astrofísicos de neutrino tau usando tal técnica.

Há um grande fundo de múons criados não por neutrinos de fontes astrofísicas, mas por raios cósmicos impactando a atmosfera acima do detector. Há cerca de 106 vezes mais múons de raios cósmicos do que múons induzidos por neutrinos observados no IceCube. A maioria deles pode ser rejeitada usando o fato de que eles estão viajando para baixo. A maioria dos eventos restantes (ascendentes) são de neutrinos, mas a maioria desses neutrinos são de raios cósmicos atingindo o lado distante da Terra; alguma fração desconhecida pode vir de fontes astronômicas, e esses neutrinos são a chave para as buscas de fontes pontuais do IceCube. As estimativas preveem a detecção de cerca de 75 neutrinos ascendentes por dia no detector IceCube totalmente construído. As direções de chegada desses neutrinos astrofísicos são os pontos com os quais o telescópio IceCube mapeia o céu. Para distinguir esses dois tipos de neutrinos estatisticamente, a direção e a energia do neutrino incidente são estimadas a partir de seus subprodutos de colisão. Excessos inesperados de energia ou excessos de uma dada direção espacial indicam uma fonte extraterrestre.

Objetivos experimentais

Vista superior do Observatório de Neutrinos IceCube. As cordas IceCube-InIce e as estações IceTop são separadas por cerca de 125 metros em um padrão de grade triangular

Fontes pontuais de neutrinos de alta energia

Uma fonte pontual de neutrinos poderia ajudar a explicar o mistério da origem dos raios cósmicos de mais alta energia. Esses raios cósmicos têm energias altas o suficiente para não serem contidos por campos magnéticos galácticos (seus girorraios são maiores que o raio da galáxia), então acredita-se que eles venham de fontes extragalácticas. Eventos astrofísicos que são cataclísmicos o suficiente para criar partículas de alta energia provavelmente também criariam neutrinos de alta energia, que poderiam viajar para a Terra com muito pouca deflexão, porque os neutrinos interagem muito raramente. O IceCube poderia observar esses neutrinos: sua faixa de energia observável é de cerca de 100 GeV a vários PeV. Quanto mais energético for um evento, maior será o volume em que o IceCube poderá detectá-lo; nesse sentido, o IceCube é mais similar aos telescópios Cherenkov como o Observatório Pierre Auger (um conjunto de tanques detectores Cherenkov) do que a outros experimentos de neutrinos, como o Super-Kamiokande (com PMTs voltados para dentro fixando o volume fiducial).

O IceCube é mais sensível a fontes pontuais no hemisfério norte do que no hemisfério sul. Ele pode observar sinais astrofísicos de neutrinos de qualquer direção, mas os neutrinos vindos da direção do hemisfério sul são inundados pelo fundo de múons de raios cósmicos. Assim, as primeiras pesquisas de fontes pontuais do IceCube focam no hemisfério norte, e a extensão para fontes pontuais do hemisfério sul exige trabalho extra.

Embora se espere que o IceCube detecte muito poucos neutrinos (em relação ao número de fótons detectados por telescópios mais tradicionais), ele deve ter uma resolução muito alta com os que encontrar. Ao longo de vários anos de operação, ele poderia produzir um mapa de fluxo do hemisfério norte semelhante aos mapas existentes, como o do fundo cósmico de micro-ondas, ou telescópio de raios gama, que usam terminologia de partículas mais parecida com o IceCube. Da mesma forma, o KM3NeT poderia completar o mapa para o hemisfério sul.

Os cientistas do IceCube podem ter detectado seus primeiros neutrinos em 29 de janeiro de 2006.

Explosões de raios gama coincidentes com neutrinos

Quando prótons colidem uns com os outros ou com fótons, o resultado geralmente é píon. Píons carregados decaem em múons e neutrinos de múons, enquanto píons neutros decaem em raios gamas. Potencialmente, o fluxo de neutrinos e o fluxo de raios gama podem coincidir em certas fontes, como explosões de raios gamas e remanescentes de supernovas, indicando a natureza elusiva de sua origem. Dados do IceCube estão sendo usados em conjunto com satélites de raios gama como Swift ou Fermi para esse objetivo. O IceCube não observou nenhum neutrino em coincidência com explosões de raios gama, mas é capaz de usar essa busca para restringir o fluxo de neutrinos a valores menores do que os previstos pelos modelos atuais.

Buscas indiretas de matéria escura

A matéria escura da partícula massiva de interação fraca (WIMP) poderia ser capturada gravitacionalmente por objetos massivos como o Sol e acumulada no núcleo do Sol. Com uma densidade alta o suficiente dessas partículas, elas aniquilariam umas com as outras a uma taxa significativa. Os produtos de decaimento dessa aniquilação poderiam decair em neutrinos, que poderiam ser observados pelo IceCube como um excesso de neutrinos da direção do Sol. Essa técnica de procurar os produtos de decaimento da aniquilação WIMP é chamada indireta, em oposição às buscas diretas que procuram por matéria escura interagindo dentro de um volume contido e instrumentado. As buscas WIMP solares são mais sensíveis a modelos WIMP dependentes de spin do que muitas buscas diretas, porque o Sol é feito de elementos mais leves do que detectores de busca direta (por exemplo, xenônio ou germânio). O IceCube definiu limites melhores com o detector de 22 cordas (cerca de 1⁄4 do detector completo) do que os limites AMANDA.

Oscilações de neutrinos

O IceCube pode observar oscilações de neutrinos de chuvas de raios cósmicos atmosféricos, sobre uma linha de base na Terra. Ele é mais sensível a ~25 GeV, a faixa de energia para a qual o subconjunto DeepCore foi otimizado. O DeepCore consiste em 6 cordas implantadas no verão austral de 2009–2010 com um espaçamento horizontal e vertical mais próximo. Em 2014, os dados do DeepCore foram usados para determinar o ângulo de mistura θ23 e a divisão de massa Δm223. Desde então, essa medição foi aprimorada com mais dados, além de melhor calibração do detector e processamento de dados.

À medida que mais dados são coletados e as medições do IceCube são refinadas ainda mais, pode ser possível observar a modificação característica do padrão de oscilação em ~15 GeV que determina o neutrino hierarquia de massa. Este mecanismo para determinar a hierarquia de massa só funciona quando o ângulo de mistura θ13 é grande.

Supernovas galácticas

Apesar do fato de que neutrinos individuais esperados de supernovas têm energias bem abaixo do limite de energia do IceCube, o IceCube poderia detectar uma supernova local. Ela apareceria como um aumento breve, correlacionado e em todo o detector nas taxas de ruído. A supernova teria que estar relativamente próxima (dentro da nossa galáxia) para obter neutrinos suficientes antes que a dependência de distância 1/r2 assumisse o controle. O IceCube é um membro do Supernova Early Warning System (SNEWS).

Neutrinos estéreis

Uma assinatura de neutrinos inertes seria uma distorção do espectro de energia dos neutrinos atmosféricos em torno de 1 TeV, para os quais o IceCube está posicionado de forma única para pesquisar. Essa assinatura surgiria de efeitos da matéria, à medida que os neutrinos atmosféricos interagem com a matéria da Terra.

A estratégia de detecção descrita, juntamente com sua posição no Polo Sul, poderia permitir que o detector fornecesse a primeira evidência experimental robusta de dimensão extras previstas na teoria das cordas. Muitas extensões do Modelo Padrão da física de partículas, incluindo a teoria das cordas, propõem um neutrino estéril; na teoria das cordas, isso é feito de uma corda fechada. Eles poderiam vazar para dimensões extras antes de retornar, fazendo com que parecessem viajar mais rápido do que a velocidade da luz. Um experimento para testar isso pode ser possível em um futuro próximo. Além disso, se neutrinos de alta energia criarem buracos negros microscópicos (como previsto por alguns aspectos da teoria das cordas), isso criaria uma chuva de partículas, resultando em um aumento de neutrinos "para baixo" enquanto reduzia os neutrinos "para cima".

Em 2016, cientistas do detector IceCube não encontraram nenhuma evidência do neutrino estéril.

Resultados

A colaboração IceCube publicou limites de fluxo para neutrinos de fontes pontuais, erupções de raios gama, e aniquilação de neutralino no Sol, com implicações para a seção transversal WIMP-próton.

Um efeito de sombra da Lua foi observado. Os prótons dos raios cósmicos são bloqueados pela Lua, criando um déficit de múons de chuva de raios cósmicos na direção da Lua. Uma pequena (abaixo de 1%), mas robusta anisotropia foi observada em múons de raios cósmicos.

Em novembro de 2013, foi anunciado que o IceCube havia detectado 28 neutrinos que provavelmente se originaram fora do Sistema Solar e entre eles um par de neutrinos de alta energia na faixa de peta-elétron-volt, tornando-os os neutrinos de maior energia descobertos até o momento. A dupla foi apelidada de "Bert" e "Ernie", em homenagem aos personagens do programa de TV Vila Sésamo. Mais tarde, em 2013, o número de deteções aumentou para 37 candidatos incluindo um novo neutrino de alta energia a 2000 TeV, chamado de "Big Bird".

O IceCube mediu o desaparecimento de neutrinos do múon atmosférico de 10–100 GeV desaparecimento em 2014, usando três anos de dados coletados de maio de 2011 a abril de 2014, incluindo o DeepCore, determinando parâmetros de oscilação de neutrinos ∆m232 = 2,72+0,19
−0,20 × 10−3 eV2 e sin2(θ23) = 0,53+0,09
−0,12 (hierarquia de massa normal), comparável a outros resultados. A medição foi aprimorada usando mais dados em 2017, e em 2019 a aparência do neutrino tau atmosférico foi medida. A medição mais recente com calibração aprimorada do detector e processamento de dados de 2023 resultou em valores mais precisos dos parâmetros de oscilação, determinando ∆m232 = (2,41 ± 0,07) × 10−3 eV2 e sin2(θ23) = 0,51 ± 0,05 (hierarquia de massa normal).

Em julho de 2018, o IceCube Neutrino Observatory anunciou que havia rastreado um neutrino de energia extremamente alta que atingiu seu detector em setembro de 2017 até seu ponto de origem no blazar TXS 0506 +056 localizado a 5,7 bilhões de anos-luzs de distância na direção da constelação Orion, os resultados tiveram uma significância estatística de 3-3,5σ. Esta foi a primeira vez que um detector de neutrinos foi usado para localizar um objeto no espaço e indicou que uma fonte de raios cósmicos havia sido identificada.

Em 2020, foram anunciadas evidências da ressonância de Glashow em 2,3σ (formação do bóson W em colisões antineutrino-elétron).

Em fevereiro de 2021, o evento de interrupção de maré (TDE) AT2019dsg foi relatado como candidato a uma fonte de neutrinos and the TDE AT2019fdr as a second candidate in June 2022.

Em novembro de 2022, o IceCube anunciou fortes evidências de uma fonte de neutrinos emitida pelo núcleo galáctico ativo de Messier 77. É a segunda detecção pelo IceCube depois de TXS 0506+056, e apenas a quarta fonte conhecida incluindo SN1987A e neutrinos solares. OKS 1424+240 e GB9 são outros possíveis candidatos.

Em junho de 2023, o IceCube identificou como um mapa galáctico a emissão difusa de neutrinos do plano galáctico no nível de significância de 4,5σ.

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