Перегляд вихідного коду сторінки Нейтринна астрономія

[[Файл:Neutrino Telescopy.JPG|thumb|Оптичний модуль від нейтринного телескопа, занурений в акваріум з водою. Нейтринні телескопи складаються із сотень чи тисяч оптичних модулів, розподілених у великому об’ємі.]]
'''Нейтринна астрономія'''&nbsp;— галузь астрономії, що спостерігає астрономічні об'єкти в спеціальних обсерваторіях за допомогою [[Нейтринний детектор|нейтринних детекторів]]. Нейтрино можуть утворюватися в результаті різних [[Ядерна реакція|ядерних реакцій]]: під час [[Зоряний нуклеосинтез|зоряного нуклеосинтезу]], в астрофізичних явищах високої енергії, в [[Ядерний реактор|ядерних реакторах]] або під час взаємодії [[Космічні промені|космічних променів]] з атмосферою. Через дуже слабку взаємодію з речовиною нейтрино надає унікальну можливість спостерігати за процесами, недоступними для [[Телескоп|оптичних телескопів]], такими як ядерні реакції в надрах Сонця.

З іншого боку, через слабку взаємодію з речовиною нейтринні детектори повинні бути дуже великими (часто тисячі тонн), щоб збільшити шанс, що нейтрино з ними провзаємодіє. Детектори також мають бути добре екрановані від інших випромінювань та використовувати ефективне програмне забезпечення для видалення фонового сигналу.

== Історія дослідження ==
[[Нейтрино]] вперше було зареєстровано в 1956 році [[Клайд Ковен|Клайдом Ковеном]] і [[Фредерік Райнес|Фредеріком Райнсом]] під час [[Нейтринний експеримент Ковена–Райнеса|експерименту]] з використанням ядерного реактора як джерела нейтрино<ref>{{Cite journal|last=Cowan|first=C. L. Jr.|last2=Reines|first2=F.|last3=Harrison|first3=F. B.|last4=Kruse|first4=H. W.|last5=McGuire|first5=A. D.|date=1956|title=Detection of the free neutrino: A Confirmation|journal=[[Science (journal)|Science]]|volume=124|issue=3124|pages=103–104|bibcode=1956Sci...124..103C|doi=10.1126/science.124.3212.103|pmid=17796274}}</ref>. Їхнє відкриття було відзначено [[Нобелівська премія з фізики|Нобелівською премією з фізики]] 1995 року<ref>{{Cite web|url=https://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1995/index.html|title=The Nobel Prize in Physics 1995|publisher=[[Nobel Foundation]]|access-date=2013-01-24}}</ref>. 

За цим послідувало [[Експерименти з частинками на родовищах Колар Голд|перше виявлення атмосферних нейтрино]], яке в 1965 році майже одночасно здійснили група [[Фредерік Райнес|Фредеріка Райнса]] на рідинному сцинтиляторі Кейс-Вітватерсранд-Ірвайн на золотому руднику [[Іст-Ренд]] у Південній Африці<ref>{{Cite journal|last=Reines|first=F.|last2=Crouch|first2=M. F.|last3=Jenkins|first3=T. L.|last4=Kropp|first4=W. R.|last5=Gurr|first5=H. S.|last6=Smith|first6=G. R.|last7=Sellschop|first7=J. P. F.|last8=Meyer|first8=B.|displayauthors=1|date=1965|title=Evidence for high-energy cosmic-ray neutrino interactions|journal=[[Physical Review Letters]]|volume=15|issue=9|pages=429–433|bibcode=1965PhRvL..15..429R|doi=10.1103/PhysRevLett.15.429}}</ref> і бомбейсько-осаксько-даремська колаборація на індійській шахті [[Колар-Голд-Філд]]<ref>{{Cite journal|last=Achar|first=C. V.|last2=Menon|first2=M. G. K.|last3=Narasimham|first3=V. S.|last4=Ramana Murthy|first4=P. V.|last5=Sreekantan|first5=B. V.|last6=Hinotani|first6=K.|last7=Miyake|first7=S.|last8=Creed|first8=D. R.|last9=Osborne|first9=J. L.|displayauthors=1|date=1965|title=Detection of muons produced by cosmic ray neutrinos deep underground|journal=[[Physics Letters]]|volume=18|issue=2|pages=196–199|bibcode=1965PhL....18..196A|doi=10.1016/0031-9163(65)90712-2}}</ref>. В Колар-Голд-Філді виявили кандидати в нейтрино на два місяці пізніше, ніж в Іст-Ренді, але саме група з Колар-Голд-Філда отримала формальний пріоритет через публікацію своїх результатів на два тижні раніше<ref name="arxiv3">{{Cite journal|last=Spiering|first=C.|date=2012|title=Towards High-Energy Neutrino Astronomy|journal=[[European Physical Journal H]]|volume=37|issue=3|pages=515–565|arxiv=1207.4952|bibcode=2012EPJH...37..515S|doi=10.1140/epjh/e2012-30014-2}}</ref>. 

У 1968 році [[Раймонд Девіс (молодший)|Реймонд Девіс]] і [[Джон Бакал]] успішно виявили перші сонячні нейтрино в [[Гоумстейкський експеримент|експерименті Гомстейк]]<ref>{{Cite journal|last=Davis|first=R. Jr.|last2=Harmer|first2=D. S.|last3=Hoffman|first3=K. C.|date=1968|title=A search for neutrinos from the Sun|journal=[[Physical Review Letters]]|volume=20|issue=21|pages=1205–1209|bibcode=1968PhRvL..20.1205D|doi=10.1103/PhysRevLett.20.1205}}</ref>. Девіс спільно з японським фізиком [[Косіба Масатосі|Масатосі Косібою]] отримали половину Нобелівської премії з фізики 2002 року «за новаторський внесок в астрофізику, зокрема за виявлення космічних нейтрино" (інша половина дісталася [[Ріккардо Джакконі]] за внесок у відкриття космічних джерел рентгенівського випромінювання)<ref>{{Cite web|url=https://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2002/index.html|title=The Nobel Prize in Physics 2002|publisher=[[Nobel Foundation]]|access-date=2013-01-24}}</ref>. 

Перше покоління проєктів підводних нейтринних телескопів почалося з пропозиції [[Марков Мойсей Олександрович|Мойсея Маркова]] 1960 року «...встановити детектори глибоко в озері або морі та визначати розташування заряджених частинок за допомогою [[Черенковське випромінювання|черенковського випромінювання]]<nowiki/>»<ref name="arxiv">{{Cite journal|last=Spiering|first=C.|date=2012|title=Towards High-Energy Neutrino Astronomy|journal=[[European Physical Journal H]]|volume=37|issue=3|pages=515–565|arxiv=1207.4952|bibcode=2012EPJH...37..515S|doi=10.1140/epjh/e2012-30014-2}}</ref><ref>
{{cite conference
 |last=Markov |first=M. A.
 |date=1960
 |title=On high-energy neutrino physics
 |editor1-last=Sudarshan |editor1-first=E. C. G.
 |editor2-last=Tinlot |editor2-first=J. H.
 |editor3-last=Melissinos |editor3-first=A. C.
 |book-title=Proceedings of the 1960 Annual International Conference on High-Energy Physics
 |page=578
 |publisher=University of Rochester
}}</ref>.

Перший підводний нейтринний телескоп був започаткований як проєкт [[DUMAND]] в 1976 році. Хоча він зрештою був скасований у 1995 році, він став попередником багатьох інших телескопів у наступні десятиліття<ref name="arxiv2">{{Cite journal|last=Spiering|first=C.|date=2012|title=Towards High-Energy Neutrino Astronomy|journal=[[European Physical Journal H]]|volume=37|issue=3|pages=515–565|arxiv=1207.4952|bibcode=2012EPJH...37..515S|doi=10.1140/epjh/e2012-30014-2}}</ref>.

Байкальський нейтринний телескоп встановлено в південній частині [[Байкал|озера Байкал]] у Росії. Детектор перебуває на глибині 1,1&nbsp;км і розпочав спостереження в 1980 році.

[[Артемівська наукова станція|Артемівський сцинтиляційний детектор]] (АСД) знаходиться в соляній шахті [[Соледар]] (Україна) на глибині понад 100&nbsp;м. Він був створений у відділі високоенергетичних лептонів та нейтринної астрофізики Інституту ядерних досліджень АН СРСР в 1969 році для вивчення потоків антинейтрино від вибухнувших в Галактиці зірок, а також спектру та взаємодії [[Мюон|мюонів]] космічних променів з енергіями до 10 ^ 13 еВ. Особливістю детектора є 100-тонний сцинтиляційний резервуар із розмірами порядку довжини електромагнітного зливу з початковою енергією 100 ГеВ.

== Методи дослідження ==
{{Main|Нейтринний детектор}}
[[File:Feynman diagram for neutrino detection via neutral currents.png|thumb|Приклади [[нейтральний струм|нейтральних струмів]]]]
[[File:Feynman diagram for neutrino detection via charged currents.png|thumb|Приклади [[заряджений струм|заряджених струмів]]]]
[[Файл:Icecube-architecture-diagram2009.PNG|міні|Нейтринний детектор [[IceCube]] на Південному полюсі. [[Фотоелектронний помножувач|Фотоелектронні помножувачі]] знаходяться під більш ніж кілометровим шаром льоду та виявляють фотони від взаємодії нейтрино в межах кубічного кілометра льоду.]]
Нейтрино надзвичайно рідко взаємодіють з речовиною, тому переважна більшість нейтрино проходить через детектор, не взаємодіючи. Щоб збільшити кількість виявлених нейтрино, доводиться використовувати дуже великі детектори<ref name=":422">{{Cite journal|last=Borexino Collaboration|last2=Agostini|first2=M.|last3=Altenmüller|first3=K.|last4=Appel|first4=S.|last5=Atroshchenko|first5=V.|last6=Bagdasarian|first6=Z.|last7=Basilico|first7=D.|last8=Bellini|first8=G.|last9=Benziger|first9=J.|date=2020-01-21|title=Comprehensive geoneutrino analysis with Borexino|journal=Physical Review D|volume=101|issue=1|page=012009|arxiv=1909.02257|bibcode=2020PhRvD.101a2009A|doi=10.1103/PhysRevD.101.012009|doi-access=free}}</ref>.

Спосіб виявлення нейтрино залежить від енергії та типу нейтрино. Відомим прикладом є взаємодія електронних нейтрино з ядрами атомів у детекторі за допомогою зворотного бета-розпаду зі створенням позитрона й нейтрона. Позитрон негайно анігілює з електроном, утворюючи два фотони з енергією 511 кеВ. Нейтрон захоплюється іншим ядром з вивільненням гамма-випромінювання енергією в кілька МеВ<ref>{{Cite journal|last=Arns|first=Robert G.|date=2001-09-01|title=Detecting the Neutrino|journal=Physics in Perspective|language=en|volume=3|issue=3|pages=314–334|bibcode=2001PhP.....3..314A|doi=10.1007/PL00000535|issn=1422-6944}}</ref>. Загалом, нейтрино можуть взаємодіяти через [[нейтральний струм]] або [[заряджений струм]]. При взаємодії через нейтральний струм нейтрино взаємодіє з ядром або електроном, зберігаючи свій аромат. У взаємодіях через заряджений струм нейтрино поглинається ядром, утворюючи лептон, що відповідає аромату нейтрино (<chem>\nu_{e} -> e^-</chem>, <chem>\nu_{\mu} -> \mu^{-}</chem>, тощо). Якщо утворені в цих реакціях заряджені частинки рухаються достатньо швидко, вони можуть створити [[черенковське випромінювання]]<ref>{{Cite journal|last=Reddy|first=Sanjay|last2=Prakash|first2=Madappa|last3=Lattimer|first3=James M.|date=1998-05-28|title=Neutrino interactions in hot and dense matter|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevD.58.013009|journal=Physical Review D|volume=58|issue=1|page=013009|arxiv=astro-ph/9710115|bibcode=1998PhRvD..58a3009R|doi=10.1103/PhysRevD.58.013009}}</ref>.

Для спостереження взаємодій нейтрино в детекторах використовують [[Фотоелектронний помножувач|фотоелектронні помножувачі]] для виявлення окремих фотонів. За часом надходження фотонів можна визначити час і місце взаємодії нейтрино<ref name=":423">{{Cite journal|last=Borexino Collaboration|last2=Agostini|first2=M.|last3=Altenmüller|first3=K.|last4=Appel|first4=S.|last5=Atroshchenko|first5=V.|last6=Bagdasarian|first6=Z.|last7=Basilico|first7=D.|last8=Bellini|first8=G.|last9=Benziger|first9=J.|date=2020-01-21|title=Comprehensive geoneutrino analysis with Borexino|journal=Physical Review D|volume=101|issue=1|page=012009|arxiv=1909.02257|bibcode=2020PhRvD.101a2009A|doi=10.1103/PhysRevD.101.012009|doi-access=free}}</ref>. Якщо нейтрино під час взаємодії створює мюон, то він рухається по прямій, випромінюючи вздовж своєї траєкторії черенковські фотони, які можна використовувати для реконструкції напрямку руху мюона. Для високоенергетичних взаємодій напрямки нейтрино та мюонів однакові, тому можна визначити, звідки прийшло нейтрино<ref name=":52">{{Cite journal|last=The IceCube Collaboration|last2=Fermi-LAT|last3=MAGIC|last4=AGILE|last5=ASAS-SN|last6=HAWC|last7=H.E.S.S.|last8=INTEGRAL|last9=Kanata|date=2018-07-13|title=Multimessenger observations of a flaring blazar coincident with high-energy neutrino IceCube-170922A|journal=Science|language=en|volume=361|issue=6398|pages=eaat1378|arxiv=1807.08816|bibcode=2018Sci...361.1378I|doi=10.1126/science.aat1378|issn=0036-8075|pmid=30002226|doi-access=free}}</ref>. Енергію нейтрино можна визначити з кількості випущених фотонів<ref name=":423" />.

Зважаючи на дуже слабкий сигнал, слід мінімізувати джерела фонового шуму. Детектори мають бути захищені великою екрануючою масою, і тому їх будують глибоко під землею або під водою, що захищає від більшості космічних променів<ref name=":424">{{Cite journal|last=Borexino Collaboration|last2=Agostini|first2=M.|last3=Altenmüller|first3=K.|last4=Appel|first4=S.|last5=Atroshchenko|first5=V.|last6=Bagdasarian|first6=Z.|last7=Basilico|first7=D.|last8=Bellini|first8=G.|last9=Benziger|first9=J.|date=2020-01-21|title=Comprehensive geoneutrino analysis with Borexino|journal=Physical Review D|volume=101|issue=1|page=012009|arxiv=1909.02257|bibcode=2020PhRvD.101a2009A|doi=10.1103/PhysRevD.101.012009|doi-access=free}}</ref>. Оскільки жодна інша відома частинка не може перетнути всю Землю, детектор налаштовують ловити мюони, які рухаються вгору.

Незважаючи на зусилля з екранування, певне фонове випромінювання неминуче потрапить у детектор, часто через радіоактивні домішки в самому детекторі. Якщо неможливо відрізнити фоновий сигнал від справжнього, для моделювання фону доводиться використати [[Метод Монте-Карло|моделювання за методом Монте-Карло]]. Хоча може бути невідомо, чи є кожна окрема подія фоном чи сигналом, можна виявити перевищення кількості подій над фоновим рівнем, що означає наявність сигналу<ref name=":323">{{Cite journal|last=The Borexino Collaboration|date=2020-11-26|title=Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun|url=http://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0|journal=Nature|language=en|volume=587|issue=7835|pages=577–582|arxiv=2006.15115|bibcode=2020Natur.587..577B|doi=10.1038/s41586-020-2934-0|issn=0028-0836|pmid=33239797}}</ref>.

== Застосування ==
Коли астрономічні тіла, такі як [[Сонце]], вивчаються за допомогою світла, можна безпосередньо спостерігати лише поверхню об’єкта. Будь-яке світло, утворене в ядрі зорі, буде взаємодіяти з частинками газу в зовнішніх шарах зорі і йтиме до поверхні зорі протягом сотень тисяч років, що унеможливлює пряме спостереження ядра. Нейтрино також утворюються в ядрах зір в результаті [[Зоряний нуклеосинтез|зоряного нуклеосинтезу]], однак виходять назовні, майже не взаємодіючи з речовиною, тому за допомогою нейтринної астрономії можна спостерігати безпосередньо ядро зорі<ref>{{Cite journal|last=Davis|first=Jonathan H.|date=2016-11-15|title=Projections for Measuring the Size of the Solar Core with Neutrino-Electron Scattering|journal=Physical Review Letters|volume=117|issue=21|page=211101|arxiv=1606.02558|bibcode=2016PhRvL.117u1101D|doi=10.1103/PhysRevLett.117.211101|pmid=27911522}}</ref><ref name="SciAm">{{Cite magazine|last=Gelmini|first=G. B.|last2=Kusenko|first2=A.|author-link2=|last3=Weiler|first3=T. J.|date=18 травня 2010|title=Through Neutrino Eyes: Ghostly Particles Become Astronomical Tools|url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=through-neutrino-eyes|journal=[[Scientific American]]|volume=302|issue=5|pages=38–45|doi=10.1038/scientificamerican0510-38|pmid=20443376|access-date=2013-11-28}}</ref>. Також були виявлені [[нейтрино від наднових]], а кілька нейтринних експериментів навіть створили систему раннього попередження про наднові, шукаючи перші ознаки вибухів наднових у вигляді збільшення потоку нейтрино<ref>{{Cite journal|last=Vigorito|first=C|last2=the SNEWS Working Group|date=2011-08-10|title=SNEWS - The Supernova Early Warning System|journal=Journal of Physics: Conference Series|volume=309|issue=1|page=012026|bibcode=2011JPhCS.309a2026V|doi=10.1088/1742-6596/309/1/012026|issn=1742-6596|doi-access=free}}</ref>. Ведуться пошуки нейтрино з інших джерел, таких як [[активні ядра галактик]]  та [[гамма-спалахи]].

=== Попередження про наднові ===
Сім нейтринних експериментів ([[Супер-Каміоканде]], LVD, [[IceCube]], KamLAND, [[Borexino]], Daya Bay і HALO) працюють разом як система раннього попередження про [[Наднові|наднові зорі]]<ref>{{Cite web|url=https://snews.bnl.gov/whatissnews.html|title=What is SNEWS?|website=snews.bnl.gov|access-date=2021-03-18}}</ref>. Під час колапсу ядра наднової дев'яносто дев'ять відсотків вивільненої енергії уноситься нейтрино. Поки фотони можуть шукати шлях назовні зі щільного ядра наднової протягом годин, нейтрино здатні досягти її поверхні за секунди. Оскільки нейтрино рухаються майже зі швидкістю світла, вони можуть дійти до Землі раніше, ніж фотони. Якщо два чи більше детекторів SNEWS спостерігають одночасне збільшеного потоку нейтрино, професійним астрономам і астрономам-любителям надсилається попередження, щоб вони шукали наднову на певній ділянці неба.

=== Процеси у зорях ===
[[Файл:Pp_chain_2nd.jpg|міні|[[Протон-протонний ланцюжок]] термоядерного синтезу, що відповідає за більшу частину енергії Сонця.]]
Сонце, як і інші зорі, отримує енергію за рахунок ядерного синтезу в своєму ядрі. Фотони виходять з ядра багато тисяч років, багаторазово розсіюючись на навколишній речовині і виконуючи випадкові блукання, і єдиним способом отримати дані про ядерні процеси на Сонці в реальному часі є нейтрино<ref name=":2">{{Cite journal|last=The Borexino Collaboration|date=October 2018|title=Comprehensive measurement of pp-chain solar neutrinos|url=http://www.nature.com/articles/s41586-018-0624-y|journal=Nature|language=en|volume=562|issue=7728|pages=505–510|bibcode=2018Natur.562..505B|doi=10.1038/s41586-018-0624-y|issn=0028-0836|pmid=30356186}}</ref>.

Існує два основні процеси ядерного синтезу зір. Перший — це [[протон-протонний ланцюжок]], у якому протони зливаються у гелій, інколи тимчасово створюючи на цьому шляху важчі елементи літію, берилію та бору. Другий — [[вуглецево-азотний цикл]], у якому вуглець поглинає протони, послідовно перетворюючись на азот і кисень, а потім вивільняє ядро гелію в ході альфа-розпаду, починаючи цикл знову. Протон-протонний ланцюжок, є основним процесом на Сонці, тоді як вуглецево-азотний цикл домінує в зорях, масивніших за Сонце<ref name=":32">{{Cite journal|last=The Borexino Collaboration|date=2020-11-26|title=Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun|url=http://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0|journal=Nature|language=en|volume=587|issue=7835|pages=577–582|arxiv=2006.15115|bibcode=2020Natur.587..577B|doi=10.1038/s41586-020-2934-0|issn=0028-0836|pmid=33239797}}</ref>.

Кожна стадія процесу має дозволений спектр енергії для нейтрино (або навіть дискретну енергію нейтрино - для процесів [[Електронне захоплення|електронного захоплення]]). Відносні швидкості ядерних процесів на Сонці можна визначити за спостереженнями його нейтринного потоку на різних енергіях. Це дозволяє зрозуміти параметри Сонця, наприклад, його [[металічність]]<ref name=":322">{{Cite journal|last=The Borexino Collaboration|date=2020-11-26|title=Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun|url=http://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0|journal=Nature|language=en|volume=587|issue=7835|pages=577–582|arxiv=2006.15115|bibcode=2020Natur.587..577B|doi=10.1038/s41586-020-2934-0|issn=0028-0836|pmid=33239797}}</ref>.

=== Склад та структура Землі ===
[[Файл:608134main_world-orig_full.jpg|міні|Модель внутрішньої будови Землі, визначена з сейсмічних даних. Нейтрино дасть незалежну перевірку цієї моделі]]
Всередині Землі містяться такі радіоактивні елементи, як <sup>238</sup>U і <sup>232</sup>Th і продукти їхнього розпаду, а також <sup>40</sup>K. Під час [[Бета-розпад|бета-розпаду]] вони випромінюють антинейтрино, які можна реєструвати нейтринними детекторами. Енергія цих антинейтрино залежить від типу батьківського ядра<ref name=":0">{{Cite journal|last=Bellini|first=G.|last2=Benziger|first2=J.|last3=Bonetti|first3=S.|last4=Avanzini|first4=M. Buizza|last5=Caccianiga|first5=B.|last6=Cadonati|first6=L.|last7=Calaprice|first7=F.|last8=Carraro|first8=C.|last9=Chavarria|first9=A.|displayauthors=1|date=2010-04-19|title=Observation of geo-neutrinos|journal=Physics Letters B|language=en|volume=687|issue=4–5|pages=299–304|arxiv=1003.0284|bibcode=2010PhLB..687..299B|doi=10.1016/j.physletb.2010.03.051|issn=0370-2693|doi-access=free}}</ref>. Вимірюючи ці антинейтрино, детектор [[Borexino]] оцінив загальне енерговиділення в ядрі Землі та встановив, що відносна поширеність <sup>238</sup>U і <sup>232</sup>Th в ядрі така ж сама, як у [[Хондрити|хондритових метеоритах]]<ref name=":42">{{Cite journal|last=Borexino Collaboration|last2=Agostini|first2=M.|last3=Altenmüller|first3=K.|last4=Appel|first4=S.|last5=Atroshchenko|first5=V.|last6=Bagdasarian|first6=Z.|last7=Basilico|first7=D.|last8=Bellini|first8=G.|last9=Benziger|first9=J.|date=2020-01-21|title=Comprehensive geoneutrino analysis with Borexino|journal=Physical Review D|volume=101|issue=1|page=012009|arxiv=1909.02257|bibcode=2020PhRvD.101a2009A|doi=10.1103/PhysRevD.101.012009|doi-access=free}}</ref>.
Для нейтрино з енергією в кілька ТеВ ймовірність поглинання під час проходження крізь Землю є достатньо великою, зменшення потоку таких нейтрино від відомих астрофізичних джерел можна було використовувати для нейтринної томографії Землі<ref>{{Cite journal|last=Donini|first=Andrea|last2=Palomares-Ruiz|first2=Sergio|last3=Salvado|first3=Jordi|date=January 2019|title=Neutrino tomography of Earth|url=https://www.nature.com/articles/s41567-018-0319-1|journal=Nature Physics|language=en|volume=15|issue=1|pages=37–40|arxiv=1803.05901|doi=10.1038/s41567-018-0319-1|issn=1745-2481}}</ref>. У 2018 році дані [[IceCube]] були використані для підгонки п'ятишарової моделі внутрішньої будови Землі під спостережні дані для розподілу висхідних нейтрино за енергіями й напрямками, й отриманий розподіл густин добре узгодився з [[Сейсмологія|сейсмічними]] та гравітаційними даними. Похибки цього методу залишаються великими, але очікується, що майбутні дані [[IceCube]] і [[KM3NeT]] допоможуть покращити точність цього методу.
=== Високоенергетичні астрофізичні події ===
Окрім первинних (астрофізичних) нейтрино, що приходять безпосередньо з космосу, детектори реєструють також вторинні (атмосферні) нейтрино, утворені в результаті розпаду [[Піони|піонів]] та [[Каони|каонів]], народжених під час взаємодії [[Космічні промені|космічних променів]] з атмосферою Землі. При низьких енергіях потік атмосферних нейтрино в багато разів перевищує астрофізичні нейтрино, однак на високих енергіях (~100 ТеВ) домінують астрофізичні нейтрино, і саме їх використовують для дослідження високоенергетичних астрофізичні подій. Те, що нейтрино (на відміну від космічних променів) слабко взаємодіє й майже не відхиляється від свого початкового напрямку, забезпечує відносно високу кутову роздільну здатність нейтринної астрономії<ref name=":1">{{Cite journal|last=IceCube Collaboration|last2=Aartsen|first2=M. G.|last3=Ackermann|first3=M.|last4=Adams|first4=J.|last5=Aguilar|first5=J. A.|last6=Ahlers|first6=M.|last7=Ahrens|first7=M.|last8=Altmann|first8=D.|last9=Anderson|first9=T.|date=2014-09-02|title=Observation of High-Energy Astrophysical Neutrinos in Three Years of IceCube Data|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.113.101101|journal=Physical Review Letters|volume=113|issue=10|page=101101|arxiv=1405.5303|bibcode=2014PhRvL.113j1101A|doi=10.1103/PhysRevLett.113.101101|pmid=25238345}}</ref>.

Спостереження на різних довжинах хвиль були використані, щоб показати, що спостережувані нейтрино і походять від далекого блазара. З часом спостереження нейтрино має все більше використовуватись для доповнення електромагнітних і гравітаційних спостережень, як складова частина [[Багатоканальна астрономія|багатоканальної астрономії]]<ref name=":5">{{Cite journal|last=The IceCube Collaboration|last2=Fermi-LAT|last3=MAGIC|last4=AGILE|last5=ASAS-SN|last6=HAWC|last7=H.E.S.S.|last8=INTEGRAL|last9=Kanata|date=2018-07-13|title=Multimessenger observations of a flaring blazar coincident with high-energy neutrino IceCube-170922A|journal=Science|language=en|volume=361|issue=6398|pages=eaat1378|arxiv=1807.08816|bibcode=2018Sci...361.1378I|doi=10.1126/science.aat1378|issn=0036-8075|pmid=30002226|doi-access=free}}</ref>.

== Див. також ==
* [[Нейтринний детектор]]
* [[Гравітаційно-хвильова астрономія]]
* [[Super-Kamiokande]]
* [[Обсерваторія Каміока]]
* [[Нейтринне реліктове випромінювання]]
* [[Сонячна нейтринна одиниця]]

== Примітки ==
{{reflist}}

{{Астрономія}}
{{Бібліоінформація}}

[[Категорія:Нейтринна астрономія]]