physics4u - Αστρονομία νετρίνων

Αστρονομία νετρίνων

Άρθρο, Φεβρουάριος 2007

Για μια παρατήρηση με οξεία εστίαση βαθιά μέσα στο σύμπαν, θα μας χρειαζόταν ένα τηλεσκόπιο που να μπορεί να ανιχνεύει κάποιο είδος σωματιδίων, που θα μένουν ανεπηρέαστα καθώς θα περνούν από περιοχές με αέρια, σκόνη και μαγνητικά πεδία. Ένα τέτοιο υποψήφιο είδος σωματιδίων είναι τα νετρίνα. Παραμένουν αδιατάρακτα κατά την πορεία τους από τις πηγές τους μέχρι τη Γη, ενώ ταξιδεύουν με ταχύτητα πολύ κοντά σ' αυτή του φωτός. Ένα νετρίνο χαμηλής ενέργειας θα περνούσε ένα τοίχο από μολύβι πάχους 50 ετών φωτός. Αν μπορούσαμε να παρατηρήσουμε τα νετρίνα, θα γνωρίζαμε μια καινούργια θαυμαστή όψη του σύμπαντος.

Αστρονομία νετρίνων

Σχεδόν όλα όσα ξέρουμε για το σύμπαν προέρχονται από παρατηρήσεις φωτονίων. Φωτονίων κάθε μήκους κύματος, από τα ραδιοκύματα μέχρι τις ακτίνες Χ και γ. Μαθαίνουμε επίσης κάποια πράγματα για τον κόσμο πέρα από το ηλιακό μας σύστημα, παρατηρώντας τις κοσμικές ακτίνες οι οποίες αποτελούνται κυρίως από γυμνούς ατομικούς πυρήνες ή από μεμονωμένα πρωτόνια. Τα σωματίδια όμως αυτά δεν μας δείχνουν τις πηγές που τα εξέπεμψαν γιατί κατά την πορεία τους μέσα στον γαλαξία μας δέχονται την επίδραση των μαγνητικών πεδίων του γαλαξία και εκτρέπονται από υην αρχική τους πορεία.

Για μια παρατήρηση με οξεία εστίαση βαθιά μέσα στο σύμπαν, θα μας χρειαζόταν ένα τηλεσκόπιο που να μπορεί να ανιχνεύει κάποιο είδος σωματιδίων, που θα μένουν ανεπηρέαστα καθώς θα περνούν από περιοχές με αέρια, σκόνη και μαγνητικά πεδία. Ένα τέτοιο υποψήφιο είδος σωματιδίων είναι τα νετρίνα. Τα νετρίνα αποτελούν μεγάλο μέρος από τον συνολικό αριθμό των στοιχειωδών σωματιδίων του σύμπαντος και αλληλεπιδρούν πολύ ασθενικά με την υπόλοιπη ύλη. Παραμένουν λοιπόν αδιατάρρακτα κατά την πορεία τους από τις πηγές τους μέχρι τη Γη, ενώ ταξιδεύουν με ταχύτητα πολύ κοντά σ' αυτή του φωτός. Ένα νετρίνο χαμηλής ενέργειας θα περνούσε ένα τοίχο από μολύβι πάχους 50 ετών φωτός. Αν μπορούσαμε να παρατηρήσουμε τα νετρίνα, θα γνωρίζαμε μια καινούργια θαυμαστή όψη του σύμπαντος.

Τα νετρίνα του Σύμπαντος

Οι στοιχειώδεις δομικοί λίθοι του σύμπαντος αποτελούνται από φερμιόνια, δηλαδή τα κουάρκς (up, down, stranged, top και bottom ) και από λεπτόνια (ηλεκτρόνιο, μιόνιο ταυ, και από τους αντίστοιχους ουδέτερους συντρόφους τους δηλαδή το νετρίνο του ηλεκτρονίου, το νετρίνο του μιονίου και το νετρίνο του ταυ.) Το πείραμα του Super Kamiokande του 1998 μας έδειξε ότι μερικά τουλάχιστον νετρίνα έχουν μάζα, όπως έχουν και όλα τα φερμιόνια. Μια από τις μεγάλες προκλήσεις της φυσικής των σωματιδίων είναι να εξηγήσουμε τις μεγάλες διαφορές ανάμεσα στη μάζα των νετρίνων και τη μάζα των υπόλοιπων φερμιονίων που φέρουν φορτίο. Οι μάζες τους διαφέρουν κατά παράγοντα μεγαλύτερο από 100 δισεκατομμύρια.

Τα νετρίνα σχηματίστηκαν σε τεράστιους αριθμούς κατά την αρχική φάση του big bang. Όπως και η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου, έτσι και τα νετρίνα έχουν σήμερα μικρές κινητικές ενέργειες, καθώς το σύμπαν ψύχθηκε κατά τη διαστολή του. Υπολογίζεται ότι υπάρχουν κατά μέσον όρο σε όλο το χώρο, τουλάχιστον 114 νετρίνα ανά κυβικό εκατοστόμετρο. Στην περιοχή μας θα υπάρχουν ακόμη περισσότερα καθώς συμπυκνώνονται από τη βαρύτητα του γαλαξία μας. Σήμερα, έχουμε μόνο μια εκτίμηση για το κάτω όριο της συνολικής τους μάζας, αλλά ακόμα κι έτσι, η μάζα αυτή είναι σχεδόν της ίδιας τάξης με τη συνολική μάζα όλων των ορατών άστρων στο σύμπαν.

Θα ήταν θαυμάσιο αν μπορούσαμε να παρατηρήσουμε αυτά τα λείψανα των νετρίνων, και οι άνθρωποι έχουν πράγματι σκεφτεί αρκετά για το πως θα μπορούσαν να το πετύχουν. Το πρόβλημα είναι ότι η μικρή πιθανότητα να αλληλεπιδράσουν τα νετρίνα με τον ανιχνευτή μας, ελαττώνεται με το τετράγωνο της ενέργειας των νετρίνων, προκειμένου για νετρίνα χαμηλών ενεργειών. Ακόμη όμως και στη σπάνια περίπτωση που ένα νετρίνο αλληλεπιδρά με τον ανιχνευτή μας, το σήμα είναι πάρα πολύ μικρό. Κανείς δεν έχει ακόμη καταφέρει να ανιχνεύσει αυτά τα νετρίνα μικρής ενέργειας. Οι προοπτική για ένα τηλεσκόπιο νετρίνων χαμηλής ενέργειας δεν είναι καλή, τουλάχιστον για το κοντινό μέλλον.

Τα Ηλιακά νετρίνα

Τα επόμενα κατάλληλα για παρατήρηση νετρίνα, είναι αυτά που προέρχονται από τις πυρηνικές συντήξεις των άστρων. Εδώ είμαστε πιο τυχεροί επειδή έχουμε τον ήλιο κοντά μας. Ο ήλιος παράγει μια τεράστια ροή νετρίνων. Δηλαδή ένα τεράστιο αριθμό ανά μονάδα επιφάνειας και ανά μονάδα όγκου. Τα νετρίνα αυτά τα ανιχνεύουμε στη Γη με 5 διαφορετικά πειράματα τα οποία βρίσκονται σε εξέλιξη. Παραμένει όμως εδώ και τριάντα χρόνια ένα μυστήριο γι αυτά. Συγκεκριμένα, ανιχνεύονται στη Γη περίπου τα μισά απ' όσα αναμένουμε ότι φθάνουν από τον Ήλιο. Το έλλειμμα αυτό σήμερα πιστεύεται ότι οφείλεται στις ταλαντώσεις των νετρίνων. Δηλαδή στο γεγονός ότι το νετρίνο μεταπίπτει από τη μια μορφή στην άλλη και αντίστροφα κατά το ταξίδι του προς τη Γη. Το γεγονός ότι με το μοντέλο αυτό της ταλάντωσης, υπολογίσαμε τον αριθμό που αναμένεται να μετράμε στη Γη και ο αριθμός αυτός βρίσκεται αρκετά κοντά στην πειραματική τιμή, αποτελεί ένα μεγάλο θρίαμβο της θεωρίας που διαθέτουμε για τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις και την εξέλιξη των άστρων. Έτσι λοιπόν, υπ' αυτή την έννοια, κάνουμε ήδη αστρονομία νετρίνων. Περιοριζόμαστε βέβαια στον ήλιο. Όπως ακριβώς ο ουρανός είναι σκοτεινός τη νύχτα, παρά το τεράστιο πλήθος άστρων που υπάρχουν, έτσι και για τα νετρίνα, ο αριθμός αυτών που φτάνουν στη Γη από τον Ήλιο, ξεπερνάει κατά πολύ τον αριθμό όσων φτάνουν από όλο το υπόλοιπο σύμπαν.

Νετρίνα από Σούπερ νόβες

Στις 07:35 GMT της 23ης Φεβρουαρίου 1987, συνέβη ένα θαυμαστό γεγονός, όταν 2 ανιχνευτές που βρίσκονταν στα βάθη ορυχείων στις ΗΠΑ (πείραμα ΙΜΒ), και την Ιαπωνία (πείραμα Kamiokande), κατέγραψαν ένα σύνολο 19 νετρίνων σε χρονικό διάστημα 13 δευτερολέπτων. Δυόμιση ώρες αργότερα, αστρονόμοι στο νότιο ημισφαίριο είδαν την πρώτη σούπερ νόβα που ήταν ορατή με γυμνό μάτι μετά την εποχή του Κέπλερ. Αυτή βρισκόταν στο μεγάλο νεφέλωμα του Μαγγελάνου σε απόσταση περίπου 50 Kiloparsec (περίπου 150.000 έτη φωτός). Το γεγονός αυτό που αποτέλεσε την αρχή της αστρονομίας των νετρίνων, ακολουθήθηκε από πολλά συμπεράσματα για τη φύση των νετρίνων, όπως και για τα όρια της μάζας τους, του φορτίου τους, της βαρυτικής έλξης τους, της μαγνητικής ροπής τους κ.ά. καθώς και από πολλές εκατοντάδες δημοσιεύσεων.

Ποτέ άλλοτε δεν είχε προκληθεί στην αστρονομία και στην φυσική τόση παραγωγίκότητα, από τόσο λίγα δεδομένα. Οι σούπερ νόβες που δημιουργούνται από βαρυτική κατάρρευση, συμβαίνουν όταν τελειώνουν τα πυρηνικά καύσιμα σε γερασμένα αστέρια και δεν υπάρχει πια αντίσταση στη σύνθλιψη που προκαλεί η βαρυτική έλξη προς το κέντρο τους. Τα νετρίνα που εκπέμπονται μεταφέρουν την ενέργεια που αντιστοιχεί στη μείωση της βαρυτικής ενέργειας. Σχεδόν το 10% της ενέργειας της μάζας του εσωτερικού του άστρου μεταφέρεται από τα νετρίνα. Αυτή είναι περίπου ισοδύναμη με την ενέργεια μάζας ίσης με 1,4 φορές την μάζα του ήλιου. Κατά τις εκρήξεις των σούπερ νόβα ελευθερώνονται μέσα σε λίγα δευτερόλεπτα περίπου 3x10^46 Joule που τα μεταφέρουν περίπου 10^58 νετρίνα.

Οι αριθμοί αυτοί είναι χιλιάδες φορές η ενέργεια που εκπέμπει ο ήλιος στη διάρκεια όλης του της ζωής.

Πολλά έχουμε ακόμα να μάθουμε από τον επιθανάτιο ρόγχο αυτών των άστρων, όχι μόνο για τη διαδικασία της αστρικής κατάρρευσης προς σχηματισμό άστρων νετρονίων ή μαύρων τρυπών αν τα αρχικά άστρα είχαν υπερβολικά μεγάλη μάζα, αλλά και για τα νετρίνα που εκπέμπονται. Για παράδειγμα, τα βαρύτερα νετρίνα κινούνται πιο αργά και μελετώντας τη δομή του κύματος από νετρίνα που προσπερνά τη Γη, θα μπορέσουμε ίσως να εξάγουμε άμεσα τις σχετικές μάζες των τριών ειδών νετρίνων, ξεχωριστά από τη μελέτη των ταλαντώσεων μεταξύ τους.

Προς το παρόν 4 υπόγειοι ανιχνευτές (ο Super Kamiokande στην Ιαπωνία, ο SNO στον Καναδά, οι LVD και MACRO στην Ιταλία) έχουν δυνατότητες ανίχνευσης των νετρίνων από τις σούπερ νόβες του γαλαξία μας. Ο ρυθμός εμφάνισης ορατών σούπερ νόβα στον γαλαξία μας είναι περίπου μία ανά 200 χρόνια, σύμφωνα με τις ιστορικές πληροφορίες που υπάρχουν, ενώ πολλές σούπερ νόβες δεν είναι ορατές γιατί τις κρύβει το επίπεδο του γαλαξία μας. Από τα ιστορικά αρχεία και από παρατηρήσεις μακρινών σπειροειδών γαλαξιών, αναμένουμε ότι ο ρυθμός των σούπερ νόβα στον γαλαξία μας, κυμαίνεται μεταξύ μιας ανά είκοσι χρόνια και μιας ανά εκατό χρόνια. Έτσι οι πειραματικοί μπορεί να χρειαστεί να περιμένουν αρκετά πριν από την επόμενη παρατήρηση, ενώ δεν έχουμε κανένα τρόπο να προβλέψουμε πότε θα συμβεί αυτή.

Κοσμικά νετρίνα υψηλής ενέργειας

Καθώς ανεβαίνουμε την κλίμακα των ενεργειών, οι φυσικοί έχουν αναγνωρίσει εδώ και πολλά χρόνια ότι τα πιο ενεργητικά νετρίνα θα παράγονταν αναπόφευκτα στα πιο λαμπρά και ενεργητικά αντικείμενα του σύμπαντός μας. Τα αντικείμενα με τη μεγαλύτερη ισχύ που έχουμε δει είναι οι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες, οι οποίοι παράγουν σωματίδια με ενέργειες πολύ υψηλότερες από τους ισχυρότερους επιταχυντές του ανθρώπου. Υπάρχουν επίσης αινιγματικά αντικείμενα όπως οι εκρήξεις ακτίνων γάμα, τα οποία ίσως να είναι οι ισχυρότερες εκρήξεις που παρατηρούμε, και οι οποίες σε συμβαίνουν σε αποστάσεις κοσμολογικής κλίμακας. Αυτές παράγουν ακτίνες γάμα πολύ υψηλής ενέργειας αλλά δεν είναι σίγουρο αν είναι επίσης ισχυρές πηγές νετρίνων. Αυτό εξαρτάται από το μηχανισμό που εκπέμπει την ακτινοβολία, ο οποίος προς το παρόν παραμένει μυστηριώδης.

Τα τελευταία χρόνια έχουν παρατηρηθεί κοσμικές ακτίνες με ενέργειες 100 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερες από αυτές που αναπαράγονται στους επιταχυντές μας (περισσότερο από 10²⁰ eV). Αυτά τα μυστηριώδη σωματίδια δεν προέρχονται από το γαλαξία μας, και η προέλευσή τους παραμένει άγνωστη. Μετά από έναν αιώνα σχεδόν παρατηρήσεων, δεν γνωρίζουμε γενικά την προέλευση των κοσμικών ακτίνων, ιδιαίτερα αυτών που έχουν ενέργεια άνω των 10¹⁵ eV, αν και έχουν προταθεί πολλά μοντέλα. Όποια και αν είναι η πηγή τους, ο μηχανισμός εκείνος που είναι ικανός να επιταχύνει σωματίδια σε τόσο ψηλές ενέργειες, θα παράγει οπωσδήποτε και νετρίνα. Σ' αυτές τις πολύ υψηλές ενέργειες έχουν προταθεί πολλά μοντέλα ως πηγές των νετρίνων. Σ' αυτά περιλαμβάνονται και διασπάσεις σωματιδίων με μάζες στην κλίμακα Πλάνκ, που ξέμειναν από την εποχή του big bang, καθώς και ακτινοβολία από υπεραγώγιμες κοσμικές χορδές. Τα ευρήματα αυτά αν επιβεβαιωθούν θα αποτελέσουν πρώτου μεγέθους ανακαλύψεις για τη φυσική σωματιδίων και την κοσμολογία.

Γνωρίζουμε λοιπόν ότι νετρίνα υψηλής ενέργειας φτάνουν ως εμάς από το μακρινό σύμπαν, και μπορούν να μας διδάξουν αρκετά πράγματα για την κατεύθυνσή τους, την ενέργειά τους, τον τύπο τους και τη μεταβολή τους με το χρόνο. Η καίρια όμως ερώτηση των δυνητικών αστρονόμων των νετρίνων είναι αν υπάρχουν αρκετά τέτοια νετρίνα για να τα ανιχνεύσουμε.

Δύο πράγματα κάνουν ευτυχώς την προοπτική της αστρονομίας νετρίνων υψηλής ενέργειας πιο ευοίωνη από αυτή των χαμηλών ενεργειών.

Κατ' αρχήν η πιθανότητα αλληλεπίδρασης για τα νετρίνα αυξάνει με την ενέργεια. Για τον μεγαλύτερο σημερινό υπόγειο ανιχνευτή μας, τον Super-Kamiokande, μόνο ένα στο τρισεκατομμύριο νετρίνα τυπικής ενέργειας (περίπου 1GeV, ή αλλιώς ενέργειας ισοδύναμης με τη μάζα ηρεμίας του πρωτονίου) αλληλεπιδρά με τον ανιχνευτή και μπορεί να μελετηθεί. Ο αριθμός αυτός όμως αυξάνεται σχεδόν ανάλογα με την ενέργεια καθώς πηγαίνουμε σε μεγαλύτερες ενέργειες.

Λόγω αυτής της αύξησης στην πιθανότητα αλληλεπίδρασης, τα νετρίνα παρουσιάζουν και μια άλλη παρατηρησιακή ιδιορυθμία. Άνω του 1PeV η Γη γίνεται αδιαφανής στα νετρίνα και κανείς πρέπει να ψάξει γι αυτά, κοιτάζοντας μόνο προς τον ουρανό. Σε χαμηλότερες όμως ενέργειες, κάνουμε αστρονομία νετρίνων κοιτάζοντας αντίθετα από τη συμβατική αστρονομία. Κοιτάζουμε σε κατεύθυνση προς το εσωτερικό της Γης, χρησιμοποιώντας τη Γη για να φιλτράρει τα άλλα σωματίδια και να αφήσει να περνάνε τα νετρίνα. Η περιοχή αυτή ενεργειών μεταξύ του 1TeV (10^12eV) και του 1 PeV, προτιμάται για να ξεκινήσουμε προσπάθειες συνήθους αστρονομίας νετρίνων.

Το δεύτερο πλεονέκτημα για ν' αναζητήσουμε νετρίνα υψηλότερης ενέργειας αντί για χαμηλότερης, είναι επειδή οι συνέπειες της αλληλεπίδρασης των νετρίνων με τον ανιχνευτή ή τη Γη, γίνονται περισσότερο ανιχνεύσιμες καθώς η ενέργεια που εκλύεται σ' αυτές αυξάνεται. Η αγαπημένη μέθοδος είναι η ανίχνευση μιονίων που παράγονται από τα νετρίνα. Αυτά τα μιόνια, αντίθετα από τα ηλεκτρόνια ή τα ταυ, κινούνται για μεγάλες αποστάσεις μέσα στη Γη, στην ίδια κατεύθυνση με το αρχικό νετρίνο, πριν να ακινητοποιηθούν. Η απόσταση αυτή είναι της τάξης του 1 Km για ενέργεια περίπου 1 TeV. Τα φορτισμένα αυτά σωματίδια παράγουν ακτινοβολία Τσερένκοφ, δηλαδή ένα βραχύβιο παλμό φωτός μέσα σε καθαρό νερό ή πάγο, ανιχνεύσιμο από απόσταση δεκάδων μέτρων με φωτοπολλαπλασιαστές.

Η ακτινοβολία Τσερένκοφ εμφανίζεται όταν σωματίδια κινούνται μέσα σε κάποιο διαφανές μέσο με ταχύτητες μεγαλύτερες από αυτή που έχει το φως στο ίδιο μέσον. Το φαινόμενο αυτό μοιάζει μάλλον με ηλεκτρομαγνητικό ανάλογο ενός υπερηχητικού αντικειμένου. Έτσι ένας ανιχνευτής μπορεί να συλλέξει τα αποτελέσματα των αλληλεπιδράσεων των νετρίνων από μια περιοχή του χώρου την οποία κατοπτεύει, και η οποία είναι αρκετά μεγαλύτερη από την περιοχή που καταλαμβάνει ο ίδιος ο ανιχνευτής.

Τηλεσκόπια για νετρίνα υψηλών ενεργειών

Οι ανιχνευτές νετρίνων πρέπει γενικά να τοποθετούνται βαθιά μέσα στο υπέδαφος ή στο νερό για να αποφύγουμε το υπόβαθρο που οφείλεται στον αναπόφευκτο καταιγισμό κοσμικών ακτίνων στην ατμόσφαιρα. Οι κοσμικές ακτίνες παράγουν πολλά μιόνια, τα οποία διεισδύουν βαθιά μέσα στη Γη, φτάνοντας ακόμη και στα πιο βαθιά ορυχεία, αλλά φυσικά με διαρκώς μειούμενο αριθμό όσο αυξάνει το βάθος. Έτσι λοιπόν οι πρώτες απόπειρες για αστρονομία νετρίνων με υψηλές ενέργειες ξεκίνησε υποβρύχια και κάτω από πάγους.

Το μεγαλύτερο πρόγραμμα είχε τα αρχικά DUMAND και καταργήθηκε το 1995 γιατί προχωρούσε αρκετά αργά ενώ συνάντησε και δυσκολίες χρηματοδότησης. Όσο διήρκεσε όμως, κατάφερε να αναπτύξει πρωτοπόρες τεχνικές, να μελετήσει το υπόβαθρο των μετρήσεων, να διερευνήσει το σχεδιασμό ανιχνευτών και ίσως το σπουδαιότερο να προκαλέσει το ενδιαφέρον της επιστημονικής κοινότητας για την αστροφυσική των νετρίνων.

Ένα άλλο μακροχρόνιο πρόγραμμα έτρεξε στη λίμνη Baikal, η οποία είναι η μεγαλύτερη και βαθύτερη λίμνη του κόσμου και βρίσκεται στη Σιβηρία. Η εγκατάσταση εκεί αποτελείται από τεράστιους ανιχνευτές φωτονίων (0,4 m διάμετρο) που κατέβηκαν σε βάθος κάτω από τους χειμερινούς πάγους με τη βοήθεια καλωδίων και συνδέονται με την ακτή πάλι με καλώδια. Το πείραμα στη Βαϊκάλη έχει δώσει μέτρια φυσικά αποτελέσματα, τα οποία περιλαμβάνουν ανίχνευση ατμοσφαιρικών νετρίνων, απέχει όμως αρκετά από το να αξιοποιηθεί για αστρονομία νετρίνων γιατί καλύπτει επιφάνεια μόνο λίγων εκατοντάδων τετραγωνικών μέτρων.

Δύο άλλα πειράματα παρόμοια με το DUMAND βρίσκονται υπό εξέλιξη στη Μεσόγειο. Το πιο ανεπτυγμένο από αυτά έχει το όνομα NESTOR και βρίσκεται υποθαλάσσια, στο πέλαγος ανοιχτά της Πύλου.

Αναπαράσταση της διάταξης ανιχνευτών στο τηλεσκόπιο νετρίνων NESTOR ανοιχτά της Πύλου.

Ένα άλλο με το όνομα ANTARES βρίσκεται ανοιχτά της Μασσαλίας στη Γαλλία. Κι ένα άλλο πρόγραμμα επίσης συζητείται για να εγκατασταθεί στ' ανοιχτά της Νότιας Ιταλίας.

Τα προγράμματα αυτά διαφέρουν στον τρόπο υποστήριξης των φωτοανιχνευτών και στη γεωμετρία τοποθέτησής των, αλλά βασικά όλα χρησιμοποιούν καλώδια που φέρουν τους φωτοανιχνευτές και είναι ποντισμένα με άγκυρες στο βυθό της θάλασσας. Οι φωτοανιχνευτές προστατεύονται μέσα σε γυάλινα σφαιρικά περιβλήματα που αντέχουν στην πίεση. Για τα προγράμματα στην Ελλάδα και τη Γαλλία έχουν σχεδιαστεί πρωτότυποι ανιχνευτές. Αυτοί θα έχουν ενεργό επιφάνεια για συλλογή μιονίων της τάξης των 20-50 χιλιάδες τετραφωνικών μέτρων. Η επιφάνεια αυτή ας συγκριθεί με τα μεγαλύτερα υπόγεια όργανα που υπάρχουν και είναι της τάξης των 1000 τετραγωνικών μέτρων, καθώς και με την απαιτούμενη επιφάνεια για να κάνουμε πραγματική αστρονομία, που είναι της τάξης του 1 εκατομμυρίου τετραγωνικών μέτρων.

Τα βάθη των ωκεανών είναι εξαιρετικά καθαρά και τα όργανα μέτρησης μπορούν να απέχουν λίγες δεκάδες μέτρα το ένα από το άλλο για να ανιχνεύουν περισσότερα μιόνια που θα περνούν ανάμεσά τους. Μια δέσμη κατακόρυφων λωρίδων από τέτοιους ανιχνευτές μπορεί να καλύψει ένα ολόκληρο κυβικό χιλιόμετρο, χρησιμοποιώντας το ίδιο πλήθος ανιχνευτών με αυτούς που υπάρχουν στο ορυχείο του Super-Kamiokande. Φυσικά είναι πιο δύσκολο να βάλουμε αυτούς τους ανιχνευτές σε τέτοια βάθη και κοστίζει περισσότερο, αλλά το ζήτημα είναι ότι τέτοια προγράμματα είναι μέσα στα όρια των σημερινών τεχνικών δυνατοτήτων μας και το κόστος τους είναι συγκρίσιμο με αυτό από άλλα επιστημονικά προγράμματα.

Ένας διαφορετικός τύπος τηλεσκοπίου νετρίνων βρίσκεται στο Νότιο Πόλο, στους πάγους, το πρόγραμμα AMANDA. Έχει αποδειχτεί ότι ο πάγος κάτω από το βάθος του 1,4 km είναι πολύ καθαρός και ελεύθερος από φυσαλίδες, αν και η σκέδαση του φωτός αποτελεί κάποιο πρόβλημα. Οι πειραματικοί έχουν επεξεργαστεί μια μέθοδο για ν' ανοίξουν τρύπες στον πάγο βάθους 2 km, μέσα στις οποίες κατεβάζουν τους φωτοπολλαπλασιαστές. Τα όργανα παγώνουν μετά από παραμονή μιας μέρας στο βάθος αυτό, αλλά στην επιφάνεια φτάνουν καλώδια για το χειρισμό τους. Έτσι δεν υπάρχει ανάγκη για περίπλοκα ηλεκτρονικά που να χρειάζεται να κατεβούν στο βάθος αυτό. Τοπολογικά οι συστοιχίες των ανιχνευτών μοιάζουν μάλλον με αυτές που ποντίστηκαν υποβρύχια αλλά ανεστραμμένες. Στον έλεγχο καλής λειτουργίας της διάταξης, έχουν ήδη καταγραφεί νετρίνα που κινούνται προς τα επάνω.

Από τις εγκαταστάσεις των τρυπών στον πάγο στο τηλεσκόπιο νετρίνων
AMANDA στον Νότιο Πόλο.

Όλα τα εν εξελίξει προγράμματα δεν είναι παρά οι πρόδρομοι μελλοντικών ανιχνευτών που θα καταλαμβάνουν μερικές δεκάδες χιλιάδες τετραγωνικά μέτρα και θα κατασκευαστούν σε λίγα χρόνια. Φαίνεται πως η πραγματική αστρονομία των νετρίνων υψηλών ενεργειών, τοποθετείται σε χρονικό ορίζοντα μιας δεκαετίας. Συγχρόνως οι θεωρητικοί προχωρούν στους υπολογισμούς και οι υπόγειοι ανιχνευτές περιμένουν να καταγράψουν τα νετρίνα από την επόμενη γαλαξιακή σούπερ νόβα.

Δείτε και τα σχετικά άρθρα

Home