XENONnT otworzył nowe okno na Słońce. Wykrył neutrina o energii 17 keV

XENONnT powstał przede wszystkim po to, by szukać WIMP-ów — hipotetycznych cząstek ciemnej materii. Jednak czułość wymagana do rejestrowania tak rzadkich oddziaływań sprawiła, że ten sam instrument stał się także detektorem neutrin słonecznych.

Podczas seminarium w Laboratori Nazionali del Gran Sasso we Włoszech współpraca XENON ogłosiła pierwszą obserwację niskoenergetycznych neutrin słonecznych rozpraszających się na elektronach. Pomiar rozszerza granicę bezpośredniej obserwacji neutrin do około 17 keV — najniższego zgłoszonego dotąd progu energetycznego dla tych cząstek. Sygnał jest zdominowany przez pp neutrina. 22

Jak neutrino zostawia ślad w ciekłym ksenonie

Neutrina niemal nie oddziałują z materią. Od czasu do czasu neutrino słoneczne może jednak zderzyć się sprężyście z elektronem znajdującym się w ciekłym ksenonie. Elektron otrzymuje wtedy niewielki odrzut, który tworzy dwa sygnały:

• bezpośredni błysk scyntylacyjny w ciekłym ksenonie,
• opóźniony sygnał elektroluminescencji, powstający po wyciągnięciu uwolnionych elektronów do fazy gazowej.

Połączenie tych sygnałów pozwala odtworzyć energię i położenie zdarzenia. Badacze nie próbują więc rozpoznać pojedynczego „uderzenia” neutrina. Zamiast tego analizują statystyczny kształt widma wielu odrzutów elektronów i porównują go z przewidywanymi tłami radioaktywnymi oraz aparaturowymi.

Warto doprecyzować, że wartość około 17 keV oznacza energię neutrin dostępną dla pomiaru, a nie energię przekazywaną w całości każdemu elektronowi. Ogłoszony wynik opisano jako pierwszą obserwację niskoenergetycznych neutrin słonecznych, z sygnałem zdominowanym przez pp neutrina. 22

Czym są pp neutrina?

PP neutrina powstają w pierwszym etapie łańcucha reakcji proton–proton zachodzącego w jądrze Słońca:

[
p+p\rightarrow d+e^++\nu_e
]

Reakcja ta rozpoczyna proces, w którym wodór jest stopniowo przekształcany w hel. Ponieważ łańcuch proton–proton odpowiada za większość energii Słońca, pp neutrina są bezpośrednimi posłańcami informującymi o fuzji zachodzącej w jego jądrze.

To szczególnie cenne źródło informacji. Światło potrzebuje dużo czasu, aby przedostać się z jądra Słońca na jego powierzchnię, natomiast neutrina niemal natychmiast uciekają z miejsca, w którym powstały. Ich pomiar daje zatem bardziej bezpośredni wgląd w reakcje podtrzymujące aktywność naszej gwiazdy.

Dlaczego XENONnT zdołał uchwycić tak słaby sygnał?

Sercem eksperymentu jest dwufazowa komora projekcji czasowej z aktywnym celem zawierającym 5,9 t ciekłego ksenonu. Duża masa zwiększa szansę na rzadkie oddziaływania, a jednoczesny pomiar scyntylacji i jonizacji dostarcza informacji o energii oraz położeniu zdarzeń. 5

Największym problemem nie jest jednak wyłącznie mała liczba neutrin, lecz także tło. Rozpad radonu i jego produktów może powodować odrzuty elektronów podobne do tych wywołanych przez neutrina. Dlatego współpraca XENON zastosowała działający online system destylacji kriogenicznej, który stale usuwa radon z ksenonu.

Stężenie aktywności izotopu (^{222}\mathrm{Rn}) w aktywnym celu obniżono do około (0,90\ \mu\mathrm{Bq/kg}). To poziom, przy którym tło radonowe jest porównywalne z nieuniknionym tłem pochodzącym od neutrin słonecznych. 1819 Położenie instalacji głęboko pod masywem Gran Sasso dodatkowo ogranicza liczbę zdarzeń wywoływanych przez promieniowanie kosmiczne. Dzięki temu sygnału można szukać za pomocą dopasowania widma, zamiast próbować wyłowić go z ogromnej liczby przypadkowych zdarzeń. 22

Nowy kanał po wcześniejszym wyniku dotyczącym boru-8

Najnowszy pomiar wykorzystuje inne zjawisko niż analiza ogłoszona w 2024 roku. Wcześniej XENONnT badał neutrina (^{8}\mathrm{B}) poprzez koherentne elastyczne rozpraszanie neutrino–jądro, znane jako CEνNS. W tym procesie neutrino przekazuje pęd jądru atomu ksenonu, powodując odrzut jądrowy. Analiza dała wskazówkę o istotności 2,73σ — nie odkrycie na poziomie 5σ. 23

Obecny pomiar opiera się natomiast na rozpraszaniu neutrino–elektron. Ten sam detektor może więc rejestrować dwie różne sygnatury neutrin słonecznych:

• odrzuty elektronowe po rozpraszaniu na elektronach, wśród których dominują niskoenergetyczne pp neutrina,
• odrzuty jądrowe powstające w procesie CEνNS, jak w przypadku wcześniejszej wskazówki dotyczącej neutrin boru-8.

Rozróżnienie tych kanałów ma znaczenie, ponieważ każdy z nich otwiera inne okno na widmo energetyczne neutrin i fizykę zachodzącą we wnętrzu Słońca.

„Mgła neutrinowa” jako wyzwanie dla łowców ciemnej materii

Dla eksperymentów poszukujących ciemnej materii neutrina słoneczne są jednocześnie interesujące i kłopotliwe. Stanowią realny sygnał fizyczny, ale wywoływane przez nie odrzuty mogą przypominać zdarzenia pochodzące od WIMP-ów. Nie da się ich po prostu zatrzymać dodatkowym ekranowaniem, ponieważ neutrina niemal bez przeszkód przenikają przez materię.

To nieuniknione tło określa się często mianem „mgły neutrinowej”. Nie jest ona absolutną, nieprzekraczalną granicą. Kształt widma, porównywanie różnych materiałów tarczy, pomiary kierunkowe i dokładniejsza znajomość strumieni neutrin mogą pomóc statystycznie odróżnić sygnał WIMP-ów od sygnału neutrin. Z czasem poprawa czułości staje się jednak trudniejsza, a coraz większą rolę odgrywają niepewności systematyczne.

Wcześniejsza wskazówka CEνNS w XENONnT była jednym z pierwszych bezpośrednich przykładów takiego jądrowego tła w detektorze zaprojektowanym do poszukiwania ciemnej materii. 12

XLZD: większy detektor, dokładniejsze pomiary

Kolejnym krokiem ma być XLZD — obserwatorium nowej generacji wykorzystujące ciekły ksenon. W podstawowej wersji ma ono mieć aktywną tarczę o masie około 60 t, z możliwością zwiększenia jej do 80 t. Oznacza to mniej więcej rząd wielkości więcej aktywnego ksenonu niż w XENONnT. 3235

Większa masa nie oznacza jedynie większej liczby zdarzeń. Powinna również umożliwić dokładniejsze pomiary strumienia i widma pp neutrin oraz badanie prawdopodobieństwa przetrwania neutrin elektronowych podczas ich podróży ze Słońca na Ziemię. Jednocześnie XLZD ma badać obszar, w którym sygnały od WIMP-ów zaczynają nakładać się na tło wyznaczane przez „mgłę neutrinową”. 3239

Najważniejszy wniosek z pracy XENONnT jest szerszy niż samo ustanowienie rekordu energetycznego. Poszukiwanie ciemnej materii i astronomia neutrin słonecznych przestają być odrębnymi dziedzinami. Ta sama niezwykła czystość, niski poziom szumów i technologia detekcji, które mają ujawnić rzadkie zdarzenie pochodzące od WIMP-a, pozwalają również śledzić niemal niewidoczne oznaki fuzji zachodzącej w jądrze Słońca.