아이스큐브 중성미자 관측소

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1. 개요

아이스큐브 중성미자 관측소는 미국 위스콘신-매디슨 대학교가 개발하고 감독하는 중성미자 관측소이다. 남극에 건설되어 얼음 속에서 중성미자와의 상호 작용을 감지하며, 고에너지 중성미자 점원 탐색, 감마선 폭발과의 연관성 연구, 암흑 물질 간접 탐색, 중성미자 진동 연구 등을 목표로 한다. 2005년부터 2010년까지 86개의 스트링 설치가 완료되었으며, 2013년 태양계 외부에서 발생한 것으로 보이는 중성미자를 감지하는 등 주요 연구 성과를 발표했다.

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아이스큐브 중성미자 관측소
개요
상세 정보
일반 정보
설립
식별 코드
코드
기타 정보
주요 인물
측정
추가 정보

2. 건설

아이스큐브는 위스콘신-매디슨 대학교가 개발하고 감독하는 프로젝트 중 하나이다. 전 세계의 여러 대학 및 연구 기관에서 협력 및 자금을 지원한다.^[6] 아이스큐브 건설은 24시간 시추가 가능한 남극의 여름(11월~2월)에만 진행되었다.

2005년에 첫 번째 스트링이 배치되었고, 광학 센서가 제대로 작동하는지 확인되었다.^[7] 2005-2006 시즌에는 8개의 스트링이 추가로 배치되어 세계 최대 중성미자 망원경이 되었다.

시즌	설치된 스트링	총 스트링
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

2006년부터 2010년까지 매년 스트링이 추가 설치되었으며, 2010년 12월 17일에 총 86개의 스트링 설치가 완료되었다.^[8]^[9] 프로젝트의 총 비용은 2억 7,900만 달러였다.^[10]

2024년 현재, 배열에 대한 추가 업그레이드 계획(IceCube2)이 연방 승인 절차를 진행 중이다.^[11]

2. 1. 건설 과정

아이스큐브는 위스콘신-매디슨 대학교(University of Wisconsin–Madison)가 개발하고 감독하는 프로젝트 중 하나이다. 전 세계의 여러 대학 및 연구 기관에서 협력 및 자금을 지원한다.^[6] 아이스큐브 건설은 24시간 시추가 가능한 남극의 여름(11월~2월)에만 진행되었다.

2005년에 첫 번째 스트링이 배치되었고, 광학 센서가 제대로 작동하는지 확인되었다.^[7] 2005-2006 시즌에는 8개의 스트링이 추가로 배치되어 세계 최대 중성미자 망원경이 되었다.

시즌	설치된 스트링	총 스트링
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

2006년부터 2010년까지 매년 스트링이 추가 설치되었으며, 2010년 12월 17일에 총 86개의 스트링 설치가 완료되었다.^[8]^[9] 프로젝트의 총 비용은 2억 7,900만 달러였다.^[10]

3. 구조 및 구성 요소

AMANDA는 최초로 건설된 부분으로, 아이스큐브의 개념 증명 역할을 했으며 2009년 5월에 가동이 중단되었다.^[12]

IceTop 배열은 빙하 표면에 설치된 일련의 체렌코프 검출기로, 각 아이스큐브 스트링 위에 대략 2개의 검출기가 있다. 아이스톱은 우주선 공중 샤워 검출기로 사용되며, 우주선 성분 연구 및 동시 사건 테스트에 사용된다. 만약 뮤온이 아이스톱을 통과하는 것이 관측된다면, 얼음 속에서 상호작용한 중성미자에서 발생한 것은 아니다. 아이스큐브는 북극에서 지구를 통과해 온 중성미자가 변환되어 생성된 뮤온을 검출하는 것을 주된 목적으로 하기 때문에, 남극 상공에서 내려오는 뮤온은 잡음이 된다. IceTop은 남극 상공에서 내려오는 공기 샤워를 지표에서 검출하고, 심부에 있는 주 센서군과 동시 계측을 수행함으로써 불필요한 뮤온을 계측에서 제외할 수 있다.

딥 코어(Deep Core) 저에너지 확장은 100 GeV 이하의 관측 가능 에너지를 확장하는 아이스큐브 배열의 밀집된 계측 영역이다. 딥 코어 스트링은 더 큰 배열의 중심(표면 평면)에 배치되며, 배열 하단의 가장 투명한 얼음 깊숙이(깊이 1760~2450 m) 설치된다. 얼음이 그 층에서 덜 투명하기 때문에 1850~2107 m 깊이 사이에는 딥 코어 DOM이 없다. 86개의 스트링군 중에서도 중앙의 6개는 "Deep Core strings"라고 불리며, 100GeV 미만의 저에너지 검출 능력을 가진 검출기이다. "Deep Core strings"의 DOM은 얼음의 투명도가 가장 높은 깊이 1760-1850m 및 2107-2450m 사이에만 설치되어 있다.

PINGU(정밀 아이스큐브 차세대 업그레이드, Precision IceCube Next Generation Upgrade)는 중성미자 질량 계층 결정, 대기 중성미자 진동의 정밀 측정(타우 중성미자 발생 및 뮤온 중성미자 소멸), 그리고 태양에서 WIMP 소멸 탐색 등을 포함하는 용도로 저에너지 중성미자(GeV 에너지 규모)를 감지할 수 있도록 제안된 확장이다.^[13] 더 큰 관측소인 아이스큐브-Gen2에 대한 비전이 제시되었다.^[14]

3. 1. 하위 검출기

AMANDA는 최초로 건설된 부분으로, 아이스큐브의 개념 증명 역할을 했으며 2009년 5월에 가동이 중단되었다.^[12]

IceTop 배열은 빙하 표면에 설치된 일련의 체렌코프 검출기로, 각 아이스큐브 스트링 위에 대략 2개의 검출기가 있다. 아이스톱은 우주선 공중 샤워 검출기로 사용되며, 우주선 성분 연구 및 동시 사건 테스트에 사용된다. 만약 뮤온이 아이스톱을 통과하는 것이 관측된다면, 얼음 속에서 상호작용한 중성미자에서 발생한 것은 아니다. 아이스큐브는 북극에서 지구를 통과해 온 중성미자가 변환되어 생성된 뮤온을 검출하는 것을 주된 목적으로 하기 때문에, 남극 상공에서 내려오는 뮤온은 잡음이 된다. IceTop은 남극 상공에서 내려오는 공기 샤워를 지표에서 검출하고, 심부에 있는 주 센서군과 동시 계측을 수행함으로써 불필요한 뮤온을 계측에서 제외할 수 있다.

딥 코어(Deep Core) 저에너지 확장은 100 GeV 이하의 관측 가능 에너지를 확장하는 아이스큐브 배열의 밀집된 계측 영역이다. 딥 코어 스트링은 더 큰 배열의 중심(표면 평면)에 배치되며, 배열 하단의 가장 투명한 얼음 깊숙이(깊이 1760~2450 m) 설치된다. 얼음이 그 층에서 덜 투명하기 때문에 1850~2107 m 깊이 사이에는 딥 코어 DOM이 없다. 86개의 스트링군 중에서도 중앙의 6개는 "Deep Core strings"라고 불리며, 100GeV 미만의 저에너지 검출 능력을 가진 검출기이다. "Deep Core strings"의 DOM은 얼음의 투명도가 가장 높은 깊이 1760-1850m 및 2107-2450m 사이에만 설치되어 있다.

PINGU(정밀 아이스큐브 차세대 업그레이드, Precision IceCube Next Generation Upgrade)는 중성미자 질량 계층 결정, 대기 중성미자 진동의 정밀 측정(타우 중성미자 발생 및 뮤온 중성미자 소멸), 그리고 태양에서 WIMP 소멸 탐색 등을 포함하는 용도로 저에너지 중성미자(GeV 에너지 규모)를 감지할 수 있도록 제안된 확장이다.^[13] 더 큰 관측소인 아이스큐브-Gen2에 대한 비전이 제시되었다.^[14]

4. 실험 메커니즘

중성미자는 전하를 띠지 않는 경입자이며, 약력을 통해서만 물질과 매우 드물게 상호 작용한다. 중성미자가 전류 결합 상호 작용을 통해 얼음 속 물 분자와 반응할 때, 중성미자의 맛깔에 해당하는 전하를 띤 렙톤(전자, 뮤온, 또는 타우)을 생성한다. 이 전하를 띤 렙톤은 충분한 에너지를 가지고 있다면, 체렌코프 복사를 방출할 수 있다. 이는 전하를 띤 입자가 얼음 속에서 빛의 속도보다 빠르게 이동할 때 발생하며, 이는 배가 지나갈 때 파도보다 빠르게 이동하는 충격파와 유사하다. 이 빛은 아이스큐브를 구성하는 디지털 광학 모듈(DOM) 내의 광증배관에 의해 감지될 수 있다.^[15]

세 가지 전하를 띤 렙톤의 검출기 신호는 뚜렷하며, 이를 통해 전류 결합 사건의 중성미자 맛깔을 결정할 수 있다. 중성미자가 중성 전류를 통해 얼음에 산란되면, 전하를 띤 렙톤이 생성되지 않으므로 중성미자 맛깔에 대한 정보는 포함되지 않는다.

PMT에서 나오는 신호는 디지털화되어 케이블을 통해 빙하 표면으로 전송된다. 이 신호는 표면 계수실에 수집되며, 일부는 추가 분석을 위해 위성을 통해 북쪽으로 전송된다. 2014년부터는 테이프 대신 하드 드라이브에 데이터가 저장되며, 이는 일 년에 한 번 배를 통해 북쪽으로 전송된다.^[15] 데이터가 실험자에게 도달하면, 들어오는 중성미자의 역학적 매개변수를 재구성할 수 있다. 고에너지 중성미자는 검출기에서 큰 신호를 발생시켜, 기원을 가리킬 수 있다. 이러한 중성미자 방향의 클러스터는 중성미자의 점원(point source)을 나타낸다. 아이스큐브는 주로 10⁷에서 약 10²¹ eV 범위의 고에너지 중성미자에 민감하다.^[71]

아이스큐브는 다른 전하를 띤 렙톤보다 뮤온에 더 민감하다. 이는 뮤온이 가장 침투력이 높고, 따라서 검출기에서 가장 긴 궤적을 갖기 때문이다. 따라서 중성미자 맛깔 중에서 아이스큐브는 뮤온 중성미자에 가장 민감하다. 전자 중성미자 사건으로 인한 전자는 일반적으로 체렌코프 임계값 아래로 떨어질 만큼 충분한 에너지를 잃기 전에 여러 번 산란된다. 이는 전자 중성미자 사건이 일반적으로 원점으로 되돌아가도록 사용할 수 없지만, 검출기에 완전히 포함될 가능성이 더 높으며, 따라서 에너지 연구에 유용할 수 있음을 의미한다. 이러한 사건은 "궤적"과 같은 것보다 더 구형 또는 "폭포"와 유사하다; 뮤온 중성미자 사건은 더 궤적과 유사하다.

타우 렙톤도 폭포 사건을 생성할 수 있지만, 수명이 짧아 붕괴되기 전에 멀리 이동할 수 없으므로 일반적으로 전자 폭포와 구별할 수 없다. 타우는 타우 생성과 붕괴 모두에서 폭포가 보이는 "이중 쾅(double bang)" 사건으로 전자와 구별될 수 있다. 이는 매우 높은 에너지의 타우에서만 가능하다. 가설적으로, 타우 궤적을 해결하려면 타우가 붕괴되기 전에 최소한 하나의 DOM에서 인접한 DOM(17 m)까지 이동해야 한다. 타우의 평균 수명이 2.9x10^-13초 이므로, 빛의 속도에 가깝게 이동하는 타우는 이동한 미터당 20 TeV의 에너지가 필요하다.^[16] 현실적으로, 실험자는 두 개의 폭포를 구별하기 위해 인접한 DOM보다 더 많은 공간이 필요하므로, 이중 쾅 탐색은 PeV 규모의 에너지에 집중된다. 낮은 에너지 타우 중성미자를 감지하는 또 다른 방법은 "이중 펄스" 신호를 사용하는 것으로, 하나의 DOM이 중성미자 상호 작용과 타우 붕괴 정점에 해당하는 두 개의 뚜렷한 빛 도달 시간을 감지한다.^[17] 또한 Convolutional Neural Networks와 같은 머신 러닝(ML) 기술을 사용하여 타우 중성미자 신호를 구별할 수 있다. 2024년에 아이스큐브 협력은 이러한 기술을 사용하여 일곱 개의 천체 물리학적 타우 중성미자 후보에 대한 연구 결과를 발표했다.^[18]^[19]

천체 물리학적 기원의 중성미자가 아니라 검출기 위의 대기에 영향을 미치는 우주선에 의해 생성된 뮤온의 큰 배경 잡음이 있다. 아이스큐브에서 관측된 중성미자 유도 뮤온보다 약 10⁶배 더 많은 우주선 뮤온이 있다. 이들 대부분은 아래쪽으로 이동한다는 사실을 사용하여 거부할 수 있다. 나머지 (상향) 사건의 대부분은 중성미자에서 비롯되지만, 이러한 중성미자의 대부분은 지구 반대편을 강타하는 우주선에서 비롯된다. 알 수 없는 일부는 천문학적 기원에서 올 수 있으며, 이러한 중성미자는 아이스큐브 점원 탐색의 핵심이다. 추정에 따르면 완전히 건설된 아이스큐브 검출기에서 하루에 약 75개의 상향 중성미자가 감지될 것으로 예상된다. 이러한 천체 물리학적 중성미자의 도달 방향은 아이스큐브 망원경이 하늘을 매핑하는 지점이다. 이러한 두 가지 유형의 중성미자를 통계적으로 구별하기 위해, 들어오는 중성미자의 방향과 에너지는 충돌 부산물에서 추정된다. 에너지의 예상치 못한 초과 또는 주어진 공간적 방향에서의 초과는 외계 기원을 나타낸다.

4. 1. 중성미자 검출 과정

중성미자는 전하를 띠지 않는 경입자이며, 약력을 통해서만 물질과 매우 드물게 상호 작용한다. 중성미자가 전류 결합 상호 작용을 통해 얼음 속 물 분자와 반응할 때, 중성미자의 맛깔에 해당하는 전하를 띤 렙톤(전자, 뮤온, 또는 타우)을 생성한다. 이 전하를 띤 렙톤은 충분한 에너지를 가지고 있다면, 체렌코프 복사를 방출할 수 있다. 이는 전하를 띤 입자가 얼음 속에서 빛의 속도보다 빠르게 이동할 때 발생하며, 이는 배가 지나갈 때 파도보다 빠르게 이동하는 충격파와 유사하다. 이 빛은 아이스큐브를 구성하는 디지털 광학 모듈(DOM) 내의 광증배관에 의해 감지될 수 있다.^[15]

세 가지 전하를 띤 렙톤의 검출기 신호는 뚜렷하며, 이를 통해 전류 결합 사건의 중성미자 맛깔을 결정할 수 있다. 중성미자가 중성 전류를 통해 얼음에 산란되면, 전하를 띤 렙톤이 생성되지 않으므로 중성미자 맛깔에 대한 정보는 포함되지 않는다.

PMT에서 나오는 신호는 디지털화되어 케이블을 통해 빙하 표면으로 전송된다. 이 신호는 표면 계수실에 수집되며, 일부는 추가 분석을 위해 위성을 통해 북쪽으로 전송된다. 2014년부터는 테이프 대신 하드 드라이브에 데이터가 저장되며, 이는 일 년에 한 번 배를 통해 북쪽으로 전송된다.^[15] 데이터가 실험자에게 도달하면, 들어오는 중성미자의 역학적 매개변수를 재구성할 수 있다. 고에너지 중성미자는 검출기에서 큰 신호를 발생시켜, 기원을 가리킬 수 있다. 이러한 중성미자 방향의 클러스터는 중성미자의 점원(point source)을 나타낸다. 아이스큐브는 주로 10⁷에서 약 10²¹ eV 범위의 고에너지 중성미자에 민감하다.^[71]

아이스큐브는 다른 전하를 띤 렙톤보다 뮤온에 더 민감하다. 이는 뮤온이 가장 침투력이 높고, 따라서 검출기에서 가장 긴 궤적을 갖기 때문이다. 따라서 중성미자 맛깔 중에서 아이스큐브는 뮤온 중성미자에 가장 민감하다. 전자 중성미자 사건으로 인한 전자는 일반적으로 체렌코프 임계값 아래로 떨어질 만큼 충분한 에너지를 잃기 전에 여러 번 산란된다. 이는 전자 중성미자 사건이 일반적으로 원점으로 되돌아가도록 사용할 수 없지만, 검출기에 완전히 포함될 가능성이 더 높으며, 따라서 에너지 연구에 유용할 수 있음을 의미한다. 이러한 사건은 "궤적"과 같은 것보다 더 구형 또는 "폭포"와 유사하다; 뮤온 중성미자 사건은 더 궤적과 유사하다.

타우 렙톤도 폭포 사건을 생성할 수 있지만, 수명이 짧아 붕괴되기 전에 멀리 이동할 수 없으므로 일반적으로 전자 폭포와 구별할 수 없다. 타우는 타우 생성과 붕괴 모두에서 폭포가 보이는 "이중 쾅(double bang)" 사건으로 전자와 구별될 수 있다. 이는 매우 높은 에너지의 타우에서만 가능하다. 가설적으로, 타우 궤적을 해결하려면 타우가 붕괴되기 전에 최소한 하나의 DOM에서 인접한 DOM(17 m)까지 이동해야 한다. 타우의 평균 수명이 이므로, 빛의 속도에 가깝게 이동하는 타우는 이동한 미터당 20 TeV의 에너지가 필요하다.^[16] 현실적으로, 실험자는 두 개의 폭포를 구별하기 위해 인접한 DOM보다 더 많은 공간이 필요하므로, 이중 쾅 탐색은 PeV 규모의 에너지에 집중된다. 낮은 에너지 타우 중성미자를 감지하는 또 다른 방법은 "이중 펄스" 신호를 사용하는 것으로, 하나의 DOM이 중성미자 상호 작용과 타우 붕괴 정점에 해당하는 두 개의 뚜렷한 빛 도달 시간을 감지한다.^[17] 또한 Convolutional Neural Networks와 같은 머신 러닝(ML) 기술을 사용하여 타우 중성미자 신호를 구별할 수 있다. 2024년에 아이스큐브 협력은 이러한 기술을 사용하여 일곱 개의 천체 물리학적 타우 중성미자 후보에 대한 연구 결과를 발표했다.^[18]^[19]

천체 물리학적 기원의 중성미자가 아니라 검출기 위의 대기에 영향을 미치는 우주선에 의해 생성된 뮤온의 큰 배경 잡음이 있다. 아이스큐브에서 관측된 중성미자 유도 뮤온보다 약 10⁶배 더 많은 우주선 뮤온이 있다. 이들 대부분은 아래쪽으로 이동한다는 사실을 사용하여 거부할 수 있다. 나머지 (상향) 사건의 대부분은 중성미자에서 비롯되지만, 이러한 중성미자의 대부분은 지구 반대편을 강타하는 우주선에서 비롯된다. 알 수 없는 일부는 천문학적 기원에서 올 수 있으며, 이러한 중성미자는 아이스큐브 점원 탐색의 핵심이다. 추정에 따르면 완전히 건설된 아이스큐브 검출기에서 하루에 약 75개의 상향 중성미자가 감지될 것으로 예상된다. 이러한 천체 물리학적 중성미자의 도달 방향은 아이스큐브 망원경이 하늘을 매핑하는 지점이다. 이러한 두 가지 유형의 중성미자를 통계적으로 구별하기 위해, 들어오는 중성미자의 방향과 에너지는 충돌 부산물에서 추정된다. 에너지의 예상치 못한 초과 또는 주어진 공간적 방향에서의 초과는 외계 기원을 나타낸다.

4. 2. 중성미자 종류별 검출 특징

뮤온 중성미자는 가장 침투력이 높아 검출기에서 가장 긴 궤적을 남기기 때문에 아이스큐브에서 가장 검출하기 쉽다.^[15] 전자 중성미자의 경우, 전자가 체렌코프 임계값 아래로 떨어질 때까지 여러 번 산란되어 궤적 추적이 어렵지만, 검출기에 완전히 포함될 가능성이 높아 에너지 연구에 유용하다.^[15] 이러한 전자 중성미자 사건은 "궤적"보다는 구형 또는 "폭포" 형태에 가깝다.^[15]

타우 입자도 폭포 형태의 신호를 생성하지만, 수명이 짧아 붕괴 전까지 멀리 이동하지 못해 전자와 구별하기 어렵다.^[15] 하지만, 매우 높은 에너지의 타우 입자는 생성과 붕괴 시 모두 폭포가 보이는 "이중 쾅(double bang)" 사건을 통해 전자와 구별할 수 있다.^[16] 타우 입자의 평균 수명이 매우 짧기 때문에, "이중 쾅" 탐색은 PeV 규모의 에너지에 집중된다.^[16]

낮은 에너지의 타우 중성미자는 "이중 펄스" 신호를 통해 검출할 수 있는데, 이는 하나의 DOM이 중성미자 상호 작용과 타우 붕괴 정점에 해당하는 두 개의 뚜렷한 빛 도달 시간을 감지하는 것이다.^[17] 또한, Convolutional Neural Networks와 같은 머신 러닝(ML) 기술을 사용하여 타우 중성미자 신호를 구별할 수 있다.^[18]^[19] 2024년, 아이스큐브 협력은 이러한 기술을 활용하여 일곱 개의 천체 물리학적 타우 중성미자 후보에 대한 연구 결과를 발표했다.^[18]^[19]

우주선이 대기에 영향을 미쳐 발생하는 뮤온은 천체 물리학적 기원의 중성미자가 아닌 큰 배경 잡음으로 작용한다.^[15] 아이스큐브에서 관측된 중성미자 유도 뮤온보다 약 10⁶배 더 많은 우주선 뮤온이 존재하며, 이들 대부분은 아래쪽으로 이동한다는 사실을 이용하여 제거할 수 있다.^[15] 나머지 상향 사건의 대부분은 지구 반대편에서 온 우주선에서 비롯된 중성미자이지만, 일부는 천문학적 기원에서 올 수 있으며, 이러한 중성미자가 아이스큐브 점원 탐색의 핵심이다.^[15]

5. 연구 목표

아이스큐브 중성미자 관측소의 조감도. 아이스큐브-인아이스(IceCube-InIce) 스트링과 아이스탑(IceTop) 스테이션은 삼각형 격자 패턴으로 약 125 미터 간격으로 배치되어 있다.

고에너지 중성미자 점원 탐색

고에너지 중성미자의 점원은 가장 높은 에너지의 우주선의 기원을 설명하는 데 도움이 될 수 있다. 이 우주선은 은하 자기장에 억제될 수 없을 만큼 충분히 높은 에너지를 가지고 있어, 외부 은하 기원에서 온 것으로 여겨진다.^[20] 이러한 고에너지 입자를 생성할 만큼 대격변적인 천체 물리학적 사건은 거의 굴절되지 않고 지구로 이동할 수 있는 고에너지 중성미자도 생성할 수 있는데, 이는 중성미자가 매우 드물게 상호 작용하기 때문이다.^[20] 아이스큐브는 이러한 중성미자를 관측할 수 있으며, 관측 가능한 에너지 범위는 약 100 GeV에서 여러 PeV에 이른다. 사건의 에너지가 클수록 아이스큐브가 감지할 수 있는 부피가 커진다.^[20]

아이스큐브는 남반구보다 북반구의 점원에 더 민감하다. 모든 방향에서 천체 물리학적 중성미자 신호를 관측할 수 있지만, 남반구 방향에서 오는 중성미자는 우주선 뮤온 배경에 의해 압도된다. 따라서 초기 아이스큐브 점원 탐색은 북반구에 집중하며, 남반구 점원으로의 확장은 추가 작업이 필요하다.^[20]^[72]

아이스큐브는 매우 적은 수의 중성미자를 감지할 것으로 예상되지만 감지된 중성미자에 대한 매우 높은 해상도를 가져야 한다. 수년간의 운영을 통해 우주 마이크로파 배경이나 감마선 망원경과 유사한 북반구의 플럭스 지도를 생성할 수 있다.^[20]

아이스큐브 과학자들은 2006년 1월 29일에 첫 번째 중성미자를 감지했을 수 있다.^[21]^[73]

감마선 폭발과의 연관성 연구

양성자가 서로 또는 광자와 충돌하면 일반적으로 파이온이 생성된다.^[22] 전하를 띤 파이온은 뮤온과 뮤온 중성미자로 붕괴되고, 중성 파이온은 감마선으로 붕괴된다.^[22] 잠재적으로 중성미자 플럭스와 감마선 플럭스는 감마선 폭발 및 초신성 잔해와 같은 특정 소스에서 일치할 수 있으며, 이는 이러한 현상의 파악하기 어려운 기원을 나타낸다.^[22]

감마선 폭발이나 초신성 폭발의 잔해 등에서는 중성미자와 감마선이 동시에 발사될지도 모른다.^[74] 이러한 목적을 위해 아이스큐브의 데이터는 스위프트 또는 페르미,^[22] H.E.S.S. 망원경, MAGIC 망원경^[74] 등의 감마선 관측소와 연계하고 있다.

아이스큐브는 감마선 폭발과 일치하는 중성미자를 관측하지 못했지만, 이러한 탐색을 통해 중성미자 플럭스를 현재 모델에서 예측하는 값보다 작은 값으로 제한할 수 있다.^[22] 2007년부터 2008년에 걸쳐 22개의 스트링을 사용하여 측정이 이루어졌지만, 41회의 감마선 폭발과 동기화된 중성미자는 관측되지 않았다. 그러나, 이를 통해 감마선에 대한 중성미자의 강도 상한값을 알 수 있었다.^[74]

암흑 물질 간접 탐색

약하게 상호작용하는 거대 질량 입자(WIMP) 암흑 물질은 태양과 같은 거대 물체에 중력적으로 포획되어 태양의 핵에 축적될 수 있다.^[23] 이러한 입자의 밀도가 충분히 높으면, 상당한 속도로 서로 소멸하며, 이 과정에서 발생한 붕괴 생성물은 중성미자로 붕괴될 수 있다. 아이스큐브는 태양 방향에서 오는 과도한 중성미자를 탐색하여 WIMP의 존재를 간접적으로 확인한다.^[75]

이러한 WIMP 소멸의 붕괴 생성물을 찾는 기술은 간접적인 탐색이라고 불리며, 이는 암흑 물질이 격리되고 계측된 부피 내에서 상호 작용하는 것을 찾는 직접적인 탐색과 대조된다. 태양 WIMP 탐색은 많은 직접 탐색보다 스핀 의존적인 WIMP 모델에 더 민감하다. 이는 태양이 직접 탐색 감지기(예: 제논 또는 게르마늄)보다 가벼운 원소로 구성되어 있기 때문이다.^[23] 아이스큐브는 22개 스트링 감지기(전체 감지기의 약 1/4)를 사용하여 AMANDA의 한계보다 더 나은 한계를 설정했다.^[75]

중성미자 진동 연구

아이스큐브는 지구를 가로지르는 기선(baseline)을 따라 대기 중 우주선 샤워에서 발생하는 중성미자 진동을 관측할 수 있다.^[24] 아이스큐브는 ~25 GeV에서 가장 민감하며, 이는 DeepCore 하위 배열이 최적화된 에너지 범위이다. 2014년, DeepCore 데이터를 사용하여 혼합각 ''θ''₂₃과 질량 분할 ''Δm''²₂₃을 결정했다.^[24] 이 측정은 이후 더 많은 데이터와 개선된 검출기 보정 및 데이터 처리를 통해 개선되었다.^[25]

더 많은 데이터를 수집하고 아이스큐브 측정을 더욱 개선하면, 중성미자 질량 계층을 결정하는 ~15 GeV에서 진동 패턴의 특징적인 변화를 관찰할 수 있을 것이다. 질량 계층을 결정하는 이 메커니즘은 혼합각 ''θ''₁₃이 클 때만 작동한다.

아이스큐브는 지구 반대편에서 발생하여 지구를 관통해 온 대기 중성미자(공기 샤워에서 유래된 중성미자)를 관측할 수 있다. 고감도로 검출할 수 있는 것은 "Deep Core strings"에서 관측 가능한 25GeV까지이다. 중성미자 진동에는 θ₁₂, θ₂₃, θ₁₃의 3가지 진동각이 있는데, 그 중 아이스큐브에서 측정 가능한 것은 θ₂₃이다. 실험의 정밀도를 높임으로써 중성미자의 질량 계층 구조(3종류의 중성미자 질량 순서)가 밝혀질지도 모른다.

기타 연구 목표

아이스큐브는 초신성 조기 경보 시스템(SNEWS)의 일원으로서, 국소적인 초신성을 감지할 수 있다.^[76] 초신성으로부터 방출되는 중성미자는 개별 에너지량이 낮음에도 불구하고, 검출기 전체에서 노이즈율이 짧고 상관 관계가 있는 상승으로 나타나기 때문이다. 이러한 현상은 초신성이 1/r² 거리 의존성이 시작되기 전, 즉 우리 은하 내에 위치해야 관측 가능하다.

아이스큐브는 스핀이 없는 중성미자의 특징인 약 1 TeV 주변 대기 중성미자 에너지 스펙트럼 왜곡을 탐색할 수 있다. 이는 대기 중성미자가 지구 물질과 상호작용하며 발생하는 물질 효과로 인해 나타난다. 2016년, 아이스큐브 검출기 과학자들은 스핀이 없는 중성미자에 대한 어떠한 증거도 찾지 못했다.

초끈 이론에서 예측된 여분 차원에 대한 실험적 증거를 아이스큐브가 제공할 수 있다. 끈 이론을 포함한 많은 입자 물리학의 표준 모형 확장은 스핀이 없는 중성미자를 제안하며, 닫힌 끈으로 만들어진 이 입자들은 여분 차원으로 새어 들어갔다가 다시 돌아올 때 빛보다 빠르게 이동하는 것처럼 보인다.^[77]

고에너지 중성미자가 마이크로 블랙홀을 생성한다면, 입자 샤워를 생성하여 "아래" 중성미자를 증가시키면서 "위" 중성미자를 감소시킬 수 있다.^[78]

5. 1. 고에너지 중성미자 점원 탐색

고에너지 중성미자의 점원은 가장 높은 에너지의 우주선의 기원을 설명하는 데 도움이 될 수 있다. 이 우주선은 은하 자기장에 억제될 수 없을 만큼 충분히 높은 에너지를 가지고 있어, 외부 은하 기원에서 온 것으로 여겨진다.^[20] 이러한 고에너지 입자를 생성할 만큼 대격변적인 천체 물리학적 사건은 거의 굴절되지 않고 지구로 이동할 수 있는 고에너지 중성미자도 생성할 수 있는데, 이는 중성미자가 매우 드물게 상호 작용하기 때문이다.^[20] 아이스큐브는 이러한 중성미자를 관측할 수 있으며, 관측 가능한 에너지 범위는 약 100 GeV에서 여러 PeV에 이른다. 사건의 에너지가 클수록 아이스큐브가 감지할 수 있는 부피가 커진다.^[20]

아이스큐브는 남반구보다 북반구의 점원에 더 민감하다. 모든 방향에서 천체 물리학적 중성미자 신호를 관측할 수 있지만, 남반구 방향에서 오는 중성미자는 우주선 뮤온 배경에 의해 압도된다. 따라서 초기 아이스큐브 점원 탐색은 북반구에 집중하며, 남반구 점원으로의 확장은 추가 작업이 필요하다.^[20]^[72]

아이스큐브는 매우 적은 수의 중성미자를 감지할 것으로 예상되지만 감지된 중성미자에 대한 매우 높은 해상도를 가져야 한다. 수년간의 운영을 통해 우주 마이크로파 배경이나 감마선 망원경과 유사한 북반구의 플럭스 지도를 생성할 수 있다.^[20]

아이스큐브 과학자들은 2006년 1월 29일에 첫 번째 중성미자를 감지했을 수 있다.^[21]^[73]

5. 2. 감마선 폭발과의 연관성 연구

양성자가 서로 또는 광자와 충돌하면 일반적으로 파이온이 생성된다.^[22] 전하를 띤 파이온은 뮤온과 뮤온 중성미자로 붕괴되고, 중성 파이온은 감마선으로 붕괴된다.^[22] 잠재적으로 중성미자 플럭스와 감마선 플럭스는 감마선 폭발 및 초신성 잔해와 같은 특정 소스에서 일치할 수 있으며, 이는 이러한 현상의 파악하기 어려운 기원을 나타낸다.^[22]

감마선 폭발이나 초신성 폭발의 잔해 등에서는 중성미자와 감마선이 동시에 발사될지도 모른다.^[74] 이러한 목적을 위해 아이스큐브의 데이터는 스위프트 또는 페르미,^[22] H.E.S.S. 망원경, MAGIC 망원경^[74] 등의 감마선 관측소와 연계하고 있다.

아이스큐브는 감마선 폭발과 일치하는 중성미자를 관측하지 못했지만, 이러한 탐색을 통해 중성미자 플럭스를 현재 모델에서 예측하는 값보다 작은 값으로 제한할 수 있다.^[22] 2007년부터 2008년에 걸쳐 22개의 스트링을 사용하여 측정이 이루어졌지만, 41회의 감마선 폭발과 동기화된 중성미자는 관측되지 않았다. 그러나, 이를 통해 감마선에 대한 중성미자의 강도 상한값을 알 수 있었다.^[74]

5. 3. 암흑 물질 간접 탐색

약하게 상호작용하는 거대 질량 입자(WIMP) 암흑 물질은 태양과 같은 거대 물체에 중력적으로 포획되어 태양의 핵에 축적될 수 있다.^[23] 이러한 입자의 밀도가 충분히 높으면, 상당한 속도로 서로 소멸하며, 이 과정에서 발생한 붕괴 생성물은 중성미자로 붕괴될 수 있다. 아이스큐브는 태양 방향에서 오는 과도한 중성미자를 탐색하여 WIMP의 존재를 간접적으로 확인한다.^[75]

이러한 WIMP 소멸의 붕괴 생성물을 찾는 기술은 간접적인 탐색이라고 불리며, 이는 암흑 물질이 격리되고 계측된 부피 내에서 상호 작용하는 것을 찾는 직접적인 탐색과 대조된다. 태양 WIMP 탐색은 많은 직접 탐색보다 스핀 의존적인 WIMP 모델에 더 민감하다. 이는 태양이 직접 탐색 감지기(예: 제논 또는 게르마늄)보다 가벼운 원소로 구성되어 있기 때문이다.^[23] 아이스큐브는 22개 스트링 감지기(전체 감지기의 약 1/4)를 사용하여 AMANDA의 한계보다 더 나은 한계를 설정했다.^[75]

5. 4. 중성미자 진동 연구

아이스큐브는 지구를 가로지르는 기선(baseline)을 따라 대기 중 우주선 샤워에서 발생하는 중성미자 진동을 관측할 수 있다.^[24] 아이스큐브는 ~25 GeV에서 가장 민감하며, 이는 DeepCore 하위 배열이 최적화된 에너지 범위이다. 2014년, DeepCore 데이터를 사용하여 혼합각 ''θ''₂₃과 질량 분할 ''Δm''²₂₃을 결정했다.^[24] 이 측정은 이후 더 많은 데이터와 개선된 검출기 보정 및 데이터 처리를 통해 개선되었다.^[25]

더 많은 데이터를 수집하고 아이스큐브 측정을 더욱 개선하면, 중성미자 질량 계층을 결정하는 ~15 GeV에서 진동 패턴의 특징적인 변화를 관찰할 수 있을 것이다. 질량 계층을 결정하는 이 메커니즘은 혼합각 ''θ''₁₃이 클 때만 작동한다.

아이스큐브는 지구 반대편에서 발생하여 지구를 관통해 온 대기 중성미자(공기 샤워에서 유래된 중성미자)를 관측할 수 있다. 고감도로 검출할 수 있는 것은 "Deep Core strings"에서 관측 가능한 25GeV까지이다. 중성미자 진동에는 θ₁₂, θ₂₃, θ₁₃의 3가지 진동각이 있는데, 그 중 아이스큐브에서 측정 가능한 것은 θ₂₃이다. 실험의 정밀도를 높임으로써 중성미자의 질량 계층 구조(3종류의 중성미자 질량 순서)가 밝혀질지도 모른다.

5. 5. 기타 연구 목표

아이스큐브는 초신성 조기 경보 시스템(SNEWS)의 일원으로서, 국소적인 초신성을 감지할 수 있다.^[76] 초신성으로부터 방출되는 중성미자는 개별 에너지량이 낮음에도 불구하고, 검출기 전체에서 노이즈율이 짧고 상관 관계가 있는 상승으로 나타나기 때문이다. 이러한 현상은 초신성이 1/r² 거리 의존성이 시작되기 전, 즉 우리 은하 내에 위치해야 관측 가능하다.

아이스큐브는 스핀이 없는 중성미자의 특징인 약 1 TeV 주변 대기 중성미자 에너지 스펙트럼 왜곡을 탐색할 수 있다. 이는 대기 중성미자가 지구 물질과 상호작용하며 발생하는 물질 효과로 인해 나타난다. 2016년, 아이스큐브 검출기 과학자들은 스핀이 없는 중성미자에 대한 어떠한 증거도 찾지 못했다.

초끈 이론에서 예측된 여분 차원에 대한 실험적 증거를 아이스큐브가 제공할 수 있다. 끈 이론을 포함한 많은 입자 물리학의 표준 모형 확장은 스핀이 없는 중성미자를 제안하며, 닫힌 끈으로 만들어진 이 입자들은 여분 차원으로 새어 들어갔다가 다시 돌아올 때 빛보다 빠르게 이동하는 것처럼 보인다.^[77]

고에너지 중성미자가 마이크로 블랙홀을 생성한다면, 입자 샤워를 생성하여 "아래" 중성미자를 증가시키면서 "위" 중성미자를 감소시킬 수 있다.^[78]

6. 주요 연구 성과

아이스큐브 협업 연구는 점원에서 발생하는 중성미자, 감마선 폭발 그리고 태양에서의 중성미자(neutralino) 소멸에 대한 플럭스 한계를 발표했으며, 이는 WIMP–양성자 반응 단면적(cross section)에 영향을 미친다.^[79]^[80]^[81]

달에서 그림자 효과가 관측되었다.^[36]^[37]^[82]^[83]^[84] 우주선 양성자는 달에 의해 차단되어, 달 방향에서 우주선 샤워 뮤온의 부족 현상이 발생한다. 작지만 강력한 이방성(anisotropy)이 우주선 뮤온에서 관측되었다.^[38]^[85]

2013년 11월, 아이스큐브는 태양계 외부에서 발생한 것으로 보이는 28개의 중성미자를 감지했으며, 그 중 두 개의 고에너지 중성미자는 페타전자볼트(peta-electron volt) 범위에 있어, 지금까지 발견된 것 중 가장 높은 에너지의 중성미자라는 사실이 발표되었다.^[39] 이 중성미자 쌍은 ''세서미 스트리트(Sesame Street)'' TV 쇼의 캐릭터에서 따온 "버트"와 "어니"라는 별명이 붙었다.^[40] 2013년 말에는 탐지 건수가 37건으로 증가했으며,^[41] 2000-TeV의 새로운 고에너지 중성미자가 "빅 버드(Big Bird)"라는 이름으로 추가되었다.^[42]

아이스큐브는 2014년에 10–100 GeV의 대기 뮤온 중성미자 소멸을 측정했으며, 2011년 5월부터 2014년 4월까지 3년간의 데이터를 사용하였고, 딥코어(DeepCore)도 포함되었다.^[24] 이로써 중성미자 진동 매개변수 ∆m²₃₂ = 2.72^+0.19_−0.20 × 10⁻³ eV² 와 sin²(θ₂₃) = 0.53^+0.09_−0.12 (정상 질량 계층)을 결정했으며, 이는 다른 결과와 유사하다. 2017년에는 더 많은 데이터를 사용하여 측정이 개선되었고, 2019년에는 대기 타우 중성미자 출현이 측정되었다.^[25] 2023년의 향상된 검출기 보정 및 데이터 처리를 사용한 최신 측정 결과는 진동 매개변수의 보다 정확한 값을 산출하여, ∆m²₃₂ = (2.41 ± 0.07) × 10⁻³ eV² 와 sin²(θ₂₃) = 0.51 ± 0.05 (정상 질량 계층)을 결정했다.

2018년 7월, 아이스큐브 중성미자 관측소는 2017년 9월에 검출기에 감지된 초고에너지 중성미자를 블레이자(blazar)인 TXS 0506 +056으로 추적했으며, 이 블레이자는 오리온자리(Orion (constellation)) 방향으로 57억 광년 떨어진 곳에 위치해 있으며, 그 결과는 통계적 유의성이 3-3.5σ였다.^[43]^[44]^[45] 이것은 중성미자 검출기가 우주에서 물체를 찾는 데 사용된 첫 번째 사례였으며, 우주선(cosmic rays)의 근원이 확인되었음을 나타낸다.^[46]^[47]^[48]

2020년에는 2.3σ에서 글래쇼 공명(Glashow resonance)의 증거 (반중성미자-전자 충돌에서 W 보존 형성)가 발표되었다.^[49]

2021년 2월, 조석 파괴 현상(tidal disruption event, TDE) AT2019dsg가 중성미자원의 후보로 보고되었고,^[50]^[51] 2022년 6월에는 TDE AT2019fdr이 두 번째 후보로 보고되었다.^[52]^[53]

2022년 11월, 아이스큐브는 메시에 77(Messier 77)의 활동 은하핵에서 방출된 중성미자원의 강력한 증거를 발표했다. 이는 TXS 0506+056에 이은 아이스큐브의 두 번째 탐지이며, SN1987A 및 태양 중성미자(solar neutrino)를 포함하여 알려진 네 번째 근원이다. OKS 1424+240 및 GB9는 다른 가능한 후보이다.

2023년 6월, 아이스큐브는 은하 평면에서 4.5σ 수준의 유의성으로 중성미자 확산 방출을 은하 지도로 확인했다.

6. 1. 중성미자 천문학의 개척

아이스큐브 협업 연구는 점원에서 발생하는 중성미자, 감마선 폭발 그리고 태양에서의 중성미자(neutralino) 소멸에 대한 플럭스 한계를 발표했으며, 이는 WIMP–양성자 반응 단면적(cross section)에 영향을 미친다.

달에서 그림자 효과가 관측되었다.^[36]^[37] 우주선 양성자는 달에 의해 차단되어, 달 방향에서 우주선 샤워 뮤온의 부족 현상이 발생한다. 작지만 강력한 이방성(anisotropy)이 우주선 뮤온에서 관측되었다.^[38]

2013년 11월, 아이스큐브는 태양계 외부에서 발생한 것으로 보이는 28개의 중성미자를 감지했으며, 그 중 두 개의 고에너지 중성미자는 페타전자볼트(peta-electron volt) 범위에 있어, 지금까지 발견된 것 중 가장 높은 에너지의 중성미자라는 사실이 발표되었다.^[39] 이 중성미자 쌍은 ''세서미 스트리트(Sesame Street)'' TV 쇼의 캐릭터에서 따온 "버트"와 "어니"라는 별명이 붙었다.^[40] 2013년 말에는 탐지 건수가 37건으로 증가했으며,^[41] 2000-TeV의 새로운 고에너지 중성미자가 "빅 버드(Big Bird)"라는 이름으로 추가되었다.^[42]

아이스큐브는 2014년에 10–100 GeV의 대기 뮤온 중성미자 소멸을 측정했으며, 2011년 5월부터 2014년 4월까지 3년간의 데이터를 사용하였고, 딥코어(DeepCore)도 포함되었다.^[24] 이로써 중성미자 진동 매개변수 ∆m²₃₂ = 2.72^+0.19

_−0.20 × 10⁻³ eV² 와 sin²(θ₂₃) = 0.53^+0.09

_−0.12 (정상 질량 계층)을 결정했으며, 이는 다른 결과와 유사하다. 2017년에는 더 많은 데이터를 사용하여 측정이 개선되었고, 2019년에는 대기 타우 중성미자 출현이 측정되었다.^[25] 2023년의 향상된 검출기 보정 및 데이터 처리를 사용한 최신 측정 결과는 진동 매개변수의 보다 정확한 값을 산출하여, ∆m²₃₂ = (2.41 ± 0.07) × 10⁻³ eV² 와 sin²(θ₂₃) = 0.51 ± 0.05 (정상 질량 계층)을 결정했다.

2018년 7월, 아이스큐브 중성미자 관측소는 2017년 9월에 검출기에 감지된 초고에너지 중성미자를 블레이자(blazar)인 TXS 0506 +056으로 추적했으며, 이 블레이자는 오리온자리(Orion (constellation)) 방향으로 57억 광년 떨어진 곳에 위치해 있으며, 그 결과는 통계적 유의성이 3-3.5σ였다.^[43]^[44]^[45] 이것은 중성미자 검출기가 우주에서 물체를 찾는 데 사용된 첫 번째 사례였으며, 우주선(cosmic rays)의 근원이 확인되었음을 나타낸다.^[46]^[47]^[48]

2020년에는 2.3σ에서 글래쇼 공명(Glashow resonance)의 증거 (반중성미자-전자 충돌에서 W 보존 형성)가 발표되었다.^[49]

2021년 2월, 조석 파괴 현상(tidal disruption event, TDE) AT2019dsg가 중성미자원의 후보로 보고되었고,^[50]^[51] 2022년 6월에는 TDE AT2019fdr이 두 번째 후보로 보고되었다.^[52]^[53]

2022년 11월, 아이스큐브는 메시에 77(Messier 77)의 활동 은하핵에서 방출된 중성미자원의 강력한 증거를 발표했다. 이는 TXS 0506+056에 이은 아이스큐브의 두 번째 탐지이며, SN1987A 및 태양 중성미자(solar neutrino)를 포함하여 알려진 네 번째 근원이다. OKS 1424+240 및 GB9는 다른 가능한 후보이다.

2023년 6월, 아이스큐브는 은하 평면에서 4.5σ 수준의 유의성으로 중성미자 확산 방출을 은하 지도로 확인했다.

아이스큐브는 공동 연구 기관과 함께 중성미자 발생원^[79], 감마선 폭발^[80], 암흑 물질과 양자의 충돌에 의한 태양 내부에서의 뉴트랄리노 붕괴^[81], 각각의 중성미자의 에너지 상한값을 발표했다.

우주선에 포함된 양자가 달에 의해 방해받아(음영 효과) 달 방향으로부터의 뮤 입자가 감소하고 있다는 것을 확인했다^[82]^[83]^[84]。

우주선 뮤 입자에 1% 미만으로 작지만, 이방성(방향에 따른 요동)이 있음을 관측했다.^[85]미라그로 감마선 관측소에서도 비슷한 효과가 관측되고 있다.

6. 2. 중성미자 진동 연구 성과

아이스큐브 협업 연구는 점원에서 발생하는 중성미자, 감마선 폭발 그리고 태양에서의 중성미자(neutralino) 소멸에 대한 플럭스 한계를 발표했으며, 이는 WIMP–양성자 반응 단면적(cross section)에 영향을 미친다.

달에서 그림자 효과가 관측되었다.^[36]^[37] 우주선 양성자는 달에 의해 차단되어, 달 방향에서 우주선 샤워 뮤온의 부족 현상이 발생한다. 작지만 강력한 이방성(anisotropy)이 우주선 뮤온에서 관측되었다.^[38]

2013년 11월, 아이스큐브는 태양계 외부에서 발생한 것으로 보이는 28개의 중성미자를 감지했으며, 그 중 두 개의 고에너지 중성미자는 페타전자볼트(peta-electron volt) 범위에 있어, 지금까지 발견된 것 중 가장 높은 에너지의 중성미자라는 사실이 발표되었다.^[39] 이 중성미자 쌍은 ''세서미 스트리트(Sesame Street)'' TV 쇼의 캐릭터에서 따온 "버트"와 "어니"라는 별명이 붙었다.^[40] 2013년 말에는 탐지 건수가 37건으로 증가했으며,^[41] 2000-TeV의 새로운 고에너지 중성미자가 "빅 버드(Big Bird)"라는 이름으로 추가되었다.^[42]

아이스큐브는 2014년에 10–100 GeV의 대기 뮤온 중성미자 소멸을 측정했으며, 2011년 5월부터 2014년 4월까지 3년간의 데이터를 사용하였고, 딥코어(DeepCore)도 포함되었다.^[24] 이로써 중성미자 진동 매개변수 ∆m²₃₂ = 2.72^+0.19_−0.20 × 10⁻³ eV² 와 sin²(θ₂₃) = 0.53^+0.09_−0.12 (정상 질량 계층)을 결정했으며, 이는 다른 결과와 유사하다. 2017년에는 더 많은 데이터를 사용하여 측정이 개선되었고, 2019년에는 대기 타우 중성미자 출현이 측정되었다.^[25] 2023년의 향상된 검출기 보정 및 데이터 처리를 사용한 최신 측정 결과는 진동 매개변수의 보다 정확한 값을 산출하여, ∆m²₃₂ = (2.41 ± 0.07) × 10⁻³ eV² 와 sin²(θ₂₃) = 0.51 ± 0.05 (정상 질량 계층)을 결정했다.

2018년 7월, 아이스큐브 중성미자 관측소는 2017년 9월에 검출기에 감지된 초고에너지 중성미자를 블레이자(blazar)인 TXS 0506 +056으로 추적했으며, 이 블레이자는 오리온자리(Orion (constellation)) 방향으로 57억 광년 떨어진 곳에 위치해 있으며, 그 결과는 통계적 유의성이 3-3.5σ였다.^[43]^[44]^[45] 이것은 중성미자 검출기가 우주에서 물체를 찾는 데 사용된 첫 번째 사례였으며, 우주선(cosmic rays)의 근원이 확인되었음을 나타낸다.^[46]^[47]^[48]

2020년에는 2.3σ에서 글래쇼 공명(Glashow resonance)의 증거 (반중성미자-전자 충돌에서 W 보존 형성)가 발표되었다.^[49]

2021년 2월, 조석 파괴 현상(tidal disruption event, TDE) AT2019dsg가 중성미자원의 후보로 보고되었고,^[50]^[51] 2022년 6월에는 TDE AT2019fdr이 두 번째 후보로 보고되었다.^[52]^[53]

2022년 11월, 아이스큐브는 메시에 77(Messier 77)의 활동 은하핵에서 방출된 중성미자원의 강력한 증거를 발표했다. 이는 TXS 0506+056에 이은 아이스큐브의 두 번째 탐지이며, SN1987A 및 태양 중성미자(solar neutrino)를 포함하여 알려진 네 번째 근원이다. OKS 1424+240 및 GB9는 다른 가능한 후보이다.

2023년 6월, 아이스큐브는 은하 평면에서 4.5σ 수준의 유의성으로 중성미자 확산 방출을 은하 지도로 확인했다.

아이스큐브는 공동 연구 기관과 함께 중성미자 발생원^[79], 감마선 폭발^[80], 암흑 물질과 양자의 충돌에 의한 태양 내부에서의 뉴트랄리노 붕괴^[81], 각각의 중성미자의 에너지 상한값을 발표했다.

우주선에 포함된 양자가 달에 의해 방해받아(음영 효과) 달 방향으로부터의 뮤 입자가 감소하고 있다는 것을 확인했다.^[82]^[83]^[84]

우주선 뮤 입자에 1% 미만으로 작지만, 이방성(방향에 따른 요동)이 있음을 관측했다.^[85] 미라그로 감마선 관측소에서도 비슷한 효과가 관측되고 있다.

6. 3. 기타 연구 성과

아이스큐브 협업 연구는 점원에서 발생하는 중성미자, 감마선 폭발 그리고 태양에서의 중성미자(neutralino) 소멸에 대한 플럭스 한계를 발표했으며, 이는 WIMP–양성자 반응 단면적(cross section)에 영향을 미친다.^[79]^[80]^[81]

달에서 그림자 효과가 관측되었다.^[36]^[37]^[82]^[83]^[84] 우주선 양성자는 달에 의해 차단되어, 달 방향에서 우주선 샤워 뮤온의 부족 현상이 발생한다. 작지만 강력한 이방성(anisotropy)이 우주선 뮤온에서 관측되었다.^[38]^[85]

2013년 11월, 아이스큐브가 태양계 외부에서 발생한 것으로 보이는 28개의 중성미자를 감지했으며, 그 중 두 개의 고에너지 중성미자는 페타전자볼트(peta-electron volt) 범위에 있어, 지금까지 발견된 것 중 가장 높은 에너지의 중성미자라는 사실이 발표되었다.^[39] 이 중성미자 쌍은 ''세서미 스트리트(Sesame Street)'' TV 쇼의 캐릭터에서 따온 "버트"와 "어니"라는 별명이 붙었다.^[40] 2013년 말에는 탐지 건수가 37건으로 증가했으며,^[41] 2000-TeV의 새로운 고에너지 중성미자가 "빅 버드(Big Bird)"라는 이름으로 추가되었다.^[42]

아이스큐브는 2014년에 10–100 GeV의 대기 뮤온 중성미자 소멸을 측정했으며, 2011년 5월부터 2014년 4월까지 3년간의 데이터를 사용하였고, 딥코어(DeepCore)도 포함되었다.^[24] 이로써 중성미자 진동 매개변수 ∆m²₃₂ = 2.72^+0.19_−0.20 × 10⁻³ eV² 와 sin²(θ₂₃) = 0.53^+0.09_−0.12 (정상 질량 계층)을 결정했으며, 이는 다른 결과와 유사하다. 2017년에는 더 많은 데이터를 사용하여 측정이 개선되었고, 2019년에는 대기 타우 중성미자 출현이 측정되었다.^[25] 2023년의 향상된 검출기 보정 및 데이터 처리를 사용한 최신 측정 결과는 진동 매개변수의 보다 정확한 값을 산출하여, ∆m²₃₂ = (2.41 ± 0.07) × 10⁻³ eV² 와 sin²(θ₂₃) = 0.51 ± 0.05 (정상 질량 계층)을 결정했다.

2018년 7월, 아이스큐브 중성미자 관측소는 2017년 9월에 검출기에 감지된 초고에너지 중성미자를 블레이자(blazar)인 TXS 0506 +056으로 추적했으며, 이 블레이자는 오리온자리(Orion (constellation)) 방향으로 57억 광년 떨어진 곳에 위치해 있으며, 그 결과는 통계적 유의성이 3-3.5σ였다.^[43]^[44]^[45] 이것은 중성미자 검출기가 우주에서 물체를 찾는 데 사용된 첫 번째 사례였으며, 우주선(cosmic rays)의 근원이 확인되었음을 나타낸다.^[46]^[47]^[48]

2020년에는 2.3σ에서 글래쇼 공명(Glashow resonance)의 증거 (반중성미자-전자 충돌에서 W 보존 형성)가 발표되었다.^[49]

2021년 2월, 조석 파괴 현상(tidal disruption event, TDE) AT2019dsg가 중성미자원의 후보로 보고되었고,^[50]^[51] 2022년 6월에는 TDE AT2019fdr이 두 번째 후보로 보고되었다.^[52]^[53]

2022년 11월, 아이스큐브는 메시에 77(Messier 77)의 활동 은하핵에서 방출된 중성미자원의 강력한 증거를 발표했다. 이는 TXS 0506+056에 이은 아이스큐브의 두 번째 탐지이며, SN1987A 및 태양 중성미자(solar neutrino)를 포함하여 알려진 네 번째 근원이다. OKS 1424+240 및 GB9는 다른 가능한 후보이다.

2023년 6월, 아이스큐브는 은하 평면에서 4.5σ 수준의 유의성으로 중성미자 확산 방출을 은하 지도로 확인했다.

7. 한국과의 관계

8. 향후 전망

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