مرصد آيس كيوب للنيوترينو

الموسوعة الحرة

مرصد آيس كيوب للنيوترينو (أو ببساطة آيس كيوب ) هو مرصد للنيوترينو طورته جامعة ويسكونسن-ماديسون ، وشُيّد في محطة أموندسن-سكوت في القطب الجنوبي في القارة القطبية الجنوبية . [ 1 ] يُعدّ هذا المشروع تجربة معترف بها من قبل سيرن (RE10). [ 2 ] [ 3 ] تقع آلاف أجهزة الاستشعار التابعة له تحت جليد القارة القطبية الجنوبية، موزعة على مساحة كيلومتر مكعب .

على غرار سابقتها، مصفوفة كاشف الميونات والنيوترينو في القطب الجنوبي (AMANDA) ، تتكون IceCube من مستشعرات بصرية كروية تسمى وحدات بصرية رقمية (DOMs)، كل منها مزود بأنبوب مضاعف ضوئي (PMT) [ 4 ] وحاسوب أحادي اللوحة لجمع البيانات يرسل البيانات الرقمية إلى غرفة العد الموجودة على السطح فوق المصفوفة. [ 1 ]

تُنشر وحدات قياس الإشعاع (DOMs) على سلاسل تضم كل منها 60 وحدة، على أعماق تتراوح بين 1450 و2450 مترًا، داخل ثقوب مُذابة في الجليد باستخدام مثقاب الماء الساخن. صُمم مسبار آيس كيوب للبحث عن مصادر نقطية للنيوترينوات في نطاق طاقة تيرا إلكترون فولت (TeV) لاستكشاف العمليات الفيزيائية الفلكية ذات الطاقة العالية.

اكتمل بناء مرصد آيس كيوب في 18 ديسمبر 2010. [ 5 ] تمت الموافقة على ترقية مرصد آيس كيوب في عام 2019، وأُعلن في 12 فبراير 2026 عن نجاح عملية التحديث، مما يمثل أول توسعة كبيرة له منذ بدء العمل به قبل 15 عامًا. [ 6 ]

بناء

يُعدّ مشروع آيس كيوب جزءًا من سلسلة مشاريع طورتها وأشرفت عليها جامعة ويسكونسن-ماديسون . ويحظى المشروع بدعم وتمويل من العديد من الجامعات والمؤسسات البحثية الأخرى حول العالم. [ 7 ] لم يكن بناء آيس كيوب ممكنًا إلا خلال فصل الصيف القطبي الجنوبي ، من نوفمبر إلى فبراير، حيث يسمح ضوء الشمس الدائم بالحفر على مدار الساعة. بدأ البناء في عام 2005، عندما تم نشر أول سلسلة من أجهزة آيس كيوب، وجُمعت بيانات كافية للتحقق من صحة عمل المستشعرات البصرية. [ 8 ] في موسم 2005-2006، تم نشر ثماني سلاسل إضافية، مما جعل آيس كيوب أكبر تلسكوب للنيوترينو في العالم.

برج حفر آيس كيوب وبكرة خرطوم في ديسمبر 2009
موسمتم تثبيت السلاسلتوتال سترينجز
200511
2005–200689
2006–20071322
2007–20081840
2008–20091959
2009–20102079
2010786
2023-2026591

اكتمل البناء في 17 ديسمبر 2010. [ 9 ] [ 10 ] بلغت التكلفة الإجمالية للمشروع 279 مليون دولار. [ 11 ]

شهدت عملية التحديث الأولى لمرصد آيس كيوب منذ عام 2010 (والتي اكتملت في فبراير 2026) إضافة خمسة سلاسل أخرى من أجهزة استشعار الضوء، متقاربة ومُكثّفة، في مركز الجزء السفلي من السلاسل الـ 86 الموجودة، مما زاد عدد أجهزة الاستشعار المُدمجة في الجليد بأكثر من 600 جهاز استشعار مُحسّن وأداة معايرة. كما أُضيف نوعان جديدان من أجهزة استشعار الضوء، وهما وحدة التضخيم الضوئي الرقمية متعددة الأنابيب الضوئية (mDOM) و"أجهزة الاستشعار الضوئية المزدوجة داخل زجاج بيضاوي الشكل للجيل الثاني" (D-Egg)، والتي تتميز بحساسية أعلى بمرتين إلى ثلاث مرات من أجهزة الاستشعار الحالية، بالإضافة إلى نشر جهازي قياس الزلازل تحت جليد القطب الجنوبي، وهما الأعمق في العالم. [ 6 ]

يُوصف تحديث مرصد آيس كيوب لعام 2026 بأنه " خطوة تمهيدية" نحو مرصد آيس كيوب-جين 2 المستقبلي، والذي من شأنه، في حال تنفيذه، أن يُحسّن أجهزة المرصد بمقدار ثمانية أضعاف. [ 6 ] اعتبارًا من عام 2026، تخضع خطط إجراء المزيد من التحديثات للمصفوفة لإجراءات الموافقة الفيدرالية. [ 12 ] [ 13 ] في حال الموافقة، ستكون أجهزة الكشف في مرصد آيس كيوب-جين 2 أكبر بثمانية أضعاف من الأجهزة الموجودة حاليًا. سيتمكن المرصد من رصد المزيد من مصادر الجسيمات، وتمييز خصائصها بدقة أكبر عند مستويات الطاقة المنخفضة والعالية على حد سواء. [ 12 ]

أجهزة الكشف الفرعية

"تاكلامبا"، إحدى الوحدات البصرية الرقمية في الحفرة رقم 85 في آيس كيوب

يتكون مرصد آيس كيوب للنيوترينو من عدة كاشفات فرعية بالإضافة إلى المصفوفة الرئيسية الموجودة داخل الجليد.

  • كانت مصفوفة AMANDA، وهي مصفوفة كاشف الميونات والنيوترينو في القطب الجنوبي ، أول جزء تم بناؤه، وقد شكلت نموذجاً أولياً لمشروع IceCube. تم إيقاف تشغيل AMANDA في مايو 2009. [ 14 ]
  • مصفوفة آيس توب عبارة عن سلسلة من كواشف تشيرينكوف على سطح النهر الجليدي، مع وجود كاشفين تقريبًا فوق كل سلسلة من مكعبات الجليد. تُستخدم آيس توب ككاشف لوابل الأشعة الكونية ، لدراسات تركيب الأشعة الكونية واختبارات الأحداث المتزامنة : إذا رُصد ميون يمر عبر آيس توب، فلا يمكن أن يكون ناتجًا عن نيوترينو يتفاعل في الجليد.
  • يُعدّ امتداد الطاقة المنخفضة في النواة العميقة منطقةً غنيةً بالأجهزة ضمن مصفوفة آيس كيوب، حيث يمدّد نطاق الطاقات القابلة للرصد إلى ما دون 100 جيجا إلكترون فولت. تُنشر سلاسل النواة العميقة في مركز المصفوفة الأكبر (على مستوى السطح)، في أعماق الجليد الأكثر صفاءً في قاع المصفوفة (بين 1760 و2450 مترًا). لا توجد سلاسل طاقة منخفضة في النواة العميقة بين عمق 1850 و2107 مترًا، نظرًا لعدم صفاء الجليد في تلك الطبقات.   

يُعدّ مشروع PINGU (ترقية الجيل التالي الدقيقة لمرصد IceCube) امتدادًا مُقترحًا يسمح برصد النيوترينوات منخفضة الطاقة (بمقياس طاقة GeV)، ويشمل استخداماته تحديد التسلسل الهرمي لكتلة النيوترينو، والقياس الدقيق لتذبذب النيوترينوات في الغلاف الجوي (ظهور نيوترينو تاو واختفاء نيوترينو الميون)، والبحث عن فناء الجسيمات المتفاعلة ضعيفة الكتلة (WIMP ) في الشمس. [ 15 ] وقد طُرحت رؤية لمرصد أكبر، IceCube-Gen2. [ 16 ]

الآلية التجريبية

التصميم ثلاثي الأبعاد لكاشف النيوترينو

النيوترينوات هي جسيمات متعادلة كهربائيًا ، ونادرًا ما تتفاعل مع المادة عبر القوة الضعيفة. عندما تتفاعل مع جزيئات الماء في الجليد عبر تفاعل التيار المشحون ، فإنها تُنتج جسيمات مشحونة ( إلكترونات ، أو ميونات ، أو تاو ) تُطابق نوع النيوترينو. يمكن لهذه الجسيمات المشحونة، إذا كانت طاقتها كافية، أن تُصدر إشعاع تشيرينكوف . يحدث هذا عندما تتحرك الجسيمات المشحونة عبر الجليد بسرعة تفوق سرعة الضوء فيه، على غرار الصدمة الأمامية لسفينة تسير بسرعة تفوق سرعة الأمواج التي تعبرها. يمكن بعد ذلك رصد هذا الضوء بواسطة أنابيب مضاعفة ضوئية داخل الوحدات البصرية الرقمية التي تُشكل مرصد آيس كيوب.

تختلف بصمات الكشف للجسيمات الليبتونية الثلاثة المشحونة، ولذلك يُمكن تحديد نوع النيوترينو الناتج عن أحداث التيار المشحون . من ناحية أخرى، إذا تشتت النيوترينو عن الجليد عبر التيار المحايد ، فإن الحالة النهائية لا تحتوي على أي معلومات عن نوع النيوترينو لعدم تكوّن أي جسيم ليبتوني مشحون.

تُحوّل الإشارات الصادرة من الأنابيب الضوئية المضاعفة إلى بيانات رقمية، ثم تُرسل إلى سطح النهر الجليدي عبر كابل. تُجمع هذه الإشارات في محطة عدّ سطحية، ويُرسل جزء منها شمالًا عبر الأقمار الصناعية لمزيد من التحليل. منذ عام ٢٠١٤، تُخزّن البيانات المتبقية على أقراص صلبة بدلًا من أشرطة التخزين، وتُرسل شمالًا مرة واحدة سنويًا عبر سفينة. بمجرد وصول البيانات إلى الباحثين، يُمكنهم إعادة بناء المعايير الحركية للنيوترينو الوارد. قد تُسبب النيوترينوات عالية الطاقة إشارة قوية في الكاشف، تُشير إلى مصدرها. تُشير تجمعات اتجاهات هذه النيوترينوات إلى مصادر نقطية لها.

تتطلب كل خطوة من الخطوات المذكورة أعلاه حدًا أدنى معينًا من الطاقة، وبالتالي فإن جهاز IceCube حساس في الغالب للنيوترينوات عالية الطاقة، في نطاق 10 7 إلى حوالي 10 21 إلكترون فولت . [ 17 ] 

يُعدّ مرصد آيس كيوب أكثر حساسية للميونات من غيرها من اللبتونات المشحونة، لأنها الأكثر اختراقًا وبالتالي تترك أطول مسارات في الكاشف. لذا، من بين أنواع النيوترينو، يُعدّ آيس كيوب الأكثر حساسية لنيوترينوات الميون . عادةً ما يتشتت الإلكترون الناتج عن حدث نيوترينو إلكتروني عدة مرات قبل أن يفقد طاقة كافية ليسقط دون عتبة تشيرينكوف؛ وهذا يعني أنه لا يمكن عادةً استخدام أحداث نيوترينو الإلكترون لتحديد مصادرها، ولكن من المرجح أن تكون محصورة بالكامل داخل الكاشف، وبالتالي يمكن أن تكون مفيدة لدراسات الطاقة. هذه الأحداث أقرب إلى الشكل الكروي، أو "الشلالي"، منها إلى الشكل "المساري "؛ بينما أحداث نيوترينو الميون أقرب إلى الشكل المساري.

يمكن أن تُحدث جسيمات تاو أيضًا أحداثًا متسلسلة؛ لكنها قصيرة العمر ولا تستطيع قطع مسافات طويلة قبل أن تتحلل، ولذلك يصعب تمييزها عادةً عن سلاسل الإلكترونات. يمكن تمييز جسيم تاو عن الإلكترون من خلال حدث "الانفجار المزدوج"، حيث تُلاحظ سلسلة من الأحداث عند كل من تكوين جسيم تاو وتحلله. هذا ممكن فقط مع جسيمات تاو ذات طاقة عالية جدًا. نظريًا، لرصد مسار جسيم تاو، سيحتاج هذا الجسيم إلى الانتقال على الأقل من منطقة جزيئية واحدة إلى منطقة جزيئية مجاورة (17  مترًا) قبل أن يتحلل. وبما أن متوسط ​​عمر جسيم تاو هو تبلغ طاقة جسيم تاو الذي يتحرك بسرعة تقارب سرعة الضوء 2.9 × 10⁻¹³ ثانية ، أي ما  يعادل 20 تيرا إلكترون فولت لكل متر يقطعه. [ 18 ] عمليًا، يحتاج الباحث إلى مساحة أكبر من مجرد جهاز قياس متعدد الأبعاد (DOM) واحد لتمييز سلسلتين من التفاعلات، لذا تتركز عمليات البحث عن الانفجار المزدوج عند طاقات بمقياس بيتا إلكترون فولت . هذه العمليات جارية، لكنها لم تنجح حتى الآن في عزل حدث الانفجار المزدوج عن أحداث الخلفية. ثمة طريقة أخرى للكشف عن نيوترينوات تاو ذات الطاقة المنخفضة، وهي من خلال بصمة "النبضة المزدوجة"، حيث يرصد جهاز قياس متعدد الأبعاد واحد وقتي وصول ضوئي مختلفين، يتوافقان مع تفاعل النيوترينو وذروة اضمحلال تاو. [ 19 ] يمكن أيضًا استخدام تقنيات التعلم الآلي، مثل الشبكات العصبية الالتفافية ، لتمييز إشارة نيوترينو تاو. في عام 2024، نشر فريق IceCube نتائجه التي توصل إلى سبعة مرشحين لنيوترينوات تاو فلكية باستخدام هذه التقنية. [ 20 ] [ 21 ]

توجد خلفية كبيرة من الميونات لا تنتج عن النيوترينوات من مصادر فيزيائية فلكية، بل عن الأشعة الكونية التي تصطدم بالغلاف الجوي فوق الكاشف. يوجد ما يقارب 10⁶ ضعف عدد الميونات الناتجة عن الأشعة الكونية مقارنةً بالميونات الناتجة عن النيوترينوات التي رُصدت في مرصد آيس كيوب. [ 22 ] [ 23 ] يمكن استبعاد معظم هذه الميونات نظرًا لاتجاهها الهابط. معظم الأحداث المتبقية (الصاعدة) ناتجة عن النيوترينوات، ولكن معظم هذه النيوترينوات ناتجة عن الأشعة الكونية التي تصطدم بالجانب البعيد من الأرض؛ قد يأتي جزء غير معروف منها من مصادر فلكية، وهذه النيوترينوات هي المفتاح لعمليات البحث عن المصادر النقطية في مرصد آيس كيوب. تشير التقديرات إلى إمكانية رصد حوالي 75 نيوترينو صاعد يوميًا في كاشف آيس كيوب عند اكتمال بنائه. تمثل اتجاهات وصول هذه النيوترينوات الفيزيائية الفلكية النقاط التي يستخدمها تلسكوب آيس كيوب لرسم خريطة السماء. [ 23 ] ولتمييز هذين النوعين من النيوترينوات إحصائيًا، يُقدَّر اتجاه وطاقة النيوترينو الوارد من نواتج تصادمه. وتشير الزيادات غير المتوقعة في الطاقة أو الزيادات من اتجاه مكاني معين إلى مصدر خارج الأرض. [ 23 ]

الأهداف التجريبية

منظر علوي لمرصد آيس كيوب للنيوترينو. تفصل بين سلاسل آيس كيوب-إن آيس ومحطات آيس توب مسافة حوالي 125  متراً في نمط شبكي مثلثي.

مصادر نقطية للنيوترينوات عالية الطاقة

قد يُساعد وجود مصدر نقطي للنيوترينوات في تفسير لغز أصل الأشعة الكونية ذات الطاقة العالية. تتميز هذه الأشعة الكونية بطاقات عالية جدًا بحيث لا يمكن احتواؤها بواسطة المجالات المغناطيسية للمجرة ( نصف قطر دورانها أكبر من نصف قطر المجرة)، لذا يُعتقد أنها تأتي من مصادر خارج المجرة. من المحتمل أن تُنتج الأحداث الفيزيائية الفلكية الكارثية التي تُنتج مثل هذه الجسيمات عالية الطاقة نيوترينوات عالية الطاقة أيضًا، والتي يُمكنها الوصول إلى الأرض بانحراف طفيف جدًا، نظرًا لندرة تفاعل النيوترينوات. يُمكن لمرصد آيس كيوب رصد هذه النيوترينوات: يتراوح نطاق الطاقة القابل للرصد لديه من حوالي 100  جيجا إلكترون فولت إلى عدة بيتا إلكترون فولت. كلما زادت طاقة الحدث، زاد حجم المنطقة التي يُمكن لمرصد آيس كيوب رصده فيها. وبهذا المعنى، فإن IceCube يشبه إلى حد كبير تلسكوبات Cherenkov مثل مرصد Pierre Auger (مجموعة من خزانات كشف Cherenkov) أكثر من كونه يشبه تجارب النيوترينو الأخرى، مثل Super-K (مع أنابيب PMTs المواجهة للداخل لتثبيت الحجم المرجعي).

يُعدّ مرصد آيس كيوب أكثر حساسيةً للمصادر النقطية في نصف الكرة الشمالي مقارنةً بنصف الكرة الجنوبي. فهو قادر على رصد إشارات النيوترينو الفلكية من أي اتجاه، إلا أن النيوترينوات القادمة من اتجاه نصف الكرة الجنوبي تُطغى عليها خلفية أشعة الميون الكونية. ولذلك، ركّزت عمليات البحث المبكرة عن المصادر النقطية بواسطة آيس كيوب على نصف الكرة الشمالي، ويتطلب توسيع نطاق البحث ليشمل المصادر النقطية في نصف الكرة الجنوبي جهدًا إضافيًا. [ 24 ]

على الرغم من أنه من المتوقع أن يرصد مرصد آيس كيوب عددًا قليلًا جدًا من النيوترينوات (مقارنةً بعدد الفوتونات التي ترصدها التلسكوبات التقليدية)، إلا أنه سيتمتع بدقة عالية جدًا في رصد النيوترينوات التي يرصدها. وعلى مدار عدة سنوات من التشغيل، يمكنه إنتاج خريطة تدفق للنصف الشمالي من الكرة الأرضية، مشابهة للخرائط الموجودة، مثل خريطة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي ، أو خرائط تلسكوبات أشعة غاما ، التي تستخدم مصطلحات جسيمية أقرب إلى مصطلحات آيس كيوب. وبالمثل، يمكن لتلسكوب KM3NeT استكمال خريطة النصف الجنوبي من الكرة الأرضية.

ربما يكون علماء IceCube قد اكتشفوا أول نيوترينواتهم في 29 يناير 2006. [ 25 ]

انفجارات أشعة غاما المتزامنة مع النيوترينوات

عندما تصطدم البروتونات ببعضها البعض أو بالفوتونات ، ينتج عادةً البيونات . تتحلل البيونات المشحونة إلى ميونات ونيوترينوات ميونات، بينما تتحلل البيونات المتعادلة إلى أشعة غاما . من المحتمل أن يتزامن تدفق النيوترينوات مع تدفق أشعة غاما في بعض المصادر، مثل انفجارات أشعة غاما وبقايا المستعرات العظمى ، مما يشير إلى صعوبة تحديد أصلها. ولتحقيق هذا الهدف، تُستخدم بيانات مرصد آيس كيوب بالتزامن مع أقمار صناعية أخرى لرصد أشعة غاما، مثل سويفت وفيرمي . لم يرصد آيس كيوب أي نيوترينوات متزامنة مع انفجارات أشعة غاما، ولكنه قادر على استخدام هذا البحث لتقييد تدفق النيوترينوات بقيم أقل من تلك التي تتنبأ بها النماذج الحالية. [ 26 ]

عمليات البحث غير المباشرة عن المادة المظلمة

يمكن أن تُجذب المادة المظلمة ذات الجسيمات الضخمة ضعيفة التفاعل (WIMP) بفعل الجاذبية من قِبل أجسام ضخمة كالشمس ، وتتراكم في لبّها . ومع كثافة عالية كافية لهذه الجسيمات، فإنها ستفني بعضها بعضًا بمعدل كبير. ويمكن أن تتحلل نواتج هذا الفناء إلى نيوترينوات، والتي يمكن رصدها بواسطة مرصد آيس كيوب على شكل فائض من النيوترينوات قادمة من اتجاه الشمس. تُسمى هذه التقنية للبحث عن نواتج فناء جسيمات WIMP بالبحث غير المباشر ، على عكس البحث المباشر الذي يبحث عن المادة المظلمة المتفاعلة داخل حيز مُغلق ومُجهز بأجهزة قياس. وتُعد عمليات البحث عن جسيمات WIMP الشمسية أكثر حساسية لنماذج WIMP المعتمدة على اللف المغزلي من العديد من عمليات البحث المباشر، لأن الشمس تتكون من عناصر أخف من تلك التي تحتويها كواشف البحث المباشر (مثل الزينون أو الجرمانيوم ) . وقد حقق مرصد آيس كيوب حدودًا أفضل باستخدام كاشف الـ 22 سلسلة (حوالي ربع الكاشف الكامل) مقارنةً بحدود مرصد أماندا. [ 27 ]

تذبذبات النيوترينو

يستطيع مرصد آيس كيوب رصد تذبذبات النيوترينو الناتجة عن وابلات الأشعة الكونية الجوية، على امتداد خط أساس عبر الأرض. ويُعدّ أكثر حساسية عند طاقة 25  جيجا إلكترون فولت تقريبًا، وهو نطاق الطاقة الذي صُممت من أجله مصفوفة ديب كور الفرعية. تتكون ديب كور من 6 سلاسل نُشرت خلال صيف نصف الكرة الجنوبي 2009-2010 بتباعد أفقي ورأسي متقارب. في عام 2014، استُخدمت بيانات ديب كور لتحديد زاوية الخلط θ 23 وفرق الكتلة Δm 2 23. [ 28 ] وقد تحسّن هذا القياس منذ ذلك الحين بفضل المزيد من البيانات وتحسين معايرة الكاشف ومعالجة البيانات. [ 29 ] [ 30 ] [ 31 ]

مع جمع المزيد من البيانات وتحسين قياسات مرصد آيس كيوب، قد يصبح من الممكن رصد التغير المميز في نمط التذبذب عند طاقة 15 جيجا إلكترون فولت تقريبًا، والذي يحدد التسلسل الهرمي لكتلة  النيوترينو . ولا تعمل هذه الآلية لتحديد التسلسل الهرمي للكتلة إلا عندما تكون زاوية الخلط θ 13 كبيرة. [ 32 ]

المستعرات العظمى المجرية

على الرغم من أن طاقة النيوترينوات الفردية المتوقعة من المستعرات العظمى أقل بكثير من الحد الأدنى للطاقة الذي يرصده مرصد آيس كيوب، إلا أنه قادر على رصد مستعر أعظم محلي. سيظهر ذلك على شكل ارتفاع قصير ومتزامن في معدلات الضوضاء على مستوى الكاشف. يجب أن يكون المستعر الأعظم قريبًا نسبيًا (داخل مجرتنا) للحصول على عدد كافٍ من النيوترينوات قبل أن يصبح تأثير المسافة (1/r²) هو العامل الحاسم. يُعد آيس كيوب عضوًا في نظام الإنذار المبكر للمستعرات العظمى (SNEWS). [ 33 ]

النيوترينوات العقيمة

تتمثل إحدى سمات النيوترينوات العقيمة في تشوه طيف طاقة النيوترينوات الجوية حول طاقة 1  تيرا إلكترون فولت، وهو ما يتميز مرصد آيس كيوب بموقعه الفريد للبحث عنه. وتنشأ هذه السمة نتيجة لتأثيرات المادة عند تفاعل النيوترينوات الجوية مع مادة الأرض.

قد تُمكّن استراتيجية الكشف الموصوفة، إلى جانب موقعها عند القطب الجنوبي، الكاشف من تقديم أول دليل تجريبي قوي على وجود أبعاد إضافية متوقعة في نظرية الأوتار . تقترح العديد من امتدادات النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات، بما في ذلك نظرية الأوتار، وجود نيوترينو عقيم؛ في نظرية الأوتار، يتكون هذا النيوترينو من وتر مغلق . قد تتسرب هذه النيوترينوات إلى أبعاد إضافية قبل عودتها، مما يجعلها تبدو وكأنها تسافر بسرعة تفوق سرعة الضوء. قد يكون من الممكن إجراء تجربة لاختبار ذلك في المستقبل القريب. [ 34 ] علاوة على ذلك، إذا شكّلت النيوترينوات عالية الطاقة ثقوبًا سوداء مجهرية (كما تنبأت به بعض جوانب نظرية الأوتار)، فإنها ستُحدث وابلًا من الجسيمات، مما يؤدي إلى زيادة في نيوترينوات "الأسفل" مع تقليل نيوترينوات "الأعلى". [ 35 ]

في عام 2016، لم يجد العلماء في كاشف آيس كيوب أي دليل على وجود النيوترينو العقيم. [ 36 ]

نتائج

نشر فريق IceCube حدود التدفق للنيوترينوات من المصادر النقطية، [ 37 ] وانفجارات أشعة غاما ، [ 38 ] وفناء النيوترالينو في الشمس، مع ما يترتب على ذلك من آثار على المقطع العرضي لتفاعل WIMP-البروتون . [ 39 ]

لوحظ تأثير التظليل الناتج عن القمر. [ 40 ] [ 41 ] إذ يحجب القمر بروتونات الأشعة الكونية، مما يُحدث نقصًا في الميونات المنبعثة من وابل الأشعة الكونية باتجاه القمر. وقد لوحظ تباين طفيف (أقل من 1%) ولكنه قوي في الميونات المنبعثة من الأشعة الكونية. [ 42 ]

في نوفمبر 2013، أُعلن أن مرصد آيس كيوب قد رصد 28 نيوترينو يُرجح أنها نشأت خارج المجموعة الشمسية ، ومن بينها زوج من النيوترينوات عالية الطاقة في نطاق بيتا إلكترون فولت، ما يجعلها أعلى نيوترينوات طاقةً تم اكتشافها حتى الآن. [ 43 ] أُطلق على هذا الزوج اسم "بيرت" و"إرني" ، نسبةً إلى شخصيتين من برنامج شارع سمسم التلفزيوني. [ 44 ] وفي وقت لاحق من عام 2013، ارتفع عدد النيوترينوات المرصودة إلى 37 مرشحًا [ 45 ] ، بما في ذلك نيوترينو جديد عالي الطاقة عند 2000 تيرا إلكترون فولت، أُطلق عليه اسم " بيغ بيرد ". [ 46 ]

قاس مرصد آيس كيوب اختفاء  نيوترينو الميون الجوي بطاقة تتراوح بين 10 و100 جيجا إلكترون فولت في عام 2014، باستخدام بيانات ثلاث سنوات جُمعت من مايو 2011 إلى أبريل 2014، بما في ذلك بيانات ديب كور، [ 28 ] وحدد معلمات تذبذب النيوترينو ∆m 2 32 =  2.72 +0.19 −0.20 × 10 −3 eV 2 و sin 2 (θ 23 ) =0.53 +0.09 −0.12 (التسلسل الهرمي الطبيعي للكتلة)، وهي نتائج مماثلة لنتائج أخرى. تم تحسين القياس باستخدام بيانات إضافية في عام 2017، وفي عام 2019 تم قياس ظهور نيوترينو تاو في الغلاف الجوي. [ 29 ] [ 30 ] وقد أسفر أحدث قياس، مع تحسين معايرة الكاشف ومعالجة البيانات بدءًا من عام 2023 ، عن قيم أكثر دقة لمعاملات التذبذب، حيث تم تحديد ∆m²32 = ( 2.41 ± 0.07) × 10⁻³ eV² و sin² ( θ23 ) = 0.51 ± 0.05 (التسلسل الهرمي الطبيعي للكتلة). [ 31 ]

في يوليو/تموز  2018، أعلن مرصد آيس كيوب للنيوترينو أنه تمكن من تتبع نيوترينو عالي الطاقة للغاية اصطدم بكاشفه في سبتمبر/أيلول  2017، وصولًا إلى نقطة منشئه في البلازار TXS 0506 +056، الواقع على بُعد 3.7  مليار سنة ضوئية باتجاه كوكبة الجبار . وقد بلغت الدلالة الإحصائية للنتائج 3-3.5 سيجما . [ 47 ] [ 48 ] [ 49 ] وكانت هذه المرة الأولى التي يُستخدم فيها كاشف نيوترينو لتحديد موقع جسم في الفضاء، مما يشير إلى اكتشاف مصدر للأشعة الكونية . [ 50 ] [ 51 ] [ 52 ]

في عام 2020، تم الإعلان عن دليل على رنين غلاشو عند 2.3 سيغما (تكوين بوزون W في تصادمات النيوترينو المضاد مع الإلكترون). [ 53 ]

في فبراير 2021، تم الإبلاغ عن حدث التمزق المدّي (TDE) AT2019dsg كمرشح لمصدر النيوترينو [ 54 ] [ 55 ] ، وتم الإبلاغ عن حدث التمزق المدّي AT2019fdr كمرشح ثانٍ في يونيو 2022. [ 56 ] [ 57 ]

في نوفمبر 2022، أعلن مرصد آيس كيوب عن أدلة قوية على وجود مصدر للنيوترينوات المنبعثة من النواة المجرية النشطة لمسييه 77. [ 58 ] [ 59 ] وهو ثاني اكتشاف لآيس كيوب بعد TXS 0506+056، ورابع مصدر معروف فقط، بما في ذلك المستعر الأعظم SN1987A والنيوترينوات الشمسية . ويُعدّ كل من OKS 1424+240 وGB9 من بين المصادر المحتملة الأخرى. [ 60 ]

في يونيو 2023، حدد مرصد آيس كيوب انبعاث النيوترينو المنتشر من مستوى المجرة كخريطة مجرية عند مستوى دلالة 4.5σ. [ 61 ] [ 62 ]

في 10 يونيو 2026، سجل مرصد آيس كيوب للنيوترينو حدثًا للكشف عن نيوترينو واحد عالي الطاقة [ 63 ] - وهو أول حدث "ذهبي" له منذ نشر التحديث في فبراير 2026. [ 64 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. 1 2 عباسي، ر.؛ وآخرون  . (أبريل 2009). "نظام جمع البيانات IceCube: التقاط الإشارة، والتحويل الرقمي، والختم الزمني". الأدوات والأساليب النووية في بحوث الفيزياء، القسم أ: المسرعات، والمطيافات، والكواشف، والمعدات المرتبطة بها . 601 (3): 294-316 . arXiv : 0810.4930 . Bibcode : 2009NIMPA.601..294A . doi : 10.1016/j.nima.2009.01.001 .
  2. ↑ «التجارب المعترف بها في سيرن» . اللجان العلمية في سيرن . سيرن. مؤرشف من الأصل في 13 يونيو 2019. تم الاطلاع عليه في 21 يناير 2020 .
  3. ↑ "RE10/ICECUBE: IceCube" . برنامج التجارب في سيرن . سيرن . تم الاطلاع عليه بتاريخ 21 يناير 2020 .
  4. ↑ ر. عباسي وآخرون (فريق آيس كيوب) (2010). "معايرة وتوصيف أنبوب المضاعف الضوئي في آيس كيوب". الأدوات والأساليب النووية أ . 618 ( 1-3 ): 139-152 . arXiv : 1002.2442 . Bibcode : 2010NIMPA.618..139A . doi : 10.1016/j.nima.2010.03.102 . S2CID 44013013 .  
  5. ↑ "مرصد آيس كيوب للنيوترينو" . 20 ديسمبر 2023.
  6. 1 2 3 "مرصد آيس كيوب للنيوترينو يحصل على ترقية كبيرة تحت الجليد" .
  7. ↑ "قائمة المؤسسات" .
  8. ↑ ك. هاتشيسون (24 أكتوبر 2005). "آيس كيوب - تم إنجاز حفرة واحدة، وتبقى 79 حفرة أخرى" (بيان صحفي). SpaceRef.com . تم الاطلاع عليه بتاريخ 15 أكتوبر 2009 .{{cite press release}}: CS1 maint: deprecated archiveal service ( link )
  9. ↑ "كاشف النيوترينو آيس كيوب كامل" . مؤرشف من الأصل في 25 ديسمبر 2010. تم الاطلاع عليه في 9 يناير 2011 .
  10. ↑ «اكتمل بناء أكبر مرصد للنيوترينو في العالم في القطب الجنوبي» . news.wisc.edu . 17 ديسمبر 2010.
  11. ↑ "الأسئلة الشائعة" .
  12. 1 2 "توصي اللجنة الاستشارية الفيدرالية للفيزياء بتمويل مرصد آيس كيوب من الجيل التالي، وتجارب رئيسية أخرى" . 8 ديسمبر 2023.
  13. ↑ "أجهزة الكشف IceCube-Gen2" .
  14. ↑ آرتسن، إم جي؛ وآخرون (2013). "قياس شفافية جليد القطب الجنوبي باستخدام نظام معايرة IceCube LED". الأدوات والأساليب النووية في بحوث الفيزياء أ . 711 (73): 73-89 . arXiv : 1301.5361 . Bibcode : 2013NIMPA.711...73A . doi : 10.1016/j.nima.2013.01.054 . S2CID 118683026 .  
  15. ↑ "آيس كيوب يتطلع إلى المستقبل مع بينغو" . 30 ديسمبر 2013.
  16. ^ آرتسن، م.ج. وآخرون . (تعاون Icecube-Gen2) (18 ديسمبر 2014). “IceCube-Gen2: رؤية لمستقبل علم فلك النيوترينو في القارة القطبية الجنوبية”. أرخايف : 1412.5106 [ astro-ph.HE ]. 
  17. ↑ ف. هالزن (يونيو 2002). "آيس كيوب: مرصد نيوترينو على نطاق كيلومتري" (ملف PDF) . مؤرشف من الأصل (ملف PDF) في 9 سبتمبر 2006. تم الاطلاع عليه في 15 أكتوبر 2009 .
  18. ↑ سرعة الضوء (299792458 م /ث )  × متوسط ​​العمر (2.9 × 10 −13  ثانية ) =8.711 × 10 −5  م
  19. ↑ ماير، ماكسيميليان؛ سودينغريكسو، جان (2019). "البحث عن نيوترينوات تاو الفلكية باستخدام طريقة النبض المزدوج المحسّنة". وقائع المؤتمر الدولي السادس والثلاثين للأشعة الكونية - PoS (ICRC2019) . ص 960. doi : 10.22323/1.358.0960 . 
  20. ↑ ليا ر (14 مارس 2024)، "ربما يكون العلماء قد رصدوا للتو 7 "جسيمات شبحية" غريبة أثناء اختراقها للأرض" ، Space.com ، تم الاطلاع عليه في 16 مارس 2024
  21. ↑ جامعة ولاية بنسلفانيا (13 مارس 2024). "مرصد آيس كيوب يحدد سبعة مرشحين لنيوترينو تاو في الفيزياء الفلكية" . phys.org . تاريخ الاطلاع: 16 مارس 2024 .
  22. ↑ "حقائق سريعة عن آيس كيوب" . آيس كيوب . مؤرشف من الأصل بتاريخ 23 مارس 2025. تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 مارس 2025 .
  23. 1 2 3 "وثيقة التصميم الأولي لمكعب الثلج" (ملف PDF) . مكعب الثلج . 1 أكتوبر 2001. الصفحات 23، 29، 31. مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 23 مارس 2025. تم الاطلاع عليه في 23 مارس 2025 . 
  24. ↑ ر. عباسي وآخرون (فريق آيس كيوب) (2009). "توسيع نطاق البحث عن مصادر النيوترينو النقطية باستخدام آيس كيوب فوق الأفق". رسائل المراجعة الفيزيائية . 103 (22) 221102. arXiv : 0911.2338 . Bibcode : 2009PhRvL.103v1102A . doi : 10.1103/PhysRevLett.103.221102 . hdl : 2440/76771 . PMID 20366087. S2CID 43304371 .   
  25. ↑ ك. ميزوغوتشي (17 فبراير 2006). "علماء يكتشفون أول نيوترينوات في مشروع 'آيس كيوب'" . يو إس إيه توداي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 15 أكتوبر 2009 .
  26. ↑ ر. عباسي وآخرون (فريق آيس كيوب) (2011). "حدود انبعاث النيوترينو من انفجارات أشعة غاما باستخدام كاشف آيس كيوب ذي الأربعين سلسلة". رسائل المراجعة الفيزيائية . 106 (14) 141101. arXiv : 1101.1448 . Bibcode : 2011PhRvL.106n1101A . doi : 10.1103/PhysRevLett.106.141101 . PMID 21561178. S2CID 19816817 .   
  27. ↑ ر. عباسي وآخرون (فريق آيس كيوب) (2010). "حدود تدفق الميونات من إفناءات المادة المظلمة لكالوزا-كلاين في الشمس من كاشف آيس كيوب ذي 22 سلسلة". مجلة Physical Review D. 81 ( 5) 057101. arXiv : 0910.4480 . Bibcode : 2010PhRvD..81e7101A . doi : 10.1103/PhysRevD.81.057101 . S2CID 2111669 .  
  28. 1 2 آرتسن، إم جي؛ أكرمان، إم؛ آدامز، جيه؛ أغيلار، جيه إيه؛ أهلرز، إم؛ أهرنز، إم؛ ألتمان، دي؛ أندرسون، تي؛ أرغويليس، سي؛ آرلين، تي سي؛ أوفنبرغ، جيه؛ باي، إكس؛ بارويك، إس دبليو؛ باوم، في؛ باي، آر. (7 أبريل 2015). "تحديد معلمات تذبذب النيوترينو من اختفاء نيوترينو الميون الجوي باستخدام بيانات IceCube DeepCore لثلاث سنوات" . Physical Review D. 91 ( 7) 072004. arXiv : 1410.7227 . Bibcode : 2015PhRvD..91g2004A . doi : 10.1103/PhysRevD.91.072004 .
  29. 1 2 آرتسن، إم جي؛ أكرمان، إم؛ آدامز، جيه؛ أغيلار، جيه إيه؛ أهلرز، إم؛ أهرنز، إم؛ السامرائي، آي؛ ألتمان، دي؛ أندين، كيه؛ أندرسون، تي؛ أنسو، آي؛ أنطون، جي؛ أرغويليس، سي؛ أوفنبرغ، جيه؛ أكساني، إس. (13 فبراير 2018). "قياس تذبذبات النيوترينو الجوي عند 6-56 جيجا إلكترون فولت باستخدام IceCube DeepCore" . مجلة Physical Review Letters . 120 (7) 071801. arXiv : 1707.07081 . Bibcode : 2018PhRvL.120g1801A . doi : 10.1103/PhysRevLett.120.071801 . hdl : 2440/111549 . PMID 29542976 . 
  30. 1 2 آرتسن، إم جي؛ أكرمان، إم؛ آدامز، جيه؛ أغيلار، جيه إيه؛ أهلرز، إم؛ أهرنز، إم؛ ألتمان، دي؛ أندين، كيه؛ أندرسون، تي؛ أنسو، آي؛ أنتون، جي؛ أرغويليس، سي؛ أوفنبرغ، جيه؛ أكساني، إس؛ باكيس، بي. (15 فبراير 2019). "قياس ظهور نيوترينو تاو في الغلاف الجوي باستخدام IceCube DeepCore" . Physical Review D. 99 ( 3) 032007. arXiv : 1901.05366 . Bibcode : 2019PhRvD..99c2007A . doi : 10.1103/PhysRevD.99.032007 . hdl : 1721.1/132130.2 .
  31. 1 2 عباسي، ر.؛ أكرمان، م.؛ آدامز، ج.؛ أغاروالا، س.ك.؛ أغيلار، ج.أ.؛ أهلرز، م.؛ علم الدين، ج.م.؛ أمين، ن.م.؛ أندين، ك.؛ أنطون، ج.؛ أرغويليس، س.؛ أشيدا، ي.؛ أثاناسيادو، س.؛ أكساني، س.ن.؛ باي، ش. (20 يوليو 2023). "قياس اختلاط النيوترينو الجوي باستخدام معايرة محسّنة لـ IceCube DeepCore ومعالجة البيانات" . Physical Review D. 108 ( 1) 012014. arXiv : 2304.12236 . Bibcode : 2023PhRvD.108a2014A . doi : 10.1103/PhysRevD.108.012014 .
  32. ↑ آرتسن، إم جي؛ أكرمان، إم؛ آدامز، جيه؛ أغيلار، جيه إيه؛ أهلرز، إم؛ أهرنز، إم؛ أليسباخ، سي؛ أندين، كيه؛ أندرسون، تي؛ أنسو، آي؛ أنتون، جي؛ أرغويليس، سي؛ أوفنبرغ، جيه؛ أكساني، إس؛ باكيس، بي. (يناير 2020). "تطوير تحليل لاستكشاف ترتيب كتلة النيوترينو باستخدام بيانات IceCube DeepCore لثلاث سنوات من النيوترينوات الجوية: تعاون IceCube" . المجلة الأوروبية للفيزياء C. 80 ( 1): 9. arXiv : 1902.07771 . Bibcode : 2020EPJC...80....9A . doi : 10.1140/epjc/s10052-019-7555-0 . hdl : 1721.1/131637 .
  33. ^ ك. شولبيرج (2008). “نظام الإنذار المبكر سوبر نوفا”. Astronomische Nachrichten . 329 (3): 337– 339. أرخايف : 0803.0531 . بيب كود : 2008AN....329..337S . دوى : 10.1002/asna.200710934 . S2CID 15986602 . 
  34. ↑ م. تشاون (22 مايو 2006). "أخيرًا، طريقة لاختبار السفر عبر الزمن" . مجلة نيو ساينتست . تم الاطلاع عليه بتاريخ 15 أكتوبر 2009 .
  35. ↑ "كاشف النيوترينو في القطب الجنوبي قد يُقدّم أدلة على نظرية الأوتار" . PhysOrg.com . 26 يناير 2006.
  36. ↑ كاستلفيكي، دافيد (8 أغسطس 2016). "تلسكوب جليدي يُلقي بظلاله على نظرية النيوترينو العقيمة". مجلة نيتشر . doi : 10.1038/nature.2016.20382 .
  37. ↑ عباسي، ر.؛ وآخرون (فريق آيس كيوب) (2009). "أولى نتائج مصدر النيوترينو النقطي من كاشف آيس كيوب ذي 22 سلسلة". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 701 (1): L47– L51. arXiv : 0905.2253 . Bibcode : 2009ApJ...701L..47A . doi : 10.1088/0004-637X/701/1/L47 . S2CID 55074376 .   
  38. ↑ تابوادا، آي. (2009). "البحث عن النيوترينوات من انفجارات أشعة غاما باستخدام مرصد آيس كيوب". وقائع مؤتمر معهد الفيزياء الأمريكي . 1133 : 431-433 . رمز Bibcode : 2009AIPC.1133..431T . doi : 10.1063/1.3155942 .
  39. ↑ عباسي، ر.؛ وآخرون (فريق آيس كيوب) (2009). "حدود تدفق الميونات الناتجة عن إفناء النيوترالينو في الشمس باستخدام كاشف سلسلة آيس كيوب 22". رسائل المراجعة الفيزيائية . 102 (20) 201302. arXiv : 0902.2460 . Bibcode : 2009PhRvL.102t1302A . doi : 10.1103/ PhysRevLett.102.201302 . hdl : 2440/76774 . PMID 19519015. S2CID 32876823 .    
  40. ↑ هاند، إي. (3 مايو 2009). "APS 2009: ظل القمر الميون" . blogs.nature.com/news/blog/ . مؤرشف من الأصل في 14 مايو 2009. تم الاطلاع عليه في 15 أكتوبر 2009 .
  41. ↑ بويرسما، د.؛ غلادستون، ل.؛ كارل، أ. (2009). "رصد ظل القمر بواسطة آيس كيوب". وقائع المؤتمر الدولي الحادي والثلاثين للأشعة الكونية . لودز، بولندا. arXiv : 1002.4900 . Bibcode : 2010arXiv1002.4900B .
  42. ↑ عباسي، ر.؛ ديسياتي، ب.؛ دياز فيليز، ج. س. (2009). "تباين الأشعة الكونية على نطاق واسع باستخدام آيس كيوب". وقائع المؤتمر الدولي الحادي والثلاثين للأشعة الكونية . لودز، بولندا. arXiv : 0907.0498 . Bibcode : 2009arXiv0907.0498A .
  43. ↑ آرتسن، إم جي؛ وآخرون (فريق آيس كيوب) (2013). "دليل على وجود نيوترينوات فضائية عالية الطاقة في كاشف آيس كيوب". مجلة ساينس . 342 (6161) 1242856. arXiv : 1311.5238 . Bibcode : 2013Sci...342E...1I . doi : 10.1126/science.1242856 . PMID 24264993. S2CID 27788533 .   
  44. ↑ ديفورسكي، ج. (26 أبريل 2013). "اكتشاف نيوترينوات من مجرة ​​أخرى في القارة القطبية الجنوبية" . i09.com . تاريخ الاسترجاع: 29 ديسمبر 2013 .
  45. ↑ آرتسن، إم جي؛ وآخرون (فريق آيس كيوب) (2014). "رصد النيوترينوات الفلكية عالية الطاقة في ثلاث سنوات من بيانات آيس كيوب". رسائل المراجعة الفيزيائية . 113 (10) 101101. arXiv : 1405.5303 . Bibcode : 2014PhRvL.113j1101A . doi : 10.1103/PhysRevLett.113.101101 . PMID 25238345. S2CID 220469354 .   
  46. ↑ "بيغ بيرد ينضم إلى بيرت وإرني" . 27 نوفمبر 2013.
  47. ↑ آرتسن، مارك؛ وآخرون . (13 يوليو 2018). "رصد متعدد الوسائط لنجم متوهج متزامن مع نيوترينو عالي الطاقة من IceCube-170922A". مجلة ساينس . 361 (6398) eaat1378. arXiv : 1807.08816 . Bibcode : 2018Sci...361.1378I . doi : 10.1126/science.aat1378 . PMID 30002226 .  
  48. ↑ آرتسن، مارك؛ وآخرون . (13 يوليو 2018). "انبعاث النيوترينو من اتجاه البلازار TXS 0506+056 قبل تنبيه IceCube-170922A". مجلة ساينس . 361 (6398): 147-151 . arXiv : 1807.08794 . Bibcode : 2018Sci...361..147I . doi : 10.1126/science.aat2890 . PMID 30002248 .  
  49. ↑ جيبسن، كاثرين (12 يوليو 2018). "علماء يتتبعون مصدر النيوترينو الكوني عالي الطاقة | مجلة التناظر" . www.symmetrymagazine.org . تاريخ الاطلاع: 17 أبريل 2024 .
  50. ↑ أوفرباي، دينيس (12 يوليو 2018). "جاء من ثقب أسود، وهبط في القارة القطبية الجنوبية - لأول مرة، تتبع علماء الفلك النيوترينوات الكونية إلى قلب البلازار الهائل المتفجر" . صحيفة نيويورك تايمز . تاريخ الاطلاع: 13 يوليو 2018 .
  51. ↑ «تم تحديد موقع النيوترينو الذي ضرب القارة القطبية الجنوبية في مجرة ​​تبعد 3.7 مليار سنة ضوئية» . صحيفة الغارديان . 12 يوليو 2018. تم الاطلاع عليه بتاريخ 12 يوليو 2018 . 
  52. ↑ «الكشف عن مصدر جسيمات "الشبح" الكونية» . بي بي سي نيوز . ١٢ يوليو ٢٠١٨. تم الاطلاع عليه بتاريخ ١٢ يوليو ٢٠١٨ .
  53. ↑ آرتسن، إم جي؛ وآخرون . (11 مارس 2021). "الكشف عن وابل من الجسيمات عند رنين غلاشو باستخدام مرصد آيس كيوب". مجلة نيتشر . 591 (7849): 220-224 . arXiv : 2110.15051 . Bibcode : 2021Natur.591..220I . doi : 10.1038/s41586-021-03256-1 . PMID 33692563 .  
  54. ↑ شتاين، روبرت؛ وآخرون . (22 فبراير 2021). "حدث تمزق مدّي متزامن مع نيوترينو عالي الطاقة". مجلة نيتشر أسترونومي . 5 (5): 510-518 . arXiv : 2005.05340 . Bibcode : 2021NatAs...5..510S . doi : 10.1038/s41550-020-01295-8 . 
  55. ↑ جانيت، كازميرتشاك (22 فبراير 2021). "مرصد سويفت التابع لناسا يساعد في ربط النيوترينو بالثقب الأسود الذي يمزق النجوم" . ناسا .
  56. ↑ رويش، سيميون؛ وآخرون (3 يونيو 2022). "حدث التمزق المدّي المرشّح AT2019fdr المتزامن مع نيوترينو عالي الطاقة". رسائل المراجعة الفيزيائية . 128 (22) 221101. arXiv : 2111.09390 . Bibcode : 2022PhRvL.128v1101R . doi : 10.1103/PhysRevLett.128.221101 . hdl : 20.500.11937/90027 . PMID 35714251. S2CID 244345574 .   
  57. ↑ بوكانان، مارك (3 يونيو 2022). "النيوترينوات من وجبة خفيفة لثقب أسود" . الفيزياء . 15 77. Bibcode : 2022PhyOJ..15...77B . doi : 10.1103/Physics.15.77 . S2CID 251078776 . 
  58. ↑ عباسي، ر.؛ وآخرون . (4 نوفمبر 2022). "دليل على انبعاث النيوترينو من المجرة النشطة القريبة NGC 1068". مجلة ساينس . 378 (6619): 538-543 . arXiv : 2211.09972 . Bibcode : 2022Sci...378..538I . doi : 10.1126/science.abg3395 . PMID: 36378962 .  
  59. ↑ فريق التحرير (3 نوفمبر 2022). "نيوترينوات آيس كيوب تمنحنا أول لمحة عن الأعماق الداخلية لمجرة نشطة" . آيس كيوب . تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 نوفمبر 2022 .
  60. ↑ Astrobites (16 يونيو 2022). "AAS 240: اليوم الثالث" . AAS Nova . تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 نوفمبر 2022 .
  61. ↑ تعاون آيس كيوب (29 يونيو 2023). "رصد النيوترينوات عالية الطاقة من مستوى المجرة". مجلة ساينس . 380 (6652): 1338-1343 . arXiv : 2307.04427 . Bibcode : 2023Sci ...380.1338I . doi : 10.1126/science.adc9818 . PMID: 37384687. S2CID : 259287623 .  
  62. ↑ لوتون، توماس (29 يونيو 2023). "خريطة جديدة للكون، مرسومة بالنيوترينوات الكونية" . مجلة كوانتا .
  63. ↑ "الحدث 142709_10606089" .
  64. ↑ "معلومات عن فعالية AMON ICECUBE : GOLD and BRONZE" .