{{위키데이터 속성 추적}}
[[파일:Neutrino Telescopy.JPG|섬네일|중성미자 망원경.]]
'''중성미자 천문학'''({{llang|en|Neutrino astronomy}})은 [[중성미자 감지기]]를 이용해 천체를 관측하는 것을 말한다. [[중성미자]]는 [[방사성 붕괴]], 태양과 [[원자로]]에서 일어나는 [[핵반응]], [[우주선 (물리)|우주선]]이 원자와 충돌할 때 주로 발생하며, 물질과의 상호작용이 적기 때문에 [[망원경|광학 망원경]]으로 관측할 수 없는 것을 관측할 수 있게 해 주기도 한다.

==역사==
[[중성미자]]는 1956년 [[카원-라이너스 중성미자 실험]]에서 최초로 발견되었으며,<ref>{{저널 인용|last1=Cowan |first1=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 |volume= 124|issue=3124 |pages=103–104 |bibcode=1956Sci...124..103C |doi=10.1126/science.124.3212.103 |pmid=17796274
}}</ref><ref>{{웹 인용|url=https://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1995/index.html|title=The Nobel Prize in Physics 1995|publisher=Nobel Foundation|accessdate=2013-01-24}}</ref> 1968년 [[홈스테이크 실험]]을 통해 태양에서 방출되는 중성미자가 발견되었다.<ref>{{저널 인용|last1=Davis |first1=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><ref>{{웹 인용|title=The Nobel Prize in Physics 2002 |url=https://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2002/index.html |publisher=Nobel Foundation |accessdate=2013-01-24}}</ref>

1960년 모이세이 마코프가 [[체렌코프 효과]]를 이용해 물 밑에서 감지기를 통해 하전 입자의 위치를 추정하는 방안을 제시함을 통해<ref name="arxiv">
{{저널 인용|title=Towards High-Energy Neutrino Astronomy|journal=European Physical Journal H|last=Spiering|first=C.|date=2012|volume=37|issue=3|pages=515–565|arxiv=1207.4952|bibcode=2012EPJH...37..515S|doi=10.1140/epjh/e2012-30014-2}}</ref><ref>{{서적 인용
 |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. |booktitle=Proceedings of the 1960 Annual International Conference on High-Energy Physics |page=578 |publisher=University of Rochester}}</ref> 최초의 해저 중성미자 망원경인 [[DUMAND 계획]]이 개시되었다. 1976년 시작되어 1995년 결국 취소되었지만, 후대 중성미자 망원경들의 선구자 역할을 했다.<ref name="arxiv" />

1980년 러시아의 [[바이칼호]] 남부 수심 1.1 km에서 [[바이칼 중성미자 망원경]]이 작동을 개시해, 1993년 최초로 대기권의 중성미자를 감지하고 삼각법으로 중성미자의 경로를 추적하는 데 성공했다.<ref name="arxiv_a">{{저널 인용|last1=Katz |first1=U. F. |last2=Spiering |first2=C. |date=2011 |title=High-Energy Neutrino Astrophysics: Status and Perspectives |journal=Progress in Particle and Nuclear Physics|volume=67 |issue=3 |pages=651–704 |arxiv=1111.0507 |bibcode= 2012PrPNP..67..651K |doi=10.1016/j.ppnp.2011.12.001}}</ref> [[남극 뮤온 및 중성미자 감지 간섭계]](AMANDA)는 [[남극]] [[아문센-스콧 기지]] 근방의 3 km 두께의 얼음을 이용했으며, 처음에는 얼음 속 공기 방울이 일으키는 빛의 산란 때문에 경로 추적에 실패했지만, 이후 여러 차례 개량을 거쳐 추적에 성공했으며, 2005년 지어진 [[IceCube]]의 전신이었다.<ref name="arxiv" /><ref name="arxiv_a" />

===21세기===
DUMAND 계획이 취소된 후 지중해 해저에서의 탐사는 크게 3개로 나눠졌다. [[ANTARES (망원경)|ANTARES]]은 [[툴롱]] 앞바다 해저 2475 m까지 잠수했으며, [[지중해 중성미자 관측소|NEMO]]는 제곱킬로미터 크기의 심해 감지기 시험용으로 시칠리아에서 100 km가량 떨어진 곳에서 해저 3.5 km에서 2007년부터 2011년까지 몇 주간 실험에 들어갔었다. [[NESTOR 계획]]은 2004년 개시되어 4 km까지 잠수해 케이블 문제로 중지되기 전까지 1달 동안 성공적으로 대기권 뮤온 흐름을 측정했다. 위 실험들에서 얻은 결과들은 KM3Net 계획 실시에 활용될 것이다.<ref name="arxiv" /><ref name="arxiv_a" />

2018년 7월, [[IceCube 중성미자 관측소]]에서 2017년 9월 [[오리온자리]]의 [[블레이저]] [[TXS 0506+056]]에서 방출된 초고에너지 [[중성미자]]를 감지했다고 발표했다. 이는 최초로 중성미자 감지기를 통해 우주의 천체 위치를 추적하고 [[우주선 (물리)|우주선]]의 방출 지점이 확인된 사례이다.<ref name="NYT-20180712">{{뉴스 인용|url=https://www.nytimes.com/2018/07/12/science/space-neutrinos-blazar.html|title=It Came From a Black Hole, and Landed in Antarctica - For the first time, astronomers followed cosmic neutrinos into the fire-spitting heart of a supermassive blazar.|last=Overbye|first=Dennis|authorlink=|date=12 July 2018|work=[[The New York Times]]|accessdate=13 July 2018}}</ref><ref>{{웹 인용|title=Neutrino that struck Antarctica traced to galaxy 3.7bn light years away |url=https://www.theguardian.com/science/2018/jul/12/neutrino-that-struck-antarctica-traced-to-galaxy-37bn-light-years-away |website=The Guardian |date=12 July 2018 |accessdate=12 July 2018 }}</ref><ref>{{웹 인용 |title=Source of cosmic 'ghost' particle revealed |url=https://www.bbc.co.uk/news/science-environment-44786125y |website=BBC |date=12 July 2018 |accessdate=12 July 2018 |archive-date=2020-04-26 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200426124349/https://www.bbc.co.uk/news/science-environment-44786125y }}</ref>

==감지 방법==
{{본문|중성미자 감지기}}
중성미자는 물질과 상호작용하는 경우가 매우 드물기 때문에, 태양에서 내리쬐는 엄청난 중성미자들도 10<sup>36</sup>개의 원자 중 1개 정도만 상호작용하며, 이마저도 광자 몇 개 또는 변화한 원자 1개만이 생성된다. 중성미자를 감지하기 위해서는 매우 민감한 감지 체계를 갖춘, 커다란 감지 시설이 필요하다.

신호 자체가 매우 약하기 때문에, 배경 잡음을 감소시키는 것 또한 중요하다. 따라서 감지기는 보통 지하 깊은 곳이나 물 속에 건설된다. 이 감지기들은 뮤온-중성미자 반응으로 생성되는 상향 진행 뮤온을 감지하도록 설계되었으며, 지구 전체를 통과할 수 있는 입자는 없기 때문에 지하 1 km 지점에 건설하여 하향 진행 뮤온을 차단한다. 또한, 방사성동위원소도 붕괴 시 [[체렌코프 효과|체렌코프광]]을 생성하기 때문에 통제되어야 한다. 광전자 증배관(PMT) 3개 이상에서 빛이 감지되면 삼각법을 이용해 발생 지점을 추정할 수 있다.

==적용==
[[태양]] 등 천체를 빛을 통해 관측하면 표면에 대한 정보밖에 얻을 수 없다. 별의 중심에서 [[항성 핵합성|핵융합]]으로 생성된 빛은 기체 입자들과 상호작용하며 표면까지 나오는 데 몇 천 년 이상이 걸리며, 따라서 중심을 직접 관측할 수는 없다. 중성미자도 핵융합으로 생성되며 상호작용이 없기 때문에, 중성미자를 통해 중심을 직접 관측할 수 있다.<ref>{{저널 인용|성=Davis |이름=Jonathan H. |날짜=2016-11-15 |제목=Projections for Measuring the Size of the Solar Core with Neutrino-Electron Scattering |url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.117.211101 |저널=Physical Review Letters |권=117 |호=21 |쪽=211101 |doi=10.1103/PhysRevLett.117.211101 |arxiv=1606.02558}}</ref><ref name="SciAm">{{저널 인용|성1=Gelmini |이름1=G. B. |성2=Kusenko |이름2=A. |성3=Weiler |이름3=T. J. |날짜=2010-5-18 |제목=Through Neutrino Eyes: Ghostly Particles Become Astronomical Tools |url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=through-neutrino-eyes |저널=Scientific American |확인날짜=2013-11-28}}</ref> 초신성에서 방출된 중성미자 등 다른 곳에서 나온 중성미자도 같은 방식으로 관측할 수 있다. 현재는 [[활동은하핵]], [[감마선 폭발]], [[폭발적 항성생성 은하]] 등에서도 중성미자를 관측하려고 시도 중이며, 암흑 물질을 간접적으로 검출할 수 있는 대안으로도 제시되고 있다.

== 같이 보기 ==
* [[중성미자]]
* [[엑스선천문학]]

== 각주 ==
{{각주}}

== 외부 링크 ==
*{{위키공용분류-줄}}

[[분류:중성미자 천문학|*]]