중성미자 천문학(영어: Neutrino astronomy)은 중성미자 감지기를 이용해 천체를 관측하는 것을 말한다. 중성미자는 방사성 붕괴, 태양과 원자로에서 일어나는 핵반응, 우주선이 원자와 충돌할 때 주로 발생하며, 물질과의 상호작용이 적기 때문에 광학 망원경으로 관측할 수 없는 것을 관측할 수 있게 해 주기도 한다.
1960년 모이세이 마코프가 체렌코프 효과를 이용해 물 밑에서 감지기를 통해 하전 입자의 위치를 추정하는 방안을 제시함을 통해[5][6] 최초의 해저 중성미자 망원경인 DUMAND 계획이 개시되었다. 1976년 시작되어 1995년 결국 취소되었지만, 후대 중성미자 망원경들의 선구자 역할을 했다.[5]
1980년 러시아의 바이칼호 남부 수심 1.1 km에서 바이칼 중성미자 망원경이 작동을 개시해, 1993년 최초로 대기권의 중성미자를 감지하고 삼각법으로 중성미자의 경로를 추적하는 데 성공했다.[7]남극 뮤온 및 중성미자 감지 간섭계(AMANDA)는 남극아문센-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 IceCube의 전신이었다.[5][7]
21세기
DUMAND 계획이 취소된 후 지중해 해저에서의 탐사는 크게 3개로 나눠졌다. ANTARES은 툴롱 앞바다 해저 2475 m까지 잠수했으며, NEMO는 제곱킬로미터 크기의 심해 감지기 시험용으로 시칠리아에서 100 km가량 떨어진 곳에서 해저 3.5 km에서 2007년부터 2011년까지 몇 주간 실험에 들어갔었다. NESTOR 계획은 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.[5][7]
중성미자는 물질과 상호작용하는 경우가 매우 드물기 때문에, 태양에서 내리쬐는 엄청난 중성미자들도 1036개의 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 체렌코프광을 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 핵융합으로 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.[11][12] 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.
