Pendahuluan
Terdapat sejumlah kemungkinan mengenai cara menditeksi kehadiran neutrino berenergi tinggi dari luar angkasa, masing - masing cara mengamati bentuk yang berlainan dari radiasi yang dipancarkan akibat interaksi neutrino dengan materi. Metode yang paling banyak dipakai ialah penditeksian, yang dikerjakan pada sejumlah besar air dan sejumlah besar volume es, yaitu dengan mengamati radiasi Cherenkov hasil dari produksi muon dan hadron akibat interaksi tersebut. Detektor Cherenkov yang memakai sejumlah besar air (misalnya : IMB, Kamiokande, Superkamiokande, dan SNO) sejauh ini merupakan detektor yang telah mengamati produksi neutrino dari luar angkasa, rentang energi yang diamatinya berkisar dari hingga eV yang berasal dari matahari dan supernova 1987A. Percobaan ini menditeksi pancaran gelombang radio dan mendeteksi suara yang dihasilkan dari interaksi neutrino ini bersamaan dengan dipancarkanya cahaya akibat interaksi hujan neutrino di atmosfer. Beberapa tehnik tersebut mungkin dijalankan apabila energi nuetrinonya diatas eV. Detektor terkini yang merupakanan detektor dalam air dan es, diarahkan untuk menditeksi neutrino dengan rentang energi hingga eV.
Pada rentang energi tersebut terdapat banyak calon sumber neutrino seperti yang akan dibahas kemudian, juga akan dibahas sumber kedua neutrino akibat interaksi sinar kosmik di atmosfer bumi. Neutrino atmosfer ini menjadi latar belakang yang penting dalam pencarian neutrino kosmik sekaligus juga menyediakan sarana untuk mengukur parameter osilasi neutrino. Beberapa detektor yang akan dibicarakan disini adalah detektor AMANDA di sungai es kutub selatan, percobaan danau BAIKAL di Siberia, dan ANTARES yang kini sedang dibangun di wilayah Laut Tengah.
Tujuan ilmiah utama dari teleskop neutrino ini adalah penemuan dan pemahaman atas lokasi percepatan partikel berenergi tinggi di alam semesta. Sejak penemuan pertama oleh V. Hess seratus tahun lalu asal usul sinar kosmik bermuatan listrik intensitas tinggi yang sampai ke bumi tidaklah diketahui. Neutrino menawarkan kemungkinan yang unik untuk menjejeak lintasan sinar kosmik hingga ke titik mula - mulanya, karena memiliki muatan netral, neutrino tidak terpengaruh oleh medan magnet dan hanya mengalami interaksi secara lemah sehingga dapat menembus awan debu pekat yang mungkin mengelilingi sumber.
Tujuan kedua yang penting dari teleskop neutrino adalah pencarian materi gelap dalam bentuk neutralinos. Menurut teori supersimetri dengan kekekalan paritas-R-nya neutralinos yang tertinggal, yang terbentuk saat terjadi Big-Bang (ledakan besar), akan terkumpul pada suatu benda langit masif semisal pusat bumi, pusat matahari dan pusat galaksi. Di tempat – tempat tersebut anihilasi neutralino dan peluruhan yang menyertainya menyebabkan neutrino dapat terditeksi oleh teleskop neutrino dalam skala yang selama ini dipakai dan sedang dibangun.
Tujuan selanjutnya dari proyek ini meliputi pengukuran osilasi neutrino atmosfer yang mungkin diukur dengan detektor yang sama, dalam rentang parameter osilasi yang telah terindikasi pada eksperimen Super-Kamiokande. Bidang ilmu lain yang mungkin terlingkupi eksperimen ini meliputi Oseanografi, seismologi dan biologi untuk eksperimen dasar laut dan ilmu - ilmu lainya yang berhubungan dengan eksperimen ini.
Neutrino Berenergi Tinggi dari Sumber Kosmik
Asal usul sebagian sinar kosmik energi tinggi yang teramati dari bumi sejauh ini tidaklah diketahui. Diduga bahwa mayoritas sinar kosmik dengan energi di bawah eV berasal dari sumber galaksi kita sendiri, sedangkan yang memiliki energi lebih dari itu berasal dari sumber di luar galaksi kita. Sinar gamma berenergi tinggi telah banyak teramati dari banyak sumber sinar dan alami bila diduga bahwa sinar kosmik bermuatan juga dihasilkan dari sumber-sumber ini. Namun, dari berbagai sumber sinar gamma yang teramati, tidaklah jelas apakah sebagian besar partikel yang diperepat itu merupakan hadron ataukah elektron dan pengamatan atas neutrino akan menampilkan dengan jelas tentang keberadaan hadron yg dipercepat.
Di galaksi kita, sisa ledakan supernova (Supernova Remnants / SNR) merupakan sumber sinar gamma bermuatan yang paling banyak diramalkan. Suatu sisa ledakan supernova terdiri atas suatu kulit / cangkang materi, dipancarkan setelah ledakan supernova, yang terus mengembang dengan kelajuan sekitar sepersepuluh laju cahaya, selama ratusan tahun. Katalog Green mendaftarkan lebih dari dua ratus sisa supernova, yang diantaranya telah teramati secara optik. Sebagian kecil SNR pusatnya merupakan pulsar dan dikenal sebagai Plerions; yang paling terkenal adalah Nebula Kepiting (Crab Nebula) SN1054. bebrapa dari sumber ini dikenal sebagai pemancar sinar gamma TeV yang kuat, tetapi kulit SNR (tanpa pusat pulsar) lebih sulit terlihat sinar gamma TeV-nya. Belakangan ini, sedang diadakan pengamatan atas SNR RX J17137-3946 dengan menggunakan teleskop Cherenkov sinar gamma CANGAROO dimana spektrum energi yang terukur dari sinar gamma-nya ditafsirkan sebagai bukti adanya sumber proton kosmik yg dipercepat. Data ini, yang menjadi bukti pertama sebuah sumber sinar kosmik, masih kontroversial. Namun, bila ditafsirkan menurut laju neutrino yang diharapkan, orde pengamatannya adalah 40 kejadian//tahun.
Inti Galaksi Aktif (Active Galactic Nuclei/ AGN) juga dikenal sebagai sumber sinar gamma TeV. Objek ini, dimana lesatan materi dipancarkan dengan kuat dari intinya, mungkin merupakan bentuk tahapan dari evolusi galaksi. Distribusi puncak pergeseran merah dari AGN (nilainya) sekitar 2, jaraknya sekitar 10 Gpcs ( 10 giga parsek) dengan sisi terekatnya dengan kita berjarak 100 Mpcs. Keberadaan data tentang spektra energi sinar gamma dapat dijelaskan menggunakan model akselerasi elektron (using acceleration models with only electrons). Pengamatan atas neutrino dari AGN menampilkan bukti kehadiran hadron yang dipercepat.
Microquasar telah diteliti ternyata merupakan miniaturisasi dari AGN. Sejak thun 1992 telah teramati sekitar selusin microqusar di galaksi kita. Pengamataan multi panjang gelombang mendukung model microquasar sebagai lubang hitam (black holes) yang terlihat dari piringan massa mengelilinginya yang berasal dari bintang tetangganya. Cerita selanjutnya dari pancaran radiasi energi tinggi, nampak sebagai gumpalan terpisah pada gambar citra teleskop radio dimana dijelaskan bahwa hal ini terjadi akibat ketidakstabilan pada piringan massa yang beberapa ratus kilometer bagian dalam piringan ini sejumlah materi tersedot ke dalam inti lubang hitam, dengan sebagiaan materinya dilemparkan kembali ke luar secara saling membelakangi (back-to-back). Perhitungan terhadap flux neutrino yg berasal dari microquasar telah terdeteksi oleh teleskop neutrino ANTARES dengan flux 6,5 dan 4,3 kejadian/tahun yang masing-masing nya berasal dari microquasar GX339-4 dan SS433 dengan flux neutrino yang berasal dari latar atmosfer sebesar 0,3 kejadian/tahun dengan sudut sumber 0,1derajat.
Ledakan sinar gamma (Gamma Ray Burst / GRB) merupakan sumber berenergi tinggi yang teramati mengeluarkan ledakan singkat sinar gamma dengan energi beberapa ratus MeV dan durasi ledakannya antara 100ms sampai 100s. Saat dijalankan, detektor BATSE pada Compton Gamma Ray Observatory mengamati 1-2 kejadian/hari. Distribusi GRB pada detektor BATSE, adalah uniform dalam koordinat galaksi memberikan petunjuk asal mula galaksi luar. Untuk sekitar 20 GRB dalam durasi waktu ledakan yang lama, pergeseran merah setelah pemancaran cahaya telah diamati dan semuanya teratur berasal dari galaksi luar. Banyak teori yang telah ada untuk menjelaskan peledakan sinar gamma secara alami dan dibutuhkan data yang lebih banyak untuk menghilangkan teori – teori diantaranya, yaitu dengan kembali mengamati neutrino akan memberikan informasi penting untuk menghilangkan model –model yang tidak sesuai.
Pencarian Materi Gelap
Pengatahuan terkini atas susunan materi di alam semesta kita berasal dari pengamaatan atas kumpulan galaksi, radiasi latar belakang gelombang mikro, supernova tipe 1a dan dentuman besar penciptaan materi (big bang nucleosynthesis). Total massa di alam semesta kita sangat mendekati kerapatan kritis untuk menghasilkan alam semesta datar dengan Ω total ~ 1 dan dengan perbandingan materi (‘tampak’) 30% sementara sisanya (70%) adalah materi ‘gelap’ yang tidak banyak kita pahami. Distribusi materinya terdiri atas partikel-partikel baryon dengan Ω b ~ 0,04 dan materi gelap dingin (cold dark matter / CDM) dengan Ω CDM ~ 0,26. Tinjauan secara rinci mengenai pencarian materi gelap disajikan oleh L.Bergstrom dalam referensi no.7. Teleskop neutrino dapat menyajikan pencarian secara tak langsung atas materi gelap, dalam bentuk neutralinos yang terkumpul dipusat-pusat benda langit masif dengan mencari neutrino yang berasal dari reaksi anihilasi.
Sementara eksperimen pencarian materi gelap secara langsung di laboratorium sifatnya sensitif terhadap partikel apapun yang menyebabkan reaksi inti, kemungkinan pencarian secara tak langsung menggunakaan teleskop neutrino membutuhkan model yang lebih spesifik sebagai calon model alami dari materi gelap dengan maksud meramalkan tingkat keberhasilan dalam eksperimen. Secara umum model supersimetri diterapkan di sini dengan neutralino sebagai calon partikel materi gelapnya dan menurut (teori?) MSSM cross-section neutralino-nucleon dapat diramalkan dari parameter model yang sudah ada. Model-model ini juga dapat meramalkan cross-section anihilasi neutralino. Terdapat dua pendekatan berbeda dalam pencarian anihilasi neutralinos; pertama, proses anihilasi terjaadi di bagian halo dari galaksi (in the galactic halo), menghasilkan sinar gamma energi tertentu menurut reaksi dan kedua, anihilasi terjadi di daerah berkumpulnya neutralinos pada benda-benda langit masif menurut reaksi dengan partikel dan meluruh menjadi neutrino. Pencarian sinar gamma dari anihilasi pada bagian halo galaksi dilakukan oleh satelit di luar angkasa dan teleskop sinar gamma di bumi. Menurut eksperimen ini energi sinar gamma yang dideteksi berbanding lurus dengan massa neutralino-nya dan menampilkan pertanda yang sangat jelas. Tugas teleskop neutrino adalah mencari hasil peluruhan neutrino dari proses anihilasi dalam benda-benda masif seperti bumi, matahari dan pusat galaksi akan terbentuk karena pada permulaan terciptanya alam semesta materi gelap neutralino akan secara alami menjadi fosil-nya big bang yang serupa dengan (jejak) peninggalan foton pada suhu 3K. Bila diketahui rapat materi dari benda-benda (langit) dan kandungan total materi gelap neutralino pada halo galaksi maka perhitungan sebagai fungsi parameter MSSM dapat dibuat sejauh tingkat ekspektasi yang ada pada eksperimen kini dan eksperimen mendatang.
Pemakaian Teleskop Neutrino
Terdapat dua buah teleskop neutrino yang dipakai hingga saat ini : BAIKAL, dipasang pada kedalaman 1200 meter dalam danau Baikal di Siberia dan AMANDA pada kedalaman 2000 meter dalam es kutub selatan Antartika. Kedua detektor ini sensitif terhadap energi dalam rentang ~ eV.
Detektor BAIKAL mulai beroperasi sejak tahun 1993 dengan jumlah modul optik sebanyak 36 buah dan berakhir pada tahun 1998 dengan modul optik mencapai 192 buah. Setiap modul optik berisi tabung foto berukuran 15 inchi, QUASAR-370, yang di desain khusus untuk percobaan ini. Detektor ini ditempatkan di bagian selatan danau Baikal pada suatu lokasi dengan kedalaman 1366 m dan berjarak 3,6 km dari tepi danau. Sifat transmisi cahaya dari air danau ini sangat bergantung pada cuaca yang berpengaruh pada sedimentasi danau akibat aliran air sungai yang bermuara ke danau ini. Rentang Penyerapan cahaya sedalam 20 meter dan rentang hamburan cahayanya sedalam 15 meter. Modul optik ini disusun secara menyebar pada 8 helai kabel yang dipasang pada tepi dan pusat dari heptagon equilaterral ditopang dari bagian atasnya oleh suatu kerangka yang kuat. Detektor disebarkan kedalam air menggunakan platform permukaan es yang beku selama musim dingin. Luas area efektif untuk penyebaran detektor ini sekitar 2.000.
Detektor AMANDA dipasang secara bertingkat pada suatu lubang dalam es glasial yang digali dengan tehnik pengeboran air panas. Komponen – komponen awal detektor ini mulai dipasang sejak tahun 1993 pada kedalaman 870 meter hingga 1.000 meter; namun pengukuran atas transparansi es pada kedalaman ini menunjukan bahwa hamburan cahaya akan mengganggu pengoperasian detektor ini. Kabel – kabel berikutnya dipasang pada kedalaman 1.500 hingga 2.000 meter dimana pada kedalaman ini sifat – sifat optik es lebih baik dan mendukung percobaan. Pada tahun 1997 , detektor AMANDA B10 telah memiliki 300 buah modul optik yang tersebar pada 10 kabel dan data – data yang telah dipublikasikan oleh peneliti dari AMANDA berasal dari detektor ini. Detektor terbaru AMANDA I, memiliki 11 helai kabel dan sekitar 700 buah modul optik dengan luas area efektif 30.000. Sinyal keluaran dari kabel – kabel baru ini ditransmisikan melalui serat optik sementara sinyal keluaran dari kabel terdahulunya memakai kabel biasa. Waktu kemunculan dari denyut sinyal keluaran jaringan serat optik meningkat 7 ns, dari yang sebelumnya 100ns bila mengunakan jaringan optik kabel biasa. Perubahan ini membuat detektor AMANDA mempunyai kemampuan diteksi yang lebih baik, peningkatan kerjanya dari faktor 4 ke 5, dengan penerimaan sudut yang sangat luas.
Nilai batas fluks neutrino berenergi tinggi telah diumumkan baik oleh percobaan BAIKAL maupun AMANDA. Batas ini mulai mendekati dengan beberapa prediksi model fluks neutrinos dari AGN, tetapi masih dalam batas magnitude yang lebih tinggi dari sebagian batas teoritis berdasarkan pada fliks sinar kosmik. Percobaan AMANDA memiliki batas pada sumber titik fluks menggunakan data dari tahun 1997. batasan data fluks dari objek di langit bagian utara adalah kuarang dari dengan tingkat kepercayan 90%.
Proyek Teleskop Neutrino di Laut Tengah
Teleskop dalam kedalaman laut memiliki keuntungan yang berarti dibandingkan percobaan pada es dan air danau, yaitu pada komposisi optik (ditinjau dari sifat – sifat optik) dari mediumnya. Namun terdapat tantangan teknologi yang cukup serius dalam hal penyebaran detektor dan pengoperasian di dalam laut . Perintis proyek detektor bawah laut, DUMAND yang bekerja sejak tahun 1980 hingga 1995 untuk memasang suatu detektor di lepas pantai Hawaii, dan tidak mampu mengatasi tantangan ini sehingga proyek pun dibatalkan. Berlawanan dengan proyek AMANDA dan BAIKAL yang dikerjakan pada sungai es padat dan permukaan danau es yang beku, telah berkembang menjadi sistem pemasangan yang berhasil. Kelebihan utama teleskop neutrino bawah laut ialah resolusi sudut yang lebih baik, yaitu kurang dari 0,3 derajat untuk ANTARES, sedangkan 3 derajat untuk AMANDA sama baiknya efisiensi uniform pada medium yang homogen. Kekurangan dari detektor bawah laut adalah tingginya ganguan latar belakang optik yang lebih tinggi akibat peluruhan radioaktif dan gangguan emisi cahaya dari organisme bawah laut : bioluminescence. Gangguan latar belakang ini dapat diatasi dengan rancangan detektor yang memiliki modul optik lebih banyak dan memiliki bandwith data keluaran lebih lebar.
Di Laut Tengah terdapat tiga lokasi yang sedang dievaluasi untuk proyek teleskop neutrino. Proyek paling mutakhir adalah ANTARES, detektornya memiliki 900 buah modul optik dan luas efektifnya 50.000 , lokasinya dilepas pantai selatan peracis didekat Toulon. Proyek NEMO di lepas pantai Sicily. Sejak tahun 1990 kolaborasi ANTARES dan NEMO telah bekerja bersama – sama pada detektor dekat Toulon dengan maksud memilih tempat terbaik, untuk pembangunan teleskop neutrino yang lebih besar di masa depan. Kolaborasi NESTOR akan membangun detektor dengan 168 modul optik dan luas efektif sekitar 20.000 di dekat Pylos lepas pantai Yunani.
Kolaborasi ANTARES di mulai pada tahun 1996 untuk mengeksplorasi lepas pantai Perancis. Lokasi tepatnya pada 42º 50 LU dan 6º 10 BT dengan kedalaman 2400 meter. Fase pertama proyek ini adalah meneliti kualitas air , laju sedimentasi dan stabilitas geologis pada lokasi proyek. Rentang penyerapan cahaya pada lokasi ini terukur sedalam 45-60m untuk cahaya biru dan 25-30 m untuk ultra violet. Rentang hamburan untuk sudut hamburan yang besar jauh lebih dalam dari 100 m dan laju kehilangan transmisi cahaya yang menembus kaca modul optik telah diukur selama 8 bulan terakhir lebih kecil dari 2% tiap tahun. Kajian yang lebih mendalam mengenai bioluminance di lokasi ini telah memberikan hasil dan kesimpulan bahwa gangguan latar belakang ini akan memberikan batas waktu kurang dari 5% saat proses penggandaan foto (photo– multiplier) memberikan desain elektronik dari detektor ini.
Susunan detektor ANTARES dirancang sedemikian rupa sehingga modul –modul optiknya tergantung pada kabel – kabel tambatan secara satu persatu, sedangkan data keluaranya dihubungkan melalui kabel ke dasar dari kabel - kabel tambatan ini. Teknologi ini mirip dengan teknologi yang hendak dipakai oleh proyek kolaborasi DUMAND. Sebagimana DUMAND, ANTARES-pun membutuhkan suatu penghubung dasar laut dengan menggunakan kendaraan dibawah air (kapal selam). Namun 10 tahun terakhir ini pengembangan teknologi bawah air berkembang pesat seiring dengan pertumbuhan industri minyak lepas pantai yang dengan demikian, progam pembangunan ANTARES dapat di wujudkan. Belakangan ini, penghubung di bawah laut yang sesuai telah tersedia dan sebagian besar sudah dipakai di industri, termasuk konektor elektro optik dapat dipasang di lokasi proyek. Sebagian besar kendaraan bawah air komersial yang ada saat ini berkemampuan membuat jalur penghubung ini. Data keluaran ANTARES dihasilkan oleh masing – masing detektor yang terpisah sehingga apabila terdapat kerusakan pada salah satu bagian tidak merusak keseluruhan bagian. Sinyal dari detektor diolah secara lokal oleh perangkat elektronik di dalam laut kemudian data ini ditrasmisikian ke pangkalan di darat, lalu oleh sejumlah komputer membuat analisis yang cepat untuk memutuskan data mana yang akan di rekam. Aspek yang utama dari pendekatan yang dilakukan oleh ANTARES adalah kemungkinan kemampuan mengembalikan dan memperbaiki semua elemen yang sudah terpasang di dalam laut.
Detektor NESTOR direncanakan akan dipasang pada kedalaman 3.800 meter. Suatu konsep penting dari proyek NESTOR dan perbedaan yang utama dengan proyek ANTARES ialah bahwa modul – modul optik ini dipasang dalam suatu struktur menara dengan semua koneksi internalnya dibuat di darat sehingga pemasanganya tidak membutuhkan kendaraan bawah air. Menara ini terdiri atas 12 lantai heksagonal dengan jari – jari 16m dilengkaapi dengan photo-multiplier yang bisa melihat ke atas dan ke bawah. Uji coba pemasanganya telah dilakukan dan banyak elemen detektor yang terpasang tepat pada tempatnya termasuk kabel koneksi dari objek penelitian ke pantai ( darat).
Perkembangan Astronomi Neutrino di Masa Depan
Proposal pembangunan detektor neutrino yang lebih besar untuk masa depan di kutub selatan, baru – baru ini mendapat sambutaan dari Agensi Pendanaan dan Pemerintah AS. Detektor ini nantinya akan terdiri dari 80 rangkaian dengan total modul optiknya berjumlah 4.800 buah. detektor ini akan memiliki volume keseluruhan alat sebesar 1 dan rentang sensitivitas energi dari 0,5 – eV. Pembangunanya telah dimulai di tahun 2003 dan diharapkan selesai seluruhnya pada tahun 2010.
Terdapat sejumlah proyek untuk detektor neutrino Cherenkov di dalam air yang mengamati neutrino dibelahan bumi utara. Kelompok BAIKAL bermaksud meningkatkan ukuran detektornya untuk neutrino yang berenergi sangat tinggi, dengan menambah tiga outtriger string.
Detektor neutrino belahan bumi utara akan melengkapi ruang lingkup langit detektor di kutub selatan. Dengan asumsi bahwa detektor bekerja dengan efisiensi 100% pada bagian belahan bumi dibawahnya, detektor di kutub selatan mengamati sebagian langit sepanjang waktu, sementara pada sudut 43º di utara proyek ANTARES, mengamati sebagian langit sepanjang waktu dan sebagian langit dengan waktu tertentu.
Kesimpulan
Teleskop neutrino yang ada sekarang dan yang akan datang menjanjikan kajian astronomi baru yang membawa pada pandangan mengesankan tentang dunia radiasi paling ekstrim di alam semesta. Dengan detektor yang sama akan memiliki banyak kemungkinan untuk pengamatan dalam mencari materi gelap dalam bentuk neutralinos sama dengan penemuan partikel – partikel lain yang mengesankan. Detektor laut-dalam di Laut Tengah, seperti ANTARES, akan mulai menghasilkan data dalam dua tahun setelah pengoperasiannya dan melengkapi detektor-detektor yang sudah ada.
REFERENSI
J. Carr/Nuclear Physics B (proc. Suppl.) 113 (2002) 26-31
http://antares.in2p3.fr
J.M. Echlos dan H. Shadily. (1975). Kamus Inggris Indonesia cet-XXIII. PT Gramedia (1996) : Jakarta
Dari gambar tersebut, skala utama menunjukan angka 3 mm dan skala nonius menunjukan 0,46 mm sehingga hasil pengukuran yang diperoleh adalah 3 mm + 0,46 mm = 3,46 mm.
Pada gambar tersebut, skala utama menunjukan angka 3,5 mm dan skala nonius menunjukan angka 0,06 mm sehingga hasil pengukuran yang diperoleh adalah 3,5 mm + 0,06 mm = 3,56 mm.
