PETUNJUK SAMAR NEUTRINO PENINGGALAN SEMUA SUPERNOVA MASA LALU

Beberapa kali setiap detik, di suatu tempat di alam semesta teramati, inti sebuah bintang runtuh. Setiap keruntuhan diperkirakan melepaskan energi yang luar biasa besar, sekitar 10⁵³ erg (10⁴⁶ joule), sekitar 99% di antaranya dibawa pergi oleh neutrino, partikel yang nyaris tak bermassa dan dapat menembus hampir semua materi. Namun semburan neutrino dari supernova di dekat kita hanya tiba beberapa kali per abad. Sejak 24 neutrino yang tertangkap dari supernova SN 1987A, menangkap kembali neutrino supernova telah menjadi tujuan utama astronomi neutrino.

Jumlah dari setiap keruntuhan sejak bintang mulai terbentuk

Ada jalan masuk lain. Jumlahkan neutrino dari semua keruntuhan inti sejak pembentukan bintang dimulai, dan Anda mendapatkan latar neutrino supernova difus (diffuse supernova neutrino background, DSNB): fluks tetap yang datang sama rata dari segala arah. Spektrumnya — berapa banyak neutrino pada setiap energi — akan mengungkap sesuatu tentang cara bintang runtuh, berapa bagian keruntuhan yang membentuk lubang hitam, dan bagaimana kimia galaksi berevolusi.

Ada banyak ramalan. Pencarian telah dijalankan di detektor air dan detektor sintilator cair, tetapi sampai sekarang tak satu pun menemukan kelebihan yang signifikan, dan yang ini, seperti ditunjukkan di bawah, masih sekadar petunjuk.

Sebuah kilatan, lalu sebuah neutron

Keruntuhan memancarkan setiap jenis neutrino. Sebagian besar pencarian, termasuk yang ini, membidik salah satunya, yaitu antineutrino elektron (ν̄e), melalui reaksi pada proton:

ν̄e + p → e⁺ + n

Proton itu menjadi positron (e⁺, elektron bermuatan positif) dan sebuah neutron. Dalam rentang energi yang penting di sini, kira-kira 10 hingga 30 MeV (juta elektronvolt), reaksi ini sekitar seratus kali lebih mungkin terjadi daripada neutrino yang memantul dari elektron.

Super-Kamiokande (SK) adalah tangki air raksasa yang diawasi sensor cahaya, di tambang Kamioka, di Gifu, Jepang; analisis ini memakai 22,5 kiloton airnya. Partikel bermuatan yang cepat dan melintasi air memancarkan kerucut cahaya samar, yang disebut cahaya Cherenkov: cahaya dari positron direkam oleh tabung fotopengganda (sensor cahaya itu). Neutron tertangkap sedikit belakangan oleh sebuah inti atom, yang melepaskan semburan cahaya kedua yang lebih redup: setelah sekitar 200 mikrodetik dalam air murni, sekitar 60 begitu gadolinium, logam yang jauh lebih mudah menangkap neutron, dilarutkan ke dalamnya, dengan kadar 0,033%. Melihat kilatan lalu penangkapannya — “penandaan neutron” (neutron tagging) — penting, karena sinyal yang diharapkan hanya beberapa peristiwa per tahun.

5.003 hari dalam enam fase

Datanya mencakup Oktober 2008 hingga Maret 2026: 5.003,0 hari perekaman, dalam enam fase. Dua fase pertama memakai air murni. Lalu gadolinium sulfat dilarutkan ke dalamnya: 13 ton, kemudian 26,1 ton lagi, yang menaikkan porsi neutron yang ditangkap gadolinium dari 50% menjadi 75%. Porsi neutron yang tertandai ikut naik: 10–30% dalam air murni, 60–70% pada konsentrasi tertinggi. Pada Oktober 2023, kerusakan kumparan yang meniadakan medan magnet Bumi di sekitar detektor meredupkan sebagian sensor selama 191,8 hari, hingga diperbaiki.

Grafik garis jumlah kumulatif peristiwa dari 2008 hingga 2026, dengan pita abu-abu yang menandai pekerjaan pada tangki, pemuatan gadolinium, dan kerusakan kumparan.

Peristiwa kandidat yang menumpuk selama enam fase: total (biru), dengan tepat satu neutron tertandai (merah) atau tidak (hijau); garis merah makin curam setelah pemuatan gadolinium. — Gambar 4, Abe dkk. (2026), arXiv:2610.35619.

Penipu sejuta kali lebih sering

Muon sinar kosmik (sepupu elektron yang lebih berat, yang tercipta ketika sinar kosmik menghantam atmosfer atas) memecah inti oksigen di dalam air menjadi isotop radioaktif yang peluruhannya melampaui sinyal yang diharapkan hingga sejuta banding satu di bawah sekitar 20 MeV. Sebagian besar tidak memancarkan neutron, sehingga mensyaratkan adanya neutron menyingkirkan mereka. Litium-9 adalah pengecualiannya: ia meluruh menjadi sebuah elektron dan sebuah neutron, tiruan sempurna dari sinyal (waktu paruh: 0,178 detik).

Neutrino atmosfer adalah jebakan lainnya. Sebagian mendepak neutron keluar dari inti atom dan melepaskan sinar gama, memalsukan pasangan kilatan-dan-neutron. Sebagian lain menghasilkan muon, yang dalam hitungan mikrodetik meluruh menjadi elektron; bersama sebuah neutron, pasangan itu juga meniru sinyal. Analisis baru ini menambahkan:

penyaring berbasis pembelajaran mesin untuk penipu sinar gama ini, yang mempertahankan 89% sinyal sungguhan alih-alih 79% dan memangkas separuh penipu yang tersisa, dari 10% menjadi 5%;
cara membedakan elektron hasil peluruhan muon dari penangkapan oleh gadolinium, alih-alih membuang peristiwa-peristiwa yang dulu mengorbankan sekitar 10% sinyal;
ketidakpastian yang lebih ketat: 45% alih-alih 70% pada laju peristiwa atmosfer ini, 30% alih-alih 50% pada sisa litium-9.

Satu pilihan justru berlawanan arah. Pada tahun-tahun air murni, di antara peristiwa yang tidak memiliki tepat satu neutron tertandai, pencocokan menemukan kontribusi tambahan pada energi terukur antara 15,5 dan 21,5 MeV, kira-kira sebesar sinyal supernova yang diharapkan di sana — kemungkinan besar, kata para penulis, sisa puing sinar kosmik yang luput dari model mereka. Mereka menaikkan ambang untuk peristiwa-peristiwa itu menjadi 21,5 MeV di setiap fase, dan menurunkannya dari 15,5 menjadi 11,5 MeV untuk peristiwa dengan tepat satu neutron tertandai. Bersama-sama, kedua perubahan itu mengorbankan 13,9% dari sinyal yang diharapkan.

Apa yang dikatakan 2,6 sigma, dan apa yang tidak

Pencocokan akhir menggabungkan semua fase, enam wilayah data, dan tujuh komponen: sinyal ditambah enam latar. Dengan model acuan untuk bentuk sinyal (Horiuchi dan rekan-rekan, 2009):

fluks yang paling cocok: 3,6 (+1,6/−1,5) antineutrino per sentimeter persegi per detik di atas 13,3 MeV, atau 4,8 (+2,2/−2,0) peristiwa per tahun di SK;
signifikansi: 2,6 sigma;
fase gadolinium saja (1.653,7 hari): 2,2 sigma; fase air murni saja (3.349,3 hari): 1,4 sigma — penandaan neutron gadolinium yang jauh lebih baik mengalahkan masa perekamannya yang lebih singkat;
dua bentuk sinyal lain memberikan 2,7 dan 2,6 sigma;
fluksnya berada di dekat batas atas rentang 2,1 hingga 3,9 yang diramalkan model acuan.

Apa arti 2,6 sigma? Jika SK hanya merekam latar, tanpa neutrino supernova sama sekali, data seperti ini kecil kemungkinannya: para penulis menolak hipotesis “hanya latar” itu pada tingkat keyakinan 99,5%. Itulah sebabnya mereka menyebutnya indikasi — menurut kata-kata mereka, yang pertama untuk sinyal ini — alih-alih pengamatan.

Kurva-kurva ukuran kemungkinan (likelihood) terhadap fluks neutrino, kurva hitam terendah di dekat 3,6 dan naik pada fluks nol di antara garis 2-sigma dan 3-sigma.

Seberapa buruk setiap fluks cocok dengan data (hitam: semua fase; putus-putus: tiap fase sendiri-sendiri): kurva mencapai dasarnya di dekat 3,6, dan pada fluks nol ia naik di antara garis 2-sigma dan 3-sigma. — Gambar 5, Abe dkk. (2026), arXiv:2610.35619.

Hitungan yang lebih kasar, ketegangan yang lebih lemah

Sebuah pemeriksaan silang yang tidak mengandaikan bentuk apa pun untuk sinyal — sekadar menghitung kandidat dengan satu neutron tertandai antara 13,3 dan 31,3 MeV terhadap latar yang diharapkan — hanya memberikan ketegangan 1,8 sigma. Dan di atas 17,3 MeV, fluks baru itu, 1,8 (+0,8/−0,7) per sentimeter persegi per detik, sesuai dalam batas ketidakpastiannya dengan 1,4 (+1,5/−1,2) yang ditemukan oleh pencarian kolaborasi ini sebelumnya pada data gadolinium saja.