5 Нейтринная астрофизика Л. А. Кузьмичев ниияф мгу



страница6/8
Дата04.05.2016
Размер0.6 Mb.
1   2   3   4   5   6   7   8

5.3 Проекты неоптических нейтринных телескопов


Разумной границей объема оптических нейтринных телескопов, по крайней мере на ближайшее 20 лет, является 1 км3. Возможные пути увеличения объема нейтринных телескопов и, следовательно, продвижения в область более высоких энергий связаны с регистрацией акустического и высокочастотного (100-1000 мГц) радио сигнала от электромагнитных и адронных каскадов. Существование акустических и радиочастотных сигналов от электромагнитных каскадов было предсказано более 40 лет назад Г.Аскарьяном (Аскарьян, 1957, 1961).

Ионизационные потери частиц вызывают мгновенный нагрев вещества в объеме каскада (диаметр 10 см, длина 10 м) и, как следствие, появление биполярного звукового сигнала. Звуковая волна распространяется в диске, перпендикулярном каскаду, максимум частот приходится на 20 кГц (мах d/cзв, d – диаметр каскада, cзв– скорость звука).

При развитии адронного или электромагнитного каскадов в среде электроны и фотоны каскада выбивают электроны из атомов среды, позитроны каскада аннигилируют на лету с электронами среды. Оба эти эффекта приводят к существенному избытку отрицательного заряда, равному примерно 20-30% от числа заряженных частиц на данном уровне развития каскада. Cуществование отрицательного избытка заряда приводит к черенковскому излучению от каскада в области радиоволн. При >d излучение зарядов является когерентным, и интенсивность излучения пропорциональна квадрату энергии каскада. Теоретические предсказания Аскарьяна были впоследствии подтверждены в экспериментах на ускорителях (Sulak et al., 1979; Saltzberg et al., 2000). Преимущество акустического и радиочастотного детектирования связаны со слабым затуханием звука (например в воде) и радиосигнала (в диэлектрических средах, таких как холодный лед или сухая соль). Это позволяет проектировать установки с большим (сотни метров) расстоянием между отдельными детекторами. Недостатки этих методов регистрации – высокий энергетический порог (1016 эВ) и сложная методика выделения сигнала из шумов.

В настоящее время акустические детекторы находятся в стадии проектирования и изучения методики выделения полезного сигнала из шумов. Предполагается, что создаваемые оптические нейтринные телескопы (НТ200+, NESTOR, ANTARES, IceCube) будут дополнены детекторами акустических сигналов для расширения эффективного объема регистрации. Обсуждается возможность использования для регистрации каскадов от нейтрино системы гидрофонов, созданных ВМС США вблизи Багамских островов (проект AUTEC) и решетку из акустических антенн, установленную на Камчатке для наблюдения за подводными лодками в Тихом океане (проект AGAM).

Проекты, использующие методику регистрации высокочастотного радиосигнала, развиваются успешнее. Уже несколько лет на Южном полюсе работает установка RICE (Radio Ice Cherenkov Experiment), состоящая из 20-ти антенн, вмороженных в лед. В летний антарктический сезон 2006 – 2007 года планируется запуск вокруг Южного полюса баллона с установкой, способной регистрировать радиосигналы от взаимодействий нейтрино в толстом антарктическом льду (проект ANITA). С высоты 35 км установка будет просматривать огромный объем. Предполагается, что в этом эксперименте удастся зарегистрировать первые события от нейтрино ультравысоких энергий ( >1017 эВ). В эксперименте GLUE была сделана попытка зарегистрировать с помощью 2-х радиотелескопов сигнал от взаимодействия нейтрино с Луной. Поставлен предел на поток нейтрино с энергией выше 1020 эВ. Обзор этих проектов приводится в работах (McDonald and Spiering, 2003; Learned, 2003).

5.4 Возможности наблюдения сигналов от нейтрино ультравысоких энергий на проектируемых установках ШАЛ


Для исследования космических лучей с энергией выше 1020 эВ в Аргентине создается установка Оже (Auger) площадью 3000 км2 для регистрации широких атмосферных ливней. Активно проектируются установки для регистрации со спутников флюоресцентного света от ШАЛ. Такие установки (зеркало и мозаика фотоумножителей), будут с высоты орбиты (500 км) просматривать площадь в десятки раз превышающую площадь установки Оже. В настоящее время существуют три проекта: европейский проект EUSO, американский – OWL и российский КЛПВЭ.

Хотя основная цель новых установок – исследование космических лучей выше границы реликтового обрезания, эти установки представляют интерес и для нейтринной астрофизики ультравысоких энергий. Возможность выделения сигнала от нейтрино на установке Оже связана с регистрацией горизонтальных атмосферных ливней, то есть ливней с зенитным углом прихода больше 800 (Letessier-Selvon, 2003). Если такой ливень образован протоном при взаимодействии с ядром воздуха в верхних слоях атмосферы, то на расстоянии между точкой взаимодействия и установкой электронно-фотонная компонента ливня затухнет, и установка будет регистрировать только мюоны. Иными словами горизонтальные ливни от протонов являются очень "старыми". Нейтрино, в отличие от протона, может провзаимодействовать в любой точке от границы атмосферы до установки. Таким образом, если в горизонтальном ливне осталась электронно-фотонная компонента ("молодой" ливень), то это сильное указание на то, что это ливень от нейтрино.

В установках EUSO, OWL и КЛПВЭ будет "прописываться" кривая продольного развития ливня. Ливень, точка зарождения которого далеко от границы атмосферы, – кандидат в ливни от нейтрино.

6. Атмосферные нейтрино и открытие осцилляций


Атмосферные нейтрино образуются при распаде пионов и каонов, рожденных при взаимодействии космических лучей с ядрами воздуха. В полном потоке нейтрино, падающем на поверхность Земли, атмосферные нейтрино доминируют в энергетическом диапазоне от сотен МэВ до, по-видимому, сотен ТэВ.

При получении выражения для энергетического спектра атмосферных нейтрино следует учитывать возможность взаимодействия пиона и каона до его распада. Время жизни пиона пропорционально его энергии, и, соответственно, вероятность распада до взаимодействия обратно пропорциональна энергии. При энергии много выше некоторой критической () энергетический спектр нейтрино будет иметь наклон на единицу больший, чем спектр первичных космических лучей. Спектр мюонных нейтрино в широком диапазоне энергий можно аппроксимировать следующим выражением (Волкова, 1980):



(6.1)

Размерность выражения: см-2-сек-1стер-1ГэВ-1. Первый член в круглых скобках описывает нейтрино от распада пионов (=120 ГэВ), второй от каонов (=820 Гэв), третий член (C pr) описывает нейтрино "быстрой" (или прямой) генерации (нейтрино от распада чармированных частиц).

При высоких энергиях (E > 10ТэВ) дифференциальный энергетический спектр атмосферных нейтрино от  и K - распадов описывается степенной функцией с показателем 3.7 – на единицу больше, чем показатель наклона спектра космических лучей. Показатель наклона спектра нейтрино "быстрой" генерации равен 2.7. При консервативных представлениях о сечениях рождения чармированных частиц C pr =(3 5) 10–4 . Нейтрино "быстрой" генерации при этом начинают вносить существенный вклад в полный поток атмосферных нейтрино при E > 300ТэВ. Отметим, что в настоящее время нельзя отбросить возможность и существенно большего потока нейтрино "быстрой" генерации – Cpr  3 10 –3 . Знание потока нейтрино "быстрой" генерации весьма важно при выделении событий от космических нейтрино высоких энергий.

Из выражения (6.1) видно, что при увеличении зенитного угла поток нейтрино возрастает. Причина этого в том, что при больших зенитных углах пионы и каоны рождаются в более разреженной атмосфере, и вероятность их распада по сравнению со взаимодействием увеличивается. В области, где доминируют нейтрино "быстрой" генерации, угловое распределение нейтрино изотропное (если не учитывать поглощение нейтрино в Земле).

В конце 80-х годов при исследовании потоков мюонных и электронных нейтрино были получены первые указания на существования осцилляций. Мюонные нейтрино образуются при распаде пионов (каонов) и мюонов, а электронные только при распаде мюонов. В силу этого отношение потоков мюонных нейтрино к электронным в отсутствии осцилляции должно быть примерно равным двум. Отношение /e можно восстановить по отношению нейтринных событий с мюоном в конечном состоянии к событиям с электроном:(/e)‘эксп.. Чтобы исключить особенности отдельных детекторов удобно анализировать отношение этой величины к ожидаемой из расчета: R=(/e)‘эксп /(/e)расч. По данным различных нейтринных телескопов значение величины R находилось в диапазоне от 0.5 до единицы. Отличие величины R от единицы может быть объяснено гипотезой осцилляций нейтрино, т.е. уменьшением потока мюонных нейтрино при прохождении через Землю, но не доказывало существование осцилляций. Кроме гипотезы осцилляции нейтрино было несколько альтернативных объяснений, почему R может быть меньше единицы.

Вероятность перехода нейтрино типа a в b зависит от соотношения между длиной пробега нейтрино и длиной осцилляции L осц.. Напомним выражение для L осц:


Lосц = 2 2E/ m2 = 2.5 E(ГэВ) /m2 (эВ2) км (6.2)

(m2 = ).
Для m2  10 -3 эВ и E  1 ГэВ, L осц 2500 км т.е сравнима с диаметром Земли и много больше расстояния от точки рождения нейтрино в атмосфере до поверхности Земли 20 км. Таким образом, если поток мюонных нейтрино уменьшен из-за осцилляций при регистрации нейтрино снизу, то он не может быть уменьшен при регистрации нейтрино сверху. Кроме того, в силу зависимости Lосц от энергии уменьшение нейтринного потока также должно зависеть от энергии. Именно такой характер зенитно-углового распределения для мюонных событий и был открыт на установке Super-Kamiokande в 1998 году (Fukuda et al., 1998)

Главные результаты по исследованию углового распределения для событий от электронных нейтрино (e-like) и мюонных нейтрино(-like) приведены на рис.8. События из-под Земли имеют зенитный угол меньше нуля, а события сверху – больше нуля. Более 90% событий, включенных в анализ, – это события, для которых точка рождения мюона и точка его остановки лежат внутри детектора (fully conaited(FC) events). Для таких событий энергия мюона может быть достаточно хорошо измерена по полному числу черенковских фотонов. 10% событий – события, для которых только точка рождения находится внутри детектора (partially contained (PC) events). Для таких событий можно только получить оценку снизу на величину энергии. Все события были разделены на две части по энергии. Суб-ГэВ - события – энергия меньше 1.3 ГэВ и Мульти-ГэВ-события – энергия выше 1.3 ГэВ. В свою очередь Суб-ГэВные события разделены на две части – E<0.4 ГэВ и E>0.4 ГэВ, также Мульти-ГэВные события разделены на две части – E < 2.5 ГэВ и E > 2.5 ГэВ. Зенитно-угловое распределение событий от электронных нейтрино достаточно симметрично относительно горизонтального направления и хорошо совпадает с ожидаемым во всех рассматриваемых энергетических интервалах. Распределение мюонных событий симметрично только при E<0.4 ГэВ, при больших энергиях оно становится асимметричным – поток нейтрино из-под Земли меньше потока мюонных нейтрино сверху. Такое поведение зенитно-углового распределения событий от мюонных нейтрино можно объяснить только в рамках гипотезы осцилляции нейтрино, причем осцилляции между мюонным и - нейтрино.

Детальный анализ данных дает следующие значения на параметры осцилляции: = (2.00.5) 10-3 эВ2, sin223 >0.94. Этот результат был подтвержден в эксперименте с "дальними" нейтрино. В этом эксперименте поток мюонных нейтрино от ускорителя KEK направлялся на установку Super-Kamiokande, расположенную на расстоянии 250 км от ускорителя. Было зарегистрировано 56 событий вместо 80, ожидавшихся в отсутствии осцилляций.

Осцилляции между мюонными и электронными нейтрино, открытые при изучении солнечных нейтрино, весьма сложно обнаружить при изучении атмосферных нейтрино, т.к. длина осцилляции для E  1ГэВ и при = 7 10-5 эВ2 приблизительно равна 30000 км, что существенно больше диаметра Земли.



Рис. 8: Зенитно-угловые распределения для событий от электронных и мюонных нейтрино. Заштрихованные области – расчет углового распределения в отсутствии осцилляций. Сплошные линии – расчет углового распределения с учетом осцилляций (= (2.0 0.5) 10-3 эВ2, sin 23 =1).


1   2   3   4   5   6   7   8


База данных защищена авторским правом ©bezogr.ru 2016
обратиться к администрации

    Главная страница