Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА 1. Байкальский глубоководный нейтринный телескоп НТ-200 21
1.1. Фотоприемник Квазар-370 25
1.2. Общая функциональная схема телескопа НТ-200 27
1.3. Система калибровок телескопа НТ-200 32
1.4. Первичный анализ экспериментальных данных 35
ГЛАВА 2. Влияние оптических свойств среды на эффективность регистрации черенковского излучения в глубоководных экспериментах 41
2.1. Оптические свойства среды в месггах проведения глубоко йодных экспериментов 41
2.2. Распространение света от точечного импульсного изотропного монохроматического источника в воде и во льду 48
2.3. Влияние оптических свойств среды па эффективность регистрации мюонов 51
2.3.1. Влияние оптических свойств воды на эффективность регистрации мюонов в Байкальском эксперименте 53
2.3.2. Сравнительный анализ влияния оптических свойств среды на эффективность регистрации мюонов в экспериментах Байкал. AMANDA и ANTARES СО
2.4. Влияние оптических свойств среды на эффективность регистрации ливней высоких энергий 71
2.4.1. Развитие электромагнитных и адрониых ливней в среде и их черенковское излучение 71
2.4.2. Эффективность регистрации черенковского излучения точечного ливня 82
2.4.3. Эффективность регистрации черенковского излучения протяженного ливня 98
ГЛАВА 3. Поиск нейтринного сигнала от аннигиляции массивных слабовзаимодействующих частиц (WIMP) в центре Земли 111
3.1. Методика выделения событий от околовертикальных нейтрино снизу в Байкальском нейтринном телескопе 111
3.1.1. Критерии отбора событий от околовертикальных мюонов снизу 112
3.2. Ожидаемое число событий от околовертикальных атмосферных нейтрино снизу в НТ-200 115
3.3. Оценка ожидаемого числа фоновых событий от атмосферных мюонов 120
3.4. Результаты анализа экспериментальных данных нейтринного телескопа НТ-200 120
3.5. Ограничение на поток мюонов от аннигиляции нейтралипо в центре Земли 126
ГЛАВА 4. Поиск нейтрино высоких энергий в Байкальском нейтринном эксперименте 132
4.1. Методика выделения событий от нейтрино высоких энергий в нейтринном телескопе НТ-200 134
4.2. Результаты анализа экспериментальных данных нейтринного телескопа НТ-200 137
4.3. Ограничение на величину диффузного потока нейтрипов высоких энергий 143
4.4. Ограничение па величину диффузного потоки, электронных антинейтрино в области порога, рождения W-бозоиа 154
ГЛАВА 5. Дальнейшее развитие Байкальского глубоководного детектора - нейтринный телескоп НТ-2004 - 156
Заключение 165
Приложение 1 167
Список литературы 173
- Влияние оптических свойств воды на эффективность регистрации мюонов в Байкальском эксперименте
- Развитие электромагнитных и адрониых ливней в среде и их черенковское излучение
- Ожидаемое число событий от околовертикальных атмосферных нейтрино снизу в НТ-200
- Ограничение па величину диффузного потоки, электронных антинейтрино в области порога, рождения W-бозоиа
Введение к работе
Наблюдательные данные, полученные в ходе исследования природного потока электромагнитного излучения в широком энергетическом диапазоне начиная с низкочастотного радиоизлучения и до гамма-излучения тэвных энергий, и космических лучей в области энергий от ~109 эВ до ~1020 эВ являются в настоящее время основным источником информации о процессах протекающих во Вселенной с момента ее образования и до наших дней. Однако, вследствие сравнительно интенсивного взаимодействия адронов и электромагнитного излучения с веществом, физика космических лучей и гамма-астрономия могут дать лишь модельно зависимое представление о природе физических процессов протекающих в центральных областях астрономических объектов, обладающих достаточно высокой плотностью: от обычных планет и звезд и до плотных ядер активных галактик. Более того, Вселенная становится не прозрачной для протонов с энергией выше ~5х1019 эВ на расстояниях порядка 100 Мне и более, вследствие их взаимодействия с фотонами реликтового излучения с образованием пионов (GZK-обрезание [1, 2]), и для гамма-излучения с энергией порядка нескольких десятков ТэВ на характерных расстояниях до ближайших космологических источников, вследствие их взаимодействия с инфракрасным фоновым излучением с образованием е+е~-пар. Исследование Вселенной с использованием "нейтринного информационного канала" позволяет преодолеть эти ограничения.
Наблюдательная нейтринная астрономия и нейтринная астрофизика, по сравнению с гамма-астрономией и физикой космических лучей, находятся на раннем этапе своего становления. Ожидаемые природные потоки нейтрино распределены в энергетической области от ~1.9х1СГ4 эВ (реликтовое нейтринное излучение) и, по крайней мере, до ~1020 эВ - наибольших энергий космических лучей, зарегистрированных до настоящего времени (см. рис. 1).
Мотивация исследований Вселенной с помощью нейтрино основана на свойствах нейтрино - нейтральной стабильной частицы с массой менее 1 эВ [4], связанной с веществом лишь посредством слабых взаимодействий. Наблюдательная нейтринная астрономия берет свое начало со времени проведения первых экспериментов по регистрации потоков атмосферных нейтрино [5, 6j, и эксперимента Р. Девиса по измерению потока солнечных нейтрино [7]. Несмотря на свою короткую историю нейтринная астрономия имеет в своем активе ряд ярких результатов, наиболее существенными из которых являются обнаружение эффекта нейтринных осцилляции из анализа данных по регистрации солнечных [8, 9,10, 11, 12] и атмосферных [13, 14, 15, 16] нейтрино,
Cosmological v
tl. I
I t I ' I I I " ' '' I '"" '"' '["""* ' I ' '
Solar v/
t ur\ ' Supernova burst
/ Terrestrially
/ ] Reactor v
\ From old supernovas
10'
, Atmospheric v
X^^fromAGN
-і,--x.
Рис. 1: Энергетический спектр нейтрино, ожидаемый на поверхности Земли от разных источников [3]. При этом следует иметь в виду, что имеется большой разброс оценок величины потоков нейтрино от вспышек сверхновых и ядер активных галактик, а в потоке нейтрино, приходящих на Землю от Солнца, б достаточно большом обилии представлены нейтрино с энергией от 10~2 до 103 эВ, образующиеся в процессах парного рождения в солнечной плазме.
б регистрация нейтрино от взрыва сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке [17, 18, 19, 20]. Эти результаты, помимо их несомненной физической значимости, являются подтверждением эффективности исследования с помощью нейтрино физических процессов, протекающих в астрономических объектах, либо в удаленных областях Вселенной.
Успешная регистрация нейтрино, генерируемых в результате ядерных реакций в центральной области Солнца, обусловлена, в частности, близостью источника к.земному наблюдателю, обеспечивающей высокий уровень регистрируемого нейтринного потока ~ 7х1010 см-2 с"1. По этой же причине Солнце и Земля как наиболее близкие к нам астрономические объекты, способные аккумулировать посредством гравитационного притяжения гипотетические массивные частицы, являются привлекательными объектами для нейтринных наблюдений. В этом случае нейтрино может образовываться в результате аннигиляции, либо распада таких гипотетических частиц. В настоящее время существует много экспериментальных и теоретических свидетельств в пользу того, что плотность вещества во Вселенной превышает наблюдаемую барионную плотность. Данные эксперимента WM АР [21], а также более ранних экспериментов по измерению анизотропии реликтового излучения [22, 23], в совокупности с результатами исследований крупномасштабной структуры Вселенной, сверхновых типа 1а и других астрофизических наблюдений [24, 25, 26, 27], требуют предположения о существовании невидимого темного вещества являющегося, в основном, не релятивистским (холодным) и составляющим примерно (25 - 30)% полной плотности энергии Вселенной. Наблюдения ротационных кривых звезд в спиральных галактиках, и в частности в нашей Галактике, приводят к выводу о существовании вокруг них квази-сферического гало из темного вещества, плотность которого примерно на порядок или более [28, 29] превышает плотность видимого галактического вещества. Естественно ожидать, что темное вещество сформировано из массивных слабовзаимодействующих частиц (WIMPbi), концентрация которых на первичных флуктуациях гравитационного потенциала приводит к наблюдаемой крупномасштабной структуре Вселенной и которые в настоящее время заполняют гало галактик и скоплений галактик. В теории физики элементарных частиц существует большой набор кандидатов па роль частицы темного вещества. Одним из наиболее популярных кандидатов является ней-тралино. Нейтралино - легчайшая суперсимметричная частица (LSP) в минимальной суперсимметричной стандартной модели (MSSM). Вследствие сохранения R-четности легчайшая суперсимметричная частица абсолютно ста-
бильна и участвует (в пределе низких энергий) лишь в процессах двух типов: в упругом рассеянии на нуклонах и аннигиляции нейтралинных пар в кварки и лептоны. Благодаря своему малому сечению взаимодействия с обычным веществом, нейтрал ино могут накапливаться в центральных областях небесных тел, которые становятся источником излучения продуктов их аннигиляции, в частности, нейтрино с энергией до сотен ГэВ и выше. Методы поиска темной материи в помощью нейтринных телескопов заключаются в регистрации превышения мюонного потока из центра Земли и Солнца, либо из центра нашей Галактики, над фоном от атмосферных нейтрино [30]. В настоящее время наиболее сильные ограничения на дополнительные мюонные потоки из центра Земли и Солнца получены на подземных детекторах - Баксанской Нейтринной Обсерватории (БНО) [31], Super-Kamiokande (SK) [32], MACRO [33], и на нейтринных телескопах НТ-200 (оз.Байкал) и AMANDA [34].
Нейтринная астрофизика высоких энергий (>1 ТэВ) до последнего времени базировалась на экспериментальных данных физики космических лучей и гамма-астрономии. Ввод в эксплуатацию в конце 90х годов Байкальского глубоководного нейтринного телескопа НТ-200 и телескопа AMANDA на Южном полюсе позволяет вести исследования нейтринных потоков внеатмосферного происхождения на уровне теоретических предсказаний в области энергий Е^ > 10 ч- 100 ТэВ. Наиболее полный обзор проблем нейтринной астрофизики высоких энергий приводится в работах [35, 36].
Одной из важнейших проблем астрофизики высоких энергий является вопрос о природе источников космических лучей высоких энергий. Ответ на этот вопрос не может быть получен из прямых измерений космических лучей, поскольку за время распространения от источника до момента регистрации наземными установками космические лучи отклоняются от своего первоначального направления магнитными нолями галактик и скоплений галактик, теряя информацию о местоположении источника их генерации. Если плотность вещества, либо излучения в источнике космических лучей достаточно высока, то взаимодействие ускоренных протонов со средой источника приводит к генерации гамма-квантов и нейтрино высоких энергий. Гамма-излучение, генерируемое ускоренными протонами источника, по мере распространения в межзвездном и межгалактическом пространстве взаимодействует с реликтовым и инфракрасным фоновым излучением и теряет свою энергию на образование электромагнитных каскадов. В результате, при достижении Земли, первоначальный спектр фотонов источника трансформируется в рентгеновское и гамма-излучение с максимальной энергией не превы-
шагощей нескольких десятков ТэВ. В этом случае, трудность идентификации источника, как источника космических лучей, связана с тем, что регистрируемое излучение в рентгеновском и гамма-диапазоне может быть сформировано синхротронным излучением и/или гамма-квантами образующимися в результате обратного комптоновского рассеяния электронов высокой энергии источника. Напротив, нейтринное излучение, генерируемое ускоренными протонами, беспрепятственно распространяется от источника до земного наблюдателя. Таким образом, регистрация нейтрино от локальных источников, либо диффузного потока нейтрино высоких энергий от совокупности источников, позволит определить класс астрономических объектов ответственных за образование космических лучей и исследовать физические процессы протекающие в этих источниках.
Диффузный поток нейтрино высоких энергий в окрестности Земли формируется нейтринным излучением от всей совокупности источников за время, начиная с отдаленных космологических эпох и до наших дней. Отвлекаясь от модельно зависимых деталей процессов рождения нейтрино в конкретных источниках можно выделить два сценария образования нейтринно высоких энергий.
Первый из них основан на генерации нейтрино в результате распада заряженных пионов высокой энергии, рожденных в рр и /или р7-взаимодействиях протонов:
р + р — эт* + все, (1)
р + 7 — я"* + все> (2)
тг* -» ^ + v^ -+ є* + v{-] +1/,, + йм,
и предполагает предварительное ускорение протонов в астрофизических активных объектах, в частности, источниках космических лучей высоких и сверхвысоких энергий. Взаимодействия (1,2) могут происходить, как в источниках протонов высоких энергий, так и во внешней среде, например на реликтовом излучении в межгалактическом пространстве. Диффузный поток нейтрино, согласно данному сценарию, содержит нейтринное излучение нашей Галактики и других нормальных галактик, излучение межгалактической среды, суммарное излучение ядер активных галактик (AGN), излучение молодых галактик в отдаленные космологические эпохи и, возможно, излучение объектов в догалактической фазе.
Другой возможный сценарий (top-down сценарий) предполагает рождение нейтрино высоких энергий в результате распада сверхмассивных 'X частиц',
ассоциирующихся, в частности, с теориями великого объединения (GUT). Если эти частицы имеют малое время жизни, то они должны образовываться непрерывно во Вселенной. В этом случае источниками образования таких частиц могли бы быть топологические дефекты - монополи, суперструны, топологические поверхности, топологические ожерелья (монополи, связанные суперструнами) [37, 38, 39], образующиеся на ранней стадии эволюции Вселенной при нарушающих симметрию фазовых переходах, рассматриваемых в теориях великого объединения. В последующем, топологические дефекты могут излучать X частицы с массой, соответствующей температуре фазового перехода. Распад этих частиц приводит к образованию лептонов, в частности нейтрино, формирующих диффузный нейтринный поток, и/или кварков которые в результате адронизации образуют нуклоны и пионы. Распад заряженных пионов приводит к образованию нейтрино, вносящих дополнительный вклад в диффузный поток. Помимо излучения топологическими дефектами, X частицы могли бы образовываться на ранней стадии расширения Вселенной. В этом случае их время жизни должно быть сравнимо или больше чем возраст Вселенной (см., например, [40, 41, 42]). Такие частицы могли бы составлять часть темной материи во Вселенной, а их распад вносил бы вклад в космические лучи сверхвысоких энергий и в диффузный ноток нейтрино высоких энергий.
Формирование нейтринных потоков по пионному распадному каналу приводит к образованию нейтрино разного типа в пропорции vt : v^ : vT =1:2:0. Вследствие эффекта нейтринных осцилляции, это соотношение меняется в зависимости от расстояния до источника. Длина v^ <- vT осцилляции, при выборе параметров осцилляции 5т2 = 2.5 х 10~3 эВ2 и sin 29 =1, согласно данным эксперимента Super-Kamiokande [13], составляет Lose ^ 4 X 10^(.^,//1ПэВ) см. Таким образом, длина осцилляции оказывается значительно меньше характерных расстояний до предполагаемых источников нейтрино высоких энергий и соотношение между различными типами нейтрино в детектируемом потоке приобретает вид ие : v^ : ит ^1:1:1.
Излучение нейтрино в процессах взаимодействия ускоренных протонов со средой, либо в процессах распада сверхтяжелых частиц, сопровождается генерацией 7"излучения высокой энергии, в результате распада нейтральных пионов, и космических лучей высоких и сверхвысоких энергий. Поэтому, наблюдаемые потоки космических лучей высоких энергий и 7-излучения накладывают ограничения на ожидаемую величину диффузного потока нейтрино высоких энергий.
B.C. Березинским было впервые предложено ограничение на величину диффузного потока нейтрино, известное в литературе как 'каскадный предел', основанное на величине наблюдаемой плотности рентгеновского и гамма-излучения в области энергий от десятков Мэв до сотен ГэВ [35]. В рр- и р-у-столкновениях вероятность образования заряженных пионов не превышает 2/3, и 3/4 энергии заряженных пионов при их распаде уносят нейтрино. Остальная энергия переходит в электромагнитный каскад и, таким образом, плотность энергии гамма-излучения их должна быть заведомо больше, чем плотность энергии нейтрино ov(> Е) с индивидуальными энергиями выше Е. Тогда справедливо следующее неравенство:
их > ы, = — jE EIv(E)dE > —Е jE Iv{E)dE = —EIV(> Е),
ІЛ> Е) < f. (3)
Каскадное ограничение не зависит от формы спектра нейтрино и оно справедливо для диффузных нейтринных потоков, образующихся при распаде пионов в космическом пространстве (распад топологических дефектов, супермассивных частиц - кандидатов на роль темной материи и т.д.). Это ограничение выполняется для всех типов источников, в которых происходит ускорение протонов, кроме скрытых источников с плотностью вещества xgas > 103 г/см2 , но такие источники, по-видимому, крайне редки и не могут формировать большие потоки диффузных нейтрино. Ограничение (3) для степенного нейтринного спектра ^ Е~2, с учетом величины плотности энергии внегалактического фонового гамма-излучения шх < 2 10~6эВ/см (данные EGRET [43]}, приводится на рис. 2 (прямая 'В').
Е. Ваксман и Дж. Байкал [44] предложили ограничение на величину диффузного потока нейтрино, которое нормируется на величину наблюдаемого потока космических лучей сверхвысоких энергий в области Е > 1019—1021 эВ (рис. 2, кривая 'WB'). Оно основано на следующих предположениях: протоны (либо нейтроны, образующиеся в р7-взаимодействиях), свободно покидают источник, имеют спектр ^Е-2 и формируют наблюдаемый поток космических лучей в области сверхвысоких энергий Е > 1019 — 1020 эВ. Перечисленные выше предположения справедливы лишь для ограниченного класса нейтринных источников: некоторых моделей AGN и гамма-всплесков и для нормальных галактик. Ограничение Ваксмана - Бакала не распространяется на диффузные потоки нейтрино, обусловленные распадом массивных частиц. Оно не выполняется в случае источников с максимальной энергией ускорен-
'о. 10
LgCE/ГэВ)
Рис. 2: Теоретические ограничения и модельно зависимые предсказания на величину суммарных по всем типам нейтрино диффузных потоков от разных источников. Кривые 'В', 'WB' и 'MPR' - ограничения B.C. Березинского [35], Е. Ваксмана и Дж. Бакала [44], и К. Манхаима, Р. Протеро и Дж. Рахена [45] (MPR - верхняя и нижняя кривые соответствуют источникам с большой и малой оптической толщей вещества). 'SS' - диффузный поток нейтрино от ядер квазаров (скрытые источники) [51], 'SeSi' - диффузный поток нейтрино от блазаров [58], 'TD' - диффузный поток нейтрино от топологических дефектов [58]. 'WB(GRB)' - диффузный поток от гамма-всплесков. Верхняя и нижняя кривые атмосферных нейтрино относятся, соответственно, к горизонтальному и вертикальному потокам [46]. Верхняя [47] и нижняя [50] кривые атмосферных нейтрино прямой генерации vw соответствуют граничным значениям области предсказаний разных моделей расчета.
ных протонов Етах « 10 эВ, источников с крутым протонным спектром ~ъ cjg > 2.0, источников в которых протоны и нейтроны связаны в источнике (скопления галактик), источников с большой оптической толщей вещества тп1 > 1, а также оно не применимо к диффузному потоку яркой 'фазы эволюции Вселенной (формирование звезд при больших красных смещениях).
К.Монхаим, Р.Протеро и Дж.Рахен [45] получили ограничения на величину диффузных потоков нейтрино, генерируемых в струях ядер активных галактик и в 7-всплесках, с разной оптической толщей вещества г„7, со спектром генерации протонов ~ Е и максимальной энергией ускорения протонов в диапазоне 106 ГэВ < Етах < 3 1013 ГэВ. Это ограничение также приводится на рис. 2 (кривые 'MPR').
Потоки атмосферных нейтрино (см. рис. 2), образующихся при распаде тг и К-мезонов [46], а также короткоживущих чармированных частиц [47, 48, 49, 50], являются основным природным фоном при регистрации нейтрино высоких энергий внеземного происхождения. В области энергий Е > 1014 эВ величина фонового потока атмосферных нейтрино становится существенно меньше, чем каскадный предел (3) на диффузный поток нейтрино высоких энергий, что позволяет вести поиск таких нейтрино с помощью глубоководных нейтринных телескопов.
В настоящее время существует ряд модельно зависимых теоретических предсказаний на величину диффузного потока нейтрино от разных источников. Наиболее привлекательными, с точки зрения генерации нейтрино, астрофизическими объектами являются ядра активных галактик (сейфертовские галактики, квазары, блазары, ядра радиогалактик) и гамма-всплески. Эти объекты обладают светимостью в диапазоне 1043 — 1052 эрг/с.
Согласно современным представлениям, наблюдаемые специфические особенности излучения, регистрируемого от различных типов ядер активных галактик, могут быть интерпретированы в рамках следующей модели их строения. Ядра активных галактик содержат в центре галактики массивную черную дыру с массой от 10б до 1010 М0 вокруг которой сформирован аккреционный диск из вещества галактики (см. рис. 3). Над аккреционным диском имеются облака вещества вращающиеся с высокой скоростью вокруг оси вращения черной дыры. Эта центральная область окружена тором заполненным молекулярным газом и пылью. Из центральной части ядра галактики излучается две струи релятивистского вещества в направлениях перпендикулярных аккреционному диску. Согласно этой модели свойства разных подклассов
. *
SSRQ
FSRQ
BLUc
\
/
FRIKNLRGt
FRMNLRGl
Seyfat 1
Seyfertl
Рис. 3: Модель строения ядер активных галактик.
AGN обусловлены ориентацией AGN по отношению к земному наблюдателю. Например, блазарами являются AGN, одна из струй которых ориентирована на Землю. Квазары и сейфертовские галактики соответствуют наблюдению AGN под углом ^30 по отношению к оси вращения черной дыры.
Существующие в настоящее время теоретические предсказания величины диффузного потока нейтрино высоких энергий в окрестности Земли от совокупности AGN подразумевают рождение нейтрино в центральной части ядра квазаров, либо в релятивистских струях блазаров.
В работах [51, 52, 53] приводятся предсказания на величину диффузного потока нейтрино от совокупного нейтринного излучения из ядер или аккреционных дисков квазаров. В случае излучения из ядер квазаров используемая модель источника предполагает ускорение протонов на ударной волне, формируемой на расстоянии порядка десятков радиусов Шварцшильда (Rs — 2GM/c2) потоком вещества аккрецирующего на черную дыру. Центральная область квазара в окрестности черной дыры характеризуется высокой плотностью излучения с характерным максимумом при энергии фотонов ~10 эВ, соответствующим равновесному излучению аккреционного диска. Нейтринное излучение формируется в результате Р7-взаимодействия протонов с этим излучением. В качестве примера на рис. 2 (кривая 'SS') приводится диффузный поток нейтрино от совокупности квазаров из работы [51].
Предсказания на величину диффузного потока нейтрино высоких энергий от блазаров было получено в ряде работ [51, 54, 55, 56, 57, 58, 45]. Струи блазаров являются интенсивными источниками излучения, неравновесного во всем регистрируемом диапазоне длин волн, с максимальной энергией вплоть до десятков ТэВ [59], что является аргументом в пользу моделей, предполагающих ускорение протонов в этих источниках. Средний наклон спектра гамма-излучения идентифицированных блазаров совпадает с наклоном диффузного фонового внегалактического гамма-излучения, а суммарный поток излучения составляет ~ 15% от фонового диффузного потока [43, 60, 61]. Из этого следует, что, по крайней мере, существенная доля диффузного внегалактического потока гамма-излучения формируется гамма-излучением неиденти-фицированных блазаров, В настоящее время не известен конкретный механизм, ответственный за ускорение протонов, испускаемых струями блазаров. В различных модельно зависимых расчетах диффузного нейтринного потока от блазаров предполагается, что протоны могут ускоряться на фронтах ударных волн, возникающих в струях блазаров, либо они ускоряются за счет магнитогидродинамических процессов в плазме в окрестности черной дыры.
В последующем, ускоренные протоны взаимодействуют с синхротронним излучением ускоряемых вместе с ними электронов, либо с излучением аккреционного диска, образуя поток нейтрино. В качестве примера диффузного потока нейтрино от совокупности блазаров, на рис. 2 (кривая 'SeSi') приводится поток из работы [58].
Как уже отмечалось ранее, наряду с ядрами активных галактик, потенциальными источниками нейтрино являются гамма-всплески. Оценки величины возможного диффузного потока нейтрино от GRB были получены в работах [62] (см. рис. 2 кривая 'WBGRB') и в работе [63].
Оценки величины ожидаемых диффузных потоков нейтрино, инициируемых в результате распада сверхмассивных частиц, генерируемых топологическими дефектами, либо образующихся на ранней стадии эволюции Вселенной, приводятся в работах [64, 65, 66, 58]. В качестве примера на рис. 2 приводится ожидаемый спектр диффузных нейтрино из работы [58].
Диффузные потоки нейтрино высоких энергий, удовлетворяющие существующим теоретическим ограничениям, могут быть исследованы лишь с помощью детекторов, обладающих эффективным объемом (0.001 - 1) км3. Детектирующие объемы такого масштаба не могут быть достигнуты на подземных установках и требуют для своей реализации применения принципиально иных методов регистрации нейтрино.
Метод глубоководного детектирования нейтрино, предложенный в 1960 году М. Марковым [67] и, независимо, К. Грейзеном [68], основан на регистрации черенковского излучения заряженных частиц (релятивистских мю-онов, либо электромагнитных и адронных ливней), образующихся в результате взаимодействия нейтрино в грунте или в воде. Этот метод открывает возможность создания глубоководных установок с эффективной площадью до 104 - 106 м2 и с эффективным объемом до 106 - 10s м3, необходимых для регистрации природных потоков нейтрино высоких энергий внеземного происхождения. В отличии от подземных детекторов, эффективная площадь и эффективный объем глубоководных установок зависят от интенсивности источников черенковского излучения и от оптических свойств среды и могут существенно превышать геометрические размеры детектора.
В середине 70х годов прошлого века велось интенсивное обсуждение проблем астрофизики, физики космических лучей и физики элементарных частиц, которые могли бы быть исследованы с помощью глубоководных нейтринных телескопов, в частности, глубоководного нейтринного телескопа DUMAND в Тихом Океане у берегов Гавайских островов [69]. Обобщение ре-
зультатов этих обсуждений приводится в статье B.C. Березинского и Г.Т. Зацепина [70]. Наиболее существенным результатом, достигнутым в ходе работ по проекту D UMAND [71], явилось проведение натурных испытаний пилотной гирлянды, содержавшей семь оптических модулей [72]. Работы по проекту DUMAND были прекращены в 1994 году.
В настоящее время успешно функционируют два нейтринных телескопа, размещенных в естественных средах: НТ-200 на оз.Байкал [73] и AMANDA [74] на Южном полюсе в Антарктиде. Кроме того ведутся работы по созданию трех глубоководных нейтринных телескопов в Средиземном море - в Тулон-ской бухте у побережья Франции (ANTARES [75]), в Греции, возле г.Пилос (NESTOR [76]) и в Италии (NEMO [77]).
Эксперимент AMANDA проводится на Южном полюсе в Антарктиде и использует инфраструктуру полярной станции Амундсен-Скотт. Нейтринный телескоп AMANDA-II (версия телескопа начиная с 2000 года) содержит 667 оптических модулей (ОМ) на базе фотоумножителя Haraamatsu R5912-Q2 (d = 20 см), размещенных на 19 вертикальных гирляндах и ориентированных фотокатодами вниз. Девять внешних гирлянд расположены на окружности диаметром 200 м на глубине от 1150 м до 2350 м. Внутренние 10 гирлянд содержат 302 оптических модуля и расположены в цилиндрическом объеме диаметром 120 м на глубине от 1500 м до 2000 м (детектор AMANDA-10, функционирует с 1997 года).
Питание на оптические модули детектора подается с поверхности по электрическим кабелям. По этим же кабелям сигналы со сработавших ОМ передаются на поверхность в центр сбора и обработки данных. Реализованная в детекторе простая схема сбора данных обеспечивает высокую надежность функционирования телескопа, что крайне важно ввиду недоступности ОМ для ремонта и замены в случае их выхода из строя. Методика постановки гирлянд оптических модулей заключается в иротаивании скважин диаметром 50-60 см и глубиной до 2200 м во льду, в которые опускаются гирлянды. Вода в скважинах замерзает в течении полутора - двух суток, что накладывает ограничение на время постановки гирлянды. Так, одна из внешних гирлянд установлена на 150 м выше проектной глубины вследствие замерзания воды в скважине.
Прозрачность антарктического глубинного льда характеризуется длиной поглощения света La ~ 100 м, длиной рассеяния Ls ~ 3 м и острой индикатрисой рассеяния со средним косинусом угла рассеяния cog(i9) ~ 0.8 -г 0.9. Вследствие сильного рассеяния и довольно слабого поглощения света глубин-
ный лед является диффузной средой и длина ослабления светового потока на больших расстояниях от источника составляет Lc ~ 25 ~ 27 м. Несомненным преимуществом глубинного льда является отсутствие какого-либо свечения среды. Темновой темп счета фотоумножителей, при характерной температуре около -30, составляет 0.3-2 kHz.
По результатам обработки экспериментальных данных нейтринных телескопов AMANDA-B10 и AMANDA-II получены ограничения на диффузный поток нейтрино высоких энергий внеземного происхождения, ограничения на потоки нейтрино от ряда локальных источников, ограничения на ноток мю-онов из центра Земли от аннигиляции массивных слабовзаимодействующих частиц (WIMP) - кандидатов на роль холодной темной материи и на природный поток быстрых магнитных монополей.
В настоящее время разработан проект создания на базе действующего детектора AMANDA-II нейтринного телескопа кубокилометрового масштаба -Ice-Cube. Детектор будет содержать 4800 оптических модулей, размещенных на 80 гирляндах.
Согласно проекту создания нейтринного телескопа ANTARES детектор предполагается разместить в Средиземном море в Тулонской бухте на юге Франции на глубине ~ 2400 м и на расстоянии 45 км от берега. Детектор бу-.дет содержать 900 оптических модулей на базе фотоумножителя Hamamatsu R7081-20 (d = 25 см), размещенных на 12 вертикальных гирляндах, по 75 ОМ на каждой гирлянде. Высота каждой гирлянды - 350 м, а расстояние между соседними гирляндами - 70 м. Оптические модули объединены в триплеты. Зенитный угол ориентации каждого ОМ составляет 135. Информация со всех сработавших ОМ ( временное распределение амплитуды зарегистрированного сигнала) каждой гирлянды передается в блок сбора данных, расположенный на дне, и затем по подводному оптоволоконному кабелю в береговой центр сбора и обработки данных. В соответствии с результатами численного моделирования отклика детектора нейтринный телескоп ANTARES будет обладать эффективной площадью ~105 м2 для регистрации мюонов с энергией ~1 ТэВ.
Прозрачность Средиземноморской воды в районе постановки телескопа ANTARES характеризуется длиной поглощения La <^ 40 - 60 м, длиной рассеяния Ls ~ 50 - 60 м и острой индикатрисой рассеяния. В отличии от пресной воды оз. Байкал и антарктического льда, в морской воде присутствует высокий фон от распада 40К и высокий уровень биолюминесценции. Средний теми счета свечения среды составляет ^40 kHz. Кроме того, наблюдается резкое
повышение темпа счета до нескольких MHz (в течении ^1 сек), коррелированное с водным течением,
Ввод в эксплуатацию детектора в полном объеме планируется осуществить в 2007 году.
Проект создания нейтринного телескопа NESTOR был подготовлен в 1993 году. Телескоп будет расположен в Средиземном море, около г. Пилос в Греции. Глубина постановки детектора составляет ^3800 м, что позволяет существенно снизить фон от атмосферных мюонов. Оптические модули планируется разместить на 7-ми "башнях"- одной центральной и 6 внешних, расположенных в углах правильного шестиугольника со стороной в 150 м. Каждая башня включает в себя 12 этажей. Каждый этаж состоит из 6 жестких горизонтальных штанг длиной 16 м, расходящихся из общего центра, на внешних концах которых, а также в центре этажа, расположены по 2 оптических модуля ориентированных вверх и вниз. Таким образом, одна башня содержит 168 ОМ, а вся установка - 1176 ОМ. Из МК-расчетов следует, что эффективная площадь регистрации мюонов с энергией ~1 ТэВ одной башней составляет ^ 20000 м2. Телескоп будет связан с береговым центром сбора и обработки данных подводным оптоволоконным кабелем. По-видимому, в полном объеме телескоп будет запущен в эксплуатацию не ранее 2007 года.
Эксперимент NEMO имеет своей целью создание кубокилометрового нейтринного телескопа в Средиземном море на юге Италии у берегов Сицилии. Глубина моря на расстоянии 80 км от берега составляет ~3500 м. В настоящее время ведутся интенсивные исследования прозрачности среды и фоновых условий. Имеющиеся на сегодняшний день результаты этих исследований указывают на то, что место, выбранное для проведения эксперимента, имеет существенные преимущества по сравнению с Тулонской бухтой. Прозрачность воды для голубого света характеризуется длиной ослабления ~35 м и длиной поглощения ^70 м. Уровень фона от биолюменисценции значительно ниже, чем в районе постановки телескопа ANTARES.
Предполагается, что телескоп будет состоять из "башен", удаленных друг от друга на 200 м. Каждая башня содержит 16 этажей, разнесенных на 40 м. Этаж представляет собой штангу длиной в 20 м, на которой расположены 4 оптических модуля. Информация с ОМ накапливается в блоке электроники каждой башни и затем по оптоволоконному кабелю передается на берег.
Байкальский глубоководный нейтринный телескоп (БГНТ) является первым в мире нейтринным телескопом функционирующим в естественной среде и единственным, действующим в настоящее время, глубоководным телеско-
пом. Реализация проекта создания Байкальского глубоководного нейтринного телескопа НТ-200 началась с постановки первой очереди телескопа -детектора НТ-36 в апреле 1993 года. Эта установка включала в себя 18 измерительных каналов (36 ОМ), размещенных на трех гирляндах (по 6 каналов на каждой гирлянде) длиной ^ 36 метров каждая. В этой конфигурации нейтринный телескоп функционировал два года.
По результатам анализа данных НТ-36 [73] было получено угловое распределение потока атмосферных мюонов на глубине телескопа и восстановлена кривая ослабления вертикального потока атмосферных мюонов в воде до глубины ~6000-м. Была разработана методика выделения околовертикальных мюонов от нейтрино снизу и выделены два первых нейтринных кандидата [79].
В 1996 году был'смонтирован и введен в эксплуатацию нейтринный телескоп НТ-96, содержащий 48 измерительных каналов (96 ОМ), размещенных на 4-х гирляндах длиной в ~70 м каждая. В НТ-96 оптические модули, кроме 2-ого и 11-ого слоев, были ориентированы вниз. Увеличение длины гирлянд в 2 раза по сравнению с НТ-36 позволило существенно понизить фон от атмосферных мюонов. Основными результатами, полученными по данным НТ-96, являются регистрация нейтринных событий из нижней полусферы [78], регистрация околовертикальных событий снизу и ограничение на поток мюонов от аннигиляции WIMP в центре Земли [79], ограничение на природный поток релятивистских магнитных монополей [80] и ограничение на диффузный поток нейтрино высоких энергий внеземного происхождения с энергией >10 ТэВ [81].
Нейтринный телескоп НТ-200 был введен в эксплуатацию в полном объеме в апреле 1998 года. Физические результаты, полученные с помощью этого детектора, включают в себя, в частности, результаты связанные с исследованием природного диффузного потока нейтрино сверхвысоких энергий и с поиском нейтринного сигнала от аннигиляции WIMP в центре Земли. Настоящая работа посвящена методике поиска и результатам этих исследований.
Диссертация состоит из введения, 5 глав, заключения, приложения и списка цитируемой литературы.
В первой главе диссертации приводится общее описание глубоководного комплекса и конфигурации телескопа, функциональной схемы и процедуры калибровки телескопа НТ-200 и методики предварительного анализа экспериментальных данных.
Во второй главе диссертации обсуждаются результаты анализа влияния
оптических параметров среды в местах проведения глубоководных экспериментов Байкал (пресная вода оз. Байкал), AMANDA (антарктический лед) и ANTARES (вода Средиземного моря) на эффективность регистрации че-ренковского излучения релятивистских мюонов и ливней высоких энергий оптическими модулями, используемыми в этих экспериментах.
В третьей главе диссертации описана методика и представлены результаты поиска нейтринного сигнала от аннигиляции слабовзаимодействующих массивных частиц - кандидатов на роль темной материи, в центре Земли с помощью Байкальского глубоководного нейтринного телескопа.
В четвертой главе диссертации описана методика и представлены результаты поиска нейтрино высоких энергий внеземного происхождения с помощью БГНТ.
В пятой главе диссертации рассмотрены возможности дальнейшего расширения детектора НТ-200.
В заключении сформулированы основные результаты диссертации и выводы.
В приложении приводится описание алгоритма численного расчета распространения света от источников черенков ского излучения в прозрачных средах.
Влияние оптических свойств воды на эффективность регистрации мюонов в Байкальском эксперименте
Ввод в эксплуатацию детектора в полном объеме планируется осуществить в 2007 году. Проект создания нейтринного телескопа NESTOR был подготовлен в 1993 году. Телескоп будет расположен в Средиземном море, около г. Пилос в Греции. Глубина постановки детектора составляет 3800 м, что позволяет существенно снизить фон от атмосферных мюонов. Оптические модули планируется разместить на 7-ми "башнях"- одной центральной и 6 внешних, расположенных в углах правильного шестиугольника со стороной в 150 м. Каждая башня включает в себя 12 этажей. Каждый этаж состоит из 6 жестких горизонтальных штанг длиной 16 м, расходящихся из общего центра, на внешних концах которых, а также в центре этажа, расположены по 2 оптических модуля ориентированных вверх и вниз. Таким образом, одна башня содержит 168 ОМ, а вся установка - 1176 ОМ. Из МК-расчетов следует, что эффективная площадь регистрации мюонов с энергией 1 ТэВ одной башней составляет 20000 м2. Телескоп будет связан с береговым центром сбора и обработки данных подводным оптоволоконным кабелем. По-видимому, в полном объеме телескоп будет запущен в эксплуатацию не ранее 2007 года.
Эксперимент NEMO имеет своей целью создание кубокилометрового нейтринного телескопа в Средиземном море на юге Италии у берегов Сицилии. Глубина моря на расстоянии 80 км от берега составляет 3500 м. В настоящее время ведутся интенсивные исследования прозрачности среды и фоновых условий. Имеющиеся на сегодняшний день результаты этих исследований указывают на то, что место, выбранное для проведения эксперимента, имеет существенные преимущества по сравнению с Тулонской бухтой. Прозрачность воды для голубого света характеризуется длиной ослабления 35 м и длиной поглощения 70 м. Уровень фона от биолюменисценции значительно ниже, чем в районе постановки телескопа ANTARES.
Предполагается, что телескоп будет состоять из "башен", удаленных друг от друга на 200 м. Каждая башня содержит 16 этажей, разнесенных на 40 м. Этаж представляет собой штангу длиной в 20 м, на которой расположены 4 оптических модуля. Информация с ОМ накапливается в блоке электроники каждой башни и затем по оптоволоконному кабелю передается на берег.
Байкальский глубоководный нейтринный телескоп (БГНТ) является первым в мире нейтринным телескопом функционирующим в естественной среде и единственным, действующим в настоящее время, глубоководным телеско пом. Реализация проекта создания Байкальского глубоководного нейтринного телескопа НТ-200 началась с постановки первой очереди телескопа -детектора НТ-36 в апреле 1993 года. Эта установка включала в себя 18 измерительных каналов (36 ОМ), размещенных на трех гирляндах (по 6 каналов на каждой гирлянде) длиной 36 метров каждая. В этой конфигурации нейтринный телескоп функционировал два года.
По результатам анализа данных НТ-36 [73] было получено угловое распределение потока атмосферных мюонов на глубине телескопа и восстановлена кривая ослабления вертикального потока атмосферных мюонов в воде до глубины 6000-м. Была разработана методика выделения околовертикальных мюонов от нейтрино снизу и выделены два первых нейтринных кандидата [79].
В 1996 году был смонтирован и введен в эксплуатацию нейтринный телескоп НТ-96, содержащий 48 измерительных каналов (96 ОМ), размещенных на 4-х гирляндах длиной в 70 м каждая. В НТ-96 оптические модули, кроме 2-ого и 11-ого слоев, были ориентированы вниз. Увеличение длины гирлянд в 2 раза по сравнению с НТ-36 позволило существенно понизить фон от атмосферных мюонов. Основными результатами, полученными по данным НТ-96, являются регистрация нейтринных событий из нижней полусферы [78], регистрация околовертикальных событий снизу и ограничение на поток мюонов от аннигиляции WIMP в центре Земли [79], ограничение на природный поток релятивистских магнитных монополей [80] и ограничение на диффузный поток нейтрино высоких энергий внеземного происхождения с энергией 10 ТэВ [81].
Нейтринный телескоп НТ-200 был введен в эксплуатацию в полном объеме в апреле 1998 года. Физические результаты, полученные с помощью этого детектора, включают в себя, в частности, результаты связанные с исследованием природного диффузного потока нейтрино сверхвысоких энергий и с поиском нейтринного сигнала от аннигиляции WIMP в центре Земли. Настоящая работа посвящена методике поиска и результатам этих исследований.
Диссертация состоит из введения, 5 глав, заключения, приложения и списка цитируемой литературы. В первой главе диссертации приводится общее описание глубоководного комплекса и конфигурации телескопа, функциональной схемы и процедуры калибровки телескопа НТ-200 и методики предварительного анализа экспериментальных данных. Во второй главе диссертации обсуждаются результаты анализа влияния оптических параметров среды в местах проведения глубоководных экспериментов Байкал (пресная вода оз. Байкал), AMANDA (антарктический лед) и ANTARES (вода Средиземного моря) на эффективность регистрации че-ренковского излучения релятивистских мюонов и ливней высоких энергий оптическими модулями, используемыми в этих экспериментах. В третьей главе диссертации описана методика и представлены результаты поиска нейтринного сигнала от аннигиляции слабовзаимодействующих массивных частиц - кандидатов на роль темной материи, в центре Земли с помощью Байкальского глубоководного нейтринного телескопа. В четвертой главе диссертации описана методика и представлены результаты поиска нейтрино высоких энергий внеземного происхождения с помощью БГНТ. В пятой главе диссертации рассмотрены возможности дальнейшего расширения детектора НТ-200. В заключении сформулированы основные результаты диссертации и выводы. В приложении приводится описание алгоритма численного расчета распространения света от источников черенков ского излучения в прозрачных средах.
Развитие электромагнитных и адрониых ливней в среде и их черенковское излучение
В состав БЭГ входят шесть измерительных каналов, контроллер передачи данных (КПД), контроллер управления, блок запроса и блок выработки триггера медленно движущихся светящихся объектов - "монопольный"триггер. Каждая гирлянда телескопа обслуживается двумя БЭГами,
Измерительный канал. Измерительный канал содержит 11-ти разрядный преобразователь время-код (ПВК), 10-ти разрядный преобразователь длительность - код (ПДК) и схему записи номера события. Принцип работы ПВК основан на растяжке временного интервала между сигналом СТАРТ (локальный триггер) и СТОП (триггер телескопа). Коэффициент растяжки равен 70. Растянутый временной интервал заполняется импульсами с частотой 15 МГц от кварцевого генератора. Диапазон измерения ПВК - 2 мкс с шагом 1 не.
Входной компаратор ПВК блокируется после прихода локального триггера на все время преобразования. Если данный локальный триггер не сопровождается триггерным сигналом телескопа в течение 2 мкс, преобразование прекращается и через 3 мкс деблокируется входной компаратор. При среднем темпе счета локальных триггеров 200 Гц эффективность измерительного канала уменьшается из-за 5 мкс мертвого времени на 0.1%. После окончания преобразования ПВК выставляется флаг времени (ФВ). Длительность локального триггера также заполняется частотой 15 МГц. По заднему фронту локального триггера формируется флаг окончания преобразования амплитуды в код (ФА). Если триггер телескопа приходит в течение 2 мкс после переднего фронта локального триггера, то в данный измерительный канал переписывается из блока запросов номер события и формируется флаг номера (ФН). При наличии трех флагов - ФВ, ФА и ФН информация из счетчиков переписывается во внутренние регистры блоков, в контроллер передачи данных подается сигнал готовности (Гот) и блок готов к приему следующего локального триггера ( считывание информации из блока может производиться позже). Информация о данном локальном триггере ( время, амплитуда, номер события и номер измерительного канала) хранится в контроллере передачи данных и передается на берег при циклическом опросе различных БЭГов. Номер события при этом используется для объединения информации о различных локальных триггерах в одно событие.
Блок может работать как в триггерном режиме, описанном выше, так и в тестовом режиме, используемом при калибровке. В тестовом режиме для выработки сигнала готовности не требуется наличия флага ФН и контроллер считывает информацию о каждом локальном триггере.
Блок запроса. Если входной компаратор измерительного канала деблокирован, то локальный триггер, укороченный до 0.5 мкс, передается в блок запросов (БЗ). В блоке производится аналоговое суммирование ЛТ со всех измерительных каналов БЭГа и в триггерную систему телескопа направляется сигнал ЗАПРОС. Амплитуда сигнала ЗАПРОС пропорциональна числу локальных триггеров в данном событии. Перед аналоговым сумматором ЛТ от различных системных модулей задерживаются на время, необходимое для компенсации различной длины коаксиальных кабелей от системных модулей до БЭГа. Из БЭДа на вход блока поступает сигнал ТРИГГЕР. Этот сигнал в блоке во-первых, разветвляется и в качестве СТОП сигнала поступает на измерительные каналы, во-вторых, этот сигнал поступает на 6-разрядный счетчик номеров событий и, в-третьих, подается на все измерительные каналы на схему формирования флага события.
Блок электроники детектора содержит триггерную систему телескопа, ретранслятор системы передачи данных, таймер, блок синхронизации монопольной триггерной системы ( генератор с частотой 100 кГц), контроллер передачи данных и контроллер управления.
Триггерная система телескопа (ТС). Триггерная система телескопа использует метод аналогового суммирования. Сигналы ЗАПРОС со всех БЭГов телескопа объединяются в общий поток сумматором ТС и подаются на вход компаратора с управляемым порогом. Диапазон изменения порога соответствует возможности регистрации вплоть до 5-кратных совпадений за 0.5 мкс ( 0.5 мкс - длительность сигнала ЗАПРОС).
С выхода компаратора сигнал поступает, во-первых, в модуль разветви-тель и далее в качестве триггерного сигнала во все БЭГи, во - вторых, на счетчик номеров событий и, в-третьих, на блок таймера. До тех пор пока информация из блока таймера не считана, компаратор заблокирован. Это приводит к мертвому времени до выработки следующего триггерного сигна л а около 50 мкс, что несущественно при среднем темпе счета триггеров около 20 Гц.
В состав системы передачи данных входят контроллеры передачи данных (КПД), расположенные в БЭГах и БЭДе, ретранслятор системы передачи данных (РД), размещенный в БЭДе и блок приема данных (БПД), размещенный в VME-крейте на береговом центре и связанный с транспьютерной системой.
Береговой центр содержит два персональных компьютера - основной компьютер (HOST - PC) и мониторный компьютер (MONITOR - PC) и транспьютерную систему [91, 92].
Основную нагрузку по приему данных выполняет транспьютерная система. Она выполнена на основе 2-х плат в стандарте VME. Первая плата связана с управляющим компьютером и с блоком приема данных. Вторая плата связана с мониторным компьютером. Обе платы связаны между собой параллельным каналом. На каждой плате расположено 4 транспьютера Т805. Транспьютер представляет собой 32-битный микропроцессор с тактовой частотой 25 МГц. Использование на одной плате нескольких транспьютеров позволяет распараллелить решение задачи. Транспьютеры первой платы осуществляют прием данных, их объединение по номерам событий (кластеризация событий) и передачу на управляющий компьютер. Максимальная скорость кластеризации - 1000 событий/сек. Транспьютеры второй платы формируют мониторную информацию ( амплитудные и временные распределения), необходимую для on-line контроля поступающих данных и передают ее на мониторный компьютер. Данные с диска управляющего компьютера один раз в 2 дня переписываются с помощью магнитофона EXA-BYTE 8200 на магнитную ленту емкостью 2.3 Гбайта.
Компьютеры берегового центра синхронизованы с мировым временем с помощью GPS. Точность синхронизации 0.1 мс.
Ожидаемое число событий от околовертикальных атмосферных нейтрино снизу в НТ-200
Моделирование отклика ОМ на черенковское излучение мюона проводится в системе координат, представленной на рис. 19. Ориентация оптического модуля задается вектором 0 (0 ). Полярный угол в отсчитывается от координатной оси , параллельной траектории мюона и направленной в противоположную сторону по отношению к вектору скорости мюона. Азимутальный угол р - угол между вектором ри проекцией вектора Гі на плоскость, перпендикулярную траектории мюона. Угол 0 - угол между вектором скорости мюона и вектором lom Далее, под временным распределением отклика ОМ будет подразумеваться распределение среднего числа фотоэлектронов по времени задержки г относительно времени прихода не рассеявшихся черенковских фотонов с А = 600 нм, имеющих наибольшую скорость распространения в среде (см. рис. 14).
На рис. 20 приводится проинтегрированное по времени среднее число фотоэлектронов в оптическом модуле, расположенном на расстоянии р —А м, в зависимости от его ориентации относительно трека мюона при двух фиксированных значениях азимутального угла: tp = 0 и р = тт. Пунктирные кривые - отклик на черенковское излучение собственно мюона, прерывистые кривые - отклик на излучение 8 - электронов и сплошные кривые - суммар-ный отклик. Зависимость отклика ОМ от азимутального угла (р, для р =4 м и cos(G) — —0.7, приводится на рис. 21. Форма распределений, приведенных на рис. (20-21), практически не меняется с изменением расстояния р между оптическим модулем и траекторией мюона. Из рис. 20 и рис. 21 следует, что в случае отсутствия рассеяния, для Нот с координатами —30 р 30 и —0.9 cos(0) —0.4, байкальский ОМ наименее чувствителен к черепковскому излучению мюона и его отклик определяется излучением 6 - электронов. Соответствующий телесный угол составляет около 4% от полного телесного угла 47г.
Пространственная зависимость проинтегрированного по времени среднего числа фотоэлектронов в ОМ при разной его ориентации относительно трека мюона приводится на рис. (22-23), Пунктирные кривые относятся к 5 - электронам, прерывистые кривые - собственно мюону, сплошные кривые - суммарный отклик ОМ. В случае ориентации ОМ на траекторию мюона (рис. 22), суммарный отклик практически полностью определяется излучением мюона, а в случае ОМ отвернутых от трека (рис. 23), отклик обусловлен излучением 6 - электронов.
Временное распределение отклика ОМ при различных фиксированных значениях р и fi приводится на рис. (24-25). Прерывистые, пунктирные и сплошные кривые относятся, соответственно, к черенковскому излучению собственно мюона, 5 - электронов и их сумме. При отсутствии рассеяния отклики ОМ, ориентированных на траекторию мюона, определяются фотонами от собственно мюона, а форма временного распределения обусловлена спектральной зависимостью скорости распространения света в воде и показателя поглощения. При изменении р от 4 м до 15 м ширина временного распределения на половине высоты меняется от 1 не до 1.5 не. В случае ориентации ОМ в направлении, близком к направлению черенковского излучения мюона (ОМ отвернут от трека мюона), временное распределение уширяется за счет излучения б - электронов, испускаемого с разных участков траектории мюона, либо полностью определяется этим излучением.
Для выяснения степени влияния рассеяния света в воде на ожидаемое число фотоэлектронов в ОМ были проведены расчеты распространения черенковского излучения от мюона в байкальской воде с двумя спектральными зависимостями показателя рассеяния, представленными на рис. 12. На рис. (26-27) приводятся, проинтегрированные по времени задержки т, зависимости отклика ОМ, расположенного на расстоянии р =4 м, от его ориентации относительно мюонного трека. На этих рисунках пунктирные, прерывистые и сплошные кривые относятся, соответственно, к случаю без рассеяния, малому рассеянию и большому рассеянию. При ориентации ОМ на трек мюона рассеяние, практически, не влияет на полное число фотоэлектронов в ОМ. При ориентации ОМ в направлении, близком к направлению излучения черенковских фотонов мюоном (отвернутые ОМ) и изменении р от 4 м до 15 м, среднее число фотоэлектронов в ОМ возрастает в 2 - 3 раза, в случае малого рассеяния, и в 5 - 10 раз - в случае большого рассеяния, по сравнению со случаем без учета рассеяния.
Пространственное распределение отклика ОМ для двух фиксированных ориентации (cos = — 1 и cosG = 0.7, ср =0) относительно трека мюона приводится на рис. (28-29). Пунктирные кривые относятся к случаю без рассеяния, прерывистые кривые - малому рассеянию, сплошные кривые - большому рассеянию. Влияние рассеяния существенно лишь при ориентации ОМ, близкой к направлению излучения черенковских фотонов (отвернутые ОМ) и растет с увеличением расстояния от трека до ОМ.
Временные распределения отклика ОМ на расстоянии р =15 м от трека мюона при четырех различных ориентациях ОМ приводятся на рис. (30-33). Пунктирные, прерывистые и сплошные кривые относятся, соответственно, к случаю без учета рассеяния, малому и большому рассеянию. При ориентации ОМ на траекторию мюона временное распределение отклика обусловленно, в основном, не рассеявшимися (прямыми) фотонами. Рассеяние приводит к дополнительному уширению временного распределения, достигающему 1 не в зависимости от расстояния до трека. В случае, когда ОМ частично отвернут от трека, доля рассеявшихся черенковских фотонов от собственно мюона в полном регистрируемом потоке увеличивается, что приводит к уширению временного распределения. Для полностью отвернутого ОМ временное распределение обусловлено рассеяными фотонами. При этом оно сужается и сдвигается в область меньших времен по сравнению со случаем без рассеяния, когда световой поток, регистрируемый оптическим модулем, обусловлен фотонами от -электронов.
Ограничение па величину диффузного потоки, электронных антинейтрино в области порога, рождения W-бозоиа
Расчет обсуждаемых в этом параграфе откликов ОМ на черенковское излучение точечного ливня в разных средах с угловым распределением фотонов представленным на рис. 50, основан на МК-моделировании распространения света в среде с учетом оптических параметров среды - показателя поглощения (рис. 11), показателя рассеяния (рис. 12, для байкальской воды распределение, соответствующее слабому рассеянию), индикатрисы рассеяния (рис. 13) и спектральной зависимости скорости распространения света (рис. 14). Точечный ливень помещен в начале цилиндрической системы координат (if, р) (см. рис. 55) и направлен в противоположную сторону по отношению к оси z (P-sh — z)- Черенковские фотоны прослеживаются в пространственной области 0 р 300 м и -300 м z 150 м. Оптический модуль расположен в точке с координатами fom{pom.i Zom) и ориентирован в направлении flom (#, ). Полярный угол - угол между единичными векторами Z И Пот (cos($) = (z йот)). Азимутальный угол р - угол между вектором ри. проекцией вектора йот на плоскость, перпендикулярную оси Z.
Под временным распределением отклика ОМ подразумевается распределение среднего числа фотоэлектронов по времени задержки г относительно времени прихода не рассеявшихся черенковских фотонов с А = 600 нм, имеющих наибольшую скорость распространения в среде (см. рис, 14). Временное1 распределение прослеживается в области 0 г 80 не, разделенной на 20 интервалов длительностью 4 не. Ожидаемое среднее число фотоэлектронов при г 80 не копится в 21-ом интервале временного распределения.
Временное распределение среднего числа фотоэлектронов в ОМ, в случае отсутствия рассеяния в среде, определяется спектральной зависимостью скорости света и показателя поглощения.
Приведенные временные распределения среднего числа фотоэлектронов в ОМ на расстояниях 100 м и 200 м от точечного ливня представлены на рис. (56-57). Сплошные, прерывистые и пунктирные кривые относятся, соответственно, к байкальской воде, воде Средиземного моря и к антарктическому льду. Форма временных распределений отражает спектральную зависимость показателей поглощения. Временное распределение в случае байкальской воды существенно уже, чем в средах с широким спектральным распределением показателя поглощения, за счет выживания лишь фотонов с длиной волны из окна прозрачности. Таким образом, ослабление поглощения света в среде, увеличивающее полное число регистрируемых фотонов, в тоже время, может привести к уширению временного распределения отклика ОМ и наложить ограничение на точность восстановления координат ливня и ориентации его оси.
В общем случае, рассеяние света в среде приводит к изменению пространственного, углового и временного распределения черенковского излучения от ливней. Степень влияния рассеяния на распределение фотонов зависит от конкретных значений оптических параметров среды.
Угловое распределение черенковских фотонов высокоэнергичного ливня имеет ярко выраженный пик под черепковским углом к оси ливня (см. рис. 47), что позволяет, в принципе, восстановить направление развития ливня и, соответственно, направление нейтрино, инициировавшего этот ливень, используя амплитудную информацию сработавших каналов нейтринного телескопа. На достаточно больших расстояниях от ливня рассеяние света в среде может привести к размытию этого пика. На рис. (58-60) приводятся, проинтегрированные по времени задержки т, распределения по cos(#) = (zR)/\R\ среднего числа фотоэлектронов в сферическом ОМ на расстояниях R =20 м и 200 м от точечного ливня единичной мощности в разных средах (R - координатный вектор пространственной точки на поверхности сферы радиуса R с центром в начале координат иг— — Qsh (см. рис. 55)). В случае байкальской и средиземноморской воды угловые распределения сохраняют ярко выраженный пик вплоть до 200 м и более. При этом, по сравнению со случаем без рассеяния, угловые распределения уширяются, а число фотонов в максимумах распределений на расстояниях 100 м и 200 м уменьшается в 2 и 3 раза для байкальской воды и в 3 и 5 раз для средиземноморской воды.
В случае антарктического льда большое сечение рассеяния приводит к практически полному размытию пика уже на расстояниях R 20 м. Кроме того, на больших расстояниях от ливня рассеяние обуславливает дополнительное ослабление потока фотонов с длиной ослабления значительно меньшей, чем длина поглощения. Направление развития ливня, в случае антарктического льда, можно восстанавливать с помощью амплитудной и временной информации (отбирая ОМ, сработавшие от прямых фотонов), но при этом существенно уменьшается эффективный объем детектора (см. например [112]).
На рис. 61 приводятся, проинтегрированные по времени т, распределения среднего числа фотоэлектронов в ОМ, расположенных на расстояниях р =50 м и z— 0 м, -50 м, -100 м и 50 м, в зависимости от их ориентации относительно ливня. Сплошные, прерывистые и пунктирные кривые относятся, соответственно, к оптическому модулю и среде экспериментов Байкал, ANTARES и AMANDA. Верхние и нижние кривые (для каждого эксперимента) соответствуют значениям азимутального угла ориентации ОМ tp = 7г (ОМ направлен на ливень) и р — О (ОМ отвернут от ливня). Области минимальных значений отклика ОМ при /? = 0 для байкальской и средиземноморской воды соответствуют ориентациям, при которых ОМ, в соответствии с его угловой чувствительностью, регистрирует только рассеявшиеся фотоны.
