Содержание к диссертации
Введение
ГДАВАІ. РАСЧЕТ ПОТОКА МЮОНОВ, РОЗДЕННЫХ НЕЙТРИНО КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ 23
1.1 Энергетические спектры атмосферных нейтрино 23
1.2 Сечение взаимодействия нейтрино с веществом... 31
1.3 Пробеги мюонов в грунте 35
1.4 Характеристики потока мюонов, рожденных нейтрино космических лучей 37
1.5 Осцилляции нейтрино и их влияние на поток мюонов, рожденных нейтрино 40
1.6 Внеземные источники нейтрино высокой энергии.. 46
ГЛАВАІІ. БАКСАНСКИЙ ПОДЗЕМНЫЙ СЦИНТИЛЛЯЦИОННЫЙ ТЕЛЕСКОП 50
2.1 Конструкция телескопа 5В
2.2 Стандартный детектор 52
2.3 Системы управления и регистрации 66
2.4 Измерение времени пролета частиц, Пересе- кающих телескоп 74
2.5 Обработка информации.на линии..Контроль работы установки 81
ГДАВАІІІ. ВРЕМЕННОЕ РАЗРЕШЕНИЕ ТЕЛЕСКОПА '87
3.1 Основные факторы, определяющие временное разрешение 87
3.2 Расчет временных свойств детектора 93
3.3 Расчет временного разрешения телескопа и сравнение с результатами измерения. 101
3.4 Измерение.скорости.частиц, пересекающих телескоп НО
ГЛАВАІV. ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНОЕ НАБЛЮДЕНИЕ ЧАСТИЦ ИЗ НИЖНЕЙ ПОЛУСФЕРЫ И АНАЛИЗ РЕЗУЛЬТАТОВ 117
4.1 Система управления для выделения частиц из нижней полусферы 117
4.2 Обработка экспериментальных данных 121
4.3 Характеристики нейтринных событий 129
4.4 Анализ результатов 137
ЗАКЛЮЧЕНИЕ 148
ЛИТЕРАТУРА 152
- Энергетические спектры атмосферных нейтрино
- Измерение времени пролета частиц, Пересе- кающих телескоп
- Основные факторы, определяющие временное разрешение
- Система управления для выделения частиц из нижней полусферы
Введение к работе
Идея использования потока атмосферных нейтрино высокой энергии, для изучения характеристик слабых взаимодействий возникла более двадцати лет назад. В работах М.А.Маркова и И.М.Железных / 1,2,3 /, а так же К.Грейзена / 4 / впервые была показана реальность экспериментов с нейтрино космических лучей. В этих работах предлагалось регистрировать поток мюонов, возникающий в результате взаимодействия нейтрино с веществом:
В начале шестидесятых годов, когда обсуждались эти предложения, искусственные пучки нейтрино, созданные на ускорителях, имели среднюю энергию ~1 ГэВ. Спектр нейтрино атмосферного происхождения, согласно сделанным оценкам / 3,5 /, простирался далее I03 ГэВ и поэтому эксперимент в космических лучах рассматривался с точки зрения возможностей изучения поведения сечения взаимодействия в зависимости от энергии нейтрино. Интегральный поток мюонов, рожденных нейтрино, J.JJ чувствителен к поведению сечения с энергией. Так, в случае линейного роста сечения с энергией величина Xjui в 10 раз больше чем в случае постоянства сечения при энергии нейтрино ^-1 ГэВ / 3 /. Если сечение растет ~ \/\> , то поток j,/ должен быть в *-*3 раза меньше, чем при линейном росте / б /. Поведение сечения взаимодействия с энергией влияет также на отношение числа мюонов, рожденных нейтрино в горизонтальном направлении, к числу мюонов в вертикальном направлении, так как поток нейтрино имеет анизотропию и величина анизотропии растет с энергией нейтрино.
Также в работах / 3,6 / отмечалось, что если масса промежуточ- - 5 -ного бозона не очень велика, то он может быть замечен в космическом эксперименте. В этом случае должны быть обнаружены события, содержащие две проникающие частицы, так как основную роль играет следующая реакция:
I—w»ju+ * Ум и в конечном состоянии имеется два мюона.
Малые потоки, которые необходимо регистрировать в таких экспериментах, накладывают существенные требования на установку и условия проведения опыта. Во-первых, требуется установка большой площади, порядка ста квадратных метров, чтобы регистрировать около десяти нейтринных событий в год. Во-вторых, установка должна быть расположена на достаточной глубине под землей, чтобы защититься от мюонов, рожденных космическими лучами в атмосфере. Однако, М.А.Марков предложил регистрировать частицы, пришедшие на установку из нижней полусферы. В этом случае фон от проникающих под землю мюонов можно полностью исключить, так как все известные компоненты космического излучения, кроме нейтрино, поглощаются на глубине нескольких километров грунта. Тогда глубина расположения детектора должна быть такая, чтобы фон от рассеяния назад мюонов, пришедших сверху, был меньше эффекта от нейтрино. Процессы приводящие к образованию обратного тока мюонов рассматривались в работах / 7,8,9 /.. Оказалось, что основную роль при рассеянии мюонов с энергией выше 3 ГэВ на угол больший 20 играет глубоко неупругое рассеяние мюона на ядре:
Из оценок, сделанных в работе / 9 /, следует, что фон от обратно- -6-ГО рассеяния мюонов становится несущественным при глубинах больших 900 м.в.э.
Мишенью в простейшем подземном нейтринном эксперименте служит грунт, окружающий установку. Поскольку пробег мюонов пропорционален энергии (для /^100 ГэВ), а нейтрино (мюонное), в среднем, передает половину своей энергии мюону, то размер мишени растет с увеличением энергии нейтрино. Этой особенностью объясняется чувствительность экспериментов с нейтрино космических лучей к поведению сечения при Е#>10 ГэВ, несмотря на резкое падение с энергией интенсивности нейтрино.
Первые эксперименты по регистрации мюонов, рожденных нейтрино космических лучей были выполнены в самых глубоких шахтах мира, находящихся в Индии и в Южной Африке / 10,11 /. Для разделения мюонов, рожденных нейтрино космических лучей, и пришедших на установку из атмосферы в обоих экспериментах использовалось различие в угловом распределении потока мюонов от этих двух источников. Как известно, мюоны пришедшие из атмосферы имеют резкий пик в вертикальном направлении, в то время как мюоны, возникшие при взаимодействии нейтрино в грунте, окружающем установку, имеют максимум в горизонтальном направлении.
Эксперименты в Индии. В золотоносных шахтах поселка Колар Голд Филдс, Южная Индия, эксперименты с мюонами космических лучей проводились с 1961 года. В частности, здесь был проведен эксперимент / 12 /, показавший, что на глубине порядка 3 км грунта, поток мюонов, проникающих из атмосферы, поглощается настолько, что становится возможна регистрация мюонов, рожденных нейтрино в горизонтальном направлении / 13 /.
Установка, созданная группой ученых из Индии, Японии и Англии / 14 /, состояла из пяти мюонных телескопов двух типов и двух маг- - 7 -нитных спектрометров. Телескопы и спектрометры были расположены в шахте на глубине 7000 гг/см^. Все три типа детекторов показаны на рис Л. В каждом имелись две вертикальные стенки, набранные из пластических сцинтилляторов. Каждый сцинтиллятор площадью I м^ просматривался двумя фотоумножителями. Между сцинтилляторами были расположены неоновые трубки для регистрации траектории частиц и поглотители, которые в некоторых случаях позволяли отделять электроны от более тяжелых частиц.
Два телескопа первого типа имели площадь Зм х2м и расстояние между сцинтилляторами 80 см. Три ряда горизонтальных неоновых трубок и два слоя свинца по 2,5 см находились между стенками сцинтилляторов. Апертура каждого телескопа для изотропного излучения была около 20 мастер. Три телескопа второго типа площадью 2м х 2м и расстоянием между сцинтилляторами 1,3 м имели четыре слоя железа толщиной 7,5 см каждый и пять рядов неоновых трубок, расположенных через один во взаимноперпендикулярных направлениях. Хотя, апертура каждого телескопа этого типа меньше, чем у других и составляла всего около 8 мастер, эти телескопы, в отличие от предыдущих, позволяли измерять и зенитный, и азимутальный углы траектории. Магнитные спектрометры площадью 2м х 4м содержали намагниченное железо толщиной 40 см с максимальной напряженностью магнитного поля 14 кГс. Ряды неоновых трубок были расположены по обе стороны пластических сцинтилляторов. Кроме того, дополнительно над спектрометром были расположены сцинтилляторы площадью їм х 4м и неоновые трубки покрывавшие площадь 2м х 4м. Верхние сцинтилляторы в совпадении с боковыми позволяли регистрировать относительно большую интенсивность мюонов из атмосферы под углами близкими к вертикали и таким способом проводить необходимую проверку эффективности спектрометров. Максимально измеримый импульс для частиц, которые - 8 .*
Телескоп первого типа оюелезо 7 .Ьсн^^
Телескоп второго типа
1 метр >ч магнит(дтлезо 40см) Магнитный спектрометр рис.1 Детекторы подземной установки в Индии. 1-гшастические сцинтилпяторы 2-неоновые разрядные трубки - 9 -пересекали четыре ряда неоновых трубок был 30 ГэВ/с и для частиц, пересекавших три ряда, около 8 ГэВ/с. Апертура для изотропного потока —35 мастер.
Использование неоновых разрядных трубок позволяло определять либо проекцию зенитного угла, либо зенитный и азимутальный углы прошедшей частицы с точностью +1. В некоторых случаях, когда проникающая частица давала достаточно энергичное сопровождение, можно было определять направление движения частицы.
Сигнал, управлявший работой телескопов, возникал при четырехкратных совпадениях между импульсами от двух пар фотоумножителей просматривающих сцинтилляторы противоположных вертикальных стенок. Часть экспозиции для телескопов второго типа была проведена при так называемом "одностороннем управлении", когда требовались только двукратные совпадения пар умножителей, просматривавших отдельный сцинтиллятор. Несмотря на то, что при таком управлении резко возрастал темп счета установки за счет случайных совпадений и естественной радиоактивности, это позволяло регистрировать события с низкой энергией и взаимодействия нейтрино внутри установки, а также увеличивало апертуру установки.
Итоговая статистика этого эксперимента приведена в таблице I. На рис.2 показано угловое распределение всех зарегистрированных событий. К мюонам, рожденным нейтрино, авторы относили траектории частиц с проекцией зенитного угла больше 50. Суммарное число таких событий по всем телескопам составляет 16. Полученная отсюда интегральная интенсивность мюонов с Eju ^0,3 Гэв, рожденных нейтрино, в горизонтальном направлении оказалась равной (3,5+ +0,9)хІ0"*ІЗсм""2сек"Істер"1.
Эксперименты в Южной Африке. В шахтах Южной Африки было проведено два эксперимента / 15,16 / по измерению горизонтального
Проекция зенитного угла
Рис.2 Угловое распределение мюонов, зарегистрированных в нейтринном эксперименте в Индии. потока мюонов от нейтрино. Первая установка находилась на глубине 8710 гг/сьг и содержала 54 жидкостных, сцинтилляционных детекторов, которые смонтированы в две, расположенные друг против друга, вертикальные стенки длиной девять и высотой три счетчика каждая (рис.3). Таблица I. їїо_в-_пт, ; Телескопы і Телескопы П типа ; Спектро- детектор . j тша . і графы + Одностороннее управление
Расстояние между стенками 1,65 м. Детектор длиной 5,47 м, высотой 55,5 см и толщиной 12,7 см представляет собой плексигласовый бокс, наполненный жидким сцинтиллятором на основе вазелинового масла. Объем детектора просматривался с каждого конца двумя фотоумножите лями с диаметром фотокатода 5 дюймов, которые обоазначены на рис. 3 буквами А, В, С и Д. Горизонтальная частица, пересекающая счетчик по нормали, теряет в нем 20 Мэв, а вертикальная 90 Мэв. Очевидно, что доля света, попавшая на фотоумножитель, зависит от места прохождения частицы. Соответственно, измеряя отношение амплитуд сигналов на противоположных концах детектора, возможно было определять координату частицы вдоль счетчика с точностью 15 см. Для
Рис.з Нейтринный эксперимент в Южной Африке, а) расположение детекторов в шахте б) схема отдельного детектора (а,в,с и D фотоумножители) -13-регистрации событий были разработаны две системы. Первая представляла собой годоскоп, в котором можно было запоминать и затем выводить в цифровом виде амплитуды сигналов для каждого фотоумножителя установки. Однако, так как частота полезных событий очень мала, порядка десяти в год, регистрирующая система должна позволять с высокой надежностью выделять истинные сигналы на фоне различных шумов. Поэтому была разработана вторая регистрирующая система, которая, используя два двухлучевых осциллографа и комбинацию линий задержек, давала возможность записывать форму сигнала от каждого фотоумножителя. Управляющим сигналом для регистрирующих устройств служили четырехкратные совпадения четырех дискриминаторов, на каждый из которых подавалась сумма всех фотоумножителей обозначенных одной буквой (см. рис.3).
События, зарегистрированные установкой были разделены на следующие группы:
Сработало одновременно по одному детектору на каждой вертикальной стенке. Всего зарегистрировано 32 таких совпадения. События этого типа, в основном, объясняются прохождением мюонов, рожденных нейтрино в окружающем установку грунте, так как минимальный зенитный угол в этом случае около 45.
Сработало два детектора на одной стороне и один на другой (6 событий). Этот тип событий так же в основном вызваны взаимодействием нейтрино.
Сработал один детектор (212 событий).
Сработало два детектора один над другим (51 событие).
Сработало три детектора один над другим (30 событий). События последних трех групп вызваны мюонами, проникшими на уровень наблюдения из атмосферы.
Одновременно сработало в сумме на обеих стенках более трех -14 -детекторов (II событий). В эту группу попадают события из обоих источников. Однако, разделить их из-за недостатка информации невозможно и в дальнейшем анализе эти события не учитываются.
7. Один детектор сработал дважды в течение нескольких микросекунд (4 события). События этой группы можно объяснить остановкой и последующим распадом мюона. Наиболее вероятно, что эти мюо-ны рождены нейтрино, так как средняя энергия атмосферных мюонов на этой глубине почти в 100 раз больше, чем мюонов от нейтрино.
Окончательно, после анализа данных о величине энерговыделений в детекторах и рассмотрения возможных источников фона, авторами было отнесено к нейтринным 35 событий, 31 из первой группы и 4 - из второй. Оцененный отсюда поток мюонов, рожденных нейтри- но в горизонтальном направлении, оказался равным (3,7+0,б).10 -2 -I -I "" см сек стер .
В дальнейшем эта же группа провела еще один эксперимент по измерению горизонтального потока мюонов на глубине 8890 гг/сиг. Сцинтилляционные детекторы, которые использовались в первом эксперименте, были расположены в одну вертикальную плоскость по три детектора один над другим, объединенных в один модуль. Всего установка содержала двадцать таких модулей. По обе стороны сцинтилля-ционных детекторов находилась по несколько рядов неоновых разрядных трубок, ориентированных во взаимноперпендикулярных направлениях. Полное количество разрядных трубок в установке было 48384. Управлением служили четырехкратные совпадения сигналов от фотоумножителей просматривающих детектор. Как и в предыдущей работе, с экрана осциллографа фотографировались формы импульсов от фотоумножителей детектора, а номер сработавшего счетчика можно было определить по положению сигналов на развертках осциллографов. Информация с неоновых трубок с помощью фотосопротивлений выводилась через - 15 -кодирующее устройство на годоскоп из 972 лампочек, которые по управляющему сигналу фотографировались.
Измеренное на этой установке угловое распределение мюонов показано на рис.4. Достаточно ясно видно разделение . потока мюонов на две компоненты с различным угловым распределением. Из этого распределения, используя метод максимального правдоподобия, был определен горизонтальный поток мюонов, рожденных нейтрино,
ТО о _т т который оказался равным (4,59+0,42)хЮ хосм сек Астер""х для Е^ОЛ Гэв.
Нейтринный детектор университета Юта (США). Наблюдение потока мюонов, рожденных при взаимодействии нейтрино космических лучей в грунте, глубоко под землей проводилось на нейтринном детекторе университета Юта / 17 /. По сравнению с другими, эта установка обладала наибольшей информативностью. Нейтринный детектор содержал три основных элемента:
600 акустических, цилиндрических, искровых счетчиков для определения траектории каждого мюона.
Четыре водных черенковских счетчика использовались для управления и определения направления движения мюона. Направление траектории определялось по направлению черенковского излучения и по времени пролета частицы.
Два железных магнита для определения энергии мюона. Максимальный измеримый импульс ~100 Гэв/с.
Управлением служили двукратные совпадения сигналов от черенковских счетчиков. Такое управление исключало мюоны идущие под углами близкими к вертикали (&4 300), кроме того, энергетический порог установки становился достаточно большим ^>2 ГэВ.
Установка была расположена на относительно небольшой глубине 1500 гг/см^. Поэтому отношение числа мюонов из атмосферы к числу
Зенитный угол
Рис.4 Угловое распределение событий, зарегистрированных во втором эксперименте в Южной Африке, - 17 -мюонов нейтринного происхождения составляло 2x10 , в отличие от других более глубоких экспериментов, где это отношение не больше 10. Однако, вероятность ошибки в определении направления движения под некоторыми углами оказалась достаточно велика и поэтому для надежного выделения частиц, идущих из нижней полусферы, пришлось существенно ограничить диапазон допустимых углов прихода. Произведение апертуры на время экспозиции составило всего 1,5x10 см^ х сек х стер. За время работы, почти два года, было отобрано из ~*10 прошедших частиц четыре траектории мюонов, которые пришли на установку из нижней полусферы. Считая вероятность рассеяния мюонов в обратную полусферу для данной глубины пренебрежимо малой, эти четыре события были отнесены к мюонам, рожденным нейтрино. Измеренный на нейтринном детекторе темп счета мюонов из нижней полусферы не противоречит данным других экспериментов / 14,15,16 /.
Сравнение измеренного и расчетного горизонтального потока мюонов, рожденных нейтрино, проведенное в нескольких работах / 14, 16*19 / показало, что экспериментальные данные не противоречат предположению о неограниченном линейном росте сечения взаимодействия нейтрино с веществом. Такой вывод подтверждают данные нейтринного детектора университета Юта, где все четыре зарегистрированных мюона, нейтринного происхождения, имеют достаточно высокую энергию. Однако, измеренные в разных экспериментах интенсивности мюонов в горизонтальном направлении несколько меньше ожидаемых, что может быть связано либо с неточностями расчета, либо с изменением характеристик взаимодействия нейтрино при увеличении энергии. В работе / 16 / рассчитан горизрнтальный поток мюонов, рожденных нейтрино, используя последние ускорительные данные по измерению полного сечения (заряженные токи) взаимодействия мюонного нейтрино с нуклоном. Отношение ожидаемого потока к измеренному оказалось - 18 -R s 1,6+0,4, т.е. в наиболее статистически обеспеченном эксперименте (полное число нейтринных событий около 120) наблюдается недостаток мюонов нейтринного происхождения.
Другой результат нейтринных экспериментов, проведенных в космических лучах, состоит в том, что в этих экспериментах наблюдается избыток событий, в которых в установке регистрируется более одной траектории, имеющей заметный пробег. Например, в эксперименте / 14 / было обнаружено 7 сложных событий из 16 отнесенных к нейтринным. Адронный каскад, возникающий при взаимодействии нейтрино, имеет, как правило, пробег порядка метра грунта, мюоны же собираются с расстояния нескольких десятков метров. Вклад от взаимодействия нейтрино через нейтральные токи и от электронных нейтрино так же мал, т.к. в этом случае эффективная масса мишени существенно меньше чем при взаимодействии мюонного нейтрино с образованием мюона. Следовательно, вклад сложных событий в нейтринную статистику должен быть меньше 10$. Анализ этих событий показал, что в 3 случаях наблюдаются две или больше траекторий проникающих частиц (мюонов или адронов), расходящихся под большими углами (^45) из одной точки, расположенной в воздушном промежутке между установкой и грунтом. Очевидно, что вероятность взаимодействия нейтрино в таком малом количестве вещества чрезвычайно мала. Подобные события наблюдались в работе / 16 /, однако поиски таких событий в экспериментах на ускорителях не принесли успеха. Природа этих событий в настоящее время не выяснена. Тем не менее в работе / 20 / сделано предположение, что эти события вызваны распадом новой, тяжелой (/?7*-5 ГэВ) долгоживущей ( z "-I0 сек) частицы, генерированной во взаимодействии электронных нейтрино с веществом. Но большое сечение рождения этих частиц, необходимое для объяснения наблюдаемой частоты появления таких событий, делает - 19 -это предположение маловероятным.
Еще в первых предложениях / 1,3 / экспериментов с нейтрино космических лучей обращалось внимание на важность, с астрофизической точки зрения, оценки потока нейтрино высокой энергии внеземного происхождения. Измерение потока мюонов на больших глубинах / 12 / позволило установить, что плотность потока энергии во Вселенной, заключенной в нейтрино с энергией >1 Гэв по Крайка ней мере в 10 раз меньше усредненной плотности энергии заключенной в нуклонах / 21 /. Нейтринные эксперименты в космических лучах показывают, что поток мюонов, рожденных нейтрино внеземно- уо ? Т Т го происхождения меньше чем 10 см сек стер / 16 /. В работе/14 / было построено распределение нейтринных событий в звездных координатах. Оказалось, что наблюдается сгущение событий в одной точке звездного неба, вероятность образования которого за счет флуктуации составляет 10 . Однако, неопределенность в направлении движения частицы, а также неточности в определении углов не позволяют утверждать, что обнаруженное сгущение имеет реальное происхождение.
В последние годы, благодаря созданию искусственных пучков нейтрино на новых мощных ускорителях, были подробно изучены характеристики взаимодействия нейтрино с нуклонами до энергии ^250 Гэв. С другой стороны,новые данные о таких характеристиках адронных столкновений при высоких энергиях, как множественность и распределение по энергиям вторичных частиц, доли каонов среди вторичных частиц, позволили уточнить расчеты спектра нейтрино, генерированного космическими лучами в атмосфере Земли. Все это, в свою очередь, дает возможность с хорошей точностью предсказать ожидаемые потоки мюонов, рожденных нейтрино, для разных зенитных углов и энергий нейтрино меньших 250 Гэв. Сравнение эксперимен- -20 -тального и расчетного значений потока мюонов, рожденных нейтрино, дает возможность проверки гипотезы об осцилляциях нейтрино, предложенной Б.Понтекорво / 22 /, для длины осцилляции порядка или меньше диаметра земного шара. В частности, результат эксперимента / 16 /, где измеренный поток оказался в 1,6 раза меньше ожидаемого, был интерпретирован / 23 / как проявление эффекта осцилляции нейтрино. С этой точки зрения, интересно измерение потока нейтрино, прошедшего через земной шар в вертикальном направлении. Поток этот гораздо более чувствителен к осцилляциям чем горизонтальный.
С астрофизической точки зрения, по-прежнему, интересны любые новые ограничения на поток нейтрино высокой энергии внеземного происхождения. По современным представлениям диффузное изотропное нейтринное излучение из космического пространства в области энергий нейтрино <1 Тэв значительно меньше потока нейтрино, рожденных в атмосфере. Все же локальные источники нейтринного излучения высокой энергии, если таковые существуют, могут быть обнаружены и на фоне потока нейтрино из атмосферы, так как в случае локального источника нейтрино должны приходить из одной точки небесной сферы.
В связи с вышеизложенным интерес к подземным нейтринным экспериментам нельзя считать исчерпанным. С 1978 года такой эксперимент был начат на Баксанской нейтринной обсерватории Института ядерных исследований АН СССР. Сооруженный там подземный сцинтил-ляционный телескоп предоставляет большие возможности в исследовании мюонов космических лучей. В частности, на этой установке регистрируется поток мюонов, приходящих из нижней полусферы. Мю-оны, пересекающие телескоп снизу вверх, обязаны своим происхождением, в основном, нейтрино, возникшим в атмосфере, прошедшим - 21 -сквозь земной шар и испытавшим взаимодействие недалеко от установки.
Как уже отмечалось, поток мюонов, рожденных нейтрино, чрезвычайно мал поэтому регистрация этих мюонов представляет определенные трудности, тем более, что Баксанский подземный сцинтилля-ционный телескоп находится на относительно небольшой глубине 850 гг/см^ и поток мюонов из атмосферы велик. Темп счета установ- ки составляет 15 сек . Ожидаемое число мюонов, рожденных нейтрино и проходящих телескоп снизу вверх, один в неделю, то есть от-ношение фон-эффект составляет ~Ю . Следовательно, метод разделения частиц, идущих сверху вниз и снизу вверх, должен иметь высокую надежность. В случае Баксанского подземного телескопа для разделения этих двух потоков используется метод измерения времени пролета частиц, пересекающих телескоп.
Цели представляемой диссертации следующие:
Показать возможности Баксанского подземного телескопа по изучению осцилляции нейтрино и поиску локальных источников нейтрино.
Обосновать выбранную методику выделения частиц, рожденных нейтрино, на фоне большого потока мюонов из атмосферы.
Измерить поток мюонов, рожденных нейтрино, и провести анализ результатов с точки зрения возможного влияния на величину потока мюонов осцилляции нейтрино и нейтринного излучения внеземного происхождения.
Новизна работы. Применение метода измерения времени пролета на установке, содержащей 3200 детекторов, позволило надежно регистрировать частицы, пересекающие телескоп снизу вверх, на фоне большого потока мюонов, цриходящих из атмосферы. Впервые, измерен поток мюонов, рожденных нейтрино, в области зенитных углов 130т -22 -180.
Практическая и научная значимость работы. Измеренный вертикальный поток мгаонов, нейтринного происхождения, согласуется с результатами проведенных расчетов. Это противоречит выводам, сделанным из измерений горизонтального потока мюонов, рожденных нейтрино. Сравнение измеренного и расчетного вертикальных потоков мюонов позволило установить наиболее сильное ограничение на параметры осцилляции нейтрино в случае перехода между двумя типами нейтрино
Временное разрешение Баксанского подземного телескопа позволяет проводить регистрацию редких процессов на фоне большого потока частиц из атмосферы.
Основные положения, выносимые на защиту:
Показано, что измерение потока мюонов, рожденных нейтрино космических лучей в вертикальном направлении, наиболее чувствительный среди доступных на сегодняшний день методов обнаружения осцилляции нейтрино.
Примененный метод измерения времени пролета, позволяет с высокой степенью надежности выделять частицы, пришедшие из нижней полусферы на фоне большого потока мюонов сверху. Вероятность имитации обратного движения за счет ошибки измерения времени пролета меньше 10 .
Получено ограничение на параметры осцилляции нейтрино. В случае переходов между двумя типами нейтрино VjjZXVe и максимального смешивания разность квадратов масс двух типов нейтрино Am <6хЮ эв на 90% доверительном уровне.
Получено ограничение на поток мюонов, рожденных нейтрино то _р т т внеземного происхождения на уровне 0,5x10 см сек стер .
Энергетические спектры атмосферных нейтрино
Рождение нейтрино в атмосфере происходит в результате распадов вторичных частиц, образовавшихся в столкновениях первичного космического излучения с ядрами атомов воздуха. Основные каналы генерации нейтрино следующие.
Другие распады пионов и каонов с образованием нейтрино, либо сильно подавлены, как например, распад пиона на электрон и электронное нейтрино, либо доля энергии, уносимая нейтрино мала. Иногда учитывают распады заряженных пионов, возникших при распадах каонов. Кроме того, некоторый вклад в поток нейтрино дают, так называемые, "прямые" нейтрино, которые генерируются в распадах корот-коживущих частиц, например, D- мезонов.
В первых оценках / 2,4 / спектра нейтрино учитывался только распад пионов. В работе Кузьмина и Зацепина / 5 / было дополнительно принят во внимание распад мюонов в атмосфере. Учет этого канала увеличивает интенсивность мюонных нейтрино примерно на 50% для энергий меньших 10 Гэв. Для электронных нейтрино этих энергий мюонный канал генерации является определяющим. Распад каонов, который был учтен в работах / 25,26,18 /, дает вклад в высокие энергии. Это связано, с одной стороны, с меньшим распадным пробегом wf— ТкЕ/ткС ( - время жизни и ґґіц- масса частицы) каона, с другой стороны, в двухчастичном распаде каона нейтрино уносит большую долю энергии, чем при распаде пиона. При энергии нейтрино выше 100 Гэв распад каона становится основным источником нейтрино. Нейтрино, рожденные в распадах короткоживущих частиц, как показано в работе / 27 /, необходимо учитывать при Е І Гэв.
Измерение времени пролета частиц, Пересекающих телескоп
Процесс измерения времени пролета могло рассматривать раздельно на двух этапах. На первом этапе происходит формирование сигнала жестко связанного с моментом пересечения частицей детектора. На втором этапе происходит преобразование в число длительности интервалов времени между моментом появления стартового импульса и моментами возникновения сигналов на выходе формирователей.
Формирователь для временной привязки необходим, поскольку у обычных формирователей, дискриминирующих импульсы на определенном уровне, момент появления выходного сигнала зависит от амплитуды входного импульса. Разброс моментов возникновения формированного сигнала определяется длительностью переднего фронта входного импульса, которая в данном случае составляет 30 40 нсек. Длительность переднего фронта определяется в основном свойствами детектора, а также переходными характеристиками электронных схем и кабелей, через которые сигнал проходит прежде чем достичь формирователя. Для компенсации амплитудной зависимости момента срабатывания формирователя используется дискриминатор со следящим порогом / 51 /, принципиальная схема которого показана на рис.22. В дискриминаторе со следящим порогом сигнал вырабатывается в момент достижения импульсом определенной доли от максимального значения. Очевидно, что этот момент не зависит от амплитуды входного импульса, если длительность его переднего фронта постоянная.
Основные факторы, определяющие временное разрешение
Общий подход при рассмотрении временного разрешения сцинтил-ляционного детектора был предложен в работах / 53 56 /. Цроцесс детектирования частицы обычно разделяется на следующие этапы:
1) передача энергии частицы на возбуждение оптических уровней сцинтиллятора;
2) излучение фотонов атомами сцинтиллятора;
3) собирание света на фотокатод умножителя;
4) эмиссия фотоэлектронов с фотокатода;
5) пролет фотоэлектронов к первому диноду;
6) умножение числа электронов в динодной системе фотоумножителя;
7) накопление на аноде фотоумножителя электронов и образование выходного импульса тока;
8) преобразование выходного импульса тока для измерения момента пересечения частицей детектора.
Первые два этапа в основном определяются свойствами сцинтиллятора и регистрируемой частицы. Функция высвечивания сцинтиллятора может быть записана где Л - коэффициент пропорциональный ионизационным потерям частицы и конверсионной эффективности сцинтиллятора; Т± - время высвечивания сцинтиллятора; величина - время нарастания сцинтил-ляционной вспышки, определяемое процессами перехода энергии от растворителя к сцинтиллирующим добавкам, что приводит к задержке процесса высвечивания. Однако, в случае сцинтиллятора на основе уйат-спирита, время высвечивания которого б нсек / 57 /, разгора-нием можно пренебречь, т.к. обычно это время много меньше I нсек и для простоты можно считать, что
Система управления для выделения частиц из нижней полусферы
Специальный электронный мастер для выделения частиц из нижней полусферы требуется, поскольку на телескоп падает поток частиц из атмосферы во много раз .превышающий поток мюонов, рожденных нейтрино. Кроме того, как отмечалось в предыдущей главе, для более надежной интерпретации редких событий, помимо информации о траектории частицы, времени пролета и величины энерговыделения в плоскости, необходимо иметь данные осциллографирования формы сигнала, возникшего в плоскости при прохождении частицы. Поэтому электронный мастер должен возникать достаточно быстро и отбор событий из нижней полусферы не может быть возложен на ЭВМ, включенную в линию с телескопом.
Основное требование к мастеру, выделяющему частицы из нижней полусферы, состоит в том, что этот мастер, сохраняя максимально возможную эффективность регистрации мюонов снизу, должен максимально отсечь возможные имитации обратного движения и, конечно, частицы, приходящие сверху. При возникновении мастера, выделяющего прохождение частицы снизу вверх, включаются все регистрирующие устройства, что позволяет иметь максимально возможный объем информации о таком событии.
Для выработки мастерного сигнала используются импульсы с выхода формирователя временной привязки. Причем дополнительно к формирователям восьми плоскостей введены три формирователя, которые работают от сумматоров, объединяющих детекторы всех вертикальных плоскостей одного пояса. Используются две системы выработки мастерных сигналов, охватывающих разные области зенитных углов. Первый мастер Ml служит для выделения частиц с зенитными углами 100 & 180 (зенитный угол 0 .соответствует вертикальной частице, пришедшей сверху), а второй М2 выделяет частицы с углами прихода +12 около горизонтального направления. На рис.32 показана блок-схема системы выработки матерных сигналов.
Основной принцип работы системы выработки мастера Ml состоит в том, что требуется возникновение сигнала в любой нижележащей группе детекторов, объединенных одним формирователем, раньше чем во всех детекторах, расположенных выше. Для определения относительного момента срабатывания различных формирователей используются схемы задержанных совпадений (СЗС), на вход I которых поступают сигналы от одного формирователя, а на вход 2 суммарный сигнал от всех формирователей, объединяющих вышележащие группы детекторов. Из сигналов стандартной длительности 200 нсек, поступающих на вход 2, формируются короткие импульсы длительностью 5 нсек. Следовательно, сигнал на выходе СЗС возникает в том случае, если импульс на входе I появился раньше чем на входе 2. Суммирование сигналов, поступающих на вход 2, производится с помощью двувходовых схем ИЛИ.
