К. Вохмянина

Байкальский подводный нейтринный телескоп

Введение

    В 1930 году при изучении продуктов радиоактивного распада ядер было обнаружено, что энергия распадающегося ядра больше суммарной энергии продуктов распада. Вольфганг Паули предположил, что в продуктах распада должна быть еще одна легкая незаряженная частица, которая и уносит эту недостающую энергию. Энрико Ферми назвал ее “нейтрино”. Хотя предположение Паули было правильным, экспериментально оно было подтверждено только в 1956 году, когда американские физики обнаружили взаимодействие с веществом нейтрино, вылетающих из ядерного реактора.
    Нейтрино - это двигающиеся со скоростью света, нейтральные частицы. До недавнего времени считалось, что их масса равна нулю. Экспериментальное исследование этих частиц чрезвычайно затруднено, поскольку нейтрино имеют очень маленькое сечение взаимодействия с веществом
(10^-43см²). Для них проницаемо практически все, они беспрепятственно преодолевают гигантские расстояния и доставляют на Землю сведения об интереснейших процессах, “свидетелями” которых они были несколько минут или несколько миллиардов лет назад. Поэтому сегодня нейтрино-объект изучения мощных научных лабораторий во всех странах мира.
    Нейтрино образуются в ходе разных ядерных реакций, поэтому их можно условно разделить по происхождению. Один из источников нейтрино - распад ядер в реакторах атомных электростанций. Другой источник - атмосфера Земли. Верхние слои атмосферы постоянно бомбардируются частицами, прилетающими из космоса (в основном это протоны). Энергии их таковы, что они порождают цепочки ядерных реакций, одним из продуктов которых могут быть нейтрино. Источником нейтрино служит, конечно, Солнце. Именно солнечные нейтрино помогают понять процессы, происходящие внутри Солнца и других звезд. И, наконец, следует сказать о нейтрино сверхвысоких энергий, потоки которых возникают, например, при взрывах сверхновых.
    Для регистрации различных нейтрино строятся соответствующие установки, которые отличаются конструкцией, размерами и местоположением, в соответствии с тем, какой метод детектирования они осуществляют и на какую энергию частиц рассчитаны.
    В данной работе приводится описание подводного детектора, регистрирующего черенковское излучение, генерируемое мюонами, рождаемыми в реакциях взаимодействия нейтрино с веществом.

Байкальский подводный нейтринный телескоп

     При прохождении через вещество нейтрино может взаимодействовать с различными частицами вещества, в том числе протекает следующая реакция:

p + ν_μ μ + n.

При прохождении через достаточно плотную среду, например, воду, быстрый мюон генерирует черенковское излучение, которое можно зарегистрировать светочувствительными детекторами.
    В 1980 г. в ИЯИ АН СССР была создана лаборатория нейтринной астрофизики высоких энергий, целью которой стало создание на озере Байкал глубоководных черенковских установок для исследования потоков мюонов и нейтрино. Создание больших детекторов для исследований в области нейтринной астрофизики в таком естественном водоеме как озеро Байкал имело следующие преимущества:
    1. Наличие мест в озере Байкал с глубиной более 1 км, расположенных недалеко от берега.
    2. Поглощение и рассеяние света в Байкальской воде мало. Длина поглощения света в месте дислокации детектора составляет 20 м. Длина рассеяния около 15 м.
    3. Наличие ледового покрова в течение приблизительно 8 недель существенно облегчает развертывание детектора (по сравнению с реализацией аналогичных проектов в океане).

Рис. 1. Спутниковая фотосъемка озера Байкал 29 мая 2001 года

Рис. 2. Детектор расположен на расстоянии 3.6 км от берега и погружен на глубину 1.1км. (местоположение на карте указано звездочкой)

Рис.3. Слева: трос с укрепленными на нем детектирующими устройствами и управляющим модулем. Справа: вся светочувствительная часть детектора (соединение стрингов в единую структуру).

    В 80-х годах, благодаря наличию в НИИЯФ МГУ хорошего вычислительного комплекса ЕС-1040 и ЕС-1066, были созданы основные программы моделирования отклика детектора на прохождение мюона в воде, использовавшиеся при проектировании нейтринного телескопа.
    В связи со сложностью (с инженерной точки зрения) глубоководных установок к работе сотрудничества были привлечены инженеры-механики из Нижегородского государственного технического университета и Государственного морского технического университета из С.-Петербурга. С 1987 г. в работе сотрудничества “Байкал” активное участие принимает группа физиков из Германии (ifh -DESY).
   Байкальский нейтринный телескоп состоит из двух сотен светочувствительных фотоумножителей (“Квазаров”), закрепленных на восьми тросах (стрингах) и спущенных в воду южного Байкала на глубину больше километра. Стринги собраны в единую зонтикообразную структуру (рис.3)
   Сигналы от “квазаров” уходят по проложенным по дну кабелям на берег, где располагается Центр управления, приема и обработки данных телескопа. “Квазары” регистрируют в среднем 10 вспышек за секунду, почти 900 тысяч в сутки – и это при условии, что километровая толща воды над фотоумножителями отсекает большую часть посторонних частиц, движущихся сверху. Поэтому, регистрируя каждую частицу, определяют ее траекторию и, затем, отбирают только те частицы, которые двигались снизу вверх (они рождаются в воде или в толще Земли при прохождении нейтрино сквозь земной шар). Одна такая частица попадается раз в двое суток. Ниже на рис.5 приведена схема устройства детектирующего модуля (“Квазара”).

Рис.4.Экспериментальная схема стринга с детектирующими и управляющими модулями на нем.(SEM - электронный стринговый модуль, DEM – электронный детекторный модуль)

Рис.5. Особенность “Квазара” состоит в том, что у него очень высокое напряжение внутри колбы – 25 кВ. Поэтому магнитное поле Земли не искажает траектории фотоэлектронов внутри колбы. Помимо этого “Квазар” имеет очень большой диаметр чувствительного слоя (370 мм). Это устройство выдерживает давление до 150 атмосфер на глубине 1100-1200 метров.

       Работы, выполненные при создании установки, можно разбить на несколько этапов:

1. 1981-1985 г.г. Освоение методики глубоководной регистрации. Измерение оптических характеристик водной среды в месте дислокации будущего детектора.
2. 1986-1989 г.г. Строительство и эксплуатация глубоководной установки по поиску магнитного монополя, катализирующего распад протона.
3. 1987-1991 г.г. Создание и испытание глубоководного оптического модуля на основе фотоприемника “Квазар -370”. Создание программ моделирования отклика ОМ на прохождения мюонов.
4. 1989-1992 г.г. Проектирование глубоководного нейтринного телескопа НТ-200. Разработка и создание механических конструкций детектора и инженерного оборудования для его развертывания.
5. 1993-1998 г.г. Создание и эксплуатация прототипов нейтринного телескопа НТ-200 . Разработка алгоритмов восстановления траектории мюонов и выделение первых нейтринных событий.

    Калибровка детектора проводилась на основе данных от атмосферных мюонов (рис.6), верхний порог которых не превышает 20 ГэВ.

Рис.6. Угловое распределение атмосферных мюонов. Сплошная линия отображает теоретические расчеты, а крестами показаны экспериментальные данные.

Рис.7. Небесная карта нейтринных событий, полученная на NT-200.

    Изначально NT-200 создавался как детектор частиц (нейтрино) сверхвысоких энергий.Были проведены эксперименты по детектированию нейтрино сверхвысоких энергий. Для этого регистрировались события, которые возникали при прохождении высокоэнергетичных частиц. Функцией энергии стало число детектируемых импульсов, которые вызвала частица, проходя мимо “Квазаров”.
    Из графика на рис.8 видно, что при N_hit > 45 экспериментально уже ничего не видно, размеры детектора не позволяют регистрировать частицы с энергией выше 10 ГэВ.

    Для N_hit>50 (функция энергии нейтрино) эффективный объем варьируется от 2 ×10⁵ м³ для энергии 10 ТэВ до 6 ×10⁶ м³ для 10000 ТэВ, что значительно превышает рабочий объем телескопа.
    В настоящее время эффективный размер телескопа планируется увеличить, за счет погружения 3-х дополнительных стрингов по схеме, изображенной на рис.9.

Заключение

Итак, по данным ИЯИ РАН

 Нейтринный телескоп NT-200
( Существует на настоящий момент )

• глубина - 1100-1200 м
• фотодетекторы 192 ( 8 струн)
• 1993-1998 гг. - тестирование и поэтапное введение в эксплуатацию
• с 1998 г. - сбор данных:
• атмосферные мюоны ( 1 млн в день),
• атмосферные нейтрино ( 1 в два дня ).

В настоящее время ведется поиск

• нейтрино очень высоких энергий (Е > 100 TeV),
• магнитных монополей,
• нейтрино из WIMP аннигиляции в центре Земли.

Перспективы:
Нейтринный телескоп NT-200+
(Создается)

• 3 дополнительные струны вокруг NT-200
• 2003-2004 гг. - сборка,
• эффективный объем для нейтрино очень высоких энергий возрастет в 3-4 раза по сравнению с NT-200

Гига-объемный детектор БАЙКАЛ (GVD)
(Предложено)

• эффективный объем ~1 км³ (Е > 100 TeV)
• струны ~ 90
• фотодетекторы ~ 1500

В работе были использованы следующие материалы:

1. BAIKAL experiment: status report
2. Results from BAIKAL Neutrino Telescope
3. Материалы 28th International Cosmic Ray Conference.
4. В.И. Зацепин, Г.В. Куликов, Ю.А. Фомин. Развитие экспериментальных исследований по физике космических лучей
5. Чем знаменит Байкал?
6. BAIKAL DEEP-UNDERWATER NEUTRINO TELESCOPE