Е.В. Широков

Физика нейтрино сверхвысоких энергий

Астрофизические нейтрино. Общие сведения.

    Нейтрино представляет собой электрически нейтральную фундаментальную частицу со спином 1/2, относящуюся к классу лептонов, участвующую только в слабом и  возможно, в гравитационном взаимодействиях. Нейтрино разделяются на три типа: электронное нейтрино, мюонное нейтрино и тау-нейтрино. Возможно наличие у нейтрино ненулевой массы, однако точное значение массы пока остаётся неизвестным.
    Нейтрино по своему происхождению можно разделить на несколько больших классов – реликтовые (или космологические) нейтрино, геонейтрино, солнечные нейтрино, атмосферные нейтрино, астрофизические нейтрино, а также нейтрино от искусственных источников – реакторов и ускорителей. В последнее время особое внимание исследователей обращено на нейтрино астрофизического происхождения, ведь именно они, за счёт малого (порядка 10-20 барн) сечения взаимодействия с веществом, обладают наивысшей по сравнению с другими частицами астрофизического происхождения, проникающей способностью, что даёт возможность получать информацию об удалённых космических объектах.
    Одним из вопросов при исследовании астрофизических нейтрино является природа нейтрино сверхвысоких (порядка 1 ПэВ и выше) энергий. Существуют различные теоретические модели, прогнозирующие наличие космических ускорителей, способных разгонять частицы до энергий выше 1020 эВ, например, активные ядра галактик и вспышки гамма-излучения [1]. Однако изучение данной области спектра космических лучей затруднено чрезвычайно малыми потоками частиц
(1 частица/(км2·стерадиан·век) для E > 1020 эВ) и, как следствие, малой экспериментальной статистикой. (Рис.1)


Рис.1 Спектр нейтрино различного происхождения

     За всё время наблюдения на Земле с помощью различных установок было зарегистрировано лишь несколько десятков событий, отвечающих энергиям выше 1020 эВ (максимальная энергия космической частицы, зарегистрированная на Земле, составляет 3·1020 эВ [2]). Зарегистрированные космические частицы − это, главным образом, протоны и фотоны. Но если существуют объекты, которые способны разгонять протоны до столь высоких энергий, то поток протонов должен сопровождаться потоком нейтрино, рождённых в результате взаимодействия протонов с оболочкой объекта-источника, или с веществом и излучением в межзвёздном пространстве, например, в реакциях типа:

p + X → π+(π−) + Y → μ+(μ−) + νμ(антинейтриноμ) + Y

с последующим распадом мюонов.
    Существует также сопутствующий процесс, приводящий к рождению гамма-квантов:

p + X → π0 + Y → γ + γ +Y.

    Таким образом, источниками астрофизической информации для нас могут быть первичные протоны, гамма-кванты и нейтрино. Однако, при энергиях, больших нескольких ТэВ, фотоны взаимодействуют с инфракрасным и микроволновым фоном, образуя электрон-позитронные пары. Протоны и электроны из-за наличия заряда подвержены влиянию магнитных полей в космическом пространстве, что не позволяет проследить их траекторию и установить их источник. Кроме того, космические магнитные поля настолько сложны и разнообразны, что распределение высокоэнергетических протонов вблизи Земли оказывается практически изотропным. При сверхвысоких энергиях заряженных частиц эта изотропность исчезает, но при этом с энергий порядка 1021 эВ они начинают взаимодействовать с микроволновым фоном, образуя пионы (эффект Грейзена-Зацепина-Кузьмина (ГЗК) [3]).
    Нейтрино же, имея сверхнизкое сечение взаимодействия, доносят информацию от удалённых источников с искажениями, которыми можно пренебречь − их направление остаётся практически неизменным, что выделяет нейтрино среди других элементарных частиц в качестве уникального носителя информации. Это является одним из самых значительных отличий нейтрино с точки зрения регистрации по сравнению с фотонами и протонами высоких энергий.
    Нейтрино могут покидать экстремально плотные ядра возможных источников и, следовательно, доносить разнообразную информацию о процессах внутри них, в то время как с помощью оптической астрономии мы можем наблюдать только их поверхность. Также, очень вероятно, что существуют высокоэнергетичные объекты, не излучающие фотоны и, следовательно, невидимые обычными телескопами. Именно поэтому изучению нейтрино и разработке всё более эффективных методов их регистрации сегодня придаётся такое большое значение. Потоки нейтрино, рожденные во вспышках сверхновых, аккреции черных дыр, в квазарах и активных ядрах галактик, несут информацию об этих астрономических феноменах. Однако, малое сечение взаимодействия (и, соответственно, малая вероятность обнаружения) с веществом создает значительные трудности при регистрации: для того, чтобы зарегистрировать столь редкие события, необходимы большие объёмы детекторов. Тем самым вопрос создания детекторов нейтрино высоких энергий, способных регистрировать большее количество событий, актуален для развития нейтринной физики и астрофизики.
    Также, в случае с нейтрино высоких (> 1015 эВ) и сверхвысоких (> 1018 эВ) энергий становится возможной регистрация не только дискретных источников нейтрино, но и диффузного потока, так как фон атмосферных нейтрино при таких энергиях значительно уменьшается. Несмотря на то, что поток космических нейтрино резко уменьшается с увеличением энергии нейтрино, их детектирование остается возможным благодаря возрастающему с энергией сечению взаимодействия с веществом. Для нейтрино с энергией 1021 эВ сечение взаимодействия возрастает до 10-31 см2, что соответствует длине взаимодействия в воде порядка 100 км [4].
    Регистрация диффузного потока позволила бы не только получать информацию о точечных источниках излучения и механизмах ускорения частиц в них, но и проверить ряд фундаментальных гипотез, например, существование порога ГЗК или массивных слабо взаимодействующих частиц, предсказываемых в моделях с топологическими дефектами.

Источники астрофизических нейтрино

    Согласно нашим текущим представлениям, возможными источниками высокоэнергетических нейтрино могут быть:
    1) Взрывы сверхновых, выделяющие гигантское количество энергии, значительная часть из которых уноситься, ускоряющимися в электромагнитных полях протонами и другими заряженными частицами. Одновременно, к источникам нейтрино могут относится и остатки сверхновых, которые представляют собой газопылевые образования, получившиеся при взрыве сверхновых, десятки или сотни лет до момента наблюдения. Наиболее яркие из них имеют спектр фотонов вплоть до десятков ТэВ (см. рис. 2).

Рис. 2. Спектр фотонов для двух возможных источников высокоэнергетических нейтрино. Слева — пульсар PSR B1259-63, измерения H.E.S.S. [5]. Справа − спектр остатка верхновой RX J1713.7-3946 измеренный H.E.S.S. и CANGAROO [6].

    2) Двойные звёзды. Системы из двух гравитационно связанных звёзд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. Сигнал от таких систем является периодическим. Среди них можно выделить микроквазары − один из участников является нейтронной звездой или чёрной дырой на которую происходит аккреция вещества от звезды-партнёра (например, LS 5039). Другой тип, представляющий интерес для нейтринной астрофизики, − пульсары в системе двойных звёзд (спектр одного из них на рис. 2). Пульсар является вращающейся нейтронной звездой.
    3) Активные ядра галактик (Active Galactic Nuclei − AGN). AGN представляет собой спиральную галактику, в центре которой находится массивная чёрная дыра (107-109 солнечных масс). Из-за большой удалённости от наблюдателя (вне Млечного пути, в отличие от вышеописанных источников) и, как следствие, сильного снижения потока частиц по сравнению с исходным, активные ядра галактик представляют меньший интерес для нейтринных телескопов.
    4) Вспышки гамма излучения (Gamma Ray Bursts − GRBs). Внезапные кратковременные (от миллисекунд до нескольких секунд) и очень интенсивные вспышки гамма излучения. Их образование связывают со слиянием двойных звёзд, либо пары нейтронная звезда − чёрная дыра, или же с коллапсом сверхмассивных звёзд.
    5) Так называемые «Пузыри Ферми» (Fermi Bubbles) − явление, обнаруженное в последнее время с помощью гамма-телескопа FermiLAT [7]

    Общее у этих объектов то, что для них характерны механизмы ускорения ионов, которые затем тормозятся в плотной среде и рождают нейтральные и заряженные пионы. При распаде пионов образуется примерно равное число нейтрино и γ-квантов. Соответственно, поскольку от этих источников детектируется большое количество фотонов, ожидается также получать от них и такое же количество нейтрино.

    Также возможны и не локализованные источники нейтрино.
    1) ГЗК-нейтрино (эффект Грейзена, Зацепина, Кузьмина). Нейтрино сверхвысоких энергий, предположительно возникающие при взаимодействии высокоэнергетических протонов с реликтовым излучением, т.е. в процессах, описываемых в рамках ГЗК-эффекта. [3]
    2) Z-вспышки. Помимо реликтовых фотонов, имеющих температуру 2.7 К, во Вселенной должны были сохраниться реликтовые нейтрино, которые на данный момент теоретически охладились до Т ≈ 1.5 К. Механизм Z-вспышек — единственный механизм взаимодействия с реликтовыми нейтрино. Нейтрино сверхвысоких энергий, испущенные космическими ускорителями, взаимодействуют с реликтовыми нейтрино, образуя Z-бозоны. Распад Z-бозонов приводит к появлению адронных струй, служащих источником нейтрино меньших (относительно начальных) энергий. Порог регистрации глубоководных черенковских детекторов лежит ниже энергий Z-вспышек, поэтому для их регистрации должны использоваться другие методы, например, акустический.
    3) Распад Тёмной Материи. Несоответствие наблюдаемой массы гравитационно связанных объектов (например, галактик) с их наблюдаемыми параметрами, а также несоответствие наблюдаемых космологических параметров с наблюдаемыми астрофизическими данными средней плотности Вселенной (дефицит наблюдаемой массы), может быть объяснён наличием массы, недоступной астрономическим наблюдениям. Эта масса, вероятно, присутствует в виде реликтовых частиц Большого Взрыва (WIMPs, частицы Калуцы-Клейна и т.д.). Аннигиляция этих частиц может происходить с рождением нейтрино сверхвысоких энергий.
        4) Существует также теория появления нейтрино из распада так называемых топологических дефектов, частиц с массами более 1020 эВ, оставшихся с момента рождения Вселенной. Существуют теоретические предсказания частицы под названием нейтралино, подверженной только гравитационному взаимодействию, и потому концентрирующейся в центре Земли и Солнца, а затем распадающейся с испусканием нейтрино.

Методы регистрации нейтрино

    Все существующие методы детектирования нейтрино направлены на получении информации о свойствах рождаемых ими при взаимодействии с веществом установок лептонов и адронов. При вышеописанных взаимодействиях электронных нейтрино их энергия передаётся электрону и адрону. В лептон уходит большая её часть, примерно 80%. Электрон при движении испускает вторичные γ-кванты посредством тормозного излучения (bremsstrahlung). Испущенные фотоны в свою очередь могут превращаться в e+/e− и μ+/μ− пары (pair production). Далее новые лептоны повторяют последовательность, и вскоре появляется огромное количество частиц меньшей энергии. Вся их совокупность называется электромагнитным ливнем. Энергия, переданная адрону, вызывает поток других адронов, называемый адронным ливнем. Рождающиеся в ливнях частицы теряют энергию, продвигаясь в среде. Около 80% от энергии Eν = 1020 эВ нейтрино в воде выделяется в объёме цилиндра радиусом 20 сантиметров и длиной 10 метров. Остальные 20% уносятся γ-квантами низких энергий. В масштабе огромных детекторов вроде IceCube такие события являются по сути точечными, и выделение из них угловой информации крайне затруднительно.
    Взаимодействия νμ тоже рождают адронные ливни. Мюон же создает множество отдельных электромагнитных ливней и при этом будет распространяться в среде с уменьшающейся скоростью. Во взаимодействиях типа νμ + d → μ− + u средняя энергия μ− составляет половину энергии нейтрино, во взаимодействиях типа ~νμ + u → μ+ + d средняя энергия μ+ – примерно 3⁄4 энергии нейтрино. Таким образом может быть оценена энергия исходных нейтрино. Сама энергия мюонов определяется: при Eν < 100 ГэВ – из длины их пути, а при Eν > 1ТэВ – из потерь ими энергии на единицу длины. Современные установки, а именно ANTARES, Байкал и IceCube ориентированы именно на детектирование этих зарядово-токовых взаимодействий νμ с помощью излучения Вавилова – Черенкова.
    Таонные нейтрино при таких взаимодействиях создают τ-лептоны, которые почти сразу же распадаются на мюоны и соответствующие нейтрино. Поэтому такие взаимодействия нельзя отличить от мюонных. Ими пренебрегают из-за малого числа таонных нейтрино в общем потоке.
     Детектирование мюонных треков осуществляется с помощью установки, помещенной глубоко под поверхность земли. Это позволяет отделить вклад от атмосферных мюонов и нейтрино, а также от космических лучей, которые иначе могли бы попасть в детектор сверху. Подразумевается, что нейтрино пролетают сквозь Землю и взаимодействуют с веществом Земли, в результате чего рождается мюон, который и детектируется установкой.

    Основные методы детектирования мюонов и адронных ливней следующие.
    1) Радиохимический метод (предложен Б.М.Понтекорво в 1945 г) При помощи радиохимического метода в 1967 году Рэймондом Дэвисом были зарегистрированы солнечные нейтрино хлор-аргоновым методом [8], за что в 2002 году ему была присуждена Нобелевская премия.
    2) Радиоизлучение. Избыток электронов в электромагнитном каскаде, вызываемый аннигиляцией позитронов и включением в ливень комптоновских электронов приводит к когерентному излучению в радиодиапазоне. Этот метод детектирования космических лучей был предложен в 1961 году советским учёным Г. А. Аскарьяном [9], однако экспериментально радиоизлучение было открыто относительно недавно. Сейчас этот метод планируется использовать в экспериментах, эксплуатирующих в качестве рабочего тела соляные массивы на Земле, антарктические льды, а также Луну.
    3) Черенковский метод, который необходимо описать подробно. (предложен М.А.Марковым в 1967 г.) Принцип регистрации заключается в следующем. В случае, когда энергия нейтрино больше 1015 эВ, сечение его взаимодействия сильно возрастает, и Земля становится непрозрачной для него. Нейтрино взаимодействуют в толще Земли или в объёме детектора, рождая мюон, который движется в среде со сверхсветовой скоростью и излучает черенковский свет под строго определенным углом, зависящим от энергии мюона. Регистрируя этот свет с помощью пространственной решетки ФЭУ, можно определить энергию и направление мюона, а значит и родившего его нейтрино (так как мюоны при высоких энергиях с большой точностью сохраняют направление нейтрино). Главным недостатком черенковского метода является малая длина поглощения света (менее 50 м), поэтому ФЭУ должны располагаться в детекторе с довольно высокой плотностью.
    Эффект Вавилова-Черенкова (черенковское излучение) объясняется когерентным излучением диполей, возникающих в результате поляризации атомов или молекул среды под влиянием движущейся в ней заряженной частицы. В результате действия электрического поля, создаваемого пролетающей заряженной частицей, электронное облако атома смещается относительно ядра, в результате чего атом поляризуется. После удаления частицы из данной области атом возвращается в нормальное состояние. Этот переход сопровождается излучением. Однако, прохождение заряженной частицы через вещество не всегда сопровождается электромагнитным излучением. Если частица движется в среде сравнительно медленно, то поляризационный эффект, вызванный частицей в каждый данный момент времени, оказывается сферически симметричным относительно положения частицы, и тогда излучение поляризованного атома будет гаситься излучением, испускаемым в противоположной фазе симметричным ему атомом. Поэтому черенковский эффект может наблюдаться только тогда, когда скорость света в веществе c/n (n − показатель преломления среды) оказывается меньше, чем скорость частицы пролетающей в этой среде. Черенковский свет расходится конически вокруг траектории движения частицы, причём угол раствора определяется скоростью частицы. Физически это объясняется тем, что световой фронт образован путём интерференции света, испущенного соседними атомами. Время, которое проходит между их девозбуждением напрямую зависит от скорости возбудившей их частицы. Чем быстрее движется частица, тем ближе к её траектории проинтерферирует свет от атомов среды, и тем, следовательно, уже окажется конус (см. рис. 3):

cos θ = 1/βn

Рис. 3. Иллюстрация возникновения черенковского излучения для частицы, движущейся в среде с показателем преломления n со скоростью β = v/c. Голубые стрелки указывают направление распространения волнового фронта.

    Многие современные установки по регистрации внеземных нейтрино детектируют черенковский свет по вторичным заряженным частицам. Исходная реакция в зависимости от целей детектора варьируется. Это может быть рассеяние нейтрино на электронах вещества (детекторы SuperKamiokande, SNO): e─ + νi → e─ + νi, взаимодействие по каналу заряженных токов (применяется в SNO, позволяет видеть только электронное нейтрино): νe + d → p + p + e─ , реакция по каналу нейтральных токов (также применяется в SNO, равновероятна для всех трёх типов нейтрино):
νi + d → n + p + νi, или реакции, используемые в наиболее крупных детекторах ─ ANTARES, IceCube, NEMO, Байкал:

νμ + n → p + μ−
νμ + p → n + μ+

    По детектированию черенковского света в среде возможно детектирование мюона. Регистрация электронов и таонов в схожих реакциях сложнее и даёт менее точное угловое распределение. Преимущество мюонов в том, что они имеют малые энергетические потери в среде (по сравнению с электронами) и большее время жизни (по сравнению с тау-лептонами). Например, если высокоэнергетичный мюон способен преодолеть около 10 км в скале, то электроны или адроны той же энергии и в аналогичной среде остановятся через 10 м.
    В силу того, что мы имеем дело с большими энергиями (>100 ГэВ), можно считать, что траектории начальных и конечных частиц с большой точностью совпадают, таким образом, по трекам нейтрино можно определить местоположение в пространстве их источника. В настоящее время нейтринные телескопы, основанные на регистрации черенковского излучения от мюона, рожденного нейтрино, обладают наибольшими эффективными объемами по сравнению с другими типами детекторов.
    К числу перспективных методов регистрации нейтрино относится также предложенный Г.А. Аскарьяном гидроакустический метод [10], который сейчас интенсивно прорабатывается в ряде крупных нейтринных проектов.

Нейтринные телескопы в естественных средах

    Стандартный глубоководный нейтринный телескоп можно представить как систему пространственно разнесенных фотоприемников (фотоумножители с большой площадью фотокатода или гибридные фотоприемники, как например Квазар–370 в Байкальском глубоководном нейтринном телескопе НТ200). Расстояние между фотоприемниками по порядку величины совпадает с длиной поглощения света. При высоких энергиях (> 100 ГэВ) направление движения мюона совпадает с траекторией нейтрино с хорошей точностью. Нейтрино и, соответственно, мюоны от нейтрино пересекают детектор со всех направлений, но отделить мюоны от нейтрино от мюонов, рожденных в распадах пионов и каонов, можно только с направлений из нижней полусферы (из-под Земли). Действительно, только нейтрино может пересечь земной шар и родить мюон вблизи поверхности.


Рис. 4 Общая схема работы глубоководного нейтринного телескопа

    Фотоприемники помещают в стеклянные сферы для защиты от внешнего давления воды. Фотоприемник с дополнительной, необходимой для его работы электроникой, принято называть оптическим модулем (ОМ). Оптические модули крепятся к вертикальному тросу с буем на одном конце и якорем на другом. Трос с оптическими модулями принято называть гирляндой, или стрингом (от англ. string). На Рис.4 приведена общая схема работы подобного детектора.
    Первые нейтринные телесопы начали сооружаться в конце 80-х годов прошлого века. К числу уже не функционирующих проектов относятся нейтринные детекторы DUMAND, AMANDA и
AMANDA-II. В настоящее время в мире функционирует несколько нейтринных телескопов большого объёма.
    Байкальский нейтринный телескоп. С начала 80-х годов на озере Байкал ведутся эксперименты по глубоководной регистрации мюонов и нейтрино. Толчком к развитию работ на Байкале было замечание А.Е. Чудакова, обратившего внимание на то, что наличие прочного льда на озере Байкал в течение почти 2-х месяцев дает возможность сравнительно просто и дешево проводить работы по развертыванию глубоководной установки. В 1998 году был введен в эксплуатацию Байкальский нейтринный телескоп НТ200. Телескоп расположен в южной части озера на расстоянии 3.6 км от берега. Центр телескопа расположен на глубине 1150 м. Это первый в мире удачный опыт создания глубоководных установок такого масштаба.
    В новой конфигурации к телескопу НТ200 добавлены три внешних стринга на расстоянии 100 м от центра НТ200. Чувствительность новой установки к нейтрино сверхвысоких энергий возросла в четыре раза. В настоящий момент проектируется глубоководный телескоп с возможным объёмом до 1 км3.
    Нейтринный телескоп IceCube. На сегодняшний день это - самый большой по эффективному объёму телескоп [11] (1 км3), кроме того, к его особенностям относится и то, что в качестве рабочего вещества для регистрации он использует не воду, а лёд. Географически телескоп расположен на Южном полюсе, на американской станции Амудсен – Скотт. В состав этого гигантского детектора входят более 5000 оптических модулей, размещённых в ледяных шурфах на глубинах 2-2.5 км. Детектор регистрирует нейтрино, приходящие со стороны Северной полусферы, именно поэтому в настоящий момент актуален вопрос о сооружений в Северном полушарии установки со сходным объёмом.
    Нейтринный телескоп ANTARES. ANTARES — один из крупнейших водных детекторов, предназначенных для регистрации мюонных нейтрино от астрофизических источников высоких энергий. [12] Детектор ANTARES расположен в водах Средиземного моря на глубине 2475 м, приблизительно в 42 км на юг от французского города Тулон. В данном проекте принимает участие около 150 инженеров, техников и физиков из научных центров Франции, Италии, Испании, Голландии, Германии, России и Румынии. Детектор, как и все подобные установки, направлен на регистрацию частиц, летящих снизу вверх, т.е. пролетающих планету насквозь, посредством того, что все фотоумножители в каждом модуле смотрят вниз под углом 45°.Главной задачей детектора является регистрация заряженных мюонов с энергиями выше 10 ГэВ, рождённых в вышеописанных реакциях, по черенковскому излучению. Существует вероятность, что этот мюон долетит до воды, не участвуя в реакциях с веществом Земли и при этом попадёт в область, охватываемую детектором (именно поэтому есть тенденция к увеличению объёмов таких телескопов). При этом он будет испускать черенковское излучение, которое и будет непосредственно регистрироваться фотоумножителями. Черенковский свет с длиной волны 450 нанометров образует конус с углом раствора 42˚. Зная этот угол и последовательность «вспыхнувших» ФЭУ, можно с большой точностью восстановить трек исходного нейтрино.
    В настоящий момент идут работы по сооружению в Средиземном море детектора следующего поколения – глубоководного телескопа с объёмом более 1 км3 (проект KM3Net [13]). Данный проект может стать «ответной частью» для телескопа Ice Cube, а также важным этапом в создании единой системы регистрации астрофизических нейтрино, так называемой Глобальной Нейтринной Обсерватории.
    Научная деятельность группы НИИЯФ - физического факультета МГУ в глубоководных нейтринных проектах.
    С 2005 года научная группа МГУ, состоящая из сотрудников Научно-исследовательского института ядерной физики (НИИЯФ) и физического  факультета Московского Университета, принимает участие в работах связанных с проектированием, созданием и обработкой данных от нейтринных телескопов большого объёма. С лета 2009 г. научная группа МГУ является официальным участником международной коллаборации ANTARES. [14]
    В июне 2011 г. очередное Совещание коллаборации ANTARES было проведено в Москве, на физическом факультете МГУ им. М.В.Ломоносова.
    Основными направлениями работы научной группы МГУ в проектах, связанных с глубоководными нейтринными телескопами являются следующие.

  • Разработка и создание новых типов фотоумножителей для оптических модулей. Каждый из проводимых экспериментов по нейтринной астрофизике является одновременно и испытательной площадкой для выяснения качеств того или иного прибора, работающего в составе детектора с целью повышения его эффективности, что необходимо при критически малом числе событий, свойственных для подобных установок. В ходе проводимых работ были разработаны различные прототипы фотоумножителей, которые могут применятся для работы в составе глубоководных телескопов. [15]
  • Решение проблемы биолюминисценции, свойственной детекторам, работающим в морской воде. Помимо полезной информации, фотоумножители, входящие в состав оптических модулей, получают также и фоновые сигналы, в число которых входят и световые сигналы от глубоководных живых организмов. В ходе проведённой работы удалось успешно создать несколько фильтров биолюминисценции, что позволило существенно ускорить расшифровку получаемых сигналов. [16]
  • Разработан новый алгоритм поиска сверхновых, используемый для возможного обнаружения данного типа астрофизических объектов, являющихся источниками космических нейтрино. Данный алгоритм существенно улучшает так называемый «коэффициент качества» обработки информации при регистрации нейтринных потоков от возможных вспышек. [17]
  • Выполнена работа по моделированию различных конфигураций оптических модулей для сооружаемого нейтринного телескопа с объёмом свыше 1 км3. Подобное моделирование позволяет не только повысить эффективность детектора, но и уменьшить затраты на его сооружение. [18]
  • Ведётся работа по синхронизации нейтринных событий с другим типом астрофизических явлений - т.н. гамма-всплесками, в том числе с использованием данных от космических лабораторий SWIFT и FermiLAT [19]
  • Выполнен анализ большого количества экспериментальных данных от детектора ANTARES за период 2008-2010 гг; опробованы несколько различных критериев отбора событий для анализа данных; начаты работы по возможному гидроакустическому обнаружению астрофизических нейтрино. [12]
  • Одновременно с этим группой нейтринной физики физического факультета и НИИЯФ МГУ ведётся создание нейтринного интернет-портала, где, помимо других материалов, будет расположена база данных по всем проведённым и планируемым экспериментам по физике нейтрино (проект CEDANEX)

 Литература

  1.  High-energy Neutrino Astronomy: The Cosmic Ray Connection. Francis Halzen, Dan Hooper arXiv:astro-ph/0204527 2002
  2. Parizot E. The Pierre Auger Observatory: status, results and perspective, arXiv:0709.2500 16 Sep 2007
  3. Зацепин Г.Т., Кузьмин В.А. О верхней границе спектра космических лучей, Письма в ЖЭТФ, 1966, т. 4, стр. 114
  4. Vandenbroucke J. et al. Experimental study of acoustic ultra high energy neutrino detection, astro-ph/0406105 v2 31 Aug 2004
  5. F. Aharonian et al., Astron. and Astrophys. 442, 1-10, 2005.
  6. H.E.S.S. Source of the month January 2005 online report, http://www.mpihd.mpg.de/hfm/HESS/pages/home/som/2005/01/.
  7. The KM3NeT collaboration, “Detection potential of the KM3NeT detector for high-energy neutrinos from the Fermi bubbles”, Astropart. Phys. 42, (2013), 7–14.
  8. Davis R. Jr., Phys. Rev. Lett. 12, 30, 1964
  9. Аскарьян, Г. А. ЖЭТФ. 1962 r., Т. 14, стр. 441.
  10. Аскарьян, Г. А. и Долгошеин, Б. А. Акустическая регистрация нейтрино высоких энергий. Письма в ЖЭТФ. 1977 r., Т. 25, 5, стр. 232
  11. IceCube: An Instrument for Neutrino Astronomy. Francis Halzen, Spencer R. Klein arXiv:1007.1247 [astro-ph.HE]
  12. ANTARES: the first undersea neutrino telescope Ageron, M. et.al.Nucl.Instrum.Meth. A656 (2011) 11-38
  13. Detection potential of the KM3NeT detector for high-energy neutrinos from the Fermi bubbles. S. Adrián-Martínez, V.Kulikovskiy et.al. arXiv:1208.1226
  14. http://antares.in2p3.fr/Collaboration/index.html
  15. The NEMO project: A status report. M. Taiuti, E.Shirokov et.al. Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section A, Volumes 626–627, Pages S25–S29
  16. Deep-sea bioluminescence blooms after dense water formation at the ocean surface. C.Tamburini, V. Kulikovskiy et.al. PLoS ONE, Edited by John Murray Roberts, vol. 8, issue 7, p. e67523 2013
  17. V.Kulikovskiy, M.Anghinolfi, H.Costantini, M.Taiuti “Neutrino detection from supernova explosion with the ANTARES telescope” ANTARES-PHYS-2010-013 CERN, Geneva, 2010
  18. The measurement of late-pulses and after-pulses in the large area Hamamatsu R7081 photomultiplier with improved quantum-efficiency photocathode S. Aiello, M. Anghinolfi, A. Balbi, M. Brunoldi, K. Gracheva, A. Grimaldi,V. Kulikovskiy, E. Leonora, G. Ottonello, D. Sciliberto, M. Taiuti, Y. Yakovenko preprint INFN INFN/TC-04/11
  19. Телескоп ANTARES: перспективы регистрации нейтрино от гамма-всплесков Афанасьев А.А., Грамматикати К.С., Широков Е.В. Естественные и технические науки N.4 2012 с.53

На головную страницу

Рейтинг@Mail.ru