Ограничение на поток космических нейтриноПредел БерезинскогоОдин из первых пределов для потока нейтрино был получен В. Березинским из сравнения интегрального потока нейтрино и плотности потока рентгеновского и гамма-излучения. В pp и pγ столкновениях вероятность образования заряженных пионов не превышает 2/3. 3/4 энергии уносит нейтрино, остальная часть уходит в электромагнитный каскад. Таким образом, плотность энергии в нейтрино Wν должна быть меньше плотности энергии в гамма-квантах Wγ.
где Wγ ≈ 5·10-6 эВ см-3. Связь между потоком космических лучей предельно высоких энергий и потоком нейтрино – предел Ваксмана-Бакала
Считается, что космические лучи с энергией выше 1019 эВ,
имеют внегалактическое происхождение и плотность таких космических лучей
примерно однородна в очень большом масштабе.
Оценим темп генерации таких космических лучей. dNCR/dE = AE-2 в единицу объема, в единицу времени
Темп генерации энергии на единичный логарифмический интервал E2(dNCR/dE) = A = ε(1019-1021)/ln(1021/1019) ≈ 1044 эрг·мпс-3·год-1 p + γ → n + π+, π+ → μ+ + νμ Eν = Kν·Kπ·Kpπ·Ep ≈ 0.05Ep где Kν = 0.5 − доля, переходящая в нейтрино, Kπ = 0.5 − доля, переходящая в заряженные пионы, Kpπ ≈ 0.2 − доля, переходящая в пионы.Плотность энергии в нейтрино E2dNν/dE = 0.25·α·TH·(E2dNCR/dE)·ξz где 0.25 − доля, переходящая в нейтрино, α − доля энергии, переходящее в пионы, TH − хаббловское время, ξz − увеличение темпа генерации космических лучей в прошлом Предел Ваксмана-БакалаПереход от концентрации к потоку
Пусть α = 1
На слайде показаны теоретические пределы для потоков нейтрино (Березинского и Ваксмана-Бакала) и экспериментальные пределы, полученные в различных экспериментах. Пунктиром показана чувствительность новых установок. Как обойти предел Ваксмана-Бакала
|
=
A ln(1021/1019) = ε(1019-1021)
