Нейтринные телескопы

1. Общие принципы регистрации нейтрино.
2. Подземные нейтринные телескопы.
3. Оптические нейтринные телескопы в естественных средах.
4. Альтернативные методы регистрации нейтрино.

    В лекции рассмотрены принципы регистрации нейтрино и приведен обзор наиболее крупных детекторов нейтрино – нейтринных телескопов. Радиохимические детекторы, используемые при изучении солнечных нейтрино будут кратко описаны в лекции, посвященной солнечным нейтрино.
    Рассмотрим еще раз атмосферные нейтрино. При распаде пиона рождаются мюон и мюонное нейтрино. Мюонное нейтрино может провзаимодействовать с веществом и родить мюон. Этот мюон может долететь до установки. Но до установки также может долететь и мюон, родившийся от распада пиона. Как же отличить этот мюон от мюона от нейтрино?

Поиск мюонов из-под Земли

    Ответ на вопрос, поставленный на предыдущем слайде, легко получить, взглянув на рисунок слева. Нужно выделять мюоны, летящие снизу. Они заведомо от нейтрино. Только нейтрино может пролететь сквозь Землю и родить мюон на подлете к нашей установке. Мюонов от нейтрино существенно меньше, чем атмосферных мюонов (мюонов от распада пионов). На глубине 1 км их меньше в 10⁶ раз.

Типы нейтринных телескопов

    Нейтринные телескопы можно разбить на две большие группы – подземные телескопы и нейтринные телескопы в естественных средах (вода, лед). Подземные нейтринные телескопы – это большие баки с водой или жидким сцинтиллятором. Их помещают в шахтах или туннелях для экранирования от фона атмосферных мюонов. Энергетичесий порог подземных установок может опускаться до
5-10 МэВ. Это достаточно для регистрации нейтрино от гравитационного коллапса и от Солнца.
    Нейтринные телескопы в естественных средах – это система фотоумножителей, расположенных на вертикальных троссах глубоко под водой или во льду. Фотоумножители регистрируют черенковский свет от мюона или каскадного ливня. Объем таких нейтринных телескопов во много раз больше, чем подземных, а энергетический порог существенно выше - примерно 10 ГэВ.
    Нейтринные телескопы – крупные экспериментальные установки, с большим числом регистрирующих каналов. Методика регистрации заряженных частиц, рожденных при взаимодействии нейтрино, самая разнообразная – сцинтилляционные баки (Баксанский сцинтилляционный телескоп), стримерные трубки (установка MACRO), регистрация черенковского света в воде (установки Super-Kamiokande и SNO). Энергетический порог установок 5-10 МэВ. Для уменьшения фона от атмосферных мюонов нейтринные телескопы размещают в помещениях, экранированных от поверхности слоем грунта толщиной 1 - 2 км. Достаточно подробный обзор нейтринных телескопов приведен в работе (A.McDonald, C.Spiering, 2003).

В таблице приведены параметры практически всех нейтринных телескопов. Следует отметить, что ряд установок ( IMB, NUSEX, FREJUS, SOUDAN) создавался в 80-е годы прежде всего для поиска распада протона.

Баксанский сцинтилляционный телескоп

    Один из первых (крупных) и до сих пор работающих нейтринных телескопов был создан под руководством А.Е. Чудакова на Баксанской нейтринной обсерватории ИЯИ РАН.

    Телескоп расположен в туннеле под горой Андырчи в Баксанском ущелье на Кавказе.
    Телескоп состоит из более чем 3000 баков с жидким сцинциллятором, просматриваемых ФЭУ-49.

Super-Kamiokande

    Наибольшим из существующих подземных нейтринных телескопов является водный черенковский детектор Super-Kamiokande. Детектор представляет собой стальной цилиндрический резервуар (высотой 41 м и диаметром 40 м), наполненный водой. Полная масса воды ~ 50 тыс тонн. Внутренний объем просматривается 11 тысячами фотоумножителей с диаметром фотокатода 50 см, равномерно размещенных по внутренней поверхности резервуара. Площадь, покрытая фотокатодами фотоумножителей, примерно равна 40% всей внутренней площади резервуара. Такое большое число фотоумножителей позволяет регистрировать слабые вспышки света от взаимодействия нейтрино в объеме детектора. Снаружи резервуар окружен со всех сторон слоем воды толщиной 2.5 м, также просматриваемой фотоумножителями. Большое число фотоумножителей позволяет получать детальный "образ" события и разделять события от взаимодействия мюонных нейтрино с образованием мюона от событий, вызванных взаимодействием электронных нейтрино с электроном в конечном состоянии. Наличие активной защиты дает возможность выделять нейтринные события не только снизу, т.е. от нейтрино, прошедших Землю, но и сверху.

Детектор SNO (Sudbury Neutrino Observatory)

    Канадский детектор SNO также является водным черенковским детекором, только в этом детекторе обычная вода заменена на тяжелую. Это сделало этот детектор уникальным при исследовании солнечных нейтрино.

Детектор KamLAND

    Детектор представляет из себя сферу диаметром 13 м, наполненную 1000 т жидкого сцинтиллятора. Первоначальная цель детектора – изучение осцилляций нейтрино, путем измерения потока электронного антинейтрино на больших расстояниях от реактора. Эта задача успешно решена. В настоящее время начаты работы, направленные на существенное снижение энергетического порога детектора для регистрации низкоэнергичных нейтрино от Солнца.

Нейтринные телескопы в естественных средах

     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. Траектория мюона может быть восстановлена по времени регистрации черенковского света фотоприемниками с точностью порядка 10. Примерно с такой же точностью при высоких энергиях (> 100 ГэВ) направление движения мюона совпадает с траекторией нейтрино. Нейтрино и, соответственно, мооны 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.

Эффективность регистрации мюонного нейтрино

    Эффективность регистрации мюонного нейтрино с энергией Е примерно равна отношению длины пробега мюона с энергией Е/2 (примерно такую энергию уносит мюон) к длине пробега нейтрино до взаимодействия.

Большие нейтринные телескопы (подводные, подледные)

    В таблице приведены характеристики существующих и проектируемых нейтринных телескопов. Эффективные площади и объемы нейтринных телескопов в естественных средах существенно превышают площади и объемы подземных установок, а энергетический порог существенно выше – 10÷100 ГэВ. Основные задачи нейтринных телескопов в естественных средах – исследование потока нейтрино высоких и сверхвысоких энергий от космических источников, поиск темной материи, а также поиск экзотических частиц, предсказываемых современной теорией (магнитные монополи, странглеты, Q-боллы).

Эксперименты на озере Байкал

    Идея регистрации нейтрино в природных водоемах по черенковскому излучению рожденного при взаимодействии нейтрино мюона предложена в начале 60-х годов М.А.Марковым (Markov, 1960), но только в 90-ые годы идея нашла свое экспериментальное воплощение.
    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. Траектория мюона может быть восстановлена по времени регистрации черенковского света фоториемниками с точностью порядка 10. Примерно с такой же точностью при высоких энергиях (> 100 ГэВ) направление движения мюона совпадает с траекторией нейтрино. Нейтрино и, соответственно, мооны 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.
Фотоприемники помещают в стеклянные сферы для защиты от внешнего давления воды. Фотоприемник с дополнительной, необходимой для его работы электроникой (источники высокого напряжения, делитель, предусилитель, светодиод для калибровки), принято называть оптическим модулем. 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).
    Начало обсуждения проекта первого глубоководного нейтринного телескопа относится к середине 70–х годов. Проект назывался DUMAND (Deep Underwater Muon and Neutrino Detection). Предполагалось создать глубоководный нейтринный телескоп в Тихом океане, в 20 км от одного из Гавайских островов. В течение работы над этим проектом был заложен методический фундамент будущих экспериментов, но сам проект не был реализован.

    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 (I.Belolaptikov et al., 1997). 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 настоящее время закончено расширение установки НТ200 до установки НТ200+. 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. Начато проектирование глубоководного телескопа объемом ~1 км³.
    Что дает байкальский лед

• 6-8 недель прочного льда в году:
• развертывание и ремонт телескопа
• тестирование нового оборудовани
• размещение установок (ШАЛ) на льду

    В 1998 году был введен в эксплуатацию Байкальский нейтринный телескоп НТ200 (I.Belolaptikov et al., 1997) в южной части озера на расстоянии 3.6 км от берега, с центром на глубине 1150 м. Телескоп НТ200 содержит 192 оптических модуля на основе фотоприемника Квазар-370. Квазар-370 –гибридный фотоприемник с диаметром фотокадода 37 см специально разработанный для этого эксперимента. Телескоп состоит из семи периферийных гирлянд и центральной. Периферийные гирлянды соединяются с центральной с помощью горизонтально расположенных стеклопластиковых штанг длиной 21.5 м. Семь штанг вместе с глубоководными буями и тросовой обвязкой образуют несущую конструкцию телескопа – “гептагон”. Гептагон крепится к несущему кабелю длиной 1.1 км. Верхний конец этого кабеля поддерживается с помощью буев на глубине 20 м. От берега до телескопа проложено несколько глубоководных кабелей для подачи питания и для съема информации.

    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. Начато проектирование глубоководного телескопа объемом
1 км³.

Монтаж оптических модулей в Байкальском нейтринном телескопе

    Фотоприемники помещают в стеклянные сферы для защиты от внешнего давления воды. Фотоприемник с дополнительной, необходимой для его работы электроникой (источники высокого напряжения, делитель, предусилитель, светодиод для калибровки), принято называть оптическим модулем. 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 слайде показан процесс монтажа оптических модулей в Байкальском нейтринном телескопе НТ200. Работы производятся в марте месяце со льда озера.

Нейтринный телескоп АМANDA

    В начале 90–х годов были начаты работы по созданию нейтринного телескопа АМANDA (E.Anders et al., 2000) на Южном полюсе, на американской станции Амудсен – Скотт. Южный полюс покрыт, как известно, льдом толщиной около 3-х километров. Реализация проекта стала возможной благодаря уникальной методике создания глубоких (2 км!) каналов во льду с помощью горячей воды. Канал замерзает примерно через 2-ое суток, и этого времени достаточно для монтажа гирлянды фотоприемников, но поднять и отремонтировать гирлянду уже невозможно. В настоящее время AMANDA состоит из 677 фотоприемников, размещенных на 19 стрингах, и является крупнейшим нейтринным телескопом.

Так готовятся дыры во льду на Южном полюсе

    Начаты работы по расширению установки до объема в 1 км3 (C.Spiering, 2004). Новая установка IceCube будет состоять из 4800 оптических модулей на 80 стрингах. Над установкой будет расположена установка IceTop для регистрации широких атмосферных ливней от космических лучей.

Альтернативные методы регистрации нейтрино

    Для регистрации нейтрино ультравысоких энергий нужны установки с площадью существенно большей 1 кв.км.
    Разумной границей объема оптических нейтринных телескопов, по крайней мере на ближайшее 20 лет, является 1 км³. Возможные пути увеличения объема нейтринных телескопов и, следовательно, продвижения в область более высоких энергий связаны с регистрацией акустического и высокочастотного (100-1000 МГц) радиосигнала от электромагнитных и адронных каскадов и регистрация горизонтальных атмосферных ливней. Существование акустических и радиочастотных сигналов от электромагнитных каскадов было предсказано более 40 лет назад Г.Аскарьяном (Г.Аскарьян, 1957, Г.Аскарьян 1961).
Нейтрино сверхвысоких энергий − возможные методы регистрации
    1. Регистрация акустического сигнала
    2. Регистрация радиоизлучения
    3. Регистрация горизонтальных атмосферных ливний

Акустический сигнал от каскадного ливня

    Ионизационные потери частиц вызывают мгновенный нагрев вещества в объеме каскада (диаметр ~10 см, длина
~10 м) и, как следствие, появление биполярного звукового сигнала. Звуковая волна распространяется в диске, перпендикулярном каскаду, максимум частот приходится на
20 кГц (v_мах ~ d/c_зв, d – диаметр каскада, c_зв – скорость звука). Такой механизм генерации акустического сигнала от каскада принято называть термоакустическим.

Регистрация радиоизлучения

    При развитии адронного или электромагнитного каскадов в среде электроны и фотоны каскада выбивают электроны из атомов среды, позитроны каскада аннигилируют на лету с электронами среды. Оба эти эффекта приводят к существенному избытку отрицательного заряда, равному примерно 20-30% от числа заряженных частиц на данном уровне развития каскада. Cуществование отрицательного избытка заряда приводит к черенковскому излучению от каскада в области радиоволн. При λ > d излучение зарядов является когерентным, и интенсивность излучения пропорциональна квадрату энергии каскада. Теоретические предсказания Аскарьяна были впоследствии подтверждены в экспериментах на ускорителях (Sulak et al., 1979; Saltzberg et al., 2000). Преимущество акустического и радиочастотного детектирования связаны со слабым  затуханием звука (например в воде) и радиосигнала (в диэлектрических средах, таких как холодный лед или сухая соль). Это позволяет проектировать установки с большим (сотни метров) расстоянием между отдельными детекторами. Недостатки этих методов регистрации – высокий энергетический порог (~10¹⁶ эВ) и сложная методика выделения сигнала из шумов.
    В настоящее время акустические детекторы находятся в стадии проектирования и изучения методики выделения полезного сигнала из шумов. Предполагается, что создаваемые оптические нейтринные телескопы (НТ200+, NESTOR, ANTARES, IceCube) будут дополнены детекторами акустических сигналов для расширения эффективного объема регистрации. Обсуждается возможность использования для регистрации каскадов от нейтрино системы гидрофонов, созданных ВМС США вблизи Багамских островов (проект AUTEC) и решетку из акустических антенн, установленную на Камчатке для наблюдения за подводными лодками в Тихом океане (проект AGAM).
   Проекты, использующие методику регистрации высокочастотного радиосигнала, развиваются успешнее. Уже несколько лет на Южном полюсе работает установка RICE (Radio Ice Cherenkov Experiment), состоящая из 20-ти антенн, вмороженных в лед. 

   В летние антарктические сезоны 2006 – 2007 и 2008 – 2009 годы были осуществлены запуски вокруг Южного полюса баллона с установкой, способной регистрировать радиосигналы от взаимодействий нейтрино в толстом антарктическом льду (проект ANITA). С высоты 35 км установка просматриваля огромный объем. Предполагается, что в таких экспериментах удастся зарегистрировать первые события от нейтрино ультравысоких энергий ( >10¹⁷ эВ). В эксперименте GLUE  была сделана попытка  зарегистрировать с помощью 2-х радиотелескопов сигнал от взаимодействия нейтрино с Луной. Поставлен предел на поток нейтрино с энергией выше 10²⁰ эВ. Обзор этих проектов приводится в работах (McDonald and Spiering, 2003; Learned, 2003).

Регистрация горизонтальных атмосферных ливний

    Для исследования космических лучей с энергией выше 10²⁰ эВ в Аргентине создается установка Оже (Auger) площадью 3000 км² для регистрации широких атмосферных ливней (ШАЛ). Активно проектируются установки для регистрации со спутников флюоресцентного света от ШАЛ. Такие установки (зеркало и мозаика фотоумножителей), будут с орбиты
(~ 500 км) просматривать площадь, в десятки раз превышающую площадь установки Оже. В настоящее время существует три проекта: европейский проект EUSO, американский – OWL и российский КЛПВЭ.
    Хотя основная цель новых установок – исследование космических лучей выше границы реликтового обрезания, эти установки представляют интерес и для нейтринной астрофизики ультравысоких энергий. Возможность выделения сигнала от нейтрино на установке Оже связана с регистрацией горизонтальных атмосферных ливней, то есть ливней с зенитным углом прихода больше 80^о.(A.Letessier-Selvon, 2003).

Если такой ливень образован протоном при взаимодействии с ядром воздуха в верхних слоях атмосферы, то на расстоянии между точкой взаимодействия и установкой электронно-фотонная компонента ливня затухнет, и установка будет регистрировать только мюоны. Иными словами, горизонтальные ливни от протонов являются очень "старыми". Нейтрино, в отличие от протона, может провзаимодействовать в любой точке от границы атмосферы до установки. Таким образом, если в горизонтальном ливне осталась электронно-фотонная компонента ("молодой" ливень), то это сильное указание, что это ливень от нейтрино.

   В установках EUSO, OWL и ТУС/КЛПВЭ будет "прописываться" кривая продольного развития ливня. Ливень, точка зарождения которого далеко от границы атмосферы, – кандидат в ливни от нейтрино