Мы уже наблюдали космические лучи с
энергиями вплоть до 1020 эВ,
однако до сих пор остается загадкой где такие частицы могли бы быть произведены?
Модели, описывающие появление космических лучей могут быть разделены на два
класса: top-down модели и bottom-up модели. В top-down
моделях космические лучи рассматриваются как продукт распада
частиц ранней Вселенной, в то время как в bottom-up сценарии космические лучи рождаются в космических ускорителях.
Ожидается, что такие ускорители космических заряженных частиц (протонов) также
должны производить нейтрино. Таким образом bottom-up
модели, описывающие производство космических лучей, также
предсказывают существование источников высокоэнергетических нейтрино во
Вселенной.
Космические ускорители ассоциируются с
плотными разрушающимися областями, такими как взрыв звезды, Активные
Галактические ядра (Active Galactic Nuclei (AGN)) и гамма-всплески (Gamma -
Ray Bursts GRB)). В результате коллапса объекта,
формируется диск аккреции, чтобы сохранить угловой момент. Как во многих других
астрофизических явлениях коллапса, из полюсов наружу должны направляться
потоки. В пределах этих потоков, расширяющиеся оболочки материала, как ожидают,
будут иметь различные скорости. Более быстрые оболочки будут нагонять более
медленные, в результате чего будут происходить столкновения. В пределах этих
столкновений ускорение частиц может проходить через так называемый механизм
Ферми. Так как продуктами космических лучей в основном служат протоны,
предполагается две схемы образования высокоэнергетических нейтрино:
Эксперимент черенковского излучения во
льду (RICE)*, расположенный на Южном полюсе, разработан чтобы
обнаружить когерентное широкополосное черенковское излучение, испускаемое в
результате взаимодействия высокоэнергетических нейтрино (1015
– 1018 эВ) с нуклонами во льду.
Наблюдения показывают, что GBR – это возможное место производства высокоэнергетичных нейтрино. Используя эффективный объем эксперимента RICE , соответствующего для каждого GRB, можно вычислить пределы потока
нейтрино для GRB. Хотя пределы потоков нейтрино на несколько порядков ниже,
чем ожидалось в эксперименте RICE , только потоки нейтрино
от источников GRB оказываются в пределах ПэВ и даже ЭэВ.
Само обнаружение нейтрино - довольно
трудная задача. Низкие потоки и вероятности взаимодействия означают, что в
качестве среды детектора необходимы большие естественные ресурсы. Это особенно
важно для сверхвысокой энергии нейтрино порядка ~1014 эВ. Хотя оптические телескопы нейтрино продолжают
путь к обнаружению высокоэнергетичных нейтрино, нейтринные телескопы основанные
на излучении эксплуатируют протяженные длины ослабления (порядка километра)
связанные с более длинными длинами волны в плотных материалах. Связь
простирается до черенковского сигнала в 1 ГГц, испускаемого как результат
электромагнитного ливня. RICE стремится использовать
радиоприемники, чтобы обнаружить сигналы, произведенные из взаимодействия высокоэнергичных
нейтрино с нуклонами во льду через заряженные или нейтральные
токи.
Общее понятие эксперимента RICE
показано на рис. 1, где нейтрино взаимодействует с нуклоном и рождает электрон.
Электрон выбивает окружающие атом электроны, которые выдвигаются вперед
движущимся ливнем. Широкая полоса черенковского излучения произведенная в
результате ливня, распространяющегося быстрее чем скорость света во льду, вызывая
аналогичный эффект сверхзвуковому распространению. Испускаемое излучение имеет
форму черенковского, которое произведено в конусе. Если оно достаточно
энергично и его перехватывает антенна, то антенна зарегистрирует событие. Распространение черенковского излучения в радио-спектре было предсказано в 1942-ом году советским
физиком Гургеном Аскаряном, а сам эффект был назван эффектом Аскаряна в его
честь.
Взаимодействие нейтрино с нуклоном
Электромагнитный каскад
Эмиссия широкополосного излучения
Регистрация черенковского излучения
Рис. 1. Рождение ливней в результате
нейтрино-ядерного взаимодействия во льду
Краткая история эксперимента RICE
Рис. 2. Электромагнитный ливень во льду
производит черенковский сигнал в детекторах RICE .
Детектор RICE показан относительно его окружения на
рис. 2. Первые приемники RICE были развернуты в октябре 1995. Детектор первоначально состоял из 2
радио-приемников ( Rx ), cо-развернутых
с другим экспериментом нейтрино AMANDA - B . Подлёдный передатчик ( Tx ) был введен в детектор,
чтобы калибровать систему и гарантировать, что сигналы могут быть обнаружены с
необходимой точностью. Затем, в 1996-1997 годах, первые три специализированных
приемника RICE и один передатчик были добавлены в детектор.
Более поздние сигналы, произведенные в трубках фотоумножителя эксперимента
AMANDA в частотах ниже 100 МГц указали на требование многоканального фильтра
в будущих радио-приемниках. Тогда еще три приемника были добавлены в 1997-1998
годах и два передатчика были добавлены в 1998-1999 годах. Шесть приемников и
еще один передатчик были введены в эксплуатацию в 1999-2000 годах.
Схематическое
представление RICE
Эксперимент RICE в
настоящее время состоит из 20 радиоприемников (Rx) и передатчиков (Tx),
распределенных в приблизительном объеме 200 кубометров, на глубине 100-300
метров. Приемники размещены в нейлоновых цилиндрических сосудах под давлением и
способны противостоять давлению, превышающему 20 атмосфер. Сигнал от каждого
приемника усиливается во льду усилителем на 36 децибел и проходит через
коаксиальный кабель к поверхностной обсерватории. Затем сигнал фильтруют
(подавляют шумовые вклады ниже 200 МГц), повторно усиливают (на 52 или 60
децибел), и направляют на дальнейшую обработку. Также развернуты три больших поверхностных антенны, которые
используются, чтобы отфильтровать произведенный поверхностью шум. Чувствительный
датчик предназначен для обнаружения нейтрино энергий ~ПэВ и выше.
Рис. 3 и рис. 4 показывают графически
конфигурацию детектора RICE относительно базы Amunsden на южном полюсе. Здесь изображены нейтринные детекторы RICE , AMANDA и IceCube . MAPO (Martin A. Pomerantz Observatory) – здание, которое предоставляет
получение и накопление данных системы AMANDA , RICE и других экспериментов. MAPO сосредоточен в координатах
x = 40 m , y =
30 m , z = 0 m на поверхности и связан с датчиками приблизительно через 200-350 м коаксиального кабеля. Дисперсия, производимая в кабелях, была исследована и
признана незначительной. Детектор AMANDA расположен в той
же самой области как RICE . На глубине в 600 метров расположен датчик
AMANDA - A , а на глубине 2400 метров датчик
AMANDA - B . Эксперимент IceCube , который в настоящее время в стадии строительства, окружит эксперимент
AMANDA и будет сосредоточен приблизительно в 200 метрах к северо-западу. Когда строительство будет закончено,
IceCube будет
радиально простираться на 500 метров в шестиугольной конфигурации. Преемник
RICE
– запланированная система AURA (Askaryan Under ice Radio
Array ), состоящая из множества нейтринных
детекторов на основе черенковского излучения, которое не показано на
иллюстрациях, но покроет область в 100 км2 в Южном полюсе вокруг проекта IceCube . Другой эксперимент SPASE -2 (South Pole Air Shower
Experiment) также, как показано, расположен недалеко на поверхности с
координатами x = -150 m, y = -350 m. Декартова система координат эксперимента
RICE
согласуется с той, что у AMANDA , ось y
сонаправлена с гринвичским меридианом.
Рис. 3. Вид базы Amunsden
на южном полюсе. RICE расположен в 800 метрах от географического южного полюса. Также изображены эксперименты
IceCube , AMANDA и SPASE -2.
Рис. 4. Схематическое изображение текущей
конфигурации датчиков детектора RICE относительно базы на
южном полюсе.
Получение
данных
Определенные критерии, называемые условиями
триггера, определяют, будет ли сигнал зарегистрирован и имеет ли смысл
дальнейшего анализа. Главный триггер называют общим, и сам триггер требует,
чтобы четыре приемника антенны имели порог в пределах 1.25 мкс. Время 1.25 мкс соответствует
распространению электромагнитного сигнала через объем детектора. Триггер
случайного шума, названный непредубежденным, это триггер, который периодически
вызывается системой сбора данных, с периодом в 600 секунд. Внешние триггеры 1 и
2 срабатывают если ≥ 1 антенны эксперимента RICE подо
льдом регистрируют сигнал выше порога в совпадении с высокоамплитудным событием
эксперимента SPASE или событием эксперимента AMANDA . Два
первичных фильтра также используются, чтобы устранить фоновый шум. Первый
фильтр отклоняет сигналы, если одна из поверхностных антенн регистрирует сигнал
в совпадении с первым из трех критериев, которые описаны выше. Второй фильтр устраняет
данные, если антенной подо льдом регистрируются сигналы, которые имеют времена
совместимые с тем, что производит источник на поверхности. Кроме того есть еще
триггер на уровне аппаратных средств, который проверяет и корректирует работу
фильтрации данных на всех вышеописанных уровнях.
Если любой из вышеупомянутых триггеров
удовлетворен, и никакой фильтр не сработал, тогда время события,
регистрируемого 8.192 мкс буфером данных цифрового осциллографа, записывается
на диск. На рис. 5 можно увидеть примерную картину, когда приборы регистрируют
событие.
Рис. 5. Регистрация события #236 детектором
RICE .
* "Существование
акустических и радиочастотных сигналов от электромагнитных каскадов было
предсказано более 40 лет назад Г. Аскарьяном (Аскарьян, 1957, 1961).
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 ( νмах
~
d/ cзв ,
d – диаметр каскада, cзв –
скорость звука).
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 l
> 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." [5]
