IceCube – это детектор нейтрино расположенный
во льдах Антарктики, конечным объемом более 1 км3, строящийся с целью
обнаружения взаимодействий астрофизических нейтрино с энергиями более 100 ГэВ. IceCube
будет регистрировать черенковское излучение заряженных частиц, образованных при
взаимодействии нейтрино, используя 4800 оптических датчиков, расположенных в 80
вертикальных «струнах» проходящих на глубине от 1450 до 2450 метров, которые образуют
шестиугольное множество. IceCube будет в состоянии отделять νμ,
νe и ντ взаимодействия, благодаря их различной топологии. В
настоящее время детектор построен на 50%.
Схематическое
изображение детектора IceCube демонстрирующее
расположение 80-ти струн. Темный цилиндр изображает объем детектора AMANDA.
Космические лучи
Основной целью постройки детектора
IceCube является поиск
источников космических лучей высоких энергий. Космические лучи впервые
наблюдались более 100 лет назад
Виктором Гессом. За последние десятилетия во
многих экспериментах исследовался спектр и состав космических лучей с энергией
до 3·1020 эВ.
Космические лучи имеют смешанный состав, и содержат в основном ядра до железа, а
также небольшое количество тяжелых ядер и фотонов.
Накопленные за многие годы данные
порождают больше вопросов, чем ответов. Несмотря на десятилетия усилий, все еще
известно довольно немного о происхождении космических лучей. Мы не знаем, как и
где приходящие на Землю частицы разгоняются до таких огромных энергий. Известные
нам процессы — вспышки в атмосфере Солнца, взрывы сверхновых звезд — при всей
своей масштабности никак не дотягивают до роли ускорителей таких энергий. Ответить
на многие вопросы было бы гораздо проще, если бы мы могли идентифицировать хотя
бы один источник сверхэнергичных космических лучей.
При энергиях до 1015 эВ распространение космических
лучей ограниченно галактическими магнитными полями. Наиболее вероятными
источниками являются остатки суперновых. Их сильные магнитные поля и ударные
волны могут ускорять заряженные частицы.
Но галактические магнитные поля являются
слишком слабыми, чтобы ограничивать частицы более высоких энергий, которые, как
предполагается, являются прежде всего внегалактическими. Возможными источниками
являются активные галактические ядра (галактики с центральными супермассивными
черными дырами), которые испускают струи релятивистских частиц. Или космические
лучи могут быть ускоренны источниками импульсов гамма лучей. Любой из этих источников может обеспечить
соответствующие условия для ускорения ядер до ультрарелятивистских энергий.
Космические лучи наибольших энергий имеют
ограниченные пробеги. При энергиях более 4·1019 эВ, космические протоны, возбужденные
взаимодействием с фоновым микроволновым излучением, создают Δ-резонансы.
Распадаясь Δ-резонансы
порождают протоны низких энергий. Эти
потери энергии ограничивают диапазон пробегов
энергетичных нейтронов примерно 100 мегапарсеками. Более тяжелые ядра фоторасщепляются в
результате взаимодействия с
микроволновым фоном. Это так же приводит к подобному ограничению диапазона.
Далее, все
космические лучи, кроме самых высоких энергий, заперты в межгалактических
магнитных полях, и таким образом не могут указать на их происхождение. В отсутствии категорических корреляций мы должны
рассматривать других возможных «посыльных». Фотоны с энергиями в ТэВ
наблюдались от некоторых источников, таких как суперновые и некоторые недалекие
AGN. При энергиях выше нескольких ТэВ фотоны
взаимодействуют с межзвездными фотонами, формируя e+e- пары. Как и протоны, и
тяжелые ядра, эти протоны тоже имеют ограниченные пробеги.
Напротив, нейтрино обладают очень малыми
сечениями и таким образом могут свободно перемещаться в пространстве на
космические расстояния. Нейтрино — единственная частица, которая сопровождает
частицы космических лучей, не меняя направления своего движения, не распадаясь
и не поглощаясь межзвездной средой. Это единственная частица, пригодная для
исследований источников и механизмов ускорения частиц сверхвысоких энергий на
космических расстояниях. Здесь внимание
сосредотачивается на нейтрино с энергиями порядка 100 ГэВ, являющимися наиболее
важными для понимания ускорения космических лучей. Такие нейтрино образуются в
реакциях распада π-мезонов
π±→μ±νμ, с
последующим распадом μ±→e±νμνe,
где нейтрино νμ,νe образуются
в отношении 2:1. На больших расстояниях осцилляции нейтрино изменяют это
отношение в ντ:νμ:νe как
1:1:1. Заряженные пионы рождаются в случайных взаимодействиях с газом, в
которых ускоряемые нуклоны взаимодействуют с газом или фотонами имеющимися в
акселераторе. В том случае, когда космические лучи состоят из тяжелых ядер,
электронное нейтрино может так же появиться в следствии ядерного бета-распада
нестабильных изотопов образованных при расщеплении ядра.
Поток нейтрино от источников космических
лучей оценивается двумя методами. Первый использует измеренный поток
космических лучей и предполагаемую плотность протонов и материи в местах ускорения.
Второй экстраполирует измеренный поток фотонов с энергиями порядка ТэВ к более
высоким энергиям, предполагая что фотоны образовались в результате распада
пи-мезонов. Это приводит к оценке числа π±-мезонов. Оба подхода дают схожие оценки потоков
нейтрино, и оба ведут к схожему заключению, что для того, чтобы наблюдать
нейтрино от астрофизических источников, необходим детектор нейтрино с областью регистрации
1км3.
Предшествующие детекторы нейтрино
Обнаружение нейтрино во льду первоначально велось
коллаборацией AMANDA. Для такого эксперимента требовался толстый слой льда,
поэтому детектор AMANDA был
построен на южнополярной станции Амундсен-Скотт, где толщина льда достигает
2800 метров. При постройке отверстия во льду бурились, используя метод сверления
горячей водой, а затем, прежде чем вода в отверстиях успевала замерзнуть, вниз
протягивались струны с оптическими датчиками.
AMANDA
развернула свою первую струну в 1993 году на глубине от 800 до 1000 метров.
Сразу же было обнаружено что лед имел небольшую длину рассеяния, менее чем 50
см. Это объяснили маленькими (50 μm) воздушными пузырьками во льду. К
счастью, при более высоком давлении, в ледяных глубинах более чем в 1400
метров, эти пузырьки исчезали. Тогда, в 1996 году коллабарация AMANDA развернула 4
струны с детекторами на глубине от 1500 до 2000 метров. Детекторы стали
работать как и ожидалось и AMANDA зарегистрировала
свой первый нейтрино. Этот успех сподвигнул коллаборацию на следующий шаг,
создание так называемой AMANDA-II, которая к 2000 году состояла из 19 струн в толще
льда с 667 оптическими сенсорами на них. С 2000 года AMANDA отмечала
более чем 1000 событий регистрации нейтрино в год.
Однако, несмотря на успех, ограничения детектора
AMANDA становились все
более очевидными. Детектор был недостаточно велик, и его технология не
предполагала достаточно простого расширения. Так как AMANDA была пробным детектором, некоторые новые
пути передачи данных были испробованы: коаксиальные кабели, витые пары, и
позднее оптическое волокно. Коаксиальные
кабели 2.5 км длиной и витые пары имели очень ограниченные полосы пропускания,
в то время как у аналоговых оптических волокон был очень ограниченный
динамический диапазон. Далее, система была привередливой, и не все оптические
модули работали при столь высоком давлении, после того как вода в просверленных
отверстиях заморозилась. Наконец, AMANDA потребляла значительную электроэнергию
и потребовала значительных трудовых ресурсов для ежегодных интенсивных
калибровок. IceCube был разработан, чтобы избежать всех этих проблем.
Строительство детектора
Когда в 2011 году строительство детектора будет законченно,
он будет состоять из 80 последовательностей фотоумножителей, каждая из которых
будет содержать 60 цифровых оптических модулей (DOMs). Последовательности, или
так называемые «струны» образуют на поверхности шестиугольную сетку со
стороной в 125 м. DOMs помещены в струны с интервалом 17 метров, между 1450 и
2450 метрами ниже поверхности.
Закладка каждой струны с фотоумножителями начинается
со сверления отверстия во льду. Для сверления льдов Южного полюса используется
метод бурения горячей водой, который позволяет прокладывать каналы глубиной до
2500 метров. Бурение начинается с помощью так называемой фирндрели. Она
используется для бурения верхнего прессованного слоя снега, до глубины примерно
50 метров, на которой начинается слой льда. Такое бурение применяется прежде
чем начать сверление горячей водой, т.к вода может смешаться и замерзнуть в
снегу.
Фирндрель для первого
этапа бурения.
После этого бурение продолжается с помощью горячей
воды. Основная идея этого процесса
состоит в том, чтобы нагреть воду и затем накачать ее вниз в ледяное отверстие,
которое было проделано фирндрелью. Эта горячая вода плавит лед, приводящий к
более охлажденной воде. Охлажденная вода снова подается на поверхность где
собирается, нагревается и снова используется. Система выполнена из многих
компонентов для удобства транспортировки и движения. После того как отверстие пробурено
установка перемещается на новое место, где процесс начинается снова. Возможно проделывать
новую шахту каждые 3-4 дня используя 2 установки.
Струна с
фотоумножителями в шахте
После того, как шахта пробурена, команда должна
проложить туда последовательность из 60 фотоумножителей (DOMs). Процесс
начинается с приложения пятисотфунтового веса к основанию кабеля. Когда кабель
обезопасен от раскачки, к нему подсоединяют DOMs и подводят электрическое
соединение. Проходит приблизительно 12-13 часов прежде чем струна с фотоумножителями
достигнет конечной глубины. После развертывания струны шахта закрывается и
соединяется сетью с лабораторией IceCube. После того, как датчики на месте, электроника
проверена, откалибрована, система получения и накопления данных начинает получать
данные. Когда столкновение нейтрино происходит, датчики обнаруживают синий свет
черенковского излучения, от образующегося мюона. Анализ данных от множества
DOMs позволяет ученым IceCube определять
направление и энергию нейтрино, которое образовало мюон.
Из лаборатории
IceCube на южном
полюсе, наиболее важные данные посылаются через спутник NASA TDRSS в университет
штата Висконсин, в Медисонский центр хранения данных. Не столь необходимые и
ценные данные хранятся на носителях в банке данных на южном полюсе, а затем переправляются
в Мэдисон вместе с очередной экспедицией возвращающейся после бурения.
В Мэдисоне массивы с данными и серверы обеспечивают
доступ к полученной информации всем членом коллаборации для дальнейшего
анализа. Сейчас общий объем информации может достигать 60 терабайт. На данный
момент в центре хранения данных насчитывается 244 жестких диска с данными
объемом от 300 до 500 гигабайт на 16 кластерных установках. Ожидается что еще
182 диска в 7 кластерах будут добавлены в течении года, что увеличит емкость
еще на 60 терабайт.
Заключение
Основная цель эксперимента состоит в том, чтобы
обнаружить нейтрино в высоком диапазоне энергии, приблизительно от 1011 эВ до
1021 эВ. Нейтрино не обнаруживаются
непосредственно. Вместо этого редкие случаи столкновения между нейтрино и атомами
в пределах льда используется, чтобы вывести кинематические параметры налетающего
нейтрино. Текущие оценки предсказывают обнаружение приблизительно одной тысячи
таких событий в день в полностью завершенном детекторе IceCube. Из-за высокой
плотности льда, почти все обнаруженные продукты начального столкновения будут
мюонами. Поэтому эксперимент является самым чувствительным к потоку мюонного
нейтрино через объем детектора. Большинство обнаруженного нейтрино будет из «каскадов»
в атмосфере Земли, вызванных космическими лучами, но некоторое неизвестное количество
может прибыть и из астрономических источников. Чтобы отличать эти два источника
статистически, направление и угол поступающего нейтрино должно быть определено
путем анализа образующихся побочных продуктов столкновения. В общем можно сказать,
что нейтрино, попадающее сверху вниз в датчик, наиболее вероятно происходит от
атмосферного каскадов, а нейтрино, летящее снизу, более вероятно образованно
иным источником. Источниками таких нейтрино, прилетающих снизу, могут быть
черные дыры, сгустки гамма-лучей, или остатки сверхновых звезд. Данные, которые
соберет IceCube, также будут способствовать нашему пониманию космических лучей,
суперсимметрии, слабо взаимодействующих массивных частицы (WIMPS), и других
аспектов ядерной физики элементарных частиц.
