Нейтрино – электрически нейтральная
частица со спином 1/2. Нейтрино несут лептонный заряд и разделяются на три
типа: электронное нейтрино, мюонное нейтрино и тау-нейтрино. Вопрос о массе
нейтрино остается открытым: на данный момент измерены лишь верхние пределы масс
для трех типов нейтрино.
Нейтрино участвуют только в
реакциях слабого взаимодействия. Сечение взаимодействия с веществом очень мало
и зависит от энергии нейтрино. Благодаря своему малому сечению взаимодействия,
нейтрино выделяются из других элементарных частиц как уникальный носитель
информации. Потоки нейтрино, рожденные во вспышках сверхновых, аккреции черных
дыр, в квазарах и активных ядрах галактик, несут информацию об этих
астрономических феноменах. Малое сечение взаимодействия с веществом также
создает значительные трудности при регистрации. Тем самым вопрос создания
детекторов нейтрино высоких энергий, способных регистрировать большее
количество событий, актуален для развития нейтринной физики и астрофизики.
Рис.1 Основные принципы детектирования нейтрино в глубоководных
нейтринных телескопах. [1]
Для регистрации нейтрино высоких
энергий используются мюоны, получающиеся в результате взаимодействия нейтрино с
веществом детектора. Эти мюоны, в отличие от незаряженных нейтрино, вызывают
излучение черенковского света, который и регистрируется на ФЭУ. Использование
именно мюонов связано с тем, что в отличие от электронов (позитронов) и тау –
лептонов, мюоны способны проходить большие расстояния в среде, практически не
изменяя направление движения.
Помимо нейтрино от внеземных
источников и мюонов от этих нейтрино, нейтрино и мюоны высоких энергий могут
появляться в результате взаимодействий космических частиц с атмосферой Земли.
Атмосферные мюоны и нейтрино являются нежелательным фоном, так как направление
их движения уже сильно отличается от направления на источник первичных частиц.
Метод снижения фона от атмосферных
частиц состоит в следующем: все мюоны, летящие от атмосферы (то есть падающие
на детектор) считаются фоновыми из-за того, что они состоят в основном из
атмосферных мюонов. Источником мюонов, поднимающихся из земной коры (влетающие
снизу) могут быть только внеземные нейтрино или атмосферные нейтрино, так как
атмосферные мюоны не могут пролететь Землю насквозь. Энергия мюонов от
атмосферных нейтрино в среднем меньше энергии от мюонов внеземных нейтрино. Это
дает теоретическую возможность отличать атмосферные нейтрино от внеземных.
Определение энергии мюона является важной и весьма непростой задачей для
детекторов данного типа.
Для определения направления мюона
используется специальная программа восстановления трека. В условиях большого
фона от распада радиоактивных ядер в воде и биолюминесценции восстановленное
направление трека может не соответствовать истинному. Из-за этого мюон, летящий
из атмосферы, может быть зарегистрирован как мюон, летящий из земной коры.
Поэтому, для снижения фона от атмосферных мюонов применяется дополнительная
защита - погружение детекторов на большую глубину. Как показывают измерения,
фон от атмосферных мюонов на глубине 3000м в воде снижается в миллион раз.
Рис. 2: Различные типы мюонов, попадающие в детектор, в зависимости от
их происхождения. [1]
Задачи
нейтринных телескопов сводятся к детектированию потоков нейтрино с энергиями от
10 ГэВ и выше. В настоящее время нейтринные телескопы, основанные на
регистрации черенковского излучения от мюона, рожденного нейтрино, обладают
наибольшими эффективными объемами по сравнению с другими типами детекторов. Тем
не менее, количество зарегистрированных нейтрино исчисляется несколькими
сотнями в год. Поставленная задача заключается в необходимости повышения
эффективности регистрации потоков нейтрино.
В
настоящее время существует четыре проекта, которые должны работать в условиях
малой плотности потока нейтрино и высокого фона на поверхности Земли.
Это
проекты:
ANTARES (Франция)
Байкал
(Россия)
NEMO(Италия)
AMANDA/IceCube(Антарктида)
Одновременная работа четырех проектов нейтринных
телескопов связана с тем, что в дальнейшем появится возможность сравнить
результаты, а также с тем, что эти телескопы ведут направленный прием потока
частиц (а именно по направлению внутренней нормали к поверхности Земли в месте
расположения детектора). Соответственно, одного детектора будет недостаточно для
изучения всей небесной сферы.
Первые
три детектора водные, так как вода обладает хорошей прозрачностью, а также
однородностью в объемах порядка кубического километра (такие большие объемы
требуются из-за малого потока высокоэнергетичных нейтрино). Amanda/
IceCube находятся в Антарктиде в толще льда.
Проект NEMO
Проект
NEMO предназначен для исследования и развития технологий
для создания подводного черенковского телескопа в Средиземном море.
Для
создания детектора было предложено местечко Capo Passero
на юге Италии.
Средиземное
море предлагает оптимальные условия для расположения телескопа объема кубического
километра. Морское дно достигает глубины более 3000 м на расстояниях меньше, чем 100 км от берега. Эти характеристики очень важны, так как глубина
помогает фильтрации части низкоэнергетичных компонент фона атмосферных мюонов,
а относительно близкие расстояния до берега позволяют передавать данные от
детектора на побережье при помощи стандартного оптического кабеля.
Другой
характеристикой глубины моря, которая влияет на детектор, является оптический
шум. Этот шум существует по двум естественным причинам: распад 40-К, который
содержится в морской воде и биолюминесценция – излучение, производимое
биологическими организмами. Первый тип дает постоянный шум, а второй может
давать различные флуктуации (в виде пиков) в шумовом диапазоне. Все эти
показатели были измерены на разных глубинах недалеко от Capo Passero.
Рис.3 Расположение детектора в Capo Passero [3]
Еще
один важным параметром для детектора является минимальность сезонных колебаний параметров
морской воды.
Также
плюсом является то, что это довольно обширное плато с небольшими изменениями
глубины, поэтому не возникает проблем, если в дальнейшем наметится расширение
детектора.
Таким
образом, все вместе черты Capo Passero являются оптимальными для установки подводного
нейтринного телескопа.
Детектор NEMO
Основной
детектор будет состоять из 81 струны. На каждой струне будет 64 ФЭУ. Сигналы от
всех ФЭУ передаются от каждой струны по электрооптическим кабелям через
соединительные коробки, где будет происходить уплотнение и фильтрация данных.
По главному электрооптическому кабелю информация будет передаваться на берег. Планируемый
объем детектора 0,88 км3.
Рис.4. Иллюстрация части детектора НЕМО с электрооптическим
кабелем, выходящим к центру обработки данных [1].
Выбор
конфигурации в виде отдельных струн связан с тем, что детектор будет
погружаться на большую глубину с поверхности моря, и будет проще выполнить
погружение каждой струны по отдельности.
Струна
представляет собой гибкую конструкцию, состоящую из 16 уровней, соединенных
между собой тросами. Снизу струна крепится к дну, а сверху растягивается буем.
Высота каждой струны около 750 м, причем расстояние между самым верхним и
нижним ФЭУ порядка 600 м. Расстояние от нижнего уровня до дна 150 м.
Рис. 5. Соединение структуры в «башню» [2]
План
подводного нейтринного телескопа объема кубического километра представляет
собой набор вертикальных структур, каждый из которых вмещает несколько десятков
оптических модулей. Предполагаемая архитектура НЕМО - это квадратная решетка из
башен размером 9×9.
Рис.6. Конфигурация НЕМО [1]
На
каждом уровне крепится 4 ФЭУ по 2 с каждой стороны, причем один направлен
вверх, а другой вниз. До погружения вся конструкция струны довольно компактна
- уровни прижаты друг к другу. После погружения буй начинает всплывать, и,
таким образом, натягивает тросы.
Рис.7. Развертывание струны [1]
Принцип действия глубоководного
нейтринного телескопа заключается в регистрации черенковского излучения. При
взаимодействии мюонного нейтрино высокой энергии с веществом образуется мюон,
который двигается в среде со скоростью, превышающей скорость света в этой
среде. Частица, движущаяся со скоростью, превышающей групповую скорость света в
среде, будет испускать черенковское излучение.
Черенковское излучение в воде
распространяется под углом 420 от трека проходящего мюона.
Зарегистрировав черенковское излучение в нескольких точках объема, основываясь
на амплитуде и времени сигналов, можно, с той или иной точностью, восстановить
трек мюона.
Для
того чтобы началась обработка события, нужно, чтобы был сигнал, по крайней
мере, от 5 ФЭУ.
Рис.8. Стандартный оптический модуль.[4]
NEMO Фаза-1
Промежуточным
шагом на пути к построению детектора было создание проекта, названного NEMO
Фаза-1, включающего прототипы критических элементов будущего детектора.
Рис.9. Инфраструктура проекта НЕМО Фаза-1 [3]
Инфраструктура
состоит из 25 километров электрооптического подводного кабеля, который соединяет
подводную станцию на глубине 2000 м с лабораторией, расположенной на побережье
в порте Катании. Два электрооптических кабеля связывают соединительную коробку
с мини-башней, состоящей из 4 уровней.
Соединительная
коробка - ключевой элемент детектора. Он обеспечивает соединение между
главным оптическим кабелем и элементами башни. Коробка защищена от коррозии и
давления. Она состоит из 4-х цилиндрических стальных сосудов, помещенных в
контейнер из стекловолокна для избегания прямого контакта стали и морской воды.
Контейнер наполнен силиконовым маслом, поэтому давление скомпенсировано. Вся
электроника, выдерживающая высокое давление установлена в емкости с маслом.
Рис.10. Соединительная коробка [2]
Основной
детектор планируется построить из 16 уровней, в то время как Фаза-1 состоит из
4, каждый уровень включает структуры 15 метров длиной, которые содержат по 2 оптических модуля с каждой стороны. Уровни расположены вертикально на протяжении 40 метров. Каждый уровень связан со следующим при помощи 4 тросов. Схема прототипа 4-уровневой башни
показана на рисунке.
Рис. 11. Схема 4-х уровневой башни проекта НЕМО Фаза-1.
[2]
Вместе
с 16 оптическим модулями в 4-уровневом прототипе башне на уровнях установлены
несколько сенсоров для калибровки и мониторинга, 10 гидрофонов, акустический
маяк, базовый модуль, элементы контроля на каждом уровне.
Первые результаты
Поток
данных от ФЭУ достигает побережья и поступает в АЦП, в результате чего получают
ряд данных от оптических модулей и посылают их на центральный процессор,
который выполняет обработку. После обработки данные поступают в Базу данных. В
Базе данных также записаны параметры детектора, акустические данные и данные об
окружающей среде.
После
реализации проекта Фаза-1, необходимо проверить точность данных на глубинах
больше 3000 м. С этой целью был запущен проект Фаза-2. Проект осуществляется на
глубине 3500 м, с лабораторией на побережье его соединяет 100 км оптического кабеля, помимо проверки эффективности деталей детектора буду проверены такие свойства
среды как прозрачность воды, оптический шум, подводные течения, знание о
которых необходимо для установки основного детектора.
Последние данные
Три
проекта: NESTOR, NEMO и ANTARES объединяют под аббревиатурой KM3NeT.
Пока
новый проект находится в стадии разработки, которая должна закончиться к 2009
году. При этом все три начатых проекта продолжают отрабатывать различные
технологические решения.
Завершение
проекта Фаза-2 планируется к концу 2008г.
Список использованной литературы:
Дипломная работа Куликовского В.А.
Оптимизация конфигурации глубоководного нейтринного телескопа NEMO,
Москва, 2007 [1]
Piera Sapienza. Status
of NEMO Project, Nuclear
Physics B (Proc. Suppl.) 145 (2005) 331–334 [2]
NEMO: A project for a
km3 underwater detector for astrophysical neutrinos in the Mediterranean sea
(I.Amore etc.), International Journal of Modern Physics A.(2007) [3]
Диссертация Плотникова А.Б. Разработка
методов повышения эффективности детектирования космических нейтрино при помощи
глубоководного нейтринного телескопа проекта NEMO,
Москва-2006. [4]
