Регистрация потока мюонов от нейтрино космических лучей методом измерения времени пролета тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.04.16, доктор физико-математических наук Михеев, Станислав Павлович

• Михеев, Станислав Павлович
• доктор физико-математических наук
• 1982

Оглавление диссертации доктор физико-математических наук Михеев, Станислав Павлович

ВВЕДЕНИЕ.

ГДАВА1. РАСЧЕТ ПОТОКА МЮОНОВ, РОЗДЕННЫХ НЕЙТРИНО

КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ.

1.1 Энергетические спектры атмосферных нейтрино.

1.2 Сечение взаимодействия нейтрино с веществом.

1.3 Пробеги мюонов в грунте.

1.4 Характеристики потока мюонов, рожденных нейтрино космических лучей.

1.5 Осцилляции нейтрино и их влияние на поток мюонов, рожденных нейтрино.

1.6 Внеземные источники нейтрино высокой энергии.

ГЛАВА11. БАКСАНСКИЙ ПОДЗЕМНЫЙ СЦИНТИЛЛЯЦИОННЫЙ

ТЕЛЕСКОП.

2.1 Конструкция телескопа.5В

2.2 Стандартный детектор.

2.3 Системы управления и регистрации.

2.4 Измерение времени пролета частиц, Пересе- . камцих телескоп.

2.5 0 бработка информации.на линии.Контроль. работы установки.

ГДАВАШ. ВРЕМЕННОЕ РАЗРЕШЕНИЕ ТЕЛЕСКОПА.'

3.1 Основные факторы,.определяющие временное . разрешение.

3.2 Расчет временных свойств детектора.

3.3 Расчет временного разрешения телескопа и сравнение с результатами измерения.

3.4 Измерение.скорости.частиц,.пересекающих. телескоп.

ГЛАВА1У. ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНОЕ НАБЛЮДЕНИЕ ЧАСТИЦ ИЗ НИЖНЕЙ

ПОЛУСФЕРЫ И АНАЛИЗ РЕЗУЛЬТАТОВ.

4.1 Система управления для выделения частиц из нижней полусферы.

4.2 Обработка экспериментальных данных.

4.3 Характеристики нейтринных событий.

4.4 Анализ результатов.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Регистрация потока мюонов от нейтрино космических лучей методом измерения времени пролета»

Идея использования потока атмосферных нейтрино высокой энергии, для изучения характеристик слабых взаимодействий возникла более двадцати лет назад. В работах М.А.Маркова и И.М.Железных / 1,2,3 /, а так же К.Грейзена / 4 / впервые была показана реальность экспериментов с нейтрино космических лучей. В этих работах предлагалось регистрировать поток мюонов, возникающий в результате взаимодействия нейтрино с веществом:

Va +Х

В начале шестидесятых годов, когда обсуждались эти предложения, искусственные пучки нейтрино, созданные на ускорителях, имели среднюю энергию ГэВ. Спектр нейтрино атмосферного происхождения, согласно сделанным оценкам / 3,5 /, простирался далее I03 ГэВ и поэтому эксперимент в космических лучах рассматривался с точки зрения возможностей изучения поведения сечения взаимодействия в зависимости от энергии нейтрино. Интегральный поток мюонов, рожденных нейтрино, Хм чувствителен к поведению сечения с энергией. Так, в случае линейного роста сечения с энергией величина Iju в 10 раз больше чем в случае постоянства сечения при энергии нейтрино ^ I ГэВ / 3 /. Если сечение растет ~ \/£J , то поток

7- V v jsi должен быть в '-З раза меньше, чем при линейном росте / б /.

Поведение сечения взаимодействия с энергией влияет также на отношение числа мюонов, рожденных нейтрино в горизонтальном направлении, к числу мюонов в вертикальном направлении, так как поток нейтрино имеет анизотропию и величина анизотропии растет с энергией нейтрино.

Также в работах / 3,6 / отмечалось, что если масса промежуточного бозона не очень велика, то он может быть замечен в космическом эксперименте. В этом случае должны быть обнаружены события, содержащие две проникающие частицы, так как основную роль играет следующая реакция: и в конечном состоянии имеется два мюона.

Малые потоки, которые необходимо регистрировать в таких экспериментах, накладывают существенные требования на установку и условия цроведения опыта. Во-первых, требуется установка большой площади, порядка ста квадратных метров, чтобы регистрировать около десяти нейтринных событий в год. Во-вторых, установка должна быть расположена на достаточной глубине под землей, чтобы защититься от мгоонов, рожденных космическими лучами в атмосфере. Однако, М.А.Марков предложил регистрировать частицы, пришедшие на установку из нижней полусферы. В этом случае фон от проникающих под землю мюонов можно полностью исключить, так как все известные компоненты космического излучения, кроме нейтрино, поглощаются на глубине нескольких километров грунта. Тогда глубина расположения детектора должна быть такая, чтобы фон от рассеяния назад мюонов, цришедщих сверху, был меньше эффекта от нейтрино. Процессы приводящие к образованию обратного тока мюонов рассматривались в работах / 7,8,9 /. Оказалось, что основную роль при рассеянии мюонов с энергией выше 3 ГэВ на угол больший 20° играет глубоко неупругое рассеяние мюона на ядре:

Из оценок, сделанных в работе / 9 /, следует, что фон от обратно го рассеяния мюонов становится несущественным цри глубинах больших 900 м.в.э.

Мишенью в простейшем подземном нейтринном эксперименте служит грунт, окружающий установку. Поскольку пробег мюонов пропорционален энергии (для 100 ГэВ), а нейтрино (мюонное), в среднем, передает половину своей энергии мюону, то размер мишени растет с увеличением энергии нейтрино. Этой особенностью объясняется чувствительность экспериментов с нейтрино космических лучей к поведению сечения цри Е#>10 ГэВ, несмотря на резкое падение с энергией интенсивности нейтрино.

Первые эксперименты по регистрации мюонов, рожденных нейтрино космических лучей были выполнены в самых глубоких шахтах мира, находящихся в Индии и в Южной Африке / 10,11 /. Для разделения мюонов, рожденных нейтрино космических лучей, и пришедших на установку из атмосферы в обоих экспериментах использовалось различие в угловом распределении потока мюонов от этих двух источников. Как известно, мюоны пришедшие из атмосферы имеют резкий пик в вертикальном направлении, в то время как мюоны, возникшие при взаимодействии нейтрино в грунте, окружающем установку, имеют максимум в горизонтальном направлении.

Эксперименты в Индии. В золотоносных шахтах поселка Колар Голд Филдс, Южная Индия, эксперименты с мюонами космических лучей проводились с 1961 года. В частности, здесь был цроведен эксперимент / 12 /, показавший, что на глубине порядка 3 км грунта, поток мюонов, проникающих из атмосферы, поглощается настолько, что становится возможна регистрация мюонов, рожденных нейтрино в горизонтальном направлении / 13 /.

Установка, созданная группой ученых из Индии, Японии и Англии / 14 /, состояла из пяти мюонных телескопов двух типов и двух магнитных спектрометров. Телескопы и спектрометры были расположены в шахте на глубине 7000 гг/см2. Все три типа детекторов показаны на рис Л. В каждом имелись две вертикальные стенки, набранные из пластических сцинтилляторов. Каждый сцинтиллятор площадью I м2 просматривался двумя фотоумножителями. Между сцинтилляторами были расположены неоновые трубки для регистрации траектории частиц и поглотители, которые в некоторых случаях позволяли отделять электроны от более тяжелых частиц.

Два телескопа первого типа имели площадь Зм х2м и расстояние между сцинтилляторами 80 см. Три ряда горизонтальных неоновых трубок и два слоя свинца по 2,5 см находились между стенками сцинтилляторов. Апертура каждого телескопа для изотропного излучения была около 20 мастер. Три телескопа второго типа площадью 2м х 2м и расстоянием между сцинтилляторами 1,3 м имели четыре слоя железа толщиной 7,5 см каждый и пять рядов неоновых трубок, расположенных через один во взаимноперпендикулярных направлениях. Хотя, апертура каждого телескопа этого типа меньше, чем у других и составляла всего около 8 мастер, эти телескопы, в отличие от предыдущих, позволяли измерять и зенитный, и азимутальный углы траектории. Магнитные спектрометры площадью 2м х 4м содержали намагниченное железо толщиной 40 см с максимальной напряженностью магнитного поля 14 кГс. Ряды неоновых трубок были расположены по обе стороны пластических сцинтилляторов. Кроме того, дополнительно над спектрометром были расположены сцинтилляторы площадью 1м х 4м и неоновые трубки покрывавшие площадь 2м х 4м. Верхние сцинтилляторы в совпадении с боковыми позволяли регистрировать относительно большую интенсивность мюонов из атмосферы под углами близкими к вертикали и таким способом проводить необходимую проверку эффективности спектрометров. Максимально измеримый импульс для частиц, которые

Телескоп первого типа Телескоп второго типа

Рис.1 Детекторы подземной установки в Индии.

1-шастические сцинтилпяторы

2-неоновые разрядные трубки пересекали четыре ряда неоновых трубок был 30 ГэВ/с и для частиц, пересекавших три ряда, около 8 ГэВ/с. Апертура для изотропного потока —35 мастер.

Использование неоновых разрядных трубок позволяло оцределять либо проекцию зенитного угла, либо зенитный и азимутальный углы прошедшей частицы с точностью +1°. В некоторых случаях, когда проникающая частица давала достаточно энергичное сопровождение, можно было определять направление движения частицы.

Сигнал, управлявший работой телескопов, возникал цри четырехкратных совпадениях между импульсами от двух пар фотоумножителей просматривающих сцинтилляторы противоположных вертикальных стенок. Часть экспозиции для телескопов второго типа была проведена при так называемом "одностороннем управлении", когда требовались только двукратные совпадения пар умножителей, просматривавших отдельный сцинтиллятор. Несмотря на то, что цри таком управлении резко возрастал темп счета установки за счет случайных совпадений и естественной радиоактивности, это позволяло регистрировать события с низкой энергией и взаимодействия нейтрино внутри установки, а также увеличивало апертуру установки.

Итоговая статистика этого эксперимента приведена в таблице I. На рис.2 показано угловое распределение всех зарегистрированных событий. К мюонам, рожденным нейтрино, авторы относили траектории частиц с цроекцией зенитного угла больше 50°. Суммарное число таких событий по всем телескопам составляет 16. Полученная отсюда интегральная интенсивность мюонов с Eju ^0,3 Гэв, рожденных нейтрино, в горизонтальном направлении оказалась равной (3,5+ +0,9)х10~13см""2сек~1стер""1.

Эксперименты в Южной Африке. В шахтах Южной Африки было проведено два эксперимента / 15,16 / по измерению горизонтального

Проекция зенитного угла

Рис.2 Угловое распределение мюонов, зарегистрированных в нейтринном эксперименте в Индии. потока мюонов от нейтрино. Первая установка находилась на глубине 8710 гг/см^ и содержала 54 жидкостных, сцинтилляционных детекторов, которые смонтированы в две, расположенные друг против друга, вертикальные стенки длиной девять и высотой три счетчика каждая (рис.3). Таблица I. .-""Г Детектор ! Телескопы \ I типа j Телескопы П типа j ! Спектрографы

Время экспозиции (ч) 49047 17560 26196+ 24813

Количество мюонов из атмосферы 42 2 76+ 82

Количество мюонов от нейтрино 7 2 5+ 2

Апертура х время (сигсек.стер) 2Д0.Ю9 0,37Л09 0,85Л09 I.39.I09

Одностороннее управление

Расстояние между стенками 1,65 м. Детектор длиной 5,47 м, высотой 55,5 см и толщиной 12,7 см представляет собой плексигласовый бокс, наполненный жидким сцинтиллятором на основе вазелинового масла. Объем детектора просматривался с каждого конца двумя фотоумножите лями с диаметром фотокатода 5 дюймов, которые обоазначены на рис. 3 буквами А, В, С и Д. Горизонтальная частица, пересекающая счетчик по нормали, теряет в нем 20 Мэв, а вертикальная 90 Мэв. Очевидно, что доля света, попавшая на фотоумножитель, зависит от места прохождения частицы. Соответственно, измеряя отношение амплитуд сигналов на противоположных концах детектора, возможно было определять координату частицы вдоль счетчика с точностью 15 см. Для

Рис.з Нейтринный эксперимент в Южной Африке, а) расположение детекторов в шахте б) схема отдельного детектора (а,в,с и □ фотоумножители) регистрации событий были разработаны две системы. Первая представляла собой годоскоп, в котором можно было запоминать и затем выводить в цифровом виде амплитуда сигналов для каждого фотоумножителя установки. Однако, так как частота полезных событий очень мала, порядка десяти в год, регистрирующая система должна позволять с высокой надежностью выделять истинные сигналы на фоне различных шумов. Поэтому была разработана вторая регистрирующая система, которая, используя два двухлучевых осциллографа и комбинацию линий задержек, давала возможность записывать форцу сигнала от каждого фотоумножителя. Управляющим сигналом для регистрирующих устройств служили четырехкратные совпадения четырех дискриминаторов, на каждый из которых подавалась сумма всех фотоумножителей обозначенных одной буквой (см. рис.3).

События, зарегистрированные установкой были разделены на следующие группы:

1. Сработало одновременно по одному детектору на каждой вертикальной стенке. Всего зарегистрировано 32 таких совпадения. События этого типа, в основном, объясняются прохождением мюонов, рожденных нейтрино в окружающем установку грунте, так как минимальный зенитный угол в этом случае около 45°.

2. Сработало два детектора на одной стороне и один на другой (6 событий). Этот тип событий так же в основном вызваны взаимодействием нейтрино.

3. Сработал один детектор (212 событий).

4. Сработало два детектора один над другим (51 событие).

5. Сработало три детектора один над другим (30 событий). События последних трех групп вызваны мюонами, цроникшими на уровень наблюдения из атмосферы.

6. Одновременно сработало в сумме на обеих стенках более трех детекторов (II событий). В эту группу попадают события из обоих источников. Однако, разделить их из-за недостатка информации невозможно и в дальнейшем анализе эти события не учитываются.

7. Один детектор сработал дважды в течение нескольких микросекунд (4 события). События этой группы можно объяснить остановкой и последующим распадом мюона. Наиболее вероятно, что эти мюо-ны рождены нейтрино, так как средняя энергия атмосферных мюонов на этой глубине почти в 100 раз больше, чем мюонов от нейтрино.

Окончательно, после анализа данных о величине энерговьщеле-ний в детекторах и рассмотрения возможных источников фона, авторами было отнесено к нейтринным 35 событий, 31 из первой группы и 4 - из второй. Оцененный отсюда поток мюонов, рожденных нейтрито но в горизонтальном направлении, оказался равным (3,7+0,6).10

-2 -I -I ~~ см сек стер .

В дальнейшем эта же группа провела еще один эксперимент по измерению горизонтального потока мюонов на глубине 8890 гг/см^. Сцинтилляционные детекторы, которые использовались в первом эксперименте, были расположены в одну вертикальную плоскость по три детектора один над другим, объединенных в один модуль. Всего установка содержала двадцать таких модулей. По обе стороны сцинтилля-ционных детекторов находилась по несколько рядов неоновых разрядных трубок, ориентированных во взаимноперпендикулярных направлениях. Полное количество разрядных трубок в установке было 48384. Управлением служили четцрехкратные совпадения сигналов от фотоумножителей просматривающих детектор. Как и в предыдущей работе, с экрана осциллографа фотографировались формы импульсов от фотоумножителей детектора, а номер сработавшего счетчика можно было определить по положению сигналов на развертках осциллографов. Информация с неоновых трубок с помощью фотосопротивлений выводилась через кодирующее устройство на годоскоп из 972 лампочек, которые по управляющему сигналу фотографировались.

Измеренное на этой установке угловое распределение мюонов показано на рис.4. Достаточно ясно видно разделение . потока мюонов на две компоненты с различным угловым распределением. Из этого распределения, используя метод максимального правдоподобия, был определен горизонтальный поток мюонов, рожденных нейтрино, то о т т который оказался равным (4,59+0,42)хЮ АОсм сек Астер""А для 0,1 Гэв.

Нейтринный детектор университета Юта (США). Наблюдение потока мюонов, рожденных при взаимодействии нейтрино космических лучей в грунте, глубоко под землей проводилось на нейтринном детекторе университета Юта / 17 /. По сравнению с другими, эта установка обладала наибольшей информативностью. Нейтринный детектор содержал три основных элемента:

1. 600 акустических, цилиндрических, искровых счетчиков для определения траектории каждого мюона.

2. Четыре водных черенковских счетчика использовались для управления и определения направления движения мюона. Направление траектории определялось по направлению черенковского излучения и по времени пролета частицы.

3. Два железных магнита для определения энергии мюона. Максимальный измеримый импульс ~100 Гэв/с.

Управлением служили двукратные совпадения сигналов от черенковских счетчиков. Такое управление исключало мюоны идущие под углами близкими к вертикали (&4 30°), кроме того, энергетический порог установки становился достаточно большим £^>2 ГэВ.

Установка была расположена на относительно небольшой глубине 1500 гг/см2. Поэтому отношение числа мюонов из атмосферы к числу о LO

20 е

CD ft 03 е к 3

1 5 со а g о о ^ 5

2Q

40° 60°

Зенитный угол

Рис.4 Угловое распределение событий, зарегистрированных во втором эксперименте в Южной Африке.

- 17 мюонов нейтринного происхождения составляло 2x10^, в отличие от других более глубоких экспериментов, где это отношение не больше 10. Однако, вероятность ошибки в оцределении направления движения под некоторыми углами оказалась достаточно велика и поэтоцу для надежного выделения частиц, идущих из нижней полусферы, пришлось существенно ограничить диапазон допустимых углов црихода. Произведение апертуры на время экспозиции составило всего 1,5хЮ^см^ х сек х стер. За время работы, почти два года, было отобрано из с прошедших частиц четцре траектории мюонов, которые цришли на установку из нижней полусферы. Считая вероятность рассеяния мюонов в обратную полусферу для данной глубины пренебрежимо малой, эти четыре события были отнесены к мюонам, рожденным нейтрино. Измеренный на нейтринном детекторе темп счета мюонов из нижней полусферы не противоречит данным других экспериментов / 14,15,16 /.

Сравнение измеренного и расчетного горизонтального потока мюонов, рожденных нейтрино, проведенное в нескольких работах / 14, 16*19 / показало, что экспериментальные данные не противоречат предположению о неограниченном линейном росте сечения взаимодействия нейтрино с веществом. Такой вывод подтверждают данные нейтринного детектора университета Юта, где все четцре зарегистрированных мюона, нейтринного цроисхождения, имеют достаточно высокую энергию. Однако, измеренные в разных экспериментах интенсивности мюонов в горизонтальном направлении несколько меньше ожидаемых, что может быть связано либо с неточностями расчета, либо с изменением характеристик взаимодействия нейтрино цри увеличении энергии. В работе / 16 / рассчитан горизрнтальный поток мюонов, рожденных нейтрино, используя последние ускорительные данные по измерению полного сечения (заряженные токи) взаимодействия мюонного нейтрино с нуклоном. Отношение ожидаемого потока к измеренному оказалось

R s 1,6+0,4, т.е. в наиболее статистически обеспеченном эксперименте (полное число нейтринных событий около 120) наблюдается недостаток мюонов нейтринного происхождения.

Другой результат нейтринных экспериментов, проведенных в космических лучах, состоит в том, что в этих экспериментах наблюдается избыток событий, в которых в установке регистрируется более одной траектории, имеющей заметный пробег. Например, в эксперименте / 14 / было обнаружено 7 сложных событий из 16 отнесенных к нейтринным. Адронный каскад, возникающий при взаимодействии нейтрино, имеет, как правило, пробег порядка метра грунта, мюоны же собираются с расстояния нескольких десятков метров. Вклад от взаимодействия нейтрино через нейтральные токи и от электронных нейтрино так же мал, т.к. в этом случае эффективная масса мишени существенно меньше чем при взаимодействии мюонного нейтрино с образованием мюона. Следовательно, вклад сложных событий в нейтринную статистику должен быть меньше 10$. Анализ этих событий показал, что в 3 случаях наблюдаются две или больше траекторий проникающих частиц (мюонов или адронов), расходящихся под большими углами (^45°) из одной точки, расположенной в воздушном промежутке между установкой и грунтом. Очевидно, что вероятность взаимодействия нейтрино в таком малом количестве вещества чрезвычайно мала. Подобные события наблюдались в работе / 16 /, однако поиски таких событий в экспериментах на ускорителях не принесли успеха. Природа этих событий в настоящее время не выяснена. Тем не менее в работе / 20 / сделано предположение, что эти события вызваны распадом новой, тяжелой (М-5 ГэВ) долгоживущей (z ~10~^сек) частицы, генерированной во взаимодействии электронных нейтрино с веществом. Но большое сечение рождения этих частиц, необходимое для объяснения наблюдаемой частоты появления таких событий, делает

- 19 это предположение маловероятным.

Еще в первых предложениях / 1,3 / экспериментов с нейтрино космических лучей обращалось внимание на важность, с астрофизической точки зрения, оценки потока нейтрино высокой энергии внеземного происхождения. Измерение потока мюонов на больших глубинах / 12 / позволило установить, что плотность потока энергии во Вселенной, заключенной в нейтрино с энергией >1 Гэв по край-о ней мере в 10 раз меньше усредненной плотности энергии заключенной в нуклонах / 21 /. Нейтринные эксперименты в космических лучах показывают, что поток мюонов, рожденных нейтрино внеземното Р Т Т го происхождения меньше чем 10 см сек стер / 16 /. В работе/14 / было построено распределение нейтринных событий в звездных координатах. Оказалось, что наблюдается сгущение событий в одной точке звездного неба, вероятность образования которого за о счет флуктуации составляет 10 . Однако, неопределенность в направлении движения частицы, а также неточности в определении углов не позволяют утверждать, что обнаруженное сгущение имеет реальное происхождение.

В последние годы, благодаря созданию искусственных пучков нейтрино на новых мощных ускорителях, были подробно изучены характеристики взаимодействия нейтрино с нуклонами до энергии ~-250 Гэв. С другой стороны,новые данные о таких характеристиках адронных столкновений при высоких энергиях, как множественность и распределение по энергиям вторичных частиц, доли каонов среди вторичных частиц, позволили уточнить расчеты спектра нейтрино, генерированного космическими лучами в атмосфере Земли. Все это, в свою очередь, дает возможность с хорошей точностью предсказать ожидаемые потоки мюонов, рожденных нейтрино, для разных зенитных углов и энергий нейтрино меньших 250 Гэв. Сравнение эксперимен

- 20 тального и расчетного значений потока мюонов, рожденных нейтрино, дает возможность проверки гипотезы об осцилляциях нейтрино, предложенной Б.Понтекорво / 22 /, для длины осцилляций порядка или меньше диаметра земного шара. В частности, результат эксперимента / 16 /, где измеренный поток оказался в 1,6 раза меньше ожидаемого, был интерпретирован / 23 / как проявление эффекта осцилляций нейтрино. С этой точки зрения, интересно измерение потока нейтрино, прошедшего через земной шар в вертикальном направлении. Поток этот гораздо более чувствителен к осцилляциям чем горизонтальный.

С астрофизической точки зрения, по-прежнеиу» интересны любые новые ограничения на поток нейтрино высокой энергии внеземного происхождения. По современным представлениям диффузное изотропное нейтринное излучение из космического пространства в области энергий нейтрино <1 Тэв значительно меньше потока нейтрино, рожденных в атмосфере. Все же локальные источники нейтринного излучения высокой энергии, если таковые существуют, могут быть обнаружены и на фоне потока нейтрино из атмосферы, так как в случае локального источника нейтрино должны приходить из одной точки небесной сферы.

В связи с вышеизложенным интерес к подземным нейтринным экспериментам нельзя считать исчерпанным. С 1978 года такой эксперимент был начат на Баксанской нейтринной обсерватории Института ядерных исследований АН СССР. Сооруженный там подземный сцинтил-ляционный телескоп предоставляет большие возможности в исследовании мюонов космических лучей. В частности, на этой установке регистрщ)уется поток мюонов, приходящих из нижней полусферы. Мю-оны, пересекающие телескоп снизу вверх, обязаны своим цроисхож-дением, в основном, нейтрино, возникшим в атмосфере, прошедшим

- 21 сквозь земной шар и испытавшим взаимодействие недалеко от установки.

Как уже отмечалось, поток мюонов, рожденных нейтрино, чрезвычайно мал поэтому регистрация этих мюонов представляет определенные трудности, тем более, что Баксанский подземный сцинтилля-ционный телескоп находится на относительно небольшой глубине 850 гг/см^ и поток мюонов из атмосферы велик. Темп счета установт ки составляет 15 сек . Ожидаемое число мюонов, рожденных нейтрино и цроходящих телескоп снизу вверх, один в неделю, то есть отношение фон-эффект составляет ~Ю . Следовательно, метод разделения частиц, идущих сверху вниз и снизу вверх, должен иметь высокую надежность. В случае Баксанского подземного телескопа для разделения этих двух потоков используется метод измерения времени пролета частиц, пересекающих телескоп.

Дели представляемой диссертации следующие:

1. Показать возможности Баксанского подземного телескопа по изучению осцилляций нейтрино и поиску локальных источников нейтрино.

2. Обосновать выбранную методику выделения частиц, рожденных нейтрино, на фоне большого потока мюонов из атмосферы.

3. Измерить поток мюонов, рожденных нейтрино, и провести анализ результатов с точки зрения возможного влияния на величину потока мюонов осцилляций нейтрино и нейтринного излучения внеземного происхождения.

Новизна работы. Применение метода измерения времени пролета на установке, содержащей 3200 детекторов, позволило надежно регистрировать частицы, пересекающие телескоп снизу вверх, на фоне большого потока мюонов, цриходящих из атмосферы. Впервые, измерен поток мюонов, рожденных нейтрино, в области зенитных углов 130°т

Практическая и научная значимость работы. Измеренный вертикальный поток мюонов, нейтринного происхождения, согласуется с результатами проведенных расчетов. Это противоречит выводам, сделанным из измерений горизонтального потока мюонов, рожденных нейтрино. Сравнение измеренного и расчетного вертикальных потоков мюонов позволило установить наиболее сильное ограничение на параметры осцилляций нейтрино в случае перехода между двумя типами нейтрино

Временное разрешение Баксанского подземного телескопа позволяет проводить регистрацию редких процессов на фоне большого потока частиц из атмосферы.

Основные положения, выносимые на защиту:

1. Показано, что измерение потока мюонов, рожденных нейтрино космических лучей в вертикальном направлении, наиболее чувствительный среди доступных на сегодняшний день методов обнаружения осцилляций нейтрино.

2. Примененный метод измерения времени пролета, позволяет с высокой степенью надежности выделять частицы, пришедшие из нижней полусферы на фоне большого потока мюонов сверху. Вероятность имитации обратного движения за счет ошибки измерения времени пролета меньше 10"^.

3. Получено ограничение на параметры осцилляций нейтрино. В случае переходов между двумя типами нейтрино и максимального смешивания разность квадратов масс двух типов нейтрино

2 Q Р

6x10 эв на 90% доверительном уровне.

4. Получено ограничение на поток мюонов, рожденных нейтрино то р т т внеземного происхождения на уровне 0,5x10 см сек стер .

Заключение диссертации по теме «Физика атомного ядра и элементарных частиц», Михеев, Станислав Павлович

Основные выводы и результаты настоящей работы следующие:

1. Поток мюонов, рожденных нейтрино атмосферного происхождения, чувствителен к осцилляциям нейтрино. Современный уровень знаний характеристик взаимодействия и процессов генерации нейтрино позволяет предсказать ожидаемый поток мюонов. В экспериментах с нейтрино космических лучей, используя установку типа Баксанско-го подземного сцинтилляционного подземного телескопа, можно достичь ограничения на разность квадратов масс нейтрино на уровне о р

С10 эВ , что в 10 раз меньше ограничений, доступных в настоящее время в экспериментах с искусственными источниками нейтрино.

2. Для разделения потоков мюонов, пришедших на установку сверху и снизу, использован метод измерения времени пролета частиц. Измерено временное разрешение телескопа, которое равно 7 нсек, (ширина на полувысоте распределения). Проведенный расчет временных свойств установки показал, что временное разрешение в основном определяется свойствами детектора и при существующей конструкции детектора не может быть меньше 5,5 нсек. Дополнительную неопределенность вносят электронная система измерения времени пролета и разброс индивидуальных задержек фотоумножителей, просматривающих объем детекторов. Большие ошибки измерения времени пролета, вызванные электронной системой, выявляются, благодаря осциллографирова-нию формы сигналов, возникающих в детекторах.

3. Для контроля за временной настройкой детекторов разработана система временного мониторирования детекторов, позволяющая за сутки работы установки определять величину отклонения задержки каждого индивидуального детектора от среднего значения. Данные временного монитора могут быть использованы для внесения поправок

- 149 в измерения моментов срабатывания индивидуальных детекторов.

4. Временное разрешение телескопа позволяет надежно определять направление движения частицы по измерению времени пролета между двумя точками при пролетной базе м. Ситуация существенно улучшается при пересечении частицей трех и более плоскостей телескопа. Для определения направления движения в этом случае предложено вычислять значение параметра c/v , цричем система отсчета выбрана так, что c/v > 0 соответствует движению сверху вниз, a C/v-С О соответствует движению снизу вверх. Подробный анализ событий со значением параметра c/v£ 0,6 показал, что частота таких событий < ЗхЮ~^сек~^. В интервале -0,7^c/v<. о за все время работы не было обнаружено ни одного события и вероят о ность имитации события в этом интервале <10 .

5. Разработана эффективная электронная система для выделения частиц, приходящих на телескоп из нижней полусферы. Темп счета системы управления 0,12 мин"^ определяется электрическими помехами и наклонными группами параллельных частиц, проходящих через телескоп. Создана программа машинной обработки зарегистрированных событий, которая при либеральных критериях отбора позволяет вести предварительное разделение событий на классы, оставляя в качестве кандидатов на нейтринные 0,8% всех обработанных событий.

6. За время набора информации 8477,5 часа зарегистрировано 106 частиц, пришедших на телескоп из нижней полусферы. К нейтринным событиям отнесены 36, траектории которых имеют зенитный угол S s* 110°. В данной работе впервые зарегистрированы мюоны, которые рождены нейтрино, прошедшими до взаимодействия через земной шар.

7. Проведено сравнение измеренного и расчетного числа нейтринных событий. Отношение экспериментального и расчетного числа событий равно 1+0,26. В отличие от предыдущих экспериментов, где наблюдался некоторый недостаток нейтринных событий в горизонтальном направлении, в настоящем эксперименте сравнение проведено для вертикального потока (6 ^ 130°). Причина расхождения предыдущих экспериментов с предсказанием кроется в необходимости учета процессов рассеяния мюонов для горизонтального потока, в то время как для вертикального потока эти эффекты несущественны. Кроме того, в настоящей работе количество сложных событий не противоречит ожидаемому. В предыдущих экспериментах был обнаружен некоторый избыток таких событий.

8. При предположении отсутствия внеземного потока нейтрино, сравнение расчета и эксперимента дает возможность сделать ограничения на параметры осцилляций нейтрино. В случае двух типов нейт

2. 3 2 рино и максимального смешивания <6x10 эВ . В настоящее время это наиболее сильное ограничение. Однако, из-за малой статистики эксперимента при уменьшении параметра смешивания ограничение на ЛГУ)2,быстро падает и исчезает при sinz2d< 0,65. Для дальнейшего продвижения в поисках осцилляций с помощью нейтрино космических лучей необходимо провести более точные расчеты спектра нейтрино, рождающихся в атмосфере Земли.

9. Полученное в настоящем эксперименте распределение событий в звездных координатах не дает достоверных указаний на существование локальных источников нейтрино в нашей Галактике. При предположении отсутствия осцилляций нейтрино получено ограничение на диффузный поток нейтрино внеземного происхождения на уровне 0,5хЮ~13см~2сек"1стер~1.

В заключение считаю своим приятным долгом выразить глубокую благодарность моему научному руководителю, член-корреспонденту АН СССР А.Е.ЧУДАКОВУ за постоянное внимание к настоящей работе.

Я благодарен всем сотрудникам Лаборатории лептонов высокой энергии отдела ЛВЭНА и Баксанской нейтринной обсерватории ИЯИ АН СССР, принявшим участие в монтаже, наладке и эксплуатации Баксанского подземного сцинтилляционного телескопа, особенно М.М.БОЛИЕВУ, А.В.БУТКЕВИЧУ, В.Н.ЗАКВДЫШЕВУ и Б.А.МАКОЕВУ, непосредственно участвующим в нейтринном эксперименте.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Список литературы диссертационного исследования доктор физико-математических наук Михеев, Станислав Павлович, 1982 год

1. M.A.Markov On high energy neutrino physics. Proc. of i960 Annual 1.t. Conf. on High Energy Physics, Rochester, I960, p.578-581

2. И.М.Железных 0 взаимодействии с веществом нейтрино космических лучей высокой энергии. Дипломная работа, МГУ, 1958г.

3. M.A.Markov, I.М.Zheleznykh On high energy neutrino physics in cosmic rays. Nucl. Phys., 1961, v.27, p.385-394

4. K.Greisen Possibility of high energy neutrino measurements with cosmic rays. Proc. of the Int. Conf. on Instrumentation for High Energy Physics, Berkley, I960, v.l, p.209-211

5. Г.Т.Зацепин, В.А.Кузьмин Генерация нейтрино в атмосфере. ЖЭТФ, 1961, т.41, с.I8I8-I827

6. T.Lee et al. Intensity of upward muon flux due to cosmic-ray neutrino produced in the atmosphere. Phys. Rev., 1963, v.132, p.1297-1300

7. Л.Г.Заставенко, А.С.Чилок Угловое и энергетическое распределения быстрых ц-мезонов, проникающих из атмосферы в землю. ЖЭТФ, 1964, т.47, с.134-138

8. Э.В.Бугаев 0 рассеянии мюонов космических лучей на большие углы. Изв. АН СССР сер. физ., 1967, т.31, с.1568-1570

9. E.V.Bugaev Large-angle scattering of cosmic muons. Canad. J. of Phys., 1968, v.46, p.S391-S394

10. C.V.Achar et al. Detection of muons produced by cosmic ray neutrinos deep underground. Phys. Lett., 1965, v.18, p.196-199

11. F.Reines et al. Evidence for high-energy cosmic-ray neutrino interactions. Phys. Rev. Lett., 1965, v.15, p.429-433

12. S.Miyake et al. Cosmic ray intensity measurements deep under- . ground at depths of (800-8400)m.w.e. Nuovo Cim., 1964, v.32, p.1505-1523- 153

13. M.G.K.Menon et al. Cosmic-ray intensity at great depth and neutrino experiments. Nuovo Cim., 1963, v.30, p.1208-1219

14. M.R.Krishnaswamy et al. The Kolar Gold Filds neutrino experiment. I The interaction of cosmic ray neutrino. Proc. Roy. Soc. Lond., 1971, V.A323, p.489-509

15. F.Reines et al. Muons produced by atmospheric neutrinos: experiment. Phys. Rev., 1971, v.D4, p.80-98

16. M.F.Crouch et al. Cosmic-ray muon flux deep underground: Intensity vs depth and the neutrino induced component. Phys. Rev., 1978, V.D18, p.2239-2252

17. H.E.Bergeson et al. Neutrino-induced muons deep underground. Phys. Rev. Lett., 1973, v.31, p.66-70

18. Л.В.Волкова, Г.Т.Зацепин К анализу нейтринных экспериментов в космических лучах. ЯШ, 197I, т.14, с.211-220

19. H.H.Chen et al. Muon produced by atmospheric neutrinos: analysis. Phys. Rev., 1971, v.D4, p.99-121

20. M.R.Krishnaswamy et al. Cosmic ray observation deep underground and further analesis of the evidece for the production of new particles. Proc. of the Int. Conf. "Neutrino-76", Aachen, FRG, 1977, p.197-214

21. Б.М.Понтекорво, A.E.Чудаков Нейтрино и интенсивность космических лучей на больших глубинах. ЖЭТФ, 1962, т.43, с.1967-1969.

22. Б.М.Понтекорво Нейтринные опыты и вопрос о сохранении лептонного заряда. ЖЭТФ, 1967, т.53, с.1717-1725

23. V.Barger et al. Possible indications of neutrino oscillations. Phys. Lett., 1980, v.93B, p.194-198

24. A.E.Chudakov The underground liquid scintillator telescope. Cosnews, 1977, №7, p.4-5

25. J.L.Osborn et al. The energy spectra of cosmic ray neutrinos at ground level in the range l-1000GeV. Proc. Phys. Soc., 1965,v. 86, p.93-99

26. R.Cowsik et al. Evalution of high energy natural neutrino experiments. Proc. of the Indian Academy of Sciences, 1966, v. 63, p.217-243

27. Л.В.Волкова Энергетические спектры и угловые распределения нейтрино атмосферного происхождения. ЯШ, 1980, т.31,. с.1510-1521

28. Э.В.Бугаев, Ю.Д.Котов, И.Л.Розенталь Космические мюоны и нейтрино М. Атомиздат, 1970

29. И.С.Цукерман Свойства и взаимодействия нейтрино. Заряженные токи. Препринт ИТЭФ-85, 1979

30. В.И.Гуренцов и др. Прохождение потока мюонов через толстые слои вещества. ЯФ, 1976, т.23, с.I00I-I0I0.

31. С.М.Биленький, Б.М.Понтекорво Смешивание лептонов и осцилляции нейтрино УФН, 1977, т. 123, с.181-216

32. B.T.Cleveland et al. Solar neutrino experiments and a test for neutrino oscillations. Proc. of the 1980 Int. DUMAND symposium 1981, v.2 p.103-114

33. P.Boehm et al. Experimental study of neutrino oscillations at a fission reactor. Phys. Lett., 1980, v.97B, p.310-314

34. F.Nezrick, F.Reines Fission-antineutrino interaction with protons. Phys. Rev., 1966, v.142, p.852-870

35. F.Reines et al. Denection of V -e scattering. Phys. Rev. Lett., 1976, v.37, p.315-318

36. D.S.Silverman, A.Soni Analysis of reactor experiments for neutrino oscillation. Phys. Rev. Lett., 1981, v.46, p.467-471

37. F.Reines et al. Evidence for neutrino instability. Phys. Rev. Lett., 1980, v.43, p.1307-1316

38. P.Nemethy et al. Limits on neutrino oscillations from muon--decay neutrinos. Phys. Rev., 1981, V.D23, p.262-264

39. E.Bellotti et al. A preliminary limit on neutrino oscillations in Gargamelle experiments. Lett. Nuovo Cim., 1976, v. 17 p.553-555

40. В.С.Березинский, Г.Т.Зацепин Возможности экспериментов с космическими нейтрино очень высоких энергий: проект ДЮМАНД. УФН, 1977, т.122, с.3-36

41. V.S.Berezinsky Extraterrestrial neutrino sources and high energy neutrino astrophysics. Proc. of the Int. Conf. "Neutri-no-77"j USSR, 1978, v.l, p.177-192

42. V.S.Berezinsky High energy neutrino astronomy versus gamma astronomy. Proc. of the 1979 DUMAND summer workshops at Khabarovsk and lake Baikal, 1980, p.245-261

43. V.S.Berezinsky, О.F.Prilutsky High energy neutrinos frpm supernova explosion and Davis' experiment. Proc. of the Int. Conf. '"Neutrino-76", Aachen, FRG, 1977, p.650-653

44. V.S.Berezinsky, V.L.Ginzburg On high energy neutrino radiation of quasars and active galactic nuclei. Proc. of the 1980 Int. DUMAND symposium, 1981, v.2, p.181-201.

45. O.Eichler SS433: A possible neutrino source?, Proc. of the 1980 Int. DUMAND symposium, 1981, v.2 p.266-271

46. Е.Н.Алексеев и др. Баксанский подземный сцинтилляционный телескоп Изв. АН СССР сер. физ. 1980, т.44, с.609-612

47. В.Н.Бакатанов и др. Большие сцинтилляционные счетчики. Труды 5-ой Всесоюзной конф. по сцинтилляторам, Харьков, 1968, вып.5, часть 2, с.119-123

48. А.В.Воеводский и др. Жидкие сцинтилляторы для больших сцинтил-ляционных счетчиков. ПТЭ, 1970, №1, с.85-87

49. А.В.Воеводский Применение жидкостных сцинтилляционных детекторов большой площади для измерения интенсивности космическихлучей. Дисс. канд. физ.-мат. наук, ФИАН,1974

50. Ю.Н.Коновалов и др. Портативный импульсный источник рентгеновского излучения для калибровки сцинтилляционных детекторов. Труды Всесоюзной конф. по физике космических лучей, Ташкент, 1968, частиь1, вып.З, с.133-136

51. Ю.В.Стенькин, В.И.Степанов Формирователь для временной привязки ПТЭ, 1978, №5, с.135-137

52. Ю.В.Маловичко, В.И.Степанов Система измерения времени пролета частиц на сцинтилляционном телескопе. ПТЭ, 1980, №4, с.50-54

53. G.Hyman et al. Study of high speed photomultiplier systems. Rev. Sci. Instr., 1964, v.35, p.393-417

54. R.Euling Statistics of time in photomultiplication. J. Appl. Phys., 1964, v.35, p.1391-1403

55. E.Gatti, V.Svtlto Review of theories and experiments of resolving time with scintillation. NIM, 1966, v.43, p.248-268

56. M.Cocchi and A.Rota Light collection on a photocathode from a cylindrical scintillator. NIM, 1967, v.46, p.136-140

57. В.Н.Бакатанов, В.Л.Дадыкин Оценка времени высвечивания некоторых жидких органических сцинтилляторов. Труды 5-ой Всесоюзной конф. по сцинтилляторам, Харьков, 1968, вып.5, часть2, с.43-46

58. Я.С.Еленский Влияние потенциала внешней поверхности колбы ФЭУ--49 на время пролета фотоэлектронов. ПТЭ, 1979, №3, с.167-171

59. В.Л.Дадыкин и др. 0 фокусировке фотоэлектронов в ФЭУ-49. ПТЭ, 1979, №2, с.223-226

60. Д.Е.Кнут Искусство программирования для ЭВМ т.2 Получисленные алгоритмы. М., "Мир", 1977

61. И.М.Соболь Численные методы Монте-Карло. М., "Наука", 1973

62. Ю.М.Андреев и др. Экспериментальные возможности наблюдения потока мюонов из нижней полусферы на Баксанском подземном сцин- 157 тилляционном телескопе. Изв. АН СССР сер. физ., 1980, т.44, с.613-617

63. Yu.M.Andreyev et al. Speed distribution of penetrating particles at depth 850hg/cm2. Proc. of the 16 ICRC, Kyoto, Japan, 1979, v.10, p.184-187

64. A.E.Chudakov et al. Study of high energy cosmic ray neutrinos. Status and possibility of Baksan underground scintillation telescope. Proc. of the 16 ICRC, Kyoto, Japan, 1979, v.10,p.287-292

65. М.М.Болиев и др. Ограничения на параметры осцилляций нейтрино по данным Баксанского подземного телескопа. ЯФ, 1981, т.34, с.I4I8-I42I

66. A.K.Mann, H.Primakoff Neutrino oscillations and the number of neutrino types. Phys. Rev., 1977, v.D15, p.655-665

67. M.M.Boliev et al. V -flux as measured by Baksan underground scintillation telescope. Proc. of the 17 ICRC, Paris, France, 1981, v.7, p.106-109

68. M.M.Boliev et al. Baksan neutrino experiment. Proc. of the Int. Conf. "Neutrino-8l", Нбп,ф1и1и, USA, 1982, v.l, p.283-290