Поиск локальных источников нейтрино высоких энергий по данным Баксанского Сцинтилляционного Телескопа тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.23 ВАК РФ

' российская академия наук

государственный научный центр российской

федерации институт ядерных исследований

На правах рукописи

Закидышев Виктор Николаевич

ПОИСК ЛОКАЛЬНЫХ ИСТОЧНИКОВ НЕЙТРИНО ВЫСОКИХ ЭНЕРГИЙ ПО ДАННЫМ БАКСАНСКОГО СЦИНТИЛЛЯЦИОННОГО ТЕЛЕСКОПА 01.04.23 - физика высоких энергий

автореферат Диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

москва - 1996

Работа выполнена в отделе Баксанскон нейтринной обсерватории Государственного научного центра "Институт ядерных исследований" РАН

Научный руководитель

доктор физико-математических наук Ф.Н.Алексеев

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Г.В .Домогацкий

доктор физико-математических наук С.П.Денисов

Ведущая организация:

Московский инженерно-физический институт

Защита диссертации состоится& 1996г.

в /] часов на заседании Диссертационного совета Д 003.21.01 Государственного научного центра "Институт ядерных исследований" РАН (117312 Москва, проспект 60-летия Октября.дом 7а)

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного научного центра "Институт ядерных исследований" РАН

Автореферат разослан

Ученый секрктарь Совета Кандидат физико-математических наук

996г.

Б. А.ТУлупов

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность проблемы. Нейтрино, благодаря своей большой проникающей способности, несут уникальпую информацию об астрофизических объектах в которых они генерируются. Исследование потоков нейтрино высоких энергий от астрофизических объектов позволит продвинуться в понимании проблемы происхождения происхождения космических лучей. Существующие модели генерации космических лучей содержат множество неопределенных параметров, поэтому любые экспериментальные результаты по потокам нейтрино высоких энергий представляют интерес для астрофизики. Исследования в этой области проводились на установке Баксалский Подземный Сцинтилляци-онный Телескоп, являющейся на сегодня одной из лучших установок, ведущих регистрацию нейтрино.

Цели представляемой диссертации:

1. Показать возможности Баксанского Подземного Телескопа по поиску локальных источников нейтринного излучения.

2. Обосновать выбранную методику выделения сигнала на фоне потоков от атмосферных нейтрино

3. Измерить потоки мюонов от внеатмосферных источников нейтрино.

Новизна работы.

При исследовании сигнала от потенциальных источников нейтрино впервые получены ограничения на большом статистическом материале.

Практическая и научная значимость работы

На Баксалском Подземном Сцинтшшщионном Телескопе ИЛИ РАН с 1978 года ведется эксперимент по регистрации мюонов, рожденных нейтрино высоких (Е„ > 1ГэВ) энергий. Набор статистики продолжается и в настоящее время. Набранная статистика нейтринных событий па сегодняшний день является наилучшей в мире. По данным, накопленным на установке БПСТ, получены наиболее сильные ограничения на потоки мюонов, рожденных нейтрино высоких энергий.

Апробация работы. Основные результаты, приведенные в диссертации, докладывались на Международных конференциям по космическим лучам /Киото, 1979г. Ла Хойя, 1985г.

Рим, 1995г./, Международной конференции Нейтрино-81 /Гонолулу,США,1981г./, а также иа семинарах отделов ЛВЭНА и ВНО ИЯИ РАН.

Публикации и объем работы Основные результаты диссертации опубликованы в 8-ми работах. Диссертация состоит из введения, трех глав и заключения, содержит 106 страниц, включая 17 рисунков и список литературы из 68 наименований.

Основные положения, выносимые на защиту:

1. Примепена методика обработки, позволяющая из общего потока событий, регистрируемых установкой, выделять события, связанные с прохождением мюонов из нижней полусферы.

2. Проведено исследование углового разрешения установки БПСТ по программе регистрации нейтрино из нижней полусферы. Показано, что угловое разрешение при усреднении по 2п - геометрии для изотропного потока составляет 1.6°. •

3. Проведены расчеты возможного углового размера сигпала для степенных энергетических спектров нейтринного излучения. Показано, что угловое разрешение установки позволяет решать на БПСТ задачи регистрации локальных источников нейтрино.

4. Получены ограничения на потоки мюопов, рожденных нейтрино для ряда потенциальных источников.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ.

Во введении обсуждается ряд моделей возможных источников нейтрино высоких эпергий. Дается обзор экспериментальных работ по поиску локальных источников нейтринного излучения, проведенных на установках 1МВ и КАМГОКАМБЕ. Обсуждаются планируемые эксперименты. Показывается необходимость дальнейших исследований в этой области.

Формулируются основные задачи, решаемые в диссертации и перечислены основные результаты, выносимые иа защиту.

В первой главе приводится описание установки Баксапский подземный сциптшгляцегонпый телескоп (БПСТ).

Баксанская Нейтринная Обсерватория расположена на Северном Кавказе в долине реки Баксан. Географические координаты 43°16'15" с.ш., 42°41'46" в.д. на высоте 1700 м над уровнем моря. Эффективная толщина грунта над установкой составляет 850 гг/см2.Пороговая энергия для мюонов на данной глубине -

200 ГэВ. Поток шоонов в месте расположения установки ослаблен примерно в 5000 раз по сравнению с потоком на поверхности. Глубина залегания установки выбиралась с учетом того, что кроме эксперимента по регистрации нейтрино, планировался еще целый ряд экспериментов, традиционных для физики космических лучей.

Телескоп представляет собой параллелепипед размерами 16 х 16 х Ил«3, все грани которого практически без зазоров покрыты стандартными сцинтплляционными детекторами. На высоте 3.6 и 7.2 м. расположены дополнительные плоскости. Вертикальные стены изготовлены из бетонных блоков толщиной 80 см. Горизонтальные перекрытия изготовлены из металлических конструкций и засыпаны щебнем. Толщина вертикальных перекрытий составляет 160г/сл«2, горизонтальных - 170г/слс2. Три нижних горизонтальных слоя содержат по 400 (20 х 20) детекторов. Верхний горизонтальный слой собрал из 576 (24 х 24) детекторов. Вертикальные плоскости содержат по 15 рядов. Для выполнения ремонтно-профилактических работ на плоскости, обращенной в сторону горы, удалены по два детектора перед каждой из горизонтальных плоскостей и сделаны входы на внутренние плоскости. Общее количество детекторов на установке составляет 3150.

Телескоп смонтировал из стандартных детекторов. Детектор представляет собой алюминиевый контейнер размерами70 х 70 х 30суд3, изготовленный из листового алюминия толщиной 3 мм. Для улучшения светосбора внутренние стенки контейнера покрыты диффузно отражающей эмалью БС-57/21 . Коэффициент отражения эмали в области спектрального максимума сцин-тилляционной вспышки равен, примерно, 0.95.

Контейнер заполнен сцинтиллятором, основу которого составляет уайт-спирит(С„Я2Ч+2, тг ~ 9), сцинтиллирующей добавкой является РРО в количестве 1г/л, и сместитель спектра РОРОР в количестве 0.3 г/л.

Детектор просматривается одним фотоумножителем ФЭУ-49Б, диаметр фотокатода - 150мм, динодная система жалюзий-ного типа с 12 динодами. Высоковольтное питание ФЭУ снимается с делителя, установленного непосредственно на его цоколе.

С каждого детектора снимается четыре сигнала: а) Анод-

пый сигнал. Этот сигнал после суммирования используется для измерения энерговыделения в плоскости, измерения относительных времен пролета между плоскостями, выработки мастер-импульса установки, а также для выработки ряда электронных триггеров.

б)Импульсный канал. Сигнал с 12-го динода поступает на вход дискриминатора - формирователя, установленного на светозащитном кожухе. Пороги дискриминаторов за время эксплуатации установки несколько раз перестраивались (12.5МэВ, ЮМэВ, 8МэВ). На выходе дискриминатора формируется импульс длительностью 2мкс. амплитудой 2 В. Этот импульс по индивидуальному кабелю с каждого детектора поступает в промежуточное запоминающее устройство ГИК. Из ГИКа информация о координатах сработавших детекторов поступает в оперативную память on-line компьютера. Эта информация используется для восстановления траекторий.

в)Логарифмический канал. Сигнал с 5-го динода служит для измерения энерговыделения в детекторе. Он подается на вход преобразователя амплитуда-длительность. Длительность выходного сигнала преобразователя пропорциональна логарифму амплитуды. Порог преобразователя 500 MeV, динамический диапазон ~ 1000

г) Токовый выход. Служит для настройки коэффициентов усиления ФЭУ.

Коэффициенты усиления детекторов настраивались с помощью радиоактивного источника Cs137, устанавливая его в фиксированное место на детекторе, добивались заданного тока на токовом выходе . Коэффициент усиления ФЭУ подбирался таким, чтобы наиболее вероятный сигнал от релятивистской частицы на нагрузке 75 ом равнялся 75 мВ. После выравнивания детекторов по коэффициентам усиления, с помощью импульсного рентгеновского источника проводилась настройка временных задержек детекторов. Источник устанавливался в фиксированное место па детекторе, и выравнивалась задержка между появлением импульса на аноде ФЭУ и опорным сигналом, который формировался одновременно с высоковольтным разрядом, подаваемым на рентгеновский источник.

Суммарный анодный сигнал каждой плоскости поступает

на индивидуальный дискриминатор, который формирует стандартный логический сигнал, если энерговыделение в плоскости превысило пороговое значение. Пороги дискриминаторов менялись за время эксплуатации установки и составляли последовательно 12.5МэВ, ЮМэВ, 8МэВ. Сигналы дискриминаторов объединяются по схеме " ИЛИ", т.е. запуск всех систем регистрации установки происходит, если хотя бы на одной из плоскостей телескопа. произошло энерговыделение, превышающее порог. Темп смета установки составляет 17с-1, средний объем одного события составляет 54 байта. Среднее время блокировки ~4мс.

Информация поступает в память ЭВМ по каналу прямого доступа, поскольку это обеспечивает максимальную скорость передачи данных. Связь ЭВМ с измерительной аппаратурой осуществляется через интерфейсы устройств, разработанные специально для данного эксперимента.

Во второй главе описывается отбор событий и методика обработки экспериментальных данных

Изучение потоков нейтрино ведется но методике, предложенной в работах М.А.Маркова, И.М.Железных и К.Грейзена. Регистрируется мюон, рождающийся в реакции: v^+N —> ц^+Х.

Отбор нейтринных событий высокой энергии выполняется в три этапа: а) электронный триггер и 'математический' отбор б) off-line обработка в) ручной анализ событий.

События, прошедшие отбор электронного триггера, помечаются и полная информация о событии - координаты детекторов, относительные времена пролета между плоскостями, энерговыделение в плоскостях и время прихода события на установку полностью запоминаются и заносятся на магнитную ленту. Кроме того, реализован "математический" отбор событий в on-line программе, который дублирует электронный отметчик. События, удовлетворяющие критериям "математического" отметчика, независимо от электронного, записываются на ленту также с полным набором информации о событии.

Все события, прошедшие предварительный отбор, затем анализируются двумя независимо написанными программами. Окончательный отбор нейтринных событий выполняется при ручпом просмотре результатов работы off-line программ.

Темп счета электронного триггера ~ 0,03 сек-1.

Для повышения надежности, off-line обработка нейтринных событий ведется двумя независимо написанными программами, использующими различающиеся подходы к анализу событий. В алгоритме 1 анализ начинается с того, что детекторы одной плоскости, касающиеся друг друга хотя бы в одной точке, объединяются в "пятно", которому приписываются координаты, соответствующие центру тяжести объединенных детекторов. Далее перебираются все возможные пары "пятен" из разных плоскостей п определяется число траекторий, которые можно провести через оставшиеся "пятна" параллельно выбранной паре, причем в одну траекторию объединяются "пятна", координаты которых ложатся па одну прямую с точностью до размеров детектора. При переборе всех возможных направлений прихода данного события ищется минимум по числу траекторий в событии. В случае, если для разных направлений прихода получается одинаковое число траекторий, отбирается то, для которого значение параметра c/v ближе к единице (v-измсренная скорость мюона).

В алгоритме 2 объединение в пятна не проводится. Обработка начинается с того, что перебираются все пары детекторов, сработавших в данном событии, и для каждой пары проводится прямая, проходящая через их центры, вычисляется направление этой прямой и величина угловой ошибки, определяемая отношением расстояния между центрами детекторов и размерами детектора. Далее проверяется, встречалось ли даиное направление при анализе других пар детекторов в данном событии, и, если встречалось, то в счетчик пар данного направления добавляется единичка. После того, как перебор пар детекторов закончен, отыскивается направление, в котором счетчик пар имеет максимальное значение, и проводится временной анализ кадра. Если определено, что событие вызвано частицей, проходящей из нижней полусферы, то оно выводится на печать. Кроме того, на печать выводятся все события, которые программа не смогла проанализировать, их общее число составляет ~ 10_3 от входного потока событий.

Программа анализирует практически все кадры до тех пор, пока измерения относительных времен пролета между плоскостями выполняются без сбоев. Вся обработка событий стро-

ится на том, что времена пролета должны измеряться без сбоев и должна быть проникающая частица. Эти два условия представляются совершенно обязательными ...

Экспериментальные возможности установки ПСТ по регистрации локальных источников нейтринного излучения определяются, в основном, точностью восстановления направления прихода нейтрино и эффективной площадью установки.

Ошибка в определении направления нейтрино обусловлена, в основном, следующими причинами: ошибкой восстановления траектории, углом рождения мюона и многократным рассеянием мюона при прохождении мюона от точки рождения до установки.

Для изучения ошибок восстановления углов была построена модель установки, которая включала в себя: а) Реальную геометрию устаповки. б) Светосбор в детекторе, в) Реальные значения порогов и коэффициентов усиления детекторов, полученные из соответствующего монитора, г) Учитывался разброс индивидуальных задержек детекторов, полученный из временного монитора. Моделировались также флуктуации времени срабатывания плоскости, д) Учитывалась работа блока управления нейтринной программы и программы восстановления событий.

Модель обсчитывалась методом Монте-Карло. Аналитический расчет принципиально возможен, но учет таких параметров, как реальная настройка детекторов по индивидуальным задержкам и порогам, в рамках аналитических методов достигается достаточно сложным программированием. На выходе программы получались эффективная площадь установки как функция азимутального и зенитного угла и функция отклика телескопа, т. е. Р(в,(р,ф) - вероятность того, что траектория с исходными углами в, <р будет восстановлена с ошибкой ф, где ф-угол между двумя векторами.

Среднее значение стандартного отклонения, полученное в результате усреднения по нижней полусфере для изотропного потока получилось равным 1.59°.

Кроме того, проверялась устойчивость эффективности отбора нейтринных-событий от двух параметров - величины индивидуальных задержек детекторов и флуктуации измерения вре-

меп пролета между плоскостями. В качестве опорной принималась модель в которой оба параметра тождественно равны нулю. Оказалось, что эффективность отбора меняется не более чем па 1% во всем диапазоне углов в котором ведется регистрация нейтринных событий.

Рассеяние мюона при прохождении через вещество обусловлено статистически накапливающимся рассеянием на небольшие углы. Из-за статистической природы индивидуальных соударений и большого их числа результат можно представить в виде нормального распределения. Среднеквадратичный угол многократного кулоновского рассеяния можно получить из выражения:

<Г & ->= dE

xJe1 е2 i-dE/dx) где е, = 21.2 МэВ, х0 = 27.6 г/см2 - для грунта в месте расположения установки, -dE/dx - потери энергии на единицу длины, Ei, Ео начальная и конечная энергия мюона.

Расчеты выполнялись для степенного спектра нейтрино. Предполагалось, что потоки нейтрино и антинейтрино равны друг другу. Поскольку показатель спектра от предполагаемого источника неизвестен, была проделана следующая процедура: промежуточные результаты рассчитывались для набора моноэнергичных потоков нейтрино, а потом они суммировались с весами, определяемыми из спектра нейтрино от предполагаемого источника.

Вычисления угла рождения удобно проводить, пользуясь инвариантными переменными: S- квадрат полной энергии в системе центра масс, Q2- квадрат передаваемого 4-импульса,

v = Еи — Ец = Ен - энергия, передаваемая адронам, х = Q2/2Mnl>, у = u/Ev - скейлинговые переменные, Мц - масса нуклона.

Вычисление угла рождения мюона проводилось по формуле:

< sin7 (в/2) >= А-1 Iе' ¿еМ^- Г dyRiE,)-^- Г х {dx v ' ' Je,h dEu2Д, Ja K "i-yJo \dxdy)

где Eth ~ порог установки, переменная yth = 1 — Eth/Ev, -дифференциальный спектр нейтрино от источника, Ес — граничная энергия в спектре. Спектр принимался степенным: dF/dE —

Е*1, расчеты были проделаны для 7 из диапазона от -2.0 до -3.2. ЩЕР) - пробег мюона с энергией Ем, - сечение взаимодействия нейтрино с нуклоном, заряженным током.

Поглощение в Земле пе учитывалось, потому что пичего не известно о показателе спектра на границе потенциального источника, и, кроме того, поглощение зависит и от координат источника. Результаты расчетов угловой ошибки приведены в таблице 1.

Таблица 1. Среднеквадратичный угол между направлением нейтрино и мгооном, приходящим на установку, обусловленный кинематчкой взаимодействия нейтрино и многократным куло-повским рассеянием для разных параметров спектра нейтрино в источнике.

Ее\7 2.0 2.2 2.4 2.6 2.8 3.0 3.2

50 7.5 8.0 8.3 8.6 8.9 9.3 9.7

100 6.3 6.6 7.1 7.5 8.0 8.5 9.1

500 3.8 4.3 5.0 5.7 6.5 7.4 8.3

1000 3.1 3.5 4.2 5.0 6.0 7.0 8.1

5 х 103 1.9 2.4 3.1 4.1 5.3 6.6 7.8

104 1.6 2.1 2.8 3.9 5.1 6.5 7.8

5 х 104 1.2 1.7 2.4 3.6 5.0 6.4 7.7

105 1.1 1.3 2.3 3.6 5.0 6.4 7.7

где Ес(ГэВ) - предельная энергия в спектре, 7 - показатель дифференциального спектра нейтрино.

Если сравнить величины углов приведенные в таблице, с угловым разрешением установки - 1.6°, то следует сделать вывод о том что угловое разрешение установки вполне позволяет решать задачу поиска локальных источников нейтрино высоких энергий и для большинства моделей потенциальных источников составляет малую величину по сравнению с ошибкой обусловленной природой сигнала.

В третьей главе описывается методика поиска источников нейтрино высоких энергий.

Набор информации начат в декабре 1978г. В данной работе представлены данные по июль 1995г. Живое время набора составило 12.71 года. Общее число событий, включешшкв анализ,

составляет 610. Все события представляют собой прохождение мюона, как минимум, через три плоскости установки.

Основной проблемой при поиске источников является вопрос об определении фона от атмосферных нейтрино. Существуют два принципиально различных подхода к оценке фона. Первый -используя расчетный поток атмосферных нейтрино, известную светосилу установки и известную хронологию набора, определяют поток мюопов от атмосферных нейтрино и экспериментальный набор сравнивают с расчетным.

Второй подход заключается в том, что для оценки фона используются события из того же набора экспериментальных данных. Постулируется, что сигнал, если он существует, мал по сравнению с фоном от атмосферных нейтрино, который распределен квазиизотропно. Для получения фонового распределения все события представляют в виде массива где угло-

вые координаты берутся в локальной системе координат, затем случайным образом делается подстановка времени регистрации Т{ —> 7) и координаты пересчитываются в экваториальную систему координат. После этого образуется новый набор данных, в котором сохранились все неопределенности, связанные с локальной системой координат (эффективность триггера, светосила установки как функция углов, угловое разрешение и т.д.), но их зависимость от звездного времени будет исключена. В нашей работе для оценки фона используется вторий подход.

Набор экспериментальных данных обрабатывался бинарным корреляционным тестом (БКТ) и методом карты неба (МКН)

БКТ предназначен для получения ответа на вопрос, есть ли в полученном экспериментальном наборе сигнал от локальных источников или набор является случайным распределением атмосферных нейтрино. Тест не определяет ни координат источников, ни их числа. Суть метода состоит в том, что перебираются все пары событий, и для каждой пары вычисляется угод между двумя векторами. Затем строится гистограмма расстояний между событиями, которая сравнивается с соответствующей гистограммой, полученой по фоновому набору. БКТ позволяет обнаружить наличие сигнала от нескольких источников, даже если кпждый отдельно взятый источник не имеет статистически значимого потока, позволяющего обнаружить его ме-

тодикой карты неба, при условии, что угловые распределения событий от разных источников похожи друг на друга, а в идеале - совпадают.

Результат обработки набора событий, зарегистрированных ПСТ, бинарпым корреляционным тостом не дают указаний на существование локальных источников нейтрипо.

Метод карты пеба (МКН) В отличие от БКТ, который является "глобальным" методом и дает заключение о всей совокупности событий в целом, МКН является "локальным" методом и позволяет оценивать превышение потока над фоном в точке. С помощью этого метода можно искать "скрытые" источники, координаты которых неизвестны, а так же изучать потоки от источников, координаты которых известны из измерений в радио и 7-диапазоне.

Сущпость метода заключается в следующем: выбирается размер копуса, в котором будет проводиться поиск локальных источников. Все небо покрывается сеткой, узлы которой служат центрами конусов поиска. Затем для каждого копуса определяется число попавших в пего нейтринных событий. После этого вычисляется фоп для каждого конуса. Затем для экспериментального пабора вычисляется вероятпость зарегистрированного потока, которая определяется как отношение числа розыгрышей имеющих такое же или большее количество событий в дайной ячейке к общему числу розыгрышей. После этого строится карта неба, которая представляет собой двумерный массив, значения данных в котором есть вероятность зарегистрированного потока. Точки с наиболее значимыми превышениями над фоном рассматриваются как кандидаты на локальные источники.

Поиск "скрытых" источников

После того как была построена карта неба был проведен поиск всех максимумов со значимостью £ > 2.3, если при этом появлялось два максимума с расстоянием между ними меньше 5°, то максимум с меньшей значимостью исключался.

Результаты поиска для конуса 5° представлены в таблице 2. В колонке 1 и 2 приводятся координаты максимумов, колонка 3 - "значимость в точке", колонка 4 - число нейтринных событий, попавших в конус поиска, колопка 5 - фоп.

Таблица 2. Поиск "скрытых" источников в окне 5°.

прямое число

восхож- склонение значимость событий фон

дение в окне 5°

317 -17 3.638 7 1.3

96 -16 3.633 7 1.3

172 -48 3.362 8 1.8

299 17 3.335 5 0.7

165 -46 2.806 7 1.7

93 -11 2.799 6 1.2

1 -53 2.767 8 2.4

301 9 2.592 5 1.0

90 -49 2.551 7 1.9

128 -24 2.530 6 1.4

189 -58 2.505 7 2.0

278 7 2.485 5 1.0

91 20 2.473 4 0.6

44 -2 . 2.364 5 1.1

215 -1 2.353 5 1.1

Осповной вопрос при поиске скрытых источников - какова вероятность того, что превышение, зарегистрироваппое в экспериментальном наборе, будет обнаружено в произвольном месте на всей карте неба. Процедура поиска эквивалентна тому что мы делаем 360 х 140 испытаний при этом число независимых испытаний аналитически вычислить затруднительно, так как дискретность шага приводит к переменному размеру конусов поиска.

Для того, чтобы вычислить эту вероятность, была проделана следующая процедура: генерировалось 103 наборов и строилось распределение отсчетов в ячейках, свернутое по а, индивидуальное для каждого значения 6. Процедура сворачивания по а выполняется для ускорения счета и является законной поскольку суточная волна в звездном времени в нашем наборе отсутствует. Полученное распределение отсчетов запоминалось и использовалось как эталонное для оценки значимостей наборов, которые получались при дальнейшем розыгрыше. В каждом розыгрыше отыскивалась точка с максимальной значимостью

и строилось распределение максимальных значимостей. Затем было проведено сравнение значимости из экспериментального набора с полученным распределением. Получилось, что значимость 5 > 3.638, зарегистрированная в эксперименте, встречается с вероятностью 53%. Таким образом можно утверждать, что по данпым установки ПСТ нет указаний на существование "скрытых" источников излучения нейтрино высоких энергий. Поиск источников с известпыми координатами В этом случае процедура поиска значительно упрощается. Достаточно просто посмотреть значимость в точке с соответствующими координатами. Это и будет вероятность зарегистрированного потока.

В таблице 3 3 приведены результаты измерения потоков мю-онов от нейтрино для 11-ти наиболее известных источников, видимых в 7-диапазопе, доступных для наблюдения пашей установкой.

Таблица 3.

Источники видимые в 7-излучении. Конус 5°.

координаты число фон ограничения

источник а <5 событий на поток

в окне xio-'WV1

SMC Х-1 1:15 -73 3 2.9 0.81

LMC Х-4 5:32 -66 2 2.3 0.70

LMC Х-3 5:38 -64 1 2.0 0.53

Сеп Х-3 11:19 -60.3 1 2.0 0.56

Cir Х-1 15:16 -57 0 2.1 0.41

Сеп А 13:25 -42.8 4 1.7 3.8

Vela Х-1 9:02 -40.5 1 1.5 0.77

Gal Сеп 17:42 -30 0 1.8 0.67

Seo Х-1 16:19 -15 2 1.3 1.5

3C273 12:28 +2.1 2 1.1 2.0

Crab Psr 5:32 +22 0 0.7 1.9

Следует сделать вывод, что по данным установки ПСТ нет никаких указаний на существование значимых потоков нейтрино высоких энергий от источников видимых в 7-диапазоне.

Поиск сигнала от Солнца

В ряде работ по темной материи рассматриваются модели, в которых Солнце, поглощая носителей скрытой массы Вселенной, в результате их аннигиляции становится источником нейтрино высоких (>ГэВ) энергий. Для поиска сигнала от Солнца была применена методика ложных источников", т.е для определения фона в этом случае используются потоки от воображаемых источников, сдвинутых относительно Солнца во времени на ±1час, ±2 часа... для конуса поиска 5° и ±1.5часа ±3часа... для конуса поиска 7° и 10°.

Результаты обработки приведены в таблице 4.

Таблица 4. Ограничения на потоки мюонов, рожденных нейтрино высоких энергий, от Солнца.

размер окна 5° 7° 10°

число событий в окне 1 1 7

фон 1.0 2.1 4.3

ограничения на 90% д.у. потока мюонов х 10-ист_2с-1 1.5 1.4 3.5

Таким образом можно утверждать, что по данным ПСТ нет указаний на существование потоков нейтрино высоких энергий от Солнца,

Выводы и результаты данной работы :

1. На Баксанском Подземном Сцинтилляционном Телескопе ИЯИ РАН с 1978 года ведется эксперимент по регистрации мюонов, рожденных нейтрино высоких (Д. > 1 ГэВ) энергий. Набор статистики продолжается и в настоящее время. Набранная статистика нейтринных событий на сегодняшний день является наилучшей в мире.

2. Проведено исследование углового разрешения установки БПСТ по программе регистрации нейтрино из нижней полусферы. Показано, что угловое разрешение при усреднении по 2ж - геометрии для изотропного потока составляет 1.6°.

3. Проведены расчеты возможного углового размера сигнала для степенных энергетических спектров нейтринного излучения. Показано, что угловое разрешение установки позволяет ре-

шать па БПСТ задачи регистрации локальных источников нейтрино.

4. Полученное распределение событий в звездных координатах не дает указаний на существование локальных источников нейтринного пзлучепия. Нет указаний на существование распределенных источников нейтринного излучения.

5. Получены ограничения на потоки мгоонов, рожденных нейтрино для ряда потепциальпых источников.

6. Получено ограничение на поток мгоонов от нейтрино от Солнца.

7. Для дальнейшего продвижения в проблеме поиска источников нейтринного излучения необходимо строительство сети более крупных установок, тем не менее установки масштаба Бак-санского подземного телескопа возможно позволят регистрировать кратковременные потоки нейтрино, возникающие, например, при вспышках сверхновых.

Осповные результаты диссертации опубликованы в работах:

1. E.N.Alexeyev, V.V.Alekseyenko,...,V.N.Zakidyshev Baksan underground scintillation teleskope. Proc. of 16th ICRC, Kyoto,1979, vl0,p.276-281

2. М.М.Болиев,А.В.Буткевич,В.Н.Закидьпнев и др. Ограничения на параметры осцилляций нейтрино но данным Баксалского подземного телескопа. Ядерная физика,1981,т.34,с.1418-1421

3. M.M.Boliev,A.V.Butkevich,...,V.N.Zakidyshev Baksan neutrino experiment. Proc. of the Int. Conf. 'Neutrino 81', Honolulu,USA,1982,v.l,p.283-290

4. M.M.Boliev,A.V.Butkevich,...,V.N.Zakidyshev Angular distribution of muons produced by cosmic ray neutrinos in rock. Proc. of 19 ICRC, La Jolla,USA,1985,v.8,p.171-174

5. M.M.Boliev,A.V.Butkevich,...,V.N.Zakidyshev Baksan high energy neutrino experiment. Proc. of the 3-rd Int. Workshop on Neutrino Telescopes. 1991 p.235-245.

6. М.М.Болиев,А.В.Буткевпч,В.Н.Закидышев и др. Измерение потока и углового распределения мюоонов, рожде-ных нейтрино космических лучей. Известия АН СССР, сер.физ. Т.55,N4, 1991, с.748-751.

7. M.M.Boliev,A.V.Butkevich,...,V.N.Zakidyshev Measurement of the upward-going muon flux with the Bak-san undergroun telescope. Proc. of 24 ICRC, Rome,1995, vl. p68G-689.

8. M.M.BoIiev,A.V.Butkevich,...,V.N.Zakidyshev Search for astrophysical sourses of neutrinos and neutrino oscillation using the Baksan data. Proc. of 24 ICRC, Rome,1995, vl.p722-725