Разработка методов повышения эффективности детектирования космических нейтрино при помощи глубоководного нейтринного телескопа проекта NEMO тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.16 ВАК РФ

Введение.

Глава 1. Обзор.

1.1 Свойства и источники элементарной частицы нейтрино.

1.2 Методы регистрации нейтрино.

1.3 Примеры применения нейтринных телескопов.

Глава 2 Разработка и моделирование оптического модуля для нейтринного детектора NEMO.

2.1 Устройство детектора NEMO, оптический модуль.

2.1.1 Особенности конструкции глубоководного нейтринного детектора, свойства рабочего вещества.

2.1.2 Характеристики детектора.

2.1.3 Разработанный оптический модуль для измерения интенсивности и определения направления черенковского излучения для глубоководного нейтринного детектора NEMO.

2.1.4 Конфигурация детектора NEMO.

2.2 Численное моделирование детектора NEMO.

2.2.1 Пакет программ для моделирования глубоководного нейтринного детектора и восстановления событий по данным полученным на выходе детектора.

2.2.2 Модифицирование пакета программ моделирования и реконструкции для задач проекта NEMO.

2.2.3 Численное моделирование и расчет эффективного объема детектора NEMO.

2.2.4 Сравнение детектора со структурой ячейки 40X40.

Глава 3. Разработка, конструирование и тестирование оптоволоконного гидрофона для акустического метода регистрации нейтрино в рамках проекта NEMO.

3.1 Конструкция гидрофона.

3.2 Создание прототипа гидрофона.

3.3 Измерение чувствительности гидрофона.

Глава 4. Анализ результатов численного моделирования детектора и тестирования прототипа гидрофона.

4.1 Анализ результатов численного моделирования детектора NEMO с ф разработанными новыми оптическими модулями.

4.2 Результаты тестирования разработанного и созданного гидрофона.

Выводы.

Актуальность работы

С момента теоретического предсказания В.Паули нейтрино в 1930 году, и первого удавшегося эксперимента по регистрации этой частицы Ф. Рейнсом и К. Коуэном, в 1957 году, перед физикой элементарных частиц стоит проблема эффективной регистрации нейтрино.

Нейтрино - электрически нейтральная частица со спином 1/2. Нейтрино несут лептонный заряд и разделяются на три типа - электронное, мюонное 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 нейтрино 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, акреции черных дыр, квазарах и активных ядрах галактик несут информацию об этих астрономических феноменах. Малое сечение взаимодействия с веществом так же 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.

На данный момент с нейтрино связано множество проблем теоретической, ядерной физики и астрофизики: 1) измерение массы нейтрино; 2) роль нейтрино в скрытой массе вселенной; 3) поиск параметров осцилляций нейтрино, углов смешивания и разниц квадратов масс; 4) поиск суперсимметричных партнеров нейтрино; 5) исследование астрофизических объектов и явлений при помощи потоков нейтрино, и другие. Некоторые из этих проблем, такие как осцилляции нейтрино, поиск темной материи, астрономические наблюдения, могут быть решены при помощи нейтринных телескопов

Для наблюдения за астрономическими объектами и явлениями необходим носитель информации, частица, анализ потоков которой давал бы возможность определить положение объекта и его свойства.

Фотоны видимого спектра и у-кванты подвержены рассеянию и преломлению в атмосфере Земли. В случае орбитальных телескопов, информация, полученная при регистрации потоков фотонов и уквантов, может быть искажена поглощением и преломлением в облаках газа и других астрономических объектах. Например, исследование звезд при помощи потоков фотонов может дать информацию лишь о состоянии фотосферы.

Проблемы исследования потоков космических частиц высоких энергий, в основном протонов, альфа-частиц, сопряжено с большим сечением взаимодействия с веществом космических тел. Протоны подвержены воздействию электромагнитных сил. Магнитные поля астрономических объектов могут значительно изменить траекторию протона, и внести ошибку в астрономические наблюдения.

Свойства нейтрино позволяют преодолевать большие расстояния, практически не взаимодействуя с веществом во Вселенной. Потоки нейтрино несут неискаженную информацию о положении и свойствах своего источника.

Задачи нейтринных телескопов сводятся к детектированию потоков нейтрино с энергиями от ~ 10 ГэВ и выше, и решению вопросов связанных с нейтрино высоких энергий. 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.

Актуальность поставленной задачи заключается в необходимости повышения эффективности регистрации потоков нейтрино. Повышение статистики в нейтринных экспериментах позволит с большей точностью определить параметры осцилляций, увеличить чувствительность к потокам нейтрино, излучаемым астрономическими объектами, существенно уменьшить время проведения таких экспериментов.

Поэтому актуальной проблемой при конструировании нейтринных детекторов является увеличение эффективного объема. Добиться этого можно двумя способами: увеличивая физический объем детектора, число детектирующих элементов (фотоэлектронных умножителей); совершенствуя регистрирующую аппаратуру и применяя новые методы регистрации нейтрино. Оба способа применяются при создании глубоководного нейтринного телескопа NEMO, которому посвящена настоящая работа.

Целью работы является исследование методов увеличения эффективности строящегося глубоководного нейтринного телескопа NEMO, за счет улучшенной конструкции оптического модуля и разработки гидрофона для акустической регистрации нейтрино.

Научная новизна работы

1. Проведено численное моделирование принципиально новой конструкции оптического модуля для глубоководного нейтринного телескопа NEMO. В отличие от конструкции оптического модуля, используемой в существующих на данный момент и проектируемых детекторах, исследованный оптический модуль позволяет определить направление зарегистрированного черенковского излучения.

2. Проведено изменение алгоритма программного обеспечения, разработанного для проекта ANTARES, для моделирования детектора и восстановления трека, что позволило численно смоделировать детектор проекта NEMO. Результаты моделирования показали целесообразность применения разработанного оптического модуля при создании глубоководного нейтринного детектора.

3. Создан и протестирован прототип гидрофона, с помощью которого планируется регистрировать акустический сигнал от, распространяющегося после взаимодействия нейтрино с веществом, адронного ливня.

Достоверность научных результатов и выводов обеспечена независимой проверкой группами исследователей Национального Института Ядерной Физики отделений Болонии и Катании, с использованием различных программ и методов. Результаты исследований, полученные с использованием сертифицированного и апробированного пакета программ проекта ANTARES, подтверждены результатами тестирования созданного прототипа оптического модуля. Действующая модель разработанного гидрофона прошла стендовые испытания.

Практическая и научная ценность работы заключается в следующем:

1. Предложенная конструкция оптического модуля позволяет повысить эффективный объем глубоководного нейтринного телескопа от 30 до 200% в зависимости от энергии потока нейтрино.

2. Примененные изменения основного пакета программ моделирования глубоководного нейтринного телескопа позволяют проводить исследования для потоков нейтрино с энергиями от 5 до 500 ГэВ, в отличие от стандартных 1 ТэВ - 1 ПэВ.

3. Разработанный гидрофон с применением оптического волокна позволит повысить чувствительность к акустическим сигналам с частотой 10 кГц в воде.

Выводы

1. Смоделирован оптический модуль новой конструкции для нейтринного детектора проекта NEMO. В программе моделирования учтены особенности нового оптического модуля содержащего 4 фотоэлектронных умножителя вместо одного в стандартном оптическом модуле. Так же учтены свойства самих фотоэлектронных умножителей.

2. Изменен алгоритм программ моделирования глубоководного нейтринного детектора, разработанных для проекта ANTARES. Измененный пакет программ позволяет моделировать детектор NEMO с учетом поставленных задач.

3. Проведено численное моделирование детектора NEMO с новыми оптическими модулями. Результаты моделирования показали, что применение оптического модуля чувствительного к направлению пришедшего черенковского излучения значительно увеличивает эффективность регистрации нейтрино.

4. Разработана технология создания оптоволоконного гидрофона. Сконструирован и протестирован прототип гидрофона. Испытания гидрофона показали удовлетворительную чувствительность гидрофона к звуковым сигналам частота которых близка к частотам сигнала от адронного ливня в воде развивающегося при взаимодействии нейтрино с веществом.

1. Боровой А.А. Как регистрируют частицы. Москва «Наука». 1981.

2. Зельдович Я.Б., Хлопов М.Ю., Масса нейтрино в физике элементарных частиц и космологии ранней Вселенной // "УФН", 1981, т. 135, в. 1.

3. A deep sea telescope for high energy neutrino. // astro-ph/9907432, 1999

4. Torrente-Lujan E., A review on neutrino physics, mass and oscillations. Toulon. 1999.

5. Бипенький C.M., Осцилляции нейтрино. Дубна. 1983.6. astro-ph/0209556 vl 26 Sep 2002

6. E. Aliu et al //Phys.Rev.Lett.94:081802,2005

7. Fukuda K, Hayakawa Т., Ichihara E. et al. // Phys.Rev.Lett. 1998. 81. 1562

8. Ahn M.H. AokiS., Bhang H. et al. // Phys.Rev.Lett. 2003. 90:041801

9. LangK. //Nucl.Inst.Meth. 2001. A461. 290 •11 .DuchesneauD. //Nucl.Phys.Proc.Suppl. 2003.123. 279

10. Physical Review D particles and fields V66 N 1-1

11. Khrenov B.A., Panasyuk M. I. et al, //Amer. Inst. ofPhys., Conf. Proc.2000. V. 566. P.57.

12. H.Garipov G.K. et al, //Amer. Inst. ofPhys., Conf. Proc. 2000. V. 566. P.76.

13. Alexandrov V. V. et al, //27- th Int. Cos. Ray Conf, Hamburg,2001.V.2,P.831.

14. Гарипов Г.К. и др., Известия РАН, сер. физ., 2002, №11, С. 1647.

15. Ядерная астрофизика /Под ред. Ч. Барнса, Д. Клейтона, Д. Шрамма. М.: Мир, 1986.

16. Нуклеосинтез во вселенной /Б. С. Ишханов, И.М. Капитонов, И.А.Тутынъ. М.: Издательство Московского Университета, 1999.

17. М. Altmann eta Phys.Lett.B490:16-26,2000

18. J.N. Abdurashitov et al. J.Exp.Theor.Phys.95:181-193,2002

19. Бакал Дж., Нейтринная астрофизика. Москва. «МИР». 1993.

20. У.А. Balkanov et al. 8th International Workshop on Neutrino Telescopes, Venice, Italy, 23-26 Feb 1999

21. G. Alimonti. et al Astropart.Phys. 16 (2002) 205-234

22. Scandinavian NeutrinO Workshop (SNOW In Uppsala), 8-10 Feb 2001, Uppsala, Sweden25.http://www.lngs.infn.it/

23. Nucl.Phys.Proc.Suppl.91:127-133,2001

24. R. Ahmad et al. Phys.Rev.Lett.89:011301,20022%.Balkanov V.A. etal. Phys. Atom. Nucl. 63 pp. 951-961, 2000.

25. Ahrens J. et al. Phys. Rev. D66, 2002.

26. Aslanides E., AubertJ., Basa S., BernardF. A deep sea telescope for high energy neutrinos Genova, 1999.

27. A.Sokalski and Ch.Spiering (eds.) The Baikal Neutrino Telescope NT-200, BAIKAL 92-03 (1992)

28. Duchesneau D. //Nucl.Phys.Proc.Suppl. 2003.123. 279

29. Edsjo J. E-print. Hep-ph/9704384. vl.

30. Bergstrom L., Edsjo J., Gondolo P. Hep-ph/9607237.

31. Aslanides E., Aubert J., Basa S., Bernard F. A deep sea telescope for high energy neutrinos Genova, 1999.

32. Anghinolfi M. A long baseline neutrino oscillation experiment INFN Genova, 2003.

33. Ангинольфи M., Осипенко M.B., Плотников А.Б., Таюти M., Черняев А.П. Оптический модуль глубоководного нейтринного телескопа NEMO Препринт НИИЯФ МГУ 2005 - 1/767

34. J. Brunner, Antares simulation tools CPPM. France.

35. J. Brunner, Event generators for ANTARES neutrino oscillation search. ANTARES-Soft/1998-005

36. F. Cassol, J. Brunner GENDAT 1.2: cards and tags. ANTARES-Soft/2000-008

37. S. Navas, L. Tomson, KM3 Use guide and reference manual, ANTARES-Soft/1999-011

38. J. Brunner, Updated tag list for new ANTARES event format, ANTARES-Soft/1999-003

39. J. Brunner, General propose data format for ANTARES simulation and reconstruction, ANTARES-Soft/1998-007

40. A Romeyer, Th. Stolarczuk, Reconstruction algorithms, ANTARES-Soft/2001-001

41. A. Heijboer, An algorithm for the trak reconstruction in ANTARES, ANTARES-Soft/2002-02

42. Brunner J. The ANTARES project Toulon, 1999.

43. Nikolai G. Lehtinen et all.:astro-ph/0104033 vl 3 Apr 2001

44. G"unter Sigl :astro-ph/0104291 vl 17 Apr 2001

45. R.U. Abbasi et all. astro-ph/0208301 v3 3 Dec 2004

46. J. Vandenbroucke et all. :astro-ph/0406105 v2 31 Aug 20045 l.Rolf Nahnhauer Alternative Detection Methods for Highest Energy Neutrinos Zeuthen, Germany

47. Geoffrey A. Cranch, Philip J. Nash. JOURNAL OF LIGHTWAVE TECHNOLOGY, VOL. 19, NO. 5, MAY 2001

48. Geoffrey A. Cranch, IEEE SENSORS JOURNAL, VOL. 3, NO. 1, FEBRUARY 2003

49. Clay К Kirkendall, A. Dandridge. J.Phys. D: 37 (2004) R197-R216

50. К. O. Hill et all. Appl. Phys. Lett. 62 (10), 1993

51. G. Pakulski et all, Appl. Phys. Lett. 62 (3), 1993

52. G. Melts et all, OPTICS LETTERS Vol.14, N15, 1989

53. P.C. Beard, T.N. Mills, APPLIED OPTICS Vol. 35, N4, 1996

54. J. Vandenbroucke et all, The Astrophysical Journal, 621:301-312, 2005

55. С. I. Merzbacher, Smart Mater. Struct. 5 (1996) 196-20861 .Fukuda Y., Hayakawa Т., Ichihara E. et al. // Phys.Rev.Lett. 1998. 81. 1562

56. EdsjoJ. E-print. Hep-ph/9704384. vl.

57. BergstromL., EdsjoJ., Gondolo P. Hep-ph/9607237.

58. J. Ahrens et al. Proceedings of the 27th International Cosmic Ray Conference. Hamburg. Germany. 7-15 August. 2001.

59. M. Ангинолъфи, M.B. Осипенко, А.Б.Плотников, А.П. Черняев // Вестник МГУ, №5, 2005

60. М. Ангинолъфи, М.В. Осипенко, А.Б.Плотников, А.П. Черняев // Вестник МГУ, №2, 2006

61. A passive hydrophone for high frequency application. Proceedings of the VLVnT, 2005, Catania, Italy