Поиск нейтрино сверхвысоких энергий и гипотетических частиц темной материи в экспериментах на Байкальском глубоководном нейтринном телескопе НТ-200

• Автор: Джилкибаев, Жан-Арыс Магисович
• Шифр специальности: 01.04.16
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2005
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 184 с. : ил.

* СОДЕРЖАНИЕ

ц ВВЕДЕНИЕ

ГЛАВА 1. Байкальский глубоководный нейтринный

телескоп НТ

1.1. Фотоприемник Квазар

1.2. Общая функциональная схема телескопа НТ

1.3. Система калибровок телескопа НТ

1.4. Первичный анализ экспериментальных данных

ГЛАВА 2. Влияние оптических свойств среды на эффективность регистрации черенковского излучения в глубоководных экспериментах

2.1. Оптические свойства среды в местах проведения глубоководных экспери ментов

2.2. Распространение света от точечного импульсного изотропного
4 монохроматического источника в воде и во льду
2.3. Влияние оптических свойств среды на эффективность регистрации мюонов
2.3.1. Влияние оптических свойств воды на эффективность регистрации мюонов в Байкальском эксперименте
2.3.2. Сравнительный анализ влияния оптических свойств среды на эффективность регистрации мюонов в экспериментах Байкал. AMANDA и ANTARES
2.4. Влияние оптических свойств среды на эффективность
регистрации ливней высоких энергий
2.4.1. Развитие электромагнитных и адронных ливней в среде
и их черенковское излучение
2.4.2. Эффективность регистрации черенковского излучения точечного ливня
2.4.3. Эффективность регистрации черенковского излучения протяженного ливня
ГЛАВА 3. Поиск нейтринного сигнала от аннигиляции массивных слабовзаимодействующих частиц (WIMP) в центре Земли

І 3.1. Методика выделения событий от околовертикальных нейтрино
снизу в Байкальском нейтринном телескопе
3.1.1. Критерии отбора событий от околовертикальных мюонов снизу
3.2. Ожидаемое число событий от околовертикальных атмосферных нейтрино снизу в НТ
3.3. Оценка ожидаемого числа фоновых событий от атмосферных мюонов
3.4. Результаты анализа экспериментальных данных нейтринного телескопа НТ
3.5. Ограничение на ноток мюонов от аннигиляции нейтралино
в центре Земли
ГЛАВА 4. Поиск нейтрино высоких энергий в
Байкальском нейтринном эксперименте
4.1. Методика выделения событий от нейтрино высоких энергий
в нейтринном телескопе НТ
4.2. Результаты анализа экспериментальных данных нейтринного телескопа НТ
, 4.3. Ограничение на величину диффузного потока нейтрипов
высоких энергий
4.4. Ограничение на величину диффузного потока электронных
антинейтрино в области порога рождения W-бозона
ГЛАВА 5. Дальнейшее развитие Байкальского глубоководного
детектора - нейтринный телескоп НТ-200+
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ПРИЛОЖЕНИЕ
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Наблюдательные данные, полученные в ходе исследования природного потока электромагнитного излучения в широком энергетическом диапазоне начиная с низкочастотного радиоизлучения и до гамма-излучения тэвных энергий, и космических лучей в области энергий от ~109 эВ до ~Ю20 эВ являются в настоящее время основным источником информации о процессах протекающих во Вселенной с момента ее образования и до наших дней. Однако, вследствие сравнительно интенсивного взаимодействия адронов и электромагнитного излучения с веществом, физика космических лучей и гамма-астрономия могут дать лишь модельно зависимое представление о природе физических процессов протекающих в центральных областях астрономических объектов, обладающих достаточно высокой плотностью: от обычных планет и звезд и до плотных ядер активных галактик. Более того, Вселенная становится не прозрачной для протонов с энергией выше ~5х1019 эВ на расстояниях порядка 100 Мпс и более, вследствие их взаимодействия с фотонами реликтового излучения с образованием пионов (GZK-oбpeзaниe [1, 2]), и для гамма-излучения с энергией порядка нескольких десятков ТэВ на характерных расстояниях до ближайших космологических источников, вследствие их взаимодействия с инфракрасным фоновым излучением с образованием е+е~-иар. Исследование Вселенной с использованием “нейтринного информационного канала” позволяет преодолеть эти ограничения.
Наблюдательная нейтринная астрономия и нейтринная астрофизика, по сравнению с гамма-астрономией и физикой космических лучей, находятся на раннем этане своего становления. Ожидаемые природные потоки нейтрино распределены в энергетической области от ~1.9х10“4 эВ (реликтовое нейтринное излучение) и, по крайней мере, до ~102° эВ - наибольших энергий космических лучей, зарегистрированных до настоящего времени (см. рис. 1).
Мотивация исследований Вселенной с помощью нейтрино основана на свойствах нейтрино - нейтральной стабильной частицы с массой менее 1 эВ [4], связанной с веществом лишь посредством слабых взаимодействий. Наблюдательная нейтринная астрономия берет свое начало со времени проведения первых экспериментов по регистрации потоков атмосферных нейтрино [5, 6], и эксперимента Р. Девиса по измерению потока солнечных нейтрино [7]. Несмотря на свою короткую историю нейтринная астрономия имеет в своем активе ряд ярких результатов, наиболее существенными из которых являются обнаружение эффекта нейтринных осцилляций из анализа данных по регистрации солнечных [8, 9, 10, 11, 12] и атмосферных [13, 14, 15, 16] нейтрино,

Из сравнения выражений (14) и (17) следует, что пространственное распределение фотонов на больших расстояниях от источника имеет одинаковый вид как в случае малоуглового, так и в случае диффузионного приближений. Таким образом, асимптотическая длина затухания Las может использоваться как удобный параметр для оценки преимуществ разных сред для проведения глубоководных/подледных экспериментов. В таблице 2 приводятся характерные значения оптических параметров разных сред и значения асимптотической длины ослабления светового потока от точечного источника, полученные из выражений (14) и (17).
Таблица 2: Оптические параметры разных сред.
La, м Ls, м М Leff, м Las, М
оз.Байкал 22 50 0.88 416
Антарктический лед 100 3 0.88 25
Средиземное море 55 55 0.88 458
Приведенные выше аналитические выражения позволяют качественно оценить влияние оптических параметров на формирование светового поля в прозрачных средах. Количественное описание распространения фотонов от конкретных источников света может быть получено с помощью численных методов решения уравнения переноса [112].