Космические нейтрино сверхвысоких энергий Рябов В.А. Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН Зацепинские чтения, 25 мая 2012 г. - презентация

1 Космические нейтрино сверхвысоких энергий Рябов В.А. Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН Зацепинские чтения, 25 мая 2012 г.

2 Существующие экспериментальные данные (КЛ) Информация частицах КЛ сверхвысоких энергий важна для решения фундаментальных проблем астрофизики и физики элементарных частиц, касающихся источников и механизмов ускорения космических лучей, природы темной материи, и возможно, нарушения основополагающих принципов теории относительности.

3 Существующие экспериментальные данные (КЛ) Каковы же наибольшие энергии частиц во Вселенной? Существует ли обрезание спектра космических лучей? Каковы источники частиц ультравысоких энергий?

4 Что за частицы регистрируются? Распространение протонов сверхвысоких энергий ограничивают процессы фоторождения пионов на микроволновом фоне (ГЗК- обрезание): Длина взаимодействия протонов Вселенная непрозрачна и для фотонов с энергиями выше 10 ТэВ из-за реакций парного рождения Длина взаимодействия фотонов ~10 Мпс Нейтрино ?

5 Существующие экспериментальные данные (нейтрино) До настоящего времени нейтрино регистрировалось только от двух астрофизических источников: Солнца и сверхновой SN 1987A. Имеются серьезные основания для существования других астрофизических и космологических источников нейтрино.

6 Две возможные схемы генерации КЛ и нейтрино ультравысоких энергий

7 Генерация КЛ и нейтрино ультравысоких энергий

8 Потоки космогенных нейтрино

9 Гамма-всплески

10 Активные ядра галактик

11 Распадные сценарии

12 Проблемы регистрации КЛ и нейтрино ультравысоких энергий Теоретически: большое разнообразие источников Экспериментально: редкость событий Поток КЛ при энергиях E КЛ >10 20 эВ составляет 1/км 2 /столетие. В нейтринных телескопах объемом 1 км 3 ожидается регистрация одного нейтрино раз в три года.

13 Проблемы регистрации КЛ и нейтрино ультравысоких энергий Необходимы детекторы с огромными объемами и площадями. В последние годы для изучения КЛ строятся гигантские наземные детекторы, располагающиеся на площади в несколько тысяч км 2. Существуют проекты по регистрации ливней от частиц ультравысоких энергий в атмосфере Земли оптическими методами со спутников. Строятся нейтринные телескопы объемом 1 км 3. Для создания детекторов очень больших масштабов традиционные методы становятся неадекватными.

14 Глубоконеупругие нейтрино- ядерные взаимодействия: сечения

15 Глубоконеупругие нейтрино-ядерные взаимодействия: длина

16 Влияние нейтринных осцилляций на распространение нейтрино во Вселенной

17 Состав астрофизических нейтрино на Земле однороден по ароматам !

18 Регистрация нейтрино в детекторах КЛ

19 Детектор Auger, регистрирующий ШАЛ и флуоресценцию в атмосфере

20 Результаты Auger Ограничение на долю фотонов Ограничения на нейтринный поток

21 Детектор EUSO на МКС

22 Эксперимент OWL

23 Регистрация нейтрино в телескопах

24 Телескоп в озере Байкал

25 Телескоп ANTARES в Средиземном море

26 Телескоп NESTOR в Средиземном море

27 Телескоп NEMO в Средиземном море

28 Нейтринные телескопы Amanda и IceCube в Антарктиде

29 Результаты Amanda и Ice Cube

30 Традиционные методы регистрации неадекватны при ультравысоких энергиях? Может оказаться, что апертуры установок AUGER, Telescope Array и даже EUSO будут недостаточно велики, чтобы надежно регистрировать КЛ с энергиями E>10 20 эВ (если такие существуют в Природе). Тоже самое можно сказать и о возможностях нейтринных телескопов с чувствительными объемами 1 км 3, если потоки космических нейтрино окажутся меньше, чем предсказывается в наиболее распространенных моделях.

31 РАДИОМЕТОД РЕГИСТРАЦИИ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ И НЕЙТРИНО УЛЬТРАВЫСОКИХ ЭНЕРГИЙ При движении заряженной частицы в среде со скоростью v, превышающей фазовую скорость света в этой среде (v > с / n), возникает черенковское излучение электромагнитных волн. Поскольку процессы рождения пар и тормозного излучения в кулоновском поле атомных ядер, которые определяют развитие каскадов при высоких энергиях ливневых частиц, симметричны по зарядам, то в первом приближении ливень является электрически нейтральным. Поэтому можно ожидать, что ливень не должен излучать в радиодиапазоне. Как было впервые замечено Аскарьяном, значительное число ливневых частиц имеют энергии порядка 30 МэВ и ниже, при которых существенно не только взаимодействие с ядрами, но также взаимодействие с атомными электронами Это взаимодействие приводит к вытягиванию электронов из окружающего вещества в ливень. Возникает зарядовая асимметрия ШАЛ – избыток отрицательных зарядов в ливневом диске составляет 20 – 30%.

32 Преимущества радиометода при ультравысоких энергиях Важнейшим преимуществом радиометода является возможность использования очень большой длины распространения радиоволн. Как результат, можно обеспечить просмотр огромных объемов атмосферы или других прозрачных для радиоизлучения сред, и регистрировать с высокой статистической обеспеченностью редкие события при ультравысоких энергиях. Применение радиометода целесообразно при ультравысоких энергиях, поскольку мощность когерентного радиосигнала растет квадратично с энергией ливня, и при высоких энергиях мощность излучения в радиодиапазоне превосходит мощность излучения в оптической области.

33 Радиомассив антенн RICE в Антарктиде

34 Радиомассив антенн ARIANNA

35 Радиодетектор на спутнике FORTE, просматривающий лед Гренландии

36 Радиодетектор ANITA на аэростате, просматривающий лед Антарктиды

37 Результаты ANITA

38 Радиотелескоп Parces, просматривающий лунный реголит

39 Радиотелескоп GLUE, просматривающий лунный реголит

40 Радиомассив ATCA,просматривающий лунный реголит

41 Радиомассив SCA, просматривающий лунный реголит

42 Эксперимент ЛОРД

43 Луна как мишень для регистрации КЛ и нейтрино R moon = 1740 км; Реголит: плотность 1.7 g / cm 3 глубина 10÷20 м, диэлектрическая постоянная ε3 затухание ~ 20 м/ f (ГГц);

44 Радиодетектор ЛОРД на борту космического аппарата

45 Потенциал эксперимента ЛОРД

46 Сравнение с регистрацией нейтринных потоков в других экспериментах

47 Ограничения на потоки КЛ и нейтрино ультравысоких энергий

48 Антенная система прибора ЛОРД 1. Антенна 1 со встроенным малошумящим усилителем, принимающая сигналы с правой круговой поляризацией; 2. Антенна 2 со встроенным малошумящим усилителем, принимающая сигналы с левой круговой поляризацией; 3. Система регистрации со встроенным модулем питания.

49 Антенная система прибора ЛОРД Антенны, направлены на центр Луны. Одна антенна должна обеспечивать прием сигналов с левой, а другая - с правой круговой поляризацией в полосе частот от 200 МГц до 800 МГц. Антенны должны обеспечивать коэффициент усиления от 5 до7дБ

50 Малошумящие усилители Малошумящие усилители должны обеспечивать: - коэффициент шума – не более 1,5 дБ; - коэффициент усиления по напряжению – 17± 2 дБ; - неравномерность коэффициента усиления в полосе рабочих частот – не более 0,5 дБ; - неравномерность группового времени задержки – не более 2 нс; - усилитель должен иметь защиту входа от статического электричества; - усилитель должен иметь вход для подачи сигнала калибровки.

51 Система регистрации принимаемых сигналов Система регистрации принимаемых сигналов должна содержать 2 канала и обеспечивать прием сигналов от малошумящих усилителей, усиление, фильтрацию, программную регулировку усиления с помощью цифровых управляемых аттенюаторов и преобразование принимаемых аналоговых сигналов в цифровые данные, непрерывную запись в быстродействующую память. При наступлении события формируется запись сигнала длительностью 2 мкс до триггерного сигнала и после.

52 Система регистрации принимаемых сигналов

53 Логика организации триггера Непрерывное сравнение данных в обоих каналах с уровнем порога. При превышении порога в любом канале запускается импульс длительностью 20 нс, совпадение этих импульсов является условием формирование триггера.

54 УНИФИЦИРОВАННАЯ ПЛАТФОРМА УНИФИЦИРОВАННАЯ ПЛАТФОРМА ДЛЯ МАЛОРАЗМЕРНЫХ КОСМИЧЕСКИХ АППАРАТОВ ФГУП «НПО ИМ. С.А.ЛАВОЧКИНА» Конструкция платформы выполнена без гермоотсека. В состав бортовых систем унифицированной платформы входят все необходимые системы, обеспечивающие работу и контроль служебной и целевой аппаратуры платформы и МКА в целом: энергопитание; энергопитание; радиолиния; радиолиния; телеметрия; телеметрия; двигательная установка; двигательная установка; управление движением и навигацией; управление движением и навигацией; терморегулирование. терморегулирование. Унифицированная платформа с размещенными на ней гидразиновой ДУ коррекции орбиты и термостабилизированной сотовой панелью со служебной аппаратурой является конструктивной основой МКА Конструкция платформы позволяет устанавливать различные виды панелей солнечных батарей. Масса платформы 120 кг Масса полезной нагрузки не менее 40 кг (в зависимости от целевой задачи и характеристик рабочей орбиты)

55 Выведение на орбиту Луны 2016 год !

56 Что дальше?

57 Сравнение апертур для Луны и ледяных спутников при регистрации КЛ и нейтрино

58 Заключение Огромный интерес к созданию грандиозных нейтринных детекторов связан с перспективой получения уникальной информации, лежащей на стыке астрофизики высоких энергий и физики частиц. Даже при энергиях, приближающихся к масштабам Великого Объединения, Вселенная в значительной мере прозрачна для нейтрино. Измерение спектров нейтрино, приходящих от источников, расположенных на границе наблюдаемой Вселенной, исключительно важны для определения предельных энергий, которые могут генерироваться в Природе. Нейтрино сверхвысоких энергий не только откроют новый канал в исследовании Вселенной, но и станут уникальным инструментом для изучения взаимодействий частиц на энергетическом масштабе, намного превосходящем энергии существующих и даже проектируемых ускорителей. Возможно, что происхождение нейтрино сверхвысоких энергий напрямую связано с проявлениями физики за пределами Стандартной Модели. Регистрация нейтрино, которые могут доходить до нас от отдаленных источников, будет служить ценным инструментом для изучения астрофизики высоких энергий и одновременно, физики микромира.

59 Увидим ли мы Вселенную в нейтринном свете ?