ЖЭТФ, 2022, том 161, вып. 4, стр. 466-475

МОНИТОРИНГ НЕЙТРИННЫХ ВСПЫШЕК В ГАЛАКТИКЕ

Ю. Ф. Новосельцевa*, И. М. Дзапарова^a,b, М. М. Кочкаров^a,

А. Н. Куреня^a, Р. В. Новосельцева^a, В. Б. Петков^a,b,

П. С. Стриганов^a, И. Б. Унатлоков^a, А. Ф. Янин^a

^a Институт ядерных исследований Российской академии наук

117312, Москва, Россия

^b Институт астрономии Российской академии наук

119017, Москва, Россия

Поступила в редакцию 23 сентября 2021 г.,

после переработки 28 ноября 2021 г.

Принята к публикации 30 ноября 2021 г.

Баксанский подземный сцинтилляционный телескоп (БПСТ) работает по программе поиска нейтрин-

ных вспышек с середины 1980 года. Мы представляем современный статус эксперимента и результаты,

связанные с исследованием фоновых событий и стабильностью работы установки. Показаны возмож-

ности БПСТ при регистрации нейтринных вспышек от близких сверхновых. За период с 30.06.1980 по

30.06.2021 время наблюдения составило 35.5 лет. За это время не было зарегистрировано ни одного со-

бытия — кандидата на нейтринную вспышку. Это приводит к значению верхней границы средней частоты

гравитационных коллапсов звезд в Галактике 0.065 год-1 на 90-процентном доверительном уровне.

Статья для специального выпуска ЖЭТФ, посвященного 100-летию А. Е. Чудакова

DOI: 10.31857/S0044451022040022

вые сравнить основные параметры существующей

EDN: DPJMRG

теории — полную излученную энергию, темпера-

туру нейтрино и длительность нейтринной вспыш-

1. ВВЕДЕНИЕ

ки — с экспериментально измеренными значениями

[8, 9]. Информация о времени и энергии несколь-

Регистрация сверхновой SN 1987A оказала зна-

ких нейтринных событий (около 20) была исполь-

чительное влияние как на теоретические исследова-

зована для установления общего сценария возник-

ния явления сверхновой, так и на создание экспери-

новения сверхновых с коллапсом ядра. Длитель-

ментальных установок. SN1987A стала ближайшей

ность нейтринной вспышки около 10 с указывает

сверхновой за последние несколько сотен лет, что

на масштаб времени диффузии нейтрино при вы-

позволило наблюдать процесс образования сверхно-

соких плотностях. Полная энергия (3-6) · 10⁵² эрг,

вой с беспрецедентной детальностью, начиная с са-

переносимая потоком ν_e, предполагает образование

мого раннего периода излучения.

нейтронной звезды с гравитационной энергией связи

Детектирование нейтрино от SN1987A [1-4] яви-

(2-3) · 10⁵³ эрг. Энергетическое распределение ней-

лось экспериментальным подтверждением крайне

трино, зарегистрированных в диапазоне 10-40 МэВ,

важной роли нейтрино в процессе взрыва массив-

показало, что горячий компактный объект эволюци-

ных звезд (рождения сверхновых (СН)), как было

онирует с температурой 3-5 МэВ в области излуче-

предположено более 50 лет назад [5-7].

ния нейтрино.

Благодаря большой проникающей способности

нейтрино доставляют информацию о физических

Поскольку свет (и вообще электромагнитное из-

условиях в ядре звезды в момент гравитационно-

лучение) может быть частично или полностью по-

глощен пылью в галактической плоскости, наиболее

го коллапса. Событие SN1987A позволило впер-

подходящим инструментом для обнаружения сверх-

^* E-mail: novoseltsev@inr.ru

новых с коллапсом ядра являются большие нейт-

466

ЖЭТФ, том 161, вып. 4, 2022

Мониторинг нейтринных вспышек в Галактике

ринные детекторы. В последние десятилетия по-

торая используется с 2016 года. Условия для выра-

иск нейтринных вспышек вели несколько таких де-

ботки оповещения (алерта) о нейтринной вспышке

текторов: Баксанский сцинтилляционный телескоп

описаны в разд. 6.

[10, 11], Камиоканде [1] и супер-Камиоканде [12],

MACRO [13], LVD [14, 15], AMANDA [16], SNO [17].

В настоящее время новое поколение детекторов,

2. УСТАНОВКА

которые способны более эффективно регистриро-

вать нейтринную вспышку от сверхновой, добави-

Баксанский подземный сцинтилляционный те-

лось к установкам, перечисленным выше: IceCube

лескоп (БПСТ) расположен на Северном Кавказе

[18], Borexino [19, 20], KamLAND [21] и некоторые

(Россия) в подземной лаборатории на эффективной

другие.

глубине 8.5 · 10⁴ г/см² (850 м в.э.) [23]. Установка

Поиск нейтринных вспышек на Баксанском под-

имеет размеры 17 × 17 × 11 м³ и состоит из четы-

земном сцинтилляционном телескопе ведется с се-

рех горизонтальных сцинтилляционных плоскостей

редины 1980 года. За прошедшие годы (более 40

и четырех вертикальных (рис. 1).

лет) существенно обогатились наши представления

Верхняя горизонтальная плоскость имеет пло-

и знания об устройстве и свойствах Вселенной в

щадь 290 м² и состоит из 576 (24 × 24) автономных

целом (становление инфляционных теорий, обнару-

сцинтилляционных счетчиков, три нижние плоско-

жение осцилляций нейтрино, по-видимому, неоспо-

сти площадью по 200 м² содержат 400 (20 × 20)

римые указания на существование темной мате-

счетчиков каждая. Вертикальные плоскости имеют

рии и темной энергии) и о феномене сверхновой,

15 × 24 и 15 × 22 счетчиков. Горизонтальные сцин-

в частности. Наше понимание того, как взрывают-

тилляционные плоскости расположены на перекры-

ся массивные звезды и как нейтрино взаимодей-

тиях, которые состоят из железного поддона толщи-

ствует с горячей и плотной материей, значительно

ной 8 мм и стальных балок (общая толщина желе-

расширилось. В настоящее время масштаб и чув-

за 2.5 см или 20 г/см²) и засыпки из низкофоно-

ствительность детекторов, способных идентифици-

вой породы — дунита — толщиной 78 см (сверху

ровать нейтрино от галактических сверхновых, зна-

бетонная стяжка). Расстояние по вертикали меж-

чительно выросли, так что детекторы нынешнего

ду плоскостями 3.6 м. Общая толщина одного слоя

поколения [18,21,22] способны детектировать поряд-

телескопа (слой сцинтиллятора плюс перекрытие)

ка десяти тысяч нейтрино от сверхновой в Центре

165 г/см². Вертикальные стены здания БПСТ так-

Галактики.

же состоят из дунита с железной арматурой. Усред-

Таким образом, поток нейтрино от следующей

ненные по объему одного слоя установки заряд и

сверхновой будет измеряться несколькими детекто-

атомный вес ядер атомов вещества БПСТ равны

рами, что обеспечит беспрецедентную надежность

Z = 12.8, A = 26.5. Радиационная единица длины

получаемой информации.

для вещества телескопа t_o = 23.5 г/см².

БПСТ является многоцелевым детектором,

предназначенным для широкого диапазона иссле-

дований в области физики космических лучей и

элементарных частиц. Одной из текущих задач яв-

ляется поиск нейтринных вспышек. По программе

поиска нейтринных вспышек установка работает

почти непрерывно с середины 1980 года. В 2001

году система сбора информации была существенно

модернизирована. Эта система работает с

6-го

марта 2001 года. Система сбора данных до 2001

года описана в [10]. Полное время наблюдения за

Галактикой составляет 90 % календарного времени.

Статья организована следующим образом. В

разд. 2 дается краткое описание установки. Раз-

дел 3 посвящен методу детектирования нейтринной

Рис. 1. Баксанский подземный сцинтилляционный телес-

вспышки. В разд. 4 представлены некоторые харак-

коп, вид сбоку. Указана нумерация внутренних плоскостей

теристики фоновых событий. В разд. 5 мы представ-

установки. Вертикальные плоскости имеют номера 1-4

ляем конфигурацию мишени с массой 240 тонн, ко-

467

Ю. Ф. Новосельцев, И. М. Дзапарова, М. М. Кочкаров и др.

ЖЭТФ, том 161, вып. 4, 2022

Стандартный автономный счетчик представ-

Сигналы с Σ400 каждой плоскости поступают

ляет собой алюминиевый контейнер размером

на линейный кодировщик, который имеет диапазон

0.7 × 0.7 × 0.3 м³, заполненный жидким органи-

измерения 6-80 МэВ и энергетическое разрешение

ческим сцинтиллятором на основе уайт-спирита

60 КэВ. Энерговыделение больше 80 МэВ измеря-

C_nH2n+2 (n ≃ 9) с добавкой 1 г/л PPO и 0.03 г/л

ется с помощью логарифмических амплитудных ка-

POPOP. PPO, служащий сцинтиллятором, имеет

налов плоскостей с порогом 15 МэВ и наклоном ха-

максимум спектра люминесценции на длине волны

рактеристики 10 %. Контроль за работой индивиду-

394 нм. POPOP сдвигает максимум спектра в об-

альных счетчиков и системы сбора информации осу-

ласть наибольшей чувствительности ФЭУ, которая

ществляется с помощью многочисленных (около 30)

находится в интервале длин волн 400-450 нм. Время

мониторных программ, которые обеспечивают вы-

высвечивания составляет примерно 6 нс [24]. Ради-

сокую надежность информации, получаемой с уста-

ационная единица длины для сцинтиллятора равна

новки.

47 г/см². Объем сцинтиллятора просматривается

одним фотоумножителем ФЭУ-49 с диаметром

Триггером для запуска системы регистрации яв-

фотокатода 15 см через иллюминатор из оргстекла

ляется срабатывание импульсного канала любого

толщиной 10 см (толстый иллюминатор служит

счетчика БПСТ. Темп счета такого триггера 17 с-1.

для уменьшения неоднородности светосбора). Кон-

Вся информация о событии поступает в оператив-

троль за стабильностью коэффициента усиления

ную память “on-line” ЭВМ, где она оформляется в

ФЭУ осуществляется по анодному току. Угловое

виде «кадра» длительностью 300 нс (т. е. все счет-

разрешение установки 2^o, временное разрешение —

чики, сработавшие в течение 300 нс после триггера,

5 нс.

попадают в один кадр). Каждому кадру приписыва-

ется относительное время с шагом 0.2 мс. В момент

Информация с каждого счетчика снимается по

времени, кратный 15 минутам московского времени

трем каналам: анодному (который служит для изме-

(т. е. в 0 минут, 15, 30 и 45 минут), по сигналу Сис-

рения времени срабатывания плоскости и измерения

темы Абсолютного Времени (САВ) информация, на-

энерговыделения до 2.5 ГэВ), импульсному с поро-

копленная в памяти ЭВМ, записывается на жесткий

гом срабатывания 8 МэВ и 10 МэВ соответствен-

диск в файл, номер которого связан с абсолютным

но для горизонтальных и вертикальных плоскостей

календарным временем. Таким образом, вся инфор-

(до 1986 года этот порог был равен 12.5 МэВ; наи-

мация хранится в виде файлов длительностью 900

более вероятное энерговыделение от мюона в счет-

секунд или меньше, если набор информации начал-

чике равно 50 МэВ ≡ 1 релятивистская частица) и

ся нештатно или был прекращен раньше сигнала

логарифмическому каналу с порогом s_o = 0.5 ГэВ,

САВ. Для синхронизации с мировым временем (UT)

который служит для измерения больших энерговы-

используется сигнал GPS, точность синхронизации

делений в индивидуальном счетчике. Сигнал с 5-го

0.2 мс.

динода ФЭУ поступает на вход логарифмического

преобразователя (ЛП), где он преобразуется в им-

Время штатной работы БПСТ по программе

пульс, длина которого пропорциональна логариф-

мониторирования нейтринных вспышек составляет

му амплитуды сигнала [25]. Логарифмический ка-

около 90 % календарного времени. Причинами поте-

нал позволяет измерять энерговыделение в индиви-

ри информации являются:

дуальном счетчике в диапазоне 0.5-800 ГэВ.

В случае каскадов, инициированных мюонами

1) еженедельный ремонтный день (он продолжа-

космических лучей, мы используем четыре гори-

ется примерно 8 часов). Это около 4 % календарного

времени. При этом набор информации продолжает-

зонтальных сцинтилляционных слоя (вместе с пере-

крытиями между ними) как четырехслойный кало-

ся (правда с худшими фоновыми условиями).

риметр. Логарифмические каналы позволяют изме-

2) отключение электроэнергии по различным

рять продольное развитие и поперечную структуру

причинам приблизительно 1 % времени.

каскада [25, 26] (см. разд. 5).

Анодные сигналы счетчиков каждой плоскости

3) неисправность элементов системы регистра-

последовательно суммируются в три этапа: Σ25,

ции около 5 %.

Σ100 и Σ400, что позволяет использовать, кроме сиг-

налов от всей плоскости, также сигналы от ее час-

Распределение времени наблюдения по годам

тей.

(начиная с 2000 года) показано на рис. 2.

468

ЖЭТФ, том 161, вып. 4, 2022

Мониторинг нейтринных вспышек в Галактике

здесь N_H — число свободных протонов в мишени,

F — поток электронных антинейтрино, σ(E) — се-

чение реакции (1)), η(E) — эффективность детекти-

рования, а индекс «H» в левой части указывает, что

мишенью является водород сцинтиллятора. При вы-

числении (2) мы использовали распределение Фер-

ми - Дирака для энергетического спектра ν_e и сече-

ние реакции ОБР, σ(E), из [30].

Для «стандартных» предположений о СН: рас-

стояние 10 кпс, полная энергия, излученная в ней-

трино, 3 · 10⁵³ эрг (которая делится примерно по-

ровну между всеми типами нейтрино) и массы ми-

шени 130 т (три нижние горизонтальные плоскости,

см. рис. 1), получим (мы предположили, что темпе-

ратура антинейтрино T_ν

= 4.5 МэВ) в отсутствие

осцилляций

Рис. 2. Распределение времени мониторирования нейтрин-

N^Hev ≃ 35.

(3)

ных вспышек (в % от календарного) по годам

Реакции на углероде сцинтиллятора:

ν_e +¹² C →¹² B + e⁺, E_ν

> 14.4 МэВ,

(4)

3. МЕТОД ДЕТЕКТИРОВАНИЯ

НЕЙТРИННОЙ ВСПЫШКИ

ν_e +¹² C →¹² N + e^-,

Eνe > 17.34 МэВ,

(5)

БПСТ состоит из 3184 стандартных сцинтилля-

дают малый вклад (около 2 %) вследствие высокого

ционных счетчиков. Полная масса сцинтиллятора

порога этих реакций.

составляет 330 т, масса, заключенная в трех ниж-

Осцилляции нейтрино, конечно, повлияют на ре-

них горизонтальных слоях (1200 счетчиков) — 130 т.

зультат (3). В последние годы, однако, стало по-

Большиство событий, которые БПСТ будет реги-

нятно, что ожидаемый нейтринный сигнал силь-

стрировать от взрыва СН, представляют собой ре-

но зависит от сценария осцилляций (см., напри-

акции обратного бета-распада (ОБР):

мер, [31-34]). Эффекты осцилляций зависят от мно-

ν_e + p → n + e⁺.

(1)

гих неизвестных или плохо известных факторов.

Это — самоиндуцированные флэйворные превраще-

Если средняя энергия антинейтрино Eνe

= 12-

ния (self-induced flavor conversions), специфическая

15 МэВ [27-29], то пробег e⁺, рожденного в реак-

флэйворная конверсия на фронтах ударной волны,

ции (1), будет заключен, как правило, в объеме од-

стохастические флуктуации потоков материи.

ного счетчика. В таком случае сигнал от СН будет

Измерение «большого» значения θ₁₃ (sin² θ₁₃ =

проявляться как серия событий, когда на установ-

= 0.023) [35, 36] существенно уменьшило неопреде-

ке срабатывает только один счетчик (один и только

ленность в предсказаниях возможных изменений ис-

один счетчик из 3184; ниже мы будем называть та-

ходных потоков СН-нейтрино на пути к детекторам

кие события «одиночными» событиями). Таким об-

на Земле.

разом, поиск нейтринной вспышки заключается в

Если sin² θ₁₃ ≥ 10-3, то распространение ν_e че-

регистрации кластера (группы) одиночных событий

рез область H-резонанса является адиабатическим.

в течение временного интервала τ = 20 с (соглас-

Для сценария, в котором трансформация нейтрин-

но современным моделям длительность нейтринной

ных потоков определяется только МСВ-эффектом

вспышки от СН не превышает 20 с).

[37,38], поток электронных антинейтрино, прибыва-

Среднее число событий, ожидаемое от реакций

ющий к Земле, может быть представлен в виде [39]

(1) в течение времени Δt от начала коллапса ядра,

можно представить так

F_e = U2e1F^oe + U2e2F^ox

(6)

∫

∞

для нормальной массовой иерархии (NH) и

N^Hev = N_H dt dE F(E, t) · σ(E)η(E),

(2)

Fe =

(7)

469

Ю. Ф. Новосельцев, И. М. Дзапарова, М. М. Кочкаров и др.

ЖЭТФ, том 161, вып. 4, 2022

для обратной массовой иерархии (IH), где F^oi —

исходные нейтринные потоки в звезде, индекс «x»

означает неэлектронные нейтрино (и антинейтри-

но), а U_ij — элементы матрицы смешивания (U2e1 ≃

≃ cos² θ₁₂ ≃ 0.7, U2e2 ≃ sin² θ₁₂ ≃ 0.3).

Если предположить, что температура неэлект-

ронных нейтрино равна T_x = 6 МэВ, то для числа

регистрируемых нейтринных событий в (2) получим

N^Hev(NH) ≃ 39

(NH),

(8)

N^Hev(IH) ≃ 48

(IH).

(9)

В заключение этого раздела отметим, что в ли-

тературе обсуждаются модели, которые предсказы-

вают, что средняя энергия нейтрино от СН может

быть Eνe = 30-40 МэВ [40,41]. В этом случае вклад

реакций (4), (5) увеличится до 8 %, но основной

вклад будут давать по-прежнему реакции (1), зна-

чение N^Hev в (3) увеличится примерно до 75-80.

4. ФОНОВЫЕ СОБЫТИЯ

Фоновыми событиями для задачи поиска ней-

тринных вспышек (поиска кластера одиночных со-

бытий) являются:

1) радиоактивность,

2) мюоны космических лучей, если траектория

мюона такова, что срабатывает только один счет-

чик из 3184,

3) ложные срабатывания счетчиков (т.е. неис-

правные счетчики).

Неисправные счетчики быстро (в течение време-

ни от нескольких минут до суток) выявляются и ис-

ключаются из анализируемой информации. Число

одновременно неисправных счетчиков мало (не бо-

лее 5 из 1200), и они оперативно ремонтируются.

Поэтому приводимые ниже характеристики фоно-

вых событий определяются вариантами 1) и 2).

Полная скорость счета от фоновых событий

(усредненная за период 2001-2020 годы) равна f =

= 0.0207 с-1 для трех внутренних плоскостей (три

нижних горизонтальных слоя) и f ≃ 1.5 с-1 для

внешних слоев. Поэтому в качестве мишени исполь-

зуются три нижних горизонтальных слоя сцинтил-

лятора; ниже этот массив счетчиков (1200 счетчи-

ков, масса сцинтиллятора 130 т) мы будем называть

детектор D1.

Рис. 3. Энергетические спектры одиночных событий для

На рис. 3 представлены энергетические спектры

шестой, седьмой и восьмой плоскостей. Время экспози-

одиночных событий (т. е. это спектры фоновых со-

ции — 331 суток. Ширина бина по энергии 2 МэВ. На каж-

бытий) для трех нижних горизонтальных сцинтил-

дом графике указано полное число событий в спектре

ляционных плоскостей — они имеют номера 6, 7 и

470

ЖЭТФ, том 161, вып. 4, 2022

Мониторинг нейтринных вспышек в Галактике

8 (нумерация снизу вверх, см. рис. 1). Эти спект-

ры были получены в 2020 году, время экспозиции —

331 суток. Спектры измерены с помощью линейных

кодировщиков, которые имеют порог 6 МэВ и энер-

гетическое разрешение 60 КэВ.

На шестой и восьмой плоскостях виден «мюон-

ный пик» в области 40-50 МэВ, на седьмой плоскос-

ти этот пик подавлен вследствие лучшей защиты от

атмосферных мюонов.

Пик в области 10-15 МэВ связан с распадом кос-

могенных изотопов (¹²B,¹²N,⁸B,⁸Li и др.), которые

образуются при неупругом взаимодействии мюонов

с углеродом сцинтиллятора и ядрами атомов окру-

жающего вещества. На самом деле мы наблюдаем

суммарную распадную кривую от всех космогенных

Рис. 4. Число кластеров, содержащих k одиночных собы-

изотопов, которая слева обрезана порогом срабаты-

тий в интервале τ = 20 с. Квадраты — экспериментальные

вания счетчиков БПСТ (8 МэВ), — поэтому в изме-

данные, кривая — ожидаемое распределение согласно вы-

ряемом спектре получается пик при малых энерго-

ражению (10)

выделениях.

Скорость образования нестабильных изотопов

мы оценили на основе результатов работы [42]. Со-

фоном и, следовательно, являются кандидатами на

гласно этой оценке за время экспозиции (331 су-

регистрацию нейтринной вспышки.

ток) космогенные изотопы создают примерно 26000

Поясним, что при выбранном нами способе об-

одиночных событий на каждой сцинтилляционной

работки экспериментальных данных скользящий

плоскости. Энерговыделение от распадов всех изо-

20-секундный временной интервал движется дис-

топов менее 20 МэВ. Остальные одиночные собы-

кретными шагами от одного одиночного события к

тия создаются мюонами, которые проходят внешние

следующему, так что в кластере всегда присутству-

плоскости БПСТ без регистрации (через щель меж-

ет хотя бы одно событие (в начале интервала). Это

ду счетчиками (около 1 см) или задевая счетчики

приводит к появлению множителя f в формуле (10).

так, что энерговыделение в них меньше 8 МэВ) и

Если при переходе начала интервала к следующему

приводят к срабатыванию только одного счетчика

событию в 20-секундное окно попадает новое оди-

на одной из внутренних плоскостей.

ночное событие, то число кластеров с данной множе-

Фоновые события могут имитировать ожидае-

ственностью увеличивается на единицу. Если же при

мый сигнал (k одиночных событий внутри скользя-

переходе к следующему событию новое событие не

щего временного интервала τ) со скоростью

добавляется и вновь сформированный кластер име-

k-1

ет множественность на один меньше, чем предыду-

(fτ)

p(k) = f exp(-fτ)

(10)

щий, то такой кластер считается «осколком» преды-

(k - 1)!

дущего и в распределении не учитывается.

На рис. 4 представлена обработка эксперименталь-

Такой вариант обработки гарантирует от потери

ных данных (одиночные события за период 2001-

кластера большей множественности (из-за попада-

2020 годы, T_actual = 17.7 лет) в сравнении с ожида-

ния части событий в соседний кластер), но при этом

емым распределением (10), вычисленным при f =

некоторые кластеры перекрываются во времени, что

= 0.0207 с-1. Отметим, что на рис. 4 нет никакой

приводит к некоторому отклонению от распределе-

нормировки.

ния Пуассона.

Из выражения (10) следует, что фоновые собы-

тия создают кластер из восьми одиночных событий

со скоростью 0.178 год-1. За T_actual = 17.7 лет ожи-

5. ДВА НЕЗАВИСИМЫХ ДЕТЕКТОРА

дается 3.15 события, что мы и наблюдаем в экспе-

рименте (3 события). Скорость «образования» клас-

Чтобы увеличить массу мишени и, следователь-

теров из девяти фоновых событий равна 9.2 · 10-3 в

но, число детектируемых нейтринных событий, мы

год, поэтому кластеры с k ≥ 9 следует рассматри-

используем те части внешних сцинтилляционных

вать как события, которые не могут быть созданы

слоев, которые имеют относительно низкий темп

471

Ю. Ф. Новосельцев, И. М. Дзапарова, М. М. Кочкаров и др.

ЖЭТФ, том 161, вып. 4, 2022

Рис. 6. Энергетический спектр одиночных событий в де-

Рис. 5. Скорости счета одиночных событий в детекторах

текторе D2. Время экспозиции — 331 суток. Ширина бина

D1 и D2 за период 2011-2020 годы

по энергии 2 МэВ

счета фоновых событий. Эти части — прямоуголь-

нейтринных событий k1 = 6, зарегистрированных

ные области на внешних плоскостях (номера 1-5),

в D1, среднее число нейтринных событий в D2 бу-

полученные исключением нескольких крайних ря-

дет k2 = 6·0.858·0.8 = 4.12 (мы предполагаем, что в

дов и столбцов счетчиков. Эти области различны на

10-секундное окно в D2 попадает 80 % нейтринных

разных плоскостях, что связано с угловым распреде-

событий от того числа, которое попадает в 20-се-

лением потока атмосферных мюонов. Полное число

кундное окно). Поскольку фон добавляет f₂ · 10 c =

счетчиков в этих частях внешних слоев 1030 (масса

1.2 события, окончательно получаем k2( k1 = 6) =

сцинтиллятора 110 тонн). Ниже этот массив счетчи-

= 4.12 + 1.2 = 5.32.

ков мы будем называть детектор D2, темп счета оди-

Согласно (2) среднее число нейтринных событий

ночных событий в D2 равен f₂ = 0.12 с-1. Стабиль-

в D2 будет N^Hev (D2) ≃ 28 (при тех же условиях, что

ность работы и скорости счета одиночных событий

в (3)). Так что ожидаемое полное число событий от

в детекторах D1 и D2 показаны на рис. 5. Совмест-

реакций (1) в детекторах D1 и D2 (в отсутствие ос-

ная работа детекторов D1 и D2 позволяет увеличить

цилляций) равно

число детектируемых нейтринных событий и надеж-

ность регистрации нейтринной вспышки. Такая кон-

N^Hev = N^Hev(D1) + N^Hev(D2) ≃ 63.

(11)

фигурация мишени используется с 2016 года [43].

С учетом влияния МСВ-эффекта получим (см.

На рис. 6 показан энергетический спектр одиноч-

(6), (7))

ных событий в той части одной из вертикальных

плоскостей БПСТ, которая входит в детектор D2.

N^Hev(NH) ≃ 71, N^Hev(IH) ≃ 88

(12)

В случае вертикальных плоскостей большая доля

мюонов, которые создают одиночные события, име-

для соответственно прямой и обратной массовых

иерархий.

ет пробег в счетчике 30-80 см, что создает плато в

спектре при энерговыделениях более 50 МэВ.

Детекторы D1 и D2 независимы, поэтому вероят-

ность имитации фоном события, когда в D1 наблю-

Мы используем следующий алгоритм: в случае

дается кластер с множественностью k1 и одновре-

детектирования в детекторе D1 кластера с множест-

менно в D2 — кластер с множественностью k2, равна

венностью k1 ≥ 3 мы проверяем число одиночных

произведению соответствующих вероятностей:

событий k2 в 10-секундном временном окне в де-

текторе D2. Начало этого окна совпадает с нача-

(13)

P (k1, k2) = P 1(k1) × P 2(k2),

лом кластера в D1. Отношение масс детекторов D2

и D1 1030/1200 = 0.858 означает, что (в случае ре-

где P 1 определяется согласно (10), а P 2 есть распре-

альной нейтринной вспышки) для среднего числа

деление Пуассона для f₂ = 0.12 с-1 и длительности

472

ЖЭТФ, том 161, вып. 4, 2022

Мониторинг нейтринных вспышек в Галактике

Таблица. Параметры кластера с k1 = 9 в детекто-

временного окна τ₂ = 10 с. В частности, мы получа-

ре D1. Δt — время задержки события относительно

ем

каскада

P (6, 5) = 0.23 год-1, P (6, 6) = 0.045 год-1.

(14)

n_ev

Δt, с

Счетчик

ε, МэВ

Поэтому события с k1 ≥ 6, k2 ≥ 6 следует рас-

сматривать в качестве кандидатов на детектирова-

0.007

7:9-14

12.1

ние нейтринной вспышки, так как средние значения

0.015

6:15-16

11.7

k1 и k2 существенно превышены в двух независи-

0.023

6:17-16

12.1

мых детекторах одновременно и вероятность ими-

0.080

6:15-12

9.8

тации такого события фоном очень мала.

Отметим, что в случае реальной нейтринной

0.101

6:18-14

13.4

вспышки оставшиеся счетчики (которые не принад-

0.131

6:20-13

10.7

лежат массивам D1 и D2) могут быть использова-

0.775

7:13-16

12.0

ны как третий независимый детектор D3 с массой

1.341

7:12-16

9.0

90 тонн. Поскольку скорость счета фоновых собы-

тий в детекторе D3 равна f₃ ≃ 1.4 с-1, D3 можно

19.529

6:8-13

38.7

использовать, только если множественность класте-

ров достаточно высока: k1 ≥ 10, k2 ≥ 10 (во вре-

менном окне 20 с). Тогда множественность кластера

с). Отсутствие одиночных событий в восьмой плос-

в D3 должна быть k3 ≥ 30. При этом около 30 со-

кости и малое число событий в D2 подтверждают

бытий будут фоновыми (1.4 · 20) и нужно уметь их

такое заключение.

исключать.

Поэтому мы не рассматриваем этот кластер в ка-

Ниже мы приводим пример события (кластера),

честве кандидата на нейтринную вспышку (посколь-

для интерпретации которого совместная работа де-

ку мы установили его происхождение) и он не вклю-

текторов D1 и D2 имеет существенное преимуще-

чен в распределение на рис. 4.

ство.

Следует отметить, что кластер с множественнос-

31-го октября 2017 года в детекторе D1 был за-

тью k1 = 9 был зарегистрирован лишь однажды за

регистрирован кластер с множественностью k1 = 9.

все время наблюдения (примерно 40 лет).

UTC первого события в кластере было 17 часов

Мы также проверили предысторию всех класте-

51 минута 28.7602 секунд. Мы проверили предыс-

ров с k1 ≥ 6. Не было найдено ни одного кластера,

торию кластера (это стандарная процедура). Ока-

в котором не менее 5 событий находились бы в двух

залось, что за 7 мс до первого события в класте-

секундах от предшествующего каскада.

ре был зарегистрирован ядерный каскад. В случае

каскадов мы используем горизонтальные плоскости

БПСТ как четырехслойный калориметр (см., напри-

6. СИСТЕМА ОПОВЕЩЕНИЯ О

мер, [26]). Каскад имел энергию 12.3 ТэВ, энерговы-

НЕЙТРИННОЙ ВСПЫШКЕ

деление в горизонтальных слоях (сверху вниз, см.

рис. 1) было 1.2 ГэВ, 265 ГэВ, 1090 ГэВ и 355 ГэВ.

Система оповещения, описанная в этом разделе,

Параметры кластера приведены в таблице: n_ev —

работает с июня 2016 года. До этого времени поиск

номер события в кластере, Δt = t_ev - t_c — время

нейтринных вспышек проводился в офлайн-режиме.

задержки события относительно каскада, в колонке

Вся информация с БПСТ поступает в оператив-

«счетчик» указаны координаты счетчика (например

ную память онлайн-компьютера. Каждые 15 ми-

7:9-14 означает Плоскость 7, Ряд 9, Столбец 14), ε —

нут (0, 15, 30 и 45 минут каждого часа) накоплен-

энерговыделение в счетчике.

ная информация записывается в файл (RUN-файл),

Как следует из таблицы, первые восемь собы-

номер которого однозначно связан с календарным

тий произошли в течение 1.35 с после каскада и

временем. Через 20 секунд RUN-файл передается в

находятся в слоях с наибольшим энерговыделени-

офлайн-компьютер, где через 4 минуты начинает-

ем (1090 ГэВ в седьмой плоскости и 355 ГэВ в ше-

ся обработка информации (в том числе поиск нейт-

стой). Поэтому мы считаем, что все 8 событий явля-

ринной вспышки согласно алгоритму, описанному в

ются распадами космогенных изотопов, рожденных

разд. 5). Время обработки примерно 1 минута, так

в каскаде. В детекторе D2 (в 10-секундном окне) на-

что мы получаем результат в течение 20 минут (если

блюдались три события (с Δt = 1.045 с, 5.761с, 8.807

нейтринная вспышка произошла в начале 15-минут-

473

ЖЭТФ, вып. 4

Ю. Ф. Новосельцев, И. М. Дзапарова, М. М. Кочкаров и др.

ЖЭТФ, том 161, вып. 4, 2022

ного интервала). В случае обнаружения события с

тора и ядрами атомов окружающего вещества и 2) с

k1 ≥ 5, k2 ≥ 3 (см. разд. 5) генерируется сигнал,

атмосферными мюонами, траектория которых тако-

который инициирует телефонные звонки и рассыл-

ва, что срабатывает только один счетчик на установ-

ку емэйл-сообщений сотрудникам, связанным с этой

ке (в детекторах D1 или D2).

задачей. События с k1 ≥ 5, k2 ≥ 3 создаются фоно-

За период с 30-го июня 1980 года по 30 июня 2021

выми событиями довольно часто: примерно 1 раз в

года время наблюдения составило 35.5 лет [10, 45].

неделю. Они не являются кандидатами на вспыш-

Это наибольшее время наблюдения за Галактикой

ку, а служат в качестве подтверждения того, что

на одной и той же установке. За это время ни одно-

система оповещения работает в штатном режиме. В

го события кандидата на коллапс звездного ядра за-

случае регистрации события k1 ≥ 6, k2 ≥ 6 в тече-

регистрировано не было. Это приводит к значению

ние 1 часа принимается решение о степени важности

верхней границы средней частоты гравитационных

зарегистрированного события.

коллапсов в Галактике

Подключение к системе SNEWS (SuperNova

f_col < 0.065 год-1

(15)

Early Warning System)

[44] находится в стадии

тестирования сигналов.

на 90-процентном уровне достоверности.

Отметим, что в случае очень близкой СН, на-

Оценки скорости галактических сверхновых да-

пример на расстоянии 0.2 крс, полное число нейт-

ют величину примерно 3-5 событий в столетие [46].

ринных событий будет равно примерно 250000. В

Однако в прошлом тысячелетии только пять сверх-

первые секунды (после начала вспышки) следует

новых были идентифицированы с уверенностью в

ожидать около 30000 событий в секунду. По срав-

исторических записях. Этот дефицит сверхновых,

нению с этой скоростью темп счета мюонных собы-

видимых невооруженным глазом, связывают с

тий (17 с-1) пренебрежимо мал. Поэтому все собы-

эффектом гашения вспышки в оптическом диапа-

тия, регистрируемые БПСТ (3184 счетчика, масса

зоне пылью в плоскости Галактики. Этот эффект

сцинтиллятора 330 тонн) в этот период времени, бу-

изучался в работе [47], авторы которой пришли к

дут нейтринными событиями. Длительность кадра

заключению, что невооруженным глазом видны

БПСТ равна 300 нс, время обработки кадра (мерт-

только примерно 13 % галактических сверхновых с

вое время) около 1 мс, поэтому мы будем регистри-

коллапсом ядра и около 33 % термоядерных сверх-

ровать примерно 1000 событий в секунду, причем

новых (тип Ia). В свете этих результатов становится

подавляющее большинство кадров — это кадры с од-

еще более актуальным нейтринный мониторинг,

ним сработавшим счетчиком. Доля кадров с двумя

который начался более 40 лет назад (в 1980 году)

сработавшими счетчиками (т. е. два нейтринных со-

на Баксанском подземном сцинтилляционном теле-

бытия попали во временное окно 300 нс) не более

скопе.

0.5 %. Таким образом, в случае очень близкой СН

некоторая часть событий (которая зависит от рас-

Работа выполнена на УНУ Баксанский подзем-

стояния до СН) будет потеряна.

ный сцинтилляционный телескоп, ЦКП Баксанская

нейтринная обсерватория ИЯИ РАН.

7. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

ЛИТЕРАТУРА

Баксанский подземный сцинтилляционный те-

1. K. Hirata, T. Kajita, M. Koshiba et al., Phys. Rev.

лескоп работает по программе поиска нейтринных

Lett. 58, 1490 (1987).

вспышек с 30 июня 1980 года. В качестве мишени

мы используем две части БПСТ (детекторы D1 и

2. R. M. Bionta, G. Blewitt, C. B. Bratton et al. (IMB

D2) с суммарной массой 240 тонн. Оценка (11) поз-

collaboration), Phys. Rev. Lett. 58, 1494 (1987).

воляет ожидать примерно 10 нейтринных событий

3. Е. Н. Алексеев, Л. Н. Алексеева, В. Н. Волчен-

от наиболее удаленных СН (около 25 крс) в нашей

ко, И. В. Кривошейка, Письма в ЖЭТФ 45, 461

Галактике. В случае очень близкой СН некоторая

(1987).

часть событий (которая зависит от расстояния до

4. M. Aglietta, G. Badino, G. Bologna et al., Europhys.

СН) будет потеряна.

Lett. 3, 1315 (1987).

Фоновые события связаны 1) с распадами космо-

генных изотопов, которые образуются при неупру-

5. G. Gamow and M. Shoenberg, Phys. Rev. 58, 1117

гом взаимодействии мюонов с углеродом сцинтилля-

(1940).

474

ЖЭТФ, том 161, вып. 4, 2022

Мониторинг нейтринных вспышек в Галактике

Я. Б. Зельдович, О. Х. Гусейнов, ДАН СССР 162,

26.

V. N. Bakatanov, Yu. F. Novoseltsev, and R. V. No-

791 (1965).

voseltseva, Astropart. Phys. 8, 59 (1997).

S. A. Colgate and R. H. White, Astrophys. J. 143,

27.

В. С. Имшенник, Д. К. Надежин, Итоги науки и

626 (1966).

техники, сер. астрономия 21, 63 (1982).

T. J. Loredo and D. Q. Lamb, Phys. Rev. D 65,

28.

W. Hillebrandt and P. Hoflish, Rep. Prog. Phys. 52,

063002 (2002).

1421 (1989).

G. Pagliaroli, F. Vissani, M. L. Costantini, and

29.

В. С. Имшенник, Препринт ИТЭФ 135-90 (1990).

A. Ianni, Astropart. Phys. 31, 163 (2009).

10.

Е. Н. Алексеев, Л. Н. Алексеева, В. И. Волченко и

30.

A. Strumia and F. Vissani, Phys. Lett. B 564, 42

др., ЖЭТФ 104, 2897 (1993).

(2003).

11.

R. V. Novoseltseva, M. M. Boliev et al., Proc. 31th

31.

J. Pantaleone, Phys. Lett. B 287, 128 (1992).

ICRC, Lodz (2009).

32.

R. F. Sawyer, Phys. Rev. D 72, 045003 (2005).

12.

M. Ikeda, A. Takeda, Y. Fukuda et al., Astrophys. J.

669, 519 (2007).

33.

H. Duan, G. M. Fuller, J. Carlson, and Y.-Z. Qian,

Phys. Rev. D 74, 105014 (2006).

13.

M. Ambrosio et al. (MACRO Collaboration), Eur.

Phys. J. C 37, 265 (2004).

34.

I. Tamborra, G. Raffelt, F. Hanke et al., Phys. Rev.

D 90, 045032 (2014); arXiv:1406.0006.

14.

M. Aglietta et al. (LVD Collaboration), Nuovo Cim.

A 105, 1793 (1992).

35.

F. P. An et al. (DAYA-BAY Collaboration), Phys.

15.

N. Yu. Agafonova, M. Aglietta, P. Antonioli et al.,

Rev. Lett.

108,

171803

(2012); arXiv:1203.1669

[hep-ex].

Astropart. Phys. 27, 254 (2007).

16.

J. Ahrens et al. (AMANDA Collaboration),

36.

J. K. Ahn et al. (RENO Collaboration), Phys. Rev.

Astropart. Phys. 16, 345 (2002).

Lett. 108, 191802 (2012); arXiv:1204.0626 [hep-ex].

17.

B. Aharmim, S. N. Ahmed, A. E. Anthony et al.,

37.

L. Wolfenstein, Phys. Rev. D 17, 2369 (1978).

Astrophys. J. 728, 83 (2011).

38.

S. P. Mikheev and A. Yu. Smirnov, Sov. J. Nucl. Phys.

18.

T. Lund, A. Marek, C. Lunardini et al., Phys. Rev.

17, 913 (1985).

D 82, 063007 (2010).

39.

A. Dighe and A. Yu. Smirnov, Phys. Rev. D 62,

19.

G. Bellini et al. (Borexino Collaboration), Phys. Lett.

033007 (2000).

B 658, 101 (2007).

40.

В. С. Имшенник, УФН 180, 1121 (2010).

20.

G. Bellini, Talk at TAUP 2011 Conference, Munich

41.

В. С. Имшенник, В. О. Молоканов, Письма в Аст-

(2011).

рон. журн. 36, 759 (2010).

21.

K. Eguchi et al. (KamLAND Collaboration), Phys.

42.

G. Bellini et al. (Borexino Collaboration), arXiv:

Rev. Lett. 90, 021802 (2003).

1304.7381v2 (2013).

22.

A. Abusleme et al. (JUNO Collaboration), arXiv:

43.

Yu. F. Novoseltsev et al. (Baksan Collaboration),

2104.02565v2 [hep-ex] (2021).

Astropart. Phys. 117, 102404 (2020).

23.

E. N. Alekseev, V. V. Alekseenko, Yu. M. Andreyev

44.

P. Antonioli, R. T. Fienberg, R. Fleurot et al., New

et al., Proc. 16 ICRC, Kyoto 10, 276 (1979).

J. Phys. 6, 114 (2004).

24.

В. Н. Бакатанов, В. Л. Дадыкин, Материалы 5-й

45.

Р. В. Новосельцева, М. М. Болиев, Г. М. Верешков

Всесоюзной конференции по синтезу, производ-

и др., Изв. РАН, сер. физ. 75, 419 (2011).

ству и использованию сцинтилляторов, Харьков

(1970), ч. 2, с. 43.

46.

S. M. Adams, C. S. Kochanek, J. F. Beacom et al.,

Astrophys. J. 778, 164 (2013).

25.

В. М. Ачкасов, В. Н. Бакатанов, Ю. Ф. Ново-

сельцев и др., Изв. АН СССР, сер. физ. 50, 2224

47.

C. T. Murphey, J. W. Hogan, B. D. Fields et al.,

(1986).

arXiv:2012.06552 (2020).

475