1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Известия РАН. Серия физическая
  4. T. 85, № 4, 2021

Известия РАН. Серия физическая, 2021, T. 85, № 4, стр. 579-582

Мониторинг нейтринных вспышек от сверхновых на баксанском подземном сцинтилляционном телескопе

Ю. Ф. Новосельцев 1, *, И. М. Дзапарова 1, 2, 3, М. М. Кочкаров 1, А. Н. Куреня 1, Р. В. Новосельцева 1, В. Б. Петков 1, 2, 3, П. С. Стриганов 1, 3, И. Б. Унатлоков 1, А. Ф. Янин 1, 3

1 Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт ядерных исследований Российской академии наук
Москва, Россия

2 Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт астрономии Российской академии наук
Москва, Россия

3 Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего образования “Московский государственный университет имени М.В. Ломоносова”, Государственный астрономический институт имени П.К. Штернберга
Москва, Россия

* E-mail: novoseltsev@inr.ru

Поступила в редакцию 19.10.2020
После доработки 19.11.2020
Принята к публикации 28.12.2020

Полный текст (PDF)

Аннотация

Баксанский подземный сцинтилляционный телескоп работает по программе поиска нейтринных вспышек с середины 1980 г. В качестве мишени мы используем две части установки с суммарной массой 240 тонн. За период с 30.06.1980 по 30.06.2020 чистое время наблюдения составило 34.4 г. За это время не было зарегистрировано ни одного события – кандидата на нейтринную вспышку. Это приводит к значению верхней границы средней частоты гравитационных коллапсов звезд в Галактике 0.067 год–1 на 90% уровне достоверности.

ВВЕДЕНИЕ

Детектирование нейтрино от SN1987A явилось экспериментальным подтверждением идей о крайне важной роли нейтрино в процессе взрыва массивных звезд (рождения cверхновых), выдвинутых более 50 лет назад [1–3]. Впервые представилась возможность сравнить основные параметры существующей теории – излученную энергию, температуру нейтрино и длительность нейтринной вспышки – с экспериментально измеренными значениями [4, 5]. В последние десятилетия поиск нейтринных всплесков вели несколько детекторов: Баксанский сцинтилляционный телескоп (БПСТ) [6, 7], Камиоканде [8] и супер-Камиоканде [9], MACRO [10], LVD [11], AMANDA [12], SNO [13], IceCube [14], Borexino [15], KamLAND [16] и другие.

БПСТ работает по программе поиска нейтринных вспышек почти непрерывно с середины 1980 г. [17]. С июня 2016 г. на БПСТ работает система оповещения, позволяющая в течение 20 мин выдать сообщение об обнаруженной вспышке. В настоящее время проводятся тестирования для подключения к системе SNEWS. В данной статье представлен текущий статус эксперимента.

МЕТОД ДЕТЕКТИРОВАНИЯ НЕЙТРИННОЙ ВСПЫШКИ

Полная масса сцинтиллятора БПСТ составляет 330 тонн. Масса, заключенная в трех нижних горизонтальных слоях (1200 счетчиков) – 130 тонн. Три нижние горизонтальные плоскости мы называем детектор Д1. Большинство событий, которые БПСТ зарегистрирует от взрыва СН, представляют собой реакции обратного бета распада (ОБР): ${{\bar {\nu }}_{e}} + p \to n + {{{\text{e}}}^{ + }}.$ Если средняя энергия антинейтрино ${{E}_{{{{\nu }_{e}}}}}$ = 12–15 МэВ [18, 19], то пробег e+ (рожденного в реакции ОБР) будет заключен, как правило, в объеме одного счетчика. В таком случае сигнал от СН будет проявляться как серия событий, когда на установке срабатывает только один счетчик (“одиночное событие”). Поиск нейтринной вспышки заключается в регистрации кластера “одиночных событий” в течение временного интервала, не превышающего длительность нейтринной вспышки (τ = 20 с). Ожидаемое среднее число событий ${{N}_{{e{v}}}}$ от реакций ОБР в течение времени Δt от начала коллапса ядра можно представить так:

(1)
${{N}_{{e\nu }}}{\text{ = }}{{N}_{p}}\int\limits_0^{{{\Delta }}t} {dt} \int\limits_{\text{0}}^\infty {dEF\left( {E{\text{,}}t} \right){{\sigma }}\left( E \right){{\eta }}\left( E \right)} $

здесь Np – число свободных протонов в мишени, F – поток электронных антинейтрино, σ(E) – сечение реакции ОБР, η(E) – эффективность детектирования. Для СН на расстоянии 10 кпс, полной энергии, излученной в нейтрино εtot = 3 ∙ 1053 эрг, и массы мишени 130 т (детектор Д1) получим (температура антинейтрино kBT = 4.5 МэВ и энергия, излученная в ${{\bar {\nu }}_{e}},$ равна 1/6 εtot):

(2)
${{N}_{{e\nu }}}\left( {NH} \right) \cong 35,\,\,\,\,\left( {{\text{без}}\,\,\,\,{\text{учета}}\,\,\,\,{\text{осцилляций}}} \right).$

Осцилляции нейтрино, конечно, повлияют на этот результат (см., например [20–23]). Для простейшего сценария, в котором конверсия нейтринных потоков обусловлена только МСВ эффектом [24, 25], поток электронных антинейтрино ${{F}_{{\bar {e}}}},$ прибывающих к Земле, может быть записан в виде [26]

(3)
${{F}_{{\bar {e}}}} = U_{{e1}}^{2}F_{{\bar {e}}}^{0} + U_{{e2}}^{2}F_{{\bar {x}}}^{0}$

для нормальной массовой иерархии (NH) и

(4)
${{F}_{{\bar {e}}}} = F_{{\bar {x}}}^{0}$

для обратной массовой иерархии (IH), где $F_{i}^{0}$ – исходные нейтринные потоки в звезде, индекс “x” обозначает неэлектронные ароматы (анти-)нейтрино, а Uij – элементы матрицы смешивания ($U_{{e1}}^{2} \cong {\text{co}}{{{\text{s}}}^{2}}{{\theta }_{{12}}} \cong 0.7,$ $U_{{e2}}^{2} \cong {\text{si}}{{{\text{n}}}^{2}}{{\theta }_{{12}}} \cong 0.3$).

Если для температуры неэлектронных нейтрино принять значение Tx = 6 МэВ, то получим ${{N}_{{e\nu }}}\left( {NH} \right) \cong 39,$ ${{N}_{{e\nu }}}\left( {IH} \right) \cong 48.$

Фоном для поиска нейтринных вспышек являются: 1) радиоактивность (в основном от космогенных изотопов), 2) мюоны космических лучей, если траектория мюона такова, что срабатывает только один счетчик из 3184. Полная скорость счета фоновых событий равна f1 = 0.0207 с–1 для детектора Д1 и ≈1.5 с–1 для внешних слоев. Поэтому в качестве триггерной мишени используются три нижних горизонтальных слоя счетчиков – детектор Д1.

Фоновые события могут имитировать ожидаемый сигнал (k одиночных событий внутри скользящего временного интервала τ) со скоростью

(5)
$p\left( k \right) = {{f}_{1}}{\text{exp}}\left( { - {{f}_{1}}\tau } \right)\frac{{{{{({{f}_{1}}\tau )}}^{{k - 1}}}}}{{\left( {k - 1} \right)!}}.$

На рис. 1 представлена обработка экспериментальных данных (одиночные события за период 2001–2020 годы, Tactual = 17.3 лет) в сравнении с ожидаемым распределением (5), вычисленным при f1 = 0.0207 с–1. Из выражения (5) следует, что фоновые события создают кластер из 8 одиночных событий со скоростью 0.178 год–1. За Tactual = = 17.3 лет ожидается 3.08 события, что мы и наблюдаем в эксперименте (3 события).

Рис. 1.

Число кластеров в детекторе Д1, содержащих k одиночных событий в интервале τ = 20 с. Квадраты – экспериментальные данные, кривая – ожидаемое распределение согласно выражению (5).

Чтобы увеличить число детектируемых нейтринных событий и надежность регистрации нейтринной вспышки, мы используем те части внешних сцинтилляционных слоев, которые имеют относительно низкий темп счета фоновых событий. Полное число счетчиков в этих частях внешних слоев 1030 (масса сцинтиллятора 110 тонн). Этот массив счетчиков мы называем детектор Д2; темп счета одиночных событий в Д2 равен f2 = 0.12 с–1. Стабильность работы и скорости счета одиночных событий в детекторах Д1 и Д2 показаны на рис. 2.

Рис. 2.

Скорости счета одиночных событий в детекторах Д1 и Д2 за период 2011–2020 гг.

В случае регистрации в детекторе Д1 кластера с множественностью k1 ≥ 3, мы проверяем число одиночных событий k2 в 10-секундном временном окне в детекторе Д2. Начало этого окна совпадает с началом кластера в Д1. Согласно (1) среднее число нейтринных событий в Д2 будет ${{N}_{{e\nu }}}\left( {NH} \right) \cong 28$ (при тех же условиях, что в (2)). Так что ожидаемое полное число событий от реакций ОБР в детекторах (Д1 + Д2) равно

(6)
$\begin{gathered} {{N}_{{e\nu }}} = {{N}_{{e\nu }}}\left( {D1} \right) + {{N}_{{e\nu }}}\left( {D2} \right) \cong 63 \\ \left( {{\text{без}}\,\,{\text{учета}}\,\,{\text{осцилляций}}} \right). \\ \end{gathered} $

С учетом влияния МСВ эффекта получим (см. (3), (4)) ${{N}_{{e\nu }}}\left( {NH} \right) \cong 71,$ ${{N}_{{e\nu }}}\left( {IH} \right) \cong 88$ для прямой и обратной массовой иерархии соответственно.

Детекторы Д1 и Д2 независимы: вероятность имитации фоном события, когда в Д1 наблюдается кластер с множественностью k1 и одновременно в Д2 – кластер с множественностью k2, равна произведению соответствующих вероятностей – P(k1, k2) = P1(k1) ∙ P2(k2), где P1 определяется согласно (5), а P2 есть распределение Пуассона для f2 = 0.12 с–1 и длительности временного окна 10 с. В частности, мы получаем P(6, 5) = 0.23 год–1, P(6, 6) = 0.045 год–1.

В случае очень близкой СН число детектируемых нейтринных событий будет очень большим. Например, для расстояния до СН 0.2 кпс полное число событий от реакций ОБР будет ~250 000. В первые секунды (после отскока ядра) ожидается ~(25–30) ∙ 103 событий в секунду. Время обработки события на БПСТ ~1 мс, поэтому мы будем регистрировать ~1000 событий в секунду. Таким образом, в случае очень близкой СН некоторая часть событий (которая зависит от расстояния до СН) будет потеряна.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Метод детектирования нейтринной вспышки на БПСТ основан на одновременной регистрации кластеров одиночных событий в детекторе Д1 и детекторе Д2. Оценка (6) позволяет ожидать ~10 нейтринных событий для наиболее удаленных СН (~25 кпс) нашей Галактики. За период с 30 июня 1980 г. по 30 июня 2020 г. чистое время наблюдения составило 34.4 г. Это наибольшее время наблюдения за Галактикой на одной и той же установке. За это время ни одного события-кандидата на коллапс звездного ядра зарегистрировано не было. Это приводит к значению верхней границы средней частоты гравитационных коллапсов в Галактике fcol < 0.067 год–1 на 90% уровне достоверности.

Работа выполнена на уникальной научной установке Баксанский подземный сцинтилляционный телескоп (ЦКП Баксанская нейтринная обсерватория ИЯИ РАН) при финансовой поддержке Министерства науки и высшего образования РФ (соглашение № 075-15-2019-1640, уникальный идентификатор проекта RFMEFI62119X0025).

Список литературы

  1. Gamow G., Shoenberg M. // Phys. Rev. 1940. V. 58. P. 1117.

  2. Зельдович Я.Б., Гусейнов О.Х. // Докл. АН СССР. 1965. Т. 162. С. 791.

  3. Colgate S.A., White R.H. // Astrophys. J. 1966. V. 143. P. 626.

  4. Loredo T.J., Lamb D.Q. // Phys. Rev. D. 2002. V. 65. Art. No 063002.

  5. Pagliaroli G., Vissani F., Costantini M.L., Ianni A. // Astropart. Phys. 2009. V. 31. P. 163.

  6. Алексеев Е.Н., Алексеева Л.Н., Волченко В.И. и др. // ЖЭТФ. 1993. Т. 104. С. 2897.

  7. Novoseltseva R.V., Boliev M.M., Dzaparova I.M. et al. // Phys. Part. Nucl. 2016. V. 47. P. 968.

  8. Hirata K., Kajita T., Koshiba M. et al. (Kamiokande-II Collaboration) // Phys. Rev. Lett. 1987. V. 58. P. 1490.

  9. Ikeda M., Takeda A., Fukuda Y. et al. // Astrophys. J. 2007. V. 669. P. 519.

  10. Ambrosio M., Antolini R., Baldini A. et al. (MACRO Collaboration) // Eur. Phys. J. C. 2004. V. 37. No. 3. P. 265.

  11. Aglietta M., Alpat B., Alyea E.A. et al. (LVD Collaboration) // Nuovo Cim. A. 1992. V. 105. P. 1793.

  12. Ahrens J., Bai X., Barouch G. et al. (AMANDA Collaboration) // Astropart. Phys. 2002. V. 16. P. 345.

  13. Aharmim B., Ahmed S.N., Anthony A.E. et al. // Astrophys. J. 2011. V. 728. P. 83.

  14. Lund T., Marek A., Lunardini C. et al. // Phys. Rev. D. 2010. V. 82. Art. No. 063007.

  15. Bellini G., Benziger J., Bick D. et al. (Borexino Collaboration) // Phys. Lett. B. 2007. V. 658. P. 101.

  16. Eguchi K., Enomoto S., Furuno K. et al. (KamLAND Collaboration) // Phys. Rev. Lett. 2003. V. 90. Art. No. 021802.

  17. Alexeyev E.N., Alexeyenko V.V., Andreyev Yu.M. et al. // Proc. 16th ICRC. (Kyoto–Tokyo, 1979). V. 10. P. 276.

  18. Tamborra I., Raffelt G., Hanke F. et al. // Phys. Rev. D. 2014. V. 90. Art. No. 045032.

  19. Имшенник В.С., Надежин Д.К. // Итоги науки и техн. Сер. Астрон. 1982. Т. 21. С. 63.

  20. Hillebrandt W., Hoflish P. // Rep. Prog. Phys. 1989. V. 52. P. 1421.

  21. Pantaleone J. // Phys. Lett. B. 1992. V. 287. P. 128.

  22. Sawyer R.F. // Phys. Rev. D. 2005. V. 72. Art. No. 045003.

  23. Duan H., Fuller G.M., Carlson J., Qian Y.-Z. // Phys. Rev. D. 2006. V. 74. Art. No. 105014.

  24. Wolfenstein L. // Phys. Rev. D. 1978. V. 17. Art. No. 2369.

  25. Mikheev S.P., Smirnov A.Y. // Sov. J. Nucl. Phys. 1985. V. 42. P. 913.

  26. Dighe A., Smirnov A.Y. // Phys. Rev. D. 2000. V. 62. Art. No. 033007.

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска предыдущая статья выпуска содержание выпуска

Известия РАН. Серия физическая

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал