Поиск нейтрино сверхвысоких энергий и гипотетических частиц темной материи в экспериментах на Байкальском глубоководном нейтринном телескопе НТ-200 тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.04.16, доктор физико-математических наук Джилкибаев, Жан-Арыс Магисович

• Джилкибаев, Жан-Арыс Магисович
• доктор физико-математических наук
• 2005

Оглавление диссертации доктор физико-математических наук Джилкибаев, Жан-Арыс Магисович

ВВЕДЕНИЕ.

ГЛАВА 1. Байкальский глубоководный нейтринный телескоп НТ-200.

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 экспериментов.

2.2. Распространение света от точечного импульсного изотропного 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.GO

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.

I 3.1. Методика выделения событий от околовертикальных нейтрино снизу в Байкальском нейтринном телескопе.

3.1.1. Критерии отбора событий от околовертикальных мюонов снизу . 112 <. 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 поток 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+

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Поиск нейтрино сверхвысоких энергий и гипотетических частиц темной материи в экспериментах на Байкальском глубоководном нейтринном телескопе НТ-200»

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 ~1020 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-обрезание [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 этапе своего становления. Ожидаемые природные потоки нейтрино распределены в энергетической области от ~1.9х10~4 эВ (реликтовое нейтринное излучение) и, по крайней мере, до ~Ю20 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, цеУ mcV eV kcV McV GcV TcV PeV EcV

Neutrino Energy (eV)

Рис. 1: Энергетический спектр нейтрино, ожидаемый на поверхности Земли от разных источников [3]. При этом следует иметь в виду, что имеется большой разброс оценок величины потоков нейтрино от вспышек сверхновых и ядер активных галактик, а в потоке нейтрино, приходящих на Землю от Солнца, в достаточно большом обилии представлены нейтрино с энергией от 1СГ2 до 103 эВ, образующиеся в процессах парного рождения в солнечной плазме. и регистрация нейтрино от взрыва сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке [17, 18, 19, 20]. Эти результаты, помимо их несомненной физической значимости, являются подтверждением эффективности исследования с помощью нейтрино физических процессов, протекающих в астрономических объектах, либо в удаленных областях Вселенной.

Успешная регистрация нейтрино, генерируемых в результате ядерных реакций в центральной области Солнца, обусловлена, в частности, близостью источника к земному наблюдателю, обеспечивающей высокий уровень регистрируемого нейтринного потока ~ 7х1010 см-2 с-1. По этой же причине Солнце и Земля как наиболее близкие к нам астрономические объекты, способные аккумулировать посредством гравитационного притяжения гипотетические массивные частицы, являются привлекательными объектами для нейтринных наблюдений. В этом случае нейтрино может образовываться в результате аннигиляции, либо распада таких гипотетических частиц. В настоящее время существует много экспериментальных и теоретических свидетельств в пользу того, что плотность вещества во Вселенной превышает наблюдаемую барионную плотность. Данные эксперимента WMAP [21], а также более ранних экспериментов по измерению анизотропии реликтового излучения [22, 23], в совокупности с результатами исследований крупномасштабной структуры Вселенной, сверхновых типа 1а и других астрофизических наблюдений [24, 25, 26, 27], требуют предположения о существовании невидимого темного вещества являющегося, в основном, не релятивистским (холодным) и составляющим примерно (25 - 30)% полной плотности энергии Вселенной. Наблюдения ротационных кривых звезд в спиральных галактиках, и в частности в нашей Галактике, приводят к выводу о существовании вокруг них квази-сферического гало из темного вещества, плотность которого примерно на порядок или более [28, 29] превышает плотность видимого галактического вещества. Естественно ожидать, что темное вещество сформировано из массивных слабовзаимодействующих частиц (WIMPbi), концентрация которых на первичных флуктуациях гравитационного потенциала приводит к наблюдаемой крупномасштабной структуре Вселенной и которые в настоящее время заполняют гало галактик и скоплений галактик. В теории физики элементарных частиц существует большой набор кандидатов на роль частицы темного вещества. Одним из наиболее популярных кандидатов является ней-тралино. Нейтралино - легчайшая суперсимметричная частица (LSP) в минимальной суперсимметричной стандартной модели (MSSM). Вследствие сохранения R-четности легчайшая суперсимметричная частица абсолютно стабильна и участвует (в пределе низких энергий) лишь в процессах двух типов: в упругом рассеянии на нуклонах и аннигиляции нейтралинных пар в кварки и лептоны. Благодаря своему малому сечению взаимодействия с обычным веществом, нейтралино могут накапливаться в центральных областях небесных тел, которые становятся источником излучения продуктов их аннигиляции, в частности, нейтрино с энергией до сотен ГэВ и выше. Методы поиска темной материи в помощью нейтринных телескопов заключаются в регистрации превышения мюонного потока из центра Земли и Солнца, либо из центра нашей Галактики, над фоном от атмосферных нейтрино [30]. В настоящее время наиболее сильные ограничения на дополнительные мюонные потоки из центра Земли и Солнца получены на подземных детекторах - Баксанской Нейтринной Обсерватории (БНО) [31], Super-Kamiokande (SK) [32], MACRO [33], и на нейтринных телескопах НТ-200 (оз.Байкал) и AMANDA [34].

Нейтринная астрофизика высоких энергий (>1 ТэВ) до последнего времени базировалась на экспериментальных данных физики космических лучей и гамма-астрономии. Ввод в эксплуатацию в конце 90х годов Байкальского глубоководного нейтринного телескопа НТ-200 и телескопа AMANDA на Южном полюсе позволяет вести исследования нейтринных потоков внеатмосферного происхождения на уровне теоретических предсказаний в области энергий Еи > 10 -f- 100 ТэВ. Наиболее полный обзор проблем нейтринной астрофизики высоких энергий приводится в работах [35, 36].

Одной из важнейших проблем астрофизики высоких энергий является вопрос о природе источников космических лучей высоких энергий. Ответ на этот вопрос не может быть получен из прямых измерений космических лучей, поскольку за время распространения от источника до момента регистрации наземными установками космические лучи отклоняются от своего первоначального направления магнитными полями галактик и скоплений галактик, теряя информацию о местоположении источника их генерации. Если плотность вещества, либо излучения в источнике космических лучей достаточно высока, то взаимодействие ускоренных протонов со средой источника приводит к генерации гамма-квантов и нейтрино высоких энергий. Гамма-излучение, генерируемое ускоренными протонами источника, по мере распространения в межзвездном и межгалактическом пространстве взаимодействует с реликтовым и инфракрасным фоновым излучением и теряет свою энергию на образование электромагнитных каскадов. В результате, при достижении Земли, первоначальный спектр фотонов источника трансформируется в рентгеновское и гамма-излучение с максимальной энергией не превышающей нескольких десятков ТэВ. В этом случае, трудность идентификации источника, как источника космических лучей, связана с тем, что регистрируемое излучение в рентгеновском и гамма-диапазоне может быть сформировано синхротронным излучением и/или гамма-квантами образующимися в результате обратного комптоновского рассеяния электронов высокой энергии источника. Напротив, нейтринное излучение, генерируемое ускоренными протонами, беспрепятственно распространяется от источника до земного наблюдателя. Таким образом, регистрация нейтрино от локальных источников, либо диффузного потока нейтрино высоких энергий от совокупности источников, позволит определить класс астрономических объектов ответственных за образование космических лучей и исследовать физические процессы протекающие в этих источниках.

Диффузный поток нейтрино высоких энергий в окрестности Земли формируется нейтринным излучением от всей совокупности источников за время, начиная с отдаленных космологических эпох и до наших дней. Отвлекаясь от модельно зависимых деталей процессов рождения нейтрино в конкретных источниках можно выделить два сценария образования нейтринно высоких энергий.

Первый из них основан на генерации нейтрино в результате распада заряженных пионов высокой энергии, рожденных в рр и/или р7-взаимодействиях протонов: р + р —> эт* + все, (1) в' р + 7 —> 7Г* + все, (2) тг± + !/£-> -> е± + !/<"> + + Рд, и предполагает предварительное ускорение протонов в астрофизических активных объектах, в частности, источниках космических лучей высоких и сверхвысоких энергий. Взаимодействия (1,2) могут происходить, как в источниках протонов высоких энергий, так и во внешней среде, например на реликтовом излучении в межгалактическом пространстве. Диффузный поток нейтрино, согласно данному сценарию, содержит нейтринное излучение нашей Галактики и других нормальных галактик, излучение межгалактической среды, суммарное излучение ядер активных галактик (AGN), излучение молодых галактик в отдаленные космологические эпохи и, возможно, излучение объектов в догалактической фазе.

Другой возможный сценарий (top-down сценарий) предполагает рождение нейтрино высоких энергий в результате распада сверхмассивных 'X частиц', ассоциирующихся, в частности, с теориями великого объединения (GUT). Если эти частицы имеют малое время жизни, то они должны образовываться непрерывно во Вселенной. В этом случае источниками образования таких частиц могли бы быть топологические дефекты - монополи, суперструны, топологические поверхности, топологические ожерелья (монополи, связанные суперструнами) [37, 38, 39], образующиеся на ранней стадии эволюции Вселенной при нарушающих симметрию фазовых переходах, рассматриваемых в теориях великого объединения. В последующем, топологические дефекты могут излучать X частицы с массой, соответствующей температуре фазового перехода. Распад этих частиц приводит к образованию лептонов, в частности нейтрино, формирующих диффузный нейтринный поток, и/или кварков которые в результате адронизации образуют нуклоны и пионы. Распад заряженных пионов приводит к образованию нейтрино, вносящих дополнительный вклад в диффузный поток. Помимо излучения топологическими дефектами, X частицы могли бы образовываться на ранней стадии расширения Вселенной. В этом случае их время жизни должно быть сравнимо или больше чем возраст Вселенной (см., например, [40, 41, 42]). Такие частицы могли бы составлять часть темной материи во Вселенной, а их распад вносил бы вклад в космические лучи сверхвысоких энергий и в диффузный ноток нейтрино высоких энергий.

Формирование нейтринных потоков по иионному расиадному каналу приводит к образованию нейтрино разного типа в пропорции ve : v^ : vT =1:2:0. Вследствие эффекта нейтринных осцилляций, это соотношение меняется в зависимости от расстояния до источника. Длина v^ vT осцилляций, при выборе параметров осцилляций 5т2 = 2.5 х 10~3 эВ2 и sin 29 =1, согласно данным эксперимента Super-Kamiokande [13], составляет Losc ~ 4 х см.

Таким образом, длина осцилляций оказывается значительно меньше характерных расстояний до предполагаемых источников нейтрино высоких энергий и соотношение между различными типами нейтрино в детектируемом потоке приобретает вид ve : : vT 1:1:1.

Излучение нейтрино в процессах взаимодействия ускоренных протонов со средой, либо в процессах распада сверхтяжелых частиц, сопровождается генерацией 7-излучения высокой энергии, в результате распада нейтральных пионов, и космических лучей высоких и сверхвысоких энергий. Поэтому, наблюдаемые потоки космических лучей высоких энергий и 7-излучения накладывают ограничения на ожидаемую величину диффузного потока нейтрино высоких энергий.

B.C. Березинским было впервые предложено ограничение на величину диффузного потока нейтрино, известное в литературе как 'каскадный предел', основанное на величине наблюдаемой плотности рентгеновского и гамма-излучения в области энергий от десятков Мэв до сотен ГэВ [35]. В рр- и р7-столкновениях вероятность образования заряженных пионов не превышает 2/3, и 3/4 энергии заряженных пионов при их распаде уносят нейтрино. Остальная энергия переходит в электромагнитный каскад и, таким образом, плотность энергии гамма-излучения шх должна быть заведомо больше, чем плотность энергии нейтрино uv{> Е) с индивидуальными энергиями выше Е. Тогда справедливо следующее неравенство:

Каскадное ограничение не зависит от формы спектра нейтрино и оно справедливо для диффузных нейтринных потоков, образующихся при распаде пионов в космическом пространстве (распад топологических дефектов, супермассивных частиц - кандидатов на роль темной материи и т.д.). Это ограничение выполняется для всех типов источников, в которых происходит ускорение протонов, кроме скрытых источников с плотностью вещества xgas > 103 г/см2 , но такие источники, по-видимому, крайне редки и не могут формировать большие потоки диффузных нейтрино. Ограничение (3) для степенного нейтринного спектра ~ Е~2, с учетом величины плотности энергии внегалактического фонового гамма-излучения шх < 2 ■ 10-6эВ/см3 (данные EGRET [43]), приводится на рис. 2 (прямая 'В').

Е. Ваксман и Дж. Байкал [44] предложили ограничение на величину диффузного потока нейтрино, которое нормируется на величину наблюдаемого потока космических лучей сверхвысоких энергий в области Е > 1019 —1021 эВ (рис. 2, кривая 'WB'). Оно основано на следующих предположениях: протоны (либо нейтроны, образующиеся в р7-взаимодействиях), свободно покидают источник, имеют спектр ~Е~2 и формируют наблюдаемый поток космических лучей в области сверхвысоких энергий Е > 1019 — Ю20 эВ. Перечисленные выше предположения справедливы лишь для ограниченного класса нейтринных источников: некоторых моделей AGN и гамма-всплесков и для нормальных галактик. Ограничение Ваксмана - Бакала не распространяется на диффузные потоки нейтрино, обусловленные распадом массивных частиц. Оно не выполняется в случае источников с максимальной энергией ускорен

47Г г шх> ии = —

С -IE

Г EIv(E)dE > —Е f Iv{E)dE = —EI„{> £),

Jt, r JL с

3) lgffi/ГэВ)

Рис. 2: Теоретические ограничения и модельно зависимые предсказания на величину суммарных по всем типам нейтрино диффузных потоков от разных источников. Кривые 'В', 'WВ1 и WR' - ограничения B.C. Березинского [35), Е. Ваксмана и Дж. Б акала |44], и К. Манхаима, Р. Протеро и Дж. Рахена [45} (MPR - верхняя и нижняя кривые соответствуют источникам с большой и малой оптической толщей вещества). 'SS; - диффузный поток нейтрино от ядер квазаров (скрытые источники) [51], 'SeSi1 - диффузный поток нейтрино от блазаров [58], TD' - диффузный поток нейтрино от топологических дефектов |58]. 'wb(GRB)' - диффузный поток от гамма-всплесков. Верхняя и нижняя кривые атмосферных нейтрино относятся, соответственно, к горизонтальному и вертикальному потокам [46]. Верхняя [47] и нижняя [50] кривые атмосферных нейтрино прямой генерации и^ соответствуют граничным значениям области предсказаний разных моделей расчета. ных протонов Етах « Ю20 эВ, источников с крутым протонным спектром Е~1я суд > 2.0, источников в которых протоны и нейтроны связаны в источнике (скопления галактик), источников с большой оптической толщей вещества т„7 > 1, а также оно не применимо к диффузному потоку яркой "фазы эволюции Вселенной (формирование звезд при больших красных смещениях).

К.Монхаим, Р.Протеро и Дж.Рахен [45] получили ограничения на величину диффузных потоков нейтрино, генерируемых в струях ядер активных галактик и в 7-всплесках, с разной оптической толщей вещества гП7, со спектром генерации протонов ~ Е~2 и максимальной энергией ускорения протонов в диапазоне 106 ГэВ < Етах < 3 • 1013 ГэВ. Это ограничение также приводится на рис. 2 (кривые 'MPR').

Потоки атмосферных нейтрино (см. рис. 2), образующихся при распаде 7г и К-мезонов [46], а также короткоживущих чармированных частиц [47, 48, 49, 50], являются основным природным фоном при регистрации нейтрино высоких энергий внеземного происхождения. В области энергий Е > 1014 эВ величина фонового потока атмосферных нейтрино становится существенно меньше, чем каскадный предел (3) на диффузный поток нейтрино высоких энергий, что позволяет вести поиск таких нейтрино с помощью глубоководных нейтринных телескопов.

В настоящее время существует ряд модельно зависимых теоретических предсказаний на величину диффузного потока нейтрино от разных источников. Наиболее привлекательными, с точки зрения генерации нейтрино, астрофизическими объектами являются ядра активных галактик (сейфертовские галактики, квазары, блазары, ядра радиогалактик) и гамма-всплески. Эти объекты обладают светимостью в диапазоне 1043 — 1052 эрг/с.

Согласно современным представлениям, наблюдаемые специфические особенности излучения, регистрируемого от различных типов ядер активных галактик, могут быть интерпретированы в рамках следующей модели их строения. Ядра активных галактик содержат в центре галактики массивную черную дыру с массой от 10е до Ю10 М0 вокруг которой сформирован аккреционный диск из вещества галактики (см. рис. 3). Над аккреционным диском имеются облака вещества вращающиеся с высокой скоростью вокруг оси вращения черной дыры. Эта центральная область окружена тором заполненным молекулярным газом и пылью. Из центральной части ядра галактики излучается две струи релятивистского вещества в направлениях перпендикулярных аккреционному диску. Согласно этой модели свойства разных подклассов

• * SSRQ

V " \ FSRQ

BL Lac \ \ T FltlUNLRGl

Fli MNLRC)

Sevfert 2 v Seyfat 1

QSO

Рис. 3: Модель строения ядер активных галактик.

AGN обусловлены ориентацией AGN по отношению к земному наблюдателю. Например, блазарами являются AGN, одна из струй которых ориентирована на Землю. Квазары и сейфертовские галактики соответствуют наблюдению AGN под углом по отношению к оси вращения черной дыры.

Существующие в настоящее время теоретические предсказания величины диффузного потока нейтрино высоких энергий в окрестности Земли от совокупности AGN подразумевают рождение нейтрино в центральной части ядра квазаров, либо в релятивистских струях блазаров.

В работах [51, 52, 53] приводятся предсказания на величину диффузного потока нейтрино от совокупного нейтринного излучения из ядер или аккреционных дисков квазаров. В случае излучения из ядер квазаров используемая модель источника предполагает ускорение протонов на ударной волне, формируемой на расстоянии порядка десятков радиусов Шварцшильда (Rs = 2GM/c2) потоком вещества аккрецирующего на черную дыру. Центральная область квазара в окрестности черной дыры характеризуется высокой плотностью излучения с характерным максимумом при энергии фотонов ~10 эВ, соответствующим равновесному излучению аккреционного диска. Нейтринное излучение формируется в результате р7-взаимодействия протонов с этим излучением. В качестве примера на рис. 2 (кривая 'SS') приводится диффузный поток нейтрино от совокупности квазаров из работы [51].

Предсказания на величину диффузного потока нейтрино высоких энергий от блазаров было получено в ряде работ [51, 54, 55, 56, 57, 58, 45]. Струи блазаров являются интенсивными источниками излучения, неравновесного во всем регистрируемом диапазоне длин волн, с максимальной энергией вплоть до десятков ТэВ [59], что является аргументом в пользу моделей, предполагающих ускорение протонов в этих источниках. Средний наклон спектра гамма-излучения идентифицированных блазаров совпадает с наклоном диффузного фонового внегалактического гамма-излучения, а суммарный поток излучения составляет ~ 15% от фонового диффузного потока [43, 60, 61]. Из этого следует, что, по крайней мере, существенная доля диффузного внегалактического потока гамма-излучения формируется гамма-излучением неиденти-фицированных блазаров. В настоящее время не известен конкретный механизм, ответственный за ускорение протонов, испускаемых струями блазаров. В различных модельно зависимых расчетах диффузного нейтринного потока от блазаров предполагается, что протоны могут ускоряться на фронтах ударных волн, возникающих в струях блазаров, либо они ускоряются за счет магнитогидродинамических процессов в плазме в окрестности черной дыры.

В последующем, ускоренные протоны взаимодействуют с синхротронным излучением ускоряемых вместе с ними электронов, либо с излучением аккреционного диска, образуя поток нейтрино. В качестве примера диффузного потока нейтрино от совокупности блазаров, на рис. 2 (кривая 'SeSi') приводится поток из работы [58].

Как уже отмечалось ранее, наряду с ядрами активных галактик, потенциальными источниками нейтрино являются гамма-всплески. Оценки величины возможного диффузного потока нейтрино от GRB были получены в работах [62] (см. рис. 2 кривая 'WBGRB') и в работе [63].

Оценки величины ожидаемых диффузных потоков нейтрино, инициируемых в результате распада сверхмассивных частиц, генерируемых топологическими дефектами, либо образующихся на ранней стадии эволюции Вселенной, приводятся в работах [64, 65, 66, 58]. В качестве примера на рис. 2 приводится ожидаемый спектр диффузных нейтрино из работы [58].

Диффузные потоки нейтрино высоких энергий, удовлетворяющие существующим теоретическим ограничениям, могут быть исследованы лишь с помощью детекторов, обладающих эффективным объемом (0.001 - 1) км3. Детектирующие объемы такого масштаба не могут быть достигнуты на подземных установках и требуют для своей реализации применения принципиально иных методов регистрации нейтрино.

Метод глубоководного детектирования нейтрино, предложенный в 1960 году М. Марковым [67] и, независимо, К. Грейзеном [68], основан на регистрации черенковского излучения заряженных частиц (релятивистских мк>-онов, либо электромагнитных и адронных ливней), образующихся в результате взаимодействия нейтрино в грунте или в воде. Этот метод открывает возможность создания глубоководных установок с эффективной площадью до 104 - 106 м2 и с эффективным объемом до 106 - 109 м3, необходимых для регистрации природных потоков нейтрино высоких энергий внеземного происхождения. В отличии от подземных детекторов, эффективная площадь и эффективный объем глубоководных установок зависят от интенсивности источников черенковского излучения и от оптических свойств среды и могут существенно превышать геометрические размеры детектора.

В середине 70х годов прошлого века велось интенсивное обсуждение проблем астрофизики, физики космических лучей и физики элементарных частиц, которые могли бы быть исследованы с помощью глубоководных нейтринных телескопов, в частности, глубоководного нейтринного телескопа DUMAND в Тихом Океане у берегов Гавайских островов [69]. Обобщение результатов этих обсуждений приводится в статье B.C. Березинского и Г.Т. Зацепина [70]. Наиболее существенным результатом, достигнутым в ходе работ по проекту DUMAND [71], явилось проведение натурных испытаний пилотной гирлянды, содержавшей семь оптических модулей [72]. Работы по проекту DUMAND были прекращены в 1994 году.

В настоящее время успешно функционируют два нейтринных телескопа, размещенных в естественных средах: НТ-200 на оз.Байкал [73] и AMANDA [74] на Южном полюсе в Антарктиде. Кроме того ведутся работы по созданию трех глубоководных нейтринных телескопов в Средиземном море - в Тулон-ской бухте у побережья Франции (ANTARES [75]), в Греции, возле г.Пилос (NESTOR [76]) и в Италии (NEMO [77]).

Эксперимент AMANDA проводится на Южном полюсе в Антарктиде и использует инфраструктуру полярной станции Амундсен-Скотт. Нейтринный телескоп AMANDA-II (версия телескопа начиная с 2000 года) содержит 667 оптических модулей (ОМ) на базе фотоумножителя Hamamatsu R5912-02 (d = 20 см), размещенных на 19 вертикальных гирляндах и ориентированных фотокатодами вниз. Девять внешних гирлянд расположены на окружности диаметром 200 м на глубине от 1150 м до 2350 м. Внутренние 10 гирлянд содержат 302 оптических модуля и расположены в цилиндрическом объеме диаметром 120 м на глубине от 1500 м до 2000 м (детектор AMANDA-10, функционирует с 1997 года).

Питание на оптические модули детектора подается с поверхности по электрическим кабелям. По этим же кабелям сигналы со сработавших ОМ передаются на поверхность в центр сбора и обработки данных. Реализованная в детекторе простая схема сбора данных обеспечивает высокую надежность функционирования телескопа, что крайне важно ввиду недоступности ОМ для ремонта и замены в случае их выхода из строя. Методика постановки гирлянд оптических модулей заключается в протаивании скважин диаметром 50-60 см и глубиной до 2200 м во льду, в которые опускаются гирлянды. Вода в скважинах замерзает в течении полутора - двух суток, что накладывает ограничение на время постановки гирлянды. Так, одна из внешних гирлянд установлена на 150 м выше проектной глубины вследствие замерзания воды в скважине.

Прозрачность антарктического глубинного льда характеризуется длиной поглощения света La ~ 100 м, длиной рассеяния Ls ~ 3 м и острой индикатрисой рассеяния со средним косинусом угла рассеяния cos($) ~ 0.8 Ч- 0.9. Вследствие сильного рассеяния и довольно слабого поглощения света глубинный лед является диффузной средой и длина ослабления светового потока на больших расстояниях от источника составляет Lc ~ 25 4- 27 м. Несомненным преимуществом глубинного льда является отсутствие какого-либо свечения среды. Темновой темп счета фотоумножителей, при характерной температуре около -30°, составляет 0.3 - 2 kHz.

По результатам обработки экспериментальных данных нейтринных телескопов AMANDA-B10 и AMANDA-II получены ограничения на диффузный поток нейтрино высоких энергий внеземного происхождения, ограничения на потоки нейтрино от ряда локальных источников, ограничения на поток мю-онов из центра Земли от аннигиляции массивных слабовзаимодействующих частиц (WIMP) - кандидатов на роль холодной темной материи и на природный поток быстрых магнитных монополей.

В настоящее время разработан проект создания на базе действующего детектора AMANDA-II нейтринного телескопа кубокилометрового масштаба -Ice-Cube. Детектор будет содержать 4800 оптических модулей, размещенных на 80 гирляндах.

Согласно проекту создания нейтринного телескопа ANTARES детектор предполагается разместить в Средиземном море в Тулонской бухте на юге Франции на глубине ~ 2400 м и на расстоянии 45 км от берега. Детектор будет содержать 900 оптических модулей на базе фотоумножителя Hamamatsu R7081-20 (d = 25 см), размещенных на 12 вертикальных гирляндах, ио 75 ОМ на каждой гирлянде. Высота каждой гирлянды - 350 м, а расстояние между соседними гирляндами - 70 м. Оптические модули объединены в триплеты. Зенитный угол ориентации каждого ОМ составляет 135°. Информация со всех сработавших ОМ ( временное распределение амплитуды зарегистрированного сигнала) каждой гирлянды передается в блок сбора данных, расположенный на дне, и затем по подводному оптоволоконному кабелю в береговой центр сбора и обработки данных. В соответствии с результатами численного моделирования отклика детектора нейтринный телескоп ANTARES будет обладать эффективной площадью ~105 м2 для регистрации мюонов с энергией ~1 ТэВ.

Прозрачность Средиземноморской воды в районе постановки телескопа ANTARES характеризуется длиной поглощения La ~ 40 - 60 м, длиной рассеяния Ls ~ 50 - 60 м и острой индикатрисой рассеяния. В отличии от пресной воды оз. Байкал и антарктического льда, в морской воде присутствует высокий фон от распада 40К и высокий уровень биолюминесценции. Средний темп счета свечения среды составляет ~40 kHz. Кроме того, наблюдается резкое повышение темпа счета до нескольких MHz (в течении сек), коррелированное с водным течением.

Ввод в эксплуатацию детектора в полном объеме планируется осуществить в 2007 году.

Проект создания нейтринного телескопа NESTOR был подготовлен в 1993 году. Телескоп будет расположен в Средиземном море, около г. Пил ос в Греции. Глубина постановки детектора составляет ~3800 м, что позволяет существенно снизить фон от атмосферных мюонов. Оптические модули планируется разместить на 7-ми "башнях"- одной центральной и 6 внешних, расположенных в углах правильного шестиугольника со стороной в 150 м. Каждая башня включает в себя 12 этажей. Каждый этаж состоит из 6 жестких горизонтальных штанг длиной 16 м, расходящихся из общего центра, на внешних концах которых, а также в центре этажа, расположены по 2 оптических модуля ориентированных вверх и вниз. Таким образом, одна башня содержит 168 ОМ, а вся установка - 1176 ОМ. Из МК-расчетов следует, что эффективная площадь регистрации мюонов с энергией ТэВ одной башней составляет ~ 20000 м2. Телескоп будет связан с береговым центром сбора и обработки данных подводным оптоволоконным кабелем. По-видимому, в полном объеме телескоп будет запущен в эксплуатацию не ранее 2007 года.

Эксперимент NEMO имеет своей целью создание кубокилометрового нейтринного телескопа в Средиземном море на юге Италии у берегов Сицилии. Глубина моря на расстоянии 80 км от берега составляет ~3500 м. В настоящее время ведутся интенсивные исследования прозрачности среды и фоновых условий. Имеющиеся на сегодняшний день результаты этих исследований указывают на то, что место, выбранное для проведения эксперимента, имеет существенные преимущества по сравнению с Тулонской бухтой. Прозрачность воды для голубого света характеризуется длиной ослабления ~35 м и длиной поглощения ~70 м. Уровень фона от биолюменисценции значительно ниже, чем в районе постановки телескопа ANTARES.

Предполагается, что телескоп будет состоять из "башен", удаленных друг от друга на 200 м. Каждая башня содержит 16 этажей, разнесенных на 40 м. Этаж представляет собой штангу длиной в 20 м, на которой расположены 4 оптических модуля. Информация с ОМ накапливается в блоке электроники каждой башни и затем по оптоволоконному кабелю передается на берег.

Байкальский глубоководный нейтринный телескоп (БГНТ) является первым в мире нейтринным телескопом функционирующим в естественной среде и единственным, действующим в настоящее время, глубоководным телескопом. Реализация проекта создания Байкальского глубоководного нейтринного телескопа НТ-200 началась с постановки первой очереди телескопа -детектора НТ-Зб в апреле 1993 года. Эта установка включала в себя 18 измерительных каналов (36 ОМ), размещенных на трех гирляндах (по 6 каналов на каждой гирлянде) длиной ~ 36 метров каждая. В этой конфигурации нейтринный телескоп функционировал два года.

По результатам анализа данных НТ-36 [73] было получено угловое распределение потока атмосферных мюонов на глубине телескопа и восстановлена кривая ослабления вертикального потока атмосферных мюонов в воде до глубины ~6000 м. Была разработана методика выделения околовертикальных мюонов от нейтрино снизу и выделены два первых нейтринных кандидата [79].

В 1996 году был'смонтирован и введен в эксплуатацию нейтринный телескоп НТ-96, содержащий 48 измерительных каналов (96 ОМ), размещенных на 4-х гирляндах длиной в ~70 м каждая. В НТ-96 оптические модули, кроме 2-ого и 11-ого слоев, были ориентированы вниз. Увеличение длины гирлянд в 2 раза по сравнению с НТ-36 позволило существенно понизить фон от атмосферных мюонов. Основными результатами, полученными по данным НТ-96, являются регистрация нейтринных событий из нижней полусферы [78], регистрация околовертикальных событий снизу и ограничение на поток мюонов от аннигиляции W1MP в центре Земли [79], ограничение на природный поток релятивистских магнитных монополей [80] и ограничение на диффузный поток нейтрино высоких энергий внеземного происхождения с энергией >10 ТэВ [81].

Нейтринный телескоп НТ-200 был введен в эксплуатацию в полном объеме в апреле 1998 года. Физические результаты, полученные с помощью этого детектора, включают в себя, в частности, результаты связанные с исследованием природного диффузного потока нейтрино сверхвысоких энергий и с поиском нейтринного сигнала от аннигиляции WIMP в центре Земли. Настоящая работа посвящена методике поиска и результатам этих исследований.

Диссертация состоит из введения, 5 глав, заключения, приложения и списка цитируемой литературы.

Заключение диссертации по теме «Физика атомного ядра и элементарных частиц», Джилкибаев, Жан-Арыс Магисович

Основные результаты и выводы настоящей работы заключаются в следующем.

1. Разработан алгоритм численного моделирования распространения излучения от протяженных и локальных источников света в прозрачных средах и выполнен анализ влияния оптических параметров пресной воды оз. Байкал, глубинного антарктического льда и воды Средиземного моря на эффективность регистрации черенковского излучения релятивистских мюонов и ливней высоких энергий оптическими детекторами, используемыми в экспериментах Байкал, AMANDA и ANTARES.

2. Разработана методика и проведен анализ экспериментальных данных нейтринного телескопа НТ-200, накопленных за период с апреля 1998 года по февраль 2000 года, с точки зрения выделения событий от околовертикальных мюонов снизу, генерируемых нейтрино из нижней полусферы. Выполненный анализ позволил выделить 24 таких события. Число отобранных нейтринных кандидатов и их угловое распределение согласуются, в пределах экспериментальных и теоретических неопределенностей, с ожидаемыми от потока атмосферных нейтрино в предположении о существовании нейтринных ос-цилляций с параметрами 6т2 — 2.5 х 10~3 эВ2 и cos 29 = 1.

3. Получено ограничение на величину дополнительного потока мюонов из направления на центр Земли от аннигиляции гипотетических массивных частиц - кандидатов на роль темной материи, являющееся одним из наиболее сильных экспериментальных ограничений, существующих в настоящее время.

4. Разработана методика выделения событий от ливней высоких энергий из экспериментальных данных Байкальского нейтринного телескопа НТ-200 и проведен анализ данных, накопленных за период с апреля 1998 года по февраль 2001 года с целью выделения событий от нейтрино высоких энергий. Распределения выделенных событий но параметрам, характеризующим ливневые события, в пределах эксперементальных и теоретических неопределенностей, хорошо согласуются с ожидаемыми распределениями событий от атмосферных мюонов.

5. Получено ограничение на величину суммарного (по всем типам нейтрино) диффузного потока нейтрино высоких энергий внеземного происхождения в области энергий 10 ТэВ ч- 104 ТэВ в предположении ve : : vT «1:1:1 для степенного дифференциального спектра нейтрино Е 2:

FVE2 < 1.0 х 10~6 ГэВ см~2с1стер-1.

Это ограничение, наряду с близким по величине ограничением, полученным в эксперименте AMANDA, является наиболее сильным из существующих на сегодняшний день экспериментальных ограничений.

6. Получено ограничение на величину диффузного потока электронных антинейтрино с энергией в области W-резонанса (Eres ~ 6.3 ПэВ):

FPe < 4.2 х 10~20 ГэВ1см2с1стер~1.

Данное ограничение является наиболее сильным из существующих в настоящее время аналогичных экспериментальных ограничений.

В заключении автор считает своим приятным долгом выразить искреннюю признательность коллегам по Байкальскому эксперименту, и прежде всего, A.M. Клабукову, JI.A. Кузьмичеву, JI.B. Безрукову, Б.К. Лубсандор-жиеву, А.И. Панфилову, А.А. Дорошенко, С.И. Климушину, Н.М. Будневу, Б.А. Таращанскому, А.Г. Ченскому, Р. Миргазову, М.Б. Миленину, М.И. Розанову, О.Н. Гапоненко, К. Шпирингу и Р.Вишневскому, многолетняя плодотворная деятельность которых по созданию и эксплуатации Байкальского глубоководного нейтринного телескопа позволила выполнить представленную выше работу. Автор особо благодарен Г.В. Домогацкому - руководителю Байкальской коллаборации, за его неизменно доброжелательный интерес и поддержку в течении многолетней совместной деятельности, И.А. Белолап-тикову и Э.А. Осиповой за критическое и плодотворное обсуждение научных проблем, помощь при решении научных задач и дружескую атмосферу при совместной работе. Особую признательность автор хотел бы выразить Н.А. Айрапетовой, целенаправленность, оптимиз и внимание которой во многом определяли творческую обстановку при выполнении данной работы. Автор благодарен Э.В. Бугаеву за высказанные им критические замечания в ходе ознакомления с данной работой.

заключение

Список литературы диссертационного исследования доктор физико-математических наук Джилкибаев, Жан-Арыс Магисович, 2005 год

1. Г.Т. Зацепин и В.А. Кузьмин. О верхней границе спектра космических лучей. //Письма в ЖЭТФ, 1966, Т. 4, С. 114-116.

2. К. Greisen. End to the cosmic-ray spectrum? //Phys. Rev. Lett., 1966, V. 16, P. 748-750.

3. G. Giacomelli and M. Sioli. Astroparticle physics. // e-preprint hep-ex/0211035, 2002.

4. P. Bhattacharyya, H. Paes, L. Song and T. Weiler. Particle physics implications of the WMAP neutrino mass bound. // Phys. Lett., 2003, V. B564, P. 175-182.

5. C. Achar et al. // Phys. Lett., 1965, V. 18, P. 196.; Phys. Lett., 1965, V. 19, P. 78. ^

6. F. Reines, M. Crouch, T. Jenkins et al. Evidence for high-energy cosmic-ray neutrino interactions. // Phys. Rev. Lett., 1965, V. 15, P. 429-433.

7. R. Devis, Jr., D. Harmer, K. Hoffman. Search for neutrinos from the Sun. // Phys. Rev. Lett., 1968, V. 20, P. 1205-1209.

8. Q.R. Ahmad et al. Direct evidence for neutyrino flavor transformation from neutral-current interactions in the Sudbury Neutrino Observatory. // Phys. Rev. Lett., 2002, V. 89, p. 011301-1 011301-6.

9. J. Abdurashitov et al. Solar neutrino flux measurements by the Soviet-American Gallium Experiment (SAGE) for half the 22-year Solar cycle. //JETP, 2002, V.95, P. 181-193.

10. W. Hampel et al. GALLEX solar neutrino observations: results for GALLEX IV. // Phys. Lett., 1999, V. B447, P. 127-133.

11. M. Altmann et al. GNO solar neutrino observations: results for GNO I. //Phys. Lett., (2000), V. B490, P. 16-26.

12. Y.Fukuda et al. Evidence for oscillation of atmospheric neutrinos. //Phys. Rev. Lett., 1998, V. 81, P. 1562-1567.

13. A.Habig et al. //Proc. of the XVII Int. Cosmic Ray Conference (ICRC), Hamburg, Germany, August 7-16, 2001, P. 1558-1561.;

14. M.Sanchez et al. Measurement of the L/E distributions of atmospheric nu in Soudan 2 and their interpretation as neutrino oscillations. //Phys. Rev., 2003,V. D68, 113004-1-113004-14.

15. R.Becker-Szendy et al. Electron- and muon-neutrino content of the atmospheric flux. //Phys. Rev., 1992, V. D46, P. 3720-3724.

16. K. Hirata et al., Kamiokande Coll. Observation of a neutrino burst from the supernova SN1987A. // Phys. Rev. Lett., 1987, V. 58, P. 1490-1493

17. R. Bionta et al. 1MB Coll. Observation of a neutrino burst in coincidence with 1987A in the Large Magellanic Cloud. // Phys. Rev. Lett., 1987, V. 58, P. 1494-1496

18. E. Alekseev et al. Baksan Coll. Possible detection of a neutrino signal on 23 February 1987 at the Baksan underground scintillation telescope of the Institute for nuclear research. // JETP Lett., 1987, V. 45, P. 589-592.

19. V. Dadykin et al. Detection od a rare event on 23 Fabruary 1987 by the neutrino radiation detector under Mont Blanc. // JETP Lett., 1987, V. 45, P. 593-595.

20. D.N. Spergel, L. Verde, Hiranya V. Peiris et al. First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters. //Astrophys. J. Suppl., 2003, V. 148, P. 175.

21. T.J. Pearson, B.S. Mason, A.C.S. Readhead et al. The anisotropy of the micriwave background to 1=3500: mosaic observations with the Cosmic Background Imager. //Astrophys. J., 2003, V. 591, P. 556 574.; astro-ph/0205388.

22. Ch. Kuo T.J. et al. (by ACBAR collaboration). High resolution observation of the CMB power spectrum with ACBAR. //Astrophys. J., 2004, V. 600, P. 32 51.; astro-ph/0212289.

23. M. Tegmark et al. Cosmological parameters from SDSS and WMAP. //Phys. Rev., 2004, V. D69, P. 103501(1-26).

24. S. Perlmutter et. al. Measurements of omega and lambda from 42 high redshift supernovae. //Astrophys. J., 1999, V. 517, P. 565 585.

25. A. Riess et al. Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant. //Astron. J., 1998, V. 116, P. 1009 -1038.

26. J.L. Tonry, B.P. Schmidt, B. Barris et al. Cosmological results from high-z supernovae. //Astrophys. J., 2003, V. 594, P. 1 24.

27. D.Lynden-Bell. Statistical mechanics of violent relaxation in stellar systems. // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1967, V. 136, P. 101-121.

28. M.Fish and S.Tremaine. // Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1991. V. 29, P. 409.

29. A.Bottino et al. Signals of Neutralino dark matter from Earth and Sun.

30. Astropart. Phys. 1995, V. 3, P. 65; V.Berezinsky et al. Searching for Relic Neutralinos using Neutrino Telescopes. // CERN-TH 96-42; e-preprint LANL hep-ph/9603342.

31. M.Ambrosio et al. Limits on dark matter WIMPs using upward going muons in the MACRO detector. //Phys. Rev., 1999, V. D 60, P. 082002(1-11).

32. J. Ahrens et al. Limits to the muon flux from WIMP annihilation in the center of the Earth with the AMANDA detector. // Ph. Rev., 2002. V. D 66, P. 032006(1-22)

33. В.С.Березинский, С.В.Буланов, В.Л.Гинзбург, В.А.Догель, В.С.Птускин. Астрофизика космических лучей. //М., "Наука", 1984; V.S.Berezinsky et al. // Astrophysics of Cosmic Rays, 1990, North Holland, Amsterdam.

34. J. Learned and K. Mannheim. High-energy neutrino astrophysics. //Annu. Rev., 2000, V. 50, P. 679-749.

35. P. Bhattacharjee and G. Sigl. Monopole annihilation and highest energy cosmic rays. // Phys. Rev., 1995, V. D 51, P. 4079-4091.

36. P. Bhattacharjee and N.C. Rana. Ultrahigh-energy particle flux from cosmic strings. // Phys. Lett., 1990, V. В 246, P. 365-370.

37. V. Berezinsky and A. Vilenkin. Cosmic neckaces and ultrahigh energy cosmic rays. // Phys. Rev. Lett., 1997, V. 79, P. 5202-5205.

38. V.Kuzmin and V.Rubakov. Ultrahigh-energy cosmic rays: A window on postinflationary reheating epoch of the Universe? // Phys. At. Nucl., 1998, V. 61, P. 1028-1030.

39. V. Berezinsky, M.Kachelriess and A. Vilenkin. Ultrahigh-energy cosmoc rays without GZK cutoff. // Phys. Rev. Lett., 1997, V. 79, P. 4302-4305.

40. V.Kuzmin and I.Tkachev. Ultrahigh-energy cosmic rays and inflation relics. // Phys. Rep., 1999, V. 320, P. 199-221.

41. E.Waxman and J.Bahcall. High energy neutrinos from astrophysical sources: An upper bound. // Phys. Rev., 1999, D 59 023002-1 023002-8.

42. K.Mannheim, R.J.Protheroe and J.P.Rachen. Cosmic ray bound of extragalactic neutrino production. // Phys. Rev., 2000, V. D63, P. 023003-1 023003-16.

43. Л.В.Волкова. Энергетические спектры и угловые распределения нейтрино атмосферного происхождения. // ЯФ. 1980, Т. 31, С. 1510-1513.

44. O.Ryazhskaya, L.Volkova and O.Saavedra. A limit on charm produced cosmic ray muon and atmospheric neutrino fluxes. //Nucl. Phys. Proc. Suppl., 2002, V. 110, P. 531-533.

45. E.Bugaev, V.Naumov, S.Sinegovsky and E.Zaslavskaya. Prompt leptons in cosmic rays. //Nuovo Cim., 1989, V. C12, P. 41-73.

46. G.Gelmini, P.Gondolo and G.Varieschi. Prompt atmospheric neutrinos and muons: NLO versus LO QCD predictions. //Phys. Rev., 2000, V. D61, P. 036005(1-13).

47. M.Thunman, G.Ingelman and P.Gondolo. Charm production and high-energy atmospheric muon and neutrino fluxes. //Astropart. Phys., 1996, V. 5, P. 309-332.

48. F.W.Stecker and M.H.Salamon, High energy neutrinos from quasars. // Space Sci. Rev., 1996, V. 75, P. 341-355; e-preprint, astro-ph/9501064.

49. A.Szabo and R.Protheroe. Implications of particle acceleration in active galactic nuclei for cosmic rays and high-energy neutrino astronomy. // Astropart. Phys., 1994, V. 2, P. 375-392; e-preprint, astro-ph/9405020.

50. L.Nellen, K.Mannheim and P.Biermann. Neutrino production through hadronic cascades in AGN disk. // Phys. Rev., 1993, V. D47, P. 5270-5274.

51. K.Mannheim. High-energy neutrinos from extragalactic jets. // Astropart. Phys., 1995, V. 3, P. 295-302.

52. R.Protheroe. High energy neutrinos from blazars. //e-preprint astro-ph/9607165; R.Protheroe. High energy neutrino astrophysics, //e-preprint astro-ph/9809144.

53. A.Neronov and D.Semikoz. // New Astr. Rev., 2003, V. 47, p. 693.

54. O.Kalashev, V.Kuzmin, D.Semikoz and G.Sigl. Ultra-high energy neutrino fluxes and their constraints. // e-preprint hep-ph/0205050, 2002.

55. D.Semikoz and G.Sigl. Ultra-high energy neutrino fluxes: new constraints and implications. // e-preprint hep-ph/0309328, 2003.

56. F.Aharonian et al. (HEGRA Collaboration). //Astron. Astrophys., 1999, V. 349, P. 11-28.

57. C. von Montigny et al. High-energy gamma-ray emission from active galaxies: EGRET observations and their implications. //Ap. J., 1995, V. 440, P. 525-553.

58. Mukherjee et al. EGRET observations of the high-energy gamma-ray emission from blasars: an update. //Ap. J., 1997, V. 490, P. 116-137.

59. E.Waxman and J.Bahcall. High energy neutrinos from cosmological gamma-ray burst fireballs. // Phys. Rev. Lett., 1997, V. 78, P. 2292-2295.

60. K.Mannheim. Neutrinos from gamma-ray bursts. // e-print astro-ph/0010353.

61. T.Hill, D.Schramm and T.Walker. Ultra-high-energy cosmic rays from superconducting cosmic strings. // Phys. Rev., 1987, V. D36, P. 1007-1016.

62. P.Bhattacharjee C.Hill and D.Schramm. Grand unified theoties, topological defects, and ultrahigh-energy cosmic rays. // Phys. Rev. Lett., 1992, V. 69, P. 567 570.

63. G.Sigl, S.Lee, P.Bhattacharjee and S.Yoshida. Probing grand unified theories with cosmic-ray, gamma-ray, and neutrino astrophysics. // Phys. Rev., 1999, V. D59, P. 043504-1 043504-8.

64. M.Markov. On high energy neutrino physics. // Proc. 1960 Annual Int. Conf. on High Energy Phys., Rochester, 1960, p.572-575.; М.А.Марков. //Избранные труды, ИЯИ АН СССР, Москва, 1988, Т. 1, С. 288-291.

65. К. Greisen. //Int. Conf. Instrum. for High Energy Phys., 1960, Vol. 1, p. 210.

66. A. Roberts ed. Proc. 1976 DUMAND Summer Workshop. //Honolulu, 1977.

67. B.C. Березннский и Г.Т. Зацепин. Возможносни экспериментов с космическими нейтрино очень высоких энергий: проект ДЮМАНД. //УФН 1977, Т. 122, вып. 1(500), С. 1 36.

68. DUMAND Collaboration. Proposal for a deep ocean neutrino detector. // HDC-2-88, Univ. Hawaii Press, 1988.

69. I.A.Belolaptikov et al. The Baikal underwater neutrino telescope: Design, performance, and first results. // Astropart. Phys. 1997, V.7, P.263-282.

70. E.Andres et al. The AMANDA neutrino tepescope: principle of operation and first results. // Astropart. Phys. 2000, V.13, P.l-20.

71. P.Amram et al., A Deep See Telescope for High Energy Neutrinos. // Astropart. Phys. 2000, V.13, P.127-136.

72. The NESTOR Collaboration. 11 Nucl. Phys. (Proc.Suppl.) 2001, V.97, P. 105108.

73. E. Migneco et al. The NEMO project. // Proc. of the workshop on Technical Aspects of a Very Large Volume Neutrino Telescope in the Mediterranean Sea, Ed. by E. de Wolf, NIKHEF, Amsterdam, the Netherlands, 2004, p.2-10.

74. V.A.Balkanov et al. Registration of atmospheric neutrinos with the BAIKAL Neutrino Telescope NT-96. // Astropart. Phys. 1999, Vol. 12, P. 75-86.

75. В.А.Балканов, Л.Б.Безруков, И.А.Белолаптиков и др. Поиск околовертикальных мюонов из нижней полусферы в глубоководном эксперименте на оз. Байкал. //Ядерная Физика, 1999, Т. 62, N. 6, С. 1015-1025.

76. В.А.Балканов, И.А.Белолаптиков, Л.Б.Безруков и др. Поиск релятивистских магнитных монополей из нижней полусферы в глубоководном эксперименте на оз. Байкал. //Препринт ИЯИ РАН 0984/98, 1998, Москва, ИЯИ РАН, С. 3-23.

77. V.A.Balkanov, I.A.Belolaptikov, L.B.Bezrukov et al., An upper limit on the diffuse flux of high energy neutrinos obtained with the Baikal detector NT-96. // Astropart. Phys. 2000, Vol. 14, P. 61-66.

78. The Baikal Neutrino Telescope NT-200 (proposal). //Ed. by Ch. Spiering and I. Sokalsky, 1992.

79. Б.А.Таращанский. Методы мониторинга и результаты измерений оптических свойств водной среды в районе Байкальского Нейтринного Телескопа. //Кандидатская диссертация. М: ИЯИ РАН 1999.

80. Н.М.Буднев. Глубоководный нейтринный телескоп НТ-200 и исследования озера Байкал как места создания больших глубоководных черенковских детекторов. //Докторская диссертация. М: ИЯИ РАН 1999.

81. А.Г.Ченский. Гидроакустическая система определения координат регистрирующих модулей Байкальского глубоководного нейтринного телескопа. //Кандидатская диссертация. М: ИЯИ РАН 2002.

82. R.Bagduev et al. The optical module of the Baikal deep underwater neutrinotelescope. 11 NIM, 1999, Vol. A420, P.138-154.

83. Б.К.Лубсандоржиев. Фотоприемник Квазар-370 для крупномасштабных экспериментов в космических лучах. //Кандидатская диссертация. М: ИЯИ РАН 1993.

84. Л.Б.Безруков, Б.М.Глуховской, Л.А.Кузьмичев. Б.К.Лубсандоржиев, П.Г.Похил. Специализированный фотоэлектронный умножитель для глубоководного нейтринного телескопа НТ-200 на оз. Байкал. //Приборы и техника эксперимента, 2000, Т. 1, С. 104-107.

85. Л.А. Кузьмичев. Глубоководный нейтринный телескоп НТ-200 (первые результаты). //Докторская диссертация. М: НИИ ЯФ, МГУ 2003.

86. В.И. Вельский, В.Б. Бушнин и др. Монолитная ИС стробируемого преобразователя заряд время КР1101ПД1. // Электронная промышленность, 1985, N. 9, С. 11-13.

87. Н. Heukenkamp et al. The online data preprocessing and monitoring system of the Baikal Neutrino Telescope. // Proc. of 23 ICRC, 1993, V. 4, P. 585 -588.

88. H. Heukenkamp et al. A transputer based data Acquisition System for Baikal // Proc. of 23 ICRC, 1993, V. 4, P. 585 588.

89. E.H. Плисковский. Калибровочные характеристики глубоководного телескопа мюонов и нейтрино на озере Байкал. //Дипломная работа. М:, МИФИ, 1998.

90. E. Ковальский. //Ядерная электроника, M.: Атомиздат, 1972, С. 52.

91. Т. Hebbeker and Ch. Timmermans. A compilation of high energy atmospheric muon data at sea level. // e-preprint hep-ph/0102042, 2001, p. 1 31.

92. E.V. Bugaev, A. Misaki, V.A. Naumov et al. Atmospheric muon flux at sea level, underground and underwater. // Phys. Rev, 1998, V. D58, p. 054001(1-48).

93. J.Capdevielle et al. The Karlsruhe extensive air shower simulation code CORSIKA. //KfK Report 4998, 1992, Kernforschungszentrum, Karlsruhe.

94. H.H. Калмыков и С.С. Остапченко. //Ядерная Физика, 1993, Т. 56, С. 105.

95. B.Wiebel-Sooth and P.Bierman. //Cosmic Rays, 1999, V. 6/3c, P. 37 90.

96. E.V. Bugaev et al. MUM: Flexible precise Monte Carlo algorithm for muon propagation through thick layers of matter. //Phys. Rev. 2001, V. D64, P. 074015(1-19).

97. K.Woschnagg et al. Optical properties of south pole ice at depths from 140 to 2300 meters. // 26th Int. Cosmic Ray Conf., Salt Lake City, USA, 1999. Vol.2, P.200-203.

98. D.J.L.Bailey. The effect of the group velocity and dispersion on photon arrival times in the ANTARES detector. // ANTARES-site/2001-05, 2001, P. 1-22 //KfK Report 4998, 1992, Kernforschungszentrum, Karlsruhe.

99. И.Е.Тамм, И.М.Франк. // J.Phys. USSR, 1939, Vol.1, N5-6, P.439.

100. L.A.Kuzmichev. On the velocity of light signals in the deep underwater neutrino experiments. // NIM, 2001, V. A482, P. 304-306; JI.A. Кузьмичев. Глубоководный нейтринный телескоп НТ-200 (первые результаты). // Докторская диссертация. М: ИЯИ РАН 2003.

101. P.B.Price, K.Woschnagg. Role of group and phase velocity in high-energy neutrino observatories. // Astropart. Phys., 2001, Vol.15, P.97-100; e-preprint LANL hep-ex/0008001, 2000.

102. J.Brunner. The refraction index at the ANTARES site. // ANTARES-site/2000-01. 2000, P.l-19.

103. Ch.Wiebusch. Preliminary results on the angular response of the Amanda optical module. // Internal Amanda Memo, 1996, P.l-9.

104. P.Amram et al., The ANTARES optical module. //NIM, 2002, V. A 484, P. 369-383; // astro-ph/0112172, 2001.

105. Л.С.Долин, И.М.Левин. // Теория подводного видения. 1991, Ленинград, С. 31.

106. K.H.Beckurts and K.Wirtz. //Neutron Physics, Springer-Verlag, 1964, P. 97.

107. Zh.Dzhilkibaev. Light propagation in water and ice. //Proc. of workshop "Simulation and Analysis Methods for Large Neutrino Telescopes", Ed. Ch.Spiering, DESY Zeuthen, Germany, July 6-9, 1998, DESY-PROC-1999-01, 1999, P. 132-144.

108. И.А.Белолаптиков. // Дипломная работа, МИФИ, Москва, 1987.

109. Э^В.Бугаев, М.Д.Гальперин, Ж.-А.М.Джилкибаев, Э.А.Осипова. Распространение черенковского излучения от релятивистской частицы в водной среде. // Препринт ИЯИ АН СССР П-0508 , Москва, 1987, С. 3-28.

110. S.L.Glashow, //Phys. Rev. 1960, V. 118, P. 316.

111. В.С Березинский и А.З.Газизов. Космические нейтрино и возможность поиска w-бозонов с массой 30 100 ГэВ в подводных экспериментах. //Письма в ЖЭТФ, 1977, Т. 25, С. 276-278.

112. R. Gandhi et al. Neutrino interactions at ultrahigh energies. //Phys. Rev. 1998, V. D58, P. 093009(1-15).

113. Ж.-А.М.Джилкибаев, Б.А.Шайбонов. Влияние оптических параметров среды на эффективность регистрации ливней высоких энергий в глубоководных экспериментах. // Препринт ИЯИ РАН 1073/2002, Москва, ИЯИ РАН, 2002, С. 3-68.

114. A.Belyaev, I.Ivanenko, V.Makarov. //Proc. of the 1978 DUMAND Summer Workshop, 1979, Ed. A.Roberts, V.l, p.337.

115. C.3.Беленький. // Каскадные процессы в космических лучах, Гостехиз-дат, Москва, 1948.

116. K.Greisen. //Progress in Cosmic Ray Physics, edited by J.Wilson, North-Holland, Amsterdam, 1956, V.3, p.3.

117. S.Razzaque et al. Coherent radio pulses from GEANT generated electromagnetic showers in ice. //Phys. Rev., 2002, V. D65, 103002(1-44); astro-ph/0112505 (2001).

118. Ch.Wiebusch. //Dissertation, Aachen, Germany, (1995)

119. GEANT //CERN Program library, W 5013, version 3.16, (1993)

120. Б.Штерн. //Препринт ИЯИ АН СССР, П-0081, П-0082, (1978).

121. T.Gaisser. // Cosmic Hays and Particle Physics, (Cambridge University Press), (1990).

122. J.Alvarez-Muniz and E.Zas. EeV hadronic showers in ice: the LPM effect. // e-preprint LANL astro-ph/9906347, 1999, P. 1 4.

123. Л.Ландау и И.Померанчук. //Доклады Академии Наук СССР, 1953, т. 92, N 3, с. 535; Л.Ландау и И.Померанчук. //Доклады Академии Наук СССР, 1953, т. 92, N 4, с. 735.

124. A.Migdal. Bremsstrahlung and pair production in condensed media at high energies. //Phys. Rev. 1956, V. 103, N 6, p. 1811-1820.

125. О.Довженко и А.Поманский. //ЖЭТФ, 1963, т. 45, с. 268; Y.Tsai. // Rev. Mod. Phys., 1974, v. 46, p. 815.

126. J.Alvarez-Muniz and E.Zas. Cherenkov radio pulses from EeV neutrino interactions: the LPM effect. // Physics Letters, 1997, V. B411, P. 218 -224.

127. J.Alvarez-Muniz and E.Zas. The LPM effect for EeV hadronic showers in ice: implications for radio detection of neutrinos. // Phys. Lett., 1998, V. B434, P. 396-406.

128. V.A.Balkanov et al., A search for very high energy neutrinos with the Baikal neutrino telescope. //Proc. of 9th Int. Workshop on Neutrino Telescopes. Ed. by Milla Baldo Ceoline. Venezia, March 6-9, 2001, P.591-601; e-preprint LANL astro-ph/0105269.

129. V.A.Balkanov et al., The BAIKAL experiment: Status 2001. // Proc. of 7th Int. Workshop on "Topics in Astroparticle and Underground Physics" (TAUP 2001), September 7-11, L'Aquila, Italy; e-preprint LANL astro-ph/0112446.

130. V.Agrawal, T.Gaisser, P.Lipari, T.Stanev. Atmospheric neutrino flux above 1 GeV. //Phys. Rev., 1996, V. D53, P. 1314-1323. // e-preprint LANL hep-ph/9509423, 1995.

131. H.L. Lai et al. Improved parton distributions from global analysis of recent deep inelastic scattering and inclusive jet data. //Phys. Rev. 1997, V. D55, P. 1280 1295;

132. A.Dziewonski. Earth structure. //The encyclopedia of solid earthgeophysics. Ed. D.James 1989, Van Nostrand Reinhold, New York, P. 331.;

133. R. Gandhi et al. Ultrahigh-energy neutrino interactions. //Astropart. Phys. 1996, V. 5, P. 81 110.

134. T. Maruyama et al. Status of K2K experiment. //NIM, 2003, V. A503, 118121; I. Kato. The results of oscillation analysis in K2K experiment and anoverview of JHF-i^ experiment, //e-preprint LANL hep-ex/0306043, 2003.

135. T.K Gaisser and M. Honda. Flux of atmospheric neutrinos. // Ann. Rev. of Nucl. and Part. Scince 2002, V. 52, P. 153 199.

136. G.Feldman and R.Cousins, A unified approach to the classical statistical analysis of small signals. //Phys. Rev., 1998, D57, 3873-3889.

137. A. Roberts (Ed.). //Proc. DUMAND Summer Workshop, Scripps Inst, of Oceanography, La Jolla, USA, 1979.

138. B.C. БерезинскиЙ и А.З. Газизов. Рассеяние нейтрино на электроне при энергии выше порога рождения W-бозона. //Ядерная Физика, 1981, Т. 33, вып. 1, С. 230 240.

139. V.S.Berezinsky et al., //Sov. J. Nucl. Phys., 1986, V. 43, P. 406.

140. R.D. Blandford, J.P. Ostriker. Supernova shock acceleration of cosmic rays in the galaxy. //A.J., 1980, V. 237, P. 793-808.

141. G. Sigl, S. Lee, D.N. Schramm and P. Coppi. //Phys. Lett., 1997, V. B237, P. 129.

142. U.F. Wichoski, J.H. Macgibbon and R.H. Brandenberger. High-energy neutrinos, photons and cosmic ray fluxes from VHS cosmic strings. //Phys. Rev., 2002, V. D65, P. 063005(1-18); hep-ph/9805419, 1998.

143. A.A. Lagutin, A.G. Tyumentsev and A.V. Yushkov. On inconsistency of experimental data on primary nuclei spectra with sea level muon intensity measurements, //hep-ph/0402070, 2004, P 1-30.

144. S.I. Dutta, M.H. Reno and I. Sarcevic. Searching for muon-neutrino tau neutrino oscillations with extragalactic neutrinos. //Phys. Rev., 2000, V. D61, P. 053003(1-25).

145. S.I. Dutta, M.H. Reno and I. Sarcevic. Tau neutrinos underground: signals of muon-neutrino tau neutrino oscillations with extragalactic neutrinos. //Phys. Rev., 2000, V. D62, P. 123001(1-20).

146. P.Lipari. Lepton spectra in the Earth's atmosphere. //Astroprt. Phys., 1993, V. 1, P. 195-227.

147. M. Gluck, S. Kretzer and E. Reya. Dynamical QCD predictions for ultrahigh energy neutrino cross sections. //Inst, fur Physik, Univ. Dortmund, DO-th 98/20, 1998, P.l-16,; astro-ph/9809273.

148. J. Kwiecinski, A.D. Martin and A.M. Stasto. Penetration of the Earth byultrahigh energy neutrinos predicted by low x QCD. //Univ. of Durham, DTP/98/98, 1998, P. 1-28; astro-ph/9812262.

149. M.Ambrosio et al. //Nucl. Phys (Proc. Sup.), 2002, V. B110, P.519.

150. M. Kowalski et al. Search for high energy neutrinos of all flavors with AMANDA II. //Proc.of the XVIIIICRC, 1301-1304 (2003)