Выделение событий от каскадов инициированных мюонами и нейтрино, в экспериментах на Байкальском глубоководном нейтринном телескопе тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.04.16, кандидат физико-математических наук Шайбонов, Баир Александрович

• Шайбонов, Баир Александрович
• кандидат физико-математических наук
• 2010

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Шайбонов, Баир Александрович

Введение

Глава 1. Детектор НТ

1.1. Элементы и функциональные системы телескопа.

1.2. Калибровка регистрирующих систем телескопа.

Глава 2. Методика восстановления параметров ливней высоких энергий.

2.1. Моделирование отклика нейтринного телескопа НТ-200 на че-ренковское излучение ливней высоких энергий.

2.2. Восстановление параметров ливней высоких энергий по данным нейтринного телескопа

2.3. Восстановление положения и интенсивности калибровочного источника света телескопа НТ200+. Апробация методики восстановления параметров ливней.

Глава 3. Поиск нейтрино высоких энергий в экспериментах на нейтринном телескопе НТ

3.1. Стратегия поиска событий от нейтрино высоких энергий в нейтринном телескопе НТ

3.2. Моделирование событий от атмосферных мюонов.

3.3. Моделирование нейтринных событий.

3.4. Результаты анализа экспериментальных данных.

3.5. Ограничение на величину диффузного потока нейтрино

Глава 4. Исследование эффективности регистрации ливней высоких энергий нейтринным телескопом следующего поколения НТ-1000 на оз. Байкал.

4.1. Зависимость чувствительности НТ-1000 от значений геометрических параметров его конфигурации

4.2. Энергетическое и угловое разрешение НТ-1000 относительно регистрации ливней высоких энергий.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Выделение событий от каскадов инициированных мюонами и нейтрино, в экспериментах на Байкальском глубоководном нейтринном телескопе»

Нейтринные телескопы являются экспериментальными измерительными комплексами, размещенными на больших глубинах в естественных прозрачных средах в различных географических районах Земли, нацеленными на исследования широкого спектра научных проблем, и, в первую очередь, на исследование природных потоков нейтрино. Метод глубоководного детектирования, являющийся основой экспериментов по регистрации нейтрино высоких и сверхвысоких энергий астрофизической природы с помощью нейтринных телескопов, был впервые предложен М.А. Марковым [1] в 1960 году и заключается в регистрации черенковского излучения вторичных мюонов и/или ливней высоких энергий, образующихся при взаимодействии нейтрино с веществом в прозрачных природных средах. По аналогии с экспериментами на наземных ускорителях, в экспериментах на глубоководных телескопах используется нейтринный поток природного происхождения, который облучает мишень (вода или лед, а также грунт под установкой, в случае мюонных нейтрино). Носителями информации о нейтрино являются конечные продукты нейтринных взаимодействий - мюоны и ливни высоких энергий, черенковское излучение которых регистрируется фотодетекторами нейтринного телескопа.

Источники нейтрино

Исследования природных потоков нейтрино с помощью нейтринных телескопов ведутся по двум направлениям (см., например, [2-6]). Первое направление исследований касается поиска и идентификации локальных источников нейтрино. Природные потоки нейтрино высоких энергий формируются в результате физических процессов, протекающих в астрофизических объектах, характеризующихся гигантским энерговыделением с интенсивностью от 1039 до 1052 эрг/с и выше. Наиболее близкими по отношению к земному наблюдателю астрофизическими объектами способными, как предполагается в настоящее время, излучать высокоинтенсивные потоки нейтрино, расположены в основном в окрестности центра нашей Галактики и в галактической плоскости. Наиболее перспективными галактическими источниками являются остатки от взрывов сверхновых, пульсары, окрестность черной дыры Sgr А* в центре нашей Галактики, двойные звездные системы, содержащие черную дыру или нейтронную звезду, скопления молекулярных облаков, являющиеся мишенью для протонов и ядер космических лучей. Энергетический спектр нейтрино от галактических источников заполняет область энергий 103-106 ГэВ. К другому классу нейтринных источников, излучение которых может быть зарегистрировано наземными установками, относятся внегалактические объекты -активные ядра галактик, гамма-всплески, скопления галактик. Этот класс источников характеризуется существенно большим энерговыделением и генерирует нейтрино в диапазоне энергий 104-108 ГэВ и выше. В настоящее время, число идентифицированных с помощью оптических, рентгеновских и гамма-телескопов галактических и внегалактических объектов, способных излучать нейтрино, приближается к сотне. Поиск нейтринного сигнала от идентифицированных источников накладывает высокие требования к разрешающей способности нейтринных телескопов как с точки зрения измерения энергии, так и измерения направления движения нейтрино.

Другим направлением изучения природного потока нейтрино является исследование энергетического спектра, глобальной анизотропии и состава по типу нейтрино природного диффузного потока нейтрино от неидентифици-рованных источников в области энергий выше 104 ГэВ, в которой фон от атмосферных нейтрино становится сравнимым или меньше величины ожидаемого потока. 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. Основной вклад в этот поток вносят внегалактические объекты. Вклад в диффузный поток вносят также нейтрино, образующиеся в результате взаимодействия космических лучей с межзвездным веществом, а в случае космических лучей ультравысоких энергий, с электромагнитным излучением из широкого диапазона энергий, включая реликтовое излучение. Следует отметить, что определенную часть диффузного потока могли бы составлять нейтрино от распада сверхмассивных частиц ассоциирующихся, в частности, с теориями великого объединения GUT (top-down сценарий).

Стандартный подход, используемый широким кругом теоретических моделей, описывающих формирование нейтринных потоков в источниках космических лучей, предполагает рождение нейтрино, в основном, при распаде 7Г-мезонов, образующихся в рр и pj взаимодействиях. В этом случае нейтринный поток, испускаемый источником, содержит нейтрино разного типа в пропорции ь>е\и^.ит ^1:2:0. Вследствие эффекта нейтринных осцилляций, это соотношение меняется в зависимости от расстояния до источника. Длина vT осцилляций, при выборе параметров осцилляций Am2 = 2.5 х 103 эВ2 и sin 29 =1, согласно данным эксперимента Super-Kamiokande [7], составляет Losc ~ 1.3 х 10~4(^1//1ПэВ) парсек. Таким образом, длина осцилляций оказывается значительно меньше характерных расстояний до предполагаемых астрофизических источников нейтрино высоких энергий и соотношение между различными типами нейтрино в детектируемом потоке приобретает вид ve : i/p : vr ~1:1:1.

Нейтринные взаимодействия с мишенью и конечные продукты реакций

Нейтрино высоких энергий природного происхождения взаимодействуют с веществом мишени, в основном, посредством реакций на нуклонах, реализующихся по каналам заряженных (СС) и нейтральных (NC) токов: N ^ Г(1+) + адроны, (1)

NC v>i{ui) + N —► + адроны, (2) где / = е, ¡1 или т. Взаимодействие нейтрино с электронами мишени практически не вносит вклада в общее число регистрируемых нейтринных событий, за исключением резонансного рассеяния электронных антинейтрино в области ^"-резонанса [8-10]: йе + е~ —» W~ —» все, (3) с энергией в резонансе Е0 = М^/2те = 6.3 х 106 ГэВ и сечением 5.02 х 10~31см2. Конечные продукты реакций (1)-(3) - лептоны и ливни высоких энергий несут информацию об энергии, направлении и, в принципе, о типе нейтрино.

В экспериментах на глубоководных и подледных черенковских детекторах эффективный размер мишени зависит от энергии нейтрино, а также от типа нейтрино. В случае мюонных нейтрино, в силу высокой проникающей способности вторичных мюонов, нейтринной мишенью является как прозрачная среда в окрестности телескопа, так и грунт под установкой. В первом случае, энергия мюонного нейтрино может быть определена по результатам восстановления энергий мюона и ливня, генерируемого в вершине нейтринного взаимодействия. При взаимодействии мюонного нейтрино в грунте, вследствие энергетических потерь мюона при его распространении от вершины взаимодействия до установки, энергия нейтрино в каждом индивидуальном событии не может быть восстановлена точно. Однако, при достаточно большой статистике зарегистрированных событий, энергетический спектр потока мюонных нейтрино может быть восстановлен но результатам реконструкции энергии мюонов. Исследование природных потоков электронных и т-нейтрино, составляющих две трети от полного потока, в экспериментах на нейтринных телескопах возможно лишь посредством регистрации вторичных ливней, генерируемых в водной мишени. Адронные ливни образуются во взаимодействиях всех типов нейтрино с ядрами по каналам заряженных (СС) и нейтральных (N0) токов. Кроме того, в случае СС-взаимодействия электронных и т-нейтрино энергия электрона переходит в энергию электромагнитного ливня, а существенная доля энергии т-лептона в результате его распада, передается в адронный либо электромагнитный ливень. Таким образом, достижение высокой точности восстановления энергии и направления ливней является непременным условием эффективной регистрации природных потоков нейтрино всех типов.

Среда — радиатор черенковского излучения

Прозрачная среда является не только мишенью, но также средой распространения черенковского излучения мюонов и ливней высоких энергий от источника до фотодетекторов нейтринного телескопа. Исследование природных потоков нейтрино с помощью нейтринных телескопов предъявляет жесткие требования к оптическим свойствам и фоновым условиям естественной среды: среда должна обладать высокой прозрачностью, временное и угловое распределение черенковских фотонов мюонов и ливней на больших расстояниях от источников не должно существенно искажаться из-за процесса рассеяния света в среде, фоновое свечение среды должно быть на уровне, позволяющем надежное выделение и идентификацию нейтринных событий. Кроме того, важным фактором является степень агрессивности среды по отношению к конструкционным материалам. Глубинные пресные воды оз. Байкал, глубинный лед Антарктиды и глубинные морские воды Средиземного моря являются местом расположения действующих и планируемых в настоящее время нейтринных телескопов. Эти среды характеризуются уникальными свойствами, однако, каждая из них обладает определенными преимуществами и недостатками по сравнению с остальными двумя, и в этом смысле взаимно дополняют друг друга.

Антарктический лед отличается сильной неоднородностью по глубине, связанной с прозрачностью атмосферы во время образования снежного покрова Антарктиды. В результате, длина поглощения света во льду на глубинах от 1500 м до 2500 м меняется в широком диапазоне от 30 м до 100 метров, длина рассеяния - от 0.4 м до 4 метров, а длина ослабления не превышает 30 метров [11]. Интенсивное рассеяние света в совокупности со слабым его поглощением в антарктическом льду приводит к быстрой изотропизации светового поля и соответственно к потере информации о координатах и ориентации источника черенковского излучения. Оптические свойства глубинных вод Средиземного моря характеризуются длиной поглощения 50-70 метров и длиной рассеяния порядка 30-60 метров [12]. Для глубинных вод оз. Байкал характерными являются длина поглощения 22-25 метров и длина рассеяния 30-50 метров [13, 14]. Величина длины рассеяния света в байкальской и средиземноморской воде более чем на порядок превышает аналогичную величину в антарктическом льду. Благодаря этому, глубоководные телескопы, при всех прочих равных условиях, обладают более высоким угловым и пространственным разрешением по отношению к регистрации мюонов и ливней высоких энергий.

С точки зрения природного фона, обусловленного свечением среды, эксперимент в антарктическом льду обладает несомненным преимуществом по сравнению с глубоководными экспериментами. В антарктическом льду практически отсутствует собственное свечение среды. Кроме того, благодаря экстремально низким значениям температуры глубинного льда (примерно минус 50 градусов по Цельсию) темновой ток фотоэлектронных умножителей примерно на порядок ниже, чем в случае глубоководных экспериментов. В свою очередь, с точки зрения фоновых условий, обусловленных собственным свечением воды, пресная вода обладает преимуществом но сравнению с морской, так как, в отличие от пресной воды оз. Байкал, в соленой воде Средиземного моря присутствует радиоактивный изотоп К40, продукты распада которого формируют фоновое свечение. Другой, и, по-видимому, более существенный источник фона обусловлен процессами биолюминесценции в морской воде. Как показал опыт эксплуатации телескопа ANTARES, интенсивность свечения воды в этом случае может достигать значений до 1 МГц и выше, что приводит к потере информативности полученных данных. В заключение сравнения свойств различных сред отметим, что соленая вода Средиземного моря предъявляет существенно более жесткие требования, по сравнению с пресной байкальской водой и антарктическим льдом, к антикоррозийным свойствам конструкционных материалов элементов, узлов и несущих конструкций нейтринного телескопа.

Нейтринные телескопы

Базовыми элементами нейтринных телескопов являются фотодетекторы, заполняющие геометрический объем порядка 105-107 м3 в случае телескопов первого поколения (NT-200/NT200+ [15, 16] AMANDA [17], ANTARES [18]), и объем порядка кубического километра в случае телескопов следующего поколения (IceCube [19], НТ1000 [20], KM3NeT [21]). Амилитудно-временной отклик фотодетекторов, а также топология отклика телескопа на черенков-ское излучение мюонов и ливней высоких энергий являются той информацией, которая позволяет выделить нейтринные события и определить параметры регистрируемых нейтрино. Исследования природных потоков нейтрино с помощью регистрации мюонов, либо с помощью регистрации ливней обладают своими преимуществами и взаимно дополняют друг друга. Мюоны являются длиннопробежными частицами, способными преодолевать расстояния до нескольких километров в плотной среде в зависимости от их энергии. При прохождении через чувствительный объем нейтринного телескопа интенсивность черенковского излучения мюона пропорциональна его энергии и остается практически постоянной. Особенности распространения мюонов в прозрачной среде обуславливают характерный отклик нейтринного телескопа - сработавшие фотодетекторы расположены вдоль траектории мюона, временная последовательность срабатывания фотодетекторов определяется временем прохождения мюона в окрестности фотодетектора, а амплитудный отклик фотодетекторов зависит от расстояния до траектории мюона. Угловое разрешение траекторий мюонов ныне действующих нейтринных телескопов составляет примерно 1.5-3 градуса (см., например, [22]), а телескопы следующего поколения будут иметь угловое разрешение порядка 0.3-0.5 градусов. Таким образом, метод регистрации нейтрино с помощью мюонов представляет собой мощный инструмент для исследования космических объектов Галактического и внегалактического происхождения. Существенный недостаток мю-онного канала исследований заключается в том, что он применим лишь к одному типу нейтрино - мюонным нейтрино.

Ливни высоких энергий, образованные в вершине нейтринного взаимодействия, являются квазилокальными источниками черенковского излучения с интенсивностью, пропорциональной энергии ливня. Поток черенковских фотонов, регистрируемый фотодетекторами телескопа, а следовательно, и амплитуда сработавших фотодетекторов, спадает по мере увеличения расстояния до ливня. Время срабатывания фотодетекторов определяется временем распространения черенковских фотонов от ливня до фотодетектора. Восстановление направления развития ливней является более трудной задачей, но сравнению с восстановлением направлений мюонных траекторий. В антарктическом льду, в силу интенсивного рассеяния света, точность восстановления направления ливней составляет примерно 30° [23]. В экспериментах на глубоководных телескопах, из-за малого сечения рассеяния света в воде, угловое разрешение направления ливней существенно выше, и как показано в данной работе может достигать 3-5 градусов. Такая точность восстановления достаточна для исследования и идентификации квазилокальных источников, например, скоплений молекулярных облаков в Галактической плоскости, по их нейтринному излучению, а также для изучения глобальной и локальной анизотропии диффузного нейтринного потока. Несомненным преимуществом ливневого канала регистрации является тот факт, что ливни возникают при взаимодействии всех трех типов нейтрино в чувствительном объеме телескопа. Более того, электронные и г-нейтрино могут быть зарегистрированы только посредством регистрации вторичных ливней.

Наиболее значимые результаты по исследованию диффузного потока нейтрино в области энергий выше 10 ТэВ получены в экспериментах на Байкальском нейтринном телескопе IIT-200 [24] и в эксперименте AMANDA [25, 26]. Стратегия поиска нейтринных событий в экспериментах на Байкальском телескопе основана на выделении событий от ливней высоких энергий*в водном объеме вокруг телескопа. При этом анализ данных, результаты которого представлены в работе [24], не включал в себя восстановление параметров индивидуальных ливней.

Настоящая работа посвящена разработке методики восстановления параметров ливней высоких энергий и исследованию диффузного потока нейтрино по данным нейтринного телескопа НТ-200, с использованием результатов восстановления энергии и направления развития индивидуальных ливней [27].

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

Заключение диссертации по теме «Физика атомного ядра и элементарных частиц», Шайбонов, Баир Александрович

Основные результаты и выводы настоящей работы заключаются в следующем.

1. Разработана методика восстановления параметров ливней высоких энергий - энергии, направления развития ливня и координат ливня с использованием амплитудно-временной информации фотодетекторов нейтринного телескопа.

2. Выполнен анализ данных, накопленных за период с апреля 1998 года по февраль 2003 года в экспериментах на нейтринном телескопе НТ-200 с целью выделения событий от ливней высоких энергий. Распределения выделенных событий по параметрам, характеризующим ливневые события - энергии и направления развития ливня, в пределах экспериментальных и теоретических неопределенностей хорошо согласуются с ожидаемыми распределениями событий от атмосферных мюонов.

3. Получено ограничение на величину суммарного (по всем типам нейтрино) диффузного потока нейтрино высоких энергий внеземного происхождения в области энергий 20 ТэВ -j- 104 ТэВ в предположении ие : и^ : ит = 1:1:1 для степенного дифференциального спектра нейтрино Е~2:

FUE2 < 2.9 х Ю-7 ГэВ см-2с1стер-1.

Это ограничение, наряду с близким по величине ограничением, полученным в эксперименте AMANDA, является одним из двух наиболее сильных из существующих на сегодняшний день экспериментальных ограничений в этой области энергий.

Пользуясь приятной возможностью, хочу выразить глубокую признательность всем, с кем мне довелось сотрудничать во время работы в Байкальском эксперименте. Прежде всего, хочу выразить искреннюю благодарность моему научному руководителю Жан-Арысу Магисовичу Джилкибаеву за неоценимую помощь в освоении исследовательского подхода в интересном и непростом пути научного познания, основателю и руководителю Байкальской кол-лаборации Григорию Владимировичу Домогацкому за создание свободной плодотворной рабочей атмосферы внутри коллектива, чья энергия и трудолюбие служили примером для подражания, Игорю Анатольевичу Белолапти-кову за бесчисленное множество полезных советов и дискуссий, Нелли Ашо-товне Айрапетовой за постоянную поддержку и помощь в преодолении многих жизненных препятствий.

Выражаю искреннюю признательность А. М. Клабукову, В. М. Айнутди-нову, Э. А. Осиповой, Л. А. Кузьмичеву, А. И. Панфилову, Н. М. Будневу, М. Б. Миленину, М. И. Розанову, многолетняя плодотворная деятельность которых по созданию и эксплуатации Байкальского глубоководного нейтринного телескопа позволила выполнить представленную выше работу.

Заключение

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Шайбонов, Баир Александрович, 2010 год

1. Markov М. A. On high energy neutrino physics // Proc. 1960 Annual 1.t. Conf. on High Energy Phys. Rochester: 1960. Pp. 572 - 575.

2. Березинский В. С., Зацеиин Г. Т. Возможности экспериментов с космическими нейтрино очень высоких энергий: проект ДЮМАНД // УФН. 1977. Т. 122, № 1(500). С. 1 36.

3. Березинский В. С., Буланов С. В., Гинзбург В. JI. и др. Астрофизика космических лучей. Москва: "Наука", 1984.

4. Learned J., Mannheim К. High-energy neutrino astrophysics // Annu. Rev. Nucl. Part. Sci. 2000. Vol. 50. Pp. 679 749.

5. Lipari P. Perspectives of the high energy neutrino astronomy // Nucl. Inst. к Meth. A. 2006. Vol. 567. Pp. 405 417.

6. Spiering C. High energy neutrino astronomy: status and perspectives // AIP Conf. Proc. Vol. 1085. 2009. Pp. 18 29.

7. Fukuda Y., Hayakawa Т., Ichikhara E. et al. Evidence for oscillation of atmospheric neutrinos // Phys. Rev. Lett. 1998. Vol. 81. P. 1562.

8. Glashow S. L. // Phys. Rev. 1960. Vol. 118. P. 316.

9. Березинский В. С., Газизов А. 3. Космические нейтрино и возможность поиска W-бозонов с массой 30 100 ГэВ в подводных экспериментах // Письма в ЖЭТФ. 1977. Т. 25. С. 276 - 278.

10. Gandhi R., Quigg С., Reno М. Н., Sarcevic I. Neutrino interactions at ultrahigh energies // Phys. Rev. D. 1998. Vol. 58. P. 093009.

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

12. Bailey D. J. L. The effect of the group velocity and dispersion on photon arrival times in the ANTARES detector. ANTARES-site, 2001.

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

14. Буднев Н. М. Глубоководный нейтринный телескоп НТ-200 и исследования озера Байкал как места создания больших глубоководных черенков-ских детекторов: Докторская диссертация / ИЯИ РАН. Москва, 1999.

15. The Baikal Neutrino Telescope NT-200 (proposal), Ed. by C. Spiering, I. Sokalsky. INR RAS, 1992.

16. Аврорин А. В., Айнутдинов В. M., Балканов В. А. и др. Байкальский глубоководный нейтринный телескоп НТ-200+. Препринт ИЯИ РАН 1265/2010, 2010. С. 1 23.

17. Andres Е., Askebjer P., Barwick S. W. et al. The AMANDA neutrino telescope: principle of operation and first results // Astroparticle Phys. 2000. Vol. 13. P. 1.

18. Aguilar J. A., Samarai I. A., Albert A. et al. The ANTARES Deep-Sea Neutrino Telescope: status and First Results // Proc. of the 31st ICRC. Lodz: 2009.

19. DeYoung T. et al. Recent results of the IceCube and AMANDA // Proc. of the DPF-2009 Conf. Detroit: 2009. URL: http://arxiv.org/abs/0910.3644.

20. Avrorin A., Aynutdinov V., Balkanov V. et al. The Baikal experiment from Megaton to Gigaton // Journal of Physics, Conference Series. Vol. 203. 2010. P. 012123.

21. KM3NeT collaboration. KM3NeT: Conceptual design report. URL: www. km3net.org/CDR/CDR-KM3NeT.pdf.

22. Белолаптиков И. А. О выделении событий от мгоонпых нейтрино в глубоководном нейтринном телескопе НТ200: Препринт 1178: ИЯИ РАН, 2007.

23. Middell Е. et al. Improved reconstruction of cascade-like events in IceCube // Proc. of the 31 Int. Cosmic Rays Conf (ICRC). Lodz, Poland: 2009.

24. Aynutdinov V., Balkanov V., Belolaptikov I. et al. Search for a diffuse flux of high-energy extraterrestrial neutrinos with the NT-200 neutrino telescope // Astroparticle Phys. 2006. Vol. 25. P. 140.

25. Ackermann M., Adams J., Ahrens J. et al. Search for Ultra High-Energy Neutrinos with AMANDA-II // Astrophys. J. 2008. Vol. 675. P. 1014.

26. Achterberg A., Ackermann M., Adams J. et al. Multiyear search for a diffuse flux of muon neutrinos with AMANDA-II // Phys. Rev. D. 2007. Vol. 76. P. 042008.

27. Аврорин А. В., Айнутдинов В. M., Балканов В. А. и др. Поиск нейтрино высоких энергий в Байкальском нейтринном эксперименте // Письма в Астрономический Журнал. 2009. Т. 35. С. 723 735.

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

29. Bagduev R. I., Balkanov V., Belolaptikov I. A. et al. The optical module of the Baikal deep underwater neutrino telescope // Nucl. Inst. & Meth. A. 1999. Vol. 420. Pp. 138 154.

30. Лубсандоржиев Б. К. Фотонриемник Квазар-370 для крупномасштабных экспериментов в космических лучах: Кандидатская диссертация / ИЯИ РАН. Москва, 1993.

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

32. Кузьмичев Л. А. Глубоководный нейтринный телескоп НТ-200 (первые результаты): Докторская диссертация / ИЯИ РАН. Москва, 2003.

33. Bugaev Е. V., Misaki A., Naumov V. A. et al. Atmospheric muon flux at sea level, underground and underwater // Phys. Rev. D. 1998. Vol. 58. P. 05401.

34. Hebbeker Т., Timmermans C. A compilation of high energy atmospheric muon data at sea level // Astroparticle Phys. 2001. Vol. 18. Pp. 107 -127.

35. Heck D., Knapp J.: Report fzka 6097. Karlsruhe: Kernforschungszentrum, 1998.

36. Heck D., Knapp J.: Report fzka 6019. Karlsruhe: Kernforschungszentrum, 1998.

37. Калмыков Н. Н., Остапченко С. С. // Ядерная физика. 1993. Т. 56. С. 105.t

38. Wiebel-Sooth В., Biermann P. Cosmic Rays. 1999.

39. Sokalsky I. A., Bugaev E. V., Klimushin S. I. MUM: Flexible precise Monte Carlo algorithm for muon propagation through thick layers of matter // Phys. Rev. D. 2001. Vol. 64. P. 074015.

40. Belolaptikov I. A., Bezrukov L. В., Borisovets B. A. et al. The Baikal underwater neutrino telescope: Design, performance, and first results // Astroparticle Phys. 1997. Vol. 7. Pp. 263-282.

41. Тамм И. E., Франк И. М. // J. Phys. USSR. 1939. Vol. 1. P. 439.

42. Kuzmichev L. A. On the velocity of light signals in the deep underwater neutrino experiments // Nucl. Inst. & Meth. A. 2001. Vol. 482. Pp. 304 -306.

43. Беленький С. 3. Каскадные процессы в космических лучах. Москва: Гоетехиздат, 1948.

44. Greisen К. Progress in Cosmic Ray Physics, Ed. by J. Wilson. Amsterdam: North-Holland, 1956. Vol. 3. P. 3.

45. Hillas A. Angular and energy distributions of charged particles in electron photons cascades in air // J. Phys. 1982. Vol. G8. Pp. 1461 1473.

46. Fenyves E. et al. Electromagnetic components of 1014-1016 eV air showers // Phys. Rev. D. 1988. Vol. 37. P. 649.

47. Wiebusch C. Detection of faint light in deep underwater neutrino telescope: Ph.D. thesis. Aachen, Germany, 1995.

48. Bezrukov L., Butkevich A. Fast simulation of the Cherenkov light from showers // Proc. of workshop "Simulation and Analysis Methods for Large Neutrino Telescopes" / Ed. by Ch.Spiering; DESY Zeuthen. Germany: 1998.

49. Alvarez-Muniz J., Zas E. The LPM effect for EeV hadronic showers in ice: implications for radio detection of neutrinos // Phys. Lett. B. 1998. Vol. 434. Pp. 396 406.

50. Gaisser Т. Cosmic Rays and Particle Physics. Cambridge University Press, 1990.

51. Alvarez-Muniz J., Zas E. EeV hadronic showers in ice: the LPM effect. 1999. URL: http: //arxiv. org/abs/astro-ph/9906347.

52. Ландау Л., Померанчук И. // Доклады Академии Наук СССР. 1953. Т. 92, № 3. С. 535.

53. Ландау Л., Померанчук И. // Доклады Академии Наук СССР. 1953. Т. 92, № 4. С. 735.

54. Migdal A. Bremsstrahlung and pair production in condensed media at high energies // Phys. Rev. 1956. Vol. 103, no. 6. Pp. 1811 1820.

55. Довженко О., Поманский A. // ЖЭТФ. 1963. Т. 45. С. 268.

56. Alvarez-Muniz J., E.Zas. Cherenkov radio pulses from EeV neutrino interactions: the LPM effect // Phys. Lett. B. 1997. Vol. 411. Pp. 218 224.

57. Belyaev A., Ivanenko I., Makarov V. // Proc. of the 1978 DUMAND Summer Workshop / Ed. by A. Roberts. Vol. 1. 1979. P. 337.

58. Белолаптиков И. А. Дипломная работа, МИФИ, Москва, 1987.

59. Balkanov V., Bezrukov L., Belolaptikov I. et al. Simultaneous measurements of water optical properties by AC9 transmissometer and ASP-15 inherent optical properties meter in Lake Baikal // Nucl. Inst. &; Meth. A. 2003. Vol. 498. Pp. 231 239.

60. Джилкибаев Ж.-А. M., Шайбонов Б. А. Влияние оптических параметров среды на эффективность регистрации ливней высоких энергий в глубоководных экспериментах: Препринт. Москва: ИЯИ РАН, 2002.

61. Джилкибаев Ж.-А. М. Поиск нейтрино сверхвысоких энергий и гипотетических частиц темной материи в экспериментах на Байкальском глубоководном нейтринном телескопе НТ-200: Докторская диссертация / ИЯИ РАН. Москва, 2005.

62. Blandford R. D., Ostriker J. P. Supernova shock acceleration of cosmic rays in the galaxy // Astron. J. 1980. Vol. 237. Pp. 793 808.

63. Sigl G., Lee S., Schramm D. N., Coppi P. // Phys. Lett. B. 1997. Vol. 237. P. 129.

64. Dutta S. I., Reno M. H., Sarcevic I. Searching for muon-neutrino tau neutrino oscillations with extragalactic neutrinos // Phys. Rev. D. 2000. Vol. 61. P. 053003.

65. Gandhi R. et al. Ultrahigh-energy neutrino interactions // Astroparticle Phys. 1996. Vol. 5. Pp. 81 110.

66. Dutta S. I., Reno M. H., Sarcevic I. Tau neutrinos underground: signals of muon-neutrino tau neutrino oscillations with extragalactic neutrinos // Phys. Rev. D. 2000. Vol. 62. P. 123001.

67. Lipari P. Lepton spectra in the Earth's atmosphere // Astroparticle Phys. 1993. Vol. 1. Pp. 195 227.

68. Dziewonski A. M., Anderson D. L. // Phys. Earth Planet. Interiors. 1981. Vol. 25. P. 297.

69. Aynutdinov V. M. et al. Search for relativistic magnetic monopoles with the Baikal neutrino telescope // Astroparticle Phys. 2008. Vol. 29. Pp. 366 -372.

70. Lagutin A. A., Tyumentsev A. G., Yushkov A. V. On inconsistency of experimental data on primary nuclei spectra with sea level muon intensity measurements //J. Phys. 2004. Vol. G30. Pp. 573 596.

71. Conrad J. et al. Including systematic uncertainties in confidence interval construction for Poisson statistics // Phys. Rev. D. 2003. Vol. 67. P. 012002.

72. Feldman G., Cousins R. A unified approach to the classical statistical analysis of small signals // Phys. Rev. D. 1998. Vol. 57. P. 3873.

73. Roe B. P., Woodroofe M. B. Improved probability method for estimating signal in the presence of background // Phys. Rev. D. 1999. Vol. 60. P. 053009.

74. Stecker F. W. // Phys. Rev. D. 2005. Vol. 72. P. 107301.

75. Protheroe R. High energy neutrinos from blazars. 1996. URL: www.arxiv. org/abs/astro-ph/9607165.

76. Mannheim К. // Astroparticle Phys. 1995. Vol. 3. P. 295.

77. Semikoz D., Sigl G. Ultra-high energy neutrino fluxes: new constraints and implications. 2003. URL: www.arxiv.org/abs/hep-ph/0309328.

78. Mannheim K., Protheroe R. J., Rachen J. P. Cosmic ray bound of extragalac-tic neutrino production // Phys. Rev. D. 2000. Vol. 63. P. 023003.

79. Perrone L. et al. // Nucl. Phys. В (Proc. Suppl.). 2002. Vol. 110. P. 519.

80. Волкова JT. В. Энергетические спектры и угловые распределения нейтрино атмосферного происхождения // Ядерная физика. 1980. Vol. 31. Р. 1510.

81. Ryazhskaya О., Volkova L., Saavedra О. A limit on charm produced cosmic ray muon and atmospheric neutrino fluxes // Nucl. Phys. В (Proc. Suppl.). 2002. Vol. 110. P. 531.

82. Berezinsky V. et al. Fermi-LAT restrictions on UHECRs and cosmogenic neutrinos. 2010. URL: www.arXiv.org/abs/1003.1496.

83. Waxman E., Bahcall J. High energy neutrinos from astrophysical sources: An upper bound // Phys. Rev. D. 1999. Vol. 59. P. 023002.

84. Abraham J. et al. Limits on the diffuse flux of ultrahighenergy tau neutrinos with the surface detector of the Pierre Auger observatory // Phys. Rev. D. 2009. Vol. 79. P. 102001.

85. Martens K. et al. HiRes estimates and limits for neutrino fluxes at the high energies. 2007. URL: www.arXiv.org/abs/0707.4417vl.

86. Abbasi R. U. et al. An upper limit on the electron-neutrino flux from the HiRes detector // Astrophys. J. 2008. Vol. 684, no. 2. P. 790.

87. Gorham P. W. et al. Experimental limit on the cosmic diffuse ultrahigh energy neutrino flux // Phys. Rev. Lett. 2004. Vol. 93. P. 041101.

88. Lehtinen N. G. et al. FORTE satellite constraints on ultrahigh energy cosmic particle fluxes // Phys. Rev. D. 2004. Vol. 69. P. 013008.

89. Kravchenko I. et al. RICE limits on the diffuse ultrahigh energy neutrino flux // Phys. Rev. D. 2006. Vol. 73. P. 082002.

90. Barwick S. W. et al. Constraints on cosmic neutrino fluxes from Antarctic Impulsive Transient Antenna Experiment // Phys. Rev. Lett. 2006. Vol. 96. P. 171101.

91. Gorham P. W. et al. New limits on the ultrahigh energy cosmic neutrino flux from the ANITA experiment // Phys. Rev. Lett. 2009. Vol. 103. P. 051103.

92. Wiebusch C. et al. Physics capabilities of the IceCube DeepCore detector. 2009. URL: www.arxiv.org/abs/0907.2263.