Учреждение Российской академии наук
Институт ядерных исследований РАН (ИЯИ РАН)
Сотрудники
Эксперименты
>> История
Статьи
Фото
Ссылки
Гранты
Темп

Научно-историческая справка за 30 лет
Вспышка сверхновой

Научно-историческая справка за 30 лет

     Научная тематика работ, проводимых в ЛЭМДН, продолжает исследования, начатые в лаборатории "Нейтрино" ФИАН’а под руководством Г.Т. Зацепина. В 1971 году это была группа, возглавляемая О.Г. Ряжской и состоявшая из сотрудников лаборатории "Нейтрино", на базе которой был образован Отдел Лептонов Высокой Энергии и Нейтринной Астрофизики (ОЛВЭНА) только что созданного Института ядерных исследований АН СССР.

Основной задачей исследований, стоявшей перед сотрудниками группы, было в то время изучение роли мюонов космических лучей в образовании фона планировавшихся подземных низкофоновых экспериментов. С этой целью изучался поток мюонов под землей, их взаимодействия с ядрами грунта и характеристики ядерно - активной компоненты, генерируемой мюонами в грунте.

Для решения этих задач в соляных шахтах г. Карло - Либкнехтовска (ныне г. Соледар, Донецкой области, Украина) сотрудниками группы (с 1973г. - сектора, с 1986г. - лаборатории) в период с 1967 по 1978 г. были созданы установки, которые составили экспериментальную базу первого в СССР (1967 г.) подземного научного комплекса по исследованию космических лучей.

В 1974 г. на глубине 316 м. в. э. было закончено строительство 6 - тонной сцинтилляционной установки, начатое в 1969 г. Установка включала в себя полуторатонный нейтронный детектор, сцинтиллятор которого содержал соль гадолиния для увеличения эффективности регистрации нейтронов. С помощью этой установки было измерено сечение неупругого рассеяния мюонов на ядрах Na и Cl в области энергий до ~ 1 ТэВ.

В 1972 году был сделан принципиально важный шаг в развитии электронных методов детектирования потока электронных антинейтрино от коллапсирующих звезд с энергиями больше нескольких МэВ. Была обоснована возможность создания жидкостных сцинтилляционных детекторов большой массы, способных с высокой эффективностью выделять акт взаимодействия анти nе со свободными протонами (ядрами водорода, входящего в состав сцинтиллятора) по характерной сигнатуре реакции обратного β - распада ( ): появлению двух, разнесенных во времени, импульсов. Первый импульс, амплитуда которого приблизительно соответствует энергии анти nе, соответствует позитрону. Второй, задержанный относительно первого на характерное время t ~ 200 мкс, связан с регистрацией нейтрона по захватному (np ->Dg) гамма - кванту с энергией 2.23 МэВ. Высокая прозрачность сцинтиллятора, разработанного при участии О.Г. Ряжской, и большие размеры детектора обеспечивают эффективную регистрацию гамма - квантов низких энергий выше ~ 1 МэВ. С другой стороны, большие размеры детектора позволяют измерять энергию высокоэнергичных частиц, электромагнитных и адронных каскадов по их полному энерговыделению, т.е. придают ему свойства калориметра. Таким образом, детектор такого типа позволяет проводить эксперименты в экстремально широком диапазоне энерговыделений от единиц МэВ до сотен ГэВ.

Эти физические принципы были использованы при создании 100 - тонного сцинтилляционного детектора следующего поколения ("Коллапс"), монтаж которого был закончен в 1977 году в соляной шахте на глубине 570 м.в.э. Эксперименты, проводимые на установке "Коллапс", охватывали широкий круг проблем сформировавшегося к тому времени нового направления исследований - подземной физики: поиск нейтринных всплесков от гравитационных коллапсов звезд, изучение потока мюонов космических лучей и их взаимодействий, поиск редких процессов, предсказываемых теорией.

В период с 1978 г. по 1989 г. сотрудниками ЛЭМДН в экспериментах на установке "Коллапс" были получены следующие результаты:

- измерен спектр мюонов космических лучей до энергий 10 ТэВ;
- изучено сечение неупругого рассеяния мюонов на средних ядрах до энергий ~ 5 ТэВ и показано, что его характеристики хорошо описываются моделью векторной доминантности;
- показано, что каскады, генерируемые мюонами в грунте и развивающиеся в веществе детектора, с высокой точностью разделяются на адронные и электромагнитные по количеству содержащихся в них нейтронов;
- измерена зависимость множественности нейтронов и пионов от энергии электромагнитных и адронных каскадов вплоть до 3 ТэВ;
- измерен энергетический спектр изолированных нейтронов до энергий 100 МэВ.

На детекторе "Коллапс" была экспериментально отработана методика поиска нейтринных вспышек от гравитационных коллапсов звезд в Галактике, которая затем использовалась на установках LSD и LVD.

В 1977 году сотрудники Лаборатории начали разработку новой сцинтилляционной установки LSD (Liquid Scintillation Detector) в рамках международного сотрудничества СССР - Италия по исследованиям в области астрофизики. Выбранное расположение установки в транспортном туннеле под Монбланом в подземной лаборатории Института Космогеофизики Национального Совета Исследований Италии на глубине 5200 м. в. э. обеспечивало уникальные фоновые условия.

В лаборатории ЭМДН был разработан сцинтилляционный счетчик - модуль объемом 1.5 м^3, оснащенный тремя фотоумножителями с диаметром фотокатода 15 см. и обладающий высокой эффективностью регистрации нейтронов ~ 70%. Форма счетчика - прямоугольный параллелепипед 1.5 x 1.0 x 1.0 м^3- позволяет смонтировать установку любого объема, размеры которой ограничиваются лишь размерами помещения.

Для установки LSD сотрудниками лаборатории были изготовлены 72 сцинтилляционных счетчика. Монтаж установки, проводившийся вместе с сотрудниками Института космогеофизики, был закончен в 1984 году. LSD содержит около 200 тонн вещества мишени, из них 90 тонн - сцинтиллятор, около 110 тонн - металл. Детектор экранирован защитой из свинца и борированного парафина. Энергетический порог для триггера - 5 МэВ, для регистрации нейтронов - 0.7 МэВ. Фон установки в нейтронном канале - около 500 Гц на один счетчик. Основной задачей LSD является поиск нейтринных всплесков от коллапсирующих звезд. LSD послужил прототипом сцинтилляционной установки следующего поколения - Детектора большого объема.

На установке LSD были получены такие результаты:

- продолжено изучение зависимости потока нейтронов, связанных с потоком мюонов под землей,
- получена величина потока нейтронов на глубине 5200 м.в.э., которая вместе со значениями для глубин 25, 316 и 570 м.в.э. согласовалась с расчетной зависимостью;
- получены ограничения на потоки диффузных нейтрино низких энергий;
- установлены наилучшие ограничения на потоки анти ne в моменты гамма - вспышек;
- установлено наилучшее ограничение на поток анти ne от Солнца;
    - 23 февраля 1987 г. (2 часа 52 мин.) перед обнаружением вспышки Сверхновой СН1987А в оптическом диапазоне зарегистрировано экстремально редкое событие; с моментом этого события совпал сигнал гравитационной антенны GEOGRAV (Рим).

В 1984 году Международным научным комитетом был принят к реализации проект установки LVD (Large Volume Detector) в создаваемой подземной лаборатории Гран Сассо (Италия). Проект LVD был разработан совместно сотрудниками лаборатории ЭМДН и Института космогеофизики Италии, его сцинтилляционная часть являлась расширенным вариантом LSD.

Строительство установки регламентировалось Соглашением между Национальным институтом ядерной физики Италии ( INFN ) и Российской академией наук, а также между INFN и ИЯИ РАН на основе межправительственного договора об исследованиях в области астрофизики.

Монтаж сцинтилляционных счетчиков в Гран Сассо был начат в 1990 году. В 2000 году была закончена третья башня. Всего сотрудниками лаборатории ЭМДН было изготовлено около 700 сцинтилляционных счетчиков, поставлены фотоумножители для всего детектора вместе с комплектующими: кожухами и делителями напряжения.

LVD находится на глубине 3300 м.в.э. Это - сцинтилляционно-трековый детектор, состоящий из трех башен. Каждая башня содержит 280 сцинтилляционных счетчиков, следовательно, полное количество счетчиков в установке - 840. Полная масса установки - 2100 тонн, из них сцинтиллятора 1000 тонн. Плоскости трековой системы образуют большие грани прямоугольного параллелепипеда с размерами, приблизительно, 2 х 6 м^2 и 1 x 6 м^2, внутри которого находятся 8 сцинтилляционных счетчиков. Трековая система представляет собой ячеистую структуру, пронизывающую весь объем установки. Точность определения точки входа частицы в плоскость трековой системы - ± 1 см, угловая точность - около 0.5°. Энергетические триггерные пороги наружных и внутренних счетчиков составляют, соответственно, 8 и 4 МэВ; пороги регистрации нейтронов - 0.8 и 0.4 МэВ. Средний темп счета фоновых импульсов в нейтронном канале ~ 200 Гц на один счетчик.

Установка LVD на сегодня является крупнейшим сцинтилляционным детектором, обладающим уникальными возможностями для исследований в области подземной физики.
     На установке LVD получены следующие фундаментальные результаты:

— экспериментально доказана возможность определения средней энергии мюонов на данной глубине грунта при Em > 1012 эВ по их удельному энерговыделению в больших толщах сцинтиллятора, что обосновывает новый метод прямого измерения энергии мюонов в области > 1012 эВ, где основным до сих пор является косвенный калориметрический метод определения энергии мюонов;

— получен предел для отношения R каналов быстрой (через чармированные частицы) и обычной (p, K - распад) генерации в области энергий Em > 1013 эВ : R < 2 x 10-3 на уровне достоверности 95%; на основе этого ограничения можно сделать выбор в пользу моделей генерации чарма, основных на QGSM и дуальной партонной модели;

— впервые измерена средняя энергия мюонов, генерированных атмосферными нейтрино в грунте: ~ 10 ГэВ;

— при совместном анализе данных LVD и EAS - TOP впервые определена зависимость средней энергии высокоэнергетичных мюонов (Em > 1012 эВ) в стволах ШАЛ от размера ШАЛ; показано, что измеренная зависимость, чувствительная к составу первичного космического излучения, лучше согласуется со смешанным составом, таким образом, разработан и экспериментально подтвержден новый метод изучения состава первичного космического излучения;

— определен с высокой точностью показатель спектра нуклонов первичного космического излучения в области энергии 1013 -- 4x1014 эВ : g = 2.78 ± 0.05;

— впервые экспериментально на больших глубинах получены энергетические характеристики потока адронов в области 20 - 200 МэВ, являющегося основным источником фона в низкофоновых подземных экспериментах по изучению редких событий; экспериментальные характеристики хорошо согласуются с расчетами, выполненными с помощью универсального пакета программ SHIELD;

— на основе информации за 9 лет экспериментально получен предел на частоту N скрытых (не наблюдаемых в оптическом, инфракрасном, ультрафиолетовом диапазонах электромагнитного излучения) гравитационных коллапсов (GC) звездных ядер в Галактике и Магеллановых облаках: NGC < 0.12 год-1;

— установлен верхний предел на поток солнечных электронных антинейтрино, который мог бы возникнуть при конверсии борных нейтрино, на 90% уровне достоверности равный 1.0 х 105 см-2 с-1; верхний предел на отношение потоков электронных антинейтрино к нейтрино равен 1.7 %. Этот предел является лучшим в мире;

— с целью поиска возможных точечных источников проведен анализ мюонов со средними энергиями на уровне моря 1.7 ТэВ, 4.1 ТэВ и 8.9 ТэВ; для этих диапазонов энергий анализировалось превышение наблюдаемого количества мюонов; значимого статистического превышения не установлено;

— обнаружена корреляция между темпом счета в низкоэнергетическом канале установки LVD (выше 0.4 МэВ) и толчками во время землетрясений в Центральной Италии и Юго-Восточном Средиземноморье; данный факт может быть объяснен регистрацией распадов дочерних ядер радона, выходящего из горных пород перед и во время землетрясений.

Помимо проведения экспериментальной работы в лаборатории была выполнена серия расчетов. Показано, что:

— основным механизмом генерации мюонов высокой энергии (Em > 2 ТэВ ) в электромагнитных ливнях, инициированных первичными g-квантами, является процесс прямой генерации мюонных пар;

— рассмотрена роль электромагнитных процессов в генерации мюонов; получено, что в атмосфере мюоны с Em > 3000 ТэВ образуются, в основном, благодаря рождению мюонных пар g- квантами электронно - ядерных ливней; получено, что под землей примерно 50% узких мюонных пучков с малой множественностью объясняются процессом создания мюонных пар мюонами в грунте;

— предложен метод детектирования мюонных и тау - нейтрино и связанный с ним метод поиска осцилляций в нейтринных потоках от коллапсирующих звезд;

— показано, что коллапс звезды всегда сопровождается g- всплеском с энергией ; используя связь между зарегистрированным g-всплеском и сигналами подземных детекторов можно определить направление на звезду, сколлапсировавшую без сброса оболочки.

За 30 лет сотрудниками лаборатории ЭМДН опубликовано около 200 научных статей.

В настоящее время в лаборатории 34 сотрудника, из них 1 доктор наук, 2 кандидата наук, 6 сотрудников без степени, проводящих научные исследования.

Москва, 2001 год, А. Мальгин

Вспышка сверхновой 1987-А

Уже семь месяцев светит сверхновая SN 1987A, вспышку которой можно без оговорок отнести к выдающимся событиям нашего времени. Московская международная конференция по космическим лучам (2-15 августа) и международный симпозиум «Подземная физика» (Баксан, 17-19 августа)подвели итог первого этапа исследований этого удивительного явления. Этапа, которому помимо откровений часто сопутствовал дух сенсационности и на котором правдоподобные слухи порой принимались на веру с большей легкостью, чем неправдоподобные реалии; этапа на котором экспериментальные данные в пылу уточнений после дополнительных калибровок и корректировок претерпевали изменения, вызывая этим еще большее недоверие.

Итак, 23 февраля 1987 года в ближайшей к нам галактике, Большом Магеллановом облаке (БМО) вспыхнула СВЕРХНОВАЯ. Это случилось на расстоянии около 170 тыс. световых лет или 52 килопарсек (~ 1,6*10^(18) км) от Земли над Южным полушарием. Взорвалась центральная звезда триады SANDULEAK-69202, звезда спектрального типа ВЗ (Iа), то есть голубой сверхгигант с массой 10-20 солнечных масс и радиусом в 30-70 раз превышающим солнечный. СВЕРХНОВАЯ вошла в каталог с обозначением SN 1987A (то есть первая вспыхнувшая в 1987 году сверхновая) и первоначально названа «Шелтон» по имени астронома, раньше всех увидевшего разгоревшуюся звезду. Позже выяснилось, что первое наблюдение было сделано в Новой Зеландии А. Джонсом, и имя Шелтона, раньше сообщившего в Международный Астрономический союз (МАС), в этой связи теперь упоминается редко.

Несмотря на вполне понятную неожиданность события, люди к нему оказались весьма подготовленными и, в духе времени, «вооруженными до зубов». Современная аппаратурная «оснастка» особенно впечатляет, если вспомнить, что последнюю из сверхновых, которая вспыхнула в 1604 году в нашей Галактике и которую можно было видеть невооруженным глазом, Иоганн Кеплер изучал с помощью телескопа собственного изготовления.

«Наша» СВЕРХНОВАЯ стала центром внимания большой команды исследователей. За ней принялись наблюдать в оптическом, ультрафиолетовом, инфракрасном, радиорентгеновском и гамма диапазонах с Земли, двух спутников, баллонов и даже с орбитальной станции «Мир». Более того, в лабораториях разных стран были уже созданы установки, способные зафиксировать совершенно особый и неисследованный момент – коллапс звездного ядра и рождение пульсара (или черной дыры). По предположениям, в этот момент излучается поток нейтрино и антинейтрино разного типа и, при некоторых условиях, цуг гравитационных волн. Все это и могли зафиксировать установки.

Сейчас разработаны долговременные программы изучения СВЕРХНОВОЙ SN 1987A. Сбываются слова одного астронома: «Эта сверхновая обеспечит работой целое поколение астрономов и астрофизиков».

SN 1987A в первые дни вела себя подобно сверхновой II типа: ее светимость быстро увеличивалась и к 28 февраля возросла от 12,2 звездных величин до 4,5. Затем яркость стабилизировалась, а после 5 марта стала монотонно расти, подтверждая этим принадлежность ко II типу сверхновых, которые сохраняют светимость постоянной или немного увеличивают ее в течение 20-30 дней. Но рост продолжался и через месяц и через два. К 10 мая, через два с половиной месяца, SN 1987A достигла светимости 2,8, что составило примерно половину интенсивности свечения Полярной звезды. Такого продолжительного роста не наблюдалось ни у одной из исследованных (около 100) сверхновых!

Конечно же, теоретики, занимающиеся динамикой сверхновых, оперативно подкорректировали модель, и расчеты светимости, выполненные уже в июне в ИТЭФ под руководством Д. К. Надежина, хорошо согласовались с экспериментальными данными.

Да, повезло всем, кто занимается физикой сверхновых. Но еще больше повезло тем, кто построил установки для регистрации потока нейтрино, излучаемого коллапсирующими звездами, и ожидал такого момента, кто больше, кто меньше, от 3 до 10 лет.

Это в полной мере относится к сотрудникам нашего института. Широко известно, что в нашем институте под руководством Г. Т. Зацепина и А. Е. Чудакова были заложены теоретические основы, развита экспериментальная база исследования нейтринных потоков от коллапсирующих звезд и созданы три из 6 существующих в мире установок, в научных программах которых регистрация нейтрино – главная задача. Это Артемовский сцинтилляционный детектор (АСД), нейтринный телескоп БНО (БНТ) и советско-итальянский детектор под Монбланом (LSD).

Казалось, случись коллапс звезды и нам не останется ничего, как принимать поздравления да детально изучать энергетический спектр нейтрино, временное распределение нейтринных импульсов, другими словами, динамику коллапса. Так возможно и было бы, если б звезда сколлапсировала поблизости, в родной Галактике. Наши установки, будучи установками первого поколения, имеют небольшую массу 90-300 тонн и ориентированы на регистрацию коллапсов в радиусе около 10 килопарсек, т. е. на расстоянии от Земли до галактического центра. В соответствии с современными моделями коллапсов, в детекторах ожидалось 20-30 импульсов от взаимодействия нейтрино. Расстояние до SN 1987A, в 5 раз большее, в 25 раз уменьшило поток приходящих на Землю нейтрино по сравнению с нейтринным излучением от коллапса звезды такой же мощности в центре Галактики. Таким образом, нейтринный поток, падающий на землю при коллапсе звезды SANDULEAK B3(Ia), оказался на пределе чувствительности наших установок. С другой стороны, положение звезды вне галактического диска сыграло решающую роль в обнаружении сверхновой. Если бы SN 1987A вспыхнула в нашей Галактике на таком же удалении от Земли, ни в один телескоп не удалось бы увидеть ее из-за межзвездной галактической пыли. И тогда, вероятно, не были бы обнаружены и импульсы в подземных детекторах, относимые сейчас на счет нейтринного излучения звезды, так как в пределах нескольких секунд фактически нет никакого временного совпадения между пачками импульсов, зарегистрированных четырьмя установками. Данные всех (или почти всех) детекторов приобретают значимость только в свете вспышки СВЕРХНОВОЙ.

События, связанные с регистрацией всплеска нейтринного излучения SANDULEAK B3, развивались весьма драматично. Из шести установок, имеющих целью детектирование нейтрино, в ту ночь, с воскресенья на понедельник 23 февраля, к регистрации были готовы только четыре. На АСД еще в субботу начали замену блоков электроники, которая продолжалась до вторника. Руководитель экспериментов на детекторе Пенсильванского университета (США) профессор К. Ланде незадолго до этого принял решение поднять пороги регистрации и перейти к поиску монополей.

Импульсы, приписываемые сейчас нейтринному - излучению звезды, зафиксировали четыре установки:два гигантских черенковских детектора –"Камиоканде II" и IMB и две сцинтилляционные установки небольшой массы – БНТ и LSD.

Некоторые характеристики детекторов и зарегистрированных событий таковы:

Серию "нейтринных" событий по времени открыл советско-итальянский детектор LSD. Мне и В. Ф. Якушеву, сотрудникам лаборатории электронных методов детектирования нейтрино отдела ЛВЭНА, повезло - в это время мы были в Италии и принимали участие в совместных экспериментах. Как раз со вторника 24 февраля у нас были запланированы работы на установке и днем мы приехали из Турина в подземную лабораторию под Монбланом. На распечатке мы сразу же увидели пачку импульсов с очень малой частотой имитации фоном -0,7 в год! Здесь хотелось бы напомнить метод регистрации и выделения кандидатов на нейтринные события: шестнадцать внутренних модулей- детекторов (установка содержит 72 полуторакубовых модуля-детектора) регистрируют импульсы с энергией > 5МэВ, которые, являясь триггерными, запускают все модули на регистрацию энерговыделений >1 МэВ в течение 500 мкс после триггера; наружные (56 модулей- детекторов)фиксируют сигналы с энерговыделением >7 МэВ и также открывают временные ворота 500 мкс во всех счетчиках установки; антинейтрино электронное идентифицируется по реакции
     formula1

Возможна и регистрация неупругого рассеяния нейтрино на электроне, но сечение этого процесса много меньше сечения реакции антинейтрино на протоне, и, при справедливости стандартных моделей коллапса, в наших детекторах мы не ожидаем значительного числа актов Vе – рассеяния.

Средний темп счета триггеров около 1 в мин., темп счета мюонов около 3 в час. Вся информация без предварительного отбора записывается на магнитную ленту и ее в любой момент можно проанализировать. Время установки синхронизируется по стандартному итальянскому времени с точностью лучше 1мс. Компьютер установки ведет непрерывный поиск "сгущений" триггеров по следующему алгоритму: к последнему из триггерных импульсов добавляется предыдущий и, исходя из среднего темпа счета фоновых триггеров в данном «ране» (экспозиции), вычисляются вероятность и частота имитации такой пачки фоном. Затем берутся пачки, состоящие из 3, 4 и т. д. до 50 импульсов (начиная с конца последовательности импульсов). Если среди пятидесяти встречается пачка с частотой имитации фоном меньше 0,3 в сутки, ее параметры (время каждого импульса, амплитуда, вероятность имитации, количество импульсов во временных воротах 500 мкс после каждого триггера) выводятся на печать. Если частота имитации меньше 2 в год, оператор обязан сообщить о событии по телефону в "центр". Так и поступил техник Роберто Бертони в понедельник 23-го февраля рано утром. Приехав на установку около 7 часов утра, он позвонил домой руководителю группы LSD Оскару Сааведре и сообщил, что в 3 часа 52 минуты 36 секунд по итальянскому времени (2:52'36'' по Гринвичу) появилось событие, состоящее из пяти импульсов, с частотой 0,7 в год. Сааведра поблагодарил техника за усердие и принял информацию к сведению. Событие такого типа уже было на LSD: 27 апреля 1986 года (19 часов 32 минуты по Гринвичу), частота около 1,5 в год.

В среду утром на установку из Москвы позвонила зав. лаб. Ряжская О. Г. и спросила, не было ли каких-нибудь интересных событий с 23 по 24 февраля, так как у нее есть сведения, что 24 февраля в БМО вспыхнула СВЕРХНОВАЯ. Мы продиктовали временные и энергетические характеристики пачки из пяти импульсов длительностью семь секунд, которая позже привела в сильное возбуждение не только нас, работающих на LSD, но и многих других.

Во вторник и среду мы контролировали работу установки – все элементы функционировали нормально. В среду, в вечернем выпуске туринской газеты "Стампа", появилось сообщение о наблюдении вспышки СВЕРХНОВОЙ астрономами Европейской южной обсерватории (ESO) в Чили (Ла Силла), а в четверг эта новость была опубликована во всех центральных газетах Италии.

Начиная со среды сотрудники Института космогеофизики лихорадочно связывались с обсерваториями мира, которые могли наблюдать вспышку в Южном полушарии. Важно было знать момент начала разгорания звезды, так как гравитационный коллапс предшествует вспышке, и нейтринный всплеск должен был произойти до нарастания яркости звезды. К пятнице вырисовалась такая картина: 23 февраля в 2 часа 24 минуты – последнее наблюдение предсверхновой (12,2 зв. величины), в 10 часов 30 мин. первое наблюдение СВЕРХНОВОЙ, когда светимость уже достигла 6-ой величины. Звезда сколлапсировала в течение этих восьми часов.

В субботу, 28 февраля, советско-итальянской коллаборацией был послан телекс в Международный Астрономический союз о регистрации редкого события во время вспышки СВЕРХНОВОЙ. Это было опубликовано в циркуляре МАС от 28 февраля. 9 и 11марта аналогичные сообщения поступили от групп Камиоканде II и IMB, только время их событий оказалось на четыре с половиной часа позже. События удалось выделить после дополнительной обработки информации и утрясания проблемы со временем у японцев: блок хронометрии установки не был синхронизирован со стандартным временем, кроме этого, выяснение точного времени задним числом осложнилось кратковременным аварийным отключением установки и часов (как говорят, из-за неисправности в системе питания) в тот день, 23 февраля. Поэтому временная точность данных Камиоканде определена авторами как ± 1 мин. Точность "американских часов" оказалась "на уровне": ± 5 мс, а так как пачка IMB лежит во временном интервале, заданном Камиоканде, полагается, что обе установки зарегистрировали одно и то же событие.

Более чем через две недели после вспышки в данных БНТ также было обнаружено сгущение импульсов, но при точности временной привязки 2 секунды, их отличие от времени американо - японского тандема составило 30 секунд.

Для завершения описания экспериментальной картины и развития событий во времени необходимо рассказать о регистрации сигналов с помощью гравитационных антенн. В понедельник, 2-го марта, в Институт космогеофизики пришел телекс из Рима от группы Пицеллы: гравитационная антенна зафиксировала цуг сигналов, который начинается в ту же секунду, что и пачка импульсов LSD! Интересно, что в вероятное время коллапса наиболее чувсвительные и помехозащищенные антенны, одна – в США, две – в Западной Европе (Римский университет и ЦЕРН), одна – в России (МГУ) были выключены. На рабочем совещании в Ля Туиле (2-3 марта 1987 г., Италия) было сказано, что установки были отключены для профилактических работ, и, по договоренности, одновременно. По иронии судьбы, не выключенными оказались небольшие, устаревшие антенны в Римском университете (группа Пицеллы) и в США (антенна Вебера), которые, главным образом, были нацелены на решение геофизических задач. Гравитационная антенна группы Пицеллы – это металлический цилиндр диаметром 1,2 метра и длиной 2,5 метра. На фоне тепловых колебаний и дрожаний другой природы фиксируется колебания, вызванные прохождением гравитационных волн. Антенна работает при комнатной температуре (современные – в креостатах), для улучшения фоновых условий – по ночам. В момент времени 2:52 ось цилиндра была направлена на БМО и поэтому антенна имела эффективность регистрации, близкую к максимальной (минимум в положении, когда ось перпендикулярна к радиусу-вектору на источник). Частота сгущений сигналов, аналогичных зарегистрированным в 2:52'36'', - 0,5 в час. Неординарность события, полученного на этой антенне, - в секундном совпадении со временем и длительностью пачки LSD. После коррекции часов группа Пицеллы дала окончательный результат: первый чигнал на гравитационной антенне появился раньше импульса LSD на 1,4 секунды. Если предположить, что события и LSD и антенны связаны с коллапсом звезды и что нейтрино и грав. волны излучаются одновременно, разница во времени t LSD-t GRAV = 1,4 сек. дает возможность установить ограничение на массу нейтрино, т. к. "массивные" нейтрино должны отстать от распространяющихся со световой скоростью гравитационных волн. Полученный таким путем предел m ~ 8 eV. В основе другого варианта получения предела лежит зависимость длительности пакета импульсов от массы и энергии нейтрино и расстояния до звезды. Масса нейтрино, определенная из длительности пакета, лежит в диапазоне энергий 7-12 эВ.

В конце апреля, после консультаций с итальянскими коллегами, Вебер заявил, что его антенна также зафиксировала редкую пачку, которая имитируется фоном с частотой 1 раз в несколько лет, но она появилась на 20 секунд раньше события группы Пицеллы.

Этим можно закончить довольно поверхностное изложение экспериментальных фактов, имеющих отношение к регистрации коллапса звезды SANDULEAK. Знакомство с их интерпретацией и теоретическими соображениями потребовало бы гораздо большего времени и, соответственно, читательского терпения, поскольку количество публикаций за 6 месяцев на эту довольно узкую тему перевалило уже за 3 сотни.

На состоявшихся этим летом у нас в стране международных конференции и симпозиуме описываемой проблеме было уделено немало времени и в докладах и в кулуарных беседах. В Москве и на Баксане были делегаты всех заинтересованных групп, кроме японской. По неизвестным причинам группа Камиоканде II не прислала своего представителя и ее данные защищал человек, занимающийся другой тематикой.

В результате дискуссий оформились основные вопросы теоретического и экспериментального характера:

1)Результаты LSD и Камиоканде II - IMB не противоречат друг другу, если учесть отличие техники регистрации и энергетических порогов. Какие модели звездного коллапса могли бы объяснить два нейтринных всплеска и существуют ли следствия этих моделей, которые экспериментально проверяются?

2)Предполагается, что Камиоканде II и IMB зарегистрировали, восновном, антинейтрино по реакции на протоне (ne p). Если же взглянуть на угловое распределение треков электронов и принять во внимание их энергию, то проявиться сильная анизотропия по направлению звезда – Земля для электронов с Е > 13 МэВ (6 из 11 импульсов). Вероятность такой конфигурации в результате (ne p) – взаимодействия около 4 %. Если зарегистрированы не ne, то что: ne, nm, nt. И какова энергетика коллапса в этом случае ?

3) По оценкам, опирающимся на данные LSD, потоком антинейтрино уносится энергия ~ 2*10^(54) эрг, что в 50 раз превышает расчеты по разумным моделям. Чем можно объяснить столь "тяжелую" энергетику результата LSD?

4) Почему на LSD при 60 % эффективности регистрации нейтронов модулем-детектором только один триггер сопровождается нейтронным импульсом, да и то в наружном модуле, обладающем высоким фоном? Отсюда следует, что только на уровне 22% можно допустить, что зарегистрирован поток антинейтрино.

5) Возможна ли с теоретической точки зрения структура временного распределения импульсов, зарегистрированных установками IMB, Камиоканде II, БНТ ?

6) Как быть со временной привязкой результата БНТ ? Если авторами отмечается схожесть временных структур пачек импульсов БНТ и Камиоканде, то можно ли это расценивать как указание на регистрацию установками одного и того же события и, следовательно, совпадения по времени трех экспериментов: IMB – Камиоканде II – БНТ ?

7) Что зарегистрировано гравитационной антенной Римского университета ? Энергетика, получаемая из этих данных на, 3 порядка превышает предельные значения в рамках разумных моделей.

8) Почему события на IMB и Камиоканде II не сопровождались сигналами, зафиксированными антеннами?

Вспышка СВЕРХНОВОЙ высветила и чисто экспериментальные проблемы, наиболее важные из них – хронометрия и эффективность работы установок.

Очевидно, что регистрация нейтрино от коллапса звезды SANDLEAK B3 (Ia) поставила больше вопросов, чем разрешила. Но не будем забывать, что это первый опыт проверки теории звездной эволюции в самый критический ее момент – гравитационного коллапса, и опыт очень полезный. Сейчас теоретики думают о возможности коллапса с "дуплетом" нейтринного излучения, а также о несферичном коллапсе звезды, последовательные модели которого не развиты до сих пор. Они могли бы объяснить как двойной нейтринный всплеск, так и мощное гравитационное излучение.

Экспериментальная нейтринная астрофизика интенсивно развивается. Сегодня в разных странах строятся мощные установки, с помощью которых появится возможность регистрировать коллапсы на все больших расстояниях от Земли. Это вселяет веру, что на наших глазах будут экспериментально установлены основные закономерности заключительной фазы жизни звезды и поставлены новые интереснейшие проблемы.

Октябрь, 1987 г.     А. Мальгин.

Сотрудники | Экспериметы | История | Статьи | Фото  | Ссылки | Гранты | Темп |
Главная страница
E-mail: agafonova@vaxmw.tower.ras.ru
Тел.: +7(495)954-40-38