ЯДЕРНАЯ ФИЗИКА, 2004, том 67, № 7, с. 1410-1414
К 100-ЛЕТИЮ СО ДНЯ РОЖДЕНИЯ П.А. ЧЕРЕНКОВА
ЧЕРЕНКОВСКИЕ ДЕТЕКТОРЫ В ФИЗИКЕ ЧАСТИЦ
© 2004 г. Ю. К. Акимов
Объединенный институт ядерных исследований, Дубна, Россия Поступила в редакцию 24.12.2003 г.
Рассматриваются наиболее яркие примеры применения детекторов черенковского излучения в современных физических экспериментах.
В 1934 г. Павел Алексеевич Черенков, аспирант С.И. Вавилова, обнаружил неизвестное ранее голубое свечение прозрачных жидкостей под действием 7-квантов. Анализируя исследованные П.А. Черенковым свойства этого излучения, С.И. Вавилов предположил, что открытое излучение связано с движением в среде заряженной частицы. Механизм нового эффекта — возникновение светового излучения при движении заряженной частицы со скоростью V, превышающей фазовую скорость света с/п в веществе с показателем преломления п — был выяснен в работе И.Е. Тамма и И.М. Франка (1937 г.), которая содержала и его количественную теорию. Это выдающееся открытие получило признание мирового физического сообщества, и в 1960 г. его авторы (П.А. Черенков, И.Е. Тамм, И.М. Франк) стали лауреатами Нобелевской премии.
С появлением фотоэлектронных умножителей (ФЭУ), способных регистрировать слабые световые вспышки, характерные свойства излучения Черенкова—Вавилова послужили основой для создания высокоэффективных методов детектирования ядерных излучений. Наличие порога в излучении Черенкова—Вавилова позволило надежно разделять заряженные частицы по их скоростям. Замечательным свойством черенковского излучения оказалась его направленность: угол испускания световых фотонов строго коррелирован со скоростью частицы. В результате на некотором расстоянии от радиатора можно наблюдать световое кольцо, радиус которого несет информацию о скорости частицы. Достаточно толстые черенков-ские радиаторы явились основой для построения многих спектрометров полного поглощения электромагнитных каскадов.
В 1984 г. в Физическом институте АН СССР им. П.Н. Лебедева был проведен специальный международный семинар, посвященный 50-летию со дня открытия эффекта Черенкова—Вавилова, доклады на котором [1] свидетельствовали о больших успехах в конструировании различных типов
черенковских детекторов и их применении в экспериментах с космическими лучами и на ускорителях. Еще более впечатляющими оказались результаты разработок и применений черенковских детекторов в последующие годы.
Черенковские детекторы обеспечили возможность постановки и проведения многочисленных экспериментов различных физических направлений, диапазон которых чрезвычайно широк; ниже отражена лишь небольшая часть актуальнейших направлений. При этом отмечен также ряд исследований на ускорителях и в космосе, в которых для создания черенковских детекторов с высокими характеристиками использованы последние достижения в области радиаторов черенковского излучения и регистрирующих его фотоприемников.
ПОИСК ОСЦИЛЛЯЦИИ НЕИТРИНО
Черенковские детекторы занимают особое место в изучении свойств нейтрино. В первую очередь это относится к поиску нейтринных осцилля-ций, гипотезу о существовании которых выдвинул Б.М. Понтекорво в 1957 г. Наличие переходов нейтрино одного вида в другой означает нарушение постулированного закона сохранения лептонных чисел и массивность нейтрино [2]. Число переходов зависит от отношения расстояния К между точкой рождения и точкой детектирования нейтрино с определенным ароматом к энергии нейтрино Еи. Амплитуда вакуумных осцилляций нейтрино зависит от углов смешивания массовых нейтринных состояний (в модели смешивания только двух нейтрино — от одного угла в), а период — от разности квадратов их масс Аш2. Существованием осцилляций можно, в частности, объяснить проблему солнечных нейтрино: почему поток электронных нейтрино от Солнца, регистрируемый в известных О—Лг [3] и Ga—Ge [4, 5] радиохимических опытах, значительно ниже предсказываемого на основании стандартной солнечной модели. Для решения проблемы солнечных нейтрино был создан ряд новых
подземных установок с различными методиками регистрации (см. ссылки [1 —12] в работе [6]). Важные результаты были получены в экспериментах на черенковских детекторах Kamiokande (2140 т воды, Япония) [7], Super-Kamiokande (50 тыс. т воды, 11200 ФЭУ диаметром 50 см) [8] и особенно SNO (the Sudbury Neutrino Observatory — 1000 т тяжелой воды, Канада) [9]. В этих экспериментах измерялся поток борных нейтрино. В Kamiokande нейтрино регистрировались через упругое vee-рассеяние и был обнаружен 49%-ный дефицит по сравнению с расчетным значением их потока. Выбор D2O в SNO был обусловлен тем, что в этой прозрачной жидкости возможна регистрация нейтрино через реакции
ve + d — p + p + e- (Q = -1.44 МэВ), (1) vx + d — vx + p + n (Q = -2.2 МэВ), (2)
vx + e — vx + e. (3)
Первый процесс вовлекает только электронные нейтрино, а второй и третий — нейтрино любого типа. Таким образом, в детекторе SNO регистрируется отдельно как поток электронных нейтрино, так и суммарный поток активных нейтрино всех типов. Результатом эксперимента является доказательство существования нейтринных осцилляций и правильность предсказания потока нейтрино на основании стандартной солнечной модели.
Другим важнейшим результатом исследований на черенковском детекторе Kamiokande явилось обнаружение аномалии в отношении количества атмосферных мюонных и электронных нейтрино: мюонных нейтрино было зарегистрировано на 40% меньше, чем ожидалось из расчетов механизма их образования в атмосфере [10]. Кроме того, был проведен эксперимент на пучке v^(Ev & 1.3 ГэВ), сформированном на ускорителе К2К, расположенном на расстоянии 250 км от Super-Kamiokande [11]. Регистрировались световые изображения от черенковского излучения, генерируемого мюона-ми и электронами. Различный характер световых изображений от электронов и мюонов позволил с достаточно высокой степенью надежности разделять эти частицы.
РЕГИСТРАЦИЯ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ ЭКСТРЕМАЛЬНЫХ ЭНЕРГИЙ
В результате взаимодействия с атмосферой попадающих в нее первичных протонов и ядер очень высоких энергий образуются широкие атмосферные ливни (ШАЛ). Верхним пределом для энергии космических лучей считалось значение Ei & 5 х х 1019 эВ, вытекавшее из сложившихся представлений о процессах рождения и ускорения частиц,
происходящих во Вселенной. Однако к началу 90-х годов было зарегистрировано несколько ШАЛ с энергиями Е > что явилось астрофизической загадкой. Полагают, что источники космических лучей экстремальных энергий (КЛЭЭ) находятся за пределами нашей галактики. Межгалактические магнитные поля не достаточно сильны, чтобы значительно отклонять КЛЭЭ, это вселяет надежду найти источники их генерации по направлению осей ШАЛ, каждый из которых содержит миллиарды частиц и занимает площадь Б ~ 10 км2. Однако КЛЭЭ попадают в земную атмосферу чрезвычайно редко — порядка одного события на 1 км2 за 100 лет при Е > 1020 эВ, поэтому для достаточно эффективной регистрации КЛЭЭ требуются обсерватории огромной площади.
В частности, планируется во много раз расширить обсерваторию в штате Юта (США), в которой ШАЛ регистрируются по флюоресценции атмосферного азота, возбуждаемого заряженными частицами. Чтобы просматривать небо как в северном, так и южном полушарии Земли, другая обсерватория, площадью до ^3000 км2 в перспективе, создается в настоящее время в Аргентине [12]. Базовыми элементами этой обсерватории являются детекторы черенковского излучения. Его радиатором служит вода в баках объемом 11 м3, которые размещены на расстоянии 1.5 км друг от друга. В каждом баке свет регистрируется тремя большими ФЭУ (022 см). По разнице во времени появления световых вспышек в разных баках может быть определен угол наклона оси ливня.
Черенковский свет в баках можно регистрировать круглосуточно, а флюоресценцию в воздухе — только при темном и безоблачном небе. В этом заключается важное преимущество черенковской методики перед флюоресцентной.
Для поиска КЛЭЭ прорабатывается также проект постановки эксперимента на Международной космической станции, с которой будет видна земная поверхность с Б ~ 150 тыс. км2 [13]. Планируется регистрировать флюоресценцию и черен-ковское излучение в воздухе, значительная часть которого отражается от поверхности земли, моря и облаков.
НЕЙТРИННАЯ АСТРОНОМИЯ
Будучи нейтральными и слабо взаимодействующими частицами, нейтрино предоставляют превосходную возможность для поиска испускающих их объектов во Вселенной и изучения происходящих в ней явлений. Особый интерес при этом вызывают нейтрино сверхвысоких энергий, единственные из всех космических лучей, которые могут проходить через всю толщу Земли и образовывать в ней
1412
АКИМОВ
мюоны, летящие для наблюдателей снизу вверх. Направления движения нейтрино и мюона колли-неарны в пределах угла а ~ 1.5/л/Ё^ градусов, где энергия нейтрино выражена в ТэВ.
Свойство нейтрино — почти свободно проходить через вещество — является одновременно как положительным, так и отрицательным, поскольку оно создает большие трудности для детектирования нейтрино. Однако здесь на помощь приходит сама природа: огромные прозрачные водоемы, используемые в качестве радиаторов черенковского излучения и защиты от атмосферных космических лучей.
Первый такой детектор (нейтринный телескоп НТ-200 [14]) был построен на оз. Байкал, в воду которого на глубину 1.1 км были погружены модули с ФЭУ (037 см) с типичным расстоянием м друг от друга. Геометрический объем этого телескопа к 1998 г. составлял V œ 105 м3, а эффективный — от 2V до 6 х 106 м3 при регистрации нейтрино с энергией от 10 до 104 ТэВ. В работе [15] сообщалось о наблюдении этим телескопом >50 направленных вверх световых сигналов. Еще большего объема (до 1 км3 в перспективе) создаются черенковские нейтринные телескопы в Средиземном море у берегов Франции (ANTARES) [1б] и Греции ( NESTOR) [17].
Удивительным является черенковский детектор AMANDA, встроенный глубоко в исключительно прозрачный лед Антарктиды [18]. Длина поглощения света в нем в области максимальной чувствительности ФЭУ (^400 нм) составляет от 85 до 225 м. Модули с
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.