Dr. Sofoklis Sotiriou

Σχεδόν εβδομήντα χρόνια μετά την ανακοίνωση του Pauli, το νετρίνο εξακολουθεί να κρατά καλά κρυμμένα τα ιδιαίτερα χαρακτηριστικά της φύσεως του. Παρά το γεγονός ότι είναι το σωματίδιο που αλληλεπιδρά πιο αμυδρά από οποιοδήποτε άλλο μέχρι σήμερα γνωστό σωματίδιο, συνεχίζει να εξάπτει το ενδιαφέρον των επιστημόνων καθώς συνδέεται με θεμελιώδεις ανακαλύψεις στην πορεία της επιστήμης για την κατανόηση της Φύσης, όπως η μη διατήρηση της συμμετρίας της ομοτιμίας (parity) στη β-διάσπαση (1956-1957) και η ανίχνευση των ασθενών αλληλεπιδράσεων που πραγματοποιούνται μέσω του μποζονίου Ζo, χωρίς να προκαλείται αλλαγή του φορτίου του λεπτονίου και του αδρονίου που συμμετέχουν σε αυτές (neutral currents, 1973), ενώ η μελέτη της βαθιά ανελαστικής σκέδασης νετρίνων και ηλεκτρονίων με νουκλεόνια (deep inelastic electron-nucleon scattering) οδήγησε στη διαμόρφωση του parton model για την περιγραφή της δομής των νουκλεονίων. Τα τελευταία χρόνια ομάδες επιστημόνων, φυσικών υψηλών ενεργειών, αστροφυσικών και κοσμολόγων έχουν αφοσιωθεί στο κυνήγι των μυστικών του νετρίνου τοποθετώντας τους ανιχνευτές τους στα πιο αφιλόξενα μέρη του πλανήτη, όπως είναι ο πυθμένας των ωκεανών, ο πάγος της Ανταρκτικής και τα παγωμένα νερά της λίμνης Βαϊκάλης στη Σιβηρία, προσπαθώντας να ανοίξουν ένα νέο παρατηρησιακό παράθυρο στο Σύμπαν.

Η Αστροφυσική νετρίνων αποτελεί τον πιο πρόσφατα αναπτυσσόμενο κλάδο της Αστροσωματιδιακής Φυσικής. Τα ιδιαίτερα χαρακτηριστικά του νετρίνου, σε συνδυασμό με το γεγονός ότι η μάζα του είναι εξαιρετικά μικρή, ίσως και μηδενική, του προσφέρουν το μοναδικό χάρισμα να μεταφέρει την πληροφορία του σημείου δημιουργίας του, αναλλοίωτη, σε τεράστιες αποστάσεις. Τα ισχυρά διαστρικά μαγνητικά πεδία δεν είναι σε θέση να αλλοιώσουν την αρχική διεύθυνση της τροχιάς του. Επιπλέον τα νετρίνα διαπερνούν την πυκνή ύλη χωρίς να απορροφούνται. Ετσι η πληροφορία που μεταφέρουν μπορεί να προέρχεται από το εσωτερικό των ουρανίων σωμάτων. Τα φωτόνια δεν έχουν αυτή την ικανότητα. Επομένως η Αστροφυσική νετρίνων έρχεται να συμπληρώσει τη γνώση που έχουμε μέχρι σήμερα από την κλασσική Αστροφυσική. Χαρακτηριστικά αναφέρουμε ότι η ανίχνευση νετρίνων προερχομένων από τον Ηλιο αποτέλεσε την πρώτη πειραματική απόδειξη της πυρηνικής σύντηξης που λαμβάνει χώρα στο εσωτερικό του. Η ανίχνευση νετρίνων υψηλών ενεργειών μπορεί να δώσει απαντήσεις στο ερώτημα για την προέλευση και τους μηχανισμούς επιτάχυνσης των εξαιρετικά υψηλών ενεργειών κοσμικών ακτίνων που έχουν ήδη ανιχνευτεί.

Δύο είναι τα βασικότερα γεγονότα που έχουν σημαδέψει την πορεία της Αστροφυσικής νετρίνων στη σύντομη πορεία της.

Η ανίχνευση και η μελέτη των Ηλιακών νετρίνων για τουλάχιστον 20 χρόνια οδήγησε στο μέχρι σήμερα άλυτο “Solar Neutrino Problem”. H αναμενόμενη ροή νετρίνων από τον Ηλιο, σύμφωνα με το “Standard Solar Model”, το οποίο περιγράφει τις φυσικές διαδικασίες που λαμβάνουν χώρα στο εσωτερικό του, είναι μεγαλύτερη από τη μετρούμενη ροή. Αντίστοιχα στην περίπτωση της μελέτης των ατμοσφαιρικών νετρίνων, ο πειραματικά μετρούμενος λόγος της ροής των νετρίνων ηλεκτρονίου προς τη ροή των νετρίνων μιονίου είναι σχεδόν διπλάσιος του αναμενόμενου. Τα πειραματικά αποτελέσματα είναι πιθανόν να αποδεικνύουν τη μετατροπή φάσης των νετρίνων ηλεκτρονίου () σε νετρίνα μιονίου () (ή νετρίνα τ, ), μέσω μιας διαδικασίας που χαρακτηρίζεται ως “ταλάντωση των νετρίνων”. Η πραγματοποίηση της διαδικασίας αυτής επιβάλλει το πεπερασμένο της μάζας του νετρίνου και η επιβεβαίωση της αποτελεί έναν από τους μεγαλύτερους στόχους της σύγχρονης Φυσικής. Δύο ανιχνευτές σχεδιάστηκαν με στόχο τη λύση του προβλήματος αυτού. Ο πρώτος, ο Super-Kamiokande, ήδη σε λειτουργία, είναι ο μεγαλύτερος υπόγειος ανιχνευτής που έχει κατασκευαστεί ποτέ, με όγκο 50000m3 και 11146 φωτοπολλαπλασιαστές διαμέτρου 20inch. Ο δεύτερος ανιχνευτής, στο Sudbury Neutrino Observatory (SNO), ο οποίος βρίσκεται στο στάδιο κατασκευής, θα είναι σε θέση να διακρίνει τα είδη των νετρίνων αλλά και να καθορίζει το ενεργειακό τους φάσμα ώστε να επιβεβαιώσει ή να απορρίψει την υπόθεση της “ταλάντωσης των νετρίνων”.

Εικόνα 1.1: Ο βίαιος θάνατος ενός άστρου στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου σηματοδότησε τη γέννηση της Αστροφυσικής νετρίνων. Η έκρηξη Υπερκαινοφανούς 1987Α, όπως ονομάστηκε, έλαβε χώρα σε απόσταση 169000 ετών φωτός από τη Γη. Ενας τεράστιος αριθμός νετρίνων βομβάρδισε τη Γη, 169000 χρόνια μετά την έκρηξη, στις 23 Φεβρουαρίου 1987, με αποτέλεσμα σημαντικός αριθμός από αυτά να αλληλεπιδράσει με τη μάζα της. Από αυτά, μόνο 24 κατεγράφησαν στους ανιχνευτές Kamiokande ΙΙ, IMB και στο Baksan. Η φωτογραφία της μεγαλειώδους έκρηξης έχει ληφθεί από το Anglo-Australian Observatory.

 

Το δεύτερο σημαντικό γεγονός ήταν η ανίχνευση νετρίνων προερχομένων από το βίαιο θάνατο ενός άστρου στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, σε απόσταση 169000 ετών φωτός από τη Γη. Η κατάρρευση του άστρου κάτω από το ίδιο του το βάρος οδήγησε στην έκρηξη Υπερκαινοφανούς που φαίνεται στην εικόνα 1.1. Το μεγαλειώδες αυτό γεγονός ανιχνεύτηκε στις 23 Φεβρουαρίου 1987, στις 7:35:35 UT (± 1min), από δύο ανιχνευτές, τον Kamiokande ΙΙ και τον IMB, οι οποίοι κατέγραψαν 19 συνολικά γεγονότα νετρίνων ηλεκτρονίου με ενέργειες από 5MeV μέχρι 45MeV, σε χρόνο 13sec. Σημειώνουμε πως οι ανιχνευτές ήταν εγκατεστημένοι για την ανίχνευση διασπάσεων πρωτονίου και νετρίνων προερχομένων από τον Ηλιο. Μετά την οπτική παρατήρηση του φαινομένου, τα δεδομένα που είχαν ληφθεί τις προηγούμενες μέρες εξετάστηκαν αναλυτικά οδηγώντας στην ανίχνευση της αυξημένης ροής νετρίνων. Ο ανιχνευτής Baksan κατέγραψε επίσης 5 γεγονότα. Η ροή των νετρίνων που καταγράφηκε είναι σε συμφωνία με την αναμενόμενη από τη σύνθλιψη ενός αστέρα κάτω από το βάρος του, όταν πλέον όλα τα αποθέματα παραγωγής πυρηνικής ενέργειας έχουν εξαντληθεί και ακολουθεί η σταδιακή μετατροπή του σε αστέρα νετρονίων. Σε μια έκρηξη Υπερκαινοφανούς τύπου ΙΙ, σχεδόν ολόκληρη η βαρυτική ενέργεια συνοχής (~ 3 1053erg) του αστέρα νετρονίων που προκύπτει ελευθερώνεται με τη μορφή 1058 νετρίνων όλων των ειδών με μέση ενέργεια μεταξύ 10-15MeV. Η καταγραφή και η ανάλυση των γεγονότων αυτών έθεσε όρια στον υπολογισμό της μάζας των νετρίνων, της μαγνητικής τους ροπής αλλά και του χρόνου ζωής τους, συγκρίσιμα ή και αυστηρότερα από τα αντίστοιχα που είναι σε θέση να θέσουν πειράματα που χρησιμοποιούν νετρίνα προερχόμενα από επιταχυντές.

Οι ανιχνευτές Kamiokande και ΙΜΒ αποτελούνται από μεγάλες δεξαμενές, οι οποίες γεμίζουν με καθαρό νερό. Μια πυκνή διάταξη μεγάλων φωτοπολλαπλασιαστών καταγράφει τα φωτεινά σήματα που δημιουργούνται μέσα στο νερό και συσχετίζονται στις περισσότερες περιπτώσεις με τη διέλευση υψηλοενεργειακών μιονίων και ηλεκτρονίων. Η διέλευση των σωματιδίων αυτών μπορεί να οδηγήσει σε πόλωση των μορίων του νερού στην περιοχή γύρω από την τροχιά και στη συνέχεια σε εκπομπή ακτινοβολίας Cherenkov, την οποία θα καταγράψουν οι φωτοπολλαπλασιαστές. Η ποσότητα του φωτός που θα ανιχνευθεί, θα οδηγήσει στη μέτρηση της ενέργειας του διερχομένου σωματιδίου, ενώ η εκπομπή της ακτινοβολίας Cherenkov σε συγκεκριμένη γωνία ως προς την τροχιά, θα οδηγήσει στον προσδιορισμό της διεύθυνσης του. Τα μιόνια και τα ηλεκτρόνια προέρχονται από την αλληλεπίδραση του αντίστοιχου είδους νετρίνου με την ύλη.

Η πιθανότητα αλληλεπίδρασης των νετρίνων με την ύλη είναι εξαιρετικά μικρή, αν και αυξάνεται σημαντικά με την αύξηση της ενέργειας. Απαιτείται λοιπόν ο ανιχνευτής που θα χρησιμοποιηθεί για την μελέτη τους να έχει μεγάλη ευαίσθητη επιφάνεια. Επιπλέον θα πρέπει ο ανιχνευτής να προστατευτεί από τα μιόνια, που προέρχονται από τις κοσμικές ακτίνες, τα οποία είναι εξαιρετικά διεισδυτικά και μπορούν να φτάνουν βαθιά μέσα στο έδαφος αποτελώντας ένα ισχυρό υπόβαθρο στην ανίχνευση μιονίων που προέρχονται από νετρίνα. Για να επιτευχθεί αυτό επιβάλλεται η εγκατάσταση του ανιχνευτή σε μεγάλο βάθος μέσα στη Γη. Ο όγκος μιας κοιλότητας μέσα στο έδαφος δεν μπορεί να ξεπεράσει κάποια όρια, ανάλογα με το βάθος που βρίσκεται, περιορίζοντας κατά συνέπεια τον ευαίσθητο όγκο του ανιχνευτή που περικλείει. Οι υπόγειοι ανιχνευτές δεν είναι σε θέση να ανιχνεύσουν νετρίνα πολύ υψηλών ενεργειών προερχόμενα από εξωγήινες πηγές καθώς η αναμενόμενη ροή τους είναι μικρή και η ευαίσθητη επιφάνεια των ανιχνευτών αυτού του τύπου περιορίζεται από τα γεωμετρικά όρια της κοιλότητας όπου είναι εγκατεστημένοι. Από τη μελέτη των κοσμικών ακτίνων φαίνεται ότι τα νετρίνα αυτά πρέπει να υπάρχουν. Η ανίχνευση των γεγονότων αυτών απαιτεί ανιχνευτές με πολύ μεγαλύτερη ευαίσθητη επιφάνεια.

Τοποθετώντας τον ανιχνευτή σε μεγάλο βάθος μέσα στη θάλασσα επιτυγχάνεται ιδανικός συνδυασμός των παραπάνω απαιτήσεων. Η ιδέα αυτή αποδίδεται στο M.A.Markov (1960) [1], ο οποίος πρότεινε την κατασκευή μεγάλων ανιχνευτών που θα χρησιμοποιούσαν την ακτινοβολία Cherenkov για την έμμεση ανίχνευση των νετρίνων. Τον ίδιο χρόνο ο F.Reines [2] και ο K.Greisen [3] αποφάνθηκαν ότι απαιτείται ανιχνευτής ευαίσθητου όγκου τουλάχιστον ενός kton για την ανίχνευση των αλληλεπιδράσεων νετρίνων κοσμικών ακτίνων. Ο τεράστιος όγκος νερού που βρίσκεται πάνω από τον ανιχνευτή χρησιμοποιείται σαν φίλτρο για τα μιόνια κοσμικών ακτίνων περιορίζοντας τη ροή τους σε χαμηλά σχετικά επίπεδα, ώστε ο ανιχνευτής να μπορεί να ξεχωρίσει το σήμα από το θόρυβο. Το νερό χρησιμοποιείται επίσης και σαν ανιχνευτικό μέσο (στόχος) για τη μελέτη των αλληλεπιδράσεων των νετρίνων με την ύλη. Οι εξαιρετικές οπτικές ιδιότητες του νερού στα βάθη αυτά, σε συνδυασμό με τη δυνατότητα για απεριόριστη επέκταση, αφού δεν τίθεται περιορισμός στο διαθέσιμο χώρο, μπορούν να οδηγήσουν σε πρώτη φάση σε αύξηση του ευαίσθητου όγκου των ανιχνευτικών διατάξεων τουλάχιστον κατά τρεις τάξεις μεγέθους σε σύγκριση με τους υπόγειους ανιχνευτές. Η αρχή λειτουργίας ενός υποβρυχίου τηλεσκοπίου νετρίνων παρουσιάζεται στην εικόνα 1.2. Κύριος στόχος είναι η ανίχνευση μιονίων προερχομένων από νετρίνα πολύ υψηλών ενεργειών. Τα μιόνια σε αυτές τις ενέργειες παρουσιάζουν μεγάλη εμβέλεια, με αποτέλεσμα ο ευαίσθητος όγκος του ανιχνευτή να αυξάνει ακόμα περισσότερο. Επιπλέον η γωνία με την οποία εκπέμπεται το παραγόμενο μιόνιο ως προς την αρχική διεύθυνση του νετρίνου, περιορίζεται με την αύξηση της ενέργειας, καθιστώντας δυνατή την ανίχνευση σημειακών πηγών με μεγάλη διακριτική ικανότητα.

Εικόνα 1.2: Η αρχή λειτουργίας ενός υποβρυχίου τηλεσκοπίου νετρίνων. Νετρίνα πολύ υψηλών ενεργειών αλληλεπιδρούν με την ύλη που περιβάλει τον ανιχνευτή και παράγουν μιόνια πολύ υψηλής ενέργειας. Τα μιόνια κατά τη διέλευση τους από την ευρύτερη περιοχή του ανιχνευτή παράγουν ακτινοβολία Cherenkov εκπεμπόμενη σε χαρακτηριστική γωνία. Η ενεργοποίηση των Οπτικών Στοιχείων του τηλεσκοπίου σε διαδοχικές χρονικές στιγμές θα οδηγήσει τελικά στην ανακατασκευή της τροχιάς του μιονίου.

 

Η εγκατάσταση των τεραστίων αυτών ανιχνευτικών διατάξεων σε τόσο μεγάλα βάθη, σε ένα αφιλόξενο περιβάλλον και η λειτουργία τους από πολύ μεγάλες αποστάσεις, στρέφει σε πρώτη φάση το ενδιαφέρον στην ανάπτυξη της τεχνογνωσίας για την επίτευξη του μεγάλου εγχειρήματος. Τέσσερις επιστημονικές ομάδες, σε διαφορετικά σημεία του πλανήτη, έχουν ξεκινήσει τη διαδικασία εγκατάστασης τηλεσκοπίων νετρίνων πολύ υψηλών ενεργειών. Ολες οι ομάδες έχουν βρεθεί αντιμέτωπες με σειρά σοβαρών προβλημάτων στην επίτευξη του τελικού στόχου. Πριν από 20 περίπου χρόνια ξεκίνησε η διαδικασία εγκατάστασης του τηλεσκοπίου DUMAND στον Ειρηνικό Ωκεανό. Μετά από 5 χρόνια περίπου ξεκίνησε η εγκατάσταση του τηλεσκοπίου BAIKAL στη βαθύτερη λίμνη της Γης στη Σιβηρία. Το 1989, δύο χρόνια μετά την ανίχνευση των νετρίνων από την έκρηξη Υπερκαινοφανούς 1987Α, ξεκινά η ερευνητική προσπάθεια για την πόντιση του τηλεσκοπίου AMANDA στον πάγο του Νοτίου Πόλου. Τέλος το 1991 ξεκινά η κατασκευή του τηλεσκοπίου νετρίνων ΝΕΣΤΩΡ στα βαθύτερα νερά της Μεσογείου, νοτιοδυτικά της Πελοποννήσου.

Η διεθνής αυτή προσπάθεια φαίνεται να συντονίζεται τα τελευταία χρόνια με σειρά προτάσεων για ανάπτυξη νέων τεχνολογιών που απαιτούνται για την επόμενη γενιά τηλεσκοπίων νετρίνων, των οποίων ο γεωμετρικός όγκος θα φτάνει το 1km3.

Μια σειρά προκαταρκτικών μετρήσεων απαιτείται σε κάθε περίπτωση ώστε να καταγραφεί η επίδραση του περιβάλλοντος, να μετρηθεί η ταχύτητα των θαλασσίων ρευμάτων, η θερμοκρασία, η αλατότητα και γενικότερα να εκτιμηθούν όλοι εκείνοι οι παράγοντες που μπορεί να επηρεάσουν την λειτουργία του ανιχνευτή.

Στην παρούσα μελέτη θα αναφερθούμε αρχικά στους μηχανισμούς παραγωγής νετρίνων υψηλών ενεργειών στο Σύμπαν και θα περιγράψουμε αναλυτικά την προτεινόμενη μέθοδο ανίχνευσης τους από ένα τηλεσκόπιο νετρίνων, παρουσιάζοντας τις βασικές παραμέτρους που καθορίζουν τις ανιχνευτικές ικανότητες του (κεφάλαιο “Αστροφυσική νετρίνων υψηλών ενεργειών”).

Στα κεφάλαια που θα ακολουθήσουν περιγράφονται διεξοδικά όλα τα βήματα της διαδικασίας εγκατάστασης και λειτουργίας ενός τηλεσκοπίου νετρίνων. Στο τρίτο κεφάλαιο παρουσιάζονται τα τηλεσκόπια που βρίσκονται σήμερα υπό κατασκευή. Το τέταρτο κεφάλαιο είναι αφιερωμένο στο τηλεσκόπιο νετρίνων ΝΕΣΤΩΡ. Παρουσιάζονται μια σειρά από περιβαλλοντολογικές μετρήσεις, με ειδική αναφορά στις οπτικές ιδιότητες του θαλασσινού νερού, ακολουθεί η περιγραφή του μηχανικού μέρους του ανιχνευτή, του τρόπου λήψης και μετάδοσης δεδομένων στο σταθμό ξηράς και του συστήματος βαθμονόμησης του τηλεσκοπίου. Περιγράφεται η προτεινόμενη διαδικασία πόντισης του ανιχνευτή και του καλωδίου που θα τον συνδέει με την ξηρά. Το κεφάλαιο ολοκληρώνεται με την παρουσίαση του προγράμματος Φυσικής που φιλοδοξεί να καλύψει με τη λειτουργία του το τηλεσκόπιο ΝΕΣΤΩΡ.

Το πέμπτο κεφάλαιο είναι αφιερωμένο στη βασική ανιχνευτική μονάδα των τηλεσκοπίων νετρίνων, το Οπτικό Στοιχείο. Περιγράφονται τα Οπτικά Στοιχεία και των τεσσάρων τηλεσκοπίων, με λεπτομερή αναφορά σε αυτό του τηλεσκοπίου ΝΕΣΤΩΡ, ο σχεδιασμός και η κατασκευή του οποίου έλαβαν χώρα στα πλαίσια της εργασίας αυτής. Στο τέλος του κεφαλαίου παρουσιάζεται το ψηφιακό Οπτικό Στοιχείο, η βασική ανιχνευτική μονάδα που προτείνεται για τον ανιχνευτή με όγκο 1km3.

Στο έκτο κεφάλαιο παρουσιάζονται οι πηγές θορύβου για το τηλεσκόπιο νετρίνων ΝΕΣΤΩΡ καθώς και οι μετρήσεις που έχουν πραγματοποιηθεί στην περιοχή πόντισης του τηλεσκοπίου για την εκτίμηση τους, πιο συγκεκριμένα οι μετρήσεις της ροής των μιονίων κοσμικής ακτινοβολίας και του οπτικού θορύβου λόγω των διασπάσεων του 40Κ και της δράσεως βιοφωταύγειας. Περιγράφονται λεπτομερώς οι ανιχνευτικές διατάξεις που χρησιμοποιήθηκαν για τις μετρήσεις αυτές. Ακολουθεί η περιγραφή της κατασκευής και της δοκιμαστικής πόντισης του ανιχνευτή δύο πατωμάτων, τμήματος του τηλεσκοπίου ΝΕΣΤΩΡ, που πραγματοποιήθηκε την Ανοιξη του 1997.

Στο όγδοο κεφάλαιο περιγράφεται ο αλγόριθμος προσομοίωσης των φυσικών διαδικασιών που λαμβάνουν χώρα στην ευρύτερη περιοχή του ανιχνευτή και οδηγούν σε εκπομπή ακτινοβολίας Cherenkov και της απόκρισης του ανιχνευτή ΝΕΣΤΩΡ σε αυτή. Το κύριο ενδιαφέρον στρέφεται στις διαδικασίες απώλειας ενέργειας των υψηλοενεργειακών μιονίων κατά τη διέλευση τους από το θαλασσινό νερό. Τα επόμενα τρία κεφάλαια αναφέρονται στον αλγόριθμο ανακατασκευής που χρησιμοποιείται για την εκτίμηση των ανιχνευτικών ικανοτήτων του τηλεσκοπίου ΝΕΣΤΩΡ. Στο πρώτο, από αυτή τη σειρά κεφαλαίων, παρουσιάζεται αναλυτικά ο αλγόριθμος ανακατασκευής. Στο δεύτερο χρησιμοποιείται στη μελέτη ατμοσφαιρικών νετρίνων, όπου η απόρριψη του υποβάθρου εξαιτίας των ατμοσφαιρικών μιονίων αποτελεί απαραίτητη προϋπόθεση της επιτυχούς λειτουργίας του ανιχνευτή, ενώ στο τρίτο ο αλγόριθμος εφαρμόζεται στη μελέτη νετρίνων από εξωγήινες πηγές, πολύ υψηλότερων ενεργειών, οδηγώντας στην εκτίμηση του αριθμού των αναμενόμενων γεγονότων κατά τη διάρκεια ενός έτους. Η μελέτη αναφέρεται στο πλήθος των γεγονότων από το διάχυτο υπόβαθρο που δημιουργούν οι εξωγήινες πηγές, στην ενεργειακή περιοχή όπου η αναμενόμενη ροή τους ξεπερνά τη ροή των ατμοσφαιρικών νετρίνων.