Потоки космических нейтрино ультравысоких энергий на Земле по существующим оценкам чрезвычайно малы: для энергий нейтрино \(E_{v}\sim10^{15}\) эВ (1 ПэВ) оценка потока от наиболее мощных источников (активные ядра галактик, источники космических гамма-всплесков) дает величину порядка \(\sim10^{–13}\) частиц (см\(^{–2}\) сек\(^{–1}\)). Эти потоки примерно на 24 порядка меньше, чем суммарный поток солнечных нейтрино на Земле ( \(\sim6*10^{10}см^{–2} сек^{–1}\)). С другой стороны, сечение взаимодействия нейтрино с нуклонами для таких энергий возрастает примерно на десять порядков: \(\sigma \sim 10^{–33}см^{2}\). Почему удается регистрировать ультрарелятивистские нейтрино на нейтринной обсерватории IceCube объемом \(V_{n} = 1 км^{3}\) (плотность льда можно считать: \(n_{N} = 6*10^{23})\) частиц \(см^{–3}\)? Эффективную площадь детектора можно оценить по формуле: \(S_{eff} = \sigma *n_{N}*V_{n}\)?
Вы здесь
Регистрация ультрарелятивистские нейтрино на нейтринной обсерватории IceCube
13 декабря, 2016 - 15:43
#1
Регистрация ультрарелятивистские нейтрино на нейтринной обсерватории IceCube
Хорошая ссылка по регистрации нейтрино http://neutrino-history.narod.ru/neutrino_main.htm
В нейтринных телескопах происходит детектирование мюонов, попадающих в детектор снизу, т. е. пришедших из противоположного полушария Земли. Активный объем детектора меньше, чем объем, в котором происходит рассеяние мюона. Последний определяется длиной пробега мюона, которая составляет 1 км для мюона с энергией 1 ГэВ и 24 км для мюона с энергией 1 ПэВ. События второго типа в пределах детектора можно считать точечными, и поэтому они могут быть легко выделены.
При взаимодействии нейтрино с веществом 80% энергии нейтрино уходит лептону - появляются ПэВ-ные мюоны