Μέθοδος Υπολογισμού της Ενέργειας Μιονίων και Νετρίνων στο Τηλεσκόπιο KΜ3ΝeΤ

Drakopoulou, Evangelia

dc.contributor.author	Drakopoulou, Evangelia	el
dc.date.accessioned	2016-03-21T08:24:31Z
dc.date.available	2016-03-21T08:24:31Z
dc.date.issued	2016-03-21
dc.identifier.uri	https://dspace.lib.ntua.gr/xmlui/handle/123456789/42193
dc.identifier.uri	http://dx.doi.org/10.26240/heal.ntua.2099
dc.rights	Default License
dc.subject	ενέργεια νετρίνο μιόνιο υποθαλάσσιο τηλεσκόπιο	el
dc.subject	energy neutrino muon reconstruction KM3NeT	en
dc.title	Μέθοδος Υπολογισμού της Ενέργειας Μιονίων και Νετρίνων στο Τηλεσκόπιο KΜ3ΝeΤ	el
dc.title	Muon and Neutrino Energy Reconstruction for KM3NeT	en
heal.type	doctoralThesis
heal.classification	Physics	en
heal.language	en
heal.access	free
heal.recordProvider	ntua	el
heal.publicationDate	2016-03-07
heal.abstract	Οι άνθρωποι πάντα ήθελαν να εξερευνήσουν τα μυστήρια του σύμπαντος. ́Αρχισαν λοιπόν να παρατηρούν τον ουρανό με τηλεσκόπια ανιχνεύοντας φωτόνια σε διαφορετικά μήκη κύματος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Τα φωτόνια χρησιμοποιούνται ευρέως στην αστρονομία καθώς κινούνται σε ευθείες γραμμές και έρχονται στη Γη απευθείας απο το σημείο του ουρανού από όπου ξεκινούν. Εντούτοις, τα φωτόνια μπορούν να απορροφηθούν από τη διαγαλαξιακή ύλη κι έτσι δε φτάνουν στη Γη όταν ταξιδεύουν διαγαλαξιακές αποστάσεις. Επιπλέον, τα φορτισμένα σωματίδια που μπορούν κι αυτά να αποτελέσουν ̈κοσμικούς αγγελιοφόρους ̈, εκτρέπονται από μαγνητικά πεδία και φτάνουν στη Γη με διαφορετικές κατευθύνσεις από τις αρχικές τους. Με αυτό τον τρόπο, τα φορτισμένα σωματίδια δεν μπορούν να παρέχουν πληροφορίες για το σημείο παραγωγής τους στον ουρανό. Αντίθετα με τα φωτόνια και τα φορτισμένα σωματίδια, τα νετρίνο μπορούν να αναδύ- ονται μέσα από τις πηγές παραγωγής τους και να ταξιδεύουν ανεπηρέαστα στο Σύμπαν. Τα ουδέτερα νετρίνο δεν αντιδρούν με τα μαγνητικά πεδία και δεν απορροφώνται από τη διαγαλαξιακή ύλη δείχνοντας έτσι την κατεύθυνση των πηγών παραγωγής τους. Αυτές οι ιδιότητες καθιστούν τα νετρίνο ιδανικούς κοσμικούς αγγελιοφόρους. Εντούτοις, τα νετρίνο αντιδρούν ασθενώς με την ύλη και απαιτούνται μεγάλοι ανιχνευτικοί όγκοι για την ανίχνευσή τους σε ικανή στατιστική ώστε να εντοπισθούν οι πηγές τους. Τα τηλε- σκόπια νετρίνων τοποθετούνται στη θαλασσα, σε λίμνες ή στον πάγο και προσπαθούν να ανιχνεύσουν νετρίνο τα οποία έχουν διασχίσει τη Γη και αντιδρούν κοντά στον α- νιχνευτή. Τα νετρίνο ανιχνεύονται έμμεσα, από το φως που συγκεντώνεται από τους φωτοπολλαπλασιαστές κατά τις αντιδράσεις των σωματδίων που προέρχονται από τα νετρίνο με το ανιχνευτικό μέσο (το θαλασσινό νερό, το νερό των λιμνών ή τον πά- γο). Το φως στους φωτοπολλαπλασιαστές χρησιμοποιείται για την ανακατασκευή της κατεύθυνσης του νετρίνο και την εκτίμηση της ενέργειάς του. Το τηλεσκόπιο νετρίνων ΚΜ3ΝeΤ είναι μια υποδομή τηλεσκοπίων νετρίνων που θα τοποθετηθούν στα βάθη των θαλασσών και συγκεκριμένα στη Μεσόγειο Θάλασσα. Το ΚΜ3ΝeΤ στοχεύει στην ανίχνευση νετρίνων από γαλαξιακές και εξωγαλαξιακές πηγές παραγωγής νετρίνο. Αυτή η διατριβή περιγράφει μία μέθοδο για την ανακατασκευή της ενέργειας μιονίων και νετρίνων στο τηλεσκόπιο ΚΜ3ΝeΤ. Στο πρώτο κεφάλαιο περιγράφονται οι πηγές και οι μηχανισμοί παραγωγής των κοσμικών ακτίνων και των νετρίνων. Οι κοσμικές ακτίνες αφορούν σε πρωτόνια ή βαρύτερους πυρήνες υψηλών ενεργειών που εισέρχονται στην ατμόσφαιρα της Γης με ισοτροπική ροή. Η σύνθεση και η ροή αυτής της ισοτροπικής ακτινοβολίας καθώς και ο σχηματισμός εκτεταμένων καταιονισμών εξαιτίας της αλληλεπίδρασης των υψηλοενεργειακών φορτισμένων σωματιδίων στην ατμόσφαιρα της Γης έχει μελετηθεί από διάφορα πειράματα. Ωστόσο, αν και το φάσμα των κοσμικών ακτίνων έχει μετρηθεί από διαφορετικά πειράματα, η προέλευσή τους παραμένει άγνωστη. Η έλλειψη γνώσηςτης προέλευσης των κοσμικών ακτίνων καθώς και η περιορισμένη γνώση του υψηλο- ενεργειακού μέρους του φάσματός τους δίνει ώθηση στις αναζητήσεις για την εύρεση νετρίνων υψηλών ενεργειών. Το φάσμα των κοσμικών ακτίνων εκτείνεται σε πολύ υψηλές ενέργειες υποδηλώνοντας έτσι την ύπαρξη αστροφυσικών πηγών ικανών να επιταχύνουν σωματίδια σε αυτές τις ενέργειες. Οι κοσμικές ακτίνες, όμως, δεν μπορούν να οδηγήσουν στον εντοπισμό των αστροφυσικών πηγών από τις οποίες προήλθαν καθώς εκτρέπονται από γαλαξιακά και διαγαλαξιακά μαγνητικά πεδία αλλάζοντας την αρχική τους διεύθυνση. Εντούτοις, οι πηγές παραγωγής των κοσμικών ακτίνων αναμένεται να παράγουν νετρίνο υψηλών ενεργειών μέσω των αλληλεπιδράσεων των κοσμικών ακτίνων με την ύλη μέσα ή γύρω από την πηγή. Σύμφωνα με θεωρητικά μοντέλα, τα νετρίνο παράγονται όταν πρωτόνια ή πυρήνες αλληλεπιδρούν με το πλάσμα ή το πεδίο ακτινοβολίας μέσα ή γύρω από την πηγή: η αλληλεπίδραη αυτή οδηγεί στην παραγωγή πιονίων, τα οποία παράγουν ένα νετρίνο ηλεκτρονίου και δύο νετρίνο μιονίου. ́Οσον αφορά στην παραγωγή νετρίνο, οι τρεις γεύσεις παράγονται σε ποσοστό ν e : ν μ : ν τ = 1 : 2 : 0 κατά τη διάρκεια διάσπασης των πιονίων. Ωστόσο, οι ταλαντώσεις νετρίνο μετατρέπουν αυτό το ποσοστό σε: ν e : ν μ : ν τ = 1 : 1 : 1 μέχρι να φτάσουν στη Γη. Τα υψηλοενεργειακά, φευγαλέα και ασθενώς αλληλεπιδρώντα νετρίνο ταξιδεύουν ανεπηρέαστα από την πηγή παραγωγής τους στη Γη και η ανίχνευσή τους μπορεί να παρέχει πληροφορίες για την προέλευση των κοσμικών ακτίνων, τους μηχανισμούς παραγωγής που λαμβάνουν χώρα στην πηγή και την κατανομή των πηγών νετρίνων στο Σύμπαν. Διάφορες κατηγορίες αστροφυσικών αντικειμένων έχουν προταθεί ως υποψήφιες για την επιτάχυνση σωματιδίων. Οι πιθανές πηγές παραγωγής νετρίνων μπορούν να ταξινομηθούν σε πηγές γαλαξιακής και εξωγαλαξιακής προέλευσης. Στις πηγές παραγωγής νετρίνων μέσα στο Γαλαξία συμπεριλαμβάνονται μεταξύ άλλων τα υπολείμματα εκρήξεων σουπερνόβα, αέρια νεφελώματα από πάλσαρ και δυαδικά συστήματα αστέρων που εκπέμπουν ακτινοβολία στα μήκη κύματος των ακτίνων Χ. Οι πιθανές πηγές παραγωγής νετρίνων εξωγαλαξιακής προέλευσης αφορούν σε ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες, εκλάμψεις ακτίνων γ, γαλαξίες με μεγάλο πληθυσμό αστέρων με μεγάλη μάζα καθώς και νετρίνο που προέρχονται από την αλληλεπίδραση κοσμικών ακτίνων πολύ υψηλών ενεργειών με φωτόνια της ακτινοβολίας υποβάθρου. Εκτός από τα νετρίνο που προέρχονται από αστροφυσικές πηγές, υπάρχουν και τα ατμοσφαιρκά νετρίνο που παράγονται κατά τη διάρκεια της αλληλεπίδρασης κοσμικών ακτίνων στην ατμόσφαιρα της Γης. Ανάμεσα στα άλλα σωματίδια που παράγονται στους καταιονισμούς, μόνο τα νετρίνο και τα μιόνια που παράγονται κατά τις αντιδράσεις φορτισμένου ρεύματος των νετρίνο, μπορούν να φτάσουν τα υποθαλάσσια τηλεσκόπια νετρίνων. Τα ατμοσφαιρκά μιόνια απορροφούνται από τη Γη και έτσι μπορούν να φτάσουν στον ανιχνευτή μόνο από κατευθύνσεις πάνω από τον ορίζοντα. Εντούτοις, αποτελούν ένα από τα πιο σημαντικά υπόβαθρα για τον ανιχνευτή. Για να μειώσουν το υπόβαθρο των ατμοσφαιρκών μιονίων, τα τηλεσκόπια νετρίνων τοποθετούνται σε μεγάλα βάθη (αρκετών χιλιομέτρων) καθώς η ροή ατμοσφαιρκών μιονίων μειώνεται σημαντικά με την αύξηση του βάθους. Σε αντίθεση με τα ατμοσφαιρκά μιόνια, τα ατμοσφαιρκά νετρίνο φτάνουν στον ανιχνευτή από όλες τις κατευθύνσεις αλλά ανιχνεύονται λιγότερο συχνά εξαιτίας της μικρής πιθανότητας αλληλεπίδρασής τους. Αν και τα ατμοσφαιρικά νετρίνο αποτελούν ένα υπόβαθρο για τα τηλεσκόπια νετρίνων που είναι δύσκολο να μειωθεί, α- ποτελούν μία πηγή βαθμονόμησης του ανιχνευτή και μια απόδειξη της αρχής λειτουργίας του τηλεσκοπίου νετρίνων. Η ανίχνευση των νετρίνων στα υποθαλάσσια τηλεσκόπια νετρίνων βασίζεται στην α- νίχνευση του φωτός που εκπέμπεται κατά τη διέλευση των σωματιδίων που προέρχονται από το νετρίνο μέσα στο θαλασσινό νερό. Η αρχή ανίχνευσης στα τηλεσκόπια νετρίνων, οι αντιδράσεις των νετρίνων με τη Γη ή το θαλασσινό νερό και η τοπολογία των γεγο- νότων που ανιχνεύονται στα τηλεσκόπια νετρίνων περιγράφεται στο δεύτερο κεφάλαιο αυτής της διατριβής. Επιπλέον, αναφέρονται οι κυριότερες πηγές υποβάθρου στα υπο- θαλάσσια τηλεσκόπια νετρίνων και γίνεται μια σύντομη επισκόπηση των τηλεσκοπίων IceCube και ANTARES. Η αλληλεπίδραση φορτισμένου ρεύματος του νετρίνο του μιονίου που οδηγεί στην παραγωγή μιονίου αποτελεί το σημαντικότερο κανάλι διάσπασης για την αστρονομία νετρίνων. Η ανίχνευση των μιονίων που διαπερνούν τη Γη εγγυάται την προέλευσή τους από νετρίνο καθώς κανένα άλλο γνωστό σωματίδιο δεν μπορεί να διασχίσει τη Γη. ́Οταν ένα φορτισμένο σωματίδιο ταξιδεύει σε ένα διηλεκτρικό μέσο ταχύτερα από την ταχύτητα (φάσης) του φωτός στο μέσο αυτό, το φως που εκπέμπεται από τα διε- γερμένα μόρια κατά μήκος της τροχιάς του σωματιδίου δημιουργεί ένα χαρακτηριστικό κώνο φωτός, τον κώνο Cherenkov. Στην περιπτωση των μιονίων, τα οποία ταξιδεύουν μεγάλες αποστάσεις στο θαλασσινό νερό πριν χάσουν την ενέργειά τους, ατυή η χα- ρακτηριστική γωνία εκπομπής φωτονίων (43 ◦ ) χρησιμοποιείται για την ανακατασκευή της τροχιάς τους. Σε μεγάλες ενέργειες, η τροχιά του νετρίνο είναι σχεδόν συγραμμική με την τροχιά του μιονίου οπότε η ανακατασκευή της τροχιάς του μιονίου οδηγεί στον προσδιορισμό της τροχιάς του νετρίνο από το οποίο προήλθε. Η ανακατασκευή της τροχιάς του μιονίου βασίζεται στην ακριβή ανακατασκευή του κώνου Cherenkov. Για αυτό το λόγο, τα ανιχνευτικά στοιχεία ενός τηλεσκοπίου νετρίνων πρέπει να παρέχουν πολύ καλή χρονική ακρίβεια (σε επίπεδο ns) και παράλληλα να μπορούν να ανιχνεύ- σουν μεμεονωμένα φωτόνια. Οι φωτοπολλαπλασιαστές έχουν αυτές τις ιδιότητες και χρησιμοποιούνται ως τα πιο κατάλληλα ανιχνευτικά στοιχεία στα τηλεσκόπια νετρίνων. Τα υπόβαθρα στα υποθαλάσσια τηλεσκόπια νετρίνων αποτελούνται από το φυσικό υπόβαθρο των ατμοσφαιρικών νετρίνων και μιονίων (όπως περιγράφηκε ανωτέρω) και από υπόβαθρα που οφείλονται σε περιβαλλοντικούς παράγοντες. Στα τελευταία περι- λαμβάνονται το ραδιενεργό 40 K και η βιοφωταύγεια. Ειδικότερα, το 40 K είναι το πιο άφθονο ραδιενεργό στοιχείο στο θαλασσινό νερό. Οι διασπάσεις του δημιουργούν φορ- τισμένα σωματίδια τα οποία κατά τη διέλευσή τος μέσα στο θαλασσινό νερό παράγουν φωτόνια. Σε αντίθεση με τα Cherenkov φωτόνια που προέρχονται από το μιόνιο, τα φωτόνια που προέρχονται από τις διασπάσεις του 40 K δεν εμφανίζουν χρονική συσχέ- τιση μεταξύ τους και έτσι μπορούν να διαχωριστούν ζητώντας χρονικές συμπτώσεις σε γειτονικούς φωτοπολλαπλασιαστές. Η βιοφωταύγεια αφορά στο φως που εκπέμπεται από ζωντανούς οργανισμούς που ζουν στη βαθιά θάλασσα. Η ένταση του φωτός που προέρχεται από τη βιοφωταύγεια και η διάρκεια του φαινομένου ποικίλλει. Για παράδειγ- μα, τα βακτήρια τείνουν να εκπέμπουν φως σταθερά για μεγάλα χρονικά διαστήματα που διαρκούν από μερικές ώρες έως μερικές μέρες ενώ οργανισμοί μεγαλύτερου μεγέθους εκπέμπουν φως σε εκρήξεις με διάρκεια μερικών δευτερολέπτων. Τα πιο πρόσφατα τηλεσκόπια νετρίνων είναι το ANTARES και το IceCube. Το τη- λεσκόπιο ANTARES είναι το πρώτο τηλεσκόπιο νετρίνων στη Μεσόγειο Θάλασσα. Η πόντιση του τηλεσκοπίου ολοκληρώθηκε το 2008 και αποτελείται από 885 οπτικά στοι- χεία. Το τηλεσκόπιο ANTARES καλύπτει έναν ανιχνευτικό όγκο περίπου 0.025 km 3 και αποτελεί τον πρόδρομο του τηλεσκοπίου ΚΜ3ΝeΤ που θα τοποθετηθεί στη Με- σόγειο Θάλασσα και θα καλύπτει όγκο μερικών κυβικών χιλιομέτρων. Το τηλεσκόπιο νετρίνων IceCube έχει όγκο 1 km 3 και είναι τοποθετημένο στον πάγο της Ανταρτικτής. Αποτελεί το μεγαλύτερο τηλεσκόπιο νετρίνων με 5160 οπτικά στοιχεία σε βάθος από 1450 έως 2450 m. Το τηλεσκόπιο νετρίνων IceCube παρατήρησε για πρώτη φορά ροή νετρίνων πολύ υψηλών ενεργειών. Ειδικότερα ανίχνευσε 37 νετρίνο με ενέργεια (που εναποτέθηκε μέσα στον ενεργό όγκο ανίχνευσης) περισσότερη από 30 TeV έως 2 PeV. Πρόσφατα, ανιχνεύτηκε ένα μιόνιο πολύ υψηλής ενέργειας περίπου ίσης με 2.6 PeV (±0.3 P eV ) το οποίο διέσχισε τον όγκο του ανιχνευτή. Αυτή η τιμή της ενέργειας του μιονίου που εναποτέθηκε μέσα στον όγκο του ανιχνευτή, αναμένεται από μιόνιο με ενέργεια από 4 έως 5 PeV αποτελώντας το μιόνιο με τη μεγαλύτερη ενέργεια που έχει ποτέ παρατηρηθεί. ́Οπως έχει αναφερθεί παραπάνω, το ΚΜ3ΝeΤ είναι ένα δίκτυο υποθαλάσσιων τη- λεσκοπίων νετρίνων που θα τοποθετηθεί στη Μεσόγειο Θάλασσα. Το ΚΜ3ΝeΤ απο- τελείται από δύο διαφορετικούς σχηματισμούς ανιχνευτών, τον ανιχνευτή ARCA και τον ανιχνευτή ORCA. Ο ανιχνευτής ARCA είναι ένα τηλεσκόπιο νετρίνων αρκετών κυβικών χιλιομέτρων που στοχεύει στην ανίχνευση νετρίνων υψηλών ενεργειών (στην περιοχή των TeV) από γαλαξιακές και εξωγαλαξιακές πηγές. Ο ανιχνευτής ORCA καλύπτει έναν όγκο αρκετών κυβικών μέτρων και στοχεύει στη μέτρηση της ιεραρχί- ας μαζών των νετρίνων χρησιμοποιώντας τις ταλαντώσεις των ατμοσφαιρικών νετρίνων (στην περιοχή των GeV) που διασχίζουν τη Γη. Το δίκτυο ανιχνευτών ΚΜ3ΝeΤ και ειδικότερα ο ανιχνευτής ARCA περιγράφεται στο τρίτο κεφάλαιο. Σε αυτό το κεφάλαιο, παρουσιάζεται ο σχεδιασμός του ανιχνευτή και περιγράφονται τα στοιχεία ανίχνευσης, η ανάκτηση δεδομένων και οι τεχνικές διαχωρισμού του σήματος από το υποβάθρο. Στο ίδιο κεφάλαιο δίνεται μια σύντομη περιγραφή των πακέτων λογισμικού που χρησι- μοποιούνται για τις προσομοιώσεις νετρίνων και μιονίων με τη μέθοδο Monte Carlo. Η πρώτη φάση του ανιχνευτή ARCA αποτελείται από δύο δομικές μονάδες που θα τοποθετηθούν σε βάθος 3500 m στην περιοχή του Capo Passero, ανατολικά της ακτής της Σικελίας, και θα καλύπτουν έναν ενεργό όγκο περίπου ενός κυβικού χιλιομέτρου. Κάθε δομική μονάδα είναι μία σχεδόν κυλινδρική ανιχνευτική διάταξη που αποτελεί- ται από 115 ανιχνευτικές μονάδες, που αναφέρονται ως σειρές. Στην τελική φάση, ο ανιχνευτής ARCA θα αποτελείται από έξι δομικές μονάδες συνιστώντας έναν όγκο ανί- χνευσης αρκετών κυβικών χιλιομέτρων (που εξαρτάται από την απόσταση ανάμεσα στις σειρές ανίχνευσης). Υπάρχουν άλλες δύο προτεινόμενες περιοχές εγκατάστασης των υπολοίπων τεσσάρων δομικών μονάδων του ανιχνευτή: η περιοχή της Toulon με βάθος 2475 m και η περιοχή της Πύλου στο ανατολικό Ιόνιο με τρία πιθανά βάθη στα 5200 m, 4500 m και 3750 m. Οι φυσικές, γεοφυσικές και ωκεανογραφικές ιδιότητες αυτών των περιοχών έχουν μελετηθεί διεξοδικά και ικανοποιούν τις απαιτήσεις για την τοποθέτηση ενός τηλεσκοπίου νετρίνων. Συγκεκριμένα, το νερό σε αυτές τις περιοχές έχει πολύ καλές οπτικές ιδιότητες, χαμηλά ποσοστά βιοφωταύγειας και βακτηριακής εναπόθεσης στα οπτικά στοιχεία του ανιχνευτή, χαμηλές ταχύτητες των θαλασσίων ρευμάτων και μικρή πιθανότητα να συμβούν ισχυρές σεισμικές δονήσεις. Επίσης, οι περιοχές αυτές είναι αρκετά κοντά στην ακτή διευκολύνοντας την τοποθέτηση του ανιχνευτή και μειώ- νοντας το κόστος καλωδίου για παροχή ρεύματος και μεταφορά δεδομένων από τον ανιχνευτή στην ακτή. Κάθε σειρά ανίχνευσης του τηλεσκοπίου ARCA έχει 18 οπτικά στοιχεία που είναι τοποθετημένα κατακόρυφα σε απόσταση 36 m μεταξύ τους. Κάθε σειρά ανίχνευσης έχει ύψος περίπου 600 m ενώ το πρώτο οπτικό στοιχείο απέχει περίπου 100 m από τον πυθμένα. Οι σειρές ανίχνευσης στερεώνονται με τη βοήθεια άγκυρας στον πυθμένα και διατηρούνται σε κατακόρυφη θέση με τη βοήθεια πλευστήρα στην κορυφή. Κατά μήκος των σειρών ανίχνευσης υπάρχουν οπτικοηλεκτρικά καλώδια για παροχή ρεύμα- τος στα οπτικά στοιχεία και καλώδια οπτικών ινών για επικοινωνία με την ακτή. Κάθε οπτικό στοιχείο είναι μία γυάλιννη σφαίρα (ανθεκτική στις υψηλές πιέσεις) με διάμε- τρο 17 ιντσών (432 mm) στην οποία είναι τοποθετημένοι 31 φωτοπολλαπλασιαστές με εμβαδό φωτοκαθόδου περίπου 3 ιντσών (72 mm) μαζί με τα ηλεκτρονικά τους. Κάθε φωτοπολλαπλασιαστής περιβάλλεται από κάτοπτρο κωνικού σχήματος που αυξάνει τη διάμετρο της φωτοκαθόδου σε 95 mm. Αυτό το κωνικό κάτοπτρο βοηθάει να συλλέγον- ται φωτόνια τα οποία δε θα ανιχνεύονταν διαφορετικά. Μέσα σε κάθε οπτικό στοιχείο υπάρχουν, επίσης, μια πυξίδα, ένα κλισιόμετρο και ακουστικοί πιεζοηλεκτρικοί αισθη- τήρες οι οποίοι επιτρέπουν τη βαθμονόμηση της θέσης των φωτοπολλαπλασιαστών με ακρίβεια 10 cm. Η ακρίβεια στη θέση και τη διεύθυνση των φωτοπολλαπλασιαστών σε συνδυασμό με τον ακριβή χρονικό προσδιορισμό των παλμών, που επιτυγχάνεται με ακρίβεια 2 ns, είναι απαραίτητη για την ακριβή ανακατασκευή της τροχιάς του μιονίου. Η βαθμονόμηση του χρόνου των φωτοπολλαπλασιαστών πραγματοποιείται στην ακτή πριν την πόντιση και στη συνέχεια παρακολουθείται με τη βοήθεια λέιζερ (laser) που είναι τοποθετημένα στο βυθό και LED τα οποία είναι τοποθετημένα μέσα στα οπτικά στοιχεία. Τα δεδομένα που συλλέγονται στους φωτοπολλαπλασιαστές μεταφέρονται στα κουτιά σύνδεσης που είναι τοποθετημένα στον πυθμένα και από εκεί στην ακτή μέσω ενός δικτύου οπτικοηλεκτρικών καλωδιών. Οι φωτοπολλαπλασιαστές καταγράφουν το χρόνο άφιξης και το πλάτος του φωτός Cherenkov που εκπέμπεται από τα μιόνια και άλλα φορτισμένα σωματίδια κατά τη διέ- λευσή τους από το θαλασσινό νερό. Το φως που καταγράφεται χρησιμοποιείται για την ανακατασκευή της τροχιάς και της ενέργειας των μιονίων και κατά συνέπεια των νετρίνων. Η κατεύθυνση του νετρίνο είναι σχεδόν συγγραμμική με αυτή του μιονίου για νετρίνο υψηλών ενεργειών. ́Ετσι, η ανακατασκευή της τροχιάς του μιονίου οδηγεί στον προσδιορισμό της κατεύθυνσης του νετρίνο. Ο αλγόριθμος που χρησιμοποιείται για την ανακατασκευή της τροχιάς των μιονίων περιγράφεται στο τέταρτο κεφάλαιο αυτής της διδακτορικής διατριβής. Αυτός ο αλγόριθμος ανακατασκευής ονομάζεται Chameleon reconstruction και αποτελείται από δύο μέρη. Το ένα μέρος είναι η αναγνώ- ριση προτύπων που περιλαμβάνει αλγορίθμους για την επιλογή και την ταξινόμηση των παλμών στους φωτοπολλαπλασιαστές και το δεύτερο μέρος αφορά στην ανακατασκευή της τροχιάς του μιονίου που πραγματοποιείεται με έναν αλγόριθμο ελαχιστοποίησης του χ 2 . Στο πείραμα KM3NeT υπάρχει και μία άλλη μέθοδος ανακατασκευής της τροχιάς του μιονίου, η οποία χρησιμοποιεί μία συνάρτηση πυκνότητας πιθανότητας για τον προσ- διορισμό της κατεύθυνσης του μιονίου. Αυτός ο αλγόριθμος ονομάζεται recoLNS και η σύγκρισή του με το Chameleon, μετά από τις βελτιώσεις που πραγματοπποιήθηκαν, περιγράφεται στο τέταρτο κεφα ́λαιο. Η ανακατασκευή της ενέργειας του μιονίου και του νετρίνο είναι ζωτικής σημασί- ας για τα τηλεσκόπια νετρίνων. Το φάσμα των νετρίνων αστροφυσικής προέλευσης που συνιστούν το σήμα του ανιχνευτή εκτείνεται σε υψηλότερες ενέργειες σε σχέση με το υπόβαθρο των ατμοσφαιρικών νετρίνων που φτάνουν στον ανιχνευτικό όγκο και προσομοιάζουν το σήμα. Η εκτίμηση της ενέργειας είναι, λοιπόν, απαραίτητη για το διαχωρισμό των νετρίνων και των μιονίων, που προέρχονται από αντιδράσεις φορτισμέ- νου ρεύματος των αστροφυσικών νετρίνων με το νερό ή το βράχο γύρω (κάτω) από τον ανιχνευτή, από τα ατμοσφαιρικά νετρίνο και μιόνια. Επιπλέον, η εκτίμηση της ενέργειας είναι καίριας σημασίας για διάφορες μελέτες που αφορούν στον προσδιορισμό των πηγών νετρίνων, όπως έρευνες για σημειακές πηγές παραγωγής νετρίνων. Η μέθοδος υπολογισμού της ενέργειας μιονίων και νετρίνων που αναπτύχθηκε, πε- ριγράφεται στο πέμπτο κεφάλαιο αυτής της διατριβής. Για την ανακατασκευή της ε- νέργειας του μιονίου και του νετρίνο εκπαιδεύτηκε ένα Νευρωνικό Δίκτυο στο οποίο εισήχθησαν κατάλληλες μεταβλητές που εμφανίζουν άμεση εξάρτηση με την ενέργεια του μιονίου. Οι μεταβλητές αυτές αφορούσαν στον αριθμό των οπτικών στοιχείων και στον αριθμό των φωτοπολλαπλασιαστών που έχουν ανιχνεύσει παλμούς, στον αριθμό των φωτοπολλαπλασιαστών που δεν έχουν ανιχνεύσει παλμούς παρόλο που βρίσκονται στο μέτωπο του κύματος Cherenkov και στον ολικό χρόνο των παλμών πάνω από το κατώφλι. Αυτή η μέθοδος υπολογισμού της ενέργειας εφαρμόστηκε σε γεγονότα που είχαν ανακατασκευασθεί με τους δύο διαφορετικούς αλγορίθμους, το Chameleon και το recoLNS. Τα αποτελέσματα και στις δύο περιπτώσεις ήταν πολύ καλά ενώ η ενερ- γειακή διακριτική ικανότητα που επιτεύχθηκε αντιστοιχεί σε περίπου 0.25 για μιόνια με ενέργειες στην περιοχή των TeV. Η ανακατασκευή της ενέργειας του νετρίνο πραγμα- τοποιήθηκε για γεγονότα τα οποία αλληλεπιδρούν μέσα στον όγκο του ανιχνευτή ώστε να μπορούν να ανιχνευθούν τα φωτόνια από τον αδρονικό καταιονισμό και τα φωτόνια που προέρχονται από τη διέλευση του μιονίου στο θαλασσινό νερό. Για τα γεγονότα που δεν αλληλεπιδρούν μέσα στον ενεργό όγκο ανίχνευσης μπορεί να υπολογιστεί μό- νο ένα κατώτερο όριο της ενέργειας των νετρίνων που αντιστοιχεί στην ενέργεια του μιονίου, καθώς τα φωτόνια από τον αδρονικό καταιονισμό δεν μπορούν να ανιχνευθούν από τους φωτοπολλαπλασιαστές. Στο έκτο κεφάλαιο αυτής της διατριβής υπολογίζεται η τιμή της ευαισθησίας (sensitivity) του ανιχνευτή και της δυνατότητας ανακάλυψης (discovery potential) νετρίνων με το τηλεσκόπιο KM3NeT − ARCA λαμβάνοντας υπόψη την αστροφυσική ροή νετρίνων ό- πως μετρήθηκε από το πείραμα IceCube. Η ευαισθησία του ανιχνευτή είναι το καλύτερο όριο που μπορεί να τεθεί στη ροή νετρίνων από μία αστροφυσική πηγή σε ένα διάστημα εμπιστοσύνης (90%) αν δεν έχει ανιχνευθεί σήμα. Η δυνατότητα ανακάλυψης αντιστοι- χεί στη ροή που πρέπει να έχει η πηγή παραγωγής νετρίνων ώστε αν υπάρχει σήμα από νετρίνο να ανιχνεύεται με βεβαιότητα 5σ σε ένα ποσοστό (50%) των πειραμάτων. Για τους παραπάνω υπολογισμούς χρησιμοποιείται η ανακατασκευασμένη ενέργεια του μιο- νίου. Με αυτό τον τρόπο η περιορισμένη ακρίβεια στον προσδιορισμό της ενέργειας, που αντιστοιχεί στην ενεργειακή διακριτική ικανότητα της μεθόδου, εισάγει μια αβεβαότητα στους παραπάνω υπολογισμούς. Η αβεβαιότητα αυτή υπολογίστηκε και ορίστηκε ένα διάστημα αβεβαιότητας στο οποίο αναμένεται να κυμαίνονται οι τιμές για την ευαισθησία και τη δυνατότητα ανακάλυψης νετρίνων με το τηλεσκόπιο KM3NeT − ARCA.	el
heal.abstract	Humans were always curious about the sky and the unveiled mysteries of our Universe. They started observing the sky with telescopes detecting photons at different wavelengths of the electromagnetic spectrum. Photons are widely used in astronomy as they travel in straight lines and come directly from the spot of the sky whence they originated. However, photons can be absorbed by interstellar matter thus not reaching the Earth when traveling intergalactic dis- tances. On the other hand, charged particles, that can also be used as cosmic messengers, are deviated by magnetic fields, reaching the Earth with different directions than their initial ones. In this way, charged particles cannot provide information about their point of origin in the sky. Unlike photons or charged particles, neutrinos can emerge from deep inside their sources of origin and travel undeflected across the universe. Neutrinos, being neutral, do not interact with magnetic fields and are not absorbed by interstellar matter thus pointing back to their sources. These properties make neutrinos ideal for cosmic messengers. However, neutrinos interact weakly with matter and large instrumented volumes are necessary in order to detect neutrinos in sufficient statistics to trace their origin. Neutrino telescopes are deployed in the sea, lakes or ice and aim to detect neutrinos that have crossed the Earth and interact in or in the vicinity of the telescope. Neutrinos are detected indirectly, by the light collected in photomultipliers during the interaction of neutrino-induced particles with the medium (sea/ lake water or ice). The light in photomultipliers is used for the reconstruction of the neutrino direction and the estimation of the neutrino energy. KM3NeT is an infrastructure of deep-sea water neutrino telescopes in the Mediterranean Sea. This neutrino telescope aims to detect neu- trinos from galactic and extragalactic neutrino sources. This thesis describes a method for the muon and neutrino energy reconstruc- tion for the KM3NeT neutrino telescope. In the first chapter, the sources and the production mechanisms of Cosmic Rays and neutri- nos are described. The detection principle of neutrino telescopes and the signal and background sources are outlined in the second chapter. In addition, the main existing neutrino telescopes are presented in this chapter. In the third chapter of this thesis, the KM3NeT project is discussed providing information about the detector design, its detection units, the data acquisition and event triggering processes as well as the software packages used for the Monte Carlo simulation of neutrinos. The algorithm used to reconstruct the direction of the neutrino-induced muon tracks, and consequently the neutrino direction reconstruction, is described in the fourth chapter. The performance of this reconstruction is presented before and after the improvements that were made and the results are also compared with another track reconstruction package. The muon and neutrino energy reconstruction is described in chapter 5. The method that was developed for the muon and neutrino energy estimation is analysed. This method employs a Neural Network with appropriate input variables to determine the muon and neutrino energy. The energy resolution achieved with this method is approximately 0.25 in log 10 E μ for muons at the TeV energy range. Finally, the sensitivity and discovery potential of the KM3NeT neutrino telescope for the detection of high energy neutrinos from astrophysical sources is discussed in chapter 6. The astrophysical neutrino flux that was recently measured by the IceCube Collaboration is used and the uncertainty introduced by the energy estimator is investigated.	en
heal.advisorName	Τσιπολίτης, Γιώργος	el
heal.committeeMemberName	Τσιπολίτης, Γιώργος	el
heal.committeeMemberName	Μάρκου, Χρήστος	el
heal.committeeMemberName	Τζαμαριουδάκη, Αικατερίνη	el
heal.committeeMemberName	Αλεξόπουλος, Θεόδωρος	el
heal.committeeMemberName	Γαζής, Ευάγγελος	el
heal.committeeMemberName	Φανουράκης, Γιώργος	el
heal.committeeMemberName	Κουσουρής, Κωνσταντίνος	el
heal.academicPublisher	Σχολή Εφαρμοσμένων Μαθηματικών και Φυσικών Επιστημών	el
heal.academicPublisherID	ntua
heal.fullTextAvailability	true