ПОИСК Статьи Рисунки Таблицы Экспериментальные исследования потоков нейтрино из "Изотопы Свойства, получение, применение Том 2" Ускорительные нейтрино вблизи источника регистрировать сравнительно легко, однако для поиска осцилляций и оценки массы нейтрино наиболее интересны эксперименты с детекторами, удалёнными на сотни и тысячи километров. Такова ожидаемая длина осцилляций Ь, вычисленная по формуле (10.2.1) для нейтрино с массой масштаба сотых долей эВ и энергией в десятки ГэВ. Однако на таких расстояниях вследствие неизбежной расходимости пучка плотность потока нейтрино значительно меньше, чем вблизи ускорителя. [c.13] В силу указанных обстоятельств для исследования потоков нейтрино требуются, во-первых, низкофоновые условия измерений и, во-вторых, максимально возможная активная масса детектора. Первое условие выполняется путём размещения детекторов в подземных низкофоновых лабораториях. Применяется глубокая очистка вещества нейтринных мишеней и конструкционных материалов от радиоактивных примесей, используется пассивная экранировка внешних фонов и активная система вето для распознавания фоновых событий. Второе условие часто влечёт за собой затраты на изотопное обогащение вещества детектора. [c.13] Общность методических требований к указанным экспериментам позволяет создавать детекторы многоцелевого назначения. Например, регистрация солнечных и дальних ускорительных нейтрино может сочетаться с измерениями двойного бета-распада и поисками тёмной материи. Это позволяет увеличить научную отдачу этих дорогостоящих установок. [c.13] Природными источниками наблюдаемых на Земле нейтрино являются Солнце, взрывы сверхновых звёзд и распадающиеся на лету мюоны космических лучей, которые рождаются в верхних слоях атмосферы Земли под воздействием энергичных частиц космического происхождения. Изучением этих потоков нейтрино занимается нейтринная астрофизика, которая сегодня интенсивно развивается [5]. В последнее время обсуждается возможность регистрации нейтрино, излучаемых при бета-распаде радиоактивных изотопов, которые находятся в толще Земли. [c.13] Искусственными источниками нейтрино являются ядерные реакторы. Потоки излучаемых ими нейтрино активно исследуются. Нейтрино от искусственных изотопных источников, содержащих ядра, которые претерпевают бета распад и электронный захват, используются для калибровки детекторов нейтрино. Рассматриваются возможности использования мощных изотопных источников нейтрино для физических исследований. [c.13] Источником энергии Солнца является горение водорода — цепь реакций, начинающаяся со слияния протонов, и приводящая в итоге к синтезу ядер средних масс О. Многие ядерные реакции, происходящие внутри Солнца, приводят к излучению нейтрино, которые уносят до 2% выделяющейся энергии. В табл. 10.3.1 приведены основные реакции, в которых рождаются солнечные нейтрино, и указаны параметры соответствующих нейтринных потоков [6]. Энергетические спектры этих нейтрино приведены на рис. 10.3.1. [c.14] О Максимальной энергией связи нуклонов и наибольшим дефектом массы обладают ядра в области Ре, поэтому синтез более тяжёлых ядер энергетически невыгоден. [c.14] Возбуждённое состояние ядра. [c.15] Эта реакция имеет энергетический порог 0,814 МэВ, так что основной вклад в регистрируемый по этой схеме поток солнечных нейтрино вносят нейтрино от бета-распада В. В детекторе происходит химическое выделение родившихся радиоактивных атомов аргона-37 и регистрация их распадов обратно в хлор-37 (К-захват) с периодом полураспада 34,8 суток. Таким образом, детектор измеряет проинтегрированный за этот промежуток времени поток нейтрино. [c.15] В такой мишени поток солнечных нейтрино производит примерно 1 атом аргона в 2 дня. Для защиты детектора от космических лучей он был расположен в шахте, на глубине 3500 метров в водном эквиваленте. Результаты измерений, выполненных с 1968 по 1971 год, дали частоту регистрации нейтрино, равную 2,56 0,23 SNU [8], тогда как стандартная солнечная модель для этого детектора предсказывала большую величину - 7,6+1 SNU. [c.16] В этом эксперименте впервые было осуществлено прямое детектирование солнечных нейтрино, и его результаты стали первым указанием на проблему их дефицита. В 2002 году за экспериментальные исследования солнечных нейтрино хлор-аргоновым методом Раймонд Дэвис получил Нобелевскую премию по физике. [c.16] Хлор-аргоновый детектор солнечных нейтрино обладает двумя недостатками, обусловленными высоким (0,814 МэВ) порогом регистрации. Во-первых, как видно из спектров нейтрино (рис. 10.3.1), он регистрирует лишь малую часть солнечных нейтрино и, прежде всего, он не видит рр-нейтрино, которые составляют главную компоненту их общего потока. Второй недостаток — невозможность абсолютной калибровки детектора с помощью искусственного изотопного источника нейтрино, поскольку нет радиоактивных изотопов, подходящих по времени жизни (недели или хотя бы дни), которые излучали бы мощные потоки нейтрино с энергией выше 0,814 МэВ. [c.16] В результате 13-летних измерений детектором SAGE потока солнечных нейтрино была получена скорость регистрации нейтрино, равная 69,6 SNU при теоретическом ожидании 129 SNU. Таким образом, галлий-герма-ниевый детектор SAGE подтвердил заключение, сделанное на основе хлор-аргонового метода, о существовании дефицита солнечных нейтрино по сравнению с теоретическим ожиданием. [c.17] ТОНН Ga). Установка работает в подземной низкофоновой лаборатории в Гран Сассо ) (Италия) на глубине 3500 м в водном эквиваленте. [c.18] Применение радиохимического анализа в случае хлор-аргонового и гал-лий-германиевого детекторов позволяет из десятков тонн исходного вещества (С1 или Ga) выделить радиоактивные атомы новых изотопов ( Аг или Ge), которые образуются в результате взаимодействия нейтрино с ядрами внутри мишени. Решение аналогичной задачи для других возможных типов детекторов, например, для регистрации атомов Ве, образующихся в нескольких тоннах Li под действием потока нейтрино, было бы крайне интересно для развития физики солнечных нейтрино [14. [c.18] Эти детекторы представляют собой большие баки, заполненные сверхчистой водой ) и снабжённые фотоумножителями. При рассеянии нейтрино на электроне, последний приобретает сверхсветовую (в среде) скорость и становится источником вспышки черепковского излучения. Схема процесса регистрации нейтрино показана на рис. 10.3.4. Регистрация вспышки света фотоумножителями, которые просматривают весь объём детектора, позволяет оценить энергию и даже с точностью до полусферы определить направление импульса электрона. Энергетический порог регистрации нейтрино в этих установках составляет 5 -i- 8,5 МэВ, что позволяет исследовать, в частности, поток солнечных борных нейтрино ). Отличительной особенностью черепковских детекторов нейтрино является то, что они работают в режиме реального времени и не используют радиохимические технологии. [c.18] Первая из приведённых реакций — рассеяние нейтрино на электроне (10.3.3) — может происходить для нейтрино всех трёх флейворов, однако вероятность рассеяния и значительно ниже, чем для электронного нейтрино i/q [19]. Реакция расщепления дейтрона на протон и нейтрон (10.3.4) О имеет равную вероятность для нейтрино всех трёх флейворов [20]. [c.20] Вернуться к основной статье