Войти
Внутренняя часть детектора нейтрино MiniBooNE A Детектор нейтрино - это физический прибор, предназначенный для изучения нейтрино. Поскольку нейтрино только слабо взаимодействуют с другими частицами материи, детекторы нейтрино должны быть очень большими, чтобы обнаруживать значительное количество нейтрино. Детекторы нейтрино часто строят под землей, чтобы изолировать детектор от космических лучей и другого фонового излучения. Область нейтринной астрономии все еще находится в зачаточном состоянии - единственными подтвержденными внеземными источниками на 2018 год являются Солнце и сверхновая 1987A в поблизости Большое Магелланово Облако. Другой вероятный источник (три стандартных отклонения) - это блазар TXS 0506 + 056 на расстоянии около 3,7 миллиарда световых лет от нас. Обсерватории нейтрино «дадут астрономам свежий взгляд на изучение Вселенной».
Были использованы различные методы обнаружения. Супер Камиоканде - это большой объем воды, окруженный фототрубками, которые следят за черенковским излучением, испускаемым, когда входящее нейтрино создает электрон или мюон в воде. Нейтринная обсерватория Садбери аналогична, но использует тяжелую воду в качестве среды обнаружения. Другие детекторы состояли из больших объемов хлора или галлия, которые периодически проверяются на наличие избытка аргона или германия соответственно, которые являются создается нейтрино, взаимодействующим с исходным веществом. MINOS использует твердый пластик сцинтиллятор, за которым следят фотопробирки ; Borexino использует жидкий псевдокумол сцинтиллятор, за которым также наблюдают фотопробирки ; а в детекторе NOνA используется жидкий сцинтиллятор, за которым наблюдают лавинные фотодиоды.
. Предлагаемое акустическое обнаружение нейтрино с помощью термоакустического эффекта является предметом специальных исследований, проведенных ANTARES, IceCube и KM3NeT в сотрудничестве.
Нейтрино вездесущи по своей природе так что каждую секунду десятки миллиардов из них «проходят через каждый квадратный сантиметр нашего тела, а мы даже не замечаем этого». Многие из них были созданы во время Большого взрыва, а другие - в результате ядерных реакций внутри звезд, планет и других межзвездных процессов. Согласно предположениям ученых, некоторые из них могут также возникать в результате событий во Вселенной, таких как «сталкивающиеся черные дыры, гамма-всплески от взрывающихся звезд и / или жестокие события в ядрах далеких галактик».
Несмотря на то, как Как правило, нейтрино чрезвычайно "трудно обнаружить" из-за их малой массы и отсутствия электрического заряда. В отличие от других частиц, нейтрино взаимодействуют только посредством гравитации и нейтрального тока (включая обмен Z-бозоном ) или заряженным током (включая обмен W-бозоном ) слабые взаимодействия. Поскольку в соответствии с законами физики у них есть лишь «небольшая часть массы покоя», возможно, менее «миллионной массы электрона», гравитационная сила, вызванная нейтрино, оказалась слишком слабой, чтобы ее можно было обнаружить, поэтому слабое взаимодействие остается Основной метод обнаружения:
Антинейтрино были впервые обнаружены вблизи Ядерный реактор Саванна-Ривер в нейтринном эксперименте Коуэна-Райнса в 1956 году. Фредерик Райнс и Клайд Коуэн использовали две мишени, содержащие раствор кадмия. хлорид в воде. Два сцинтилляционных детектора были размещены рядом с водяными мишенями. Антинейтрино с энергией выше порога 1,8 МэВ вызвали взаимодействия заряженного тока «обратного бета-распада» с протонами в воде с образованием позитронов и нейтронов. Образовавшийся позитрон аннигилирует с электронами, создавая пары совпадающих фотонов с энергией около 0,5 МэВ каждая, которые могут быть обнаружены двумя сцинтилляционными детекторами над и под мишенью. Нейтроны были захвачены ядрами кадмия, что привело к появлению задержанных гамма-лучей с энергией около 8 МэВ, которые были обнаружены через несколько микросекунд после фотонов от события аннигиляции позитрона.
Этот эксперимент был разработан Коуэном и Райнсом, чтобы дать уникальную сигнатуру антинейтрино, чтобы доказать существование этих частиц. Измерение полного потока антинейтрино не было экспериментальной целью. Таким образом, все обнаруженные антинейтрино несут энергию, превышающую 1,8 МэВ, что является порогом для используемого канала реакции (1,8 МэВ - это энергия, необходимая для создания позитрона и нейтрона из протона). Только около 3% антинейтрино из ядерного реактора несут достаточно энергии для реакции.
Недавно построенный и намного более крупный детектор KamLAND использовал аналогичные методы для изучения колебаний антинейтрино от 53 японских атомных электростанций. Меньший по размеру, но более чистый детектор Borexino был способен измерять наиболее важные компоненты спектра нейтрино от Солнца, а также антинейтрино с Земли и ядерных реакторов.
Детекторы хлора, основанные на методе, предложенном Бруно Понтекорво, состоят из резервуара, заполненного хлорсодержащей жидкостью, такой как тетрахлорэтилен. Нейтрино иногда превращает атом хлора -37 в один из аргона -37 посредством взаимодействия заряженного тока. Пороговая энергия нейтрино для этой реакции составляет 0,814 МэВ. Текучую среду периодически продувают газом гелием, который удаляет аргон. Затем гелий охлаждается для отделения аргона, и атомы аргона подсчитываются на основе их электронного захвата радиоактивных распадов. Детектор хлора на бывшей шахте Хоумстейк около Лид, Южная Дакота, содержащий 520 коротких тонн (470 метрических тонн ) жидкости, был первым, кто обнаружил солнечные нейтрино и провел первое измерение дефицита электронных нейтрино от Солнца (см. задачу о солнечных нейтрино ).
В аналогичной конструкции детектора с гораздо более низким порогом обнаружения 0,233 МэВ используется преобразование галлий → германий, которое чувствительно к нейтрино с более низкой энергией. Нейтрино способно реагировать с атомом галлия-71, превращая его в атом нестабильного изотопа германия -71. Затем германий химически экстрагировали и концентрировали. Таким образом, нейтрино были обнаружены путем измерения радиоактивного распада германия.
Последний метод получил прозвище «Эльзас-Лотарингия » из-за задействованной последовательности реакций (галлий → германий → галлий).
SAGE в России использовалось около 50 тонн, а в экспериментах GALLEX / GNO в Италии около 30 тонн галлия в качестве реакционной массы. Цена на галлий непомерно высока, поэтому масштабный эксперимент трудно себе позволить. Поэтому более масштабные эксперименты превратились в менее дорогостоящую реакционную массу.
Радиохимические методы обнаружения полезны только для подсчета нейтрино; они почти не дают информации об энергии нейтрино или направлении движения.
"Кольцевые изображения" Черенковские детекторы используют явление, называемое черенковский свет. Черенковское излучение возникает всякий раз, когда заряженные частицы, такие как электроны или мюоны, движутся через данную детекторную среду несколько быстрее, чем скорость света в этой среде. В черенковском детекторе большой объем прозрачного материала, такого как вода или лед, окружен светочувствительными трубками фотоумножителя. Заряженный лептон, произведенный с достаточной энергией и движущийся через такой детектор, действительно движется несколько быстрее, чем скорость света в среде детектора (хотя и несколько медленнее, чем скорость света в вакууме ). Заряженный лептон генерирует видимую «оптическую ударную волну» черенковского излучения. Это излучение регистрируется фотоэлектронными умножителями и проявляется в виде характерного кольцевого рисунка активности в массиве фотоумножителей. Поскольку нейтрино могут взаимодействовать с атомными ядрами, чтобы произвести заряженные лептоны, которые испускают черенковское излучение, этот паттерн можно использовать для определения направления, энергии и (иногда) информации о вкусе падающих нейтрино.
Два заполненных водой детектора этого типа (Kamiokande и IMB ) зарегистрировали нейтринную вспышку от сверхновой SN 1987A. Ученые обнаружили 19 нейтрино от взрыва звезды внутри Большого Магелланова Облака - только 19 из восьмидециллионных (10) нейтрино, испущенных сверхновой. Детектор Камиоканде смог обнаружить всплеск нейтрино, связанный с этой сверхновой, и в 1988 году он был использован для прямого подтверждения образования солнечных нейтрино. Самый крупный из таких детекторов - заполненный водой Супер-Камиоканде. Этот детектор использует 50 000 тонн чистой воды, окруженный 11 000 фотоэлектронных умножителей, похороненных на глубине 1 км под землей.
Нейтринная обсерватория Садбери (SNO) использует 1000 тонн сверхвысокой концентрации тяжелой воды, содержащейся в сосуде диаметром 12 метров из акрилового пластика. окружен цилиндром из сверхчистой обычной воды диаметром 22 метра и высотой 34 метра. В дополнение к взаимодействиям нейтрино, видимым в обычном водяном детекторе, нейтрино может расщеплять дейтерий в тяжелой воде. Образовавшийся свободный нейтрон впоследствии захватывается, выпуская всплеск гамма-излучения, который может быть обнаружен. Все три аромата нейтрино в равной степени участвуют в этой реакции диссоциации.
В извещателе MiniBooNE используется чистое минеральное масло в качестве среды обнаружения. Минеральное масло представляет собой природный сцинтиллятор, поэтому заряженные частицы без достаточной энергии для производства черенковского света все же производят сцинтилляционный свет. Могут быть обнаружены мюоны и протоны низкой энергии, невидимые в воде. Таким образом, возникло использование естественной среды в качестве средства измерения.
Поскольку поток нейтрино, приходящий на Землю, уменьшается с увеличением энергии, размер детекторов нейтрино также должен увеличиваться. Хотя строительство под землей кубического детектора размером в километр, покрытого тысячами фотоумножителей, было бы непомерно дорогим, объемы обнаружения такой величины могут быть достигнуты путем установки массивов черенковских детекторов глубоко внутри уже существующих естественных водоемов или ледяных образований, с несколькими другие преимущества. Во-первых, сотни метров воды или льда частично защищают детектор от атмосферных мюонов. Во-вторых, эти среды являются прозрачными и темными, что является важным критерием для обнаружения слабого черенковского света. На практике из-за распада Калия 40 даже бездна не является полностью темной, поэтому этот распад должен использоваться в качестве базовой линии.
Иллюстрация нейтринного детектора Antares, развернутого под водой. Расположенный на глубине около 2,5 км телескоп ANTARES (Астрономия с нейтринным телескопом и исследование окружающей среды Бездны) полностью функционирует с 30 мая 2008 года. Состоит из группы из двенадцати отдельных 350 метр - длинные вертикальные детекторные гирлянды на расстоянии 70 метров друг от друга, каждая с 75 фотоумножителями оптическими модулями, этот детектор использует окружающую морскую воду в качестве детекторной среды. Общий инструментальный объем глубоководного нейтринного телескопа следующего поколения KM3NeT составит около 5 км. Детектор будет размещен на трех площадках в Средиземном море. Реализация первой фазы телескопа началась в 2013 году.
Антарктическая система детекторов мюонов и нейтрино (AMANDA) работала с 1996 по 2004 год. В этом детекторе использовались фотоэлектронные умножители, установленные в гирляндах, закопанных глубоко (1,5–2 км) в ледниковом льду Антарктики вблизи Южного полюса. Сам лед является детекторной средой. Направление падающих нейтрино определяется путем регистрации времени прихода отдельных фотонов с использованием трехмерного массива детекторных модулей, каждый из которых содержит по одной фотоумножительной трубке. Этот метод позволяет обнаруживать нейтрино выше 50 ГэВ с пространственным разрешением примерно 2 градусов. AMANDA использовалась для создания нейтринных карт северного неба для поиска внеземных источников нейтрино и для поиска темной материи. AMANDA была модернизирована до обсерватории IceCube, в результате чего объем детекторной матрицы увеличился до одного кубического километра. Ice Cube находится глубоко под Южным полюсом в кубическом километре совершенно чистого древнего льда без пузырей. Как и AMANDA, он основан на обнаружении мерцаний света, излучаемых в чрезвычайно редких случаях, когда нейтрино действительно взаимодействует с атомом льда или воды.
Radio Ice Cherenkov В эксперименте используются антенны для обнаружения черенковского излучения нейтрино высоких энергий в Антарктиде. Антарктическая импульсная переходная антенна (ANITA) - это аэростатное устройство, летающее над Антарктикой и обнаруживающее излучение Аскарьяна, создаваемое нейтрино сверхвысоких энергий, взаимодействующим со льдом внизу.
Следящие калориметры, такие как детекторы MINOS, используют чередующиеся плоскости материала поглотителя и материала детектора. Плоскости поглотителя обеспечивают массу детектора, а плоскости детектора предоставляют информацию слежения. Сталь является популярным абсорбером, поскольку она относительно плотная и недорогая, а ее преимущество заключается в том, что она может намагничиваться. Активный детектор часто представляет собой жидкий или пластиковый сцинтиллятор, считываемый с помощью фотоэлектронных умножителей, хотя также использовались различные типы ионизационных камер.
Предложение NOνA предлагает устранить плоскости поглотителя в пользу использования очень большого активного объема детектора.
Следящие калориметры полезны только для высоких энергий (ГэВ диапазон) нейтрино. При этих энергиях взаимодействия нейтрального тока проявляются как ливень адронных осколков, а взаимодействия заряженных токов идентифицируются по наличию трека заряженного лептона (возможно, наряду с некоторой формой адронного мусора).
Мюон, образующийся при взаимодействии заряженного тока, оставляет длинный проникающий след, и его легко обнаружить; Длина этого трека мюона и его кривизна в магнитном поле предоставляют информацию об энергии и заряде (. μ. по сравнению с. μ.). Электрон в детекторе создает электромагнитный ливень, который можно отличить от адронного ливня, если гранулярность активного детектора мала по сравнению с физической протяженностью ливня. Тау-лептоны по существу немедленно распадаются либо на другой заряженный лептон, либо на пионы, и их нельзя непосредственно наблюдать в детекторах такого типа. (Чтобы непосредственно наблюдать таус, обычно ищут изгиб на треках в фотоэмульсии.)
При низких энергиях нейтрино может рассеяться от всего ядра атома, а не отдельные нуклоны, в процессе, известном как когерентное нейтральное текущее нейтрино-ядерное упругое рассеяние или когерентное рассеяние нейтрино. Этот эффект был использован для создания чрезвычайно маленького детектора нейтрино. В отличие от большинства других методов обнаружения, когерентное рассеяние не зависит от аромата нейтрино.
В большинстве нейтринных экспериментов необходимо учитывать поток космических лучей, которые бомбардируют поверхность Земли.
Эксперименты с нейтрино с более высокой энергией (>50 МэВ или около того) часто покрывают или окружают первичный детектор «вето» детектором, который обнаруживает, когда космические лучи проходят в первичный детектор, обеспечивая соответствующую активность в первичный детектор игнорируется (запрещается). Поскольку поток падающих атмосферных мюонов изотропен, локализованное и анизотропное обнаружение различают по отношению к фону, выдающему космическое событие.
Для экспериментов с более низкими энергиями космические лучи не являются прямой проблемой. Вместо этого расщепляющиеся нейтроны и радиоизотопы, производимые космическими лучами, могут имитировать желаемые сигналы. Для этих экспериментов решение состоит в том, чтобы разместить детектор глубоко под землей, чтобы земля наверху могла снизить уровень космических лучей до приемлемого уровня.
Детекторы нейтрино могут быть нацелены на астрофизические наблюдения; считается, что многие астрофизические явления испускают нейтрино.
Подводные нейтринные телескопы:
Подледные нейтринные телескопы:
Подземные нейтринные обсерватории:
Другие:
СМИ, относящиеся к нейтринным детекторам на Wikimedia Commons