Современные эксперименты по обнаружению нейтрино

    Все современные эксперименты по регистрации нейтрино можно разделить на следующие типы:

1. Эксперименты с солнечными нейтрино
2. Эксперименты с атмосферными нейтрино
3.  Реакторные эксперименты
4. Ускорительные эксперименты
5. Регистрация нейтрино от взрывов сверхновых (как правило, как дополнительная задача в других типах экспериментов)
6. Эксперименты с высокоэнергетичными нейтрино (нейтринные телескопы)
7. Эксперименты по поиску двойного безнейтринного бета-распада.

Что характерно, эксперименты первых четырех типов были предложены еще Б.М. Понтекорво для поиска доказательства нейтринных осцилляций.

Солнечные нейтрино

Эксперимент Borexino

    Борексино - это детектор для регистрации низкоэнергетичных нейтрино, сооружение которого приближается к концу в подземной лаборатории института LNGS в Grand Sasso, Италия. Цель эксперимента - прямое измерение потока ⁷Be солнечных нейтрино всех 3  ароматов с помощью рассеяния  нейтрино на электронах в ультрачистой сцинтилляционной жидкости.
    ⁷Be нейтрино образуются в реакции:

⁷Be + e^– → ⁷Li + ν_e.

90% нейтрино, образующийся в этой реакции, имеют энергию 0.86 МэВ, а 10% - 0.38 МэВ. В данном эксперименте регистрируются нейтрино с энергией 0.86 МэВ. Реакция детектирования ⁷Be нейтрино – это реакция рассеяния на электронах:

e^– + ν_e → e'^– + ν^'_e.

Электрон отдачи в этой реакции имеет непрерывный спектр с максимальной энергией, равной 0.66 МэВ.
    Данный эксперимент пытается ответить на вопрос, какой поток солнечных ⁷Be нейтрино наблюдается на Земле и напрямую показать осцилляции солнечных нейтрино.
           Ожидаемое согласно ССМ количество регистрируемых событий в диапазоне энергий 0.25 – 0.80 МэВ составляет примерно 55 нейтрино/день, из которых 43 – это «бериллиевые» нейтрино. Предполагается также детектирование верхней части спектра «борных» нейтрино. Реально наблюдаемый поток будет зависеть от того, какая из моделей нейтринных осцилляций верна.

Общая схема детектора

    Схематически детектор изображен на рис. 1. Детектор состоит из 2 частей: так называемых внутреннего и внешнего детекторов. Ядро внутреннего детектора представляет собой прозрачный сферический сосуд (нейлоновая сфера толщиной в 100 микрон), 8.5 метров в диаметре, наполненный 290 т. жидкого сцинтиллятора. Сцинтиллятор состоит из псевдокумола (1,2,4-триметилбензина) с добавлением 0,1% PPO (2,5-дифенилоксазола). Энергетический выход данной смеси довольно высок и равен 12 000 фотонов/МэВ.

Рис. 1. Общая схема детектора Борексино.

    Псевдокумол был выбран из-за большой длины пропускания светового излучения (до 7 м), подходящих механических свойств, высокой химической чистоте, а также  доступности в больших количествах. PPO служит для сдвига длины волны гамма-излучения к значению 380 нм, которое совпадает с максимумом чувствительности ФЭУ. Внутренний детектор погружен в не сцинтилляционную жидкость, находящуюся в сфере, сделанной из нержавеющей стали. Это так называемая буферная зона, она содержит 1040 тонн псевдокумола с добавлением гасящего сцинтилляцию диметилфталата. Сфера в свою очередь находится в резервуаре с 2000 тоннами воды высокой очистки. Это и есть внешний детектор. Внутренний детектор просматривается 2200 ФЭУ, внешний включает в себя еще 200 ФЭУ, локализованных вокруг внутреннего детектора. Эти ФЭУ детектируют мюоны по их черенковскому излучению.

Основные принципы детектирования

    В основе регистрации событий в детекторе Борексино лежит явление одноэлектронного импульса ФЭУ. Для регистрации события служит схема совпадений. Только совпадение импульсов в некотором количестве ФЭУ в течение достаточно малого промежутка времени служит основанием для регистрации физического события в объеме детектора.
    Одной из основных проблем при конструировании детектора являлось подавление фонового излучения. Наибольший вклад в фоновое излучение вносят ряд процессов.

1. Естественная радиоактивность веществ, из которых изготовлен детектор, источниками которой являются:
   a) тяжелые изотопы ⁴⁰K, ²³⁸U и  ²³²Th и продукты их распада: ²²⁶Ra и ²¹⁰Pb;
   b) радиоактивные благородные газы: ²²²Ra и ⁸⁵Kr;
   c) радиоактивный углерод   ¹⁴С.
2. Процессы, порождаемые в детекторе космическими мюонами:
   a) непосредственное излучение при взаимодействии с веществом детектора;
   b) наведенная мюонами радиоактивность.
3. Внешнее гамма-излучение:
   a) от окружающих детектор горных пород;
   b) излучение внешних частей детектора.

    Для избавления от влияния радиоактивных изотопов металлов используется химическая отчистка сцинтилляционной жидкости. Для защиты от радона и криптона применяется внешняя нейлоновая сфера. Единственный способ добиться необходимой чистоты сцинтиллятора от изотопа ¹⁴С – это использование органической жидкости нефтехимического производства, такой как псевдокумол.
    Детектор Борексино находится на глубине 3700 m.w.e. На данной глубине происходит подавление потока атмосферных мюонов на 6 порядков до значения 1.1 см^-2 с^-1. Кроме того, для подавления мюонных событий служит система мюонного вето, выключающая внутренний детектор на несколько секунд после пролета мюона во внешнем детекторе.
    Защита детектора от фонового гамма-излучения сделана так, чтобы уменьшить этот фон до величины меньшей, чем поток фотонов, возникающий при сцинтилляции. Поэтому защита детектора является многоступенчатой, причем, чем ближе к сцинтиллятору, тем более радиоактивно-чистые материалы используются. Во внешний поток фотонов наибольший вклад вносят ФЭУ, а точнее их стекла. Но это излучение ослабляется 3,25 м буферной зоной, а также нейлоновой сферой, содержащей сцинтиллятор. Кроме того, внешнее гамма-излучение можно выделить по амплитуде сигнала и его радиальной зависимости.

Преимущества детектора

    Борексино является первым детектором, созданным специально для детектирования «бериллиевых» солнечных нейтрино.
    Особенностью детектора является то, что детектирование происходит непосредственно или в режиме реального времени, в отличие, к примеру, от химического метода детектирования в  Homestake или SAGE. Но детектирование в режиме реального время в диапазоне 0-5 МэВ затруднено сильным фоновым излучением, вызванным естественной радиацией, причем как проникающим из внешней среды, так и продуцируемым самим детектором. Чтобы уменьшить внешний фон в Борексино применили внешнюю водяную защиту, как и в детекторах SuperKamiokande и Sudbury.
    При детектировании в диапазоне низких энергий для отсечения высокого фона необходима высокая светимость в реакции детектирования. Как известно, сцинтилляция отличается повышенной светимостью по сравнению с черенковским излучением. Создание технологии применения сцинтилляции в детекторе с объемом более ста тонн для низкоэнергетичной спектроскопии является одним из достижений коллаборации Борексино.
    Рассмотрим возможные механизмы нейтринных осцилляций, которые могут быть подтверждены или опровергнуты в эксперименте Borexino.
    Эксперимент SuperKamiokande показал наличие нейтринных осцилляций, но не показал наличие MSW или вакуумных осцилляций, и не указал их механизм: SMA, LMA или LOW решение. Найденное в эксперименте Sudbury отношение NC/CC указывает на конкретное решений для нейтринных осцилляций (LMA), но ничего не говорит о возможности преобразования в стерильные нейтрино. Поток нейтрино, измеренный в эксперименте Борексино, может доказать любой из механизмов осцилляций:

• ~ 11 нейтрино/день – четкое указание на SMA;
•  ~ 30 нейтрино/день – совместно с результатами предыдущих экспериментов указывает на LMA;
•  поток менее 11 нейтрино/день – указывает на преобразование в стерильные нейтрино.

    Рассчитанные потоки нейтрино для ССМ и разных моделей нейтринных осцилляция указаны в таблице X. Найденная суточная ассиметрия потока нейтрино укажет на MSW осцилляции и LOW решение в рамках эффекта МСВ. А найденные сезонные колебания потока нейтрино будут служить указанием на вакуумные осцилляции нейтрино.

Таблица 1. Предполагаемое количество регистрируемых в день детектором Борексино нейтрино в диапазоне энергий 0.25 - 0.80 МэВ.

Реакторные эксперименты

Эксперимент KamLAND

    KamLAND (Kamioka Liquid scintillator Anti-Neutrino Detector) – это большой нейтринный детектор, расположенный на острове Хонсю в Японии. В эксперименте участвуют 12 институтов США и Японии. Это крупнейший из когда-либо построенных низкоэнергетичных нейтринных детекторов, а также крупнейший сцинциляционной детектор. Граничная энергия регистрируемых нейтрино составляет 1 МэВ. Основная цель эксперимента – разрешение проблемы нейтринных осцилляций путем детектирования антинейтрино от  японских и южнокорейских ядерных реакторов. Для этого нужно сопоставить поток антинейтрино, детектируемый установкой, с точно рассчитанным значением потока этих же частиц от реактора.
    KamLAND создан на месте уже описанного ранее детектора Kamiokande-II. Установка начала свою работу в 2002 году и продолжает работать до настоящего времени.
    Основной (внутренний) детектор установки содержит 1000 тонн жидкого сцинтиллятора в прозрачной нейлоновой сфере (являющейся бывшим метеозондом) диаметром 13 м (см. рис. 2).

Рис. 2. Схема детектора KamLAND

При этом собственно для детектирования антинейтрино используется центральная область сферы  диаметром 5.5 м, содержащая примерно 544 тонны сцинтиллятора. Сцинтиллятор состоит из раствора псевдокумола в додекане (20:80) с небольшой добавкой дифенилоксазола, который улучшает сцинтилляционные характеристики. Чистота сцинтиллятора по урану, торию и калию (природным радиоактивным элементам, способным давать вклад в фон детектора) доведена до нескольких единиц на 10^-16 г/г. Пластиковая сфера со сцинтиллятором подвешена в центре стальной сферы, заполненной прозрачной смесью жидких парафинов (массой ~2 килотонны). На внутренней поверхности стальной сферы расположены 1879 фотоумножителей двух типов (17- и 20-дюймового диаметра). Момент срабатывания каждого ФЭУ отслеживается с точностью ~3.5 нс, что позволяет не только измерять энергию событий, но и восстанавливать координаты сцинтилляционной вспышки.
    Одной из основных проблем детектирования является уменьшение фона. Основными процессами, вносящими вклад в  радиационный фон, являются процессы, вызванные атмосферными мюонами, и естественная радиоактивность. Естественная радиоактивность уменьшается путем окружения детектора слоем минерального масла, защищающего от гамма-лучей и нейтринной радиации.
    Для обнаружения космических мюонов служит внешний детектор. Основной детектор смонтирован внутри внешнего защитного водного черенковского детектора. Это заполненная сверхчистой водой стальная цилиндрическая емкость  диаметром 18 м. Хотя почти все мюоны, рождающиеся в верхних слоях атмосферы, поглощаются километровой толщей скалы над подземной лабораторией, небольшая часть их все же достигает установки, и генерируемые ими быстрые нейтроны могут вызвать ложное срабатывание основного детектора. Поэтому после зарегистрированного пролета мюона набор данных основным детектором временно приостанавливается.

Рис. 3. Отношение измеренных нейтринных потоков к ожидаемым в случае отсутствия осцилляций для всех экспериментов с реакторными нейтрино, проведенных в последнее время.

   В предыдущих экспериментах с реакторными нейтрино (на реакторах в Красноярске, Ровно, Саванна-Ривер, Гёсгене, Буже, Пало Верде и в эксперименте CHOOZ) их дефицита не было обнаружено. Однако эксперименты с солнечными нейтрино свидетельствовали, что расстояния порядка 1 км слишком малы для его обнаружения – т.е. все ранее проведенные эксперименты были слишком малочувствительны к эффекту нейтринных осцилляций. Размеры KamLAND и его расположение в 100-200 км от реакторов сделало его весьма чувствительным к этому эффекту, что и привело к его обнаружению. Резко увеличив массу мишени, снизив фон и продвинувшись на два порядка по расстоянию, KamLAND смог попасть в область осцилляций (см. рис. 3).  
    Ядерные реакторы, которые служат источниками антинейтрино -  а всего их около 70, но примерно 80% потока дают 26 из них –  в основном удалены от детектора на расстояние от 138 до 214 км, хотя даже реакторы из Кореи вносят некоторый вклад (примерно 2.5%) в общий поток.

Рис. 4. Расчетное значение потока антинейтрино от различных радиоактивных изотопов в зависимости от расстояния от реактора до детектора KamLAND.

    Нужно отметить, что число реакторов, являющихся источниками антинейтрино, менялось по ходу эксперимента, что создало дополнительные сложности при расчете теоретического потока антинейтрино.  Суммарная тепловая мощность всех этих реакторов равна 130 ГВт, а поток антинейтрино, который создается ими в месте, где расположена установка, составляет 1×10⁶ см^-2с^-1. Для детектирования антинейтрино используется реакция обратного бета-распада – захват электронного антинейтрино протоном, который при этом превращается в нейтрон и излучает позитрон:

_e + p → e⁺ + n.

Легко рассчитать минимальную энергию антинейтрино, необходимую для осуществления данной реакции:

E_min = m_e + m_n – m_p = 1.8 МэВ.

    Позитрон тут же аннигилирует с одним из окружающих электронов, вызывая вспышку в сцинтилляторе. При  этом, для исключения событий, вызванных радиоактивными изотопами ²³⁸U и ²³²Th из земной породы (см. рис. 5), был установлен порог для отсечения для сигнальных событий (гамма-квантов, образующихся при аннигиляции)  E_promt > 2.6 МэВ.

Рис. 5. Количество событий, вызванных радиоактивными изотопами в детекторе KamLAND.

Энергию сигнального события можно выразить следующим образом:

Нейтрон же в течение некоторого времени движется в детекторе, а затем захватывается протоном (время захвата 188±23 мкс), образуя ядро дейтерия и гамма-квант энергией 2.2 МэВ, который вызывает вторую вспышку:

n + p → d + γ.

    За 515,1 дней работы детектора (с 9 марта 2002 г. по 11 января 2004 г.) было обнаружено 258 нейтринных событий, в то время как расчетная значение при условии отсутствия осцилляций равнялось 365.2±23.7. Таким образом, соотношение экспериментально измеренного и теоретического потока антинейтрино составило:

где расчетное суммарное значение фона Nфон = 17.8±7.3 событий.
    Наличие дефицита в потоке антинейтрино свидетельствует в пользу существования антинейтринных осцилляций, т.е. перехода электронного антинейтрино в антинейтрино других типов - мюонного или тау.

Рис. 6. Соотношение экспериментальных данных по количеству событий с результатами, даваемых Стандартной Солнечной Моделью и моделью LMA.

Результат KamLAND подтверждает решение LMA (Large Mixing Angle) для параметров смешивания нейтрино, причем наилучшим образом с измерениями согласуется угол смешивания
sin²2θ = 1.0 и разность масс Δm²=7.9×10^-5 эВ². Это означает, что электронные нейтрино смешаны с остальными двумя ароматами (мюонными и тау) в максимальной степени.

Рис. 7. Допустимые значения параметров sin²2θ и Δm² по результатам реакторных экспериментов. Точкой обозначено наиболее точно соответствующее значение параметров для эксперимента KamLAND.

    Установка KamLAND используется не только для детектирования реакторных нейтрино. В 2005 году на детекторе были впервые обнаружены антинейтрино, образующиеся при распаде изотопов ²³⁸U и ²³²Th в глубине Земли, – антинейтрино из т.наз. гео-реакторов. Эти нейтрино являлись фоном и отсекались при детектировании реакторных нейтрино.  Результаты обработки данных, полученных детектором KamLAND, показали, что на поверхности Земли поток нейтрино, образовавшихся в ядре Земли, равен 16.2×10⁶ см^-2с^-1. Тепловая мощность радиоактивного распада урана и тория в ядре Земли может достигать 60 ТВт (наиболее вероятное значение – 24 ТВт).

    Как известно, Солнце не производит антинейтрино. Но если гипотеза о нейтринных осцилляциях верна, то возможно превращение солнечных нейтрино в антинейтрино. Благодаря тому, что верхняя граница диапазона энергий реакторных нейтрино равняется ~8.5 МэВ, на KamLAND возможен поиск солнечных борных антинейтрино параллельно накоплению данных об реакторных нейтрино. Установка работала в режиме детектирования антинейтрино от Солнца в течение 185 дней, при этом исследовался диапазон энергий 8.3 – 14.8 МэВ. Отметим, что т.к. детектирование основано на единичном акте ионизации, то это затрудняет отделение истинных событий от ложных. Результатом стало полное отсутствие нейтринных событий. Этот результат можно интерпретировать как ограничение сверху на поток антинейтрино:

по отношению к потоку борных нейтрино, рассчитанных исходя из ССМ:

Ускорительные эксперименты по детектированию нейтрино

    Основной задачей в происходящих и готовящихся сейчас ускорительных экспериментах является поиск и исследование нейтринных осцилляций.
    Все ускорительные эксперименты по их организации можно разделить на 3 класса:

1. инклюзивные, в которых измеряется поток нейтрино исходного аромата – мюонных, а признаком нейтринных осцилляций является уменьшение потока мюонных нейтрино, по сравнению с исходным
2. эксклюзивные, в которых определяется появление в пучке новых ароматов нейтрино: электронных и таонных.
3. смешаные инклюзивно-эксклюзивные эксперименты.

    На чувствительность инклюзивных экспериментов влияет погрешность в измерении первоначального потока нейтрино и неточности в определении в нем примесей других ароматов нейтрино, а на точность эксклюзивных экспериментов оказывает влияние только второй фактор.
    Еще одну классификацию ускорительных экспериментов можно провести по взаимному расположению ускорителя и детектора:

1. короткобазовые (эксперименты с «близкими» нейтрино): детектор и ускоритель распожены на небольшом расстоянии;
2. дальнобазовые (эксперименты с «дальними» нейтрино): детектор и ускоритель распожены на значительном расстоянии (как минимум больше одного, а желательно несколько сот километров).

    Было проведено значительное число короткобазовых экспериментов на ускорителях CERN PS, FNAL, CERN SPS, BNL AGS, У-70: CHARM, CDGS, CCFR, BEBS, CHARM II, ..., - но все они смогли дать лишь довольно грубые ограничения на параметры осцилляций. А главное, все эти эксперименты не смогли исследовать область параметров: Δm² = 10^-4- 10^-3 при sin²2θ~1, - указания на осцилляции в которой были получены из экспериментов с солнечными и атмосферными нейтрино. Для исследования этой области необходимо проведение дальнобазовых экспериментов.
    В свою очередь дальнобазовые эксперименты можно организовать несколькими способами:

1. используя один детектор (т.е. расстояние между детектором и ускорителем фиксировано);
2. используя как минимум два детектора: один из них расположен вблизи ускорителя, а другой – на значительном от него расстоянии (в этом случае расстояние между детектором и ускорителем как бы варьируется).

    В случае использования двух детекторов в дальнем частота взаимодействий на единицу массы детектора в 5-6 раз меньше, чем в ближнем из-за расходимости пучка на больших расстояниях. Поэтому дальний детектор должен иметь большую эффективную массу.
    Вне зависимости от конкретной техники регистрации, используемой в эксперименте, для достоверного детектирования осцилляций нейтрино необходимо два измерения некой характеристики пучка нейтрино (интенсивности или спектра) с целью их сравнения между собой. Если в инклюзивных экспериментах возможны несколько способов детектирования для регистрации нейтрино:

1. использование реакций на заряженных токах (СС-метод);
2. использование реакций на заряженных токах и реакций на нейтральных токах (СС\NC-метод) – в случае нейтринных осцилляций соотношение между количеством нейтринных СС событий и количеством событий, зарегистрированных посредством NC-реакций, отличается от теоретически предсказанного;
3. спектрально-энергетический метод – исследование энергетического спекта нейтрино, форма которого изменяется в случае осцилляций: на изнаально гладком спектре появляются характерные пики – то в эксклюзивных экспериментах детектирование происходит только посредством СС-реакции, чувствительных к конкретным ароматам нейтрино.

    Поясним метод (2): исходя из экспериментально измеренных сечений взаимодействия для реакций на СС и NC, теоретическое соотношение между числом NC и СС событий должно быть равно:

R = σ_NC/σ_CC = 0.31 ± 0.01

    При наличии нейтринных осцилляций будет получено отличающееся значение R из-за того, что число нейтрино, детектируемое посредством СС-реакций с образованием в результате мюона уменьшится, а число нейтрино, детектируемое посредством NC-реакций без образования мюона визуально увеличится:

    В методах (1) и (3) необходимо использование двух детекторов: ближний служит для сравнения измеренного на нем потока нейтрино  с измеренным на дальнем детекторе в случае инклюзивного эксперимента с использованием СС-метода детектирования, аналогично сравнение спектров нейтрино происходит для инклюзивного эксперимента, использующего технику спектрально-энергетического метода. В методе (2) благодаря тому, что NC-реакции не чувствительны к нейтринным осцилляциям, а СС-реакции – чувствительны, можно обойтись только одним дальним детектором, а можно также использовать два детектора, сравнивая между собой полученные соотношения СС и NC  нейтринных событий.
    Следует заметить, что порог реакций детектирования посредством заряженных токов с таонным нейтрино очень высок и составляет 3.5 ГэВ (это объясняется большой массой таона: 1.7 ГэВ и тем что энергия делится поровну между таоном и адронами):

ν_τ + N → τ^– + адроны.

    Поэтому детектирование таонных нейтрино напрямую может происходить только для пучков нейтрино, удовлетворяющих условию: E(ν_τ) = 3.5 ГэВ. Для детектирования таонных нейтрино используется два довольно точных метода.

1. Прямое наблюдение распада образовавшегося таона от точки возникновения до точки распада (сτ = 91 мкм). Распад в 85.5 % случаев происходит с образованием одной заряженной частицы и имеет специфическую сигнатуру, которую легко можно увидеть с помощью прецизионного трекового детектора. Для этих целей могут использоваться ядерные фотоэмульсии, пузырьковые камеры с голографическим съемом информации и мишени, состоящие из сцинтилляционных волокон. Фотоэмульсионный детектор используется, к примеру, в дальнобазовом эксперименте OPERA. Основной проблемой при его создании была постройка большого (~100 тонн) фотоэмульсионного детектора, но и ее удалось решить.
2. Наблюдение за кинематикой реакции (Х), а именно, наблюдение дисбаланса поперечного импульса адронов и таона и определение недостающего импульса, уносимого 2 нейтрино в чисто лептонных модах распада таона: (e^–_eν_τ) и (μ^–_μν_τ). Для этого необходим прецизионный калориметрический детектор. Данный метод используется в детекторе дальних нейтрино .  

Идентификация электронного нейтрино происходит по образованному им электромагнитному ливню в веществе детектора, а точнее в пузырьковой камере или электромагнитном калориметре. В общем, детектировать электронное нейтрино сложнее: например, в детекторе MINOS для этого используется технология выделения событий по кинематическим и топологическим критериям.

Эксперимент K2K

    К2К — первый запущенный эксперимент с пучком дальних ускорительных нейтрино. Эксперимент проходит в настоящее время в Японии: ведется набор статистики нейтринных взаимодействий.

    Для формирования пучка нейтрино используется стандартный протонный пучок ускорителя KEK PS с энергией 12 ГэВ. Сформированный на ускорителе нейтринный пучок имеет среднюю энергию
1.4 ГэВ и проходит внутри Земли расстояние 250 км до детектора Super-Kamiokande (250 км – пролетная база эксперимента). Название эксперимента расшифровывается следующим образом: КЕК To(2) Kamiokande – K2K. Детектор Super-Kamiokande используется в качестве дальнего детектора, а вблизи ускорителя на рассоянии 300 м находятся еще 3 детектора:

1. черенковcкий детектор с массой 1000 тонн, аналогичный Super-Kamiokande
2. сцинтилляционно-фибровый трекер
3.  мюонный телескоп.

    Интенсивность пучка протонов на ускорителе первоначально составляла 6×10¹², а впоследствии была увеличена до 2.6×10¹⁹ ,частота его вывода – раз в 2.1 с. После взаимодействия пучка протонов с алюминевой мишенью, образуются пионы и К-мезоны. После чего вторичный пучок фокусируется двумя магнитными горнами и направляется в распадный канал. На выходе распадного канала находится адронный поглотитель, в конце которого расположены мюонные камеры. Они служат для определения пространственного распределения пучка мюонных нейтрино.
    Эксперимент K2K является инклюзивно-эксклюзивным, допускающим определение ν_μ-СС (убывание потока) и ν_е-СС –событий (появление). ν_τ-события не детектируются из-за малой энергии пучка. ν_е-СС события выделяются по структуре черенковского кольца. Для ускорительных нейтрино эффективная масса детектора равна 3.3×10³ тонн (в полтора раза больше, чем в случае солнечных нейтрино). В ходе эксперимента в детекторе Super-Kamiokande предполагается регистрировать порядка 400 ν_μ-СС событий в год.
    Эксперимент был запущен в 1999 году: 19 июля 1999 года было зарегистрировано первое ν_μ-СС-событие, синхронизированное с выбором пучка нейтрино в ускорителе KEK. Первые полученные результаты свидетельствуют о регистрации эффекта осцилляций. В частности, по данным 2001 года число регистрируемых ν_μ-событий составляло 27 при прогнозируемом их числе 40,3.

Детектирование атмосферных нейтрино

Эксперимент MACRO

Рис. 8. Детектор MACRO.

    MACRO — это универсальный детектор большой площади, расположенный в Лаборатории Гран Сассо и предназначенный для поиска редких событий в космическом излучении. Одной из его задач являлось измерение потока атмосферных мюонных нейтрино и поиск нейтринных осцилляций. В отличии от других ранее описанных экспериментов, детектировались не непосредственно нейтрино, а мюоны, которые образуются при прохождении нейтрино сквозь Землю. Детектор строился и вводился в эксплуатацию в несколько стадий, от­дельными модулями, в период с 1988 г. по 1995 г. Набор информации на нем продолжался до декабря
2000 г.
    Детектор MACRO изображен на рис. 8, его размеры составляли 76.5×12×9.3 м². Масса детектора достигала 5300 тонн.
    Нижняя часть детектора содержала десять горизонтальных плоскостей трековых камер, прослоенных поглотителем из бетона; еще четыре горизонтальных плоскости находились в верх­ней части. На боковых стенках располагались вертика­льные плоскости трековых камер. В состав установки входили три горизонтальные плоскости сцинтилляционных счетчиков: одна — под установкой, другая —сверху в виде крыши и одна между ними. Вертикальные боковые стороны также были покрыты плоскостями сцинтилляционных счетчиков. Мюоны, входящие в детектор снизу, образуются атмосферными мюонными нейтрино в веществе Земли. Длину пробега нейтрино в Земле можно оценить, используя измеряе­мое направление мюона, приблизительно сохраняющего направление нейтрино (рис. 9).

Рис. 9. Связь между направлением движения мюона в детекторе и длиной пробега мюонного нейтрино в Земле

    Треки  мюонов, пересекающих детектор, устанавливаются по данным трековых плоскостей, а разделение на идущие вверх или вниз — по времени пролета, измеряемому сцинтилляционными счетчиками. Поток мюонов вверх очень низок, менее 100 мюонов в год. Именно время-пролетная методика дает для MACRO коэффициент подавления 10⁷ для мюонов, летящих в детектор сверху, что достаточно для уверенного отделения их от мюонов, идущих снизу. Как известно, мюоны попадающие в детектор сверху генерируются при распаде мезонов, образованных в атмосфере космическими лучами. И даже под землей, где их поток ослабляется в I0⁶ раз, они образуют фон очень высокой интенсивности, который, как видно из всех описаний практически всех нейтринных детекторов, приходится учитывать при детектировании.

Рис. 10. Угловое распределение идущих вверх мюонов, пересекающих установку MACRО. Угол измеряется от зенита. Штриховая линия соответствует расчету (полоса показывает неопределенность) без осцилляции, а сплошная линия — наилучшему фиту для осцилляции.

    На рисунке 10 показан измеренный поток мюонов, пересекающих детектор снизу, в сравнении с ожидаемым. Из рисунка виден дефицит потока для направ­лений, близких к вертикали, т.е. мюонных нейтрино, которые прошли несколько тысяч километров; их сред­няя энергия составляет около 50 ГэВ. Этот факт интер­претируется как указание на осцилляции с максималь­ным смешиванием
(sin²2θ = 1.0) и Δm² = 2.5×10^-3 эВ².

Детекторы высокоэнергетичных нейтрино (нейтринные телескопы)

    Характерной особенностью нейтринных телескопов является то, что они должны иметь большие размеры по сравнению с детекторами низкоэнергетичных солнечных, реакторных или атмосферных нейтрино. В связи с этим нейтринные телескопы как правило размещают в естественных водоемах: озеро Байкал, Средиземное море - или в антарктическом льду. При этом их устанавливают на большой глубине для защиты от фонового излучения и в связи с тем, что с глубиной оптические свойства воды (льда) улучшаются. Если сравнивать воду и лед по их оптическим свойствам, то нужно отметить ряд факторов:

1. длина поглощения во льду в 1.5 раза больше, чем в океане и в 4 раза больше чем в Байкале, что приводит к требованиям большего размера детектора и уменьшает вероятность регистрации события
2. оптическое рассеяние черенковского света во льда также больше, чем воде, что приводит к задержкам при регистрации события
3. неоднородность льда изменяется с глубиной сильнее, чем в воде, что усложняет процесс выбора необходимой глубины для детектора
4. вода содержит значительную долю калия, в отличие от льда, что затрудняет детектирование
5. на детектирование во льду не может влиять биолюминесценция
6. фон от внешних источников фотонов во льду существенно меньше, чем в воде: вклад фона в частоту регистрации событий для воды составляет от десяток до сотен kHz, а для льда – порядка 500 Hz.

    Подводя итог, можно сказать, что водные детекторы все-таки выглядят предпочтительнее для будущих экспериментов.

    Нейтринные телескопы имеют еще одну общую черту: они предназначены для детектирования нейтрино с энергией 1 ТэВ и выше. Этому есть ряд объяснений:

1. согласно теоретическим расчетам спектр космических высокоэнергетичных нейтрино зависит от энергии как ∂N/∂E_ν ≈ 10^-6Е^-2 ГэВ^-1см^-2с^-1ср^-1, а спектр атмосферных нейтрино при энергиях порядка 1 ТэВ изменяет вид с ∂N/∂E_ν ~ E^-3 на ∂N/∂E_ν ~ E^-3.7, т.е. имеет место более резкое падение числа атмосферных нейтрино по сравнению с числом космических нейтрино, что приводит к уменьшению фона
2. Сечение нейтрино рассеяния растет с энергией, при этом растет и путь образовавшегося мюона; последнее приводит к необходимости увеличения размеров детектора
3. Угол между первоначальным нейтрино и образовавшимся мюоном уменьшается с увеличением энергии как θ ~ E^-0.5 и при энергиях порядка 1 ТэВ приближается к 1 градусу, что позволяет легко определить направление движения исходного нейтрино по направлению движения мюона
4. Энергетические потерю мюона возрастают с энергией и при энергии порядка 1 ТэВ становится возможным определение первоначальной энергии мюона по энергии черенковского излучения, измеренной ФЭУ в объеме детектора.

    Для нейтрино с энергией около 1 ТэВ рассчитана оптимальная площадь, которую должен просматривать детектор для уверенной регистрации нейтринных событий. Она составляет порядка 1 км². Любой нейтринный телескоп может детектировать 2 типа событий: мюонные треки и каскады (см. рис. Х.)

Рис. 11. Схемы событий, детектирование которых возможно в нейтринном телескопе.

    В основе событий первого типа лежит взаимодействие мюонного нейтрино с атомами в толще Земли. Появляющийся в результате реакции мюон в воде порождает ядерно-электромагнитные ливни, испускающие черенковское излучение, которое может быть обнаружено фотоумножителями. Учитывая разницу во времени и энергии на разных ФЭУ, можно определить изначальное направление мюона и его энергию. Определение направления особенно важно, так как мюоны могут как возникать в результате взаимодействия космических нейтрино – такие мюоны могут влетать в детектор только снизу, так и в результате рассеяния космических лучей в атмосфере – такие мюоны попадают в детектор сверху. Поток «атмосферных» мюонов на несколько порядков больше потока «космических» и должен быть исключен. Заметим, что 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.Т.об. в нейтринных телескопах происходит детектирование мюонов, попадающих в детектор снизу, т.е. пришедших из противоположного полушария Земли.

AMANDA

Рис. 12. Реконструкция нейтринного события, зарегистрированного на детекторе AMANDA в 1997 г. Точки обозначают ФЭУ, а квадраты – ФЭУ, зарегистрировавшие черенковское излучение от пролетающего мюона. При этом величина квадрата пропорциональна амплитуде, а степень закраски – времени регистрации сигнала ФЭУ. Размер области детектирования порядка 500 м.

    AMANDA или Antarctic Muon And Neutrino Detector Array (Антарктическая Мюонная И Нейтринная Детекторная Сетка) — совместный проект США, Швеции и Германии. Работа над проектом была начата в 1991 году с изучения оптических свойств льда на глубинах от 800 до 1000 м (стадия AMANDA A). Но на этих глубинах из-за рассеяния света пузырьками воздуха, заключенными во льду, наблюдения оказались практически невозможны. С начала 1996 года, после пересмотра проекта, модули стали размещать на глубинах от 1 500 до 2 000 м (стадия AMANDA B), где оптические свойства льда оказались подходящими для детектирования.
    Для создания детекторной матрицы из фотоумножителей во льду были просверлены отверстия диаметром 50 см, причем использовавшиеся сверла с горячей водой создали отверстия глубиной 2 км, не замерзавшие в течение двух дней. Этого времени хватило, чтобы погрузить в них струны с прикрепленными оптическими модулями. Каждый модуль содержит 30-сантиметровый фотоумножитель, который помещен внутрь прозрачной стеклянной сферы для защиты от высокого давления на большой глубине, и электрический кабель, выходящий на поверхность. Вся управляющая и регистрирующая аппаратура устанавливается на поверхности. Такая система обеспечивает высокую надежность и делает возможной постепенную модернизацию детектора.
    На стадии AMANDA B10 детектор содержал 10 струн с ФЭУ. Уже в 1997 г. на нем были получены результаты. Пример реконструкции нейтринного события в детекторе AMANDA можно увидеть на рис. 12.

     В результате этой стадии был уточнен верхний предел на величину потока нейтрино из неизвестных источников, который составил 0.8×10^-6Е_ν^-2 ГэВ^-1см^-2с^-1ср^-1 исходя из спектра ~E^-2, что очень близко к теоретически рассчитанной величине. Всего в 1997 г было обнаружено около 300 потенциальных (!) нейтринных событий из северного полушария, изображенных на рис. 13. И не одно из них не было вызвано нейтрино из внеземных источников.

Рис. 13. Географическое расположение нейтринноподобных событий, обнаруженных на детекторе AMANDA в северном полушарии.

    На следующей стадии эксперимента AMANDA-2 детектор будет содержать уже 19 струн с 677 ФЭУ. При этом площадь, на которой происходит регистрация мюонов, составит 10⁴ м² для мюонов с энергией 1 ТэВ. Несмотря на то, что данная площадь существенно меньше требуемой (10⁶ м²), детектор AMANDA имеет наибольшие шансы из всех существующих для первого детектирования на Земле космического нейтрино.

Эксперимент по поиску двойного безнейтринного распада NEMO-3

Рис. 14. Сравнительные спектры бета-распада и двойного безнейтринного распада.

    Исследования по поиску двойного безнейтринного распада проводятся в настоящий момент коллаборацией Гейдельберг-Москва (Heidelberg-Moscow). Основная группа московской части коллаборации работает в ИАЭ им. Курчатова.
    Эксперимент проводится глубоко под землей (ради снижения фона) в Гран-Сассо, в Италии. Измеряется двойной распад германия:

⁷⁶Ge → ⁷⁸Se + 2e^– + 2_e.

Такой распад (с двумя нейтрино) разрешен стандартной теорией слабых взаимодействий, хотя вероятность его сильно подавлена по сравнению с обычным бета-распадом. Если же существует несохранение лептонного числа, то распад может происходить без испускания двух нейтрино. Тогда суммарная энергия двух электронов строго фиксирована: 2039 кэВ, что можно было бы увидеть в спектре распада.
    Наблюдение данного эффекта может иметь достаточно серьезное значение, поскольку нарушение лептонного числа, хотя и не противоречит каким-то фундаментальным принципам, но должно было бы существенно повлиять на теорию слабых взаимодействий. Одним из возможных объяснений является вариант Стандартной Модели, в котором нейтрино являются истинно нейтральными (майорановскими) частицами, то есть, когда нейтрино и антинейтрино – это одно и то же. С этой точки зрения двойной безнейтринный бета-распад имеет тот же статус, что и осцилляции нейтрино - эффект, который давно ищут, и не исключено, что уже нашли.
    Еще одним результатом такого эксперимента может быть определение верхнего порога на массу нейтрино из оценки времени полураспада.