И. Владимиров

Эксперимент Девиса по регистрации солнечных нейтрино

  • История эксперимента
  • Общий план установки и описание работы детектора
  • Процедура вывода аргона из детектора
  • Процедура подсчёта числа атомов 37Ar
  • «Несолнечные» атомы 37Ar
  • Анализ данных и результаты
  • Эксперимент SNO
  • Список литературы

История эксперимента

В 1942 году Реймонд Девис получил степень доктора философии по физической химии в Йельском университете, и после Второй мировой войны устроился на работу в Брукхейвенскую национальную лабораторию. С этого времени он начинает заниматься нейтрино, которые в то время никто не видел, но все использовали при изучении теории β-распада.
    В 1951 году Девис начал работать над радиохимическим экспериментом по регистрации нейтрино, предложенным Понтекорво в 1946 году, – захват нейтрино в реакции

37Cl + νe37Ar + e-,

    В своей статье Бруно Понтекорво описал методы извлечения аргона с помощью продувки четырёххлористого углерода и подсчёта числа атомов 37Ar в газоразрядном счётчике. В методе Понтекорво (хлор-аргонный метод) нейтрино захватывается атомом 37Cl с образованием 37Ar - радиоактивного изотопа, который превращается в 37Cl по каналу обратного бета-процесса с периодом полураспада 35 суток. Пороговая энергия реакции захвата равна 0.814 МэВ.
    Девис сначала пытался зарегистрировать реакторные нейтрино. Когда в 1955 году Рейнес и Кован поставили успешный эксперимент по первой регистрации антинейтрино, Девис находился в Саванна-Ривер и пытался поймать нейтрино от реакторов с помощью бочки объёмом 11400 литров, заполненной CCl4. Так как он ничего не обнаружил, его эксперимент показал, что нейтрино не тождественно антинейтрино.
    После этого Девис начал исследовать солнечные нейтрино.
    Считается, что на Солнце идут термоядерные реакции синтеза. В четырёх из них рождаются нейтрино с энергиями выше 0.814 МэВ (CNO-цикл не принят в расчёт, потому что не известно идёт ли он на Солнце). В таблице 1 указаны энергии нейтрино и сечение захвата соответствующего нейтрино в реакции 37Cl(νe,e-)37Ar.

Таблица 1. Термоядерные реакции на Солнце

    Нейтрино от 8B дают основной вклад в поток солнечных нейтрино, которые могут быть зарегистрированы хлор-аргонным методом.
    В 1963 году Бакол рассчитал скорость захвата нейтрино от 8B ядром 37Cl. Она оказалась в 20 раз выше предыдущих оценок, и на основании этого был предложен большой хлор-аргонный эксперимент. Теория предсказывала, что скорость образования атомов 37Ar будет от 4 до 11 штук в день в 100000 галлонах (378000 литров) перхлорэтилена C2Cl4 (который также называется тетрахлорэтиленом).

Общий план установки и описание работы детектора

    Экспериментальная установка была построена в бывшей золотодобывающей шахте Хоумстейк в Лиде, штат Южная Дакота в 1965-1966 годах. На глубине 1478 м под землёй в шахте были вырублены большая камера и комната для контрольной аппаратуры. Камера расположена на 200 м ниже главного выхода из шахты. Стены и пол камеры были забетонированы.

Рис. 1. Спектр солнечных нейтрино в Стандартной модели Солнца. Единицы измерения непрерывных спектров в см-2МэВ-1сек-1, а моноэнергетических линий в см-2сек-1. На рисунке указаны погрешности потоков в Стандартной модели

    На рис. 2 изображено расположение элементов детектора в шахте. Детектор состоит из стальной бочки диаметром 6.1 м и длиной 14.6 м, содержащей 615 тонн тетрахлорэтилена. C2Cl4 заполняет 95% объёма бочки, остальные 5% заполнены гелием при давлении 1.5 атм. Бочка расположена ниже выхода из шахты и может быть затоплена водой. В середину бочки вставлена труба диаметром 5 см; в неё помещается источник нейтронов. К бочке подсоединены два циркуляционных насоса для откачки жидкости.
    Чтобы определить поток нейтрино от Солнца, нужно воспользоваться формулой

    (1)

где N(37Cl)∑φiσi - ожидаемая интенсивность рождения 37Ar в детекторе из-за потока солнечных нейтрино. Сумма ведётся по реакциям на Солнце, идущим с образованием нейтрино, φi - поток электронных нейтрино от соответствующей реакции, σi - сечение захвата нейтрино в реакции 37Cl(νe,e-)37Ar. N(37Cl) - число ядер мишени 37Cl в детекторе. Первое слагаемое слева – полная измеренная интенсивность рождения 37Ar в детекторе; Nc - число зарегистрированных атомов 37Ar; εe - эффективность вывода атомов 37Ar из бочки с C2Cl4; εc - эффективность счёта. Nc/(εeεc) - полное число атомов 37Ar в бочке после экспозиции; texp - время экспозиции; λ - постоянная распада 37Ar. pns - интенсивность рождения атомов 37Ar в реакциях, отличных от реакции 37Cl(νe,e-)37Ar на солнечных нейтрино.

Рис. 2. Расположение элементов эксперимента в шахте Хоумстейк на глубине 1480 м ниже поверхности земли

    Так как сигнал на хлор-аргонном детекторе может быть от нейтрино из четырёх реакций, такие измерения не позволяют определить потоки нейтрино от каждой реакции в отдельности, но может быть установлена верхняя граница на поток электронных нейтрино от каждой реакции.

Вывод аргона из бочки

    Система извлечения аргона из детектора показана на рисунке 3. Процесс вывода включает два подпроцесса: первый – установление и поддерживание равновесия между аргоном в газовой среде и аргоном, растворённым в жидком C2Cl4, с помощью продувки гелия через тетрахлорэтилен; второй – выкачивание гелия из бочки и пропускание его через систему выделения аргона. Так как содержание аргона в газовом объёме падает, в процессе перемешивания C2Cl4 и He равновесие устанавливается путём перехода аргона из жидкой части детектора в газовую.
    Бочка оснащена двумя циркуляционными насосами (примерная скорость потока 1500 л/мин). Каждый насос откачивает жидкий C2Cl4 из общей приёмной линии на дне бочки и возвращает обратно в детектор через магистральный трубопровод через 20 специальных трубок – эдукторов. В бочке две магистральные линии – на высоте 2 и 4 м от дна. Особая форма эдуктора приводит к всасыванию в верхнюю часть трубки гелия из газового объёма детектора и перемешиванию этого гелия с C2Cl4. Гелий продувается через C2Cl4 со скоростью 17000 л/мин.

Рис. 4. Схема процесса извлечения аргона из бочки

    Газ из бочки откачивается с помощью общей системы насосов. Сначала газовая смесь проходит через холодильник при -40oC. При этом конденсируется большая часть паров C2Cl4. После этого газ попадает в комнату, где расположена система выделения аргона. С помощью расходомера измеряется поток циркулирующего газа. Потом газ проходит через микрофильтровую ловушку, где оседают остатки паров C2Cl4. Сухой газ проходит через теплообменник, в который помещена ловушка с активированным углем. Ловушка охлаждена жидким азотом, и в ней адсорбируются аргон и некоторые другие газы, но гелий свободно проходит дальше и через два эдуктора попадает обратно в бочку.
    Чтобы извлечь 95% 37Ar, содержащегося в бочке, требуется приблизительно 20 часов работы системы выделения аргона. Когда почти весь аргон из детектора находится в ловушке с активированным углем, ловушку нагревают до 200oC, газ из неё выкачивается и направляется в кварцевую печь, разогретую до 900oC. В печке находится титановый порошок. Поэтому активные газы O2 и N2 образуют оксиды и нитриды титана. Оставшийся газ – это смесь инертных газов. Аргон выделяется из него с помощью газовой хроматографии.
    Судя по формуле (1), чтобы вычислить поток нейтрино от Солнца, нужно знать эффективность вывода аргона из детектора. εe определяется следующим образом. В начале каждой экспозиции в бочку помещается определённое число атомов изотопа 36Ar

    (2)

    Так как чистый изотоп 36Ar получить сложно, то в детектор отправляется смесь газов, причём доля количества атомов 36Ar в смеси равна f36. ρT - давление смеси при температуре T и объёме VT. При извлечении 37Ar из C2Cl4 извлекается и 36Ar. Если известно число атомов выделенного из бочки 36Ar, то эффективность вывода равна

   (3)

Здесь штрихами помечены величины для выделенного из бочки газа.

Процедура подсчёта числа атомов 37Ar

    В результате захвата нейтрино ядром 37Cl образуется 37Ar с энергией отдачи от 10 эВ (нейтрино от 7Be) до 6 кэВ (нейтрино от 8B). Даже минимальной энергии достаточно иону 37Ar, чтобы отделиться от родительской молекулы C2Cl4. Считается, что ион потеряет энергию, обменяется зарядом с молекулой C2Cl4 и станет нейтральным атомом.

Таблица 2. Характеристики распада атома 37Ar


Рис. 4. Схема пропорционального счётчика

    Число атомов 37Ar определяется с помощью пропорционального счётчика. Сигнал с счётчика пропорционален энергии ионизирующей частицы. Характеристики распада 37Ar приведены в таблице 2. Канал распада с захватом K-электрона и передачи выделившейся энергии 2.823 кэВ трём-пяти оже-электронам – основной канал распада 37Ar. Его также легче всего обнаружить. Ещё в 8.7% случаев распад происходит с K-захватом, но около 2.8 кэВ излучается в виде рентгеновского излучения. В 10% случаев рентгеновское излучение полностью поглощается в пропорциональной камере. Поэтому приблизительно в 82.4% случаев распад 37Ar определяется по энергии в пропорциональной камере около 2.8 кэВ.
    Схема пропорционального счётчика показана на рисунке 4. Счётчик сделан из сверхчистого кварца, его объём равен либо 0.25 см3, либо 0.5 см3. Катод – полый цилиндр из высокоочищенного железа, анод – вольфрамовая проволока диаметром 12-25 мкм. Счётчик заполняется под давлением 1.1-1.2 атм на 93% аргоном и на 7% метаном.
    Распады 37Ar распознаются с помощью энергии сигнала и времени нарастания импульса. Как уже отмечалось, основная мода распада 37Ar - захват электрона с K-оболочки и излучение оже-электронов с полной энергией 2.82 кэВ. Активная область счётчика составляет около 100 мкм, а потому все электроны, образовавшиеся при ионизации газа счётчика оже-электронами, долетают до анода за одинаковое время, что приводит к короткому времени нарастания сигнала с анода (<5нс). Фон появляется из-за комптоновского рассеяния гамма-излучения на атомных электронах. Если энергия γ примерно равна 2.8 кэВ, то чтобы потерять всю энергию, γ-кванту потребуется большая область, чем диаметр счётчика. Поэтому фоновый сигнал будет пологим (время нарастания 10-100 нс).   Сигнал с анода подаётся на предусилитель, а потом на обычный усилитель и на временный полосовой усилитель (рис. 5). С обычного усилителя сигнал идёт на АЦП, на котором вычисляется энергия импульса. С помощью полосового усилителя определяется время нарастания импульса.
 

Рисунок 5. Схема обработки импульса с анода пропорционального счётчика

    Каждая экспозиция длится 2-3 месяца, а подсчёты распадов 37Ar в пропорциональной камере ведутся в течение 250-400 дней.
    Согласно формуле (1), чтобы вычислить поток нейтрино от Солнца, необходимо знать эффективность счёта распадов 37Ar пропорциональным счётчиком. εc определяется следующим образом. В счётчик помещается известное число атомов 37Ar (обычно 107-108). Доля зарегистрированных распадов и есть значение эффективности счёта εc.

«Несолнечные» атомы 37Ar

    Чтобы вычислить поток солнечных нейтрино, нужно знать интенсивность pns рождения фоновых, «несолнечных» атомов 37Ar. Считается, что основной вклад в рождение таких атомов вносят космические лучи, α-частицы и нейтроны.
    Космические лучи.
Мюоны высоких энергий из космических лучей проникают сквозь землю к детектору и взаимодействуют с ядрами детектора. При этом возникают p, n, 3He и другие частицы. В результате реакции 37Cl(p,n)37Ar рождаются «несолнечные» атомы 37Ar.
    Чтобы учесть рождение «мюонных» 37Ar, нужно провести дополнительные эксперименты. Бочка с C2Cl4 объёмом 6800 л помещается на четырёх разных глубинах в шахте и измеряется интенсивность рождения 37Ar. Потом проводится аппроксимация результатов с учётом изменения энергии мюонов и их потока. На глубине расположения детектора характерная энергия мюонов 300 ГэВ, поток ~4м-2день-1. Оценено, что вклад космических лучей в рождение 37Ar равен 0.047±0.013 день-1.
    Нейтроны.
Нейтроны появляются вследствие реакций (α,n) с легчайшими ядрами, а α-частицы рождаются в распадах U и Th, содержащихся в горных породах. 37Ar рождается в цепочке реакций
35
Cl(n,p)35S →  37Cl(p,n)37Ar (образовавшиеся в реакции 35Cl(n,p)35S протоны инициируют реакцию 37Cl(p,n)37Ar). Порог первой реакции с захватом нейтрона равен 1 МэВ.
    Чтобы оценить интенсивность рождения 37Ar от нейтронов, проводится следующий эксперимент. Бочка с концентрированным раствором Ca(NO3)2 помещается в камеру с детектором. Атомы аргона извлекаются из раствора, и подсчитывается их число. Затем Ca(NO3)2 облучается нейтронами от
Pu-Be источника нейтронов и измеряется интенсивность рождения 37Ar в этом случае. Потом Pu-Be источник помещается в трубу, вставленную в бочку, и снова измеряется интенсивность рождения 37Ar. После нормировки и калибровки полученных интенсивностей находится искомая интенсивность рождения 37Ar в бочке C2Cl4 от нейтронов горных пород

       (4)

где нижний индекс указывает на раствор, который облучается нейтронами, а верхний индекс – на источник нейтронов.
    Оказывается, в открытом детекторе и в детекторе, затопленном водой.
    α-частицы.
В этом пункте учитывается α-радиоактивность элементов самого детектора (например, стенок бочки) и делать какие-то расчёты интенсивности рождения аргона сложнее, чем в предыдущих случаях. Оценка верхней границы рождения 37Ar из-за α-радиоактивности детектора равна
~0.017 день-1.

Анализ данных и результаты

    Регистрация солнечных нейтрино в эксперименте в Хоумстейк велась с 1970 по 1994 годы. За это время было проведено 108 экспозиций, из которых 93 экспозиции использовались при анализе результатов (в 15 экспозициях наблюдались большие ошибки, которые связали с неполадками в работе детектора). Зарегистрировано 2200 событий, которые можно принять за распады атомов 37Ar.
    Все события, полученные за время проведения эксперимента, анализируются по энергии сигнала и по времени нарастания импульса. Эти два критерия отбора событий позволяют отбросить большую часть фона.

Рис. 6. (Сверху вниз) Спектр с пропорционального счётчика, заполненного активным 37Ar; полный спектр 93 экспозиций солнечных нейтрино в период 0-105 дней после извлечения атомов аргона из бочки; полный спектр 93 экспозиций солнечных нейтрино в период 105-175 дней после извлечения атомов аргона из бочки

    Так как 37Ar имеет период полураспада 35 дней, большинство атомов распадается за 105 дней (87.5%) после извлечения из бочки. По прошествии 175 дней в счётчике остаётся всего около 3% атомов 37Ar. Поэтому в спектре событий, выбранных в качестве кандидатов распадов 37Ar за первые 105 дней наблюдений в пропорциональных счётчиках, содержаться истинный сигнал и фон. А в спектре событий, произошедших в период со 105 по 175 день наблюдений в счётчиках, содержится только фон. Проведя соответствующую нормировку двух спектров, вычитанием из первого спектра второго получится спектр распадов атомов 37Ar (рисунок 6).
    Интенсивность образования атомов 37Ar в реакции захвата солнечных нейтрино 37Cl(νe,e-)37Ar в детекторе Хоумстейк равна

0.478±0.030±0.029 день-1.

    Значение интенсивности потока солнечных нейтрино (которые могут быть зарегистрированы детектором)

2.56±0.16±0.16 SNU,

что приблизительно в три раза меньше теоретического потока солнечных нейтрино по Стандартной модели Солнца (Sackman, Boothroyd & Fowler, 1990)

    Различие экспериментального и теоретически предсказанного потоков нейтрино с Солнца получило название проблемы солнечных нейтрино. В качестве её решения в 1969 году Грибов и Понтекорво (и позднее Вольфенштейн) предложили гипотезу нейтринных осцилляций, которая впоследствии была развита в работах Михеева и Смирнова и теперь известна как МСВ-эффект. Проблема солнечных нейтрино нашла окончательное решение в экспериментах нейтринной обсерватории в Садбери (SNO).

Эксперимент SNO

    Sudbury Neutrino Observatory – это нейтринная обсерватория, в которой проводилась регистрация солнечных нейтрино от 8B с помощью черенковского излучения. Детектор SNO расположен на глубине 2092 м от поверхности земли в шахте Крейгтон около города Садбери, Онтарио, Канада. Детектор представляет собой сферу диаметром 12 м, сделанную из акрилового волокна толщиной 5.5 см (рис. 7). Ёмкость заполнена тяжёлой водой D2O и окружена 9456 фотоэлектронными умножителями. Детектор погружён в очищенную воду H2O.

Рис. 7. Детектор SNO

    С помощью дейтрона из тяжёлой воды можно регистрировать все три типа нейтрино. Основные реакции, по которым идёт детектирование:

νe + d → p + p + e- (CC) (5)
νx + e- → νx + e- (ES)
νx + d→ p + n + νx (NC)

    Во всех реакциях проявляется угловая корреляция на Солнце. СС-реакция имеет большее эффективное сечение, чем ES-реакция. Обе эти реакции детектируются через черенковское излучение, испущенное электроном отдачи. Пороговая кинетическая энергия для электрона, чтобы он был зарегистрирован на SNO через черенковское излучение, равна 5 МэВ.
    Пороговая энергия нейтрино в NC-реакции равна 2.2 МэВ – энергии связи дейтрона. Образующийся в этой реакции нейтрон замедляется до тепловых скоростей и захватывается каким-нибудь ядром. Это ядро испускает γ-квант, который через комптоновское рассеяние атомных электронов взаимодействует со средой. Рассеянный электрон может быть обнаружен с помощью черенковского излучения. Эффективность детектирования зависит от эффективности захвата нейтрона. Например, нейтрон может быть захвачен дейтерием. При этом образуется тритий и γ-квант с энергией 6.25 МэВ. Но этот процесс происходит лишь в 29.9% случаев. Эффективность захвата нейтронов можно увеличить до 83% добавлением соли NaCl в тяжёлую воду. Захват нейтрона ядром хлора приводит к каскаду γ-квантов с пиком около 8 МэВ.

Рисунок 8. Сравнение измеренного потока солнечных нейтрино в хлор-аргонном эксперименте, двух галлий-германиевых экспериментах (SAGE и GALLEX/GNO), двух водных черенковских экспериментах (Камиоканде и Супер-Камиоканде) и эксперименте на тяжёлой воде в SNO с теоретическими расчётами. Высота столбцов, соответствующих теоретическим предсказаниям сделана одинаковой для облегчения сравнения с экспериментальными данными. Регистрация всех сортов нейтрино детектором SNO решила проблему солнечных нейтрино

    Так как все реакции (5) регистрируются по черенковскому излучению электронов, все события перемешиваются и надо приложить дополнительные усилия, чтобы связать каждое событие с конкретной реакцией. Чтобы наблюдать только события, связные с рождением и захватом нейтронов (NC-реакцию), внутрь детектора помещаются пропорциональные счётчики, заполненные 3He. Изотоп гелия 3He имеет большое сечение захвата тепловых нейтронов. В результате захвата образуются протон и тритон, которые ионизируют газ в счётчике. Поэтому в пропорциональной камере образуется электрический импульс.
    Потоки нейтрино от 8, измеренные в SNO на каждой реакции (5):



    Отношения экспериментальных потоков солнечных нейтрино от 8B к теоретически предсказанным по Стандартной модели Солнца

CC: 0.347±0.027
ES: 0.473±0.074
NC: 1.008±0.122

    Регистрация всех сортов нейтрино детектором SNO решила проблему солнечных нейтрино.

Список литературы

  1. Р. Дэвис мл. Полвека с солнечными нейтрино [Текст] //Успехи физических наук. 2004. Том 172, №4. С. 408-417.
  2. Bruce T. Cleveland, Timithy Daily, Raymond Davis, Jr., James R. Distel, Kenneth Lande, C. K. Lee, Paul S. Wildenhain, and Jack Ullman. Measurement of the solar electron neutrino flux with the Homestake chlorine detector [Text] //The Astrophysical Journal. 1998. Vol. 496. 505-526.
  3. Srubabati Goswami. Solar neutrino experiments: an overview [Text] //Proc Indian Nath Sci Acad. 2004. 70, A, No. 1, pp. 27-37.

декабрь 2010

На головную страницу

Рейтинг@Mail.ru