Neutrínócsillagászat

Neutrínócsillagászat ´ Manno Istvan ´ ´ Magfizikai Kutato´ Intezet ´ KFKI, Reszecskees ´ 2007. majus 9.

´ ´ Neutr´ınocsillag aszat – p.1/66

Az el˝oadás tartalma ˝ A csillagászat fejlodése Elektromágneses sugárzás Történelem Standard Modell Neutrínó A neutrínó mint kutatási eszköz “Csendes fizika” I Laboratori Nazionali del Gran Sasso Main Building Hall-C Hol születnek neutrínók? ´ ´ Neutr´ınocsillag aszat – p.2/66

Az el˝oadás tartalma (folytatás) Földneutrínók (Geoneutrino) KamLAND KamLAND (ábra) ˝ áradó ho˝ A Földbol Mennyi energiát sugároz szét a Nap? Mekkora a Nap életkora? Madách Imre: “Az ember tragédiája” Miért tévedtek a fizikusok? ˝ ragyog a Nap? Mitol Termonukleáris reakciók a Napban A napneutrínók energiaspektruma ´ ´ Neutr´ınocsillag aszat – p.3/66

Az el˝oadás tartalma (folytatás) A neutrínófizika mérföldkövei 37 Cl-kisérlet 37 Cl-kisérlet

(Homestake)

Napneutrínó-problémák Oszcillálnak-e a napneutrínók? Sudbury Neutrino Observatory (SNO) SNO (ábra) ν -kölcsönhatások a SNO detektorban

Megoldották a napneutrínók problémáját További eredmények Cserenkov-sugárzás ´ ´ Neutr´ınocsillag aszat – p.4/66

Az el˝oadás tartalma (folytatás) Cserenkov-sugárzás (ábra) Kamiokande II Super Kamiokande (SK) Super Kamiokande (ábra) Szupernovák Ismertebb szupernova maradványok Rák-köd (1054) Tycho Brache (1572) Kepler (1604) SN1987A SN1987A ´ ´ Neutr´ınocsillag aszat – p.5/66

Az el˝oadás tartalma (folytatás) SN1987A SN1987A Fizikai Nobel-díjasok (2002) A Nap és az SN1987A szupernova Aktív Galaxismagok (AGN) Gamma-sugárzási források (GRB) IceCube és a W49B Gamma-sugárzási forrása A Borexino rövid története Borexino Borexino (rajz) Counting Test Facility (CTF) ´ ´ Neutr´ınocsillag aszat – p.6/66

Az el˝oadás tartalma (folytatás) A CTF eredményei CTF Open Structure A C-terem és a CTF víztartálya


A csillagászat fejl˝odése A csillagászat a világegyetem megismerésével, az égitestek tanulmányozásával foglalkozó tudomány. mészettudományok közé tartozik.

A legrégebbi ter-

Irásos és régészeti emlékek

˝ tanuskodnak arról, hogy elodeink több évezrede már foglalkoztak ˝ kezdve egyre csillagászati problémákkal. A távcso˝ felfedezésétol több “ablak” nyilt ki a csillagos ég tanulmányozására. Különösen a XX. század második felében az emberi szem számára láthatatlan sugárzásokkal számos új jelenséget fedeztek fel például: az ˝ osrobbanásból származó kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást (CMBR), az aktív galaxismagokat (AGN), a gammasugárzási forrásokat (GRB), stb.


Elektromágneses sugárzás Sugárzás

Hullámhossz (m)

Frekvencia (Hz)

3 × 10−1 < λ < 2 × 103

1.5 × 105 < ν < 3 × 1013

1 × 103 < λ < 2 × 103

1.5 × 105 < ν < 3 × 105

közép

1.5 × 102 < λ < 6 × 102

5 × 105 < ν < 2 × 106

rövid

1.5 × 101 < λ < 5 × 101

6 × 106 < ν < 2 × 107

ultrarövid

1 < λ < 1.5 × 101

2 × 107 < ν < 3 × 108

mikrohullám

3 × 10−5 < λ < 1

3 × 108 < ν < 1013

7.6 × 10−7 < λ < 3 × 10−4

3 × 1012 < ν < 3.9 × 1014

3.8 × 10−7 < λ < 7.6 × 10−7

3.9 × 1014 < ν < 7.8 × 1015

10−8 < λ < 3.8 × 10−7

7.8 × 1014 < ν < 3 × 1016

10−12 < λ < 10−8

3 × 1016 < ν < 3 × 1020

3 × 10−14 < λ < 3 × 10−10

3 × 1018 < ν < 6 × 1022

Radió hosszú

Infravörös Látható Ultraibolya Röntgen (X) Gamma (γ)


Történelem • 1608 hollandiai távcso˝ • 1590 olasz távcso˝ (Galilei) • 1945 számítógép (Neumann) • 1946 Radarcsillagászat (Bay) • Röntgencsillagászat

• 1964 neutrínócsillagászat • Rádiócsillagászat • Infravöröscsillagászat • Ultraibolyacsillagászat • Gammacsillagászat


A Standard Modell


Neutrínó ˝ A részecskék standard modellje a világmindenséget néhány építoelem (hat kvark és hat lepton és ezek antirészecskéi) és a köztük végbemeno˝ négy alapveto˝ kölcsönhatás segítségével írja le. Három elektromosan töltött leptont ismerünk: az elektront (e− ) és a hozzá hasonló, de nála nehezebb müont (µ− ) és a taut (τ − ). Minden töltött leptonhoz tartozik egy elektromosan semleges lepton, egy neutrínó: az elektronhoz az elektronneutrínó (νe ), a müonhoz a müonneutrínó (νµ ), a tauhoz pedig a tauneutrínó (ντ ). A neutrínók a gravitációskölcsönhatáson kívül csak a gyengekölcsönhatás˝ ban vesznek részt, ezért nagyon nehéz detektálni oket.


A neutrínó mint kutatási eszköz A neutrínók kiváló kutatási eszközök, szondarészecskék. Ennek az a magyarázata, hogy az anyaggal csak gyengén ˝ hatnak kölcsön. Az anyag alig abszorbeálja oket, az ˝ nem hatnak rájuk, így a elektromos és mágneses mezok ˝ egyenes vonalban érkeznek meg a keletkezési helyüktol ˝ detektorhoz, megorizve az információt a keletkezésük ˝ (impulzus, energia, a keletkezési helyükhöz körülményeirol mutató irány). Más szondarészecskéket az anyag abszorbeál. Az elektromosan töltött részecskéket eltérítik az elektromos és mág˝ neses mezok.


“Csendes fizika” (Underground physics) ˝ ˝ Az utóbbi idoben egyre nagyobb érdeklodés kiséri az úgynnevezett “csendes fizikát”, azokat a kisérleteket, amelyeket mélyen a föld alatt kis háttérsugárzással rendelkezo˝ laboratóriumokban végeznek. A “Csendes fizika” a fizika egy viszonylag fiatal ága, amely csupán néhány évtizedes múltra tekinthet vissza. A “csendes fizika” két szempontból is találó elnevezés. ˝ Eloször is azért, mivel kozmikus csend uralkodik azokon a helyeken, ahol ezeket a kisérleteket végzik. Másodszor pedig azért, mert ezeken a helyeken nem lehet hallani a Föld felszínén létezo˝ zajokat. ´ ´ Neutr´ınocsillag aszat – p.14/66

I Laboratori Nazionali del Gran Sasso


Main Building


Hall-C


Hol születnek a neutrínók? Részecskegyorsítókban, atombombarobbantásokban, atomreaktorokban. Földben és az atmoszférában. A Napban és a csillagokban végbemeno˝ termonukleáris reakciókban. A szupernováknak nevezett csillagrobbanásokban. Az Univerzum más aktív részeiben, mint például az aktív galaxisokban. A sötét anyag annihilációjakor ˝ Az osrobbanásban (háttérneutrínók).


Földneutrínók (geoneutrínók) ˝ 2004 októberében elso˝ esetben mérték a Föld belsejébol érkezo˝ ún. geoneutrínókat a KamLAND (Kamioka liquid scintillator antineutrino detector) földalatti neutrínó-detektorral. Ezek a neutrínók föleg az 238 U és 232 Th bomlási sorokban keletkeznek a Föld belsejében. A geoneutrínók nagyon alkalmasak arra, hogy segítségükkel bepillantsunk a Föld belsejébe végbemeno˝ folyamatokba. ˝ A szakemberek úgy gondolják, hogy idovel lehetséges lesz ˝ a háromdimenziós komputertomográfiás a Föld belsejérol felvételekhez hasonló felvételeket is készíteni.


KamLAND ˝ u˝ átlátszó balAz 1 kt folyadészcintillátor egy 13 m átméroj lonban van, a ballon pedig egy fémgömben, a ballon és a fémgömb közötti részt egy bufferfolyadék tölti ki.

Az

1800 fotoelektron-sokszorozót a fémgömb belso˝ felületéhez rögzítették. A fémgömböt a Kamiokande II rozsdamentes acéltartályában helyezték el (d = 15.6 m, h = 16.0 m). A detektor központi részét több ezer tonna víz veszi körül. A víz többféle módon védi a detektor központi részét a radioaktív ˝ jövo˝ neusugárzástól. Passzív módon abszorbeálja a kintrol tronokat, aktív módon pedig felismeri a detektorba érkezo˝ müonokat.


KamLAND


A Földb˝ol kiáradó h˝o ˝ kiáradó ho˝ mennyiségét 31 TW-ra becsülik (1 TW A Földbol = 1012 W). Összehasonlításképpen az Egyesült Államok teljes energiafogyasztása 0.3 TW.

A szétsugárzott ho˝ nagyrésze a Naptól származik. Majdnem fele azonban a Föld belséjében keletkezik, radioaktív bom˝ lások is hozzájárulnak ennek a honek a termeléséhez.


Mennyi energiát sugároz szét a Nap? 1 cm3 jég a Földön ∼40 perc alatt elovad egy nyári napon. A Nap-Föld távolságának megfelelo˝ sugarú (150 millió ˝ álló gömbhéj is elolvad kilométer), 1 cm vastag jégbol ∼40 perc alatt. A Nap teljes felszínét beborító 0.44 km vastag jégréteg is elolvat ∼40 perc alatt. Ez a Föld térfogatának ∼2.5-szerese.


Mekkora a Nap életkora? A Nap által szétsugárzott energia és a Nap életkora olyan szoros kapcsolatban áll egymással, mint egy érem két oldala. • Kémiai reakció 3000-4000 év • 1862 Lord Kelvin: gravitáció 20 000 000 év • Charles Darvin: erózió és evolució 300 000 000 év • Mai tudásunk alapján: 4 600 000 000 év


Madách Imre: “Az ember tragédiája” Madách Imre 1860-ban írt drámájában, “Az ember tragédiájában”, Ádám újra meg újra testet ölt a történelem nagy alakjaiban, hogy újabb társadalmi modellt kipróbálva keresse az emberiség célját. A tizenkettedik színben a ˝ a természettudós a falanszter jelenetben a Nap végzetérol ˝ következoképpen elmélkedik: Négy ezredév után a Nap kihül, növényeket nem szül többé a Föld. E négy ezredév tehát a miénk, hogy a Napot pótolni megtanuljuk. Elég ido˝ tudásunknak, hiszem. (Szilárd

Leó

tragédiája”.)

kedvenc

olvasmánya

volt

“Az

ember ´ ´ Neutr´ınocsillag aszat – p.25/66

Miért tévedtek a fizikusok? A fizikusok a Nap életkorára azért adtak rosszabb becslést, ˝ mint Charles Darvin, mert ebben az idoben a fizikának még hiányoztak azok a részei, amelyek szükségesek a probléma megoldásához. Henri Bequerel 1896-ben fedezi fel a radioaktivitást. Albert Einstein 1905-ben publikálja a speciális relativitás elméletét és ebben a híres E = mc2 képletét.


Mit˝ol ragyog a Nap? Mélyen a Nap belsejében termonukleáris reakciókban négy proton (p) héliumatommaggá (42 He) alakul: 4p →42 He + 2e+ + 2νe + 26.73 MeV ,

ahol e+ a pozitront, νe pedig az elektronneutrínót jelöli. 1 eV = 1.602 × 10−19 Joule.


Termonukleáris reakciók a Napban pp

99.77%

p + p → d + e+ + ν

pep

0.23%

Hep 3 d + p → He + γ

15

p + e- + p → d + ν

O

10 % -5

15

N+p→ C+α

12

C + p → 13N + γ

12

15

O → 15N + e+ + ν

15

N + p → 16O + γ

16

O + p → 17F + γ

He + p → 4He + e+ + ν

3

13

17

N

15.08%

F

13

N→ C+e +ν

13

C + p → 14N + γ

13

+

17

F → 17O + e+ + ν

17

O + p → 14N + α

He + 4He → 7Be + γ

3

7

Be

99.9%

Be + e → Li + γ + ν

7

-

7

He + 3He → 4He + 2p

p-I

Be + p → B + γ

B

Li + p → 24He

7

14

N + p → 15O + γ

8

8

84.92% 3

0.1% 7

Main cycle

Secondary cycle

B → 24He + e+ + ν

8

p-II

p-III

CNO-cycle

pp-chain 98.5% CNO-cycle 1.5%


A napneutrínók energiaspektruma Solar neutrino spectrum 10

12

10

11

10

10

pp → 7

10

9

10

8

10

7

10

6

10

5

10

4

10

3

10

2

Be →

15

O

13

N

10

17

F B→

8

Be →

7

pep →

-1

1

hep

10


A neutrínófizika mérföldkövei 1946-ban Bruno Pontecorvo a Klór targetet javasolja a neutrínók detektálására: ν +37 Cl → e− +37 Ar .

1957-ben Bruno Pontecorvo felveti a ˝ neutrínó-oszcilláció lehetoségét. 1964-ben Raymond Davis Jr. elkezdi az úttöro˝ Cl-kisérletét a Homestake aranybányában. 1968-ban Raymond Davis bejelenti a Cl-kisérlet eredményeit és a napneutrínók problémáját (SNP).


37

A Cl-kisérlet Ezt az úttöro˝ radiokémiai kisérletet 1964-ban kezdi el Ray Davis munkatásaival. A kisérlet 4850 láb mélyen található a Homstake aranybányában. A detektor tartályában 615 tonna tisztítószer (C2 Cl4 ) van. Az elektronneutrínó (νe ) a következo˝ reakciót hozza létre a detektorban: νe +

Az

37 Ar

37

Cl → e− +

37

Ar ,

Eth = 0.814 MeV .

atom instabil. A bomlásideje kb. 35 nap. A

atomok között található

37 Ar

37 Cl

atomok megkeresése hasonló

nagysárendu˝ feladat, mintha a Szahara homoksivatagban egy meghatározott homok szemet kellene megkeresni.


37

A Cl-kisérlet (Homestake)


A napneutrínók problémái ˝ különbség van a mért és jósolt napneutrínó Jelentos fluxusok között. A különbség a mért és a jósolt érték között változik az energiával. 7 Be

- 8 B probléma. A napneutrínó-kisérletek detektálják a 8 B-neutrínókat, de nem detektálják a 7 Be-neutrínókat. Ez pedig ellent mond a pp-lánc logikájának, amely szerint a Bór a Berilliumból keletkezik.


Oszcillálnak-e a napneutrínók? ˝ A választ erre a kérdésre a következoképpen kaphatjuk: Az elmélet szerint a Napban csak νe elektronneutrínók keletkeznek. Fluxusok: Mérni kell a Napból érkezo˝ νe elektronneutrínók Φ(νe ) fluxusát. Mérni kell a Napból érkezo˝ νx neutrínók Φ(νx ), νx = νe , νµ , ντ , fluxusát a típusuktól függetlenül. A napneutrínók oszcillálnak, ha: Φ(νe ) < Φ(νx ) ,

ν x = ν e , νµ , ντ .


Sudbury Neutrino Observatory (SNO) A detektor 2073 m mélyen van a Creighton bányában, Sudbury Ontario, Kanada. A SNO egy Cserenkov-detektor , ˝ amely azonos idoben (real time) méri a napneutrínókat. A detektor méro˝ térfogata 1000 tonna D2 O nehéz vizet tartalmaz, amelyet 4 m vastag H2 O víz réteg vesz körül. A detektor céltárgyát (méro˝ térfogatát) körülötte koncentrikusan elhelyezett 9456 fotoelektron-sokszorozó figyeli.


Sudbury Neutrino Observatory (SNO)


ν-kölcsönhatások a SNO detektorban Amikor az elektronneutrínó (νe ) a töltött áram közvetítésével kölcsönhat a deutériummal, akkor egy W + bozon átadására kerül sor és a deutérium neutronja protonná változik: νe + D → p + p + e − ,

(CC) ,

ahol CC – charged current (töltött áram). Amikor a neutrínó νx a semleges áram közvetítésével kölcsönhatásba kerül a deutériummal, akkor egy Z 0 bozon átadására kerül sor: νx + D → νx + n + p,

(NC) ,

ahol NC – neutral current (semleges áram). ´ ´ Neutr´ınocsillag aszat – p.37/66

Megoldották a napneutrínók problémáját A mérések eredményei: +0.12 6 −2 −1 φCC (ν ) = 1.75±0.07( stat. ) ( sys. )±0.05( theor. )×10 cm s , SN O e −0.11

A φCC SN O (νe ) értéket összehasonlítva a Super Kamiokande (ES)

(SK) nagypontossággal megmért φSK (νx ) értékével, azt kapták, hogy az elérés a hiba 3.3-szorosa: +0.08 6 −2 −1 φES (ν ) = 2.32 ± 0.03(stat.) (sys.) × 10 cm s , x SK −0.07 CC 6 −2 −1 (ν ) − φ (ν ) = 0.57 ± 0.17 × 10 cm s . φES SK x SN O e

Ennek alapján állíthatjuk, hogy a teljes neutrínó-fluxusban nem csak elektronneutrínók vannak. ´ ´ Neutr´ınocsillag aszat – p.38/66

További eredmények Kiszámították a teljes 8 B-neutrínó fluxust is: (5.44 ± 0.99) × 106 cm−2 s−1 .

Ez pedig kitun ˝ o˝ egyezésben van az elméleti értékkel: 5.05 × 106 cm−2 s−1 .


Cserenkov-sugárzás Cserenkov-sugárzás akkor jön létre, ha egy elektromosan töltött részecske egy átlátszó közegben gyorsabban halad, mint a fény v > vt = c/n , ahol v a részecske sebessége, vt a fény sebessége az átlátszó anyagban, c a fény sebessége vákuumban, n pedig az átlátszó anyag fénytörésmutatója. A töltött részecske polarizálja az átlátszó anyag molekuláit, amelyek gyorsan visszatérnek az alapállapotukba és közben fotonokat bocsátanak ki. A kibocsátott sugárzás hullámfrontja ϑ szöget zár be a részecske haladási irányával: cos ϑ = vt /v = c/(vn) = 1/(βn) ,

ahol β = v/c . ´ ´ Neutr´ınocsillag aszat – p.40/66

Cserenkov-sugárzás


Kamiokande II KamiokaNDE – Kamioka Nucleon Decay Experiment. A kisérlet 1000 méterre van a föld felszine alatt (2700 m.w.e.) Ez egy Cserenkov-detektor, amelynek a céltárgya víz (2142(680) tonna). A vízben neutrínó – elektron szórás megy végbe: νe + e− → νe0 + e0− ,

Eth = 9 MeV .

A detektor méretei: h=16.0 m, d=15.6 m, V=3058 m3 , 948 20-in PMT, 20% lefedettség. 1985-ben kezdte mérni a napneutrínókat, miután arra alkalmassá tették. 1986-ban figyelték meg a Napból jövo˝ neutrínók irányát.


Super Kamiokande (SK) A kisérlet 2000 láb (609.6 m) mélyen van a föld felszine alatt. Ez egy Cserenkov-detektor, amelynek a céltárgya víz (50000(32000) tonna). A vízben neutrínó – elektron szórás megy végbe: νe + e− → νe0 + e0− ,

νµ + e− → νµ0 + e0− ,

Eth = 9 MeV .

A víz egy duplafalú, hengeralakú rozsdamentes acélból készült tartályban van, amelynek belso˝ felületén 11146 ˝ u˝ fotoelektron-sokszorozó darab 20 inch (50.8 cm) átméroj figyeli a tartályban bekövetkezo˝ eseményeket. A hengeralakú detektor méretei: d = 39.3 m, h = 41.4 m. 1996-ban kezdett mérni. ´ ´ Neutr´ınocsillag aszat – p.43/66

Super Kamiokande


Szupernovák A szupernova olyan változócsillag, amelynek fényessége ˝ olyan hirtelen (néhány nap alatt) sokmilliószorosára no, fényessé válik mint egy galaxis. Egy galaxisban kb. 1010 csillag van. Amikor egy nagytömegu˝ csillag meghal, az nem békésen hanem az Univerzumban ismert legnagyobb robbanásban megy végbe. Az eredeti csillagból egy neutroncsillag, vagy egy feketelyuk keletkezik és közben a csillag külso˝ része szétszorodik a csillag körüli térben. A szupernova keletkezésekor a szétsugárzott energia kb. 99%-a neutrínók, kb.

1%-a robbanás kinetikus energiá-

jaként és csupán 0.01%-a fotonok (fény) formájában távozik.


Szupernovák (folytatás) A csillagászok a szupernovákat két csoportba sorolják. ˝ Az I. típusú szupernóvák kettoscsillagokból keletkeznek. A ˝ kettoscsillag egyik csillaga folyamatosan elszívja a másik csillag anyagát és amikor eléri a kritikus tömeget, akkor bekövetkezik a robbanás. Ezeknek a szupernóváknak közel azonos a fénykibocsátásuk így távolságmérésre hasznáják ˝ oket. A II. típusú szupernova akkor keletkezik, amikor egy csillag, amelynek a tömege 8 Naptömegnél nagyobb, elhasználta ˝ nukleáris fut ˝ oanyagát és így nem képes ellenálni a gravitációs vonzásnak, amely hatására összeroppan. ´ ´ Neutr´ınocsillag aszat – p.46/66

Ismertebb szupernova maradványok 1054, kinai csillagászok, Bika csillagkép, Rák-köd, 1600 km/s sebességgel tágul. 1572, Tycho Brache, Cassiopeia csillagkép ˝ neveztél el 1604, Galilei, Kigyó csillagképben, Keplerrol ˝ 23/2/1987 7.33 1987, SN1987A, Nagy Magellán-felho, UT. A szupernovában ∼ 1058 neutrínó keletkezett. Ezek közül a neutrínók közül ∼ 1016 haladt át a Kamiokande II detektoron, amelyek közül a detektor csupán 12-t vett észre (detektált). 27/2/1987 ESO Schmidt teleszkóp (Csille).


Rák-köd (1054)


Tycho Brache (1572)


Kepler (1604)


SN1987A


SN1987A


SN1987A


SN1987A


Fizikai Nobel-díjasok (2002)

Raymond Davis and Masatoshi Koshiba “for pioneering contributions to astrophysics, in particular for the detection of cosmic neutrinos”


Sun and Supernova SN1987A


Aktív galaxismagok – AGN Ezeknek a galaxisoknak a közepe közelében szupernehéz feketelyuk van (MBH – Massive Black Hole). A feketelyuk tömege elérheti a 109 naptömeget. Ez a feketelyuk magába nyeli a galaxis anyagát, miközben gravitációs energiát sugároz. A gravitációs energia egy forró plazmasugárban távozik, amelyben az energia egy része X-sugárzás (röntgensugárzás) és γ -sugárzás formájában távozik. Ezeknek a galaxisoknak a közepében egy jet struktúrát figyelhetünk meg, amelynek a hossza több tizezer fényév. Ezek a jetek a legnagyobb részecskegyorsítók az Univerzumban (megfigyeltek 100 MeV, 1 GeV energiánál nagy˝ több TeV-es obb energiával rendelkezo˝ részecskéket, sot részecskéket ís.


Gammasugárzási források – GRB Gamma-sugárzási forrásokat 1967-ben véletlenül fedezték ˝ fel, amikor az USA katonai muholdakkal ˝ ellenorizte, hogy a Szovjetúnió betartja-e a légköri atombombarobbantások tilalmát. ˝ Az idotartamuk ezeknek a kitöréseknek néhány milliszekundumtól több percig tart. Ezek a kitörések több százszor intenzívebbek, a szupernovákban keletkezo˝ gammasugárzásnál és 1012 -szer intenzívebbek a Nap gammasugárzásánál. Ezeknek a kitöréseknek a gyakorisága kb. naponta egy és véletlenszeruen ˝ következnek be az égbolton. A mai napig is a GRB az asztrofizika egyik legnagyobb rejtélye. ´ ´ Neutr´ınocsillag aszat – p.58/66

IceCube és a W49B GRBje


A Borexino rövid története 1987-ben R.S. Raghavan a AT & T Laboratories professzora javasolja a Borex kisérletet. A BOREX egy muszó, ˝ amelyet a kisérlet eredeti ˝ alkottak: Boron Solar Neutrino Experiment. A nevébol detektor 2000 t szcintillátora bórt tartalmazott: TMB (B(OCH3 )3 ). νe +11 B → β − +11 C∗

(CC) ,

νx +11 B → νx0 +11 B∗

(N C) .

˝ az együttmüködés, a megváltozott körülmények Késobb alapján egy kisebb (300 t) detektor építését határozta el. A kisérlet nevét is Borexinora vátoztatta, amely kis BOREXet jelent, ugyanúgy mint a neutron és neutrínó esetében.


Borexino Ez a detektor folyadékszcintillátoros detektálási technikával ˝ azonosidoben méri a napneutrinókat különös tekintettel a 7 Be-neutrínókra. A detektor nagy luminozitása, a radióaktivitás szempontjából ultra-tiszta szcintillátor az elso˝ ˝ az alacsonyenergiájú (< 1 MeV) alkalommal teszi lehetove napneutrínók spektroszkópikus mérését. A kisérlet célja, hogy a ν + e → ν 0 + e0 neutrínó-elektron szórás segítségével mérje a 7 Be-neutrínókat a típusuktól függetlenül. A Borexino számos érdekes problémát fog tanulmányozi a részecskefizika, a geofizika és az aszrtrofizika területén. ´ ´ Neutr´ınocsillag aszat – p.61/66

Borexino (ábra)


Counting Test Facility 1995 februárjától muködik ˝ egy nagytérfogatú (4.8 m3 ) nemszegmentált folyadékszcintillátoros detektor a Gran Sasso-i földalatti laboratórium C-termében. Ez a detektor a Counting Test Facility elnevezést kapta.

Ennek a detektornak

˝ az volt a fofeladata, hogy különbözo˝ módszerekkel ultraalacsony radioaktivitás értéket mérjen és segítségével kifejlesztsenek olyan módszereket, amelyekkel ez az alacson ˝ keresztül fenttartható és folyamradioaktivitás hosszú idon atosan tisztítható.


CTF Results A CTF rekordokat állított fel a nagytérfogatú szcintillátor radioaktivitásának mérése területén. A Borexino 10−16 g/g értékig képes mérni, amely négy nagyságrenddel felülmúlja a hagyományos módszereket (10−12 g/g). 14 C

koncentráció: 14

232 Th

C/12 C = (1.85 ± 0.13 ± 0.01) × 10−18

szennyezettség: −16 4.4+1.5 × 10 g/g . −1.2

238 U

szennyezettség: (3.5 ± 1.3) × 10−16 g/g . ´ ´ Neutr´ınocsillag aszat – p.64/66

CTF Open Structure


A C-terem és a CTF víztartálya


Neutrínócsillagászat

Recommend Documents