Neutrinový detektor

Neutrinový detektor je zařízení umožňující zachycení neutrina a jeho detekci.

První pozorování neutrina v bublinkové komoře, 13. listopadu 1970. Neutrino se srazilo s protonem v jádru vodíku. Srážka nastala v pravé části snímku v místě, odkud vychází tři stopy částic.

Detekce neutrin je vzhledem k jejich velké netečnosti k normální hmotě obtížná. K detekci lze využít tři procesy – interakci neutrin s nukleony, pružný rozptyl neutrina na elektronu nebo jádru a interakce vysokoenergetických neutrin s protony za vzniku mionů μ.

Interakce neutrin s nukleony

Jedná se v podstatě o obrácení procesu beta rozpadu. Elektronové neutrino ν_e interaguje s neutronem a proběhne reakce:

{{\nu }_{e}+n^{0}}\rightarrow {p^{+}+e^{-}}

Nebo elektronové neutrino ${\nu }_{e}$ interaguje s protonem a pak proběhne reakce:

{{\nu }_{e}+p^{+}}\rightarrow {n^{0}+e^{-}}

Interakce neutrin s protony využili v roce 1956 F. Reines a C. Coward z laboratoří v Los Alamos k první úspěšné detekci neutrin.[1]

Pro detekci neutrin pomocí interakce s protonem je třeba zvolit takové jádro, kde přeměna neutronu na proton vede ke vzniku radioaktivního jádra. Interakce neutrina se pak prozradí radioaktivním zářením, které lze snadno detekovat. V praxi se nejdříve využívalo jader chlóru ³⁷Cl (např. v neutrinovém detektoru v Jižní Dakotě), které se interakcí změnilo na radioaktivní argon ³⁷Ar, nyní se používá gallium ⁷¹Ga, které se zachycením neutrina přemění na radioaktivní germanium ⁷¹Ge.

Pružný rozptyl neutrina na elektronu

Rychle letící neutrino n se srazí s elektronem e⁻ nebo jádrem atomu, odrazí se od něj jako neutrino s nižší energií, přičemž předá elektronu část své energie. Odražený elektron se pohybuje většinou ve směru původního neutrina n a může být zaregistrován (např. při vysílání Čerenkovového záření).

Na principu rozptylu neutrina na elektronu je založen Neutrinový detektor Kamioka nebo Sudbury Neutrino Observatory.

Interakce vysokoenergetických neutrin s protony za vzniku mionů

Při této detekci se využívá jako detekční prostředí led nebo voda. Při nárazu vysokoenergetického neutrina na proton (vodíkové jádro) vznikne mion μ o vysoké energii, který se prozradí čerenkovovým zářením, které vzniká podél jeho dráhy pohybu ledem nebo vodou.

Na tomto principu pracuje projekt AMANDA, IceCube nebo BAJKAL.

Důležité neutrinové detektory

Neutrinové detektory
Experiment	Citlivost	Typ detektoru	Detekční látka	Proces detekce	Reakce	Prahová energie neutrin	Odkazy
BOREXINO, Gran Sasso, Itálie	nízkoenergetické sluneční $\nu _{e}$	scintilační	H₂O + PC+PPO PC=C₆H₃(CH₃)₃ PPO=C₁₅H₁₁NO]	pružný rozptyl	$\nu _{x}$ + e⁻ → $\nu _{x}$ + e⁻	250–665 keV
CLEAN	nízkoenergetické sluneční $\nu _{e}$ , a $\nu _{e}$ ze supernov a pulsarů	scintilační	tekutý neon	pružný rozptyl	$\nu _{x}$ + e⁻ → $\nu _{x}$ + e⁻ $\nu _{e}$ + ²⁰Ne → $\nu _{e}$ + ²⁰Ne	???
GALLEX, Gran Sasso, Itálie	sluneční $\nu _{e}$	radiochemický	GaCl₃ (30 t Ga)	tok nabitých částic	$\nu _{e}$ +⁷¹Ga → ⁷¹Ge+e⁻	233,2 keV
GNO, Gran Sasso, Itálie	nízkoenergetické sluneční $\nu _{e}$	radiochemický	GaCl₃ (30 t Ga)	tok nabitých částic	$\nu _{e}$ 71Ga → ⁷¹Ge+e⁻	233,2 keV	Archivováno 2. 10. 2006 na Wayback Machine
Double Chooz, Chooz	neutrina z jaderného reaktoru	scintilační	organický Gd-Komplex	tok nabitých částic (interakce neutrin s nukleony)	${\overline {\nu }}_{e}$ + p₊→n + e⁺	1.8 MeV
HERON	hlavně nízkoenergetické sluneční $\nu _{e}$	scintilační	supratekuté helium	tok neutrálních částic	$\nu _{e}$ + e⁻ → $\nu _{e}$ + e⁻	1 MeV
Homestake–Chlorine, opuštěný důl Homestake, Jižní Dakota, USA	sluneční $\nu _{e}$	radiochemický	C₂Cl₄ (615 t)	tok nabitých částic	³⁷Cl+ $\nu _{e}$ → ³⁷Ar+e⁻ ³⁷Ar^ → ³⁷Cl + e⁺ + $\nu _{e}$	814 keV
Homestake–Iodine, opuštěný důl Homestake, Jižní Dakota, USA	sluneční $\nu _{e}$	radiochemický	NaI	pružný rozptyl, tok nabitých částic	$\nu _{e}$ + e⁻ → $\nu _{e}$ + e⁻ $\nu _{e}$ + ¹²⁷I → ¹²⁷Xe + e⁻	789 keV
ICARUS, Gran Sasso, Itálie	sluneční a neutrina procházející atmosférou, a také $\nu _{e}$ , $\nu _{\mu }$ , $\nu _{\tau }$ , jejímž zdrojem je CERN	detektor Čerenkovova záření	tekutý argon	pružný rozptyl	$\nu _{e}$ + e⁻ → $\nu _{e}$ + e⁻	5,9 MeV
Neutrinový detektor Kamiokande, Kamioka, Japonsko	sluneční a neutrina procházející atmosférou, $\nu _{e}$	detektor Čerenkovova záření	H₂O	pružný rozptyl	$\nu _{e}$ + e⁻ → $\nu _{e}$ + e⁻	7,5 MeV
Super Kamiokande, Kamioka, Japan	sluneční a neutrina procházející atmosférou, $\nu _{e}$ , $\nu _{\mu }$ , $\nu _{\tau }$ a také $\nu _{e}$ , $\nu _{\mu }$ , $\nu _{\tau }$ , jejímž zdrojem je KEK	detektor Čerenkovova záření	H₂O	pružný rozptyl, tok nabitých částic	$\nu _{e}$ + e⁻ → $\nu _{e}$ + e⁻ $\nu _{e}$ + n° → e⁻ + p⁺ $\nu _{e}$ + p⁺ → e⁺ + n°	???
LENS, Gran Sasso, Itálie	nízkoenergetické sluneční $\nu _{e}$	scintilační	In(MVA)_x	tok nabitých částic	$\nu _{e}$ + ¹¹⁵In → ¹¹⁵Sn+e⁻+2γ	120 keV
MOON, Washington, USA	nízkoenergetické sluneční $\nu _{e}$ a nízkoenergetické ze supernov $\nu _{e}$	scintilační	¹⁰⁰Mo (1 t) + MoF₆ (plynný)	tok nabitých částic	$\nu _{e}$ +¹⁰⁰Mo → ¹⁰⁰Tc+e⁻	168 keV
OPERA, Gran Sasso, Itálie	$\nu _{e}$ , $\nu _{\mu }$ , $\nu _{\tau }$ jejímž zdrojem je CERN	hybridní	2.000 t Pb/emulsní + mionový spektrometr	tok nabitých částic	$\nu _{\tau }$ + N → $\tau$ +X	4,5 GeV
Baksan neutrino observatory, Baksan, Rusko	nízkoenergetické sluneční $\nu _{e}$	radiochemický	GaCl₃	tok nabitých částic	$\nu _{e}$ +⁷¹Ga → ⁷¹Ge+e⁻	233,2 keV
Neutrinový detektor SNO, důl Sudbury, Kanada	sluneční a neutrina procházející atmosférou $\nu _{e}$ , $\nu _{\mu }$ , $\nu _{\tau }$	detektor Čerenkovova záření	1000 t D₂O	tok nabitých částic, tok neutrálních částic, pružný rozptyl	$\nu _{e}$ + ²₁D →p⁺+p⁺+e⁻ $\nu _{x}$ + ²₁D → $\nu _{x}$ +n°+p⁺ $\nu _{e}$ + e⁻ → $\nu _{e}$ + e⁻	6,75 MeV
UNO, důl Henderson, USA	sluneční, neutrina procházející atmosférou a z jaderného reaktoru $\nu _{e}$ , $\nu _{\mu }$ , $\nu _{\tau }$	detektor Čerenkovova záření	440.000 t H₂O	pružný rozptyl	$\nu _{e}$ + e⁻ → $\nu _{e}$ + e⁻	???
AMANDA, Antarktida	neutrina procházející atmosférou a kosmické $\nu _{e}$ , $\nu _{\mu }$ , $\nu _{\tau }$ , eventuálně další	detektor Čerenkovova záření	1 km³ H₂O (vodní led)	tok nabitých částic	$\nu _{x}$ + N → x + X hlavně interakce s protony za vzniku mionů	>200 GeV, ??
IceCube, Jižní pól	neutrina procházející atmosférou a kosmické $\nu _{e}$ , $\nu _{\mu }$ , $\nu _{\tau }$ , eventuálně další	detektor Čerenkovova záření	1 km³ H₂O (vodní led)	tok nabitých částic	$\nu _{x}$ + N → x + X hlavně interakce s protony za vzniku mionů	>200 GeV, přibližně 10 GeV
BAJKAL, jezero Bajkal, Rusko	kosmické $\nu _{\mu }$	detektor Čerenkovova záření	H₂O	tok nabitých částic	$\nu _{\mu }$ + N → $\mu$ ⁻ + X ${\overline {\nu }}_{\mu }$ + N → $\mu$ ⁺ + X miony	??
ANTARES, Středozemní moře, Francie	kosmické $\nu _{\mu }$	detektor Čerenkovova záření	H₂O	tok nabitých částic	$\nu _{\mu }$ + N → $\mu$ ⁻ + X ${\overline {\nu }}_{\mu }$ + N → $\mu$ ⁺ + X miony	> 10 GeV
KM3NeT, Středozemní moře	kosmické $\nu _{\mu }$	detektor Čerenkovova záření	H₂O	tok nabitých částic	$\nu _{\mu }$ + N → $\mu$ ⁻ + X ${\overline {\nu }}_{\mu }$ + N → $\mu$ ⁺ + X miony

Reference

Neutrinová observatoř v Antarktidě

Externí odkazy

(česky)

(anglicky)

MF Altmann et al., Solar Neutrinos Rep. Prog. Phys. 64 (2001) 97–146

This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.

[1] Neutrinová observatoř v Antarktidě