1 / 73

E xperiment y v podzemn ích laboratořích

E xperiment y v podzemn ích laboratořích. Ing. Ivan Štekl, CSc. Ústav technické a experimentální fyziky ČVUT. Přehled fyzikální problematiky řešené v podzemních laboratořích Přehled hlavních podzemních laboratoří Zdroje pozadí a způsoby potlačení pozadí

zoie
Download Presentation

E xperiment y v podzemn ích laboratořích

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Experimenty v podzemních laboratořích Ing. Ivan Štekl, CSc. Ústav technické a experimentální fyziky ČVUT • Přehled fyzikální problematiky řešené v podzemních laboratořích • Přehled hlavních podzemních laboratoří • Zdroje pozadí a způsoby potlačení pozadí • Hlavní experimenty v podzemních laboratořích • Budoucnost fyziky v podzemních laboratořích

  2. Úvod - motivace „Mnoho nevyřešených problémů současné fyziky je možné vyřešit použitím technologií, které jsou schopny oddělit slabý signál od pozadí“ Vědecké směry bádání v podzemních laboratořích: I. Solární neutrina VII. Neutrina ze supernov II. Dvojitý rozpad beta VIII. Jaderná astrofyzika III. Temná hmota IX. Geologie IV. Rozpad protonu X. Měření nízkých aktivit materiálů V. Atmosferická neutrina XI. Monitorování životního prostředí VI. Oscilace neutrin (reaktor.exper.) XII. Mikrobiologie 17.12.2004 I.Štekl

  3. Přehled fyzikální problematiky řešené v podzemních laboratořích • Hustota neutrin vzniklých po velkém třesku: 330 cm-3(νeνμντ ve stejném poměru) • (hustota protonů: 5·10-7 cm-3, hustota fotonů: 103cm-3) • Hustota neutrin vzniklých ve hvězdách během jejich života: 0.000006 cm-3 • Hustota neutrin vzniklých v supernovách: 0.0002 cm-3 • Energie neutrin vzniklých po velkém třesku: 0.0004 eV • Maximální energie slunečních neutrin: 20 MeV • Energie neutrin z jaderného reaktoru: 1-10 MeV, < E > = 4 MeV • Energie neutrin produkovaných urychlovači částic: 30 MeV – 30 GeV • Naše tělo obsahuje asi 20 mg β-radioaktivního K40, který každý den z našeho těla vyzáří asi • 340·106 neutrin • Každou sekundu naším tělem projde 4·1014 slunečních neutrin, 5·1010 neutrin vytvořených • přirozenou radioaktivitou, 1 - 10 ·1010 neutrin vytvořených v atomových elektrárnách na celém světě 17.12.2004 I.Štekl

  4. Přehled fyzikální problematiky řešené v podzemních laboratořích • Obecně experimenty zkoumají platnost Standartního Modelu • měření jevů předpověděných SM, hledání odchylek • měření jevů zakázaných ve SM(např. hmotnost neutrina, experimenty v podzemních lab.) Příklad: měření elektronových neutrin ze Slunce + mionových atmosferických neutrin ukázala existenci oscilačních jevů (Dm2 – atmosferická; dm2 – solární) • Důsledky: • ne, nm, nt jsou superpozicí vlastních stavů n1, n2, n3 • Je třeba určit : 3 „mixing angles“ 12, 13, 23 • 3 (nebo 1) „CP violating phases“ d12, d13, d23 • n1, n2, n3 mají m1, m2, m3≠ 0 • neplatí zákon zachování leptonového čísla (?) – 0nbb 17.12.2004 I.Štekl

  5. Přehled fyzikální problematiky řešené v podzemních laboratořích Sluneční pp cyklus p + p d + e+ + ne + 0.42 MeV (En≤ 0.420 MeV) (99.6%)PP p + p + e- d + ne + 1.44 MeV (En= 1.44 MeV) (0.4%) PEP d + p 3He + g + 5.49 MeV 3He + 3He 4He + 2p + 12.86 MeV (85%) 3He + p 4He + e+ + ne + 18.77 MeV (En ≤ 18.77 MeV) (2.4x10-5%) HEP 3He + 4He 7Be + g + 1.59 MeV (~15%) 7Be + e-7Li + ne + 0.8617 MeV (En = 0.862 MeV (90%) 0.384 MeV (10%)) (15%) 7Li + p 4He + 4He + 17.35 MeV 7Be + p 8B + g + 0.14 MeV (0.019%) 8B 8Be* + e+ + ne + 14.6 MeV (En≤ 14.6 MeV) 8Be 4He + 4He + 3 MeV 2e- + 4p 4He + 2ne + 26.7 MeV (E2n~ 0.6 MeV) Kromě pp cyklu existuje ještě CNO cyklus (13C, 15N, 17O) 17.12.2004 I.Štekl

  6. Přehled fyzikální problematiky řešené v podzemních laboratořích • Slunce za 1s vyzáří 2·1038 neutrin • Neutrinu trvá cesta ze středu Slunce na povrch Země 500 s, • světlu 106 let Toky slunečních neutrin na Zemi Zdroj Fn[1010 cm-2s-1] pp 6.0 ± 2% pep 0.014 ± 5% 7Be 0.48 ± 0.15% 8B 5.0x10-4± 37% 13N 0.055 ± 50% 15O 0.048 ± 37% 17F 5.63x10-4± 46% Energetické spektrum slunečních neutrin (pp cyklus): 17.12.2004 I.Štekl

  7. Přehled fyzikální problematiky řešené v podzemních laboratořích Dvojitý rozpad beta • dvouneutrinový rozpad beta (2nbb) • (Z-2,A) (Z,A)+2e-+2ne (2nb-b-) • (Z+2,A) (Z,A)+2e++2ne (2nb+b+) • e-+(Z+2,A) (Z,A)+e++2ne (2nb+/EC) • 2e-+(Z+2,A) (Z,A)+2ne +2X (2nEC/EC) • bezneutrinový rozpad beta (0nbb) • (Z-2,A) (Z,A)+2e-(0nb-b-) • (Z+2,A) (Z,A)+2e+(0nb+b+) • e-+(Z+2,A) (Z,A)+e+(0nb+/EC) • 2e-+(Z+2,A) (Z,A)* (Z-2,A)+(g)+2X (0nEC/EC) 17.12.2004 I.Štekl

  8. Přehled fyzikální problematiky řešené v podzemních laboratořích 2nbb - dovolený proces podle „Standardního modelu“ proces druhého řádu (T1/2= 1018-1024 let) 0nbb - zakázaný proces podle „Standardního modelu“ porušení z.z. leptonového čísla hmotnost neutrina (Majorana, Dirac) existence pravých elektroslabých proudů 17.12.2004 I.Štekl

  9. Přehled fyzikální problematiky řešené v podzemních laboratořích • 2 možnosti existence2nbb: • jednoduchý rozpad beta je energeticky zakázán 76As 0+ b-b- 76Se 76Ge 2+ g 0+ • jednoduchý rozpad beta je potlačen rozdílem spinů 2- 48K 0+ b-b- 48Ca 6+ 48Sc 0+ 48Ti 17.12.2004 I.Štekl

  10. Přehled fyzikální problematiky řešené v podzemních laboratořích Temná hmota „Rotačníkřivka“: funkční závislost rychlosti rotace na radiální vzdálennosti od centragalaxie • Fg = GMm/r2 = Fc = m (vrot)2/r • vrot = (GM/r)1/2 • Uvnitřgalaktického jádra (sférické): • M = 4/3 π r3ρ→ vrot~ r • Vněgalaktického jádra: M = konstanta → • vrot ~ 1/√r Příklad: určení hmotnosti naší galaxie Pohyb Slunce – vrot = 220 km/s, r = 8.5 kpc Hmotnost galaxie M = (vrot2 x r)/G = 9.6 x 1010 hmotnosti Slunce 17.12.2004 I.Štekl

  11. Přehled fyzikální problematiky řešené v podzemních laboratořích • Měření rotačníchkřivek (pomocí Doppler posunu) → v(r) = konstantnípro velké r → M~r • => existence obrovskéhmotymimo viditelnou optickou oblast 17.12.2004 I.Štekl

  12. Přehled fyzikální problematiky řešené v podzemních laboratořích Co může tvořit temnou hmotu? 1. Baryonová – planety, bílí,hnědí trpaslíci, neutr. hv., černé díry, mezigalaktický plyn 2. Nebaryonová B. Non-thermal relics (Axions, monopoles...) A. Thermal relics Hot DM – relativistické v okamžiku vzniku (ne, nm, nt) Cold DM – nerelativistické v okamžiku vzniku (např. WIMP – massive neutrinos, neutralino m > 10 GeV/c2) 17.12.2004 I.Štekl

  13. Přehled fyzikální problematiky řešené v podzemních laboratořích Představy o známé a chybějící hmotě ve vesmíru Netradiční způsoby hledání temné hmoty 17.12.2004 I.Štekl

  14. Přehled hlavních podzemních laboratoří Rozdělení laboratoří podle přístupu Snadný (horizontální) přístup, autem Gran Sasso National Laboratory LNGS (permanent staff/users/= 66 / 745) Baksan (205 / 69) (Rusko) Laboratorio Subterraneo de Canfranc LSC (7 / 35) (Španělsko) Přístup dálničním tunelem, autem Laboratoire Suterein Modane LSM (4 / ≈60) (Francie) Laboratoře v dolech Sudbury National Observatory SNO (Kanada) Kamioka (Japonsko) Boulby (2/30) (Anglie) Pyhasalmi Laboratory (Finsko) Solotvina (SUL) a Artemovsk (Ukrajina) 17.12.2004 I.Štekl

  15. Přehled hlavních podzemních laboratoří LNGS 1400 m skály jako stínění Zeslabení toku neutronů 10–3 Zeslabení kosmických µ = 10–6 Plocha laboratoří 18 000 m2 Rozpočet 12 M€/rok Oscilace neutrin Neutrinaz CERN (CNGS) – OPERA, ICARUS Sluneční neutrina – GNO, BOREXINO, LENS (návrh) Neutrinaze Supernov - LVD Hmota neutrina (bb) - Obohacený Ge, Kryogennítechnika (Te) Temná hmota – více experimentů, DAMA Geologie, biologie, nízkopozaďové aparatury 17.12.2004 I.Štekl

  16. Přehled hlavních podzemních laboratoří LSC 675 m.w.e. 2x10 m2 NaI 32 COSME 1 2450 m.w.e. 118 m2 IGEX (bb) COSME 2 ROSEBUD (DM) ANAIS (DM) Canfranc. Pyreneje, 175 km od Zaragozy. 17.12.2004 I.Štekl

  17. Přehled hlavních podzemních laboratoří LSM V tunelu Fréjus (Francie-Itálie) Hloubka - 1760 m Zeslabení toku µ - 0.5 x 10–6 Zeslabení n (E>1MeV) - 10–3 Uživatelů - 60 Hlavní hala - 30x10x11m3 3 vedlejší:70 m2,18 m2 and 21 m2. 14 Ge nízkopozaďových detektorů testy materiálůpro experimenty geologie, archaeologie, biologie datování, elektronika, potrav.průmysl bb decay - NEMO-3, TGV Dark matter - EDELWEISS 17.12.2004 I.Štekl

  18. Přehled hlavních podzemních laboratoří Srovnání podzemních laboratoří podle toku mionů 17.12.2004 I.Štekl

  19. Zdroje pozadí - motivace poločas rozpadu pro 0nbb: T1/2 > C  Fa (M T)1/2 (B  E) -1/2 C je konstanta Fa je stupeň obohacení izotopu M je hmotnost vzorku T je čas měření B je pozadí E je energetické rozlišení • zdroj = obohacený materiál (Fa ) • velká hmotnost zdroje (M) • dlouhá doba měření (T) • co nejlepší energetické rozlišení detektoru (E) • co nejnižší pozadí (B) 17.12.2004 I.Štekl

  20. Zdroje pozadí 1. radioaktivita v životním prostředí (externí) • a) přirozená: • - uranová r.ř. (238U, T1/2 = 4.5 x 109 let) • thoriová r.ř. (232Th, T1/2 = 1.4 x 1010 let) • neptuniová r.ř. (235U, T1/2 = 7.0 x 108 let) • 40K(T1/2 = 1.3 x 109 let) • 10 fotonů.cm-2.s-1 (>50keV, na úrovni moře) • průměrné koncentrace v zemské kůře: • 40K - 850 Bq.kg-1, 87Rb - 100 Bq.kg-1 , • 232Th - 44 Bq.kg-1 , 238U - 36 Bq.kg-1 • Je důležité znát jejich koncentrace v materiálech; rozpad Ra dá přítomnost Rn; • při rozpadech se emitují částice a (energie  4-8 MeV, b, g (energie ≤ 2614 MeV); • Hlavní část pozadí v energetické oblasti 0-3 MeV 17.12.2004 I.Štekl

  21. Zdroje pozadí b)kosmogenní: tvorba radionuklidů kosmickým zářením; emise a, b, g s energiemi ≤ 10 MeV 3H (12.323 let), 10B (1.6x106 let), 14C (5730 let), 22Na (2.602 let), 26Al (7.16x105 let), 32Si (104 let), 36Cl (3x105 let), 37Ar (35 dní), 39Ar (269 dní), 40K (1.3x109 let), 46Sc (83.4 dne), 48V (16 dní), 53Mn (3.7x106 let), 54Mn (312 dní), 55Fe (2.7 let), 56Co (78.8 dne), 59Ni (7.6x104 let), 60Co (5.3 let), 81Kr (2.1x105 let), 129I (1.6x107 let) důležité jen v detektorech, kde se používají dané izotopy (např. scintilační nebo plynové detektory) c)umělá radioaktivita: 137Cs, 90Sr - výbuchy jaderných zbraní 85Kr - přepracování vyhořelého paliva, 1.1Bq.m-3 3H, 14C - jaderné výbuchy, zvětšení přirozeného výskytu 60Co - lékařství, průmysl, v oceli 17.12.2004 I.Štekl

  22. Zdroje pozadí 2. radioaktivita uvnitř detektoru a stínění (interní) Zdrojem je detekční aparatura: nelze ho odstínit Složení: a, b, g záření (i nízkoenergetické) Způsobena hlavně přítomností K, Th, U Rozdělení podle použitých materiálů: a) Stínění: zachycuje záření z vnějšku detektoru Ta, W – velmi dobré, drahé, zřídka používané Hg – velmi čisté po úpravě, nutnost vhodného obalu, 194Hg (T1/2=520 let) vzniká působením energetických neutronů Fe – levný materiál, kontaminace 60Co, velký účinný průřez pro záchyt neutronů stará ocel: mBq.kg-1 (226Ra, 228Th, 40K) Cu – velmi čistá, velký účinný průřez pro záchyt neutronů a kosmogenní produkci radionuklidů 17.12.2004 I.Štekl

  23. Zdroje pozadí Pb – vysoké A, rozumná cena malý účinný průřez pro záchyt neutronů vnitřní aktivita často vysoká (až 2500 Bq.kg-1) obsahuje 210Pb (T1/2=22 let)a dceřinnéprodukty 210Bi, 210Po: [b (1.16 MeV, 210Bi) vyvolává brzdné (max.=170 keV) a charakteristické záření v Pb (72.8, 75.0, 84.9, 87.4 keV)] 210Po difunduje na povrch, a záření E= 5.3 MeV běžné olovo: 100, 50, 5 Bq.kg-1 (USA, Polsko), staré olovo (Římané, >200 let) – 20mBq.kg-1 b)Detektor: scintilační, plynové detektory: obsahují 3H, 14C Ge,Si detektory: velmi čisté materiály, 3 mBq232Thkg-1, 12 mBq238Ukg-1 17.12.2004 I.Štekl

  24. Zdroje pozadí c) Elektronika, nosná konstrukce: plasty – výroba ze zemního plynu, kontaminace 3H,14C elektronika (odpory, kapacity, tranzistory..) – vyžadují zvláštní pozornost, jsou blízko detektoru obsahují K, Th, U (hlavně keramika) jednotlivé součástky ~ 10mBq.kg-1 desky na plošné spoje (sklo) 20 Bq.kg-1226Ra/228Th/40K hliník – dá se vyrobit velmi čistý (10-10 g U/Th g-1) obsah 210Pb ~ 0.4 Bq.kg-1 17.12.2004 I.Štekl

  25. Zdroje pozadí 3. radon a jeho produkty - z rozpadových řad, odlišnost z pohledu stínění (plyn) - vzniká v zemské kůře rozpadem Ra (222Rn, 3.8 dne; 220Rn, 55.6 s; 219Rn, 3.96s) - průměrná aktivita v laboratořích 40Bq.m-3 - produkty 220Rn rychle vymírají s T1/2=11 h (212Pb) nebezpečné je 208Tl (b Emax=1796 keV, g E=2614 keV) - z produktů 222Rn je nebezpečný 214Bi (T1/2=26.8 min., g E= 609 keV, 1120 keV) - dceřinné produkty Rn se váží na prachové částice a usazují se na povrchu detekční aparatury - hlavní komponenta pozadí pro experimenty s detekcíslunečních neutrin 17.12.2004 I.Štekl

  26. Zdroje pozadí 4. Kosmické záření: Primární: 90% p, 9% a, 1% těžší částice, tok 1000 m-2s-1 Sekundární (na úrovni moře): nabité piony: p : e : n : m=1 : 13 : 340 : 480 : 1420 tok nabitých pionů = 1.34 * 10-5 cm-2.s-1 2 příspěvky k pozadí : přímo (převážně m, n) tvorba radionuklidů a) Miony (m): - při průchodu látkou brzdí elektromagneticky => v látce vznikají elektrony s velkou energií, pozitrony, iontové páry, fotonové spršky a mionové brzdné záření - po zbrzdění se m – rozpadají (sprška elektronů) zachyceny jádrem (m-, Z=>Z-1, neutron) - deponovaná energie v Ge, NaI(Tl) na g.cm-2 = 1-6 MeV 17.12.2004 I.Štekl

  27. Zdroje pozadí b) Neutrony: - vznik – záchyt mionů (např. v Pb) - štěpení a (a,n) reakcí na Th, U (není součástí k.z.) (hlavní složka pozadí pro lab. > 100 m w. e.) - pozadí : g kvanta (~10 MeV) z nepružného rozptylu a radiačního záchytu 17.12.2004 I.Štekl

  28. Zdroje pozadí c) Tvorba radionuklidů: - např. 3H, 10Be, 14C, 26Al, 36Cl - speciální pozornost je věnována Ge (materiál detektorů) 17.12.2004 I.Štekl

  29. Způsoby potlačení pozadí 1) umístění experimentu: • podzemní laboratoř (např. Modane = 4800 m w.e., Gran Sasso = 3500 m w.e. ) • tok mionů = 4.2 m.d-1.m-2 • tok neutronů – tepelných = (1.6±0.1)*10-6 s-1.cm-2 • – rychlých = (3.5±1.5)*10-6 s-1.cm-2 17.12.2004 I.Štekl

  30. Způsoby potlačení pozadí • vliv podzemní laboratoře na pozadí způsobeného miony 17.12.2004 I.Štekl

  31. Způsoby potlačení pozadí 2) ochrana proti Rn: • plynotěsný box (plněný inertním plynem) • ventilace (v LSM Modane - 5x za hodinu, ~10 Bq.m-3) • čištění vzduchu anti-radonovou aparaturou Dnes : A(222Rn) v LSM ~10 Bq/m3 podzim 2003 : boxobklopující detektor A(222Rn) ~ Bq/m3 jaro 2004 : anti-radonováaparatura A(222Rn) ~ 0.01 Bq/m3 150 m3/h 17.12.2004 I.Štekl

  32. Způsoby potlačení pozadí -55 °C Chladicí jednotka -50°C Adsor. nádrže s akt.uhlím (1 tuna) Vstup: 25°C 950 mbar 194m3/h Kompresor Výměník tepla Ohřívač Výstup: 18°C 950 mbar 150m3/h Výstup 17.12.2004 I.Štekl

  33. Způsoby potlačení pozadí Princip činnosti:záchyt Rn na aktivním uhlí redukční faktor např. 100 => T = 25 dní = 600 hodin T (hod.) = K (m3/kg) * m (kg) / f (m3/kg) T – doba záchytu radonu K – poměr aktivity Rn zachyceného v akt.uhlí (Bq/kg) a aktivity Rn ve vzduchu (Bq/m3) m – hmotnost aktivního uhlí f – tok vzduchu přes aktivní uhlí Kzávisí na teplotě: t (°C) 30 20 0 -30 -40 -50 -60 K(m3/kg) 3.5 4.5 12 53 90 152 272 17.12.2004 I.Štekl

  34. Způsoby potlačení pozadí Experimentálnízařízenípro výběraktivního uhlí: Rn detektor - HPGe (g 186 keV z 226Ra ) Kalibrovaný zdroj Rn N2 Vzorek aktiv. uhlí (1 kg) 17.12.2004 I.Štekl

  35. Způsoby potlačení pozadí 17.12.2004 I.Štekl

  36. Způsoby potlačení pozadí 17.12.2004 I.Štekl

  37. Způsoby potlačení pozadí 3) externí stínění: • proti g - Pb, Cu, Fe (20-50 cm) • proti neutronům - polyethylén (borovaný, lithiovaný) borated polyethylene Dewar PA 1m cryostat Pb Cu 17.12.2004 I.Štekl

  38. Způsoby potlačení pozadí 4) výběr materiálů detektoru: • testování všech součástí detektoru (radioaktivní příměsi) • čištění použitých materiálů Příklad: čištění 100Mo (zdroj pro NEMO experiment, celkem 9 kg) 2 metodiky – fyzikální (ITEP Moskva) a chemické čištění (INEEL, Idaho, USA) Výsledek čištění: (měřen 1 kg, 1 měsíc, 400 cm3 Ge detektor v LSM) aktivita (mBq/kg) před po 214Bi 40±0.7 <0.3 208Tl 1.3±0.3 <0.15 17.12.2004 I.Štekl

  39. Způsoby potlačení pozadí 17.12.2004 I.Štekl

  40. Způsoby potlačení pozadí 5) minimalizace expozice detektoru kosmickým zářením: • výroba detektorů v podzemní laboratoři (např. 68Ge, 65Zn) • netransportovat letecky 17.12.2004 I.Štekl

  41. Způsoby potlačení pozadí 7) zpracování signálu: - rozlišení elektronů a kvant g (experiment TGV) - rozlišení registrace v jednom místě detektoru a v několika místech (mnohonásobný Comptonův rozptyl, experiment Heidelberg-Moscow) - rozlišení e-, e+, a částic, g kvant (experiment NEMO) - koincidenční měření 17.12.2004 I.Štekl

  42. Způsoby potlačení pozadí Current • založena na rozdílu mezi interakcí • e- a g-kvant s Ge detektorem • ïnterakční bod – sběr náboje, tvar pulzu • => spektrum Energie-náboj (Q) • potlačí záření gfaktorem 2-3 Q1 g Q2 e 0 10 Time, ns 20 strobe Q (integrated charge) g e Amplitude (energy)

  43. Způsoby potlačení pozadí Q Compton edge gammas electrons E E-Q spektrum, zdroje: 207Bi + 60Co 17.12.2004 I.Štekl

  44. Způsoby potlačení pozadí • potlačení mikrofonického šumu - energetickáoblastpod 100keV • používají se 2 zesilovače srůznou dobou tvarování • výběr událostí pomocí 'matice' – • Eshort vs. Elong 17.12.2004 I.Štekl

  45. Způsoby potlačení pozadí • microphonic noise cut • no selection • coincidence with neighboring detectors • coincidence + energy window (19-25) keV 17.12.2004 I.Štekl

  46. Hlavní experimenty v podzemních laboratořích (Homestake) Homestake – začátky podz.exper. • Zlatý důl, USA (Dakota) • Start experimentu v roce 1970, v hloubce 1500 m • Medium: 615 t tetrachloethylenu C2Cl4(2.2x1030jader 37Cl) • Detekce pomocí reakce νe + Cl 37→ e- + Ar 37 • Minimální energie neutrin: 0.814 MeV (8B, 7Be, pep, hep n) • Jednou za několik měsíců atomy Ar 37 extrahovány, e- nebo X-ray • (90% s energií 2.82 keV) vzniklé při zpětné reakci • e- + Ar 37 → νe + Cl 37( τ1/2= 34 d , elektronový záchyt) měřeny v proporcionálním det. • V radiochemickém detektoru bylo zachyceno jedno neutrino v průměru jednou za dva dny • Z teorie plyne, že četnost záchytů měla být 7.7±1.2 SNU • (1SNU = 1 záchyt neutrina za sekundu na 1036 nukleonech) • Experimentálně změřená četnost záchytů byla však pouze 2.56± 0.16 ± 0.16 SNU! 17.12.2004 I.Štekl

  47. Hlavní experimenty v podzemních laboratořích (GNO,Gallex,Sage) GNO + GALLEX + SAGE • Gran Sasso (Itálie), Baksan (Rusko) • Medium: 105 t GaCl3 (1.03x1029jader 71Ga) • Detekce pomocí reakce νe + 71Ga→ e- + 71Ge • Minimální energie neutrin: 0.233 MeV • měří se Augerovské e- (K - 10.4 keV; L – 1.2 keV) vzniklé při zpětné reakci • e- + 71Ge → νe + 71Ga ( τ1/2= 11.4 d , elektronový záchyt) • detekce neutrin – pp, 7Be, 8B, pep, hep, 13N, 15O, 17F 17.12.2004 I.Štekl

  48. Hlavní experimenty v podzemních laboratořích GNO + GALLEX + SAGE SAGE 67.2 ± 7.2 (stat) ± 3.5 (sys) SNU 17.12.2004 I.Štekl

  49. Hlavní experimenty v podzemních laboratořích (SuperKamiokande) Super-Kamiokande • Kamioka Mozumi důl, Japonsko • Začátek experimentu v roce 1996 (Kamiokande 1987-1995) • Válcová nádoba 41.4 x 39.9 m, 50 000 t H20, v hloubce 1.6 km • Detekce pomocí reakce • νe + e-→νe + e- • e- detekován prostřednictvím • Čerenkovova záření (11200 fotonásobičů) • Minimální energie neutrin: 4.75 MeV • Měří se energie i směr letu neutrin • Listopad 2001 – několik tisíc fotonásobičů explodovalo, 12. 2002 – vše opraveno • Denně detekováno asi 15 slunečních neutrin • Naměřen tok neutrin 2.32 ± 0.03 ± 0.08 ·106cm-2s-1 • Podle teorie by mělo být 5.14 ·106cm-2s-1 17.12.2004 I.Štekl

  50. ne e Hlavní experimenty v podzemních laboratořích • pružný rozptyl neutrina na elektronu • elektron emituje Čerenkovské záření • je možné určit směr letu neutrina a čas jeho detekce • energie elektronu poskytuje odhad energie neutrina • S-K umožňuje sledovat odchylky mezi dnem/nocí či sezónní odchylky  e 17.12.2004 I.Štekl

More Related