Neutrinový detektor

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.

Neutrinový detektor je zařízení umožňující zachycení neutrina a jeho detekci.

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 νe interaguje s neutronem a proběhne reakce:

Nebo elektronové neutrino interaguje s protonem a pak proběhne reakce:

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 neutronem 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 Čerenkovova 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
ExperimentCitlivostTyp detektoruDetekční látkaProces detekceReakcePrahová energie neutrinOdkazy
BOREXINO,
Gran Sasso, Itálie
nízkoenergetické sluneční scintilačníH2O + PC+PPO
PC=C6H3(CH3)3
PPO=C15H11NO]
pružný rozptyl
+ e + e250–665 keV[1]
CLEANnízkoenergetické sluneční ,
a ze supernov a pulsarů
scintilačnítekutý neon
pružný rozptyl
+ e + e
+ 20Ne → + 20Ne
10-20 [2]eV[2]
GALLEX,
Gran Sasso, Itálie
sluneční radiochemickýGaCl3 (30 t Ga)
tok nabitých částic
+71Ga → 71Ge+e233,2 keV[3]
GNO,
Gran Sasso, Itálie
nízkoenergetické sluneční radiochemickýGaCl3 (30 t Ga)
tok nabitých částic
71Ga → 71Ge+e233,2 keV[4] Archivováno 2. 10. 2006 na Wayback Machine.
Double Chooz, Choozneutrina z jaderného reaktoruscintilačníorganický Gd-Komplextok nabitých částic
(interakce neutrin s nukleony)
+ p+→n + e+1.8 MeV[5]
HERONhlavně nízkoenergetické
sluneční
scintilačnísupratekuté helium
tok neutrálních částic
+ e + e1 MeV[6]
Homestake–Chlorine,
opuštěný důl Homestake, Jižní Dakota, USA
sluneční radiochemickýC2Cl4 (615 t)
tok nabitých částic
37Cl+37Ar*+e
37Ar*37Cl + e+ +
814 keV[7]
Homestake–Iodine,
opuštěný důl Homestake, Jižní Dakota, USA
sluneční radiochemickýNaI
pružný rozptyl,
tok nabitých částic
+ e + e
+ 127I → 127Xe + e
789 keV[8]
ICARUS,
Gran Sasso, Itálie
sluneční a neutrina procházející atmosférou,
a také , , , jejímž zdrojem je CERN
detektor Čerenkovova zářenítekutý argon
pružný rozptyl
+ e + e5,9 MeV[9]
Neutrinový detektor Kamiokande,
Kamioka, Japonsko
sluneční a neutrina procházející atmosférou, detektor Čerenkovova zářeníH2O
pružný rozptyl
+ e + e7,5 MeV[10]
Super Kamiokande,
Kamioka, Japan
sluneční a neutrina procházející atmosférou, , ,
a také, , , jejímž zdrojem je KEK
detektor Čerenkovova zářeníH2O
pružný rozptyl,
tok nabitých částic
+ e + e
+ n° → e + p+
+ p+ → e+ + n°
???[11] Archivováno 5. 9. 2009 na Wayback Machine.
LENS,
Gran Sasso, Itálie
nízkoenergetické sluneční scintilačníIn(MVA)x
tok nabitých částic
+ 115In → 115Sn+e+2γ120 keV[12]
MOON,
Washington, USA
nízkoenergetické sluneční a
nízkoenergetické ze supernov
scintilační100Mo (1 t) + MoF6 (plynný)
tok nabitých částic
+100Mo → 100Tc+e168 keV[13]
OPERA,
Gran Sasso, Itálie
, , jejímž zdrojem je CERNhybridní2.000 t Pb/emulsní + mionový spektrometr
tok nabitých částic
+ N → +X4,5 GeV[14]
Baksan neutrino observatory,
Baksan, Rusko
nízkoenergetické sluneční radiochemickýGaCl3
tok nabitých částic
+71Ga → 71Ge+e233,2 keV[15]
Neutrinový detektor SNO,
důl Sudbury, Kanada
sluneční a neutrina procházející atmosférou , , detektor Čerenkovova záření1000 t D2O
tok nabitých částic,
tok neutrálních částic,
pružný rozptyl
+ 21D →p++p++e
+ 21D → +n°+p+
+ e + e
6,75 MeV[16]
UNO,
důl Henderson, USA
sluneční, neutrina procházející atmosférou a z jaderného reaktoru , , detektor Čerenkovova záření440.000 t H2O
pružný rozptyl
+ e + e???[17]
AMANDA,
Antarktida
neutrina procházející atmosférou a
kosmické , , ,
eventuálně další
detektor Čerenkovova záření1 km³ H2O (vodní led)
tok nabitých částic
+ N → x + X
hlavně interakce s protony za vzniku mionů
>200 GeV,
 ??
[18]
IceCube,
Jižní pól
neutrina procházející atmosférou a
kosmické , , ,
eventuálně další
detektor Čerenkovova záření1 km³ H2O (vodní led)
tok nabitých částic
+ N → x + X
hlavně interakce s protony za vzniku mionů
>200 GeV,
přibližně 10 GeV
[19]
BAJKAL,
jezero Bajkal, Rusko
kosmické detektor Čerenkovova zářeníH2O
tok nabitých částic
+ N → + X
+ N → + + X
miony
??[20]
ANTARES,
Středozemní moře, Francie
kosmické detektor Čerenkovova zářeníH2O
tok nabitých částic
+ N → + X
+ N → + + X
miony
> 10 GeV[21]
KM3NeT,
Středozemní moře
kosmické detektor Čerenkovova zářeníH2O
tok nabitých částic
+ N → + X
+ N → + + X
miony
[22]

Reference

  1. Neutrinová observatoř v Antarktidě
  2. ROTHE, Johannes Felix Martin. Low-Threshold Cryogenic Detectors for Low-Mass Dark Matter Search and Coherent Neutrino Scattering. , 2021 [cit. 2024-03-03]. . Technische Universität München. . Dostupné online.

Externí odkazy

(česky)

(anglicky)

  • MF Altmann et al., Solar Neutrinos[nedostupný zdroj] Rep. Prog. Phys. 64 (2001) 97–146

Média použitá na této stránce

FirstNeutrinoEventAnnotated.jpg
The first use of a hydrogen bubble chamber to detect neutrinos, on November 13, 1970. A neutrino hit a proton in a hydrogen atom. The collision occurred at the point where three tracks emanate on the right of the photograph.