Исследование сверхнизкого фона естественной радиоактивности на прототипе жидкосцинтилляционного детектора солнечных нейтрино тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.16 ВАК РФ

ОБЪЕДИНЕННЫЙ ИНСТИТУТ ЯДЕРНЫХ ИССЛЕДОВАНИЙ

15-2000-249

На правах рукописи УДК 539.1.074«6, 539.42.123

РГб од

Смирнов . 2 5 дек т

Олег Юрьевич

ИССЛЕДОВАНИЕ СВЕРХНИЗКОГО ФОНА ЕСТЕСТВЕННОЙ РАДИОАКТИВНОСТИ НА ПРОТОТИПЕ ЖИДКОСЦИНТИЛЛЯЦИОННОГО ДЕТЕКТОРА СОЛНЕЧНЫХ НЕЙТРИНО

Специальность: 01.04.16 — физика атомного ядра и элементарных частиц

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Дубна 2000

Работа выполнена в Лаборатории физики частиц Объединенного института ядерных исследований

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук O.A. Займидорога

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук М.Д. Скорохватов

(РНЦ "Курчатовский институт") кандидат физико-математических наук В.Б. Бруданин

(ЛЯП ОИЯИ)

Ведущая организация: ПИЯФ им.Б.П.Константинова

Защита диссертации состоится " ^ " (rPC/<Z 2000 г. на заседа-

нии диссертационного совета"__ при Лаборатории ядерных проблем Объединенного института ядерных исследований, г. Дубна Московской области.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Объединенного института ядерных исследований.

"fo " Jurf^JL0(

Автореферат разослан "<1/ " ^1Л>сы-> 2000 г.

Ученый секретарь А /

диссертационного совета ^У]

доктор физико-математических наук / '' Ю.А. Батусов

В Ъ8 {, £~30.2, 03

Общая характеристика диссертации

Актуальность темы

Современная физика солнечных нейтрино столкнулась с противоречием между стандартной моделью Солнца и результатами экспериментов. Результаты разных экспериментов находятся в противоречии друг с другом, при этом даже модельно-независимые (со свободными весами различных ядерных реакций) расчеты не согласуются с объединенными экспериментальными данными, что свидетельствует в пользу нестандартной физики нейтрино. Поток солнечных нейтрино во всех экспериментах оказался меньше предсказанного, при этом сравнение результатов разных экспериментов дополнительно приводит к проблеме спектра нейтрино от распадов8В (сравнение экстраполированных на весь спектр "борных" нейтрино результатов Камиоканде и результатов Хоумстэйк) и так называемой проблеме "бериллиевых" нейтрино (сравнение результатов Камиоканде и галлиевых экспериментов исключает вклад "бериллиевых" нейтрино, хотя Камиоканде наблюдает нейтрино от распада дочернего бора-8). Теоретические исследования проблем выходят за рамки стандартной теории электрослабых взаимодействий и требуют создания новых детекторов, позволяющих исследовать спектр солнечных нейтрино в области низких энергий.

В 1989 г. группой ученых из разных стран был предложен проект Борекси-но[1],- детектор реального времени на основе жидкого сцинтиллятора с достаточно низким порогом. Эксперимент наделен на решение проблемы "бериллиевых" нейтрино. Крайне низкое сечение взаимодействия нейтрино с веществом ~ Ю-45 см2 требуют создания детектора с массой порядка килотонны, при этом необходимо подавить фон естественной радиоактивности сцинтиллятора и окружающей среды. Для реализации проекта требуется очень высокая степень очистки сцинтиллятора и воды защиты от естественных радиоактивных примесей, что потребовало проведения пилотного эксперимента. Цель работы.

Диссертационная работа посвящена исследованию возможности создания детектора низкоэнергетичных нейтрино (с порогом по энергии нейтрино около 450 КэВ) на основе жидкого сцинтиллятора. Исследования проводились на прототипе детектора с ограниченным объемом сцинтиллятора (так называемом CTF- counting test facility). Основными целями, преследовавшимися при создания прототипа детектора, являлись: 1)изучение физического фона и отработка методов его подавления; 2)тестирование радиочистогы сцинтиллятора на уровне Ю-16 г/г по U-Th и 10~18 по отношению 14С/12С в масштабе нескольких тонн сцинтиллятора; 3)тестирование методов очистки и значительное улучшение чувствительности измерения уровня остаточной радиоактивности по сравнению с лабораторными методами; 4)тестирование устойчивости достигнутой радиочистоты; 5)тестирование основных методов очистки сцинтиллятора в масштабе нескольких тонн, проверка методики непрерывной очистки; 6)тестиро-вание возможности очистки воды, проверка методики непрерывной очистки;

7)тестирование чувствительности методов детектирования и анализ остаточного фона; 8)проверка радиоактивности материалов конструкции; 9)изучение диффузии радиоактивных примесей через нейлоновую мембрану, разделяющую активный объем детектора со сцинтиллятором от воды защиты; 10)изучение распространения света в 47т-детекторе большого масштаба; 11)проверка возможности идентификации различных типов событий по времени прихода сигналов, амплитуде сигналов и форме импульса; 12)разработка методов реконструкции энергии и пространственных координат событий. Научная новизна.

Экспериментально доказана возможность создания низкофонового детектора низкоэнергетических нейтрино на основе жидкого органического сцинтилля-тора с порогом 250 КэВ по электронам отдачи, ограниченным только присутствием изотопа 14С в сцинтилляторе. Достигнута чувствительность измерения изотопического содержания углерода-14 на уровне Ю-19 г/г. Основные защищаемые положения.

1. Разработка методов регистрации остаточной радиоактивности в органическом сцинтилляторе высокой очистки.

2. Исследование возможности использования лабораторных источников нейтрино 905г-90У для измерения магнитного момента нейтрино с помощью детектора Борексино.

3. Обоснование метода ориентации ФЭУ для компенсации влияния магнитного поля Земли на пространственное и энергетическое разрешение детектора.

4. Разработка методов точной абсолютной калибровки ФЭУ, работающих в одноэлектронном режиме. Применение метода калибровки в алгоритме быстрой автоматической настройки коэффициента усиления ФЭУ с высокой точностью

5. Изучение пространственного и энергетического разрешения сцинтилляци-онного детектора большого объема

Практическая ценность работы.

1. Доказана возможность достижения высокого уровня радиоактивной чистоты в жидком органическом сцинтилляторе и воде, что открывает новые возможности в экспериментальной физике нейтрино, в частности, достигнутые уровни чистоты позволяют реализовать спектрометрический детектор реального времени Борексино.

2. Разработаны методы точной абсолютной калибровки ФЭУ, работающих в одноэлектронном режиме. Предложена модель одноэлектронного спектра,

которая может быть использована при моделировании сцинтилляционных детекторов. В частности, модель включена в программу моделирования Борексино. На основе предложенного метода калибровки создана программа быстрой автоматической настройки коэффициента усиления ФЭУ с высокой точностью.

3. Исследована чувствительность ФЭУ с большим диаметром фотокатода к магнитному полю Земли. Обоснован метод ориентации ФЭУ в магнитном поле Земли как альтернатива магнитной защиты с помощью металла с высокой магнитной проницаемостью. В детекторе высокой чистоты отказ от применения магнитной защиты позволит снизить внешний радиоактивный фон.

4. Обоснован метод контроля параметров жидкосцинтилляционного детектора высокой чистоты с помощью событий распада иС.

5. Исследована геометрическая функция светосбора для сцинтилляционного детектора большого объема. Получены соотношения, связывающие энергетическое разрешение детектора с интегралами геометрической функции.

6. Исследовано энергетическое и пространственное разрешение сцинтилляционного детектора большого объема, получены аналитические соотношения, позволяющие численно оценить разрешение детектора без моделирования; результаты проверены на данных CTF. С помощью полученных соотношений исследованы возможности улучшения реконструкции координат и энергии события. Разработаны программы реконструкции координат и энергии отдельного события.

Публикации.

Основные результаты диссертации опубликованы в работах автора и работах коллаборации Борексино. Список работ приводится в конце реферата. Апробация работы.

Результаты, представленные в настоящей диссертации докладывались на научной конференции отделения ядерной физики РАН "Фундаментальные взаимодействия элементарных частиц" (16-20 ноября 1998 г., Москва), на семинаре в Национальном Институте Ядерной Физики ("Resolutions of a large volume liquid scintillator detector", 21 июля 2000 г. Италия, Милан).

Объем и структура диссертации

Диссертация состоит из введения и семи глав. Изложение проиллюстрировано многочисленными рисунками и таблицами. Общий объем работы составляет около 170 страниц формата А4.

Во введении (Глава 1) описана стандартная модель солнца (CMC), являющаяся основой при расчетах в физике солнечных нейтрино, далее кратко излагается история экспериментальной физики солнечных нейтрино, дается

описание пяти основных экспериментов (Хоумстэйк, Камиоканде, Суперкамио-канде, Сэйдж и Галлекс). Рассматриваются нерешенные проблемы физики солнечных нейтрино: дефицит полного потока солнечных нейтрино, наблюдаемый во всех экспериментах, проблема формы спектра "борных" нейтрино, возникающая при сравнении результатов Камиоканде и Хоумстэйк, а также проблема "бериллиевых" нейтрино, возникающая при сравнении результатов галлиевых экспериментов (Галлекс и Сэйдж) с результатами Камиоканде. Отмечено, что любая линейная комбинация спектров нейтрино от основных солнечных реакций не может удовлетворительно объяснить наблюдаемые противоречия между экспериментами, то есть проблема заключена в физике нейтрино. Приводятся наиболее популярные решения проблемы солнечных нейтрино (вакуумные осцилляции, эффект Михеева- Смирнова- Вольфенштейна). Показывается место эксперимента Борексино в ряду новых экспериментов, как находящихся на стадии разработки, так и уже готовых к набору данных в ближайшее время.

Глава 2 посвящена описанию проекта Борексино- спектрометрического детектора солнечных нейтрино реального времени.

В первом разделе описана конструкция детектора.

Во втором разделе подробно рассматриваются возможные источники фона в детекторе и способы их подавления.

Крайне малое сечение взаимодействия нейтрино с веществом требует больших размеров детектора и тщательного подавления всевозможных фонов. 100-тонный Борексино будет регистрировать в зависимости от физики нейтрино от 20 до 50 соб/сутки. Естественная радиоактивность воды защиты и сцинтилля-тора (например, присутствие в обычной воде долгоживущих радионуклидов из цепей распада 238[/ и 232Т7г на уровне Ю-10 г/г) давала бы на несколько порядков больший фон, поэтому требуется очистка воды по 238С/ и 232Тк до уровня < Ю-14 г/г и по 40К < Ю-11; требования к чистоте сцинтиллятора еще жестче: по 238[/ и 232Т/1 < Ю-16 г/г, по 40К < Ю-14 (г/г), по 14С/12С < ИГ18 г/г, вклад космогенных 1 Ве, 10Ве не должен превышать нескольких событий/день. Внешний фон формируется за счет любых 7—источников, находящиеся вне сцинтиллятора. Ожидаемый счет составит для Борексино 0.11 ± 0.05 событий в день в 100-тонном объеме сцинтиллятора (полный объем сцинтиллятора составляет 300 тонн, внешняя часть используется в качестве активной защиты). Внутренний фон является наиболее критическим с точки зрения возможности создания детектора с требуемыми характеристиками. Радиоактивность сцинтиллятора является следствием естественной (238{/, 232Т/г,40К) и космоген-ной (14С, 7Ве, 10Ве) радиоактивности. Для экранировки космических лучей детектор размещается в тоннеле на глубине 4300 метров водного эквивалента. Поток мюонов в подземной лаборатории в ГЛЧСЭ составляет 1/(м2-час), соответственно детектор за сутки пересечет около 4500 мюонов, поэтому дополнительно предусмотрен мюонный детектор с эффективностью идентификации мюонных событий 99.98%.

В третьем разделе изложена физическая программа Борексино. Наблюде-

*

ic моноэнергетических нейтрино с энергией 0.86 МэВ ("бериллиевых" ней-}ино) является главной задачей эксперимента. Основным методом регистра-ш нейтрино в Борексино является нейтрино- электронное рассеяние, что поз-и'1яет делать точные предсказания отклика детектора, в отличие от радиохи-1ческих экспериментов.

Порог детектора 0.25 МэВ по электронам отдачи определяется присутстви-[ радиоактивного изотопа 14С в органическом сцинтилляторе, поэтому будут .блюдаться солнечные нейтрино с энергиями выше 0.45 МэВ, что исключает зможность наблюдения рр-нейтрино. Ожидаемый в CMC эффект составляет оло 50 соб в день для 100-тонного объема сцинтиллятора, спектр нейтринных гналов и сопутствующий фон продемонстрированы на рис.1

1: Эффект, ожидаемый в Борексино для СМС (без осцилляций нейтри-, в сравнении с фоном.

Рис.2 демонстрирует эффект, ожидаемый в Борексино для наиболее попу->ных решений проблемы солнечных нейтрино.

Низкий уровень счета должен с большой степенью вероятности указывать новую физику нейтрино. Высокий уровень счета, около 50 соб/день, выше энанса Михеева- Смирнова- Вольфенштейна (МСВ), также потребует новой шки из-за того, что поток рр- нейтрино в галлиевых экспериментах окажется <с. Промежуточные значения счета 7 В с в Борексино без дополнительной ин->мации будут неоднозначными, как для астрофизики, так и для различных

0) •о

о 2 0.9

Л 0.8

о

со

тз 0.7

п

-о с 0.6

га

сл о 0.5

с о 0.4

со

а о.з

Е

о о 0.2

с:

01 0.1

га

ОС 0

SMA

LMA

LOW MSW Vacuum sterile

Рис. 2: Эффект, ожидаемый в Борексино для наиболее популярных решени] проблемы солнечных нейтрино. За единицу принят эффект, предсказываемы] CMC. Для каждого решения представлен интервал (99%), в котором сигнал наблюдаемый в Борексино, не будет противоречить результатам пяти солнеч ных экспериментов.

сценариев физики частиц.

Высокая скорость счета в Борексино значительно облегчает поиск времен ных изменений потока нейтрино, что является одной из главных зада1 Борексино.

Частью физической программы Борексино является регистрация анти нейтрино. Антинейтрино могут быть зарегистрированы с помощью реакци] захвата нейтрино на протоне

+ р —> тг + е+.

Энергия позитронного сигнала составит Еи~ 1.8МэВ=1.02МэВ (аннигиляци: позитрона) + кинетическая энергия позитрона. Таким образом, даже вблиз! порога реакции, антинейтрино даст ясно различимый сигнал с энергией окол! 1 МэВ. Меткой реакции служат задержанные совпадения с сигналом 2.2 МэВ о-захвата термализованного нейтрона (время термализации 150 мкс). Метка поз воляет значительно подавить фон, поэтому при исследовании антинейтршшы; сигналов может быть использован весь объем сцинтиллятора в ЗООтонн. Прсдс. чувствительности к потоку нейтрино составляет 5х1021/см2/с, или 1.7 х 10"4 ог потока солнечных "борных" нейтрино. Особый интерес представляют солнеч

ные антинейтрино, предсказываемые нестандартными механизмами физики нейтрино.

Борексино позволит оценить потоки геофизических антинейтрино, образующихся при распаде U и Th в земной коре. В зависимости от геофизических моделей в Борексино ожидается от 10 до 30 событий в год.

Вспышки сверхновых приводят к коротким (около секунды) импульсам нейтрино с энергией в 10-МэВной области. Роль Борексино в детектировании сверхновых будет уникальной, так как может быть исследован Ферми-Дираковский спектр нейтрино низких энергий, нейтрино могут детектироваться с высокой эффективностью и, наконец, присутствие 12С в сцинтилляторе позволяет исследовать нейтральные токи вне зависимости от аромата нейтрино.

Борексино чувствителен к антинейтрино ядерных реакторов со средним расстоянием между источником и детектором 750 км. Эксперимент идеально приспособлен для поиска вакуумных осцилляций нейтрино в области больших расстояний, не перекрываемой другими экспериментами.

Для правильной интерпретации результатов эксперимента чрезвычайно важно провести калибровку детектора. Описан возможный вариант калибровки детектора с помощью искусственного источника 51 Ст.

Описана также экспериментальная программа по измерению магнитного момента нейтрино с помощью искусственного источника антинейтрино 90Sr — Y. Низкий фон детектора позволит достичь достаточно низкого предела на магнитный момент нейтрино. Интенсивность источника будет мониториро-ваться за счет реакции обратного бета-распада на протоне (порог 1.81 МэВ).

Двойной бета распад 136Хе является одним из немногих путей поиска майорановских нейтрино. Планируется провести тестирование на CTF с использованием около 10 кг обогащенного lieXe и, в случае успеха, измерения могут быть проведены с Борексино с 2 тоннами 136Хе.

Глава 3 посвящена фотоумножителям, используемым в CTF и Борексино. Сцинтилляционные вспышки в активном объеме детектора Борексино будут регистрироваться с помощью системы фотоумножителей Thorn EMI 9351 с большим диаметром фотокатода (20 см или 8 дюймов). ФЭУ данной модели имеет 11 динодов (структура grid-and-box) с общим коэффициентом электронного усиления к = 107. ФЭУ имеет хорошее временное (1-1.2 не) и зарядовое разрешение относительно одноэлектронного сигнала. В экспериментальных условиях Борексино ФЭУ работают в одноэлектронном режиме.

В первом разделе описан экспериментальный стенд для тестирования ФЭУ. Стенд расположен в двух смежных комнатах, в одной из которых находится электроника, а в другой, так называемой темной комнате, расположены 4 стола, позволяющие разместить 64 ФЭУ. В темной комнате смонтировано устройство компенсации магнитного поля Земли на основе прямоугольных катушек с током.

Электроника установки собрана из модулей в стандарте САМАС и сопряжена с персональным компьютером через интерфейс CAEN Mod.Clll. Один

канал электроники изображен на рис. 3. Поддерживается одновременное использование 32 каналов электроники, при этом в режиме тестирования может находиться до 128 ФЭУ. Тестируемые ФЭУ объединяются в 4 группы, переключение между группами обеспечивается аналоговыми мультиплексорами (Philips mod.7145 Linear Gate Multiplexer). Использование мультиплексоров позволило значительно снизить стоимость установки. На практике параметры ФЭУ надежно определяются за 1-2 часа, проверка стабильности производится 1-2 раза в сутки, именно такой режим работы позволил применить мультиплексирование даже при работе в 1 смену (8 часов в сутки).

Рис. 3: Один канал тестовой электроники.

Для освещения фотокатода используется импульсный полупроводниковый лазер Натап^Би (максимальная мощность 0.39 мВт, ширина импульса 27.3 пс, длина волны 415 нм близка к максимальной квантовой эффективности ЕМ1 9351).

Ворота зарядового АЦП и сигнал СТАРТ для ВЦП запускаются от внутреннего триггера лазера, который имеет пренебрежимо малый (< 100 пс) разброс относительно импульса света. Сигнал СТОП на ВЦП приходит от дискриминатора.

Спектр темного шума ФЭУ изучался при выключенном лазере, используя для генерации ворот АЦП сигнал ФЭУ с порогового дискриминатора (порог устанавливался на уровне 0.05-0.10 фотоэлектрона и определялся шумами электроники).

Во втором разделе перечислены основные характеристики ФЭУ по

которым производился первоначальный отбор. Были изучены характеристики

различных ФЭУ, прежде чем выбор был остановлен на Thorn EMI 9351. Характеристики этого типа ФЭУ были изучены для ~50 ФЭУ, заказанных для CTF.

В третьем разделе описываются методы абсолютной калибровки фотоумножителя, работающего в одноэлектронном режиме. Абсолютная калибровка подразумевает восстановление абсолютного числа зарегистрированных фотоэлектронов на ФЭУ для события определенного типа. Эта информация используется затем для определения общего энерговыделения (сумма по всем ФЭУ). Знание абсолютного числа фотоэлектронов необходимо также для построения функции максимального правдоподобия для восстановления пространственных координат, так как плотность вероятности регистрации первого фотоэлектрона зависит от среднего числа фотоэлектронов, регистрируемых во вспышке.

Основные параметры идеального одноэлектронного спектра: канал АЦП, соответствующий среднему заряду <ji и его относительная вариация vi = (c9l/gi)2

В качестве модельной функции для идеального одноэлектронного сигнала ФЭУ использовалась сумма гауссианы и экспоненциальной функции:

SERoiq) = í f+ ТШГ^^^^ > 0 (1)

1 0 д< О

со следующими параметрами:

А наклон экспоненциальной части SERq(x);

Ре доля событий под экспоненциальной функцией;

<7,, позиция пьедестала

г/о и а0 средняя величина и среднеквадратичное отклонение гауссовой части о.э.с. соответственно.

Величина

введена из соображений нормировки, так как часть гауссианы обрезается пьедесталом. Erf(q) - функция ошибки.

Модель проверена для нескольких десятков ФЭУ, хорошее качество фита подтверждает выбор функции SERo(q). Фитирующая функция для зарядового спектра ФЭУ может быть записана в виде:

f(x) = N0 • (Р(0) • Noise(x) + P(l) • SER{x) + М(х)), (2)

где N0 - нормирующий множитель, Р(0) и Р(1) - вероятность отсутствия сигнала и вероятность наблюдения ровно 1-го фотоэлектрона. Функция М{х) учитывает вклад многоэлектронных спектров (2 и более фотоэлектронов) и

функция Noise{x) описывает шум электроники в отсутствие сигнала с ФЭУ. В (2) свободными являются только параметры одноэлектронного спектра (x<¡, сто, ре и А). Для небольших ¡l эта функция будет работать только для очень высокой статистики из-за большой вероятности Р{0).

Далее описывается процедура определения параметров одноэлектронного спектра qx и v¡ и методы оценки среднего числа фотоэлектронов в событии по зарядовому спектру ФЭУ:

1. оценка по вероятности отсутствия сигнала;

2. оценка с использованием калибровки по одноэлектронному спектру;

3. оценка по относительной вариации спектра ;

4. фитирование зарядового спектра.

Далее описывается метод калибровки, наиболее подходящий для условий CTF и Борексино. Наиболее простым и достаточно точным методом калибровки является восстановление числа зарегистрированных фотонов по вероятности отсутствия сигнала. Калибровочное значение шкалы АЦП получается делением среднего заряда на число ц. Необходимая статистика минимальна для интенсивности источника 0.4 < ^ < 4. Искусственный источник 222ña в центре CTF обеспечивал приблизительно 2 ф.э. на событие, общая статистика событий составила ~ 60000, этого достаточно для точной калибровки ФЭУ.

Далее описывается модельная функция для фитирования зарядового спектра ФЭУ для случая /х ~ 1. Формула (2) не может использоваться для фитирования зарядового спектра ФЭУ для источнике света с интенсивностью ~ 1 ф.э. из-за приближенного характера оценки qi и ai, входящих в формулу для М(х). Эти величины могут быть оценены точно в нашей модели как:

<h = (до + -т=-ехр(-5(^)а)( 1 -Ре) + Ре-А, (3)

\/¿ngN ¿ сто

= {Яо + + -§^е*р(-^)2)(1 - рЕ) + 2Ре .A>-ql (4)

где gs - нормирующий множитель, принимающий во внимание "обрезание" гауссовой части одноэлектронного спектра:

Для п>3 гауссиана очень хорошо аппроксимирует многоэлектронный спектр, для п=2 наблюдается значительное отклонение от нормальной формы. Удобно

использовать следующую формулу, которая довольно точно аппроксимирует точную функцию в области параметров, типичных для используемых ФЭУ (0.1 < рЕ < 0.2, 0.1 • ?о < Л < 0.3 • q0, а0 ~

,,, 2 Я -4 , „(1 ~ Ре)ре , l.q-q0.2. {I - Ре)2 , l.q-2qa2 т=РвТг* 2 ~Оо 2^/поо~еХ ~2

q следует заменить на q — qp в правой части уравнения в случае ненулевого пьедестала.

Фитирующая функции для зарядового спектра может быть записана в виде:

f{q) = Р(0)Ш + Р(1)ЛЫ + Р(2)/2(9) + if P(N)fN(q) , (5)

N=3

где P(N)- коэффициенты пуассоновского распределения и fp{q) - функция шума. Для функций /n{q) используется нормальная аппроксимация (с параметрами, определенными формулами (3) и (4)), функция fi(q) совпадает с функцией SER(q) из (2).

Функция тестировалась на данных CTF (данные с искусственным источником 222Да в центре детектора).

Далее приводится оценка точности определения среднего числа ф.э. по вероятности отстутствия сигнала. Для 1% точности на уровне 1 а необходима статистика:

_ 1-е~*

Нtrigger ~ _ e_0.0l-/i)2'

В последнем подразделе приведены формулы для коррекции параметров одноэлектронного спектра с учетом вклада многоэлектронных спектров (случай (I <с 1).

В четвертом разделе изучается влияние магнитного поля Земли на разрешение детектора. Для детального изучения влияния магнитного поля Земли на ФЭУ использовался экспериментальный стенд, описанный выше. Чтобы определить отклонение разрешения в присутствие магнитного поля Земли использовалась формула:

rh{E) = Ro(E) \

i + <4#) _ (6)

(1 + и?е'(я = о))-;(я)'

здесь 11н(Е) и у'1е1(Н) - энергетическое разрешение и средняя относительная вариация одноэлектронного сигнала в присутствие магнитного ноля, Яо(Е) и у%е1(Н = 0) энергетическое разрешение и средняя относительная вариация одноэлектронного спектра в компенсированном поле.

Влияние магнитного поля на пространственную реконструкцию оценивалось по изменению распределения времени прихода сигнала. Стандартное отклонение времени прихода сигналов фактически не зависит от магнитного поля, но количество поздних импульсов немного увеличивается для случая

Z-кoмпoнeнты магнитного поля и значительно больше для У-компоненты. Ожидаемое уменьшение чувствительности - около 6% для осей X и Z (при ориентации поля вдоль оси У). Ожидаемое ухудшение пространственного разрешения при этом составит 3% в случае нулевой У-компоненты МПЗ.

Допуски на точность ориентации ФЭУ для компенсации эффекта магнитного поля Земли оценивались по чувствительности ФЭУ к абсолютной величине У-компоненты поля. При допуске на ориентацию 12 градусов (Ну < 0.2МПЗ) как энергетическое, так и пространственное разрешение ухудшается на 5%. При допуске 18 градусов (Ну < 0.3 МПЗ) ухудшение составит 10%.

В пятом разделе описывается процедура автоматической настройки усиления ФЭУ. Необходимость создания автоматизированной системы па-стройки высокого напряжения на ФЭУ диктуется количеством ФЭУ (2200), которые требуется протестировать для эксперимента Борексино. Процедура настройки высокого напряжения разработана специально для эксперимента Борексино на основе метода калибровки усиления ФЭУ, изложенного в третьем разделе данной главы. Целью настройки является получение значения высокого напряжения, которое обеспечит значение усиления к — 107. Контролируемым значением является среднее значение одноэлектронного спектра которое должно в конце настройки совпадать с калибровочным значением С], соответствующим заряду на входе в систему 1.6 пК.

Далее описываются результаты установки напряжения для 108 ФЭУ, используемых в СТР-П. Используемый алгоритм позволяет настроить напряжение достаточно быстро. Для 32 ФЭУ при скорости набора данных 4 КГц напряжение настраивается за 15-20 минут с точностью 2%.

Далее приводится вывод формулы для расчета среднего значения одно-электронного спектра по "обрезанному" спектру. Полученная формула

ß ' Ч\

Чт =

1-Я(0)й|

используется в алгоритме настройки напряжения.

Для вычисления поправок в процессе настройки усиления ФЭУ необходимо знать зависимость коэффициента усиления ФЭУ от напряжения. Приводятся результаты измерений для четырех ФЭУ с различными рабочими напряжениями.

В шестом разделе кратко описывается база данных с параметрами ФЭУ, полученными в ходе тестирования. В качестве базы данных использовалась экспериментальная объектно-ориентированная база данных PostgresSQL для операционной системы LINUX .

Глава 4 посвящена исследованию энергетического разрешения сферического жидкосцинтилляционного детектора.

В первом разделе исследуется энергетическое разрешение для точечного моноэнергетического источника. Показано, что энергетическое разрешение детектора для источника, находящегося на расстоянии г от центра

есть:

R(Q,r) =

(7)

где Qо - полный заряд, регистрируемый детектором, для источника той же энергии н центре детектора, Л (г)- функция, учитывающая зависимость полного регистрируемого заряда от расстояния до центра детектора.

Для источника с координатами г средний заряд, регистрируемый i—тым ФЭУ можно записать, используя геометрическую функцию детектора:

= (8) Функция /5(г) (в 7) связана с геометрической функцией /("г*):

] npm 1 л7г

f-(r) = ^ £ ftf) * 2 I /(r- е) Sin(e) de ■ (9)

Во втором разделе исследуется влияние неточной калибровки на энергетическое разрешение. Показано, что разрешение детектора при неточной калибровке составляет для достаточно большого числа ФЭУ:

ВД Г) = JjEE^y/i +V(c) = R(E, г) fi + v(c), (10)

где v(c) = - относительная вариация неточности калибровки. Неточ-

ность калибровки отдельных ФЭУ практически не влияет на разрешение детектора, достаточно грубая калибровка отдельных ФЭУ с 20%-ой точностью (стС1 = 0.2) обеспечит 2%-ую точность определения разрешения.

В третьем разделе исследуется энергетическое разрешение для неточечного источника. Показано, что энергетическое разрешение для источника, равномерно распределенного по активному объему детектора, не подчиняется простому закону (7). Если источник равномерно распределен по объему детектора с плотностью п(г) и его энергетический спектр описывается функцией Je{E), то средний заряд, регистрируемый детектором есть:

<Q>=Qo- f EfE(E)dE'íR"fs(r)n(r)dr=Q0<E><fs>. (11)

' E>Eth J 0

Г По

EfE(E)dE■ i

>E>Eth

Разрешение детектора при этом описывается формулой

RvAQ)

\

1+Щ +v{fs) + v(E) + v(fs)v(E). (12)

Q2 \Qo<E></,>

Здесь v(Js)- относительная вариация функции /А7) по объему детектора:

и у(Е)- относительная вариация энергетического спектра источника:

< Е2 > - < Е >2

у(Е)

<Е>2

В четвертом разделе исследуется геометрическая функция свето-сбора. Параметры, полученные в лабораторных исследованиях использовались при моделировании детектора методом Монте-Карло. С помощью полученной геометрической функции оценивались интегралы геометрической функции. Относительная вариация функции составляет г>(/5) = 0.05. Легко проверить, что влияние на разрешение детектора будет заметно для энергий, начиная приблизительно с 70КэВ. Таким образом, уже в области энергий иС будет наблюдаться отклонение разрешения от закона

Глава 5 посвящена исследованию пространственного разрешения сферического жидкосцинтилляционного детектора.

В первом разделе описывается метод восстановления координат по зарядовым сигналам. Пространственная реконструкция с использованием зарядовых сигналов ФЭУ может быть осуществлена с помощью метода максимального правдоподобия. Свободными параметрами являются 3 пространственных координаты и полный заряд, соответствующий событию той же энергии в центре детектора:

/кРМ \

Цх,у,г,С}) =1од I Ц \ ,

где р(ц(г1(х,у, вероятность регистрации на ¡-том ФЭУ заряда

qi для события в точке с абсолютными координатами {х, у, г) и 0>- полным зарядом, регистрируемым для события той же энергии в центре детектора;

у, г) -координаты события в системе координат, связанной с ФЭУ. Средний заряд, ожидаемый на ¡-том ФЭУ:

Npм

Вероятность регистрации на ¡-том ФЭУ заряда q, если средний ожидаемый заряд есть ц запишем, пользуясь формулой (5):

N=0

В качестве начального значения СЗ при восстановлении координат и энергии использовался суммарный сигнал по всем ФЭУ. Относительная чувствительность ФЭУ определялась для второй группы электроники по данным, набранным с источником в центре детектора; для первой группы электроники использовались данные 14С.

Далее исследуется точность восстановления координат по зарядовым сигналам. Показано, что точность пространственного восстановления по радиусу можно оценить по формуле:

> (13)

Для оценки точности восстановления координат можно воспользоваться упрощенной геометрической функцией, зависящей только от изменения телесного угла и угла падения света на концентратор ФЭУ, пренебрегая поглощением (в том числе с последующим перерассеянием) и рассеянием света в сцинтилляторе, а также эффектами (преломление и отражение) на границе раздела сцинтилля-тор/вода. Точность восстановления координат по зарядовым сигналам в центре детектора составит при этом:

4') = у|ь0ВД , (14)

где ЩЕ)- энергетическое разрешение в центре детектора, ¿(0)- характерный размер детектора (расстояние от центра детектора до фотокатода ФЭУ).

Более близкое к реальной ситуации дает приближение геометрической функции с учетом поглощения света в сцинтилляторе. Точность восстановления координат по зарядовым сигналам в центре детектора при этом составит:

В реальном детекторе (СТГ) влияние преломления света на границе сцин-тиллятор/вода сильно изменяет геометрическую функцию, что приводит к заметному улучшению пространственного восстановления на краях детектора.

Во втором разделе описан метод восстановления координат по времени прихода сигналов

Пространственная реконструкция с использованием временных сигналов ФЭУ может быть осуществлена с помощью метода максимального правдоподобия. Свободными параметрами являются 3 пространственных координаты и один временной параметр т0. Полный заряд, соответствующий событию, является фиксированным параметром:

/ \

Ь(х,у,г,т0) = 1од I П р(т{г$(х, М<Эо, У.г)). Рг) ,

\»=1,/,<Г„« /

где р (r(rt(x, у, z), т0, tdci), /u(Qo, rf(x, у, z), pt))- вероятность прихода первого импульса на i-том ФЭУ в момент времени tdci для события в точке с абсолютными координатами {x,y,zj и Q0- полный заряд, регистрируемый для события той же энергии в центре детектора; ~r*i(x,y,z) -координаты события в системе координат, связанной с i-гым ФЭУ. Ттах представляет собой предел на время регистрации фотоэлектрона на ФЭУ (максимальная шкала ВЦП, либо программный предел, налагаемый для улучшения разрешения). Средний заряд, ожидаемый на i-том ФЭУ определим как:

При этом Q- фиксированный параметр, a Qo = д^-^-заряд, соответствующий событию той же энергии в центре детектора.

Если время регистрации события на одном из ФЭУ есть tdcо, а на i-том -tdci, то можно записать:

tdca = Т0 4- tofa + tt0 + то,

tdc^ = Т0 + ¿о/; + tt¡ + т¿,

где То—абсолютный момент времени, в который произошло событие, <о/;— минимальное время пролета фотонов от источника в позиции {х, у, г} до ¡-того ФЭУ, Щ- время дрейфа электронов внутри ФЭУ, т—момент испускания первого зарегистрированного фотона.

т» = то + (¿о/о + И0 - tdco) - (io.fi + - tdci). (16)

Таким образом, время регистрации первого фотона ьтым ФЭУ можно выразить через время регистрации первого фотона на одном из ФЭУ, что и отражено в формуле для функции (15).

Плотность вероятности регистрации фотонов в сцинтилляционной вспышке т (г?!То, и) изучалась в лабораторных условиях.

Далее исследуется точность восстановления координат по времени прихода сигналов. Получены количественные оценки для точности восстановления координат при различных "временах обрезания" Тси1 (отсчитанного 01 абсолютного времени (То + ¿о/тш), где Т0— момент времени, в который произошло событие и ¿о/т;п—время пролета фотона до ближайшего ФЭУ детектора). Точность восстановления координат по радиус-вектору составляет:

\ (17)

а м - 1 с [1 [+1(_r~Lo-y_Л2/, _ e-rtr,y)F(T(r,y))]d

г{ } - уЛ^п 2 L Ь(т,у) ■ ot{T(r,y)) (1 )dV

Азимутальное разрешение описывается аналогичным выражением:

1 с 1 /•+>, L0-y

-1

<т0 =

у/Т^гг [2 J-, Ь(?~, у) ■ а{Т)

)2(! _ е-ф*)Р{Т(r,y)))dy (18)

Получены также формулы для оценки точности восстановления координат по времени прихода сигналов для событий в центре детектора.

Точность восстановления координат по времени прихода первых импульсов на ФЭУ в центре детектора получится из (17) при г = 0:

В третьем разделе исследуется возможность улучшение пространственного разрешения при одновременном использовании временной и зарядовой информации. Показано, что одновременное использование временной и зарядовой информации с ФЭУ улучшает пространственное разрешения на краях детектора.

Глава 6 посвящена описанию прототипа установки Борексино, Counting test facility (CTF). Основной целью создания CTF являлось измерение содержания радиоактивных примесей в жидком сцинтилляторе, в частности 14C,238U и 2i2Th. Предел чувствительности установки к содержанию '"'С находится на уровне Ю-19. Экспериментальная техника CTF та же, что и в Борексино,- регистрация сцинтилляций в жидком органическом сцинтилляторе. Различные тети CTF устанавливались в течение периода 1993- начало 1995 года. Запол-юние водой началось в январе 1995. Сцинтиллятор был полностью залит к шрелю 1995. CTF работал непрерывно с январе 1995 до июля 1997 года.

В первом разделе описана конструкция детектора.

Второй раздел посвящен описанию жидкого сцинтиллятора, использован-юму в CTF. Особые требования предъявлялись к радиочистоте сцинтилля-ора. Оптические свойства сцинтиллятора тщательно исследовались с ис-юльзованием ряда методов.

Далее описывается процесс приготовления сцинтиллятора и очистка цинтиллятора. Для достижения необходимой радиочистоты сцинтиллятора ребуется удаление всех форм радиоактивных загрязнений, присутствующих виде химических примесей в сцинтилляторе (только 3Я и 14С не могут быть далены из сцинтиллятора). Химические формы этих примесей неизвестны, потому методы очистки тестировались для наиболее вероятных примесей. Ожи-аемые источники радиоактивных примесей в сцинтилляторе включают 222Rn, 'Кг и 39Лг от воздействия воздуха, 238U, 226Ra и 232T7i от микроскопических ча-гиц пыли, 40К из РРО. Кроме того, в реакции 12С(х,ахп)7Ве(х = п,р) может ождаться 7Be и давать вклад в фон вплоть до 1 Бк/кг. Постоянная очистка цинтиллятора уменьшила внутренний фон в детекторе в пределах энергети-гского окна 250 < Е < 800 КэВ от ~ 470 событий в день до < 40 событий в

(19)

\JNPhi{l - Exp(~n0F{T))

день.

Третий раздел посвящен описанию различных компонент детектора. Новым техническим решением явилось использование мягкого внутреннего контейнера для жидкого сцинтиллятора.

Важной частью детектора является система очистки воды. Масс- спектрометрия и нейтронно- активационный анализ активности воды показали, что содержание и и ТЬ снизилось до Ю-7 Бк/кг (от 10~3 Бк/кг в сырой воде), и содержание К уменьшилось от 2.5 Бк/кг до 5 х Ю-3 Бк/кг. Содержание радона в воде уменьшилось от 10 Бк/кг в сырой воде до 5 мБк/кг после пропускания азота.

Чистый азот использовался для поддержания азотной атмосферы над поверхностью воды в главном баке, а также в системах очистки.

Сцинтилляция регистрируется 100 ФЭУ с большим диаметром фотокатода. 7-активность каждого ФЭУ в сборке- ~ 3.8 Бк, эта активность является основным источником 7-фона. Чтобы защитить внутренний объем от этого фона, ФЭУ устанавливались на расстоянии 2.3 м от внутреннего контейнера. Геометрический охват активной области сцинтиллятора составляет 21%.

Далее описывается электроника СТР. 100 ФЭУ соединены с 64 каналами электроники при этом 72 ФЭУ объединены попарно в 36 каналов, Выход каждого канала разделяется на аналоговый и цифровой сигнал. Аналоговый сигнал поступает на два АЦП и в линейный сумматор, который формирует суммарный сигнал всех 64 каналов, используемый для а — ¡3- дискриминации.

В четвертом разделе описывается идентификация сигналов в СТР. Наиболее эффективным является метод временных корреляций последовательных событий в цепочках радиоактивных распадов. Этот метод применим к последовательным о; и /3-распадам в уран-ториевой цепи распадов, к моде /? распада ььКг, сопровождающейся 7- излучением, а также для идентификации нейтронного захвата водородом, сопровождающегося 7- излучением. Свойства последовательностей распадов, используемых в СТР для идентификации событий приведены в таблице 1.

Последовательность распадов Среднее время жизни Источник

214ВЩ-2иРо(а) 236 мс 238 ц

212Вг(/3 + 1уг2Ро(а) 432 не

*ъКг(/3)-й511Ь(у) " 1 мс *ъКг

> ШэВ (мюоны)-п-2.2МэВ 7 269 мс космический мюон

Таблица 1: Коррелированные события в СТР

Космические мюоны- основной источник событий в СТР. Использование пространственной асимметрии вместе с временным обрезанием позволило достичь 95% идентификации мюонов, сохраняя при этом > 95% сцинтилляцион-ных событий. Эффективность идентификации мюонов проверялась с помощью двух внешних проволочных камер, дающих независимый мюонный триггер.

Сцинтилляция от событий Р и 7 различаются по времени распада, при этом в качестве отличительного признака использовалось отношение доли фототока от 32 не до 500 не к полному фототоку (от времени срабатывания триггера до 500 не).

а//3- дискриминация изучалась в СТР на базе цепочки распада 2иВг —214 Ро. При 100 работающих ФЭУ идентифицировалось > 90% 7.7 МэВ «-частиц от распада 214Ро, при этом только около 5% /3- событий идентифицировались как а-события (эффективность а//3- дискриминации значительно улучшается, при оптимизации по пространственной позиции события). При уменьшении количества ФЭУ эффективность а//3-дискриминации ухудшается.

В пятом разделе описывается калибровка детектора. Энергетическая калибровка детектора производилась по энергии изотопов в цепи распада 222 Яп и 85 Кг. Повышенная концентрация данных изотопов на начальном этапе эксперимента образовалась вследствие проникновения атмосферного воздуха во внутренний объем детектора.

В последнем, шестом разделе главы описывается система мониториро-вания параметров детектора по событиям распада 14С

Наличие радиоактивного изотопа 14С в жидком органическом сцинтилля-торе предоставляет возможность "медленного" мониторирования параметров детектора. Так как время жизни изотопа много больше времени функционирования детектора, то среднее число событий, вызванных распадами 14С в единицу времени является стабильной величиной. В СТР средний счет событий составил около 1 Гц при пороге детектора приблизительно 25 КэВ. Для СТР-II была подготовлена специальная программа мониторирования детектора на основе событий от распада

Точность контроля электронного усиления ФЭУ. Для скорости счета событий 14С 1 Гц и времени набора данных 12 часов контроль усиления может быть осуществлен с точностью 3.4% на доверительном уровне 1 а (68%). Эта точность является приемлемой для "медленного" контроля. В случае необходимости более точных измерений производится цикл измерений с лазером.

В заключение описывается цикл монитора. В случае обнаружения нестабильных параметров монитор выдает сигнал оператору. Решение о сеансе калибровки принимается оператором на основе доступных данных,

Глава 7 посвящена описанию измерений иС на прототипе установки Бо-рексино СТР. Порог 250 КэВ в Борексино накладывает весьма жесткие требования на содержание углерода-14,- отношение 14С/12С не должно превышать Ю-18 г/г. Малые концентрации иС обычно измеряются с помощью ускорительной масс-спектроскопии (АМБ). Чувствительность этого метода, как правило, ограничена способом приготовления образца и составляет Ю-15, что соответствует радиоуглеродному возрасту 60000 лет.

В первом разделе описывается используемый метод прямого измерения 14С . Для жидкого сцинтиллятора чувствительность выше Ю-18 г/г может быть достигнута прямым наблюдением ¡3— распада 14С. Это возможно только для

детекторов с объемом сцинтиллятора в несколько тонн и при тщательном отборе материалов с низким уровнем радиоактивности. Большой размер детектора обеспечивает низкое отношение поверхность/объем, что снижает внешний фон. Также должна быть предусмотрена достаточная защита от космических лучей и естественной радиоактивности. Прототип установки Борексино, сооруженный в Национальной Лаборатории в Гран Сассо (Италия), удовлетворяет всем этим условиям. Предел чувствительности установки к содержанию ЫС находится на уровне Ю-19, при этом CTF является единственным сооруженным до настоящего времени детектором, позволяющим измерять изотопическое содержание 14С в органическом жидком сцинтилляторе. Общий счет событий в детекторе для энерговыделения более 25 КэВ составил 1с-1, доминирующим источником в этой области энергий является 14 С.

Данные, использованные для анализа на содержание углерода-14, набирались во время трех периодов работы детектора. В таблице 2 приведено количество событий для различных периодов набора данных. Строка "радон в водяном буфере" - оценка фона от остаточного радона в водяном буфере, при нормальном наборе данных (концентрация 25мБк/м3). Оценка произведена из сопоставления с данными калибровки по радону. Фон от мюонов и других идентифицированных внутренних радиоактивных примесей пренебрежимо мал по сравнению со вкладом доминирующего распада 14С.

Данные Счет [событий/день] в окне 70-150 КэВ

Первый набор со сцинтиллятором 30613 ± 48

набор с водой 1051±40

радон в водяном буфере 1558 ± 248

Таблица 2: Сравнение счета в различные периоды набора данных

Далее описывается анализ данных и полученные результаты. Теоретический /3- спектр углерода-14, использованный для фитирования данных, имеет следующую общую форму:

Щ\Уе)№е = РеШе{Ше - Ш0Ше)С{Ше)<Ше. (20)

где ре и IVе- импульс и полная энергия испущенного электрона, 1У0- граничная энергия, \Уе)- функция Ферми, учитывающая влияние ядерного кулоновского поля на ¡3- спектр, и С(1Уе) - форм-фактор для /3- распада. Последние теоретические расчеты1 для спектра 14С дают формфактор С(\Уе) в виде:

С(Ид = 1 - (0.37 ± 0.04) • Ше. (21)

'А.Сагаа ап<1 В.А.Вго-игп РЬуз.Яеу. С52 (1995) 3416.

Нестатистический форм-фактор для 14С впервые был измерен Sonntag и цр.2 (коэффициенты преобразованы к тем же единицам измерения We что и выше):

С(и>) = i - 9-i4\ve + 1.5/н; + ей;2. (22)

Величина этой поправки не соответствует более поздним измерением Wiet-'eldt и др.3, которые обнаружили меньший форм-фактор:

C{\Ve) = 1 - (0.45 ± 0.04)U-; , (23)

находящийся в лучшем согласии с процитированным теоретическим результатом.

Исходные данные фитировались функцией 5(1Ге)

S(Wt) = J N(W'e)g(KWe)dW'e + B(We),

где N(Wt) - теоретический ß- спектр, g{We) - функция ответа детектора i B(We) полином, описывающий вклад фона.

Измерения во время двух первых периодов позволили определить форму нергетического спектра. Для подтверждения понимания происхождения фона доводилось моделирование методом Монте-Карло. Измерения, подтвержденное моделированием, показали, что спектр фона имеет небольшой постоянный 1аклон для энергий между 60-500 КэВ. Таким образом, при фитировании каж-;ого ß- спектра, параметры фона B(We) можно было определить по части спек-ра между 250 и 500 КэВ и экстраполировать фон на область ß- спектра 14 С.

По калибровке с использованием a-источника 2ЫРо, известно, что g(W'e, We) дя точечного источника имеет гауссову форму и ее ширина а пропорциональна вадратному коршо из энергии.

Х2-анализ выполнялся в энергетическом интервале между 60 и 250 КэВ. Во ремя минимизации, конечная точка ß- спектра для С-14 фиксировалась равной 56 КэВ и варьировались следующие параметры:

• нормировка, соответствующая активности углерода-14;

• форм-фактор С(И>), описывающий отклонение спектра С-14 от допустимой статистической формы;

• константа где Е- энергия события.

оследние два параметра при фитировании были оставлены свободными, так 1К они не определялись с необходимой точностью при таких низких энергиях.

2Ch.Sonntag et al. Lett. Nuovo Cimento, 4 (1970) 717

3F.E.WictfcMt et al, Phys.Hcv. C52 (1995) 1028

Точность определения форм-фактора ухудшается из-за отсутствия возможности независимого определения разрешения детектора (энергетическая шкала и разрешение оставлены свободными параметрами при фитировании). Однако, наши данные несовместимы с гипотезой а < — 0.72 МэВ-1 (90%).

На рис. 4 представлены данные для первого периода. Параметр а = —0.4МэВ

Рис. 4: Период 1

Изотопическое содержание 14С можно определить из следующего соотноше ния:

„ , т-М

я = л—-, (24

9Ыа ■ тп у

где А- активность 14С, т- время жизни 14С, М - молярный вес псевдокуме на 120.2 г/моль, Лд- число Авогадро, т- масса сцинтиллятора, 9- количеств« атомов углерода в молекуле псевдокумена (С9Я12).

Во втором разделе описывается возможное происхождение 14С. Кос могенез 14С за счет нейтронов, образующихся в процессе //-захвата, может про исходить даже на значительной глубине. Свой вклад в образование изотоп; вносят также нейтроны от естественных радиоактивных распадов и, в меньше! мере, от фрагментации ядер в процессе неупругих взаимодействий нейтронов мюонами.

Основной нейтронный поток глубоко под землей дают (а,п) реакции на А1, Mg, Na и других элементах в породе. Большая часть «-частиц поступает от продуктов распада уран-ториевых цепочек (нейтроны образуются также в процессе спонтанного деления урана). Таким образом, именно содержание урана и тория в породе определяет содержание 14С.

В третьем разделе сформулированы выводы: В CTF достигнута чувствительность Ю-19. Анализ формы бета-спектра от распада 14С оказался в согласии с теоретическими предсказаниями (21) и с недавними экспериментальными данными (23). Данные (22) не согласуются с нашими данными.

Активность 14 С была стабильна в течение периода более одного года. Различные операции очистки сцинтиллятора не повлияли на содержание 14С. Грубая оценка содержания 14С в нефти не может объяснить концентрацию изотопа, наблюдаемую в сцинтилляторе.

В заключении сформулированы основные результаты диссертационной работы. На детекторе CTF впервые достигнута чувствительность измерения изотопического содержания 14С на уровне Ю-19 по отношению к содержанию изотопа 12С. Чувствительность CTF к содержанию изотопов из цепочек радиоактивных распадов 238£/ (определенная по 226Ra ) и 232Th составила Ю-16 грамм на грамм сцинтиллятора соответственно.

С помощью детектора CTF отработаны методы реконструкции событий в жидкосцинтилляционном детекторе большого объема. Получены также параметры, описывающие распространение света в большом объеме сцинтиллятора.

Таким образом, экспериментально доказана возможность создания низкофонового детектора низкоэнергетичных нейтрино на основе жидкого органического сцинтиллятора с порогом 250 КэВ по электронам отдачи, ограниченным только присутствием изотопа иС в сцинтилляторе.

Далее конкретизируется вклад автора в программу исследований на CTF:

• на стадии проекта автором совместно с дубненской группой предложена экспериментальная программа по исследованию магнитного момента антинейтрино с искусственным источником антинейтрино;

в создан 32-хканальный экспериментальный стенд для тестирования ФЭУ с большим диаметром фотокатода. Создана база данных с параметрами ФЭУ, которая используется для контроля стабильности работы ФЭУ, а также при off-line анализе данных. Идеология электроники экспериментального стенда положена в основу электроники сбора данных CTF;

® разработана методика точной абсолютной калибровки ФЭУ, работающего в одноэлектронном режиме;

® предложена и экспериментально проверена модель одноэлектронного зарядового спектра ФЭУ;

• разработан метод быстрой автоматической настройки заданного коэффициента электронного усиления ФЭУ. Метод успешно применен для настройки настройки 108 ФЭУ, при этом достигнута 2% точность;

• обоснован метод "медленного" контроля параметров ФЭУ (чувствительности и коэффициента усиления ФЭУ) и параметров детектора по событиям распада иС в жидком органическом сцинтилляторе. Разработанная для СТР программа мониторирования параметров детектора является базой для создания аналогичной программы для детектора Борексино;

• изучено влияние магнитного поля Земли на разрешение ФЭУ и детектора. Обоснован метод ориентации ФЭУ в магнитном поле как альтернатива методам экранирования с помощью металла с высокой магнитной проницаемостью и компенсации поля с помощью катушек с током. Применение метода позволит уменьшить внешний фон в сверхчувствительном детекторе вследствие отказа от применения дополнительных материалов;

• изучено распространение света в жидкосцинтилляционном детекторе большого объема, установлена связь геометрической функции детектора и его пространственного и энергетического разрешения;

• детально изучено энергетическое разрешение жидкосцинтилляционного детектора большого объема. Получены формулы, позволяющие численно оценить энергетическое разрешение без моделирования методом Монте-Карло. Результаты проверены на данных СТР;

• детально изучено пространственное разрешение жидкосцинтилляционного детектора большого объема. Получены формулы, позволяющие численно оценить пространственное разрешение в зависимости от геометрии детектора без моделирования методом Монте-Карло. Результаты проверены на данных СТР;

• детально проработана методика совместного восстановления координат и энергии событий по полной информации, получаемой с отдельных ФЭУ. Произведена оценка оптимальных параметров для реконструкции с использованием функции максимального правдоподобия. Пространственное разрешение установки СТР при этом улучшилось в 1,5 раза;

• автор принимал активное участие в работах по подготовке эксперимента на прототипе детектора Борексино- установке СТР. При непосредственном участии автора были получены оценки фона естественной радиоактивности, наблюдаемого в СТР.

• при непосредственном участии автора изучен спектр распада 14С в СТР. При фитировании спектра 14С использовалось проверенное автором предположение о зависимости разрешения детектора от энергии распределенного по объему детектора источника. В частности, автором показано, что

для конечного периода функционирования СТР, простая зависимость ег(Е) ~ дает неверные оценки для разрешения уже при энергиях около 70 КэВ. Сделаны оценки нестатистического форм-фактора для 14С.

То теме диссертации опубликованы следующие работы: писок литературы

[] G.Ranucci, D.Guigni, I.Manno, A.Preda, P.Ulicci, A.Golubchikov and O.Smirnov.

"Characterization and magnetic shielding of the large cathode area PMT's used for the light detection system of the prototype of the solar neutrino experiment Borexino".

NIM A337( 1993)211-220.

!] Голубчиков А.В., Займидорога О.А., Смирнов О.Ю. Краткие Сообщения ОИЯИ.Дубна 1993.Т.2[59]-93.С.47

!] Голубчиков А.В., Займидорога О.А., Смирнов О.Ю., Сотников А.П. Об измерении магнитного момента нейтрино с помощью искусственного источника нейтрино. ЯФ, 1996, том 59 N11, с 1989-1993.

] G.Bacchiocchi, A.Brigatti, A.Ianni ... O.Smirnov. The Earth's magnetic field compensation in the Borexino Phototubes facility. INFN/TC-97/35, 7 November 1997.

] R. Dossi, A. Ianni, G. Ranucci, 0. Ju. Smirnov Methods for precise photoelectron counting with photomultipliers. INFN/TC-98/18, July 17 1998 (NIMA 451(2000)623-637)

] A. Ianni, G. Korga, G. Ranucci, O. Smirnov, A. Sot.nikov Compensating the influence of the Earth's Magnetic Field on the scintillator detector resolutions by PMTs orientation INFN/TC-00/18, 2000

| O.Smirnov. Setting the predefined multiplier gain of a photomultiplier. INFN/TC-00/16, 2000

| O.Smirnov. Resolutions of a large volume liquid scintillator detector. INFN/ТС-00/17, 2000

[9] Arpesella C., Donati A., Falgiani A., Franciotti D., ... Smirnov 0.,...

Borexino at Gran Sasso - Proposal for a real time detector for low energy si neutrino.. Volume 1.

Edited by G.Bellini,M.Campanella,D.Guigni.

Dept. of Physics of the University of Milano. August 1991.

[10] Alimonti G., Angloher G., Arpesella C., Balata M., ... Smirnov 0.,...

A large scale low-background liquid scintillator detector: the counting test

cility at Gran Sasso

NIM A 406 (1998) p.411-426

[11] Alimonti G., Angloher G., Arpesella C., Balata M., ... Smirnov O.,... Light propagation in a large volume liquid scintillator.

NIM A440 (1998) 360.

[12] Alimonti G., Angloher G., Arpesella C., Balata M., ... Smirnov O.,... Ultra-low Background Measurements in a large volume underground exp ment.

Astroparticle Physics 8 (1998) 141-157.

[13] Alimonti G., Angloher G., Arpesella C., Balata M., ... Smirnov O.,... Measuement of the UC abundance in a low-background liquid scintillator. Phys.Lett. B 422 (1998) 349-358.

Рукопись поступила в издательский отдел 26 октября 2000 года.

л

1 Введение

1.1 Стандартная модель Солнца (CMC).

1.2 Эксперименты

1.2.1 Homestake.

1.2.2 GALLEX и SAGE.

1.2.3 KamiokaNDE и SuperKamiokaNDE

1.3 Три проблемы солнечных нейтрино и CMC

1.3.1 Несовместимость данных экспериментов Homestake и KamiokaNDE: отклонение формы спектра 8£?-нейтрино от стандартной

1.3.2 Галлиевые эксперименты: проблема "бериллиевых" нейтрино

1.3.3 "Последняя надежда" стандартной физики: отсутствие солнечной модели.

1.4 Новая физика нейтрино.

1.4.1 Вакуумные осцилляции.

1.4.2 Резонансные эффекты в веществе.

1.4.3 Эффект Михеева-Смирнова-Вольфенштейна.

1.4.4 Эффект регенерации нейтрино на пути сквозь Землю

1.4.5 Разрешенные МСВ-решения.

1.5 Новые эксперименты

2 Детектор Борексино

2.1 Описание.

2.2 Фон: требования к радиочистоте конструкционных материалов и сцинтиллятора

2.2.1 внешний фон.

2.2.2 внутренний фон.

2.2.3 Мюонный детектор.

2.3 Физическая программа Борексино.

2.3.1 Сигналы от 7Ве- нейтрино.

2.3.2 Временная зависимость сигналов в Борексино.

2.3.3 Регистрация антинейтрино.

2.3.4 Калибровка детектора с помощью искусственного источника Ъ1Ст.

2.3.5 Другие возможные эксперименты с Борексино

3 Фотоумножители в эксперименте Борексино

3.1 Экспериментальный стенд для тестирования ФЭУ.

3.2 Основные характеристики ФЭУ.

3.3 Методы абсолютной калибровки фотоумножителя, работающего в одноэлектронном режиме.

3.3.1 Одноэлектронный спектр ФЭУ

3.3.2 Модельная функция для одноэлектронного сигнала ФЭУ

3.3.3 Определение параметров одноэлектронного спектра

3.3.4 Оценка среднего числа фотоэлектронов.

3.3.5 Оценка /л по относительной вариации зарядового спектра

3.3.6 Рекомендованный метод калибровки

3.3.7 Модельная функция для фитирования зарядового спектра ФЭУ {¡л ~ 1).

3.3.8 Точность определения среднего числа ф.э. по вероятности отсутствия сигнала.

3.3.9 Коррекция параметров одноэлектронного спектра с учетом вклада многоэлектронных спектров (случай и С 1)

3.4 Влияние магнитного поля Земли на разрешение детектора

3.4.1 Влияние магнитного поля на энергетическое разрешение

3.4.2 Влияние магнитного поля на пространственную реконструкцию

3.4.3 Допуски на точность ориентации ФЭУ.

3.5 Автоматическая настройка усиления ФЭУ.

3.5.1 Процедура настройки высокого напряжения.

3.5.2 Результаты установки напряжения для 108 ФЭУ

3.5.3 Расчет среднего значения одноэлектронного спектра по "обрезанному" спектру

3.5.4 Зависимость коэффициента усиления ФЭУ от напряжения

3.6 База данных с параметрами ФЭУ.

4 Энергетическое разрешение детектора

4.1 Энергетическое разрешение для точечного источника

4.2 Влияние неточной калибровки ФЭУ на энергетическое разрешение детектора.

4.3 Энергетическое разрешение для неточечного источника

4.4 Геометрическая функция светосбора

5 Пространственное разрешение детектора

5.1 Восстановление координат по зарядовым сигналам.

5.2 Восстановление координат по времени прихода сигналов

5.3 Улучшение пространственного разрешения при одновременном использовании временной и зарядовой информации.

6 CTF

6.1 Детектор.

6.2 Сцинтиллятор.

6.2.1 Радиочистота.

6.2.2 Оптические свойства сцинтиллятора.

6.2.3 Приготовление сцинтиллятора

6.2.4 Система очистки сцинтиллятора.

6.3 Компоненты детектора.

6.3.1 Внутренний контейнер

6.3.2 Наружный бак и чистая комната.

6.3.3 Система очистки воды

6.3.4 Азот.

6.3.5 Система фотоумножителей.

6.3.6 Электроника и сбор данных.

6.3.7 Вспомогательные системы

6.4 Идентификация сигналов

6.5 Калибровка.

6.6 Мониторирование параметров детектора по событиям распада

7 Изучение спектра иС в CTF

7.1 Измерения иС в CTF.

7.1.1 Набор Данных.

7.1.2 Анализ Данных и Результаты.

7.2 Возможное происхождение 14С.

7.3 Выводы.

Эра экспериментального исследования солнечных нейтрино началась в 1960-х гг. с эксперимента Homestake. Радиохимический эксперимент на основе реакции i/e+37Cl —> е~ +37 Аг, предложенный в 1946 Б. Понтекорво[37], впервые подтвердил гипотезу о ядерном происхождении энергии Солнца. Действительно, единственным продуктом ядерных реакций в солнечном ядре, доступным для наблюдения на Земле, являются солнечные нейтрино, поэтому только измерение потока нейтрино может дать непосредственную информацию о происходящих в солнечном ядре процессах. Эксперимент Homestake дал мощный толчок развитию детальных теорий Солнца, тогда же были выявлены серьезные несоответствия модели и эксперимента (проблема дефицита солнечных нейтрино). Последовавшие за Homestake эксперименты вместо решения проблемы еще более усложнили картину. Результаты разных экспериментов находятся в противоречии друг с другом, при этом даже модельно-независимые расчеты (со свободными весами различных ядерных реакций) не согласуются с объединенными экспериментальными данными, указывая тем самым на нестандартную физику нейтрино. Естественно, противоречия не могли оставить равнодушными физиков, в настоящее время готовится целый ряд новых экспериментов. В апреле 1996 начался набор данных на первой установке нового поколения- SuperKamiokande. Пионерские эксперименты давали статистику на уровне 50 событий в год, SuperKamiokande наблюдает за год уже около 5000 нейтрино. Начал набор данных SNO на тяжелой воде, в ближайшие годы (2001-2002) вступит в строй детектор Borexino (далее в тексте Борексино).

1.1 Стандартная модель Солнца (CMC)

CMC дает количественные характеристики процессов, происходящих на Солнце. Модель основана на наблюдениях непосредственно Солнца, лабораторных экспериментах и теоретических предсказаниях. Главными входными параметрами модели являются:

• масса

• радиус

• светимость

• возраст

• уравнения равновесия

• начальная распространенность элементов

• радиационная прозрачность

• S-факторы (сечения ядерных реакций)

В современной модели Солнца около 99% его энергии образуется в реакциях водородного (рр) цикла. Наиболее важные реакции, сопровождающиеся образованием нейтрино, перечислены ниже:

• рр ("протонные" нейтрино) : р + р 2 Я + е+ + ие, 0-0.42 МэВ

• pep : р + е~ + р + 1.44 МэВ

• 7Be ("бериллиевые" нейтрино) :

• 8 В ("борные" нейтрино): 8В ->8 Be + е+ + ие, 0-14.06 МэВ

Кроме реакций водородного цикла заметный поток нейтрино дают и реакции распада 13N,l50 и 11F из углеродного (CNO) цикла. Основные предположения, положенные в основу CMC:

1. Солнце является звездой главной последовательности, источники ядерной и гравитационной энергии находятся в гидростатическом равнове

2. основной источник энергии- водородный цикл с небольшим вкладом CNO- цикла;

3. энергия переносится от центра Солнца на поверхность за счет излучения и конвекции. Солнце при этом находится в термодинамическом равновесии.

На рис. 1 представлены предсказания CMC для потоков нейтрино у Земли (модели Солнца описаны, например, в [38]. При этом предполагается, что на пути от Солнца до Земли с нейтрино ничего не происходит, т.е. работает стандартная электрослабая теория. сии;

Рис. 1: Энергетический спектр солнечных нейтрино, предсказываемый стандартной моделью Солнца. Потоки нейтрино от непрерывных источников (таких как рр and 8В) даны в единицах см-2с-1. рр- цепочка отвечает за 99% всей энергии Солнца в CMC. Нейтрино, образованные в CNO-цикле не имеют особого значения с точки зрения полной энергии и трудно детектируются в экспериментах. Стрелки наверху указывают энергетические пороги действующих нейтринных экспериментов (рисунок из работы [39]). X а о с 3 си

Neutrino Energy (MeV) Solar neutrino energy spectrum

Gallium |Chlorine

SuperK

Bahcall-Plnsonneault 88

Недавние точные гелиосейсмологические измерения скорости звука на Солнце с высокой точностью совпали с предсказаниями на основе CMC [40]. При этом относительная точность определения температуры в центре Солнца, одного из важнейших параметров моделей Солнца, составляет < 0.2%. Поток нейтрино от различных реакций пропорционален Тп, при этом п изменяется от ~ —1.1 для рр-нейтрино до п=24 для "борных" нейтрино. Таким образом, вариации температуры могут изменить поток нейтрино не более чем на 5% даже для нестандартных моделей Солнца. Неопределенность предсказаний солнечной модели составляет около 1% (За) для рр-нейтрино, « 8% для "бериллиевых" и около 20% для "борных" нейтрино ([39]), последняя является следствием резкой зависимости от температуры в центре солнца (Т20) а также сравнительно низкой (20%) точностью определения сечения реакции 7Be -f р —>8 В + 7.

Доминирующий вклад в спектр солнечных нейтрино дают рр-нейтрино низких энергий (<420 КэВ), их поток у Земли составляет ~ 6 х Ю10см~2с-1. Этот поток определяется светимостью Солнца.

Поток двух линий "бериллиевых" нейтрино составляет ~ 5 х 109 см-2с-1 и меняется приблизительно как Тс10 (Тс- температура в центре Солнца).

Поток "борных нейтрино с энергиями до 14 МэВ (~ 5 х 106см-2с-1) сильно зависит от модели (осТс18)

1.2 Эксперименты

Можно выделить два основных типа экспериментов с солнечными нейтрино: радиохимические (основанные на реакции обратного бета- распада) и детекторы реального времени (черенковские или сцинтилляционные). Радиохимические эксперименты регистрируют интегральный эффект по разным реакциям в течение некоторого времени (обычно несколько недель), детекторы же реального времени дают информацию о каждом событии (энергия, время, для черепковских детекторов даже направление).

Следует отметить следующие особенности экспериментов с солнечными нейтрино:

• большая масса детектирующей среды, что является следствием чрезвычайно низких сечений взаимодействия нейтрино с веществом;

• размещение детекторов глубоко под землей (или под водой), чтобы обеспечить защиту от космических лучей;

Рис. 2: Сравнение предсказаний CMC с данными пяти экспериментов: Homestake, SuperKamiokande, Kamiokande, GALLEX и SAGE. Выделены предсказания модели для каждой компоненты спектра солнечных нейтрино. Как для экспериментальных, так и для теоретических данных показан доверительный интервал 1 о. Рисунок из работы [39]

Total Rates: Standard Model vs. Experiment Bahcall-Pinsonneault 98

Lj o-ts

0.47±0.02 2.56±0.23

SuperK

CI j0.54±0.07

67±8

Kamioka SAGE

578±6

GALLEX

Theory ■ 'Be ■ P~P. PeP BB ■ CNO

Ga

Experiments и

• высокая радиочистота детектирующей среды, чтобы избежать побочных реакций;

• чрезвычайно чувствительные методы регистрации единичных событий;

• строгие требования к фону в детекторе.

На рис. 2 приведены фактически все доступные на настоящий момент данные по солнечным нейтрино. Результаты экспериментов показаны в сравнении с предсказаниями CMC. Рассмотрим более подробно эксперименты, данные которых представлены на рисунке.

Результаты и теоретические предсказания удобно выражать в SNU (Solar Neutrino Unit, 1 SNU = Ю-36 взаимодействий на атоме мишени в секунду).

1.2.1 Homestake

Радиохимический эксперимент на основе реакции обратного бета-распада

С1 е- Ar(t1/2 = 35d), предложен в 1946 Б.Понтекорво[37]. Эксперимент (Р.Дэвис и др.[41]) начал набор данных в 1968 г. и почти 20 лет был единственным действующим детектором солнечных нейтрино. Экспериментальная установка представляет собой резервуар с 390000 литров (615 тонн) перхлорэтилена (С2С/4), что соответствует 22 ■ Ю30 ядер 3/С1, размещенный в шахте около Хоумстэйка (Южная Дакота) на глубине 1500 метров (4100 метров водного эквивалента) и дополнительно защищенный слоем воды. После 35-дневной экспозиции образовавшиеся атомы Ar извлекались с помощью газообразного гелия и собирались в хорошо защищенный пропорциональный счетчик, где регистрировались Ожэ-электроны с энергией 2-3 КэВ, испускаемые в процессе электронного захвата в Ar*.

Порог реакции составляет 814 КэВ, что позволяет регистрировать главные составляющие потока нейтрино за исключением рр-нейтрино.

Данные набирались в период 1970-1994, всего было произведено 108 циклов набора данных.

Наблюдаемый эффект 2.56 ±0.16 [стат] ±0.15 [сист] (или ±0.22) SNU(lcr) более чем в три раза ниже ожидаемого значения 7.7Í};0([39]).

1.2.2 GALLEX и SAGE

Два радиохимических эксперимента на основе реакции ve +71 Ga -> е~~ +'1 Ge(t1/2 = 11.34 d), с более низким (233 КэВ), чем в Homestake, порогом, что позволяет наблюдать рр-нейтрино.

Gallex расположен в зале А подземной лаборатории LNGS (Италия) и защищен скальными породами, соответствующими 4000 метров водного эквивалента. Рабочим телом детектора служит 30 тонн галлия в виде 60 м3 раствора GaCl3. SAGE находится на Баксане (Россия) на глубине 4300 метров водного эквивалента. Рабочим телом служит 60 тонн металлического галлия. Эксперименты используют различные радиохимические методы для выделения 7XGa. Выделенные изотопы концентрируются в высокочувствительных пропорциональных счетчиках, где измеряется кривая распада.

Gallex набирал данные с 1991 по 1997 год, всего 1593 дня. Было осуществлено 65 циклов извлечения. Sage с 1990 по 1997 год осуществил 52 цикла.

Наблюдаемый эффект составил 78 ± 6 SNU для эксперимента GALLEX и 67 ± 8 SNU для SAGE. Рассчитанный на основе CMC эффект составляет 129±1([39]).

Достоверность данных была проверена с помощью искусственного калиброванного источника 51 Cr (полученного нейтронной активацией 50Cr: D°Cr(n, 7) испускающего нейтрино с энергией 751 КэВ: е~ +51 Cr -+51 V + ve (Ti/2 = 27.7d).

Gallex дважды облучался источниками с начальной активностью 1.71 ± 0.03 МКю и 1.87Ío!o6 МКю соответственно, результат полностью совместим с результатами эксперимента. Sage облучался источником 517±8ККю (металлический галлий, используемый в Sage, более компактен, чем раствор хлорида галлия, поэтому требуемая интенсивность источника меньше), полученные результат также полностью совместим с результатами эксперимента.

7.3 Выводы

В СТР достигнута чувствительность Ю-19 по 14С/12С. Анализ формы бета-спектра от распада 14С оказался в согласии с теоретическими предсказаниями [64] и с недавними экспериментальными данными [66]. Данные [65] не согласуются с нашими данными.

Активность 14С была стабильна в течение периода более одного года. Различные операции очистки сцинтиллятора не повлияли на содержание 14С. Грубая оценка содержания 14С в нефти не может объяснить концентрацию изотопа, наблюдаемую в сцинтилляторе.

8 Заключение

На детекторе СТБ впервые достигнута чувствительность измерения изотопического содержания 14С на уровне 10"19 по отношению к содержанию изотопа 12С. Чувствительность СТБ к содержанию изотопов из цепочек радиоактивных распадов 238II (определенная по 226Яа ) и 232ТЛ составила 10"16 грамм на грамм сцинтиллятора соответственно.

Высокая чувствительность, недостижимая при использовании классических методов (масс- спектроскопии или нейтронно- активационного анализа), получена за счет высокой очистки сцинтиллятора и тщательного контроля содержания радиоизотопов в используемых материалах, Большой объем используемого сцинтиллятора (4 тонны) позволил снизить отношение поверхность/объем, ограничивающее возможности лабораторных методов. Важными параметром, определившим успех эксперимента, является тщательно продуманная система пассивной (детектор размещен глубоко под землей и окружен слоем воды высокой очистки) и активной (мюонное вето) защиты.

С помощью детектора СТБ отработаны методы реконструкции событий в жидкосцинтилляционном детекторе большого объема. Получены также параметры, описывающие распространение света в большом объеме сцинтиллятора.

Таким образом, экспериментально доказана возможность создания низкофонового детектора низкоэнергетичных нейтрино на основе жидкого органического сцинтиллятора с порогом 250 КэВ по электронам отдачи, ограниченным только присутствием изотопа иС в сцинтилляторе.

В первой главе предлагаемой работы изложена физическая задача, вызвавшая к жизни необходимость создания сложнейшего инструмента, каким является детектор Борексино. Конструкция детектора и его физическая программа, в разработке которой принимал участие автор, описана во второй главе работы. Главы 3,4 и 5 полностью базируются на оригинальных работах автора. Две заключительные главы посвящены прототипу установки Борексино- CTF и измерениям, проделанным за время работы CTF.

Конкретизируем вклад автора в программу исследований на CTF:

• на стадии проекта автором совместно с дубненской группой предложена экспериментальная программа по исследованию магнитного момента антинейтрино с искусственным источником антинейтрино;

• создан 32-хканальный экспериментальный стенд для тестирования ФЭУ с большим диаметром фотокатода. Создана база данных с параметрами ФЭУ, которая используется для контроля стабильности работы ФЭУ, а также при off-line анализе данных. Идеология электроники экспериментального стенда положена в основу электроники сбора данных CTF;

• разработана методика точной абсолютной калибровки ФЭУ, работающего в од-ноэлектронном режиме;

• предложена и экспериментально проверена модель одноэлектронного зарядового спектра ФЭУ;

• разработан метод быстрой автоматической настройки заданного коэффициента электронного усиления ФЭУ. Метод успешно применен для настройки настройки 108 ФЭУ, при этом достигнута 2% точность;

• обоснован метод "медленного" контроля параметров ФЭУ (чувствительности и коэффициента усиления ФЭУ) и параметров детектора по событиям распада 14С в жидком органическом сцинтилляторе. Разработанная для CTF программа мо-ниторирования параметров детектора является базой для создания аналогичной программы для детектора Борексино;

• изучено влияние магнитного поля Земли на разрешение ФЭУ и детектора. Обоснован метод ориентации ФЭУ в магнитном поле как альтернатива методам экранирования с помощью металла с высокой магнитной проницаемостью и компенсации поля с помощью катушек с током. Применение метода позволит уменьшить внешний фон в сверхчувствительном детекторе вследствие отказа от применения дополнительных материалов; изучено распространение света в жидкосцинтилляционном детекторе большого объема, установлена связь геометрической функции детектора и его пространственного и энергетического разрешения; детально изучено энергетическое разрешение жидкосцинтилляционного детектора большого объема. Получены формулы, позволяющие численно оценить энергетическое разрешение без моделирования методом Монте-Карло. Результаты проверены на данных СТР; детально изучено пространственное разрешение жидкосцинтилляционного детектора большого объема. Получены формулы, позволяющие численно оценить пространственное разрешение в зависимости от геометрии детектора без моделирования методом Монте-Карло. Результаты проверены на данных СТР; детально проработана методика совместного восстановления координат и энергии событий по полной информации, получаемой с отдельных ФЭУ. Произведена оценка оптимальных параметров для реконструкции с использованием функции максимального правдоподобия. Пространственное разрешение установки СТР улучшено в 1,5 раза; автор принимал активное участие в работах по подготовке эксперимента на прототипе детектора Борексино- установке СТР. При непосредственном участии автора были получены оценки фона естественной радиоактивности, наблюдаемого в СТР. при непосредственном участии автора изучен спектр распада 14С в СТБ. При фитировании спектра 14С использовалось проверенное автором предположение о зависимости разрешения детектора от энергии распределенного по объему детектора источника. В частности, автором показано, что для конечного периода функционирования СТР, простая зависимость а(Е) ~ дает неверные оценки для разрешения уже при энергиях около 70 КэВ. Сделаны оценки нестатистического форм-фактора для 14С.

Благодарности

Я хотел бы поблагодарить моего научного руководителя, Займидорогу Олега Антоновича, за постановку задачи и за долголетнюю поддержку моих начинаний. Успешное завершение программы исследований на CTF явилось очевидным успехом международной коллаборации Борексино. Работа, выполненная автором, была бы немыслима без тесного сотрудничества с членами коллаборации. Я благодарен коллегам из Миланской секции INFN, организовавшим наше долговременное сотрудничество: проф. Джанпаоло Беллини и Джоаккино Рануччи. Благодарен я и своим друзьям по коллаборации Борексино, которые помогали мне в работе все эти годы: Альдо Янни, Вильям Кавалетти, Дьордь Корга, Ласло Папп, Ричард Форд, Роберто Скардаони, Паоло Саджезе и многим другим.

1. G.Ranucci,D.Guigni,I.Manno,A.Preda,P.Ulicci, A.Golubchikov and O.Smirnov.

2. Characterization and magnetic shielding of the large cathode area PMT's used for the light detection system of the prototype of the solar neutrino experiment Borexino". NIM A337(1993)211-220.

3. Голубчиков А.В., Займидорога О.А., Смирнов О.Ю. Краткие Сообщения ОИЯИ.Дубна 1993Л.259]-93.С.47

4. Голубчиков А.В., Займидорога О.А., Смирнов О.Ю., Сотников А.П.

5. Об измерении магнитного момента нейтрино с помощью искусственного источника нейтрино. ЯФ, 1996, том 59 N11, с 1989-1993.

6. G.Bacchiocchi , A. Brigatti, R. Dossi, A. Ianni,.0. Smirnov.

7. The Earth's magnetic field compensation in the Borexino Phototubes facility.1.FN/TC-97/35, 1997.

8. Доступно в электронной форме на официальной странице LNGS http: //lngs.infn.it/.

9. A. Ianni, G. Korga, G. Ranucci, О. Smirnov, A. Sotnikov Compensating the influence of the Earth's Magnetic Field on the scintillator detector resolutions by PMTs orientation1.FN/TC-00/05, 2000

10. Впервые опубликовано на официальной web-странице Borexino в LNGS http://pcbx01.lngs.infn.it/ как:

11. РМТ orientation versus mu-metal shielding, August 1998.

12. R. Dossi, A. Ianni, G. Ranucci, O. Ju. Smirnov

13. Methods for precise photoelectron counting with photomultipliers. INFN/TC-98/18, 1998.

14. Доступно в электронной форме на официальной странице LNGS http://lngs.infn.it/.

15. O.Smirnov. CTF-II photomultipliers database. Borexino internal note. December, 1999.

16. Опубликовано на официальной web-странице Borexino в LNGS http://pcbx01.lngs.infn.it.

17. О.Smirnov. Setting the predefined multiplier gain of a photomultiplier INFN/TC-00/06, 2000

18. Впервые опубликовано на официальной web-странице Borexino в LNGS http://pcbx01.lngs.infn.it как:

19. Fast HV tuning algorithm for the PMT test facility. August, 1999.

20. O.Smirnov. Resolutions of a large volume liquid scintillator detector. INFN/TC-00/08, 2000

21. Впервые опубликовано на официальной web-странице Borexino в LNGS http://pcbx01.lngs.infn.it, 1999.

22. И. О.Smirnov. UC events as CTF stability monitor.December, 1999.

23. Опубликовано на официальной web-странице Borexino в LNGS http://pcbx01.lngs.infn.it.

24. О.Smirnov. CTF-II monitor user manual. December, 1999. Опубликовано на официальной web-странице Borexino в LNGS http://pcbx01.lngs.infn.it.13. A. Ianni and O. Smirnov.

25. Theoretical estimation of the CTF line width using the PMT charge spectra, BOREXINO Internal note, Jan. 1998.

26. Опубликовано на официальной web-странице Borexino http: / / almime.mi.infn.it.

27. Arpesella C., Donati A., Falgiani A., Franciotti D., . Smirnov O.,. Borexino at Gran Sasso Proposal for a real time detector for low energy solar neutrino. Volume 1.

28. Edited by G.Bellini,M.Campanella,D.Guigni.

29. Dept. of Physics of the University of Milano. August 1991.

30. Alimonti G., Angloher G., Arpesella C., Balata M., . Smirnov O.,.

31. A large scale low-background liquid scintillator detector: the counting testfacility at Gran Sasso NIM A 406 (1998) p.411-426

32. Alimonti G., Angloher G., Arpesella C., Balata M., . Smirnov O.,. Light propagation in a large volume liquid scintillator.1. NIM A440 (1998) 360.

33. Alimonti G., Angloher G., Arpesella C., Balata M., . Smirnov O.,. Ultra-low Background Measurements in a large volume underground experiment.

34. Astroparticle Physics 8(1998) 141-157.

35. Alimonti G., Angloher G., Arpesella C., Balata M., . Smirnov O.,. Measuement of the 14С abundance in a low-background liquid scintillator. Phys.Lett. В 422 (1998) 349-358.1. Статьи коллаборантов:

36. G. Ranucci, R Cavaletti, P. Inzani, I. Manno, Performance of the photomultiplier Philips XP 1802 for underground physics applications, NIM1. A324 (1993) 580.

37. G. Ranucci, M. Campanella, R. Cavaletti, D. Giugni, S. Magni, A. Preda, I. Manno, P. Ullucci, Performance of the photomultiplier EMI 9351 for underground physics applications, NIM A333 (1993) 553.

38. G. Ranucci, S. Bonetti, R. cavaletti, I. Manno, P. Ullucci, S. Schoenert, Performance of the photomultiplier Hamamatsu R4558 for underground physics applications, NIM A330 (1993) 276.

39. F.von Feilitzsch et al., The Borexino muon identification system, Technical report, TU-Muenchen. Muon and NA54 group report, 1998.

40. Raghavan R.S. Phys.Rev.Lett.,72 (1994) 1411.Giammarchi M.G. Double Beta Decay with Xe-136 in BOREXINO and CTF-II, BOREX Internal Memo, 1998.

41. Raghavan R., Raghavan P., Zaimidoroga O., Proceedings of 25th High Energy Conference, Singapore, August, 1990

42. Zaimidoroga O.A., JINR Rapid Communications. Dubna 1992.V.556 92.P.39

43. G. Ranucci et al., "Scintillation decay time and pulse shape discrimination of binary organic liquid scintillators for the Borexino detector",NIM A350 (1994) 338;

44. G.Ranucci. NIM A 354(1995) 389

45. F.Gatti, G.Morelli,G.Testera,S.Vitale, NIM,A370(1996),p.609

46. R.B. Vogelaar, J. Benziger, F.P. Calaprice and N. Darnton, "Removal of cosmogenic 7Be from Scintillators", NIM A372 (1996) 59.

47. J.B. Benziger, F. P. Calaprice, M. Chen, N. Darnton, M. Johnson, F. Loeser, R.B. Vogelaar, "A scintillator purification system for a large scale Solar neutrino experiment", submitted for publication in NIM(1997)

48. J.X. Prochaska, "The design and fabrication of optimal light collectors for the CTF upgrade", Thesis, Princeton University (1993).

49. M. Laubenstein et al. "High sensitivity measurements of radon", in preparation

50. T. Goldbrunner, Neutron activation analysis of dectector components for the solar neutrino experiment Borexino, J. Radioanalytical and Nuclear Chemistry 216(2) (1997) 293.

51. F. Masetti, F. Elisei, U. Mazzucato, optical study of a large-scale liquid-scintillator detector, J. Luminescence 68 (1996) 15.

52. T. Hagner, C. Hagner, L. Oberaurer, "Muon detection in the counting test facilty" to be published.1. Другие ссылки

53. Pontecorvo В., 1946, Chalk River Report PD 205.

54. Solar Neutrinos: The First Thirty Years, edited by J. N. Bahcall, R. Davis, Jr., P. Parker, A. Smirnov, and R. K. Ulrich (Addison Wesley, Reading, MA, 1995).4041 42 [4344