Экспериментальное исследование фоновых условий проведения галлий-германиевого нейтринного эксперимента тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.16 ВАК РФ

г/ /

/ /' / -'-У У

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ИНСТИТУТ ЯДЕРНЫХ ИССЛЕДОВАНИЙ

на правах рукописи

Корноухое Василий Николаевич

Экспериментальное исследование фоновых условий проведения галлий-германиевого нейтринного эксперимента

01.04.16 - физика ядра и элементарных частиц

Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научные руководители: д.ф.-м. наук, академик Г.Т.Зацепин к.ф.-м. наук В.Н.Гаврин

МОСКВА -1998

ОГЛАВЛЕНИЕ

ОГЛАВЛЕНИЕ ' ' _ . .2

ВВЕДЕНИЕ 5

1. Регистрация солнечных нейтрино. 8

2. Принципиальная необходимость лабораторий глубокого

заложения при регистрации солнечных нейтрино. 23

ГЛАВА I. Источники фона в подземной лаборатории глубокого

заложения. 30

1.1. Фон от мюонов космических лучей в лаборатории глубокого

заложения. 30

1.2. Расчет интенсивности мюонов в лаборатории ГГНТ. 34

1.2.1. Определение толщины грунта и его средней плотности. 34

1.2.2. Потери энергии мюонами в грунте. 35

1.2.3. Ожидаемые значения интенсивности и средняя энергия

мюонов в месте расположения лаборатории ГГНТ. 35

1.3. Оценка скорости образования изотопов ве в металлическом

галлии с использованием расчетной величины интенсивности мюонов. 41

1.3.1. Оценка скорости образования изотопов Се-в металлическом галлии с использованием результатов детального расчета ядерных процессов в мишени. 41

1.3.2. Оценка фона галлиевого детектора по экспериментальному значению выхода изотопов от мюонов высокой энергии. 43

1.3.3. Образование 71 Се при захвате остановившихся отрица-

тельных мюонов. 47

1.4. Нейтронное излучение пород горной выработки подземной

лаборатории. 49

1.4.1. Генерация нейтронов в горной породе и бетоне подземной лаборатории. 49

1.4.2. Спектр источников нейтронов в низкофоновом бетоне. 57

1.4.3. Фон, обусловленный быстрьши нейтронами от горных пород. 59

1.5. Гамма-излучение в подземной лаборатории. 63

1.6. Фон от радона и продуктов его распада в подземной

лаборатории. 65

ГЛАВА II. Низкофоновая лаборатория глубокого заложения 70

2.1. Краткое описание галлий-германиевого нейтринного

телескопа. 70

2.1.1. Экстракция германия из галлиевой мишени. 70

2.1.2. Счет атомов германия. 72

2.2. Создание лаборатории ГГНТ. 74

2.2.1. Основные требования и постановка задачи по сооружению подземной лаборатории. 74

2.2.2. Низкофоновая бетонная защита подземной лаборатории. 77

2.2.3. Защита детекторов счетной системы ГГНТ. 82

2.2.4. Инженерно-технические характеристики лаборатории. 84

2.2.5. Обеспечение лаборатории воздухом, свободным от радона. 87 ГЛАВА III. Аттестация фоновых условий в лаборатории ГГНТ. 89

3.1. Измерение у-фона в лаборатории ГГНТ.. 89

3.2. Измерение интенсивности мюонов в лаборатории ГГНТ. 94

3.2.1. Описание экспериментальной установки. 94

3.2.2. Описание электронной части установки, схемы отбора событий и системы считывания и обработки информации. 99

3.2.3. Калибровка установки. 102

3.2.4. Эффективность установки к регистрации мюонов. 102

3.2.5. Результаты измерений. 104

3.2.6. Оценка выхода атомов 71 Ge в галлии с использованием экспериментального значения величины интенсивности мюонов. 107

3.3. Измерение потока быстрых нейтронов в лаборатории ГГНТ. 108

3.3.1. Краткое описание экспериментальной установки. 108

3.3.2. Измерение потока быстрых нейтронов в подземных помещениях БНО. 110

3.3.3. Определение фона галлиевого детектора от быстрых нейтронов. 113

ВЫВОДЫ. 115

ЛИТЕРАТУРА 118

ВВЕДЕНИЕ

В течении последних десятилетий значительно возрос интерес к неускорительным методам исследования фундаментальных свойств материи, основанным на регистрации ионизирующего излучения и характеризирующихся чрезвычайно низкой скоростью счета полезных событий - от нескольких событий в сутки до нескольких событий в год -даже при использовании детекторов с массой в сотни и тысячи тонн. При этом амплитуда иссследуемого сигнала лежит в области энергий от нескольких кэВ до нескольких МэВ, что делает проведение таких экспериментов особенно чувствительными к наличию фона от естественой радиоактивности и фона от космических лучей. Принципиальным требованием к проведению таких экспериментов является повышение их чувствительности, а точнее - улучшение отношения "сигнал/фон". Однако усиление полезного сигнала трудно достичь и оно, как правило, влечет за собой увеличение фонового сигнала. Остается вторая возможность - снижение самого фона, котороя достигается применением систем активной защиты (схем совпадения и/или антисовпадения) или пассивной защиты, локализуя и исключая (или существенно снижая) все источники фона в" месте расположения экспериментальной установки. Отметим, что эффективность активной защиты никогда не достигает 100% и, следовательно, предпочтительно проведение эксперимента при значительно сниженном уровне фона. Эта логика привела физиков к идее размещения экспериментальных установок в подземных лабораториях, защищенных большими слоями породы от одной из основных компонент радиационного фона -космического излучения. Действительно, существуют ряд экспериментов, таких как измерение потока солнечных нейтрино, поиск распада протона и частиц - кандидатов на "темную" материю, которые в принципе невозможно провести без значительного снижения потока космических

лучей, симулирующих в объеме детектора полезные события. Для проведения таких экспериментов были созданы специальные подземные лаборатории глубокого заложения 2 500 - 5 ООО м.в.э.), где интенсивность потока космического излучения составляет величину от 1 до 10 ц м"2 суг1, что на 7 - 6 порядков ниже его потока на уровне моря. Поэтому в обиход физиков вошел термин «подземная физика». Под этим подразумевается проведение экспериментов по регистрации чрезвычайно редких процессов с помощью экспериментальных установок, размещенных в подземных лабораториях глубокого заложения: измерение потока солнечных нейтрино, поиск распада протона и двойного бета-распада и др. Основоположниками нового направления в физике являются известные советские (российские) ученые - академики М.А.Марков, Г.Т.Зацепин, Е.А.Чудаков, профессор А.А.Поманский и другие.

Настоящая работа посвящена экспериментальному исследованию фоновых условий проведения галлий-германиевого нейтринного эксперимента по регистрации солнечных нейтрино в подземной лаборатории глубокого заложения Баксанской нейтринной обсерватории ИЯИ РАН: измерению потока мюонов космических лучей, потока быстрых нейтронов и у-фона.

Во Введении изложено современное состояние проблемы регистрации солнечных нейтрино и дается краткое описание экспериментов по их регистрации. Показана важность проблемы фона в радиохимических экспериментах по регистрации солнечных нейтрино и необходимость размещения экспериментальных установок в подземных лабораториях глубокого заложения.

В Главе I выполнен анализ источников фона в условиях подземной лаборатории глубокого заложения ГГНТ ИЯИ РАН: мюонов космических лучей, быстрых нейтронов, у-излучения и радона. На

основании расчетных величин интенсивности мюонов и потока быстрых нейтронов в подземной лаборатории выполнена оценка фона галлиевой мишени нейтринного телескопа коллаборации SAGE.

В Главе II кратко приводится технологическая схема работы галлий-германиевого нейтринного телескопа коллаборации SAGE и подробно описывается создание подземной лаборатории ГГНТ.

Глава III посвящена измерению потока мюонов космических лучей в лаборатории глубокого заложения ГГНТ с помощью телескопа сцинтилляционных детекторов, измеренению потока быстрых нейтронов пороговым радиохимическим детектором и у-излучения - детектором Nal(Tl). На основании экспериментально определенных величин потоков мюонов и быстрых нейтронов в подземной лаборатории рассчитываются фон галлиевой мишени нейтринного телескопа коллаборации SAGE.

В Выводах сформулированы основные результаты, полученные в диссертации.

1.Регистрация солнечных нейтрино.

В 1938г. Г.Бете [1] и К.Вайцзеккер [2] предложили первую модель генерации энергии Солнцем - т.н. углеродный (или С1\Ю) цикл реакций, в результате которого 4 протона превращаются в ядро гелия, при этом излучается 2 электронных нейтрино и 2 позитрона. В том же году Г.Бете и Ч.Кричфилд показали, что образование гелия из водорода может происходить без участия углерода или азота - в т.н. водородном цикле (рис.1). Современный статус модели генерации энергии Солнцем -Стандартной Солнечной Модели (ССМ) подробно описан в работах [3,4,5,6]. Отметим четыре фундаментальных предположения, являющихся основой ССМ:

• Источником солнечной энергии являются ядерные реакции, причем примерно 98% всей энергии освобождается в водородном цикле и только 2% - в СЫО - цикле;

• Солнце эволюционирует в состоянии гидростатического равновесия, т.е., давление солнечного вещества уравновешивает гравитационные силы.

• В момент вступления Солнца на Главную последовательность оно было в состоянии высокой конвективной активности и, следовательно, однородно по составу. Современный химический состав на его поверхности соответствует первоначальному химическому составу, а его изменения происходят только в центральных областях Солнца -месте протекания ядерных реакций.

• Энергия из центральных областей Солнца передается путем лучистого переноса, за исключением внешней конвективной зоны. Эти утверждения справедливы на протяжении всего периода существования Солнца.

Нейтрино, рождающиеся в результате ядерных реакций в центре Солнца, слабо взаимодействуют с его веществом и практически без

потерь покидают его. Именно поэтому они могут служить в качестве инструмента для экспериментальной проверки предсказаний ССМ (причем это прямой способ такой проверки). Солнечные нейтрино являются также уникальным источником для исследования их собственных свойств.

Поскольку в каждом термоядерном цикле образуются два нейтрино и выделяется энергия 26.8 МэВ, полный поток нейтрино от Солнца прямым образом связан с солнечной светимостью (солнечной постоянной) и составляет величину 6.6-1010 см-2сек-'. Лишь малая доля этой энергии уносится нейтрино (~ 2.24% или 0.6 МэВ). Согласно ССМ поток солнечных нейтрино состоит из нескольких компонент (рр, 7Ве, 8В, pep, 13N, 150 и hep), генерируемых в различных ядерных реакциях. На Рис.1 приведена схема этих реакций (рр - цикл), а в Табл.1 - энергии

p + p-»D + e+ + ve

I

р + D -» 3Не + у

I ±

86% 14%

3Не + 3Не -» 4Не + 2р 3Не + 4Не 7Ве + у

7Ве + е-■ 7Li + ve 7Ве + р -» 8В + у р + 7Li -> 4Не + 4Не 8В -> 8Ве + е+ + ve

8Ве -» 4Не + 4Не

Рис.1. Схема термоядерных реакций в центре Солнца согласно ССМ.

нейтрино и величины их потоков согласно ССМ Бакала и Пинсоно [7] и ожидаемая скорость захвата в хлорном и галлиевом детекторах.

Этот нейтринный поток можно зарегистрировать, используя или реакцию обратного бета - распада или процесс рассеяния нейтрино на электронах атомов мишени. В первом случае регистрируются распады образовавшихся в результате нейтринного взаимодействия радиоактивных атомов. Эти атомы предварительно выделяются из материала мишени детектора, основываясь на отличии их химических свойств от свойств атомов мишени. Поэтому этот метод называется радиохимическим и отличительным признаком его является наличие двух стадий: химико - технологической, т.е. процесса выделения нескольких десятков радиоактивных атомов из мишени массой в десятки и сотни тонн и физического - регистрации распада каждого из этих атомов. Предложен [9] также модифицированный радиохимический метод, называемый геохимическим - в котором извлечение наведенной нейтрино активности осуществляется из залегающих на большой глубине под землей геологических пород, подвергшихся нейтринному облучению в течении миллионов лет. При этом образующиеся изотопы можно регистрировать методами масс - спектрометрии ввиду сравнительно большого числа образованных атомов.

Во втором случае электрон отдачи регистрируется непосредственно в объеме детектора по черенковскому или сцинтилляционному излучению или же с помощью ионизационных детекторов (ионизационных камер, время- проекционных камер и т.д.). Этот метод в русскоязычной литературе называется «электронным» методом регистрации солнечных нейтрино.

В настоящее время находятся в эксплуатации 4 нейтринных детектора (нейтринных телескопа), с помощью которых проводятся эксперименты по измерению потока солнечных нейтрино.

Первый нейтринный детектор - радиохимический хлор-аргоновый детектор Р.Дэвиса [10] - расположен в золотоносной шахте Хоумстейк (штат Ю.Дакота, США) на глубине 4200 м.в.э. Мишень детектора представляет собой цилиндр, заполненный 615 тоннами перхлорэтилена

С2С14.

Таблица 1. Величины потоков солнечных нейтрино [8] и скорости захвата в хлор-аргоновом и галлиевом детекторах.

Источник нейтрино Поток на Расчетная скорость захвата

и энергия, МэВ Земле 37С1 71Ga

(10ю см"2сек-1) -

РР <0.42 5.91 - 69.7

ре-р 1.44 0.014 0.22 3.0

7Ве 0.38; 0.86 0.515 1.24 37.7

8В < 15 0.000662 7.36 16.1

3Не-р < 18.77 1.2М0-7 0.005 0.01

13N < 1.20 . 0.0618 0.11 3.8

15 О < 1J3 0.0545 0.37 6.3

17р < 1.74 0.000648 0.005 0.06

Сумма 6.56 9.3 137

Образующиеся под действием солнечных нейтрино в реакции уе + 37С1 -» 37Аг + е- атомы радиоактивного изотопа 37Аг с периодичностью от 1 до 3 месяцев извлекаются из раствора и их распады регистрируются с помощью миниатюрного пропорционального счетчика. Порог реакции -0.816 МэВ, ожидаемая скорость счета аргона в счетчике - 1.74 сут-1.

Средняя скорость счета нейтрино за 108 ранов составила в этом эксперименте величину 2.56 +/- 0.16 (стат.) +/- 0.15 (сист.) SNU (где 1 Solar Neutrino Unit - 1 нейтринный захват в секунду в мишени, состоящей из Ю36 атомов) [11].

Водный черенковский детектор SUPERKAMIOKANDE [12] введен в эксплуатацию весной 1996г. и находится в металл орудной шахте Камиока (Японские Альпы, Япония) на глубине 2700 м.в.э. Он представляет собой цилиндр диаметром 39.3 м и высотой 41.4 м, заполненный специальным образом очищенной водой. Полная масса воды - 50 000 т, масса части внутреннего рабочего обьема, используемого в эксперименте по детектированию солнечных нейтрино - 22 500 т (внешний обьем используется в качестве защиты от фона естественной радиоактивности и нейтронов, генерируемых мюонами). Регистрация нейтрино осуществляется по реакции упругого рассеяния нейтрино на электроне: v,e v,e. Черенковский свет, излучаемый рассеяным электроном, регистрируется с помощью 11 146 фотоэлектронных умножителей (ФЭУ) диаметром 50 см, покрывающих 40% внутренней поверхности. Порог регистрации солнечных нейтрино установлен на уровне 6.5 МэВ. Ожидаемая скорость событий при пороге 5 МэВ -30 сут-1. Измеренная величина потока борных нейтрино для этого эксперимента за период наблюдений с 31 мая 1996г. по 23 июня 1997г. составляет величину 2.42 +/- 0.06 (стат.) + 0.10/-0.07 (сист.)хЮ6 см^сек-1 [13] или 36% от величины, предсказываемой в модели Бакала и Пинсоно [8].

До запуска детектора SUPERKAMIOKANDE в этой же шахте работал детектор меньшего масштаба KAMIOKANDE [14]. Полная масса воды составляла 3 000 т, в том числе масса обьема, используемая для регистрации солнечных нейтрино - 680 т. Усредненная величина потока борных нейтрино для двух последних этапов эксперимента KAMIOKANDE (K-II и K-III) составила величину 2.80 +/- 0.19 (стат.) +/-

0.33 (сист.)хЮ6 см^сек-1 или 0.492 +/- 0.033 (стат.) +/- 0.06 (сист.) в единицах модели Бакала и Пинсоно за 2079 эффективных дней наблюдений [15].

Две международных коллаборации - российско-американская SAGE (Северный Кавказ, РФ, глубина заложения - 4550 м.в.э.) [16,17] и западноевропейская GALLEX (Аппенины, Италия, глубина заложения -3300 м.в.э) [18,19] используют для регистрации солнечных нейтрино галлий- германиевые детекторы. Регистрация нейтрино осуществляется по реакции ve + 71Ga 71Ge + е-. Низкая пороговая энергия используемой реакции (Епор. = 0.233 МэВ) позволяет регистрировать нейтрино от основной энергообразующей рр - реакции. В качестве рабочего вещества используется в первом случае около 60 т металлического галлия, во втором - 105 т раствора хлорида галлия GaCb - HCl (или 30 т галлия). Усредненные величины потока солнечных нейтрино для эксперимента GALLEX (53 рана) - 69.7 + 7.8/ - 8.1 [19] и для эксперимента SAGE (31 ран) - 74 + 11/- 10 (стат.) + 51- 7 (сист.) [17] находятся в удовлетворительном согласии друг с другом. В данной работе эксперимент SAGE рассмотрен детально как с точки зрения технического осуществления, так и с точки зрения фоновых условий.

Результаты последних расчетов потоков солнечных нейтрино согласно ССМ, рассчитанные Турк-Чиз и Лопес [20] (ТЧЛ) и Даром и Шавивом [21] (ДШ), (а также расчетов Бакала и Пинсоно [7], ранее часто используемые при анализе экспериментальных данных) для потоков нейтрино от рр, 7Ве и 8В представлены в Табл.2. Видно, что различие в предсказанных этими моделями величинах потоков солнечных нейтрино незначительно для рр - нейтрино (несколько процентов), составляет величину от 20% до 35% для 7Ве нейтрино, однако для борных нейтрино достигает уже фактора 2. Эти различия объясняются выбором входных параметром, особенно величиной сечения реакции 7Ве + р (см. Рис.1).

Однако во всех экспериментах наблюдаютс