Изучение солнечных 7Be-нейтрино в эксперименте Борексино тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.16 ВАК РФ

Российский научный центр «Курчатовский институт»

На правах

ЛИТВИНОВИЧ Евгений Александрович

ИЗУЧЕНИЕ СОЛНЕЧНЫХ 7Ве-НЕЙТРИНО В ЭКСПЕРИМЕНТЕ БОРЕКСИНО

Специальность 01.04.16 - физика атомного ядра и элементарных частиц

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва —2009

003476599

Работа выполнена в Российском научном центре «Курчатовский институт»

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук Скорохватов Михаил Дмитриевич

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Роганова Татьяна Михайловна (НИИЯФ им. Д. В. Скобельцына)

кандидат физико-математических наук Мальгин Алексей Семенович (ИЛИ РАН)

Ведущая организация:

ПИЯФ им. Б. П. Константинова РАН

Защита состоится « 30 » сентября 2009 г. в 15 часов на заседании диссертационного совета Д 520.009.03 в Российском научном центре «Курчатовский институт» по адресу: Москва, 123182, пл. академика Курчатова, дом 1.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке РНЦ «Курчатовский институт».

Автореферат разослан « /3 » С^/х Л_2009 г.

Учёный секретарь

диссертационного совета доктор физико-математических наук

А. Л. Барабанов

L ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы

Детектирование нейтрино с энергиями Е, < 1-2 МэВ сопряжено с экспериментальными трудностями, которые обусловлены малостью сечений взаимодействий нейтрино, а также тем, что энергии нейтрино лежат в области естественной радиоактивности материалов и веществ, применяемых в детекторах. По этой причине, чувствительность экспериментов к детектированию низкоэнергетических нейтрино определяется уровнем фоновой загрузки и массой мишени детектора. Для выделения эффекта над фоном требуется привлечение высокоэффективных методов очистки материалов от радиоактивных примесей и высокая степень защиты детектора от космического излучения. В больших сцингалляционных детекторах внедрение в анализ данных методов пространственной реконструкции событий позволяет выделить в мишени внутренний чувствительный объем, защищенный от фоновой активности ФЭУ и конструкционных материалов дополнительным слоем сцингиллятора.

До сих пор нейтрино от Солнца с энергиями меньше 1-2 МэВ регистрировались только радиохимическими детекторами. Недостаток радиохимических методов заключается в том, что детекторы способны регистрировать лишь интегральный поток нейтрино выше энергетического порога реакции. Информация о реакции на Солнце, в которой образуются регистрируемые радиохимическими детекторами нейтрино, неизвестна. В отличие от радиохимических экспериментов, водные черенковские детекторы являются т.н. детекторами прямого счета и дают информацию об энергетическом спектре и направлении прилета нейгрино, однако все они имеют высокий порог регистрации (-2.2^5 МэВ), обусловленный слабостью черенковского сигнала при меньших энергиях и высоким уровнем фона.

Все имеющиеся экспериментальные данные по солнечным нейтрино указывают на проявление «дефицита» нейтрино от Солнца (загадка солнечных нейгрино). К настоящему времени получены веские доводы в пользу существования переходов нейтрино из одного флейворного состояния в другое (нейтринные осцилляции). Данные эксперимента KamLAND указывают на то, что параметры нейтринных осцилляций лежат в области больших углов смешивания (LMA - Large Mixing Angle) [1]. Согласно LMA-решению теории нейтринных осцилляций, при энергиях нейтрино больше 4-5 МэВ преобладающим механизмом переходов нейтрино из одного флейворного состояния в другое являются осцилляции в веществе Солнца (эффект Михеева-Смирнова-Вольфенштейна или МСВ-

\

эффект), а при энергиях меньше 1-2 МэВ преобладают вакуумные осцилляции [2]. Таким образом, детектирование нейтрино от Солнца в низкоэнергетической области позволило бы осуществить наглядную проверку теории нейтринных осцилляций.

В органических сцинтилляторах, которые обладают высоким световыходом, возможно детектирование нейтрино с энергиями меньше 1 МэВ по (у<?~)-рассеянию. Преимущества рассеяния нейтрино на электроне перед другими реакциями взаимодействия нейтрино заключаются в чувствительности реакции ко всем сортам нейтрино и отсутствии энергетического порога. Однако, как уже отмечалось выше, ввиду высокого уровня фоновой активности в низкоэнергетической области, сцинтилляционный метод детектирования (уе")-рассеяния требует беспрецедентной радиационной чистоты сцингиллятора и материалов конструкции детекторов. Эти задачи впервые удалось решить в рамках проекта Борексино, который имеет основной целью детектирование в режиме реального времени и определение потока солнечных 7Ве-нетрино с энергией Е„= 0.862 МэВ.

Измерение потока бершшиевых нейтрино от Солнца позволит согласовать Стандартную солнечную модель с накопленными к настоящему времени экспериментальными наблюдениями солнечных нейтрино и систематизировать имеющиеся знания в области теории звездной эволюции. Кроме того, измерение потока бериллиевых нейтрино с точностью 3-5% позволило бы уменьшить неопределенности потоков нейтрино, которые образуются на Солнце в других реакциях [3]. В частности, может быть значительно уменьшена теоретическая неопределенность потоков нейтрино от СИО-цикла, который играет главную роль в звездах, массивнее Солнца. При помощи точных измерений потока бериллиевых нейтрино может быть разрешен важный для ядерной астрофизики вопрос о распространенности на Солнце тяжелых элементов.

Цель работы

1. Детектирование в режиме реального времени солнечных 7Ве-нейтрино с энергией Еу = 0.862 МэВ, испускаемых в процессе захвата электрона из солнечной плазмы ядром бериллия: 7Ве(е~, уе)71л.

2. Экспериментальное определение потока моноэнергетических бериллиевых нейтрино от Солнца.

3. Определение вероятности электронным солнечным нейтрино от 7Ве с энергией Е„ = 0.862 МэВ остаться электронными Рее (вероятность выживания).

Новизна, научная и практическая ценность работы

1. Впервые создан детектор, способный регистрировать нейтрино от Солнца и других источников с порога -60 кэВ в режиме реального времени.

2. Достигнутый уровень р/а чистоты детектора Борексино является рекордно высоким для экспериментальных установок такого класса.

3. Впервые в режиме реального времени осуществлено детектирование солнечных 7Ве-нейгрино с энергией Еу = 0.862 МэВ по реакции рассеяния на электронах атомов сцинтиллятора. До сих пор нейтрино от Солнца с энергиями меньше 1 МэВ регистрировались только радиохимическими детекторами, которые не давали информации об энергетическом спектре нейтрино.

4. Впервые измерен поток 7Ве-нейгрино от Солнца, в т.ч. с учетом эффекта нейтринных осцилляции с параметрами в области больших углов смешивания (ЬМА).

5. Полученные результаты представляют интерес с точки зрения физики слабых взаимодействий и изучения свойств нейтрино, физики за пределами Стандартной модели элекгрослабых взаимодействий (теория нейтринных осцилляций), Стандартной солнечной модели и теории звездной эволюции.

6. Разработанные в рамках проекта Борексино технологии очистки жидкостей и газов до рекордно низких концентраций р/а примесей могут быть использованы в любых отраслях промышленности, требующих применения сверхчистых веществ, в индустрии наноматериалов, при производстве электронных компонент нового поколения, фармацевтике и Т.д.

Личный вклад автора

Автором разработаны метод восстановления пространственных координат событий внутри сцинтилляционной мишени Борексино, метод восстановления энергии событий. Автор применил эти методы в процессе анализа данных детектора, в т.ч. данных, полученных во время калибровок детектора р/а источниками.

Автор исследовал особенности работы процедур восстановления пространственно-временных и энергетических характеристик событий, изучил особенности светособирания и энергетической шкалы детектора.

Автором проведено изучение фоновых характеристик детектора Борексино. Численно изучены составляющие собственного и наведенного внешними источниками фона. Осуществлено систематическое наблюдение за стабильностью фоновых условий детектора.

Автор провел анализ данных Борексино на предмет выявления событий, связанных с пучком мюонных нейтрино из ЦЕРН в подземную лабораторию Гран-Сассо.

Автор принимал участие в монтаже, подготовке к запуску и проведении эксперимента Борексино и его прототипа - СП7, сборе, накоплении и систематическом анализе экспериментальных данных.

На защиту выносятся:

1. Метод восстановления пространственных координат событий внутри сцингилляционной мишени Борексино.

2. Метод восстановления энергии событий.

3. Результаты анализа калибровочных данных Борексино, в т.ч. при помощи разработанных методов.

4. Результаты анализа фоновых условий Борексино, в т.ч. в области энергий бериллиевых нейтрино от Солнца.

5. Определение скорости счета бериллиевых солнечных нейтрино по результатам анализа энергетического спектра детектора в низкоэнергетической области.

6. Определение вероятности электронным нейтрино от Солнца с энергией Е„ = 0.862 МэВ остаться электронными Р„.

7. Определение потока солнечных нейтрино от 7Ве, в т.ч. в предположении о существовании нейтринных осцилляций с параметрами в области ЬМА.

Апробация работы

Основные результаты работы докладывались автором и другими членами коллаборации Борексино на международных конференциях и семинарах, в т.ч на следующих:

1. TAUP (Topics on Astroparticle and Underground Physics), Сендаи, Япония (2007).

2. Научная сессия-конференция РАН «Физика фундаментальных взаимодействий», Москва, Россия (2007).

3. NO-VE 2008 (Neutrino Ocsillations in Venice), Венеция, Италия

(2008).

4. Physics of Massive Neutrinos, Милос, Греция (2008).

5. XV Международный семинар по физике высоких энергий «Кварки-2008», Сергиев Посад, Россия (2008).

6. Heavy Quarks and Leptons, Мельбурн, Австралия (2008).

7. НЕЙТРИНО-2008, Кристчёрч, Новая Зеландия (2008).

8. Байкальская летняя школа по астрофизике и физике элементарных частиц, пос. Большие Коты (Иркутская обл.), Россия (2008).

9. NOW (Neutrino Oscillation Workshop), Отранто, Италия (2008).

10. PANIC (Particles And Nuclei International Conference), Эйлат, Израиль (2008).

11. Neutrino Telescopes, Венеция, Италия (2009).

12. NuGoa-2009, Гоа, Индия (2009).

Автор является лауреатом Курчатовского конкурса среди молодых научных сотрудников и инженеров-исследователей за 2005 г., лауреатом конкурса на соискание премии им. Курчатова в области научных исследований за 2006 и 2008 гг.

Публикации

По теме диссертации опубликовано 9 печатных работ, список которых приводится в конце автореферата.

Объем и структура диссертации

Основной текст диссертации изложен на 115 страницах и состоит из введения, четырех глав и заключения. В тексте содержится 33 рисунка и 9 таблиц. Список цитированной литературы состоит из 81 наименований.

П. КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ

Во введении формулируются цели работы, обосновывается актуальность проблемы детектирования бериллиевых нейтрино от Солнца.

В первой главе обсуждаются механизмы генерации энергии Солнцем, рассматривается теория нейтринных осцилляций и рассеяние нейтрино на электроне в Стандартной модели электрослабых взаимодействий - процесс, который лежит в основе детектирования нейтрино от Солнца в эксперименте Борексино. Приводятся результаты вычислений энергетического спектра электронов отдачи для случая рассеяния 7Ве солнечных нейтрино.

Согласно Стандартной солнечной модели (ССМ), слияние протонов в центральных областях Солнца более чем в 99% случаев инициирует т.н. протон-протонный цикл (до-цикл) - последовательность ядерных реакций, конечным продуктом которой является гелий. В остальных случаях реализуется т.н. углеродно-азотно-кислородный (СЖ)) цикл. Общее превращение, происходящее в результате цепочек таких реакций, символически представляется уравнением:

*р-*а + 2е+ + 2уе (1)

Полная энергия, выделяющаяся в результате одного конечного превращения (1), составляет -26.7 МэВ, из которых -0.6 МэВ уносят нейтрино.

Табл. 1. Потоки солнечных нейтрино для реакций рр- и СИО-циклов, рассчитанные в рамках ССМ, и их неопределенности [4].

Реакция на Солнце Энергия V,, МэВ Поток V,, см7 с-1 %, сг

РР р + р—> (1+ е+ + <0.420 5.97 • 10ш 6

рер р + ё~+р—*с1+уе 1.442 1.41 • 10* 1.1

Иер 'Не+р->4Не + е+ + уг < 18.773 7.90 • 103 15

'Ве е~ + 7Ве —> 71л + V, 0.862 (90%) 0.384 (10%) 5.07 • 109 6

йВ-> йВе* + е+ + у„ < 14.06 5.94 • 106 11

<1.20 2.88 • 10" 15

140 <1.73 2.15- 10* +17 -16

1'р "Б—>■1'0 + е++ V, <1.74 5.82 • 106 +19 -17

Нейтрино образуются в солнечном ядре в пяти различных ядерных реакциях внутри /умдакла и трех реакциях внутри СМЭ-цикла. Энергии всех солнечных нейтрино лежат в области 0 * 18.8 МэВ, при этом почти 99% нейтрино имеют энергии меньше 1 МэВ. В табл. 1 приведены значения

потоков солнечных нейтрино для реакций рр- и СЫО-циклов, рассчитанные в рамках ССМ, и их неопределенности [4]. Как следует из таблицы, неопределенность предсказания потока 7Ве-нейтрино составляет на сегодняшний день 6%.

В Стандартной модели электрослабых взаимодействий нейтрино -безмассовая частица. Одним из проявлений физики за пределами Стандартной модели является теория нейтринных осцилляций, для существования которых необходимо, чтобы нейтрино имели массу. Предполагается, что флейворные собственные состояния \ь>м>, проявляются линейными комбинациями массовых собственных состояний, после чего волновая функция электронного нейтрино разлагается по волновым функциям массовых состояний. Так как различные массовые состояния двигаются с различными скоростями, то относительные фазы в коэффициентах разложения меняются со временем. Это приводит к тому, что в разные моменты времени первоначально электронное флейворное состояние имеет разную вероятность быть зарегистрированным, как электронное.

В настоящее время существуют веские экспериментальные доводы в пользу существования нейтринных осцилляций. Данные эксперимента КатЬАЖ) указывают на то, что параметры осцилляций лежат в области больших углов смешивания (ЬМА): Ат*2 =7.58!"!, -КГ'эБ2,

Ш20п =0.56^49 П].

Рис. 1. Энергетический спектр элеюронов отдачи в случае рассеяния 7Ве солнечных нейтрино с учетом энергетического разрешения детектора. Кривая 1 соответствует рассеянию электронных, а кривая 2 - рассеянию мюонных или тау-нейтрино.

Если существуют осцилляции, тогда ve могут переходить в v^ или vT. На рис. 1 приведен энергетический спектр электронов отдачи в случае рассеяния бериллиевых нейтрино от Солнца с энергией Ev = 0.862 МэВ. Кривая 1 соответствует рассеянию электронных, а кривая 2 - рассеянию мюонных или тау-нейтрино. Кривые нормированы на полные сечения (ve~)-рассеяния. Хотя максимальная энергия электронов отдачи, определяемая из законов сохранения энергии и импульса, составляет 0.665 МэВ, конечное энергетическое разрешение детектора приводит к тому, что экспериментально измеряемый спектр электронов отдачи простирается вплоть до энергий ~800 кэВ.

Вторая глава посвящена разработке методов восстановления пространственных координат и энергии событий внутри сцинтилляционной мишени Борексино, а также анализу, в т.ч. при помощи разработанных методов, полученных в ходе калибровок детектора р/а источниками экспериментальных данных.

Борексино - это жидко-сцингилляционный детектор, установленный в подземной лаборатории Гран-Сассо (Италия) на глубине 3800 м.в.э. Схематическое изображение детектора приведено на рис. 2. Мишенью служит 278 т жидкого органического сцингиллягора (PC + 1.5 г/л РРО), залитых в тонкую (125 мкм) нейлоновую сферу радиусом 4.25 м. Внутренняя сфера со сцинтиллятором расположена внутри другой нейлоновой сферы радиусом 5.5 м, в которую залит PC + 5 г/л DMP. DMP гасиг собственные сцинтилляции PC, а нейлон служит барьером для защиты мишени от возможной диффузии радона извне.

Две нейлоновые сферы, вложенные друг в друга, находятся внутри стальной сферы радиусом 6.85 м., которая также заполнена PC + DMP. На стальной сфере установлены 2212 ФЭУ, изготовленные из низкорадиоактивных материалов. Стальная сфера установлена на мощных опорах внутри цилиндрического бака радиусом 9 м. и высотой 16.9 м., в который залито 2100 м3 сверхчистой воды. Водяной бак служит защитой мишени от внешней фоновой радиоактивности (у-кванты и нейтроны от горных пород, окружающих детектор). Кроме того, внутри водяного бака установлены 208 ФЭУ (т.н. внешний детектор), которые регистрируют черенковский свет, оставляемый в воде пролетающими высокоэнергетическими мюонами.

Борексино приступил к сбору данных 15 мая 2007 г. Нейтрино регистрируются детектором по рассеянию на электронах атомов сцинтиллятора. Энергетическое окно для детектирования бериллиевых солнечных нейтрино составляет —250-^800 кэВ. Для каждого события в Борексино определяются его энергия и положение в пространстве.

6

?

7

Рис. 2. Схематическое изображение детектора Борексино: 1 - нейлоновая сфера со сцинтиллятором (Я = 4.25 м.); 2 - стальная сфера (Я = 6.85 м.); 3 -фотоэлектронные умножители; 4 - фотоэлектронные умножители внешнего (мюонного) детектора; 5 - внутренний чувствительный объем в мишени детектора; 6 - нейлоновая сфера (Я = 5.5 м.); 7 - водяной бак (Л = 9 м, Я = 16.9 м).

В настоящей работе был развит и применен алгоритм пространственной реконструкции сцинтилляционных событий, который вкратце заключается в следующем: за начало отсчета времени берется момент срабатывания первого из N сработавших в данном событии ФЭУ, а Г, = (/, - /0), / = 1, 2, .., N - времена срабатывания остальных ФЭУ относительно первого. Время Тв пути, затраченное первым зарегистрированным фотоном на свой путь от точки, в которой произошло событие, до фотокатода ФЭУ, неизвестно и поэтому, наряду с пространственными координатами события хк (к = 1, 2, 3), является параметром, подлежащим оценке.

Вид распределения, которому подчиняются измеряемые величины Т, = - ¡о), определяется, в основном, временем высвечивания сцинтиллятора. Искомые координаты события находятся в результате минимизации функции правдоподобия.

Свойством больших сцинтилляционных детекторов является неоднородность светособирания, которая проявляется тем сильнее, чем ближе к ФЭУ происходит событие. В том случае, когда уже известны пространственные координаты события, процедура восстановления его энергии внутри сцинтилляционной мишени позволяет учесть геометрию детектора и повысить степень однородности светособирания a posteriori.

Разработанный алгоритм восстановления энергии вкратце заключается в следующем: для каждого /-го ФЭУ производятся вычисления телесного угла i2, с вершиной в точке, в которой произошло событие, и определяется ожидаемое число фотоэлектронов, которое должен был бы собрать этот ФЭУ :

Si ожидаем. = Ех ■>]■ О., ■ ехр(-¿Д), (2)

где rj - средняя квантовая эффективность фотокатода, U - расстояние от точки события до /-го ФЭУ, Я - длина поглощения света в сцинтилляторе и Ех — искомая энергия события в единицах числа фотонов на стерадиан. В предположении о Пуассоновском распределении заряда, собираемого фотоумножителями, снова строится функция правдоподобия, в которой функцией плотности вероятности будет:

,q Qi измерен, ч . ехп(_(П \

Vli J ожидаем. J t ожидаем.^

('шмерен.? Дожидаем.) О)

(б i измерен )•

Искомая энергия события Ех будет найдена в результате минимизации функции правдоподобия.

Анализ калибровочных данных с р/а источниками показывает неравнозначность верхней и нижней полусфер детектора с точки зрения светособирания. Так, в случае источника в точке с координатой г - 4 м. (дг = у = 0), фотоумножители собирают на 8% меньше света относительно событий в центре с той же энергией. Для источника, расположенного в точке с координатой z = -4 м., потеря светособирания составляет 24%. В этих случаях, разработанный алгоритм восстановления энергии позволяет свести потери в светособирании к 2 и 6%, соответственно.

Анализ данных нейтронного источника Аш-Ве и у-источников 85Sr и 54Мп показал, что энергетическая шкала Борексино не является линейной. Экспериментальные данные описаны в рамках модели, предложенной Бирксом [5]. По результатам данных нейтронного источника определено время жизни нейтрона в экспериментальной установке Борекино: г= 256.2 ± 0.5 мкс.

Энергетическое разрешение Борексино (а/Е, %) обратно пропорционально корню квадратному из энергии. Оно составляет 6% (14% Р\УНМ) при энергии 1 МэВ.

Пространственное разрешение составляет 12 см в центре детектора при энергии ~550 кэВ. Этот результат находится в согласии с результатами, полученными при анализе смоделированных для Борексино методами Монте-Карло данных. По мере удаления р/а источника от центра (Л > 3 м.) наблюдается падение пространственного разрешения, которое, очевидно, связано с падением светособирания.

Третья глава посвящена изучению фоновых характеристик Борексино. Отдельно рассматриваются собственный и внешний фон детектора, приводятся результаты наблюдений за стабильностью фоновых условий детектора. В этой же главе представлены результаты наблюдений в Борексино пучка который направляется в подземную лабораторию Гран-Сассо из ЦЕРН в рамках проекта СКвБ [6].

В Борексино выделение нейтринных событий ведется в области энергий естественной радиоактивности материалов. По этой причине изучение фоновых характеристик детектора и тщательный отбор событий, связанных с фоном и имитирующих (уе~)-рассеяние, является приоритетной задачей анализа данных. Все возможные источники фона в Борексино могут быть разделены на внутренние, т.е. связанные с используемыми в детекторе материалами и веществами, и внешние, т.е. такие, которые связаны с высокоэнергетическими космическими мюонами или нейтронами и у-квантами, проникающими в детектор извне. Поток мюонов в подземной лаборатории Гран-Сассо на глубине 3800 м.в.э. составляет 1.1 шг/(час • м2) [7]. Более чем в 99% случаев пролетающие мюоны вызывают срабатывание ФЭУ внешнего детектора и поэтому легко отсекаются.

Главным источником наведенного космическими мюонами фона является изотоп углерода ИС (/?+, <2тах = 0.96 МэВ, Тш = 20.38 мин.), распадающийся по схеме: ИС —► ИВ + е+ + уг. Скорость образования "Св Борексино измерена на уровне 24 ± 1 (стат.) ± 2 (сист.) соб./(сут • 100 т.).

Появление быстрых нейтронов в детекторе возможно в результате взаимодействий мюонов с мишенью и конструкционными материалами. Источниками нейтронов могут быть также горные породы и бетонные конструкции подземной лаборатории. Мишень Борексино защищена от внешней фоновой активности слоями буферной жидкости и воды. Кроме того, вьщеление в мишени методами пространственной реконструкции сферического чувствительного объема (Я < 3 м.) обеспечивает дополнительную защиту слоем сцингиллятора толщиной более метра. Образовавшиеся в детекторе нейтроны замедляются и захватываются

водородом с испусканием у-кванта с энергией 2.23 МэВ или углеродом с испусканием у-кванта с энергией 4.95 МэВ.

Основной вклад в собственный фон детектора вносит сцинтиллятор. Экспериментально измеряемый спектр 14С Q^ = 156 кэВ, T\t2 ~ 5730 лет) простирается вплоть до энергий -250 кэВ в силу конечного энергетического разрешения детектора. Электроны от ^-распада 14С в сцинтиллягоре невозможно отличить от нейтринных событий. Таким образом, энергетическое окно для детектирования солнечных 7Ве-нейтрино ограничено снизу энергией -250 кэВ. Содержание 14С в сцинтиллягоре определено на уровне (2.7 ± 0.6) • 10"18 (14C/l2C).

Содержание 238U, 232Th и 85Кг, вносящих основной вклад в фон в нейтринном окне 250-=-800 кэВ, определялось по методикам задержанных совпадений, которые отрабатывались ранее на прототипе Борексино -CTF. Отбор событий 214Bi - 214Ро (ряд 238U) и 2I2Bi - 212Ро (ряд 232Th) за время сбора данных 192 суток дает следующие значения для концентраций примесей 238U и 232Th в сцинтиллягоре:

°"U: (1.6 ±0.1) • 10'17г/г, етТЬ:(б.8±1.5)- 10"18г/г.

Для содержания 85Кг в сцинтилляторе Борексино получено значение: 29 ± 4 соб./(сут • 100 т). Достигнутый уровень радиационной чистоты жидкого органического сцинтиллятора является рекордно высоким для экспериментальных установок такого класса.

В Борексино, влияние на измерения солнечных нейтрино событий, связанных с пучком vM из ЦЕРН, аналогично влиянию космических мюонов. Детектор регистрирует по черенковскому излучению релятивистские мюоны и электроны, которые образуются в результате взаимодействий с горными породами и материалами конструкции. Для идентификации событий взаимодействия пучка проводится сравнение значений абсолютных времен события в Борексино с абсолютным временем формирования пучка в ЦЕРН. Расстояние от ЦЕРН до подземной лаборатории Гран-Сассо составляет 732 км. Нейтринный пучок пролетает это расстояние за 2.4 мс. Эффективность регистрации в Борексино событий, коррелированных с работой пучка определена на уровне 75%.

Отдельный раздел третьей главы посвящен наблюдениям за стабильностью фоновых условий детектора за выбранный для анализа период сбора данных. Еженедельно в единицах числа событий в сутки определялся счет детектором следующих классов фоновых событий:

1. Космические мюоны. Загрузка мюонного вето Борексино измерена на уровне (4208 ± 88) соб./сут.

2.214Ро (а, Е = 7.83 МэВ, Тш = 164 мкс), ряд 23SU. Скорость счета 214Ро внутри всей мишени массой 278 т. измерена на уровне (10.1 ± 1.4) соб./(сут • 278 т). Скорость счета в чувствительной массе 100 т. находится на уровне 0+2 соб./сут.

3. 212Ро (а, Е = 8.95 МэВ, Тш = 299 не), ряд 232Th. Уровень счета составил (1.5 ± 0.7) соб./(сут • 278 т), при этом внутри чувствительного объема детектируется только 4.4% от полного числа событий.

4. События в области энергий Е = 2+5 МэВ. В этой области энергий ожидается детектирование фоновой активности, связанной с ФЭУ. Скорость счета в чувствительном объеме 100 т. составила (5.5 ± 1.5) соб./(сут • 100 т).

Наблюдения за стабильностью и контроль фоновых условий важны с точки зрения понимания детектора и дальнейшего анализа как статистических, так и систематических погрешностей. Возрастание уровня фона по одной из компонент может определять стратегию анализа в соответствующие периоды сбора данных.

В четвертой главе рассматривается энергетический спектр Борексино. По результатам анализа энергетического спектра определяется скорость счета и поток 7Ве-нейтрино от Солнца. Определяется вероятность выживания электронных солнечных нейтрино с энергией Ev = 0.862 МэВ

Начальный этап работы со спектром заключается в последовательном вычитании из первичного спектра событий, которые при помощи описанных в третьей главе методик были идентифицированы, как фоновые. Далее, при помощи методов пространственной реконструкции событий, рассмотренных в главе 2, в мишени детектора выделяется внутренний чувствительный объем. Получившийся спектр анализируется при помощи стандартного метода наименьших квадратов для определения вклада в спектр от солнечных нейтрино бериллиевой линии и оставшихся компонент фона, которые на предыдущих этапах не удалось исключить из анализа.

В общем случае непрерывных нейтринных спектров, число взаимодействий нейтрино в мишени детектора в единицу времени определяется, как:

R= J dTe J dEv

- dcre(Ev,Te) da/Jt(Ev,Te)

dT dT.

Ш .Ml (4) ' dE.

где Те - кинетическая энергия электрона после рассеяния, Еу - энергия

с!Фе

налетающего нейтрино, Ие - число электронов в мишени, - -

с1(7е

дифференциальный поток нейтрино, —- дифференциальные сечения

с1Те

(уе")-рассеяния, Рее - средняя в области энергий от Е0 до Еу вероятность

электронному нейтрино остаться электронным (вероятность выживания). Поток бериллиевых нейтрино от Солнца в рамках Стандартной солнечной модели (табл. 1): Ф(7Ве) = 5.07 • 109 см"2 с1.

На основании (4), вычисления предсказываемой для Борексино скорости счета бериллиевых нейтрино от Солнца с энергией Е„ = 0.862 МэВ дают:

Я = 78 ± 5 соб./(сут • 100 т)

В модели с осцилляциями с параметрами в области ЬМА, для скорости счета получается значение:

К = 49 ±4 соб./(сут • 100 т)

На рис. 3 представлен энергетический спектр Борексино, измеренный за 192 дня. Кривая 1 представляет собой первичный, суммарный спектр событий. Кривая 2 получается после исключения из спектра 1 следующих классов событий: (а) связанных с мюонами и зарегистрированных в течение 100 мс после мюона; (б) событий, идентифицированных как задержанные совпадения 214В1 - 214Ро, 212В1 - 212Ро или 85Кг -8 Ш). Кривая 3 получена после исключения из анализа событий, восстановленных методом реконструкции пространственных координат за пределами внутреннего чувствительного объема.

Пик в области -400 кэВ образован долгоживущим (г = 199.6 сут) а-радиоакгивным 210Ро - дочерним ядром 222Яп. Хорошо видно, что 210Ро вносит значительный вклад в счет детектора в нейтринном окне. В начале сбора данных (май 2007 г.) скорость счета 210Ро в чувствительном объеме находилась на уровне ~8 тыс. соб./(сут • 100 т). Увеличение счета детектора в области Е~ 0.8 + 2 МэВ связано с долгоживущим изотопом 11 С, который образуется в результате взаимодействий в детекторе космических мюонов. Видно, что ПС не влияет на измерения в области энергий 250+800 кэВ.

Рис. 3. Энергетический спектр детектора Борексино, измеренный за 192 дня: 1 - первичный суммарный спектр событий; 2 - спектр после исключения из спектра 1 следующих классов событий: (а) связанных с мюонами и зарегистрированных в течение 100 мс после мюона; (б) событий, идентифицированных как задержанные совпадения 214В1 - 214Ро, 212В1 - 212Ро или 85Кг - 8 Из; 3 - спектр после исключения событий, восстановленных методом реконструкции пространственных координат за пределами внутреннего чувствительного объема

Вклад в энергетический спектр событий от бериллиевых нейтрино определяется на основании анализа стандартным методом наименьших квадратов. Свободными параметрами процедуры подгонки энергетического спектра являются следующие:

- 7Ве солнечные нейтрино;

- солнечные нейтрино от СЫО-цикла;

- световыход сцинтиллятора;

- среднее, дисперсия и константа нормального распределения а-событий 210Ро;

-210Ш; -ПС;

-85Кг.

На рис. 4 представлены энергетический спектр детектора и кривая наилучшей подгонки в области энергий 270 -г- 1650 кэВ. Значение х* составляет 55 при 60 степенях свобода Расчетный спектр электронов отдачи в случае рассеяния 7Ве солнечных нейтрино (рис. 1) хорошо согласуется с экспериментально измеренным спектром в области энергий ~550 800 кэВ, в которой счет детектора от событий (уе~)-рассеяния 7Ве

солнечных нейтрино преобладает над фоном, преобладающим является вклад в спектр от 210Ро.

При меньших энергиях

о

3 Ю> *

I>

10

ей

(г)

у

° 1

чэ

о -(О-1 и

о т

Рис. 4. Энергетический спектр детектора и кривая наилучшей подгонки в области энергий 270 -ъ 1650 кэВ.

В результате, скорость счета детектором беришшевых солнечных нейтрино с энергией Е„ = 0.862 МэВ составила:

Д(7Ве) = 49 ± 3 (стат.) ± 4 (сист.) соб./(сут • 100 т)

= 49 ± 6.1% (стат.) ± 8.5% (сист.) соб./(сут • 100 т),

где первая и вторая ошибки связаны, соответственно, со статистикой и систематикой. На основании измеренной Борексино скорости счета 7Ве солнечных нейтрино определена вероятность электронным солнечным нейтрино с энергиейЕ„= 0.862 МэВ остаться электронными:

Ле = 0.56 ±0.10

Найденное значение находится в согласии с величиной Рее = 0.541 ± 0.017, полученной путем аппроксимации реакторных и имеющихся солнечных (кроме Борексино) данных [1]. В случае отсутствия осцилляций Ры = 1. Таким образом, можно заключить, что результаты измерений Борексино не согласуются с гипотезой отсутствия нейтринных осцилляций на уровне 4а

600 800 1000 1200 Энергия, кэВ

В модели без осцилляции, измеренный Борексино полный поток бериллиевых нейтрино от Солнца у поверхности Земли равен:

Ф(7Ве) = (2.74 ± 0.27) • 109 см"2 с1

Напомним, что предсказываемый в С СМ поток бериллиевых нейтрино: Ф(7Ве) = 5.07 • 109 см"2 с"1 (табл. 1). Таким образом, детектируемый Борексино поток солнечных 7Ве-нейтрино меньше ожидаемого в 1.8 раза. Это подтверждает наличие «дефицита» солнечных нейтрино, который наблюдался всеми радиохимическими и водными черенковскими детекторами нейтрино от Солнца.

В модели с осцилляциями, на основании экспериментально измеренного Борексино значения Ра, для полного потока бериллиевых нейтрино от Солнца получаем:

Ф(7Ве) = (5.18 ± 0.51) • 109 см'2 с"1

Это значение находится в согласии с предсказаниями ССМ.

Борексино является первым в мире детектором, измерившим поток бериллиевых нейтрино от Солнца. Точность измерений составила 10%.

В заключении суммируются результаты, полученные в работе.

III. ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ РАБОТЫ

Результаты, полученные в настоящей диссертационной работе, состоят в следующем:

1. Разработаны алгоритмы восстановления пространственных координат и энергии событий в жидко-сцингилляционной мишени Борексино. Проведен анализ калибровочных данных Борексино, в т.ч. при помощи разработанных методов.

2. Численно изучены составляющие наведенного и собственного фона детектора Борексино. Осуществлены систематические наблюдения за стабильностью фоновых условий внутри детектора.

3. Впервые в режиме реального времени осуществлено детектирование солнечных нейтрино бериллиевой линии с энергией Еу = 0.862 МэВ по реакции (уе")-рассеяния.

4. Определена скорость счета сцингилляционным детектором Борексино бериллиевых солнечных нейтрино с энергией Еу = 0.862 МэВ: Я( Ве) = 49 ± 3 (стат.) ± 4 (сист.) соб./(сут • 100 т).

5. Определен полный поток бериллиевых нейтрино от Солнца:

- в модели без осцилляций: Ф(7Ве) = (2.74 ± 0.27) • 109 см"2 с"1 . Найденное значение подтверждает наличие «дефицита» солнечных нейтрино;

- в модели с осцилляциями с параметрами в области больших углов смешивания (ЪМА): Ф(7Ве) = (5.18 ± 0.51) • 109 см'2 с"1 . Это значение находится в согласии с предсказаниями ССМ.

6. Определена вероятность выживания электронных солнечных нейтрино от Ве с энергией 0.862 МэВ: Рее = 0.56 ± 0.10. Результаты измерений Борексино не согласуются с гипотезой отсутствия нейтринных осцилляций (Рее = 1) на уровне 4а.

ЛИТЕРАТУРА

1. S. Abe et al. (KamLAND Collab.), Precision measurement of neutrino oscillation parameters with KamLAND, Phys. Rev. Lett. 100,221803 (2008).

2. J. N. Bahcall, C. Pena-Garay, Solar models and solar neutrino oscillations, New J. Phys. 6,63 (2004).

3. J. N. Bahcall, C. Pena-Garay, A road map to solar neutrino fluxes, neutrino oscillation parameters, and tests for new physics, J. High Energy Phys. 11, 004 (2003).

4. C. Pena-Garay, A. M. Serenelli, Solar neutrinos and the solar composition problem, astro-ph/0811.2424 (2008).

5. J. B. Birks, The theory and practice of scintillation counting, Macmillan, New York, 1964.

6. R. Bayley et al., Preprint CERN-SL/99-034(DI), INFN/AE-99/05 (1999).

7. M Ambrosio et al. (MACRO Collab.), Measurement of the energy spectrum of underground muons at Gran Sasso with a transition radiation detector, Astropart. Phys. 10, 11 (1999); M. Ambrosio et al. (MACRO Collab.), Measurement of the residual energy of muons in the Gran Sasso underground laboratories, Astropart. Phys. 19, 313 (2003).

Основные результаты диссертации опубликованы в работах:

1. Е. А. Литвинович (от имени коллаборации Борексино), Первые результаты наблюдения 7Ве солнечных нейтрино детектором Борексино, ЯФ 72, 3 (2009).

2. М. Д. Скорохватов, Е. А. Литвинович, Исследование солнечных нейтрино в эксперименте «Борексино», Природа 2,77 (2009).

3. Е. А. Литвинович, И. Н. Мачулин, А. А Сабельников, М. Д. Скорохватов, Ю. А. Суворов, С. В. Сухотин, А. В. Этенко, Физический пуск детектора Борексино: первые результаты, препринт ИАЭ-6531/2, Москва (2008).

4. С. Arpesella et a!., (Borexino Collab.), Direct Measurement of the 7Be Solar Neutrino Flux with 192 Days of Borexino Data, Phys. Rev. Lett. 101, 090401 (2008).

5. C. Arpesella et al., (Borexino Collab.), First real time detection of 7Be solar neutrinos by Borexino, Phys. Lett. В 658,101 (2008).

6. G. Alimonti et al. (Borexino Collab.), The Borexino detector at the Laboratori Nazionali del Gran Sasso, Nucl. Instrum. Methods A 600, 568 (2009).

7. E. А. Литвинович, И. H. Мачулин, А. А Сабельников, М. Д. Скорохватов, Ю. А. Суворов, С. В. Сухотин, А. В. Этенко, Наблюдение первых событий взаимодействия пучка мюонных нейтрино из ЦЕРН с помощью детектора Борексино, препринт ИАЭ-6436/2, Москва (2006).

8. Е. А. Литвинович, Анализ спектра фона детектора CTF, препринт ИАЭ-6371/5, Москва (2005).

9. Е. А. Литвинович, Разработка метода анализа данных детектора Борексино, препринт ИАЭ-6325/2, Москва (2004).

Подписано в печать 21.05.2009. Формат 60x90/16 Печать офсетная. Усл. печ. л. 1,25 Тираж 80. Заказ 64

Отпечатано в РНЦ «Курчатовский институт» 123182, Москва, пл. Академика Курчатова, д. 1

Введение.

ГЛАВА 1. Физика нейтрино от Солнца.

1.1. Потоки нейтрино от Солнца в Стандартной солнечной модели.

1.1.1. Генерация энергии Солнца.

1.1.2. Энергетический спектр солнечных нейтрино.

1.1.3. Неопределенности, влияющие на вычисления потоков нейтрино от Солнца.

1.2. Осцилляции солнечных нейтрино.

1.2.1. Осцилляции в вакууме.

1.2.2. Осцилляции в веществе.

1.2.3. Влияние осцилляций с параметрами в области ЬМА на измеряемые потоки солнечных нейтрино.

1.3. Рассеяние нейтрино на электроне, как метод детектирования солнечных ^ уе

1.3.1. Сечение (уе~)-рассеяния в Стандартной модели. 33-^

1.3.2. Расчет энергетического спектра электронов отдачи в случае рассеяния бериллиевых солнечных нейтрино.

ГЛАВА 2. Разработка методов восстановления пространственных координат и энергии событий внутри сцинтилляционной мишени

2.1. Экспериментальная установка Борексино.

2.2. Восстановление пространственных координат событий.

2.3. Восстановление энергии событий.

2.4. Анализ калибровочных данных Борексино.

2.4.1. Фторопластовые диффузоры на нейлоновой сфере.

2.4.2. Нейтронный источник Ат-Ве.

2.4.3. у-источники 54Мп и 85Бг.

2.4.4. а-источник 22211п

ГЛАВА 3. Изучение фоновых характеристик детектора Борексино

3.1. Радиоактивность, связанная с внешними источниками.

3.1.1. Космические мюоны.

3.1.2. Нейтроны.

3.2. Собственный фон детектора.

3.2.1. Сцинтиллятор.

3.2.2. Другие, связанные с детектором, источники фона.

3.3. Пучок из ЦЕРН в лабораторию Гран-Сассо.

3.4. Наблюдения за стабильностью фоновых условий внутри детектора

3.4.1. Стабильность загрузки мюонного вето.

Л А л^о

3.4.2. Стабильность счета Ро (ряд Ц) в сцинтилляторе.

3.4.3. Стабильность счета Ро (ряд ТИ) в сцинтилляторе.

3.4.4. Стабильность счета в области энергий Е = 2 + 5 МэВ.

ГЛАВА 4. Анализ энергетического спектра Борексино.

4.1. Вычисление ожидаемой для Борексино скорости счета солнечных бериллиевых нейтрино.

4.2. Экспериментальный спектр детектора в низкоэнергетической области

4.2.1. Скорость счета детектором Ве солнечных нейтрино.

4.2.2. Определение вероятности выживания 'Ве солнечных неитрино Рее.

4.2.3. Определение потока 7Ве солнечных нейтрино.

4.2.3.1. Гипотеза отсутствия осцилляций.

4.2.3.2. Гипотеза существования осцилляций.

4.3. Замечания к ошибкам полученных результатов.

Настоящая диссертационная работа посвящена изучению моноэнергетических (Е = 0.862 МэВ) «бериллиевых» нейтрино от Солнца при помощи сверхнизкофонового, жидко-сцинтилляционного детектора Борексино. Детектирование этих нейтрино было осуществлено впервые в режиме реального времени по реакции рассеяния на электронах внутри сцинтилляционной мишени. В результате, стало возможным экспериментальное определение потока этих нейтрино и осуществление наглядной проверки теории нейтринных осцилляций.

Детектирование нейтрино с энергиями Еу < 1-2 МэВ сопряжено с экспериментальными трудностями, которые обусловлены малостью сечений взаимодействий нейтрино, а также тем, что энергии нейтрино лежат в области естественной радиоактивности материалов и веществ, применяемых в детекторах. По этой причине, чувствительность экспериментов к детектированию низкоэнергетических нейтрино определяется уровнем фоновой загрузки и массой мишени детектора. Для выделения эффекта над фоном требуется привлечение высокоэффективных методов очистки материалов от радиоактивных примесей и высокая степень защиты детектора от космического излучения.

Согласно Стандартной солнечной модели (ССМ), нейтрино уносят менее 3% энергии термоядерного превращения водорода в гелий и имеют энергии 0-^18.8 МэВ, однако почти 99% покидающих Солнце нейтрино имеют энергии меньше 1 МэВ. Наиболее многочисленными (-91%) являются т.н. /тр-нейтрино (Еу < 0.43 МэВ), образующиеся в центральных областях Солнца в реакции р + р —> с/ + е+ + ус. Детектирование и определение потока солнечных /7/7-нейтрино является, по-видимому, завтрашним днем экспериментальной нейтринной астрофизики. Примерно 7% потока солнечных нейтрино составляют т. н. бериллиевые нейтрино, которые образуются на Солнце в результате захвата ядром бериллия электрона из

7 1 • солнечной плазмы: е~ + Ве —> 1л + VЭти нейтрино в 90% случаев имеют энергию Еу= 0.862 МэВ и в 10% случаев Еу= 0.384 МэВ.

До сих пор нейтрино от Солнца с энергиями меньше 1-2 МэВ детектировались только в радиохимических экспериментах. Предложение использовать для этой цели реакцию уе + 37С1 —>37Аг + е~ (1) было впервые высказано Б. М. Понтекорво [1]. Порог реакции составляет 0.814 МэВ. Более низким порогом (0.233 МэВ) обладает реакция: 71Оа -> + е , (2) на возможность использования которой впервые обратил внимание В. А. Кузьмин [2]. В обоих случаях, количество образовавшихся в детекторах

4*7 71 атомов Аг (Т\12 = 35.04 сут) или Се (7щ = 11.43 сут) может быть эффективно подсчитано при помощи методов радиохимии.

Недостаток радиохимических методов заключается в том, что детекторы способны регистрировать лишь интегральный поток нейтрино выше энергетического порога реакции. Информация о реакции на Солнце, в которой образуются регистрируемые радиохимическими детекторами нейтрино, остается в этом случае неизвестной. В отличие от радиохимических экспериментов, водные черенковские детекторы являются т.н. детекторами прямого счета и дают информацию об энергетическом спектре и направлении прилета нейтрино, однако все они имеют высокий порог регистрации (-2.2-^5 МэВ), обусловленный слабостью черенковского сигнала при меньших энергиях, а также высоким уровнем фона.

Последние измерения концентрации тяжелых ядер на поверхности Солнца (имеется в виду относительная распространенность по массе элементов тяжелее гелия) показали, что их распространенность меньше, чем предполагалось ранее [3]. В то же время, солнечные модели, в которые было заложено новое значение концентраций, противоречат данным последних гелиосейсмологических измерений [4]. Вычисляемые в рамках солнечных моделей потоки нейтрино являются чувствительными к распространенности на Солнце тяжелых элементов. В частности, разность в величинах предсказываемых потоков бериллиевых солнечных нейтрино в моделях, отличающихся содержанием тяжелых элементов, достигает 10%. Детектирование и экспериментальное определение потока бериллиевых нейтрино с точностью 5% позволило бы ответить на важный в теории звездной эволюции вопрос о распространенности на Солнце элементов, тяжелее гелия [5].

Все имеющиеся экспериментальные данные по солнечным нейтрино указывают на проявление «дефицита» нейтрино от Солнца (загадка солнечных нейтрино). К настоящему времени получены убедительные доводы в пользу существования переходов нейтрино из одного флейворного состояния в другое (нейтринные осцилляции). На существование осцилляций указывают данные нескольких экспериментов с реакторными и атмосферными нейтрино. Среди экспериментов с солнечными нейтрино важнейший результат получен в нейтринной обсерватории Садбери (SNO -Sudbury Neutrino Observatory) с помощью детектора на тяжелой воде с массой мишени 1000 т., который ведет сбор данных с 1999 г. Детектор регистрирует взаимодействия солнечных нейтрино как по заряженному, так и по нейтральному каналам в реакциях: vc + d —> р + р + е (3) vx + d—>p + n + vx (4) v* + е--* vr + е~ (х = е, ц, т) (5)

Реакция (3) протекает с участием заряженного, а реакция (4) с участием нейтрального тока. Рассеяние нейтрино на электроне (5) протекает с участием заряженного и нейтрального слабых токов в случае ve и с участием только нейтрального тока в случае vM и vr. Одновременная чувствительность детектора к реакциям (3-5) позволила измерить не только электронную компоненту солнечного нейтринного излучения, но и ту его часть, которая в результате осцилляций перешла в v;i или vr [6], [7], [8].

Данные эксперимента KamLAND указывают на то, что параметры нейтринных осцилляций лежат в области больших углов смешивания (LMA -Large Mixing Angle) [9]. Согласно LMA-решению теории нейтринных осцилляций, при энергиях нейтрино больше 4-5 МэВ преобладающим механизмом переходов нейтрино из одного флейворного состояния в другое являются осцилляции в веществе Солнца (эффект Михеева-Смирнова-Вольфенпггейна или МСВ-эффект), а при энергиях меньше 1-2 МэВ преобладают вакуумные осцилляции [10]. Ниже, особенности влияния осцилляций с параметрами в области LMA на измеряемые потоки солнечных нейтрино будут рассмотрены отдельно.

Рассеяние нейтрино на электроне (5) является широко используемым, но, ввиду малости сечений, непростым инструментом решения задач в рамках Стандартной модели и за ее пределами. Детектирование нейтрино по рассеянию на электронах имеет два основных преимущества перед другими реакциями взаимодействия нейтрино:

1. Чувствительность ко всем сортам нейтрино;

2. Отсутствие энергетического порога.

Исторически, интерес экспериментальной физики к (уе~)-рассеянию был продиктован потенциальной возможностью наблюдения в этом процессе интерференции заряженных и нейтральных токов, а также возможностью поиска у нейтрино магнитного момента.

Органические сцинтилляторы обладают высоким световыходом, достаточным для детектирования по (уе~)-рассеянию нейтрино с энергиями меньше 1 МэВ. Однако, как уже отмечалось выше, ввиду высокого уровня фоновой радиоактивности в этой области энергий, сцинтилляционный метод детектирования (уе~)-рассеяния требует беспрецедентной радиационной • чистоты сцинтиллятора и материалов конструкции детекторов. Эти задачи впервые удалось решить в рамках проекта Борексино, который имеет основной целью детектирование в режиме реального времени и определение потока бериллиевых солнечных нейтрино с энергией Еу = 0.862 МэВ.

Измерение потока бериллиевых нейтрино от Солнца позволит согласовать Стандартную солнечную модель с накопленными к настоящему времени экспериментальными наблюдениями и систематизировать имеющиеся знания в области теории звездной эволюции. Кроме того, измерение потока бериллиевых нейтрино с точностью 5% позволит уменьшить неопределенности потоков нейтрино, которые образуются на Солнце в других реакциях [11]. В частности, может быть значительно уменьшена теоретическая неопределенность потоков нейтрино от СЖ)-цикла, который играет главную роль в звездах, массивнее Солнца. При помощи точных (5%) измерений потока бериллиевых нейтрино может быть разрешен важный для ядерной астрофизики вопрос о распространенности на Солнце тяжелых элементов.

Основные задачи диссертационной работы заключались в следующем:

1. Разработка методов восстановления пространственных координат и энергии событий внутри сцинтилляционной мишени Борексино.

2. Анализ, в т.ч. при помощи разработанных методов, калибровочных данных Борексино.

3. Изучение фоновых характеристик детектора Борексино. Систематическое наблюдение за стабильностью фоновых условий экспериментальной установки Борексино в процессе сбора данных.

4. Определение потока моноэнергетических бериллиевых нейтрино от Солнца с энергией Еу = 0.862 МэВ, испускаемых в процессе захвата

7 — 7 электрона из солнечной плазмы ядром бериллия: Ве(е ,уе) 1л.

5. Экспериментальное определение вероятности электронным» солнечным нейтрино от Ве с энергией Еу = 0.862 МэВ* остаться электронными Рее (вероятность выживания).

В работе представлены следующие экспериментальные результаты, которые были получены с помощью сверхнизкофонового, жидко-сцинтилляционного детектора Борексино, созданного при участии РНЦ «Курчатовский институт» и ведущего сбор данных в подземной лаборатории Гран-Сассо (Италия):

1. Впервые в режиме реального времени осуществлено детектирование солнечных нейтрино бериллиевой линии с энергией Еу = 0.862 МэВ по реакции (уе~)-рассеяния.

2. Определена скорость счета сцинтилляционным детектором Борексино бериллиевых солнечных нейтрино с энергией Еу = 0.862 МэВ: Д(7Ве) = 49 ± 3 (стат.) ± 4 (сист.) соб./(сут ■ 100 т).

3. Измерен полный поток бериллиевых нейтрино от Солнца:

- в модели без осцилляций: Ф(7Ве) = (2.74 ± 0.27) • 109 см"2 с"1 .

Найденное значение подтверждает наличие «дефицита» солнечных нейтрино;

- в модели с осцилляциями с параметрами в области больших углов смешивания (ЪМА): Ф(7Ве) = (5.18 ± 0.51) • 109 см"2 с"1 . Это значение находится в согласии с предсказаниями ССМ.

4. Определена вероятность выживания электронных солнечных нейтрино от Ве с энергией 0.862 МэВ: Рее = 0.56 ± 0.10. Результаты измерений Борексино не согласуются с гипотезой отсутствия нейтринных осцилляций (Рее = 1) на уровне 4сг. г

Диссертация состоит из введения, четырех глав и заключения.

Основные результаты, которые были получены в настоящей диссертационной работе, состоят в следующем:

1. Разработаны алгоритмы восстановления пространственных координат и энергии событий в жидко-сцинтилляционной мишени Борексино. Проведен анализ калибровочных данных Борексино, в т.ч. при помощи разработанных методов.

2. Численно изучены составляющие наведенного и собственного фона детектора Борексино. Осуществлены систематические наблюдения за стабильностью фоновых условий внутри детектора.

3. Впервые в режиме реального времени осуществлено детектирование солнечных нейтрино бериллиевой линии с энергией Еу = 0.862 МэВ по реакции (ге~)-рассеяния.

4. Определена скорость счета сцинтилляционным детектором Борексино бериллиевых солнечных нейтрино с энергией Еу = 0.862 МэВ: Д(7Ве) = 49 ± 3 (стат.) ± 4 (сист.) соб./(сут • 100 т).

5. Измерен полный поток бериллиевых нейтрино от Солнца:

- в модели без осцилляций: Ф(7Ве) = (2.74 ± 0.27) • 109 см"2 с"1 .

Найденное значение подтверждает наличие «дефицита» солнечных нейтрино;

- в модели с осцилляциями с параметрами в области больших углов смешивания (ЬМА): Ф(7Ве) = (5.18 ± 0.51) • 109 см"2 с"1 . Это значение находится в согласии с предсказаниями ССМ.

6. Определена вероятность выживания электронных солнечных у неитрино от 'Ве с энергией 0.862 МэВ: Рес = 0.56 ± 0.10. Результаты измерений Борексино не согласуются с гипотезой отсутствия нейтринных осцилляций (Рее= 1) на уровне 4сг.

Экспериментальные результаты получены при помощи сверхнизкофонового, жидко-сцинтилляционного нейтринного детектора Борексино, который был создан при участии РНЦ «Курчатовский институт». Измерения проводились в подземной лаборатории Гран-Сассо (Италия).

В заключение, хочу выразить благодарность научному руководителю работы, доктору ф.-м. н. Скорохватову М. Д., за проявленный интерес к работе и ее автору. Я очень благодарен кандидату ф.-м. н. Сухотину С. В. и кандидату ф.-м. н. Этенко А. В. за полезные обсуждения многих вопросов в рамках проблематики выполненной работы и за ее пределами. Я благодарен Мачулину И. Н. за плодотворные дискуссии.

Я признателен своим зарубежным коллегам, с которыми в контексте проекта Борексино нам приходилось решать задачи самого широкого круга.

Заключение

1. В. Pontecorvo, Chalk River Report PD-205 (1946).

2. Кузьмин В. А., О детектировании солнечных нейтрино при помощи реакции 71Ga(ve, e~)llGe, ЖЭТФ 49, 1532 (1965).

3. М. Asplund, N. Grevesse, A. J. Sauval, Cosmic abundances as records of stellar evolution and nucleosynthesis, 336, 25 (2005).

4. W. J. Chaplin, A. M. Serenelli, S. Basu, Y. Elsworth, R. New, G. A. Verner, Astrophys. J. 670, 872 (2007); S. Basu, W. J. Chaplin, Y. Elsworth, R. New, A. M. Serenelli and G. A. Verner, Astrophys. J. 655, 660 (2007).

5. C. Pena-Garay, A. M. Serenelli, Solar neutrinos and the solar composition problem, astro-ph/0811.2424 (2008).

6. Q. R. Ahmad et al. (SNO Collab.), Direct evidence for neutrino flavor transformation from neutral-current interactions in the Sudbury Neutrino Observatory, Phys. Rev. Lett. 89, 011301 (2002).

7. В. Aharmim et al. (SNO Collab.), Electron energy spectra, fluxes, and day-nightQasymmetries of В solar neutrinos from the 391-day salt phase SNO data set, Phys. Rev. С 72, 055502 (2005).

8. В. Aharmim et al. (SNO Collab.), An independent measurement of the total active 8B solar neutrino flux using an array of 3He proportional counters at the Sudbury Neutrino Observatory, Phys. Rev. Lett. 101, 111301 (2008).

9. S. Abe et al. (KamLAND Collab.), Precision measurement of neutrino oscillation parameters with KamLAND, Phys. Rev. Lett. 100, 221803 (2008).

10. J. N. Bahcall, C. Pena-Garay, Solar models and solar neutrino oscillations, New J. Phys. 6, 63 (2004).

11. J. N. Bahcall, C. Pena-Garay, A road map to solar neutrino fluxes, neutrino oscillation parameters, and tests for new physics, J. High Energy Phys. 11, 004 (2003).

12. C. F. Weizsaker, Physik Z. 38, 176 (1937).

13. C. F. Weizsaker, Physik Z. 39, 663 (1938).

14. H. A. Bethe, Energy production in stars, Phys. Rev. 55, 434 (1939).

15. J. N. Bahcall, The luminosity constraint on solar neutrinos fluxes, Phys. Rev. С 65, 025801 (2002).

16. Дж. Бакал, Нейтринная астрофизика, М.: «Мир», 1993.

17. J. N. Bahcall, А. М. Serenelli, S. Basu, New solar abundances, helioseismology, and neutrino fluxes, Astrophys. J. 621, L85 (2005).

18. J. N. Bahcall, William A. Fowler, I. Iben, Jr., R. L. Sears, Solar neutrino flux, Astrophys. J. 137, 344 (1963).

19. C. Fröhlich, J. Lean, The Sun's total irradiance: cycles, trends and related climate change uncertainties since 1976, Geophys. Res. Lett., 25, 4377 (1998).

20. J. N. Bahcall, A. M. Serenelli, S. Basu, 10,000 standard solar models: a Monte-Carlo simulation, Astrophys. J. 165, 400 (2006).

21. J. N. Bahcall, M. H. Pinsonneault, Solar models with helium and heavy-element diffusion, Rev. Mod. Phys. 67, 781 (1995).

22. F. Confortola et al. (LUNA Collab.), Astrophysical S-factor of the 3He(a, y)7Be reaction measured at low energy via prompt and delayed у detection, Phys. Rev. С 75, 065803 (2007).

23. E. G. Adelberger et al., Solar fusion cross sections, Rev. Mod. Phys. 70, 1265 (1998).

24. Понтекорво Б. M., Мезоний и антимезоний, ЖЭТФ 33, 549 (1957).

25. Z. Maki, М. Nakagawa, S. Sakata, Remarks on the unified model of elementary particles, Prog. Theor. Phys. 28, 870 (1962).

26. B. Kayser, On the quantum mechanics of neutrino oscillation, Phys. Rev. D 24, 110(1981).

27. L. Wolfenstein, Neutrino oscillations in matter, Phys. Rev. D 17, 2369 (1978).

28. L. Wolfenstein, Neutrino oscillations and stellar collapse, Phys. Rev. D 20, 2634 (1979).

29. Михеев С. П., Смирнов А. Ю., Резонансное усиление осцилляций в веществе и спектроскопия солнечных нейтрино, ЯФ 42, 1441 (1985).

30. Михеев С. П., Смирнов А. Ю., Резонансные осцилляции нейтрино в веществе, УФН 153, 3 (1987).

31. Н. A. Bethe, Possible explanation of the solar-neutrino puzzle, Phys. Rev. Lett. 56, 1305 (1986).

32. S. P. Rosen, J. M. Gelb, Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein enhancement of oscillations as a possible solution to the solar-neutrino problem, Phes. Rev. D 34, 969 (1986).

33. A. Halprin, Neutrino oscillations in nonuniform matter, Phys. Rev. D 34, 3462 (1986).

34. S. J. Parke, Nonadiabatic level crossing in resonant neutrino oscillations, Phys. Rev. Lett. 57, 1275 (1986).

35. K. Eguchi et al. (KamLAND Collab.), First results from KamLAND: evidence for reactor antineutrino disappearance, Phys. Rev. Lett. 90, 021802 (2003).

36. A. Yu. Smirnov, The MSW effect and solar neutrinos, talk at the 11th workshop on Neutrino Telescopes, Venice, 2003, hep-ph/0305106 (2003).

37. F. J. Hasert et al. (Gargamelle Collab.), Observation of neutrino-like interactions without muon or electron in the Gargamelle neutrino experiment, Phys. Lett. В 46, 138 (1973).

38. F. Reines, H. S. Gurr, H. W. Sobel, Detection of vc-e scattering, Phys. Rev. Lett. 37,315(1976).

39. Окунь JI. Б., Лептоны и кварки, М.: «Наука», 1990.

40. S. Fukuda et al. (Super-Kamiokande Collab.), The Super-Kamiokande detector, Nucl. Instrum. Methods A 501, 418 (2003).

41. P. Dekowski, KamLAND Neutrino oscillation results and solar future, talk at Neutrino-2008 conference, Christchurch, New Zealand, 2008.

42. S. Amerio et al. (ICARUS Collab.), Design, construction and tests of the ICARUS T600 detector, Nucl. Instrum. Methods A 527, 329 (2004).

43. R. Bayley et al., Preprint CERN-SL/99-034(DI), INFN/AE-99/05 (1999).

44. G. Alimonti et al (Borexino Collab.), The Borexino detector at the Laboratori Nazionali del Gran Sasso, Nucl. Instrum. Methods A 600, 568 (2009).

45. G. Alimonti et al. (Borexino Collab.), A large-scale low background liquid scintillator detector: the counting test facility at Gran Sasso, Nucl. Instrum. Methods A 406, 411 (1998).

46. H. O. Back et al. (Borexino Collab.), Search for electron decay mode e —> у 4- v with prototype of Borexino detector, Phys. Lett. В 525, 29 (2002).

47. H. O. Back et al. (Borexino Collab.), New limits on nucleon decays into invisible channels with the BOREXINO counting test facility, Phys. Lett. В 563, 23 (2003).

48. Н. О. Back et al. (Borexino Collab.), New experimental limits on heavy neutrino mixing in B-8 decay obtained with the Borexino Counting Test Facility, Письма в ЖЭТФ 78, 707 (2003) JETP Lett. 78, 261 (2003).

49. H. O. Back et ah (Borexino Collab.), New experimental limits on violations of the Pauli exclusion principle obtained with the Borexino counting test facility, Eur. Phys. J. С 37, 421 (2004).

50. Литвинович E. А., Разработка метода анализа данных детектора Борексино, препринт ИАЭ-6325/2 (2004).

51. Идье В., Драйард Д., Джеймс Ф., Рус М., Садуле Б., Статистические методы в экспериментальной физике, М.: «Атомиздат», 1976.

52. Леман Э. Теория точечного оценивания, М.: «Наука», 1991.

53. F. James, М. Roos, "MINUIT": A system for function minimization and analysis of the parameter errors and correlations, Computer Physics Communication 10, 343 (1975).

54. F. James, MINUIT. Function minimization and error analysis, Reference Manual, CERN Program Library Long Write-up, D506 (1994).

55. Ландау Л. Д., О потерях энергии быстрыми частицами на ионизацию, J. Phys. USSR, 8, 201 (1944).

56. A. D. Vijaya, A. Kumar, The neutron spectrum of Am-Be neutron source, Nucl. Instrum. Methods 111, 435 (1973).

57. J. W. Marsh, D. J. Thomas, M. Burke, High resolution measurements of neutron energy spectra from Am-Be and Am-B neutron sources, Nucl. Instrum. Methods A 366, 340 (1995).

58. J. B. Birks, The theory and practice of scintillation counting, Macmillan, New York, 1964.

59. M. Ambrosio et al (MACRO Collab.), Measurement of the energy spectrum of underground muons at Gran Sasso with a transition radiation detector, Astropart. Phys. 10,11 (1999).

60. M. Ambrosio et al. (MACRO Collab.), Measurement of the residual energy of muons in the Gran Sasso underground laboratories, Astropart. Phys. 19, 313 (2003).

61. M. Balata et al. (Borexino Collab.), CNO and pep neutrino spectroscopy in Borexino: Measurement of the deep-underground production of cosmogenic nC in an organic liquid scintillator, Phys. Rev. С 74, 045805 (2006).

62. T. Hagner, R. von Hentig, B. Heisinger, L. Oberauer, S. Schônert, F. von Feilitzsch, E. Nolte, Muon-induced production of radioactive isotopes in scintillation detectors, Astropart. Phys. 14, 33 (2000).

63. H. Wulandari, J. Jochum, W. Rau, F. von Feilitzsch, Neutron flux at the Gran Sasso underground laboratory revisited, Astropart. Phys. 22, 313 (2004).

64. J. B. Benziger et al., A scintillator purification system for a large scale solar neutrino experiment, Nucl. Instrum. Methods A 417, 278 (1998).

65. G. Alimonti et al. (Borexino Collab.), Measurement of the 14C abundance in a low-background liquid scintillator, Phys. Lett. В 422, 349 (1998).

66. E. А. Литвинович, Анализ спектра фона детектора CTF, препринт ИАЭ-6371/5 (2005).

67. Е. А. Литвинович, И. Н. Мачулин, А. А. Сабельников, М. Д. Скорохватов, Ю. А. Суворов, С. В. Сухотин, А. В. Этенко, Анализ фона прототипа детектора «Борексино», препринт ИАЭ-6429/2 (2006).

68. С. Arpesella et al. (Borexino Collab.), Measurements of extremely low radioactivity levels in Borexino, Astropart. Phys. 18, 1 (2002).

69. H. O. Back et al. (Borexino Collab.), Study of phenylxylylethane (PXE) as scintillator for low-energy neutrino experiments, Nucl. Instrum. Methods A 585, 48 (2008).

70. C. Arpesella et al. (Borexino Collab.), Direct measurement of the Be solar neutrino flux with 192 days of Borexino data, Phys. Rev. Lett. 101, 091302 (2008).

71. E. Resconi, Measurements with the upgraded Counting Test Facility (CTF-2) of the solar neutrino experiment Borexino, PhD thesis, Università degli Studi di Genova (2001).

72. M. Guler et al. (OPERA Collab.), An appearance experiment to search for vM vr oscillations in the CNGS beam, Experiment Proposal, CERN/SPSC 2000-0282000).

73. A. A. Aguilar-Arevalo et al. (MiniBooNE Collab.), The MiniBooNE detector, Nucl. Instrum. Methods A 599, 28 (2009).

74. P. Adamson et al. (MINOS Collab.), Measurement of neutrino oscillations with the MINOS detectors in theNuMI beam, Phys. Rev. Lett. 101, 131802 (2008).

75. E. А. Литвинович, И. H. Мачулин, А. А. Сабельников, М. Д. Скорохватов, Ю. А. Суворов, С. В. Сухотин, А. В. Этенко, Наблюдение первых событий взаимодействия пучка мюонных нейтрино из ЦЕРН с помощью детектора Борексино, препринт ИАЭ-6436/2 (2006).

76. М. Ambrosio et al. (MACRO Collab.), Seasonal variations in the underground muon intensity as seen by MACRO, Astropart. Phys. 7, 109 (1997).

77. A. Bouchta et al. (AMANDA Collab.), Seasonal variation of the muon flux seen by AMANDA, in proceedings of the 26th International Cosmic Ray Conference, Salt Lake City, USA, 17-25 August 1999, vol. 2, 108 (1999).

78. E. А. Литвинович (от имени коллаборации БОРЕКСИНО), Первые результаты наблюдения 7Ве солнечных нейтрино детектором Борексино, ЯФ 72, 3 (2009).

79. Е. А. Литвинович, И. Н. Мачулин, А. А. Сабельников, М. Д. Скорохватов, Ю. А. Суворов, С. В. Сухотин, А. В. Этенко, Физический пуск детектора Борексино: первые результаты, препринт ИАЭ-6531/2 (2008).

80. С. Arpesella et al. (Borexino Collab.), First real time detection of Be solar neutrinos by Borexino, Phys. Lett. В 658, 101 (2008).