Neutrino-Detektor - Neutrino detector

Das Innere des MiniBooNE Neutrinodetektors

Ein Neutrino-Detektor ist ein physikalisches Gerät, mit dem Neutrinos untersucht werden können . Da Neutrinos nur schwach mit anderen Materieteilchen wechselwirken , müssen Neutrinodetektoren sehr groß sein, um eine signifikante Anzahl von Neutrinos nachzuweisen. Neutrino-Detektoren werden oft unterirdisch gebaut, um den Detektor von kosmischer Strahlung und anderer Hintergrundstrahlung zu isolieren . Das Gebiet der Neutrino-Astronomie steckt noch in den Kinderschuhen – die einzigen bestätigten außerirdischen Quellen ab 2018 sind die Sonne und die Supernova 1987A in der nahegelegenen Großen Magellanschen Wolke . Eine weitere wahrscheinliche Quelle (drei Standardabweichungen) ist der Blazar TXS 0506+056 etwa 3,7 Milliarden Lichtjahre entfernt. Neutrino-Observatorien werden "den Astronomen neue Augen geben, mit denen sie das Universum studieren können".

Es wurden verschiedene Nachweisverfahren verwendet. Super Kamiokande ist ein großes Wasservolumen, das von Fotoröhren umgeben ist , die auf die Cherenkov-Strahlung achten , die emittiert wird, wenn ein einfallendes Neutrino ein Elektron oder Myon im Wasser erzeugt. Das Sudbury Neutrino Observatory ist ähnlich, verwendet jedoch schweres Wasser als Nachweismedium. Andere Detektoren bestanden aus großen Mengen Chlor oder Gallium, die regelmäßig auf Überschüsse an Argon bzw. Germanium überprüft wurden, die durch die Wechselwirkung von Neutrinos mit der ursprünglichen Substanz erzeugt wurden. MINOS verwendet einen Szintillator aus massivem Kunststoff, der von Fotoröhren überwacht wird ; Borexino verwendet einen flüssigen Pseudocumol- Szintillator, der auch von Fotoröhren überwacht wird ; und der NOνA- Detektor verwendet einen Flüssigszintillator, der von Lawinenphotodioden überwacht wird .

Der vorgeschlagene akustische Nachweis von Neutrinos über den thermoakustischen Effekt ist Gegenstand spezieller Studien, die von den Kooperationen ANTARES , IceCube und KM3Net durchgeführt wurden .

Theorie

Neutrinos sind in der Natur allgegenwärtig, so dass jede Sekunde Dutzende von Milliarden von ihnen "jeden Quadratzentimeter unseres Körpers durchlaufen, ohne dass wir es jemals bemerken". Viele wurden während des Urknalls geschaffen und andere werden durch Kernreaktionen in Sternen, Planeten und anderen interstellaren Prozessen erzeugt. Nach Spekulationen von Wissenschaftlern können einige auch von Ereignissen im Universum wie "kollidierenden Schwarzen Löchern, Gammastrahlenausbrüchen von explodierenden Sternen und / oder gewalttätigen Ereignissen in den Kernen entfernter Galaxien" stammen.

Trotz ihrer Häufigkeit sind Neutrinos aufgrund ihrer geringen Masse und ihrer fehlenden elektrischen Ladung äußerst schwer zu entdecken. Im Gegensatz zu anderen Teilchen interagieren Neutrinos nur über die Schwerkraft und die schwache Wechselwirkung . Die zwei Arten von schwachen Wechselwirkungen, die sie (selten) eingehen, sind neutraler Strom (der den Austausch eines Z-Bosons beinhaltet und nur zu einer Ablenkung führt) oder geladener Strom (der den Austausch eines W-Bosons beinhaltet und bewirkt, dass sich das Neutrino in a . umwandelt). geladenes Lepton – ein Elektron , Myon oder Tauon oder eines ihrer Antiteilchen, wenn es ein Antineutrino ist). Nach den Gesetzen der Physik müssen Neutrinos zwar Masse haben, aber nur eine „Kleine Ruhemasse“ – vielleicht weniger als ein „Millionstel so viel wie ein Elektron“ – daher hat sich die von Neutrinos verursachte Gravitationskraft bisher als zu schwach erwiesen, um sie nachzuweisen. Belassen der schwachen Wechselwirkung als Hauptmethode zum Nachweis:

Neutralstrom
Bei einer neutralen Stromwechselwirkung tritt das Neutrino in den Detektor ein und verlässt es dann, nachdem es einen Teil seiner Energie und seines Impulses auf ein "Ziel"-Teilchen übertragen hat. Wenn das Zielteilchen geladen und ausreichend leicht ist (zB ein Elektron), könnte es auf eine relativistische Geschwindigkeit beschleunigt werden und folglich Cherenkov-Strahlung emittieren , die direkt beobachtet werden kann. Alle drei Neutrino Aromen oder Aromen (elektronisch, myonischen und tauonic) teilnehmen können, unabhängig von der Neutrinoenergie. Es werden jedoch keine Neutrino-Geschmacksinformationen zurückgelassen.
Ladestrom
In einer geladenen Strom Interaktion , ein hochenergetischer neutrino verwandelt sich zu seiner Partner lepton ( Elektron , Myon oder Tauon ). Wenn das Neutrino jedoch nicht genügend Energie hat, um die Masse seines schwereren Partners zu erzeugen, steht ihm die Wechselwirkung mit geladenem Strom praktisch nicht zur Verfügung. Neutrinos aus der Sonne und aus Kernreaktoren haben genug Energie, um Elektronen zu erzeugen. Die meisten durch Beschleuniger erzeugten Neutrinostrahlen können auch Myonen erzeugen , und sehr wenige können Tauonen erzeugen . Ein Detektor, der zwischen diesen Leptonen unterscheiden kann, kann den Geschmack des Neutrinos aufdecken, das auf eine Wechselwirkung mit geladenem Strom einfällt; da die Wechselwirkung den Austausch eines W-Bosons beinhaltet , ändert sich auch das 'Ziel'-Teilchen (zB Neutron → Proton ).

Erkennungstechniken

Szintillatoren

Antineutrinos wurden erstmals 1956 in der Nähe des Kernreaktors Savannah River durch das Cowan-Reines-Neutrino-Experiment entdeckt . Frederick Reines und Clyde Cowan verwendeten zwei Targets, die eine Lösung von Cadmiumchlorid in Wasser enthielten. Zwei Szintillationsdetektoren wurden neben den Wasserzielen platziert. Antineutrinos mit einer Energie über der Schwelle von 1,8 MeV verursachten Wechselwirkungen des geladenen Stroms "inverser Beta-Zerfall" mit den Protonen im Wasser, wodurch Positronen und Neutronen erzeugt wurden. Das resultierende Positron vernichtet mit Elektronen und erzeugt Paare von koinzidenten Photonen mit einer Energie von jeweils etwa 0,5 MeV, die von den beiden Szintillationsdetektoren oberhalb und unterhalb des Targets detektiert werden konnten. Die Neutronen wurden von Cadmiumkernen eingefangen, was zu verzögerten Gammastrahlen von etwa 8 MeV führte, die einige Mikrosekunden nach den Photonen eines Positronen-Annihilationsereignisses detektiert wurden.

Dieses Experiment wurde von Cowan und Reines entworfen, um eine einzigartige Signatur für Antineutrinos zu geben, um die Existenz dieser Teilchen zu beweisen. Es war nicht das experimentelle Ziel, den gesamten Antineutrino- Fluss zu messen . Die nachgewiesenen Antineutrinos trugen somit alle eine Energie von mehr als 1,8 MeV, was der Schwellenwert für den verwendeten Reaktionskanal ist (1,8 MeV ist die Energie, die benötigt wird, um aus einem Proton ein Positron und ein Neutron zu erzeugen). Nur etwa 3% der Antineutrinos eines Kernreaktors enthalten genug Energie, um die Reaktion ablaufen zu lassen.

Ein neuer gebauter und viel größerer KamLAND- Detektor verwendete ähnliche Techniken, um die Schwingungen von Antineutrinos aus 53 japanischen Kernkraftwerken zu untersuchen. Ein kleinerer, aber strahlenreinerer Borexino- Detektor konnte die wichtigsten Komponenten des Neutrinospektrums der Sonne sowie Antineutrinos von der Erde und Kernreaktoren messen.

Radiochemische Methoden

Chlordetektoren, die auf der von Bruno Pontecorvo vorgeschlagenen Methode basieren , bestehen aus einem Tank, der mit einer chlorhaltigen Flüssigkeit wie Tetrachlorethylen gefüllt ist . Ein Neutrino wandelt gelegentlich ein Chloratom -37 über die Wechselwirkung mit geladenem Strom in eines von Argon -37 um. Die Schwellen-Neutrinoenergie für diese Reaktion beträgt 0,814 MeV. Das Fluid wird periodisch mit Heliumgas gespült , das das Argon entfernen würde. Das Helium wird dann abgekühlt, um das Argon abzutrennen, und die Argonatome werden basierend auf ihren radioaktiven Zerfällen durch Elektroneneinfang gezählt . Ein Chlordetektor in der ehemaligen Homestake-Mine in der Nähe von Lead, South Dakota , der 520 Tonnen (470  Tonnen ) Flüssigkeit enthielt  , war der erste, der die solaren Neutrinos detektierte und die erste Messung des Defizits an Elektron-Neutrinos von der Sonne durchführte ( siehe Solar-Neutrino-Problem ).

Ein ähnliches Detektordesign mit einer viel niedrigeren Nachweisschwelle von 0,233 MeV verwendet eine Gallium → Germanium- Transformation, die auf Neutrinos mit niedrigerer Energie empfindlich ist. Ein Neutrino kann mit einem Gallium-71-Atom reagieren und es in ein Atom des instabilen Isotops Germanium -71 umwandeln . Das Germanium wurde dann chemisch extrahiert und konzentriert. Neutrinos wurden also durch Messung des radioaktiven Zerfalls von Germanium nachgewiesen.

Dieses letztere Verfahren ist dem Spitznamen des „ Alsace-Lorraine “ Technik , die in einem Witz Verweis auf die Ga → Ge → Ga Reaktionssequenz.

Beim SAGE- Experiment in Russland wurden etwa 50 Tonnen Gallium und bei den GALLEX / GNO- Experimenten in Italien etwa 30 Tonnen Gallium als Reaktionsmasse verwendet. Der Preis für Gallium ist unerschwinglich, so dass sich dieses Experiment im großen Maßstab nur schwer leisten kann. Größere Experimente haben sich daher zu einer kostengünstigeren Reaktionsmasse entwickelt.

Radiochemische Nachweismethoden sind nur zum Zählen von Neutrinos geeignet; sie liefern fast keine Informationen über die Neutrinoenergie oder die Bewegungsrichtung.

Cherenkov-Detektoren

"Ring-imaging" Cherenkov-Detektoren nutzen ein Phänomen namens Cherenkov-Licht . Cherenkov-Strahlung entsteht immer dann, wenn sich geladene Teilchen wie Elektronen oder Myonen etwas schneller durch ein bestimmtes Detektormedium bewegen als die Lichtgeschwindigkeit in diesem Medium . In einem Cherenkov-Detektor ist ein großes Volumen klaren Materials wie Wasser oder Eis von lichtempfindlichen Photomultiplier- Röhren umgeben. Ein geladenes Lepton, das mit ausreichender Energie erzeugt wird und sich durch einen solchen Detektor bewegt, bewegt sich etwas schneller als die Lichtgeschwindigkeit im Detektormedium (wenn auch etwas langsamer als die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum ). Das geladene Lepton erzeugt eine sichtbare "optische Stoßwelle" der Cherenkov-Strahlung . Diese Strahlung wird von den Photomultiplier-Röhren detektiert und zeigt sich als charakteristisches ringförmiges Aktivitätsmuster im Array der Photomultiplier-Röhren. Da Neutrinos mit Atomkernen wechselwirken können, um geladene Leptonen zu erzeugen, die Cherenkov-Strahlung emittieren, kann dieses Muster verwendet werden, um Richtungs-, Energie- und (manchmal) Geschmacksinformationen über einfallende Neutrinos abzuleiten.

Zwei wassergefüllte Detektoren dieses Typs ( Kamiokande und IMB ) registrierten einen Neutrinoausbruch der Supernova SN 1987A . Wissenschaftler entdeckten 19 Neutrinos aus einer Explosion eines Sterns in der Großen Magellanschen Wolke – nur 19 von den Oktodemillionen (10 57 ) Neutrinos, die von der Supernova emittiert wurden. Der Kamiokande-Detektor konnte den mit dieser Supernova verbundenen Neutrinosstoß nachweisen und wurde 1988 verwendet, um die Produktion solarer Neutrinos direkt zu bestätigen. Der größte solcher Detektor ist der mit Wasser gefüllte Super-Kamiokande . Dieser Detektor verwendet 50.000 Tonnen reines Wasser, umgeben von 11.000 Photomultiplier-Röhren, die 1 km unter der Erde vergraben sind.

Das Sudbury Neutrino Observatory (SNO) verwendet 1.000 Tonnen hochreines schweres Wasser, das in einem Gefäß mit 12 Metern Durchmesser aus Acrylkunststoff enthalten ist, das von einem Zylinder aus hochreinem Normalwasser mit 22 Metern Durchmesser und 34 Metern Höhe umgeben ist. Zusätzlich zu den Neutrino-Wechselwirkungen, die in einem normalen Wasserdetektor sichtbar sind, kann ein Neutrino das Deuterium in schwerem Wasser aufbrechen. Das resultierende freie Neutron wird anschließend eingefangen, wodurch ein Ausbruch von Gammastrahlen freigesetzt wird, der nachgewiesen werden kann. Alle drei Neutrino-Aromen nehmen gleichermaßen an dieser Dissoziationsreaktion teil.

Der MiniBooNE- Detektor verwendet reines Mineralöl als Detektionsmedium. Mineralöl ist ein natürlicher Szintillator , daher erzeugen geladene Teilchen ohne ausreichende Energie, um Cherenkov-Licht zu erzeugen, immer noch Szintillationslicht. Im Wasser unsichtbare, niederenergetische Myonen und Protonen können nachgewiesen werden. So entstand die Nutzung der natürlichen Umwelt als Messmedium.

Da der auf die Erde eintreffende Neutrinofluss mit zunehmender Energie abnimmt, muss auch die Größe der Neutrinodetektoren zunehmen. Obwohl der Bau eines kilometergroßen Würfeldetektors unter der Erde, der mit Tausenden von Photomultipliern bedeckt ist , unerschwinglich wäre, können Detektionsvolumina dieser Größenordnung durch die Installation von Cherenkov-Detektorarrays tief in bereits bestehenden natürlichen Wasser- oder Eisformationen mit mehreren anderen Vorteilen erreicht werden. Erstens schützen Hunderte von Metern Wasser oder Eis den Detektor teilweise vor atmosphärischen Myonen. Zweitens sind diese Umgebungen transparent und dunkel, wichtige Kriterien, um das schwache Cherenkov-Licht zu erkennen . In der Praxis ist aufgrund des Kalium-40- Zerfalls nicht einmal der Abgrund vollständig dunkel, so dass dieser Zerfall als Basislinie verwendet werden muss.

Eine Illustration des unter Wasser eingesetzten Neutrino-Detektors Antares.

Das Hotel lag in einer Tiefe von etwa 2,5 km im Mittelmeer , das Teleskop ANTARES (Astronomie mit einem Neutrino - Teleskop und Abyss Umweltforschung) ist seit dem 30. Mai voll in Betrieb 2008. Bestehend aus einer Reihe von zwölf separaten 350  Metern -langes vertikaler Detektorschnüre 70 Meter voneinander entfernt, mit jeweils 75  Photomultiplier- Optikmodulen, nutzt dieser Detektor das umgebende Meerwasser als Detektormedium. Das Tiefsee-Neutrino-Teleskop der nächsten Generation KM3NeT wird ein instrumentiertes Gesamtvolumen von etwa 5 km 3 haben . Der Detektor wird auf drei Aufstellungsorte im Mittelmeer verteilt. Mit der Umsetzung der ersten Phase des Teleskops wurde 2013 begonnen.

Das Antarctic Myon And Neutrino Detector Array (AMANDA) war von 1996 bis 2004 in Betrieb. Dieser Detektor verwendet Photomultiplier-Röhren, die in Strängen montiert sind, die tief (1,5–2 km) im antarktischen Gletschereis nahe dem Südpol vergraben sind . Das Eis selbst ist das Detektormedium. Die Richtung der einfallenden Neutrinos wird bestimmt, indem die Ankunftszeit einzelner Photonen unter Verwendung eines dreidimensionalen Arrays von Detektormodulen aufgezeichnet wird, die jeweils eine Photomultiplier-Röhre enthalten. Diese Methode ermöglicht den Nachweis von Neutrinos über 50 GeV mit einer räumlichen Auflösung von ca. 2  Grad . AMANDA wurde verwendet, um Neutrinokarten des Nordhimmels zu erstellen, um nach extraterrestrischen Neutrinoquellen und nach Dunkler Materie zu suchen . AMANDA wurde zum IceCube- Observatorium aufgerüstet , wodurch das Volumen des Detektorarrays schließlich auf einen Kubikkilometer erhöht wurde. Ice Cube sitzt tief unter dem Südpol in einem Kubikkilometer vollkommen klaren, blasenfreien alten Eises. Wie AMANDA beruht es darauf, das Flackern des Lichts zu erkennen, das in den äußerst seltenen Fällen emittiert wird, in denen ein Neutrino mit einem Eis- oder Wasseratom wechselwirkt.

Funkmelder

Das Radio Ice Cherenkov Experiment verwendet Antennen, um Cherenkov-Strahlung von hochenergetischen Neutrinos in der Antarktis nachzuweisen. Die Antarctic Impulse Transient Antenna (ANITA) ist ein ballongestütztes Gerät, das über die Antarktis fliegt und die Askary-Strahlung detektiert , die von ultrahochenergetischen Neutrinos erzeugt wird, die mit dem darunter liegenden Eis interagieren.

Tracking-Kalorimeter

Tracking-Kalorimeter wie die MINOS- Detektoren verwenden abwechselnde Ebenen von Absorbermaterial und Detektormaterial. Die Absorberebenen stellen die Detektormasse bereit, während die Detektorebenen die Spurführungsinformationen liefern. Stahl ist ein beliebter Absorber, da er relativ dicht und kostengünstig ist und den Vorteil hat, dass er magnetisiert werden kann. Der aktive Detektor ist oft ein Flüssig- oder Plastikszintillator, der mit Photomultiplier-Röhren ausgelesen wird, obwohl auch verschiedene Arten von Ionisationskammern verwendet wurden.

Der NOνA- Vorschlag schlägt vor, die Absorberebenen zugunsten eines sehr großen aktiven Detektorvolumens zu eliminieren.

Tracking-Kalorimeter sind nur für hochenergetische ( GeV- Bereich) Neutrinos nützlich . Bei diesen Energien erscheinen neutrale Stromwechselwirkungen als Schauer von hadronischen Trümmern und geladene Stromwechselwirkungen werden durch das Vorhandensein der Spur des geladenen Leptons (möglicherweise neben einer Form von hadronischen Trümmern) identifiziert.

Ein Myon, das in einer Wechselwirkung mit geladenem Strom erzeugt wird, hinterlässt eine lange durchdringende Spur und ist leicht zu erkennen; Die Länge dieser Myonenbahn und ihre Krümmung im Magnetfeld liefern Energie und Ladung (
μ−
 gegen
μ+
) Information. Ein Elektron im Detektor erzeugt einen elektromagnetischen Schauer, der von hadronischen Schauern unterschieden werden kann, wenn die Granularität des aktiven Detektors im Vergleich zur physikalischen Ausdehnung des Schauers klein ist. Tau-Leptonen zerfallen im Wesentlichen sofort entweder zu einem anderen geladenen Lepton oder zu Pionen und können in dieser Art von Detektor nicht direkt beobachtet werden. (Um Taus direkt zu beobachten, sucht man typischerweise nach einem Knick in den Spuren in fotografischer Emulsion.)

Kohärenter Rückstoßdetektor

Bei niedrigen Energien kann ein Neutrino am gesamten Kern eines Atoms und nicht an den einzelnen Nukleonen streuen, in einem Prozess, der als kohärente neutrale Neutrino-Kern-Elastische Streuung oder kohärente Neutrino-Streuung bekannt ist . Dieser Effekt wurde genutzt, um einen extrem kleinen Neutrino-Detektor herzustellen. Im Gegensatz zu den meisten anderen Nachweismethoden hängt die kohärente Streuung nicht vom Geschmack des Neutrinos ab.

Hintergrundausblendung

Die meisten Neutrino-Experimente müssen sich mit dem Fluss der kosmischen Strahlung befassen, die die Erdoberfläche bombardiert.

Die höherenergetischen (>50 MeV oder so) Neutrinoexperimente bedecken oder umgeben den Primärdetektor oft mit einem "Veto"-Detektor, der aufdeckt, wenn eine kosmische Strahlung in den Primärdetektor eindringt, wodurch die entsprechende Aktivität im Primärdetektor ignoriert werden kann ( „Veto“). Da der atmosphärische Myon-Einfallsfluss isotrop ist, wird eine lokalisierte und anisotrope Detektion in Bezug auf den Hintergrund unterschieden, der ein kosmisches Ereignis verrät.

Für energieärmere Experimente ist die kosmische Strahlung nicht direkt das Problem. Stattdessen können die durch die kosmische Strahlung erzeugten Spallationsneutronen und Radioisotope die gewünschten Signale nachahmen. Für diese Experimente besteht die Lösung darin, den Detektor tief unter der Erde zu platzieren, damit die Erde darüber die kosmische Strahlungsrate auf ein akzeptables Niveau reduzieren kann.

Neutrino-Teleskope

Neutrino-Detektoren können auf astrophysikalische Beobachtungen ausgerichtet werden, wobei man glaubt, dass viele astrophysikalische Ereignisse Neutrinos emittieren.

Unterwasser-Neutrino-Teleskope:

  • DUMAND-Projekt (1976–1995; abgesagt)
  • Baikal Deep Underwater Neutrino Telescope (ab 1993)
  • ANTARES (ab 2006)
  • KM3Net (zukünftiges Teleskop; im Aufbau seit 2013)
  • NESTOR-Projekt (in Entwicklung seit 1998)
  • "P-ONE" . (prospektives Teleskop; Wegsucher im Einsatz 2018, 2020)

Neutrino-Teleskope unter dem Eis:

  • AMANDA (1996–2009, abgelöst von IceCube)
  • IceCube (ab 2004)
  • DeepCore und PINGU, eine bestehende Erweiterung und eine geplante Erweiterung von IceCube

Unterirdische Neutrino-Observatorien:

Andere:

Siehe auch

Fußnoten

Verweise

Externe Links