Розрахунки детекторів сонячних нейтрино низьких енергій

Размещено на http://www.allbest.ru/

Національна Академія наук України

Інститут ядерних досліджень

УДК 539.165

Розрахунки детекторів сонячних нейтрино низьких енергій

01.04.16 - фізика ядра, елементарних частинок і високих енергій.

Автореферат

дисертації на здобуття наукового ступеня кандидата фізико-математичних наук

Георгадзе Анзорі Шалвович

Київ 2007

Дисертацією є рукопис.

Робота виконана у відділі фізики лептонів Інституту ядерних досліджень НАН України.

Науковий керівник: кандидат фізико-математичних наук, старший науковий співробітник Кобичев Владислав Валерієвич Інститут ядерних досліджень НАН України відділ фізики лептонів.

Офіційні опоненти: доктор фізико-математичних наук, провідний науковий співробітник Денисов Віталій Юрійович Інститут ядерних досліджень НАН України відділ структури атомного ядра.

доктор фізико-математичних наук, професор, завідуючий кафедрою теоретичної та експериментальної ядерної фізики Русов Віталій Данилович Одеський національний політехнічний університет.

Провідна установа: Харківський національний університет ім. В.Н. Каразіна

Захист відбудеться 29 листопада 2007 р. о 14¹⁵ годині на засіданні спеціалізованої вченої ради Д26.167.01 при Інституті ядерних досліджень НАН України за адресою: 03680, м. Київ, проспект Науки, 47.

З дисертацією можна ознайомитись у бібліотеці Інституту ядерних досліджень НАН України, 03680, м. Київ, проспект Науки, 47.

Автореферат розісланий 29 жовтня 2007 р.

Вчений секретар спеціалізованої вченої ради кандидат техн. наук Томчай С.П

детектор нейтрино сцинтиляційний

ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА РОБОТИ

Актуальність теми. Згідно першим експериментальним даним, представленим в 1964 році, отриманий у хлор-аргонному експерименті потік сонячних нейтрино виявився в три рази нижче, ніж передбачалося стандартною сонячною моделлю ССМ. Протягом наступних десятиліть було проведено ще чотири експерименти, які підтвердили результат хлор-аргонного експерименту. Отримані значення потоку сонячних нейтрино виявилися у два-три рази нижче розрахованих в стандартних сонячних моделях.

В 90-х роках були отримані данні про осциляції нейтрино в дослідах по вимірюванню потоку атмосферних нейтрино на великій глибині, потім в експериментах із нейтрино від прискорювачів і реакторів (LSND, K2K, KamLAMD), а також з сонячними нейтрино в експерименті SuperKamiokande (Японія), який використовував черенковський детектор. Однак найбільше значення для підтвердження існування нейтринних осциляцій мають результати, отримані в експерименті SNO, що використовує 1000 т важкої води (D₂O). Цей унікальний детектор дозволяє незалежне спостереження реакцій пружного розсіяння нейтрино й розщеплення дейтрона, які чутливі до нейтрино всіх типів (_е,,), а також реакцій з перезарядкою, в яких приймають участь тільки електронні нейтрино _е. Завдяки цим унікальним можливостям, дані SNO підтверджують присутність у потоці сонячних нейтрино неелектронної компоненти ( і/або ), а також дають величину сумарного потоку сонячних нейтрино всіх типів (_е,,), яка добре узгоджується з розрахунками ССМ. Проте, в експериментах SuperKamiokande та SNO данні про існування нейтринних осциляціях отримані для нейтрино високих енергій (Е>5.5 МеВ), які виникають при розпаді ⁸B в рр-циклі. Проте потік ⁸В нейтрино становить малу частину (10^-4) від загального потоку сонячних нейтрино. У той же час 98% нейтринного потоку від Сонця становлять нейтрино з енергією менш ніж 1 МеВ: рр-нейтрино та ⁷Ве-нейтрино. Окрім цього, розрахункова інтенсивность ⁸В-нейтрино надзвичайно чутлива до параметрів ССМ. З іншого боку, потік рр-нейтрино практично не залежить від параметрів сонячних моделей, тому що тісно пов'язаний із світимістю Сонця і може бути розрахований з точністю 1%. Тому експериментальна перевірка цієї величини буде також чудовою перевіркою всієї суми сучасних уявлень про еволюції зірок взагалі, та про механізм виділення енергії на Сонці, зокрема.

Для узгодження всієї сукупності експериментальних даних необхідно припустити, що для енергій менш ніж 1 МеВ мають місце вакуумні осциляції, а для більших енергій переважають осциляції за механізмом Михєєва-Смирнова-Вольфенштейна. Таким чином, найбільш важливим й актуальним завданням дослідження сонячних нейтрино є прямі виміри потоку й енергетичного спектру рр- і ⁷Ве-нейтрино для підтвердження феномену нейтринних осциляцій, а також визначення параметрів осциляцій при низьких енергіях.

Підтвердження існування нейтринних осциляцій буде мати величезне значення для розвитку фізики елементарних часток і космології, тому що нейтринні осциляції означають наявність у нейтрино ненульової маси. Але в стандартній моделі електрослабкої взаємодії нейтрино походить виключно як безмасова частинка, тому ця модель має бути переглянута в зв`язку з необхідністю включення маси нейтрино.

Реєстрація низькоенергетичних нейтрино являє собою винятково важке науково-технічне завдання, поки що не вирішене на сучасному експериментальному рівні. Проте останнім часом з'явилося кілька цікавих проектів, які планують досягнення цієї мети й розробляються з різним ступенем інтенсивності. До зазначеної теми досліджень відноситься й ця робота.

Мета і задачі дослідження. Мета роботи полягала в дослідженні можливості створення таких нових детекторів, які здатні подолати фон та зареєструвати потік нейтрино низьких енергій. Для цього були виконані:

1. Розрахунок перерізів захоплення сонячних нейтрино на різних ядрах.

2. Вивчення фонових характеристик сцинтиляційних кристалів CdWO₄ та ¹¹⁶CdWO.

3. Експериментальне дослідження параметрів чотирикратно забороненого бета-розпаду ¹¹³Cd.

4. Розробка детектора сонячних нейтрино низьких енергій (до 3 МеВ) на основі сцинтиляційних кристалів ¹¹⁶CdWO та розрахунок фізичних характеристик такого детектора.

5. Розробка геохімічного детектора сонячних нейтрино на основі рідкого ксенону та методики виділення ізотопів цезію з рідкого ксенону для детектування сонячних нейтрино.

6. Розрахунок фізичних характеристик детектора XMASS та оцінка можливості реєстрації детектором реакції захоплення нейтрино на ядрі ¹³¹Xe.

Наукова новизна результатів.

· Вперше запропоновано декілька експериментів для реєстрації потоку сонячних нейтрино низьких енергій.

· Вперше розглянуто можливість використання сцинтиляційних кристалів CdWO₄ для реєстрації реакцій захоплення сонячних нейтрино на ізотопах кадмію. В роботі показано, що найбільш перспективним ядром для реєстрації нейтрино є ¹¹⁶Cd.

· Проведено вимірювання форми спектру та періоду напіврозпаду чотирикратно забороненого бета-розпаду ¹¹³Cd із значно кращою точністю, ніж у попередніх експериментах. Отримані результати увійшли до таблиць ядерних спектрометричних даних.

· Вперше запропоновано використання реакції захоплення нейтрино на ядрі ¹³¹Xe для реєстрації сонячних нейтрино низьких енергій та розроблено методику виділення продуктів реакції захоплення нейтрино - ядер ¹³¹Cs з рідини мішені.

· Показано принципову можливість реєстрації в сцинтиляційному детекторі на рідкому ксеноні - XMASS як реакцій розсіяння сонячних нейтрино, так і реакцій захоплення нейтрино на ядрі ¹³¹Xe. Така унікальна можливість дає змогу визначити, в межах одного експерименту, параметри нейтринних осциляцій при низьких енергіях.

Практичне значення отриманих результатів.

1. Отримані результати вимірювання періоду напіврозпаду ¹¹³Cd та форми бета-спектру може бути використані в ядерній спектрометрії та увійшли в табличні данні видання Tables of isotopes 9-th Edition.

2. Зроблені оцінки фізичних характеристик розглянутих в дисертації детекторів показали принципову можливість реєстрації в них нейтрино низьких енергій і таким чином є основою для підготовки конкретних проектів створення детекторів.

3. Дослідження фонових характеристик детектора XMASS дало можливість визначити припустимий рівень забруднення рідкого ксенону радіоактивними елементами сімейств урану та торію та радіоактивного газу крипону-85.

4. На публікації за темою дисертації є 272 посилання в роботах інших авторів.

Особистий внесок автора. Всі результати, що наводяться у дисертації, отримані безпосередньо автором або при його активній участі. Автору даної дисертації належать наступні результати:

· Розробка та проведення експериментів на низькофонових установках в підземній лабораторії в Солотвино з дослідження фонових характеристик кристалів CdWO₄ та ¹¹⁶CdWO₄;

· Участь в постановці експерименту, обробці експериментальних результатів з дослідження чотирикратно забороненого бета-розпаду ¹¹³Cd. Аналіз та інтерпретація експериментальних даних з визначення періоду напіврозпаду ¹¹³Cd, визначення параметрів фактора форми чотирикратно забороненого неунікального бета-розпаду;

· Розроблено програмне забезпечення та виконано розрахунки перерізів реакцій захоплення нейтрино на різних ядрах;

· Зроблено розрахунки фізичних характеристик детектора сонячних нейтрино на сцинтиляційних кристалах ¹¹⁶CdWO₄ та виконано оціночні розрахунки фонових характеристик цього детектора;

· Запропоновано ідею використання реакції захоплення нейтрино на ізотопі ¹³¹Хе для реєстрації нейтрино низьких енергій (менше 1 МеВ), виконано розрахунки перерізів реакцій захоплення нейтрино на основний та збуджені рівні ¹³¹Cs;

· Розроблено концепцію детектора та методику виділення продуктів реакції захоплення нейтрино - ¹³¹Cs - з рідкого ксенону, зроблено оцінку фонових реакцій в детекторі.

Апробація результатів дисертації. Матеріали дисертації доповідались на міжнародній школі “Non-Acceleretor Astroparticle Physics” (Трієст, Італія, 15-29 липня 1995 р.), на 4_й Міжнародній конференції по сонячним нейтрино (Гейдельберг, Німеччина, 8-11 квітня 1997 р.), на 5 Міжнародній конференції TAUP (Ассерджі, Італія, 7-11 вересня 1997 р.), на 50 Нараді з ядерної спектроскопії і структури атомного ядра (Москва, 18 - 21 червня 2002 р.), на міжнародній літній школі з фізики елементарних частинок “Exploring the Limits of the Standard Model” (Цуоц, Швейцарія 18 - 24 серпня, 2002 р.), на міжнародному симпозіумі “The 2nd Symposium On Neutrinos and Dark Matter in Nuclear Physics”, Париж, 3-9 вересня 2006 р., на наукових семінарах ІЯД НАН України, на наукових конференціях ІЯД НАН України (1996, 1997, 2003 рр.).

Публікації. Основні результати дисертації викладено в 17 публікаціях, виданих в рецензованих журналах з ядерної фізики: Physics Letters B, Physical Review C, Nuclear Physics B, Nuclear Physics B (Proc. Suppl.), Ядерная физика, Ядерна фізика та енергетика, Приборы и техника эксперимента, Известия Академии Наук, серия физическая та Nuclear Instruments & Methods in Physical Research A. Список публікацій наведений у кінці автореферату.

Структура дисертації. Дисертація складається з вступу, чотирьох глав, висновків і списку використаної літератури з 162 найменувань. Робота містить 155 сторінок, у тому числі 61 рисунок і 30 таблиць.

ОСНОВНИЙ ЗМІСТ РОБОТИ

У вступі обґрунтовано актуальність роботи, її мета, розв'язувані завдання, відображено наукову новизну й значимість результатів досліджень. Описано структуру дисертації, представлена інформація про апробацію роботи, основні публікації, що склали зміст дисертації й положення, що виносяться на захист.

У розділі 1 детально розглянуто передумови пошуку сонячних нейтрино і зокрема сонячних нейтрино саме низьких енергій. Зроблено огляд сучасної експериментальної й теоретичної ситуації в області дослідження сонячних нейтрино. Доведено необхідність розробки детектора сонячних нейтрино на заряджених токах.

Перші спроби виміряти потік нейтрино від Сонця почалися наприкінці 1960-х років. Але в експерименті реєструвалась тільки третина від загального потоку нейтрино, очікуваного на основі моделей, які описують виділення енергії на Сонці. Наступні експерименти також підтвердили меншу кількість нейтрино, ніж очікувалось. Таким чином, або теоретичні сонячні моделі були неправильні, або щось відбувається з нейтрино на їх шляху між Сонцем і Землею. Теоретичні моделі дозволяють описувати еволюцію Сонця до його сьогоднішнього стану як зірки, що перебуває у фазі спалювання водню, або зірки головної послідовності.

Бете і Вайцзеккер першими припустили, що енергія генерується на Сонці за рахунок послідовності реакцій в яких 4 ядра водню перетворюються в ядро ⁴He:

4 p ⁴He + 2e⁺ + 2_e + 26.73 МеВ

Тільки так можна забезпечити достатнє виділення енергії для підтримки світимості Сонця. Ця послідовність реакцій називається протон-протонним ланцюжком, або рр-циклом (Рис. 1), в якому виділяється 98.4% сонячної енергії.

Прийнявши до уваги ядерні реакції рр-циклу, можна розрахувати енергетичний спектр нейтрино, що утворюються на Сонці (рисунок 2). Єдиним джерелом, що дає інформацію про події, що відбуваються в надрах Сонця, є нейтрино. Спостереження сонячних нейтрино дозволяє здійснити безпосередню перевірку моделі термоядерних реакцій на Сонці. Незважаючи на величезну кількість нейтрино, що падає на Землю, зареєструвати їх досить важко, тому що переріз взаємодії нейтрино з нуклонами ~ 10^-43 см² при енергіях 1 МеВ.

При дослідженні сонячних нейтрино найбільша увага приділяється рр, ⁷Be, і ⁸В нейтрино. Це пов'язане з тим, що потік рр-нейтрино складає 90% потоку сонячних нейтрино і є модельно незалежним, оскільки визначається сонячною світимістью. Так звані берилієві нейтрино, що виникають при розпаді ⁷Be, дають другий по величині потік нейтрино й пов'язані з реакціями, що відбуваються в глибині сонця. Важливою особливістю є монохроматичний спектр цих нейтрино з енергією 862 кеВ (90%) та 382 кеВ (10%). Нейтрино від розпаду ⁸B мають значно меншу інтенсивність, однак їх енергія набагато вище (до 14 МеВ), а оскільки переріз слабкої взаємодії нейтрино з ядрами збільшується із зростанням енергії, то ці нейтрино також ефективно реєструються у всіх детекторах.

Є два основних методи реєстрації сонячних нейтрино. Це радіохімічні експерименти й експерименти в реальному часі. В радіохімічних експериментах в результаті захоплення нейтрино виникає дочірнє ядро, яке нестабільне, і спостереження його розпаду дозволяє виміряти потік сонячних нейтрино. Інтенсивність реакцій захоплення нейтрино характеризується одиницею SNU (solar neutrino unit - сонячна нейтринна одиниця), 1 SNU=10³⁶ реакцій на один атом мішені за секунду. В радіохімічних експериментах вимірюється тільки усереднена за часовий інтервал швидкість утворення нестабільних дочірніх ядер, тому що інформація про час події, а також про напрямок й енергію нейтрино втрачається. В експериментах у реальному часі процеси взаємодії нейтрино з речовиною детектора реєструються безпосередньо електронними методами, наприклад в черенковських або сцинтиляційних детекторах.

На сьогодні проведено три радіохімічні експерименти. Хлор-аргонний експеримент групи під керівництвом Р. Девіса, проводився з 1964 р. на протязі 25 років. В ньому використовувалась реакція ³⁷Cl + ?_e ? ³⁷Ar + e^?. Для хлор-аргонового детектора теоретичні розрахунки дають швидкість захоплення нейтрино R = 69 SNU, в експерименті отримано, що швидкість захоплення нейтрино становить R = 2,56 ??0,22 SNU, тобто приблизно в три рази менше, ніж очікувалось.

В галій-германієвих експериментах GNO (GALLEX) та SAGE, які розрізнюються способами виділення дочірніх ядер германія, можливо реєструвати потік рр-нейтрино за допомогою реакції ⁷¹Ga + ?_e ? ³⁷Ge + e^?, оскільки поріг реєстрації нейтрино дорівнює 233 кеВ. В експерименті GNO (GALLEX) отримано потік R = 66 ± 10 ± 3 SNU, в експерименті SAGE - R = SNU. Теоретично, однак, очікуються значення потоку 115132 SNU за розрахунками різних груп. Таким чином, в обох галій-германієвих експериментах спостерігається потік нейтрино приблизно у два рази нижче очікуваного, підтверджуючи існування проблеми сонячних нейтрино.

Також було проведено два прямі (електронні) експерименти - SuperKamiokande (Японія) та SNO (Канада). У детекторі SuperKamiokande, збільшеной версії першого експерименту Kamiokande, реєструється черенковське випромінювання, що утворюється в реакції нейтрино-електронного розсіювання н +e? ? н_e? + e??. Детектор містить 55 кілотонн надчистої води, що переглядають 11000 фотоелектронних помножувачів (ФЕП). Оскільки поріг реєстрації нейтрино становить 6 МеВ, цей детектор чутливий лише до нейтрино з високою енергією (борних), що утворюються в результаті розпаду

⁸B ⁸Be + v_e + e⁺.

Однак, незважаючи на високий поріг, пряма реєстрація нейтрино дозволяє контролювати часові коливання потоку нейтрино, а також, оскільки безпосередньо вимірюється спектр нейтрино, його можливу відміну від теоретичного. У результаті вимірів, що тривали з 1996 по 2001 рік, отримане значення для потоку сонячних нейтрино Ц =, тоді як розрахунки по стандартній сонячній моделі дають Ц =.

Детектор SNO - це також черенковський детектор, але робочою рідиною є 1000 тонн важкої води - D₂O, що знаходиться в сферичному акриловому резервуарі діаметром 12 метрів. Резервуар з важкою водою оточений 7300 т звичайної води в якості захисту. За добу детектор реєструє близько 10 нейтрино, з енергією вище 5 МеВ. Експеримент проводився в три етапи. На першому етапі в чутливому об'ємі детектора була тільки важка вода. На другому до важкої води було додано NaCl у кількості 0.2%, для підвищення чутливості детектора до реакцій, які ідуть через „нейтральні токи” . На третій фазі в важкій воді було встановлено гелієві лічильники, які дозволяли підвищити ефективність реєстрації нейтронів.

На відміну від детектора SuperKamiokande, детектор SNO дозволяє отримати значно більше інформації про сонячні нейтрино, оскільки завдяки використанню важкої води детектор здатний до одночасної реєстрації трьох різних процесів:

1. Пружне розсіювання нейтрино _х + e^? _х + e^?, в якому приймають участь всі типи нейтрино у співвідношенні ?_e??_????_? 7:1:1. Для цього процесу отримано результат (індекс ES означає пружне розсіювання).

2. Реакція перезарядки _e + d p + p + e^?, яка іде за участю лише електронних нейтрино. Отримано значення потоку нейтрино (індекс CC - реакції через заряджені струми, за які відповідають W-бозони).

3. Реакція розвалу дейтрона _х + d p + n + _х', для якої всі типи нейтрино еквівалентні ?_e??_???_? = 1:1:1. Для цієї реакції отримано наступний результат (індекс NC означає реакції через нейтральні струми, за які відповідають Z^о-бозони).

Оскільки чутливість цих реакцій до електронних та мюонних нейтрино різна, комбінуючи дані, можна відокремити електронну компоненту потоку сонячних нейтрино Ф_е від неелектронної Ф:

;

.

Для повного потоку ⁸В-нейтрино, отриманого за вкладом NC реакцій прийнято:

,

що перебуває у відповідності із значенням, розрахованим за стандартною сонячною моделлю Ф_ССМ = (5.05 1,01) 10⁶ см^-2сек^-1.

Таким чином, наявність неелектронної компоненти в потоці сонячних нейтрино вказує на можливість перетворення частини електронних нейтрино, які лише й виникають в термоядерних реакціях на Сонці, в мюоні та тау нейтрино.

З часу встановлення „проблеми сонячних нейтрино” було запропоновано багато різних гіпотез для пояснення цього феномену. Але данні останнього експерименту SNO вказують, що ці данні можна пояснити лише нейтринними осциляціями, а саме механізмом Міхеєва-Смірнова-Вольфенштейна.

Відомо, що існує три типи нейтрино н_e, н та н_ф, зареєстровані експериментально. Згідно Стандартної моделі електрослабкої взаємодії нейтрино є безмасовою частинкою. Але в літературі було розглянуто гіпотетичну ситуацію, згідно якої нейтрино можуть мати масу, а стан, який відповідає конкретному типу нейтрино є суперпозицією масових станів - , де індекс l відповідає е, та -нейтрино, індекс і - масовим станам, а U_li - унітарна матриця. При цьому, для певної енергії різним масам нейтрино відповідають різні імпульси, що призводить в процесі руху нейтрино до накопичення фазового зсуву для різних масових станів та зміни їх початкової суперпозиції, яка формувала електронне нейтрино. Внаслідок цього з`являється домішок мюонних та тау нейтрино в потоку сонячних нейтрино. Особливо наглядно це простежити для випадку змішування нейтрино двох поколінь:

,

де фаза e ^{? i?} відповідає за порушення CP-симетрії, - кут змішування. Розв'язок квантово-механічного еволюційного рівняння дозволяє отримати вірогідність трансформації електронних нейтрино в мюоні нейтрино



,

де - є характерною довжиною осциляцій, а . З формули видно, що коли маси рівні, то L₂₁?? і осциляції відсутні. Імовірності осцилюють на характерній довжині L, при цьому електронне нейтрино в точках x=L(n+1/2) повністю переходить у мюонне нейтрино. У випадку, коли спостереження ведуться з усередненням за часом, можна одержувати інформацію тільки про кут змішування:

.

Цей випадок відповідає осциляціям у вакуумі. Але найбільш цікаві явища виникають, якщо розглянути осциляції нейтрино при їх проходженні крізь товщу Сонця із змінною густиною. Взаємодія нейтрино з електронами призволить до когерентного розсіювання і при певних умовах виникає резонансний ефект, який призводить до надзвичайно ефективного перетворення електронних нейтрино в мюоні. Резонанстні осцилляції нейтрино в речовині складають так званий ефект Михеєва-Смирнова-Вольфенштейна

Існує кілька рішень для опису осциляцій сонячних нейтрино, а саме вакуумні осциляції (VO), рішення для малого кута змішування (SMA), рішення для великого кута змішування (LMA), а також рішення для малої маси (LOW). Однак сумісний аналіз експериментальних даних всіх проведених експериментів виявляє більш складну картину, кількість нейтрино з енергією менше 1 МеВ може бути узгоджена з теорією, якщо мають місце вакуумні осциляції, для нейтрино більших енергій необхідно прийняти рішення моделі МСВ для великого кута змішування (LMA). Така неоднозначність потребує додаткових експериментів з виміру спектру сонячних нейтрино саме низьких енергій для з`ясування дійсного механізму, який призводить зменшення потоку сонячних нейтрино.

На цей час вже розпочав роботу детектор BOREXINO, який здатен до реєстрації нейтрино низьких енергій, а також проводиться дослідження можливості створення ще декількох детекторів.

Детектор BOREXINO - це сцинтиляційний детектор, в якому використовується надчистий рідкий сцинтилятор для реєстрації процесу розсіювання нейтрино

?_е,, + e > ?_е,, + e (ES).

Цей детектор дозволить дослідити потік моноенергетичних берилієвих нейтрино, які виникають при розпаді ⁷Ве.

Для дослідження рр-нейтрино, які становлять приблизно 90% потоку нейтрино, розроблений проект LENS, в якому нейтрино реєструються за допомогою реакції захоплення на ядрі ¹¹⁵In. Ідея використання цієї реакції була запропонована ще в 1976 році Р. Рагаваном, однак розробити реальну концепцію детектора тоді не вдалося. В 2001 році вдалося синтезувати рідкий сцинтилятор, який містить 8% індію і має необхідну прозорість та стабільність на протязі року. Розрахунки переризів захоплення нейтрино показують, що в детекторі з 10 тоннами індію, буде відбуватися приблизно 1000 реакцій захоплення рр-нейтрино в рік, і приблизно 300 подій захоплення ⁷Be-нейтрино на рік.

У проекті HERON передбачається використати рідкий гелій, що підтримується у надплинному стані при температурі 30 мК. Для детектування процесів розсіювання нейтрино пропонується зовсім нова методика, що заснована на реєстрації за допомогою плівкових калориметрів ротонів та ультрафіолетових фотонів, що виникають при розсіюванні електронів в детекторі. Розрахунки показують, що для 10-тонного детектора (з розмірами 555 метрів) швидкість реєстрації складе для рр-нейтрино 18 відліків на день, для ⁷Be-нейтрино 7 відліків на день.

В експерименті HELLAZ пропонується використати час-проекційну камеру з об'ємом 2000 кубічних метрів, заповнену гелієм (з добавкою приблизно 1% CH₄ ) у газоподібній формі при температурі 77 К и тиску 5 атмосфер. В детекторі передбачається реєстрація процесів розсіювання нейтрино. Для виділення процесу розсіювання нейтрино буде відновлюватися трек електрона, а енергія віддачі буде відновлюватися за допомогою реєстрації вторинних іонізаційних електронів, пробіг яких може становити відстань до 10 метрів. Для детектора з масою в 6 тонн (висота 25 метрів і діаметр 10 метрів) очікується швидкість реєстрації для рр-нейтрино - 11 подій на день, для ⁷Be-нейтрино - 4 події на день.

Ще одна пропозиція - проект MOON (Molibdenum Ocsillation Observatory), який має на меті реєстрацію реакції захоплення нейтрино на ядрі ¹⁰⁰Мо

?_e + ¹⁰⁰Мо > ¹⁰⁰Tc + e -

Поріг реакції захоплення нейтрино дуже низький і становить 168 кеВ, що дозволяє реєструвати навіть низькоенергетичні рр-нейтрино. Проведені розрахунки перерізів захоплення нейтрино дають очікувану швидкість захоплення рр-нейтрино 3,4 події на день, для ⁷Be-нейтрино 1 подія на день для 10 тонн збагаченого ¹⁰⁰Мо.

Аналіз запропонованих проектів показує, що на даному етапі немає поки достатньо розроблених проектів, які могли б вивчати в реальному часі заряджені струми за допомогою низькоенергетичних сонячних нейтрино. Поки тільки детектор BOREXINO розпочав свою роботу, однак цей детектор зможе реєструвати лише реакції розсіювання ⁷Be-нейтрино, тобто вивчати нейтральні струми, що недостатньо для визначення параметрів нейтринних осциляцій. Обов`язковою умовою для визначення параметрів осциляцій є вимірювання як „заряджених” так і „нейтральних струмів”, як це було зроблено в експерименті SNO. Таким чином, цілком очевидно, що експеримент BOREXINO має бути доповнений електронним детектором для дослідження в реакціях захоплення нейтрино „заряджених струмів”.

В даній роботі розглядаються проекти нових експериментів на основі кристалічних сцинтиляторів CdWO₄ та рідкого ксенону для вивчення сонячних нейтрино низьких енергій за допомогою реакцій через заряджені струми.

У розділі 2 запропоновано проект експерименту на основі сцинтиляційних кристалів CdWO₄ для виміру спектра нейтрино низьких енергій.

Поріг цієї реакції захоплення нейтрино становить - 470 кеВ, що дозволяє реєструвати нейтрино низьких енергій, а саме берилієві нейтрино, що в парі з експериментом BOREXINO дозволить встановити параметри нейтринних осциляцій. На рисунку 3 представлено схему захоплення нейтрино, особливість якої полягає в тім, що ознакою реакції захоплення нейтрино є затримане співпадіння сигналів від електронів, які виникають в реакції захоплення та бета-розпаді проміжного ядра ¹¹⁶In. Проведені нами розрахунки виявили, що переріз реакції захоплення сонячних нейтрино на ядрі ¹¹⁶Cd досить великий. В табл. 1 представлено результати розрахунків швидкості реакцій захоплення нейтрино на ядрах кадмію, які входять до складу кристалів CdWO₄. Як видно з таблиці, ¹¹⁶Cd має найбільшу швидкість реакцій з нейтрино. Для отримання нейтринного сигналу на рівні 1 відліку в день необхідно 10 тон ¹¹⁶Cd, або 10000 кристалів CdWO₄ вагою 3 кг кожен при ізотопному збагаченні кристалів ізотопом ¹¹⁶Cd.

Оскільки детектор SNO в 2006 році закінчив свою роботу, наразі розглядаються можливі майбутні експерименти на цьому детекторі. Властивості кристалічних сцинтиляторів CdWO₄ дозволяють запропонувати концепцію детектора, засновану на їх розміщенні в воді або рідкому сцинтиляторі в детекторі SNO для реєстрації сонячних нейтрино низьких енергій. Кристалічні сцинтилятори CdWO₄ мають добру роздільну енергетичну здатність. Але найважливіше, проведені виміри фону виявили дуже низький вміст радіоактивних домішок в цих кристаллах. Отримані для сцинтиляторів вольфрамату кадмію значення питомої активності ²³²Th (17 мкБк/кг, що відповідає концентрації ~5·10-¹² г/г), ²²⁶Ra (<7.5 мкБк/кг) и ²²⁷Ac (4.4 мкБк/кг) дозволяють стверджувати, що ці кристали є найбільш чистими з відомих сцинтиляторів в відношенні радіоактивних забруднень.

Таблиця 1 Швидкість реакцій захоплення для основних складових потоку сонячних нейтрино, розрахована на основі ССМ для 113Cd, 114Cd та 116Cd дана в SNU

Ізотоп	Поріг (кеВ)	pp	7Be	8B	13N	15O	Сума
113Cd	709	0	19	1	3	2	25
114Cd	1452	0	0	23	4	7	34
116Cd	464	0	226	13	24	29	292

Вибір такої концепції мотивований наступними причинами. По-перше, відстань між ФЕП, які містять значну кількість радіоактивних домішок, та сцинтиляторами CdWO₄ складає 3 м, що дозволяє захистити кристали від зовнішнього фону. По-друге, розміщення сцинтиляторів в рідині дозволяє збільшити світловихід сцинтиляторів CdWO₄ майже на 40% і, як результат, покращити енергетичну роздільну здатність. Окрім того, така концепція детектора дозволяє отримати можливість просторового розділення ядерних подій в кристалі сцинтилятору, що є критичним в подоланні фону, який переважає сигнал на

декілька порядків. Просторове розділення виникає внаслідок того, що світло сцинтиляційного спалаху в кристалі, початково ізотропне, при виході і кристалу, який має коефіцієнт оптичного заломлення n=2.3, в рідину з меншим коефіцієнтом n=1.33 для води, або n=1.51 для сцинтилятору, заломлюється на поверхні кристалу. Внаслідок цього світловий потік стає різко анізотропний і суттєво залежний від точки, в якій виникла сцинтиляція. Аналізуючи розподіл сигналів по 9500 ФЕП, на які потрапило сцинтиляційне світло, можливо встановити не тільки номер кристала, а й (з певною точністю) місце в самому кристалі де відбулась ядерна подія. Це явище дозволяє значно знизити рівень фону, який є головною перешкодою при дослідженні сонячних нейтрино.

Для розрахунку очікуваної енергетичної роздільної здатності були прийняті наступні значення параметрів установки: світловихід кристалів CdWO₄ ~ 30000 фотонів на 1 МеВ, довжина поглинання світла в кристалі 100 см і прозорість води - 100 м, квантова ефективність ФЕП - 15%. Враховуючи втрати світла в кристалі ~ 10%, ефективне оптичне покриття ФЕП з світлосбірниками - 54%, число фотоелектронів складе ~1500 на 1 МеВ, що відповідає енергетичній роздільній здатності 68% при енергії 1 МеВ.

Для оцінки очікуваного фону детектора було використано фон кристалів CdWO₄ виміряний в наднизкофоновій установці в Солотвинській підземній лабораторії ІЯД НАН України. Виходячи з аналізу фонового спектру, зображеного на рисунку 5, основними складовими фонового спектру є бета-розпад ¹¹³Cd, подвійний бета-розпад ¹¹⁶Cd, події розпаду ⁴⁰К, а також гамма-кванти ²²⁶Ra і ²³²Th, які потрапляють в кристал з ФЕП. Оскільки основний внесок в швидкість захоплення дають нейтрино від розпаду ⁷Be, то ознакою сигналу нейтрино в цьому випадку буде збіг електрона з енергією 392 кеВ (захоплення нейтрино) і затриманого електрона з максимальною енергією 3274 кеВ (бета-розпад ¹¹⁶In).

Для зменшення числа випадкових збігів розпадів ¹¹³Cd, які імітують сигнал, встановлено поріг 400 кеВ. При цьому ймовірність випадкових збігів зменшиться на декілька порядків при зменшенні ефективності реєстрації сигналу на 11%. Швидкість рахунку першої фонової події у області піку 400 кеВ (3 ), складає N₁=0,03 відл./сек, другої події (у інтервалі 4003274 кеВ) N₂=0,414 відл./сек. Випадкові збіги дають основний внесок у фонові відліки. Їх кількість визначається як N=N₁N₂tV, де V є відношенням об'ємів осередку, в якому, завдяки просторовій роздільній здатності, локалізується подія в кристалі, до повного об'єму кристала. Моделювання за допомогою методу Монте-Карло показує, що просторова роздільна здатність залежить від енергії частинок і складає 12 мм для електронів з енергією 1 МеВ, що поглинаються в кристалі CdWO₄. Для ймовірністі випадкових збігів в детекторі отримуємо значення ~300 фонових відліків за рік. При цьому з урахуванням ефективності, яка дорівнює ~70%, очікувана швидкість захоплення берилієвих нейтрино в детекторі складає приблизно 260 ± 65 подій в рік.

Таким чином, показано принципову можливість детектування сонячних нейтрино низьких енергій, оскільки очікувана кількість фонових подій є співставною з нейтринним сигналом.

Наявність довгоживучого нестабільного ізотопу ¹¹³Cd, що розпадається шляхом чотирикратно забороненого бета-розпаду з граничною енергією 320 кеВ, є серйозною проблемою для реєстрації сонячних нейтрино в запропонованній схемі. Оскільки ізотопна розповсюдженість ¹¹³Cd достатньо висока і складає 12,2%, то швидкість розпадів в 1 тонні кристалів CdWO₄ складе приблизно 10³ Бк. Для оцінки можливого фону, пов'язаного з розпадами ¹¹³Cd, необхідно добре знати період напіврозпаду і, особливо, з хорошою точністю, форму бета-спектру (перехід четвертого ступеня заборони, J= 1/2⁺ для ¹¹³Cd і 9/2⁺ для ¹¹³In). Вимірювання в попередніх експериментах були виконані з невисокою точністю. Відношення ефект/фон складало 5/1 та 8/1 в різних роботах. Оскільки ¹¹³Cd належить до найбільш довго живучих ядер, які існують в природі, практичне рішення цієї задачі зв'язане із значними технічними труднощами, через які число досліджених бета-переходів з високим ступенем заборони (вище за третього) дуже обмежено.

Для більш точного визначення періоду напіврозпаду і форми бета-спектру ¹¹³Cd були проведені вимірювання в Солотвінській підземній лабораторії ІЯІ НАН України за допомогою спеціально створеної установки з кристалом CdWO₄ вагою 454 г. Для пониження енергетичного порогу, а також для поліпшення енергетичного розділення, кристал переглядався з двох сторін двома ФЕП-110 через світловоди з поліметилметакрилату завдовжки 250 мм. Захист від зовнішнього фону складався з безкисневої міді, ртуті і свинцю товщиною відповідно 25, 100, 225 мм. Безпосередньо кристал був оточений фторопластом завтовшки 20 мм. Зверху над установкою знаходився антимюонний захист, що складається з двох пластикових сцинтиляторів з розмірами 1101103 см, що працюють на збіг. Вимірювання фону кристала CdWO₄ проводилися протягом 433,2 годин.

На рисунку 6 представлений апаратурний спектр фону сцинтиляційного кристала CdWO₄. В області енергій 55360 кеВ виразно спостерігається характерний для бета-спектру безперервний розподіл. Істотною особливістю зміряного спектру є високе відношення ефект/фон, величина якого близько 60. Для отримання коректного значення періоду напіврозпаду необхідно було виключити внесок, який вносить зовнішній радіоактивний фон, а також внутрішній фон самого сцинтилятору. З початкового спектру віднімалися шуми ФЕП і фон у вигляді експоненти. Таким чином, при загальній масі ¹¹³Сd, що міститься в кристалі СdWO₄, рівній 17.316 г, і середній швидкості рахунку відліків 56 за хвилину, для значення періоду напіврозпаду ¹¹³Сd отримано Т_1/2=[7.7±0.01(стат.) ±0.3(сист.)]10¹⁵ років.

Точність визначення періоду напіврозпаду було покращено в декілька разів завдяки низькому фону, отриманому в експерименті.

Для отримання дійсної форми бета-спектру, спотвореної функцією відгуку детектора, була проведена процедура відновлення спектру. Дійсна форма бета-спектру, апроксимувалася модельною функцією N(E), для якої використовувався теоретичний вираз для вірогідності чотирикратно забороненого бета-переходу:



де F(Z,E) - функція Фермі, p - імпульс електрона, E - повна енергія електрона, E - гранична енергія бета-розпаду, S(E) - фактор форми. Для фактора форми використано нормальне наближення в припущенні точкового заряду ядра у вигляді

S(E) = const(A₁p⁶ +A₂p⁴q² +A₃p²q⁴ +A₄q⁶),

де коефіцієнти A_i є комбінаціями ядерних матричних елементів, q - імпульс нейтрино. Процедура відновлення похідного спектрального розподілу полягала в обчисленні згортки модельної функції N(E) з функцією енергетичного розділення детектора R(E, E'):f(E) =

Функція енергетичного розділення детектора, отримана з вимірювань з калібрувальними джерелами, має вигляд гаусіану:

де Е' енергія, яка реєструється детектором. Функція f(E) підганялась методом найменших квадратів під експериментальний спектр, з якого було віднято фон та шуми ФЕП. При цьому варіюються коефіцієнти A_i, та гранична енергія бета-спектру. Вся процедура підгонки виконувалась с допомогою програми MINUIT. На рисунку 7 кривою показана отримана в результаті підгонки функція N(Е), величина ² становила 0.88. Для коефіцієнтів А_і отримано наступні значення: А₁=1.00, А₂=1.01±0.01, А₃=1.48±0.05, А₄=0.68±0.21.

Одержаний таким чином відновлений спектр бета-розпаду ¹¹³Cd представлений на рисунку 7 безперервною лінією. Окрім того, процедура підгонки дозволила визначити граничну енергію бета-розпаду, для якої отримано значення Е_гр =337,4 ± 0,3(стат.)22(сист.) кеВ.

Як видно зі вставки на рисунку 7, графік Кюрі бета-розпаду ¹¹³Cd має значне відхилення від прямої лінії, відповідної дозволеному розпаду. Головною характерною особливістю бета-спектру є зсув енергії бета-часток в область вищих енергій. Така поведінка відповідає тенденції, відміченій для унікальних бета-переходів високого ступеня заборони.

В розділі 3 вивчається мож-ливість створення детектора для реєстра-ції сонячних нейтрино на основі ксенону, використовуючи реакцію захоплення нейтрино на ізотопі ¹³¹Xe:

+ ¹³¹Xe ¹³¹Cs + e -.

Ця реакція, вперше розглянута автором дисертації, дає можливість реєструвати низькоенергетичні pp- та ⁷Be-нейтрино. Розрахунки перерізів захоплення нейтрино та швидкості реакцій на ядрі ¹³¹Xe та інших ізотопах ксенону представлено в табл. 2.

Таблиця 2 Швидкості реакцій захоплення нейтрино, розраховані на основі ССМ для ізотопів ксенону, приведені в SNU. А - ізотопна розповсюдженість (в %). Епор - поріг реакції захоплення нейтрино (в кеВ)

Ядро	Епор	А	p-p	pep	7Be	8B	13N	15O	Всього
128Xe	3929	1.91	0	0	0	3	0	0	3
129Xe	1196	26,4	0	1	0	3	0	0	4
130Xe	2979	3,9	0	0	0	3	0	0	3
131Xe	352	21,2	9.7	1.6	17.8	12.7	1.6	1.8	45.2
132Xe	2119	27,0	0	0	0	3	0	0	3
134Xe	1229	10,5	0	1	0	3	0	0	4
136Xe	80	8,9	0	0	0	0	0	0	0



Найбільш важлива особливість реакції на ядрі ¹³¹Xe - висока чутливість до берилієвих нейтрино, які вносять внесок на рівні приблизно 40 % у повну швидкість реакцій захоплення сонячних нейтрино.

Враховуючи властивості ксенону, реєстрація потоку сонячних нейтрино за допомогою реакції захоплення на ¹³¹Xe, можлива як прямим методом детектування подій захоплення в сцинтиляційному детекторі, так і радіохімічним методом за рахунок виділення продуктів реакції захоплення нейтрино - іонів цезію.

В цьому розділі розглянуто проект радіохімічного детектора для реєстрації реакцій захоплення нейтрино на ядрі ¹³¹Xe. З цією метою, використовуючи наявні в літературі експериментальні дані, розроблений метод електростатичного збору заряджених іонів цезію на електрод і подальшого спостереження їх розпадів в нізькофоновому детекторі. Запропонований радіохімічний детектор представляє собою сферичний резервуар діаметром 2.4 метри з рідким ксеноном, який знаходиться в криостаті з рідким азотом.

Для видалення з резервуару іонів цезію, що утворилися в реакції захоплення, можна використати значну відмінність хімічних властивостей ксенону і цезію. Оскільки потенціал іонізації атомів цезію (3.8 еВ) набагато нижчий, ніж для атомів ксенону (12.1 еВ), то іони цезію, утворені при захопленні нейтрино, не зможуть утворювати хімічних зв'язків з атомами мішені, а також не рекомбінуватимуть в атомарний стан, оскільки в ксеноні відсутні вільні електрони. Тому іони цезію зберігатимуться в мішені тривалий час. Для витягання іонів цезію електрод розміщується в центрі дюару з рідким ксеноном з подачею на нього високого негативного потенціалу (електричне поле Е1 кВ/см). Рухливість позитивно заряджених іонів в рідкому ксеноні, має порядок 3·10⁴ см²/В. Таким чином, час збирання іонів ¹³¹Cs⁺ на електрод, що знаходиться з відстані 1,5 метри, не перевищуватиме 510 хвилин.

Для даної концепції детектора розглянуто фонові умови експерименту, тобто побічні реакції, не пов'язані з захопленням нейтрино, у яких також утворюється ¹³¹Cs. Зокрема, досліджено можливі ядерні реакції, пов'язані із внутрішньою радіоактивністю, ядерні реакції, що проходять під дією космічних променів, утворення цезію при спонтанному розподілі урану-238, а також можливість забруднення речовини детектора техногенними ізотопами цезію. Показано, що всі ізотопи цезію, як штучного походження, так і виникаючі у фонових реакціях, розпадаються з випромінюванням гамма-квантів, що дозволяє відрізняти такі події й проводити розділення фонових подій і нейтринного сигналу. Спонтанне ділення ізотопів урану також не становить небезпеки у зв'язку з низьким виходом ядер ¹³¹Cs.

Ефективність реєстрації реакцій захоплення сонячних нейтрино визначається розпадом частини радіоактивних атомів цезію за час експозиції, ефективністю виділення цезію, що утворився в мішені, ефективністю реєстрації в детекторі процесів розпаду ¹³¹Cs. Оскільки ксенон є мішенню, співвідношення між часом експозиції і періодом напіврозпаду визначатиме, яка частина іонів цезію залишиться в детекторі в кінці експозиції. Дана величина визначається за формулою

N_ext = (?_?{?_??_?}+ФОН)N₀T₀ (1 ??e ^t/To),

де N_ext - число видалених іонів, ?_??- потік нейтрино i-го сорту (тобто пов'язаних з певною реакцією на Сонці), ?_??- переріз реакції, ФОН - число фонових подій в детекторі, N₀ - повне число атомів ¹³¹Xe в детекторі, T₀ - час життя радіоактивних атомів цезію, t - інтегральний час між процедурами екстракції. Періодичність витягання накопичених іонів цезію розраховується з умови досягнення оптимальної ефективності реєстрації і складає 34 тижні. Швидкість утворення атомів цезію в мішені, що містить 21 т ксенону-131, складе 0,4 в день. Припускаючи, що ефективність збирання атомів цезію на електроді буде 100%, за час експозиції - 3 тижні буде зібрано - 4,2 атома, або 0,2 атома в день. Збирати іони цезію можна прямо на дріт, який є анодом пропорційного лічильника. Сам лічильник може знаходитися прямо в резервуарі з ксеноном, який буде ефективним захистом від зовнішнього фону і одночасно робочою речовиною пропорційного лічильника. Застосування рідкого ксенону в пропорційному лічильнику дозволяє досягти 100% ефективності при реєстрації гамма-квантів з енергіями 5200 кеВ.

Таким чином, в детекторі, що містить як мішень 21 тонну ¹³¹Xe (збагачення 100%, число атомів ¹³¹Xe в мішені - 2.210³⁰), при розрахованій швидкості реакцій захоплення нейтрино - 45 SNU за рік відбудеться 150 подій захоплення сонячних нейтрино.

На сьогодні, всі спроби створення електронного детектора, який здатний реєструвати сонячні нейтрино низьких енергій в каналі заряджених струмів, поки не увінчалися успіхом, що пов'язано з фоном від радіоактивного забруднення як самої речовини мішені, так і навколишніх конструкційних матеріалів детектора. Цей фон має найбільшу інтенсивність у області енергій від 03 МеВ. У радіохімічних експериментах дана проблема розв'язується виділенням атомів, продуктів реакції захоплення, і реєстрація їх розпадів в нізькофоновому пропорційному лічильнику, об'єм якого ~ 1 см³. Оскільки фон детектора пропорційний масі, то в такому малому детекторі стає можливим зареєструвати в місяць всього декілька розпадів радіоактивних атомів, що утворилися в реакціях захоплення нейтрино. В радіохімічних детекторах вимірюється лише інтегральний потік нейтрино, але всі детектори мають різну чутливість до компонент нейтринного спектру. В хлор-аргоновому детекторі рр-нейтрино не реєструються, а внесок берилієвих нейтрино становить - 77%, для галій-германієвого детектора внесок рр-нейтрино становить 53%, а берилієвих нейтрино 26%, для запропонованого в даній роботі ксенон-цезієвого детектора частка рр-нейтрино становить 22%, а берилієвих нейтрино 40%. Комбінуючи дані хлорного, галієвого і ксенонового експериментів, можна визначити абсолютні значення потоку рр- та берилієвих нейтрино. Саме тому запропонований детектор на основі ксенону може виявитися єдиною можливістю для визначення спектру нейтрино при низьких енергіях.

В розділі 4 розглядається можливість прямої реєстрації низькоенергетичних сонячних нейтрино за допомогою сцинтиляційного детектора на рідкому ксеноні - XMASS.

Рідкий ксенон є гарним сцинтилятором, з великим Z, а також достатньо високою щільністю. Світловихід рідкого ксенону становить 42000 фотонів на МеВ. З цієї причини він часто розглядається як робоча речовина для нізькофонових експериментів по пошуку темної матерії, безнейтринного подвійного бета-розпаду. Для реєстрації сонячних нейтрино в сцинтиляційному детекторі на рідкому ксеноні був запропонований проект XMASS.

На рисунку 10 показана спрощена модель установки XMASS. Рідкий ксенон з повною масою 23.3 т заповнює вакуумний кріостат, виконаний з міді. Весь об'єм детектора може бути умовно роздільний на дві частини: зовнішній шар (30 см, масу 13 т) служить активним захистом від фону, який створюють фотопомножувачі і матеріали кріостата, і внутрішній, робочий об'єм масою 10 т, власне детектор сонячних нейтрино. Товщина внутрішньої і зовнішньої оболонок кріостата складає 1 см, а діаметри відповідно рівні 2,44 м і 3,2 м. Кріостат сполучений з вакуумним насосом, який підтримує тиск 10⁶ торр в просторі між двома мідними стінками, забезпечуючи термоізоляцію рідкого ксенону. На внутрішній сфері кріостата встановлені 1629 кварцових вікон з MgF₂ діаметром 3'', через які рідкий ксенон проглядають таку ж кількість 3-х дюймових ФЕП. Повне оптичне покриття поверхні сфери складає 40%. Для захисту від зовнішнього радіоактивного фону кріостат знаходиться в надчистій воді, товщина захисного шару якої складає 4 м. Повна маса зовнішньої мідної капсули кріостата складає 3,2 т, маса внутрішньої мідної оболонки кріостата 1,87 т і маса всіх ФЕП 500 кг. Детектор реєструватиме реакції розсіяння низькоенергетичних нейтрино. Повна маса детектора - 23 тонни ксенону. Для зменшення фону від подвійного двохнейтринного бета-розпаду ¹³⁶Xe, передбачається вико-ристовувати збіднений ксенон із зменшеним вмістом ¹³⁶Xe.

В даному розділі розглядається можливість реєстрації реакцій захоплення низькоенергетичних сонячних нейтрино на ядрі ¹³¹Xe в детекторі XMASS. На сьогодні експериментально отримано для оптичної прозорості значення 1 метр. На основі проведеного моделювання й реконструкції подій взаємодії ядерних часток у детекторі отримано, що просторова роздільна здатність становить 3 мм для енергії 1 МеВ, а енергетична - 6% на МеВ.

Оцінка фонових умов детектора показує, що самоекранування детектора на рідкому ксеноні дійсно дозволить отримати низький фон всередині детектора. На рисунку 9 представлені функції відгуку детектора XMASS для pp- і ⁷Be-нейтрино для робочого об'єму, що містить 10 т ксенону, а також фон від ФЕП. Високоенергетична область спектру ⁷Be нейтрино перекривається зростаючим з енергією фоновим спектром від радіоактивних забруднень ФЕП. В області енергій нижче 350 кеВ фонові події відсутні. У цій області спектру, згідно модельним розрахункам, спостерігатиметься спектр розсіяння рр-нейтрино, швидкість реєстрації яких складе, без урахування осциляцій нейтрино, більше 5000 подій на рік.

...