Neutrinový detektor

První pozorování neutrina v bublinkové komoře, 13. listopadu 1970. Neutrino se srazilo s protonem v jádru vodíku. Srážka nastala v pravé části snímku v místě, odkud vychází tři stopy částic.

Neutrinový detektor je zařízení umožňující zachycení neutrina a jeho detekci.

Detekce neutrin je vzhledem k jejich velké netečnosti k normální hmotě obtížná. K detekci lze využít tři procesy – interakci neutrin s nukleony, pružný rozptyl neutrina na elektronu nebo jádru a interakce vysokoenergetických neutrin s protony za vzniku mionů μ.

Interakce neutrin s nukleony[editovat | editovat zdroj]

Jedná se v podstatě o obrácení procesu beta rozpadu. Elektronové neutrino ν_e interaguje s neutronem a proběhne reakce:

{{\nu }_{e}+n^{0}}\rightarrow {p^{+}+e^{-}}

Nebo elektronové neutrino ${\nu }_{e}$ interaguje s protonem a pak proběhne reakce:

{{\nu }_{e}+p^{+}}\rightarrow {n^{0}+e^{-}}

Interakce neutrin s protony využili v roce 1956 F. Reines a C. Coward z laboratoří v Los Alamos k první úspěšné detekci neutrin.^[1]

Pro detekci neutrin pomocí interakce s neutronem je třeba zvolit takové jádro, kde přeměna neutronu na proton vede ke vzniku radioaktivního jádra. Interakce neutrina se pak prozradí radioaktivním zářením, které lze snadno detekovat. V praxi se nejdříve využívalo jader chlóru ³⁷Cl (např. v neutrinovém detektoru v Jižní Dakotě), které se interakcí změnilo na radioaktivní argon ³⁷Ar, nyní se používá gallium ⁷¹Ga, které se zachycením neutrina přemění na radioaktivní germanium ⁷¹Ge.

Pružný rozptyl neutrina na elektronu[editovat | editovat zdroj]

Rychle letící neutrino n se srazí s elektronem e⁻ nebo jádrem atomu, odrazí se od něj jako neutrino s nižší energií, přičemž předá elektronu část své energie. Odražený elektron se pohybuje většinou ve směru původního neutrina n a může být zaregistrován (např. při vysílání Čerenkovova záření).

Na principu rozptylu neutrina na elektronu je založen Neutrinový detektor Kamioka nebo Sudbury Neutrino Observatory.

Interakce vysokoenergetických neutrin s protony za vzniku mionů[editovat | editovat zdroj]

Při této detekci se využívá jako detekční prostředí led nebo voda. Při nárazu vysokoenergetického neutrina na proton (vodíkové jádro) vznikne mion μ o vysoké energii, který se prozradí čerenkovovým zářením, které vzniká podél jeho dráhy pohybu ledem nebo vodou.

Na tomto principu pracuje projekt AMANDA, IceCube nebo BAJKAL.

Důležité neutrinové detektory[editovat | editovat zdroj]

Neutrinové detektory
Experiment	Citlivost	Typ detektoru	Detekční látka	Proces detekce	Reakce	Prahová energie neutrin	Odkazy
BOREXINO, Gran Sasso, Itálie	nízkoenergetické sluneční $\nu _{e}$	scintilační	H₂O + PC+PPO PC=C₆H₃(CH₃)₃ PPO=C₁₅H₁₁NO]	pružný rozptyl	$\nu _{x}$ + e⁻ → $\nu _{x}$ + e⁻	250–665 keV	[1]
CLEAN	nízkoenergetické sluneční $\nu _{e}$ , a $\nu _{e}$ ze supernov a pulsarů	scintilační	tekutý neon	pružný rozptyl	$\nu _{x}$ + e⁻ → $\nu _{x}$ + e⁻ $\nu _{e}$ + ²⁰Ne → $\nu _{e}$ + ²⁰Ne	10-20 ^[2]eV	[2]
GALLEX, Gran Sasso, Itálie	sluneční $\nu _{e}$	radiochemický	GaCl₃ (30 t Ga)	tok nabitých částic	$\nu _{e}$ +⁷¹Ga → ⁷¹Ge+e⁻	233,2 keV	[3]
GNO, Gran Sasso, Itálie	nízkoenergetické sluneční $\nu _{e}$	radiochemický	GaCl₃ (30 t Ga)	tok nabitých částic	$\nu _{e}$ ⁷¹Ga → ⁷¹Ge+e⁻	233,2 keV	[4] Archivováno 2. 10. 2006 na Wayback Machine.
Double Chooz, Chooz	neutrina z jaderného reaktoru	scintilační	organický Gd-Komplex	tok nabitých částic (interakce neutrin s nukleony)	${\overline {\nu }}_{e}$ + p₊→n + e⁺	1.8 MeV	[5]
HERON	hlavně nízkoenergetické sluneční $\nu _{e}$	scintilační	supratekuté helium	tok neutrálních částic	$\nu _{e}$ + e⁻ → $\nu _{e}$ + e⁻	1 MeV	[6]
Homestake–Chlorine, opuštěný důl Homestake, Jižní Dakota, USA	sluneční $\nu _{e}$	radiochemický	C₂Cl₄ (615 t)	tok nabitých částic	³⁷Cl+ $\nu _{e}$ → ³⁷Ar+e⁻ ³⁷Ar^ → ³⁷Cl + e⁺ + $\nu _{e}$	814 keV	[7]
Homestake–Iodine, opuštěný důl Homestake, Jižní Dakota, USA	sluneční $\nu _{e}$	radiochemický	NaI	pružný rozptyl, tok nabitých částic	$\nu _{e}$ + e⁻ → $\nu _{e}$ + e⁻ $\nu _{e}$ + ¹²⁷I → ¹²⁷Xe + e⁻	789 keV	[8]
ICARUS, Gran Sasso, Itálie	sluneční a neutrina procházející atmosférou, a také $\nu _{e}$ , $\nu _{\mu }$ , $\nu _{\tau }$ , jejímž zdrojem je CERN	detektor Čerenkovova záření	tekutý argon	pružný rozptyl	$\nu _{e}$ + e⁻ → $\nu _{e}$ + e⁻	5,9 MeV	[9]
Neutrinový detektor Kamiokande, Kamioka, Japonsko	sluneční a neutrina procházející atmosférou, $\nu _{e}$	detektor Čerenkovova záření	H₂O	pružný rozptyl	$\nu _{e}$ + e⁻ → $\nu _{e}$ + e⁻	7,5 MeV	[10]
Super Kamiokande, Kamioka, Japan	sluneční a neutrina procházející atmosférou, $\nu _{e}$ , $\nu _{\mu }$ , $\nu _{\tau }$ a také $\nu _{e}$ , $\nu _{\mu }$ , $\nu _{\tau }$ , jejímž zdrojem je KEK	detektor Čerenkovova záření	H₂O	pružný rozptyl, tok nabitých částic	$\nu _{e}$ + e⁻ → $\nu _{e}$ + e⁻ $\nu _{e}$ + n° → e⁻ + p⁺ $\nu _{e}$ + p⁺ → e⁺ + n°	???	[11] Archivováno 5. 9. 2009 na Wayback Machine.
LENS, Gran Sasso, Itálie	nízkoenergetické sluneční $\nu _{e}$	scintilační	In(MVA)_x	tok nabitých částic	$\nu _{e}$ + ¹¹⁵In → ¹¹⁵Sn+e⁻+2γ	120 keV	[12]
MOON, Washington, USA	nízkoenergetické sluneční $\nu _{e}$ a nízkoenergetické ze supernov $\nu _{e}$	scintilační	¹⁰⁰Mo (1 t) + MoF₆ (plynný)	tok nabitých částic	$\nu _{e}$ +¹⁰⁰Mo → ¹⁰⁰Tc+e⁻	168 keV	[13]
OPERA, Gran Sasso, Itálie	$\nu _{e}$ , $\nu _{\mu }$ , $\nu _{\tau }$ jejímž zdrojem je CERN	hybridní	2.000 t Pb/emulsní + mionový spektrometr	tok nabitých částic	$\nu _{\tau }$ + N → $\tau$ +X	4,5 GeV	[14]
Baksan neutrino observatory, Baksan, Rusko	nízkoenergetické sluneční $\nu _{e}$	radiochemický	GaCl₃	tok nabitých částic	$\nu _{e}$ +⁷¹Ga → ⁷¹Ge+e⁻	233,2 keV	[15]
Neutrinový detektor SNO, důl Sudbury, Kanada	sluneční a neutrina procházející atmosférou $\nu _{e}$ , $\nu _{\mu }$ , $\nu _{\tau }$	detektor Čerenkovova záření	1000 t D₂O	tok nabitých částic, tok neutrálních částic, pružný rozptyl	$\nu _{e}$ + ²₁D →p⁺+p⁺+e⁻ $\nu _{x}$ + ²₁D → $\nu _{x}$ +n°+p⁺ $\nu _{e}$ + e⁻ → $\nu _{e}$ + e⁻	6,75 MeV	[16]
UNO, důl Henderson, USA	sluneční, neutrina procházející atmosférou a z jaderného reaktoru $\nu _{e}$ , $\nu _{\mu }$ , $\nu _{\tau }$	detektor Čerenkovova záření	440.000 t H₂O	pružný rozptyl	$\nu _{e}$ + e⁻ → $\nu _{e}$ + e⁻	???	[17]
AMANDA, Antarktida	neutrina procházející atmosférou a kosmické $\nu _{e}$ , $\nu _{\mu }$ , $\nu _{\tau }$ , eventuálně další	detektor Čerenkovova záření	1 km³ H₂O (vodní led)	tok nabitých částic	$\nu _{x}$ + N → x + X hlavně interakce s protony za vzniku mionů	>200 GeV, ??	[18]
IceCube, Jižní pól	neutrina procházející atmosférou a kosmické $\nu _{e}$ , $\nu _{\mu }$ , $\nu _{\tau }$ , eventuálně další	detektor Čerenkovova záření	1 km³ H₂O (vodní led)	tok nabitých částic	$\nu _{x}$ + N → x + X hlavně interakce s protony za vzniku mionů	>200 GeV, přibližně 10 GeV	[19]
BAJKAL, jezero Bajkal, Rusko	kosmické $\nu _{\mu }$	detektor Čerenkovova záření	H₂O	tok nabitých částic	$\nu _{\mu }$ + N → $\mu$ ⁻ + X ${\overline {\nu }}_{\mu }$ + N → $\mu$ ⁺ + X miony	??	[20]
ANTARES, Středozemní moře, Francie	kosmické $\nu _{\mu }$	detektor Čerenkovova záření	H₂O	tok nabitých částic	$\nu _{\mu }$ + N → $\mu$ ⁻ + X ${\overline {\nu }}_{\mu }$ + N → $\mu$ ⁺ + X miony	> 10 GeV	[21]
KM3NeT, Středozemní moře	kosmické $\nu _{\mu }$	detektor Čerenkovova záření	H₂O	tok nabitých částic	$\nu _{\mu }$ + N → $\mu$ ⁻ + X ${\overline {\nu }}_{\mu }$ + N → $\mu$ ⁺ + X miony		[22]

Reference[editovat | editovat zdroj]

↑ Neutrinová observatoř v Antarktidě
↑ ROTHE, Johannes Felix Martin. Low-Threshold Cryogenic Detectors for Low-Mass Dark Matter Search and Coherent Neutrino Scattering. , 2021 [cit. 2024-03-03]. . Technische Universität München. . Dostupné online.

Externí odkazy[editovat | editovat zdroj]

Obrázky, zvuky či videa k tématu Neutrinový detektor na Wikimedia Commons

(česky)

(anglicky)

MF Altmann et al., Solar Neutrinos^{[nedostupný zdroj]} Rep. Prog. Phys. 64 (2001) 97–146

[1] Neutrinová observatoř v Antarktidě

[2] ROTHE, Johannes Felix Martin. Low-Threshold Cryogenic Detectors for Low-Mass Dark Matter Search and Coherent Neutrino Scattering. , 2021 [cit. 2024-03-03]. . Technische Universität München. . Dostupné online.

[1]

[2]