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

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

${\nu }_e+n^0\to p^{+}+e^{-}$

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

${\nu }_e+p^{+}\to n^0+e^{-}$

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

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

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

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

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 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] Šablona:Wayback
Double Chooz, Chooz	neutrina z jaderného reaktoru	scintilační	organický Gd-Komplex	tok nabitých částic (interakce neutrin s nukleony)	${\bar{\nu }}_e$+ 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] Šablona:Wayback
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 ${\bar{\nu }}_{\mu }$ + N → $\mu$+ + X miony	??	[20]
ANTARES, Středozemní moře, Francie	kosmické ${\nu }_{\mu }$	detektor Čerenkovova záření	H2O	tok nabitých částic	${\nu }_{\mu }$ + N → $\mu$− + X ${\bar{\nu }}_{\mu }$ + 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 ${\bar{\nu }}_{\mu }$ + N → $\mu$+ + X miony		[22]

Externí odkazy

• Šablona:Commonscat

• Jak neutrina lovit – detektory neutrin
• Historie detektorů - chytání neutrin a detektory ve srážečích

• MF Altmann et al., Solar NeutrinosŠablona:Nedostupný zdroj Rep. Prog. Phys. 64 (2001) 97–146