Программа Президиума РАН «Нейтринная физика» Отчет лабораторий В. Н. Гаврин РХМДН ОЛВЭНА и ГГНТ БНО 2007
Программа Президиума РАН «Нейтринная физика» Отчет лабораторий РХМДН ОЛВЭНА и ГГНТ БНО 2007 Проект « Галлий-германиевый нейтринный телескоп » (Эксперимент SAGE) Номер государственной регистрации 01. 2. 00 305503 Участники проекта: Институт ядерных исследований РАН, Лос Аламосская национальная лаборатория, США Университет Вашингтон, США Количество научных сотрудников: Количество сотрудников: Период выполнения проекта: 12 69 (30 – дежурный персонал) 1990. 01 -2012. 12
Проект «Галлий-германиевый нейтринный телескоп» 1) Измерение потока солнечных нейтрино Галлий-германиевым нейтринным телескопом (ГГНТ). 2) Регенерация галлия, периодическое восстановление массы активной части мишени (руководитель – с. н. с. Е. П. Веретёнкин). 3) Исследование свойств нейтрино (антинейтрино) на ГГНТ с искусственными источниками нейтрино и антинейтрино. 4) Исследование возможности создания электронного детектора реального времени. Номер государственной регистрации 01. 2. 007 00196 а) Неактивированные кристаллы Li. F (руководитель - к. ф. м. н. , н. с. В. В. Горбачев). б) Объёмные полупроводниковые кристаллы (руководитель - к. ф. м. н. , н. с. Ю. П. Козлова). 5) Спектрометр быстрых нейтронов (руководитель - н. с. Д. Н. Абдурашитов). Номер государственной регистрации 01. 2. 00 305505
Публикации 2007 года 1. Artificial Neutrino Source Based on the 37 Ar Isotope, Physics of Atomic Nuclei, v. 70, № 2 (2007) 300. 2. Measurement of the Activity of an Artificial Neutrino Source Based on 37 Ar, Physics of Atomic Nuclei, v. 70, № 2 (2007) 311. 3. Development of a Segmented Fast Neutron Spectrometer, Physics of Atomic Nuclei (2007) v. 70, No. 1, 133 -139. 4. Synthesis Solute Diffusion Growth of Bulk Ga. As: Effects of Growth Temperature and Stoichiometry. Solid-State Electronics, V. 51, Issue 7 (2007) 1039 -1046. 5. Морфологические и структурные особенности квазиподложек Ga. N, выращенных на сапфире методом хлоридно-гидридной эпитаксии, Известия ВУЗов. Материалы электронной техники. В печати. 6. Секционный neutrino спектрометр быстрых нейтронов, препринт ИЯИ 1186 (2007) 7. Radiochemical solar neutrino experiments, http: //www. ar. Xiv. org/abs/nucl-ex/0703012 В 2007 году на международных конференциях представлено 5 докладов 1. V. N. Gavrin “Radiochemical solar neutrino experiments”, the XIVth International School on Particles and Cosmology, Baksan Valley, Russia, April 16 -21, 2007. 2. A. A. Shikhin “Segmented high resolution fast neutron spectrometer: present status, response function”, the XIVth International School on Particles and Cosmology, Baksan Valley, Russia, April 16 -21, 2007. 3. V. N. Gavrin “Radiochemical solar neutrino experiments”, the XIIIth International Lomonosov Conference of Elementary Particle Physics, Moscow, Russia, August 23 -29, 2007. 4. V. N. Gavrin «Академик Г. Т. Зацепин» , International Conference “Cosmic Rays Physics and Neutrino Astrphysics Problems” (in honour of Academician G. Zatsepin 90 th Jubilee), Moscow, Russia, 28 -29 May 2007. 5. V. N. Gavrin “SAGE: status and future”, the Xth International Conference on Topics in Astropraticle and Underground Physics (TAUP 2007), Sendai, Japan, 11 -15 September 2007. На российских конференциях представлен 1 доклад 1. В. Н. Гаврин. «Солнечные нейтринные эксперименты» , Баксанская Молодежная Школа экспериментальной и теоретической физики, Баксанское ущелье, Россия, 16 -21 апреля 2007 года.
51 Cr GALLEX Cr-1 Gallium chloride solution Gallium metal 1. 00+0. 11 -0. 10 (GALLEX) SAGE Cr (1) (2) 0. 95 ± 0. 12 37 Ar (SAGE) Weighted average m. Ga (tons) 30. 4 13. 1 0. 92± 0. 06 mof target (kg) 35, 5 0, 513 330 enrichment (% 50 Cr) 38, 6 92, 4 96, 94% 40 Ca (natural Ca) source specific activity (KCi/g) 0, 048 0, 052 1, 01 92, 7 Weighted GALLEX Cr-2 SAGE Ar source activity +0. 09 0. 79 -0. 10 average (MCi) 1, 71 1, 87 0. 81 ± 0. 10 0, 52 0, 41 expected rate 11, 7 12, 7 14, 0 13, 9 0. 88± 0. 05 R = pmeasured/ppredicted 1. 0± 0. 11 0. 81± 0. 10 0. 95± 0. 12 0. 79± 0. 1 Rcombined 0. 90± 0. 07 0. 86± 0. 08
Measurement of source activity Summary of source strength measurements Summary of different activity measurements. The stated uncertainty includes all known systematics. Measurement Activity (k. Ci 37 Ar at method 04: 00 on 30 April 2004) ________________________________ Volume of gas Mass of gas Calorimetry at Zarechny Calorimetry at Baksan Proportional counter Isotopic dilution 409 ± 6 412 ± 4 401 ± 4 422 ± 9 405 ± 4 410 ± 5 The six completed activity measurements are given in the Table. These measurements are adopted in the weighted average, 409 ± 2 k. Ci.
The source experiments with Ga * The weighted average value of R is 0. 88 ± 0. 05, more than two . 05 SD less than unity. * If the contribution of these two excited states to the predicted rate is set to zero, then R = 0. 93 ± 0. 05, reasonably consistent with R = 0. 93 ± 0. 05 unity. * We believe that, although not statistically conclusive, the combination of these experiments suggests that the predicted rates is overestimated. The most likely hypothesis is that the cross sections for neutrino capture to the lowest two states in 71 Ge, both of which can be reached using either 51 Cr or 37 Ar sources, have overestimated. * A new experiment with a considerably higher rate from the – «Пророков нет в отечестве своем, neutrino source is planned now to settle this question. не густо» Но и в других отечествах –
From: Wolfgang Hampel <W. Hampel@mpi-hd. mpg. de> To: haxton@u. washington. edu, gavrin@dionis. iasnet. ru, bclevela@surf. sno. laurentian. ca Date: Wednesday, March 28, 2007, 4: 33: 48 PM Subject: Ga source experiments Dear Bruce, Vladimir and Wick, I have received Vladimir's email concerning all source results with great interest. This is also because we are just in the progress to reevaluate the GALLEX data, mainly for two reasons: (1) all officially published GALLEX data (in contrast to the case of GNO) have so far been analysed by means of the simple 10 -70% rise time pulse shape analysis. My Ph. D student Florian Kaether who was also involved in the BNO-LNGS project has developed a more sophisticated pulse shape analysis suited tobe applied to the rather noisy GALLEX pulse shapes; (2) many counter efficiencies have been measured directly only after the end of GALLEX, they thus have not been used in the officially published GALLEX data. Reanalysing the GALLEX data from the 2 source experiments yields for the ratio R = 0. 90 +/- 0. 09 (preliminary, the systematic errors have not been finalized so far). This ratio is very close to the (unpublished) numbers which you quote in your 37 Ar paper. Taking the GALLEX data alone we are much less than 1 sigma away from the expectation value 0. 95 (without contributions from the first two excited states) and a little bit more than 1 sigma away from 1. 00 (including the excited state contribution). Including also the SAGE source results, especially your 37 Ar source experiment yields R = 0. 88 +/- 0. 05, as you state in your 37 Ar paper. I fully agree to the conclusion in your paper, namely that this basically indicates the absence of the 5% contribution from the first two excited states to the 71 Ga capture cross section. Wick, in your email to Vladimir you raised the question whether the ground state cross section may be slighly in error. As you state, we have measured a long time ago the halflife and the Q(EC) value of the 71 Ge decay. Later (in the frame of the 17 ke. V neutrino discussion) several other groups have remeasured Q(EC) and found in most cases values in agreement with our number but with smaller errors. Therefore the input data to John Bahcall's cross section calculation are in my opinion okay. Thus the B(GT) value of the ground state transition is known to better than 1%. To conclude: the source experiments on Ga (especially after the GALLEX 71 As experiment) have measured the contribution of the first two excited states to the 71 Ga capture cross section and found this contribution to be rather small. If we believe this, then the consequence should be to reduce the 7 Be contribution to the expected rate from SSM for Ga by 6% (which according to John's paper is the contribution of the first two excited states to the 7 Be capture cross section derived from the (p, n) experiments). I would be glad to hear your opinions about these points. With very best regards, Wolfgang.
51 Cr Gallium chloride solution (GALLEX) (1) (2) Gallium metal 37 Ar (SAGE) m. Ga (tons) 30. 4 13. 1 mof target (kg) 35, 5 0, 513 330 enrichment (% 50 Cr) 38, 6 92, 4 96, 94% 40 Ca (natural Ca) source specific activity (KCi/g) 0, 048 0, 052 1, 01 92, 7 source activity (MCi) 1, 71 1, 87 0, 52 0, 41 expected rate 11, 7 12, 7 14, 0 13, 9 R = pmeasured/ppredicted 1. 0± 0. 11 0. 81± 0. 10 0. 95± 0. 12 0. 79± 0. 1 0. 90± 0. 09 0. 94± 0. 07 Rcombined 0. 90± 0. 07 0. 86± 0. 08
Without contributions from the first two excited states Including contributions from the first two excited states R = pmeasured/ppredicted 1. 0± 0. 11 0. 90± 0. 09 0. 95± 0. 12 0. 79± 0. 1 Rcombined 0. 94± 0. 07 0. 86± 0. 08 0. 95± 0. 05 Weighted average 0. 90± 0. 05
Результат 1 Результаты измерения скорости захвата нейтрино на Ga от K-захватных нуклидов 51 Cr и 37 Ar в экспериментах с искусственными источниками нейтрино на Галлийгерманиевом нейтринном телескопе привели к заключению, что вклад первых двух возбужденных состояний 71 Ge в сечение реакции захвата нейтрино на галлии близок к нулю и, следовательно, общепринятая величина вклада нейтрино от распада 7 Be в Солнце в ожидаемую скорость захвата на Ga до настоящего времени была завышена на 6%.
SAGE Measurement of the solar neutrino capture rate with gallium metal. 71 Ga(v, e-)71 Ge, E = 0. 233 ke. V th Presently SAGE is the only experiment sensitive to the pp neutrinos It is one of the longest almost uninterrupted time of measurements among solar neutrino experiments 18 year period (1990 – 09. 2007): 166 runs, 306 separate counting sets Results: 65. 6+3. 2 -3. 1 +3. 5 -3. 2 SNU or 65. 6+4. 7 -4. 5 SNU All extractions as function of time Combined results for each year SAGE continues to perform regular solar neutrino extractions every four weeks with ~50 t of Ga
Table of factors needed to compute the capture rate in 71 Ga solar neutrino experiments. * The units of flux are 1010 (pp), 109 (7 Be), 108 (pep, 13 N, 15 O), 106 (8 B, 17 F), 103 (hep) cm-2 s-1. The uncertainty values are at 68% confidence. 65. 6 ± 4. 6 77. 5 ± 7. 7 62. 9 ± 5. 9 SAGE + GALLEX + GNO → 67. 6 ± 3. 7 SNU SAGE + GALLEX + GNO Excellent agreement * http: //ar. Xiv. org/abs/nucl-ex/0703012
Результат 2 Объединенный анализ, законченных счетом измерений на Галлий-германиевом нейтринном телескопе за 17 -летний период с января 1990 по декабрь 2006 года дает величину потока 66. 2± 4. 6 солнечных нейтринных единиц. Для сравнения с теорией, в 2007 году на основе Стандартной Солнечной Модели с учетом нейтринных осцилляций и результатов экспериментов с искусственными источниками нейтрино был выполнен расчет ожидаемой величины потока. Полученная величина потока 67. 3± 3. 7 солнечных нейтринных единиц, прекрасно согласуется с измеренной на телескопе.
![THE pp NEUTRINO FLUX [pp+7 Be+CNO+pep+8 B|Ga] = 67. 6 ± 3. 6 SNU](https://present5.com/presentation/2377b13a8c01105b20eeff45231ffdad/image-15.jpg "THE pp NEUTRINO FLUX [pp+7 Be+CNO+pep+8 B|Ga] = 67. 6 ± 3. 6 SNU")
THE pp NEUTRINO FLUX [pp+7 Be+CNO+pep+8 B|Ga] = 67. 6 ± 3. 6 SNU from 288 solar neutrino extractions in the SAGE and GALLEX/GNO experiments [8 B|SNO] = (1. 68 ± 0. 11) × 106 νe/(cm 2 s-1) → [8 B|Ga] = 3. 7 +1. 2 -0. 7 SNU [pp+7 Be+CNO+pep|Ga] = 64. 0 +3. 7 -3. 3 SNU [7 Be+CNO+pep+8 B|Cl] = 2. 56 ± 0. 23 SNU [8 B|Cl] = 1. 72 ± 0. 14 SNU → [7 Be+CNO+pep|Cl] = 0. 84 ± 0. 27 SNU [7 Be+CNO+pep|Ga] = [7 Be+CNO+pep|Cl] × = 23. 9+7. 9 -7. 6 SNU [7 Be+CNO+pep|Ga] = 23. 9+8. 1 -8. 0 SNU [pp|Ga] = [pp+7 Be+CNO+pep|Ga] - [7 Be+CNO+pep|Ga] = 40. 1 +6. 6 -9. 0 SNU → the measured electron neutrino pp flux at Earth of (3. 41 +0. 76 -0. 77) × 1010/(cm 2 s-1) (5. 94 ± 0. 06) × 1010/(cm 2 s-1) (SSM) ×( ) = (3. 30 +013 -0. 14) × 1010/(cm 2 s-1) Excellent agreement
Результат 3 Галлий-германиевый нейтринный телескоп Баксанской нейтринной обсерватории в настоящее время является единственным в мире телескопом, обеспечивающим измерение скорости фундаментальной протон-протонной реакции термоядерного синтеза в Солнце, в которой генерируется подавляющая часть солнечной энергии, а также рождается подавляющая часть нейтринного потока. На основе результатов, полученных в измерениях на Ga с использованием результатов всех солнечных экспериментов, нами была получена величина потока электронных нейтрино от pp реакции, приходящих на Землю, (3. 4+0. 76 -0. 77) 1010 /см 2 -сек, которая хорошо согласуется с ожидаемой величиной (3. 3+0. 13 -0. 14)1010 /см 2 -сек, вычисленной на основании Стандартной Солнечной Модели c учетом нейтринных осцилляций. Полученное в исследованиях на телескопе своем, – «Пророков нет в отечестве экспериментальное подтверждение теоретических представлений об Но и в других отечествах – не густо» основных процессах, протекающих в Солнце, а также о нетривиальных, таких как осцилляции, свойствах нейтрино, является выдающимся достижением последнего времени.
Thought you would like to know the good news that Dave Wark has been elected a Fellow of the Royal Society. John >> >> >> Professor David Lee Wark >> >> >> Professor of Physics, Blackett Laboratory, Imperial College London >> and Science and Technology Facilities Council, Rutherford Appleton >> Laboratory >> Professor David Wark is an internationally renowned authority on >> neutrino physics. He is distinguished for his work on a series of >> groundbreaking neutrino experiments, including SAGE the solar >> neutrino experiment, which first showed that there was a deficit >> of neutrinos from the proton-proton solar cycle and more recently >> on the Sudbury Neutrino Observatory in Canada, where he became co- >> on the Sudbury Neutrino Observatory in Canada, where he became co>> spokesman. Ø 1990 - SAGE shows greatly suppressed Ga rate Ø 1990 - Start of construction of SNO David Sinclair, May 2007
If one assumes the rate in Gallex-GNO varies linearly in time then the best fit gives [Capture rate = 82 ± 10 - (1. 7 ± 1. 1) × [t(year) - 1990] Altmann M et al. 2005 Phys Lett B 616] time variation without χ2/dof 10. 8/5 13. 2/6 prob 5. 6% 4. 0% χ2/dof 11. 7/16 11. 4/17 prob 76% 83% At the present time we cannot differentiate between these two hypotheses, but it should become possible to do so with additional data.
Что изменилось в мире после регистрации нейтрино. После результатов эксперимента SAGE Нейтрино: 1. Ключевая роль в нашем понимании слабых взаимодействий, физики элементарных частиц, эволюции Вселенной; 2. Ключевая роль в понимании необходимости выхода за пределы Стандартной модели элементарных частиц; 3. Самая распространенная форма материи во Вселенной вслед за фотонами; 4. Роль в нуклеосинтезе: нейтрино ответственны за образование тяжелых элементов – основы окружающего мира (в т. ч. и жизни); 5. Влияние на формирование галактик; 6. Влияние на процессы в тяжелых звездах. Исследование нейтрино – тема экспериментальная. Все перечисленные пункты установлены после соответствующих экспериментов. Начиная с введения новой частицы Паули, вариантов описания ее Дираком-Вейлем-Майораной, предположением Понтекорво об осцилляциях и др. Солнечные нейтрино: 1. Здесь впервые появились осцилляции – предложены для объяснения дефицита; 2. Подтверждение гипотезы о термоядерном источнике энергии в звездах. SAGE (результаты прекрасно подтверждены другими Ga экспериментами – GALLEX и GNO): 1. Подтвердили дефицит – явление систематическое; 2. Другое значение дефицита – зависимость эффекта от энергии; 3. Единственное прямое доказательство pp-цепи; 4. Ввели технику искусственных источников нейтрино; 5. Единственная техника регистрации нейтрино малых энергий (не только солнечных). Перечисленные выше пункты составляют реальный вклад Ga-экспериментов в реальную физику.
Нейтрино-Антинейтрино ГГНТ ν. РЕАКТОР СМ-3 2 МКи 51 Cr -> 50 Cr (92. 4% ) 2300 г R ~ 3 -4% МЫ ИМЕЕМ: ~ 600 г 50 Cr (92. 4% ), из которых ~520 г находятся В РК Кол-во ячеек Номера ячеек M, г Fr, см-2 с-1 Ft, см-2 с-1 Tng, К A, МКи A через 10 сут, МКи 1 1 84. 86 9. 30 E+13 1. 91 E+15 520 0. 27 0. 21 3 1, 2, 3 254. 58 1. 05 E+14 1. 46 E+15 537 0. 62 0. 48 5 4, 6, 8, 10, 12 424. 29 9. 73 E+13 1. 26 E+15 534 0. 90 0. 70 9 4 -12 763. 73 1. 01 E+14 9. 73 E+14 557 1. 26 0. 98 8 13, 15, 17, 19, 21, 23, 25, 27 678. 87 9. 79 E+13 1. 05 E+15 549 1. 20 0. 94 15 13 -27 1272. 88 1. 02 E+14 7. 76 E+14 592 1. 66 1. 29 27 1 -27 2291. 18 1. 06 E+14 5. 35 E+14 657 2. 03 1. 58 14 все нечётные 1188. 02 9. 91 E+13 8. 27 E+14 567 1. 30 18 1 -3 и 13 -27 1527. 45 1. 02 E+14 7. 36 E+14 596 1. 89 1. 47 19 1 -3, 5 в среднем ряду, 13 -27 1951. 74 1. 01 E+14 6. 10 E+14 621 2. 01 1. 56
~. ν Нейтрино-Антинейтрино ГГНТ α 2 ≡ σ ~ν / σν α < 10 -2 R. Davis Год публ. Реактор Поток νe νe/см 2 c Объем мишени (n) Фон счетчика σ Экспер. (см 2) Примечание 1955 /1/ Брукхейвен (3 -4) · 1011 200 3900 0, 15 -0, 25 шт/мин ≤ 2 · 10 -42 Обнаруженный 37 Аг отнесен за счет генерации его космическим излучением (p + 37 Cl → 37 Ar + n) 1956 /2/ Саванна. Ривер ~ 1013 3900 30 -60 шт/день ≤ 0, 9 · 10 -45 Бак защищен от космических лучей 1957 /3/ Саванна. Ривер ~ 1013 3900 7 -10 шт/день ≤ 0, 9 · 10 -45 Бак защищен 4 м бетона. Проведены контрольные эксперименты ≤ 0, 25 · 10 -45 Краткое упоминание о проводимых работах 1959 /4/ 11400
Candidates for antineutrino source 32 P Q=1. 710 Me. V T =14, 29 d 1/2 123 Sn Q=1. 410 Me. V T =129, 2 d 1/2 71 Ga+n → 71 Ge+e– (“direct measurements”) 170 Tm Q=0. 968 Me. V T =128, 6 d 1/2
~. ν Нейтрино-Антинейтрино ГГНТ Измерения интенсивности взаимодействия с ядрами антинейтрино от внешнего источника существенно отличаются от измерений 2β(0ν)-распадов: (1) не зависят от свойств ядер и их стабильности по отношению к β-распаду; (2) в таких измерениях строго определена энергия частиц; (3) в условиях 2β(0ν)-распада нейтрино являются виртуальными частицами с произвольной энергией; (4) существует пространственное разделение между точками рождения и взаимодействия частиц (в точечном случае взаимодействие может происходить с рождением и поглощением массивных частиц). 1 моль 170 Tm ~ 35 к. Ки Φn ~ 3 x 1015 см-2 с-1 тепловыделение 1 МКи - 2 к. Вт 6. 5 МКи 170 Tm: за 20 экспозиций по 10 суток -> α < 10 -3
Детектор Li. F (руководитель к. ф. м. н. н. с. В. В. Горбачев) Оценка скоростей взаимодействия нейтрино с мишенью Li. F массой 100 т
Детектор Li. F (руководитель - к. ф. м. н. , н. с. В. В. Горбачев) 1. Создание технологических систем для исследования кристаллов Li. F: 1) создание вакуумной камеры с системой охлаждения до – 200 о. С, 2) наладка и запуск электроники для регистрации сцинтилляционного излучения в режиме совпадений. 1. 2. Исследование свойств сцинтилляционного излучения неактивированных кристаллов Li. F. 3. 1) интенсивность излучения в зависимости от температуры, 2) форма импульсов, 3) возможность использования шифтера, 4) исследование прозрачности, отражений и поглощения излучения на границах кристалла
Полупроводниковые детекторы ионизирующих излучений на основе соединений Ga и Se (руководитель - к. ф. м. н. , н. с. Ю. П. Козлова) Ga. N – отсутствие развитой технологии выращивания объемных кристаллов; Ga. Se, In 2 Se 3 – слоистость и низкая твердость кристаллов; Cd. Se – большие токи утечки, отсутствие собирания генерированных зарядов.
Детекторные свойства Zn. Se ВАХ структуры Au-Zn. Se-Al Зависимость эффективности собирания зарядов и разрешения пиков от приложенного смещения для структуры Au-Zn. Se-Al Спектры от альфа-частиц (239 Pu, Е a = 5. 5 Мэ. В), полученные на структуре Au-Zn. Se-Al при различных смещениях. CCЕ – 50 % при толщине структуры 2 мм
Детекторные свойства Ga 2 Se 3 № Состав Размеры кристалла, мм Удельное сопротивление , Ом см, (ИФТТ) Удельное сопротивление , Ом см, (ГИРЕДМЕТ) Подвижность носителей е, см 2/В с, (ГИРЕДМЕТ) Концентрация носителей, n, см-3 (ГИРЕДМЕТ) б/ № Ga 2 Se 3: Mn (0, 2 %) 15× 80 - - 6 Ga 2 Se 3 15× 80 2, 1× 107 - 7 Ga 2 Se 3 15× 80 7, 0× 106 5 107 22 5. 7 109 8 Ga 2 Se 3 28× 105 2, 2× 107 1. 8 108 7. 3 4. 9 109 9 Ga 2 Se 3 Линия Ga. Se 28× 90 2, 1× 108 - 10 Ga 2 Se 3 36× 127 2, 5× 108 7. 8 107 13. 3 6. 1 109 б/№ Ga 2 Se 3: Mn (2 %) 15× 80 - - Внешний вид слитка Ga 2 Se 3 № 10 Нанесение металлических контактов: Au – рабочий контакт (Шоттки), Ti, In – тыльный (омический) контакт. 2008 год: * оптимизация структуры тестовых детекторов на основе Zn. Se и Ga 2 Se 3 (формирование новых контактов); * усовершенствование технологии выращивания монокристаллов Ga 2 Se 3; ВАХ структуры Au-Ga 2 Se 3(6)-In. * измерение спектроскопических, вольтамперных и сцинтилляционных характеристик тестовых детекторов при комнатной и пониженной температурах.
Спектрометр быстрых нейтронов (руководитель - н. с. Д. Н. Абдурашитов) Функция отклика при полном поглощении BC-523 (Bicron) Ø 12. 7 x 7. 6 см 2 Жидкий органический сцинтиллятор с добавкой 5% бора (естеств. ) ФЭУ Hamamatsu R 1512 (T. Aoyama et al, NIMA 333 1993, 492) Классический пример простого детектора (органика+ФЭУ) с функцией захвата замедлившихся нейтронов имеет широкий отклик с двумя несимметричными пиками, причем относительная интенсивность пиков изменяется с энергией нейтронов. Причина такого поведения заключается в нелинейности световыхода органических сцинтилляторов на фоне множественности протонов отдачи.
Секционный спектрометр быстрых нейтронов высокого аппаратного разрешения Раздельная регистрация протонов отдачи в изолированных сегментах с последующим восстановлением энергии нейтрона – ключ к решению проблемы Простой дизайн – цилиндрические секции • • • Комбинация из 16 оптически изолированных секций-сегментов Жидкий сцинтиллятор с добавкой 6 Li (альтернатива - счетчики 3 He) Триггер – срабатывание 2 -х и более секций в пределах 30 нсек
Отклик пилотного варианта на 14 Мэ. В нейтроны Отклик пилотной версии секционированного спектрометра без функции полного поглощения (без добавки 6 Li) Отклик обычного детектора с добавкой бора
Что сделано • Новый корпус – легкий и компактный, механическая точность • Новые секции – изготовлены с повышенной точностью
Возможное применение спектрометра: • исследования фона быстрых нейтронов в подземных экспериментах по поиску двойного бета-распада и частиц темной материи • измерение потоков быстрых нейтронов в космосе (вспышки на Солнце) • измерение вклада быстрых нейтронов в мощность дозы на ускорителях и атомных станциях
Уважаемый В. Н. Гаврин! В ответ на Ваше письмо от 4. 10. 2007 г. по вопросу сооружения выработки больших размеров (диаметр 50, длина 100 м на глубине 2400 м) в Баксанской нейтринной лаборатории сообщаю следующее. ВНИМИ может выдать рекомендации о возможности сооружения выработки с указанными Вами параметрами. Для этого нам необходимы сведения: о структуре пород, их прочности, влиянии на нее агрессивной среды, наличии тектонических разломов вблизи закладываемой выработки, величинах конвергенции кровли и почвы в уже существующих выработках. При отсутствии таких сведений первым этапом работы ВНИМИ будет изучение физико-механических свойств пород и получение указанных характеристик. После чего необходимо провести расчеты и обосновать тип и параметры крепи, обеспечивающие устойчивость данной выработки. Ориентировочная стоимость данной работы при наличии перечисленных сведений составит – 2 млн. рублей, а при их отсутствии – 3, 5 млн. рублей. Сроки выполнения данной работы соответственно в первом случае – 6 -8 месяцев, во втором случае – 1, 5 года. В случае Вашей заинтересованности необходим официальный запрос в адрес руководства нашего института. С уважением, Зав. лабораторией геомеханики докт. техн. наук, профессор М. А. Розенбаум
Спасибо за внимание!
Заместителю директора по научной работе С. П. СМИРНОВУ Глубокоуважаемый Сергей Павлович, Баксанская обсерватория Института ядерных исследований РАН выполняет программу фундаментальных исследований на нейтринных телескопах, размещенных в подземных лабораториях. Обсерватория расположена в Кабардино-Балкарии, в Приэльбрусье, в Баксанском ущелье, в 30 км от г. Тырныауз. Подземные лаборатории размещены на различных расстояниях от поверхности вдоль двух штолен, уходящих вглубь горы Андырчи под небольшим углом к горизонту. Расстояние между штольнями 50 метров. Штольни соединены между собой четырьмя сбойками. Сечение штолен в проходке ~ 14. 5 м 2, высота ~ 3. 5 м, ширина в основании ~ 4. 5 м. Основные объемы горных выработок Обсерватории пройдены в кристаллических сланцах (кислые магматические породы), в которых встречаются кварцевые жилы и пластовые инъекции гранита. Лаборатория наиболее глубокого заложения - Галлий-Германиевого Нейтринного Телескопа (лаборатория ГГНТ) расположена на расстоянии 3. 5 км от устья штольни. Мощность покровных пород над камерой ГГНТ - 2100 м, температура окружающей породы +38. 3 С. Подземные воды слабощелочные, обладающие очень слабой сульфатной агрессивностью по отношению к бетону, содержат сероводород. В районе комплекса лаборатории ГГНТ предполагается проявление гидростатического давления. В качестве меры предосторожности было выполнено бурение дренажных разгрузочных скважин по контуру выработки камеры телескопа. Лаборатория ГГНТ представляет собой камерную выработку цилиндрической формы длиной 60 м, диаметром 15 м, шириной в основании 12 м и высотой 10 м (объем ~ 7000 м 3). Вспомогательное оборудование инженерных систем (электроподстанция, система кондиционирования, вытяжной вентиляционный агрегат и пр. ) размещаются в отдельных горных выработках, смежных с лабораторией. Дальнейшее развитие программы исследований в Обсерватории требует создания подземных лабораторий значительно большего объема для размещения телескопов нового поколения. В связи с этим возникла необходимость рассмотреть возможность создания в Баксанской нейтринной обсерватории на расстоянии ~ 4 км от устья штольни камерной выработки ориентировочно круглого сечения с размерами: диаметр 50 м, длина 100 м. Обращаюсь к Вам с просьбой рассмотреть принципиальную возможность сооружения такой лаборатории. Заведующий лабораторией ГГНТ В. Н. Гаврин
Что изменилось в мире после регистрации нейтрино Нейтрино 1. Ключевая роль в нашем понимании слабых взаимодействий, физики элементарных частиц, эволюции Вселенной; 2. Ключевая роль в понимании необходимости выхода за пределы Стандартной модели элементарных частиц; 3. Самая распространенная форма материи во Вселенной вслед за фотонами; 4. Роль в нуклеосинтезе: нейтрино ответственны за образование тяжелых элементов – основы окружающего мира (в т. ч. и жизни); 5. Влияние на формирование галактик; 6. Влияние на процессы в тяжелых звездах. Исследование нейтрино – тема экспериментальная. Все перечисленные пункты установлены после соответствующих экспериментов. Начиная с введения новой частицы Паули, вариантов описания ее Дираком. Вейлем-Майораной, предположением Понтекорво об осцилляциях и др. Солнечные нейтрино 1. Здесь впервые появились осцилляции – предложены для объяснения дефицита; 2. Подтверждение гипотезы о термоядерном источнике энергии в звездах.
Что изменилось в мире после регистрации нейтрино Результаты SAGE прекрасно подтверждены другими Ga экспериментами – GALLEX и GNO): 1. Подтвердили дефицит – явление систематическое; 2. Другое значение дефицита – зависимость эффекта от энергии; 3. Единственное прямое доказательство pp-цепи; 4. Ввели технику искусственных источников нейтрино; 5. Единственная техника регистрации нейтрино малых энергий (не только солнечных). Перечисленные выше пункты составляют реальный вклад Ga-экспериментов в реальную физику. Последние 3 пункта никем даже не повторены, т. е. они остаются уникальной заслугой именно Ga-экспериментов.
V. Kuzmin, 1965 W. Haxton, 1988
Current Result Набранная в измерениях на галлиевой мишени за 18 лет статистика показывает, что в ранний период до 1998 года величина потока более чем на два стандартных отклонения превышает величину потока после 1998 года. Для ответа на вопрос, является ли наблюдаемое изменение потока статистической флуктуацией или указанием на реальный эффект, необходим дальнейший набор данных. Причины изменения потока могут быть связаны с неизвестными свойствами нейтрино, а также с длиннопериодическими вариациями скорости термоядерных процессов в Солнце. Последнее противоречит Стандартной Солнечной Модели, но, если вариации существуют, то это не может не оказывать заметного влияния на условия жизни на Земле.
Скачать презентацию Программа Президиума РАН Нейтринная физика Отчет лабораторий В
2377b13a8c01105b20eeff45231ffdad.ppt