Диссертация (1149585), страница 3
Текст из файла (страница 3)
Схематически реакции обоих циклов можно представитьследующим образом:4 → 4 He + 2+ + 2 + 26.7 4 → 4 He + 2+ + 2 + 25 [pp][CNO]Видно, что энерговыделение обоих циклов практически одинаково, однако, для CNO-цикла оночуть-чуть меньше чем для рр-цикла. Это является следствием более высоких температур дляCNO-цикла.
Данный недостаток энергии уносится нейтрино. Рассмотрим оба цикла более подробно.pp-циклПодробная схема протон-протонного цикла представлена на Рисунке 1.2. С вероятностьюРисунок 1.2: Схема реакций участвующих в рр-цикле. В цикле реализуются три основныеветви: ppI, ppII, ppIII. Также в процентах указаны доли для соответствующих реакций99.77% цикл начинается с рр реакции. Данная реакция идёт за счёт слабого взаимодействия сдлительностью 5.8 · 109 лет , и она же определяет время всего цикла.
В результате образуютсядейтон, позитрон и электронное нейтрино. Спектр – непрерывный с граничной энергией 0.42МэВ. В остальных случаях с вероятностью 0.23% цикл начинается с рер реакции, в результатекоторой также образуется дейтон и электронное нейтрино. Спектр является моноэнергетическим с энергией 1.44 МэВ. Далее идёт общая реакция с образованием 3 He и испусканием гаммакванта. После этого с вероятность 84.92% реализуется ветвь ррI с образованием конечного продукта всего цикла 4 He. С вероятностью 15.08% происходит реакция с образованием 7 Be, которая12даёт начало двум оставшимся ветвям ррII и ррIII. Помимо этого возможна hep реакция с вероятностью 10−5 %, в ходе которой образуется с непрерывным спектром, граничная энергиякоторого составляет 18.77 МэВ.В ветвь ррII входит реакция с 7 Be, который распадается в 7 Li. В данной реакции испускаются моноэнергетические ”бериллиевые” нейтрино с энергиями 0.862 МэВ (89.56%) и 0.384МэВ (10.44%).
Наличие разных энергий у нейтрино объясняется тем, что распад может идти навозбуждённый уровень 7 Li.Если же 7 Be вступает в реакцию с протоном, то образуется ветвь ррIII. В результате данной реакции образуется 8 B и гамма квант с энергией 0.14 МэВ, после чего бор распадается споявлением ”борных” нейтрино, спектр которых непрерывный с граничной энергией 14.6 МэВ.CNO-циклЦикл CNO является основным для звёзд, массивнее Солнца.
Однако на Солнце он тожереализуется. Существуют три разновидности данного цикла (CNOI, CNOII, CNOIII). Базовымявляется цикл CNOI, поэтому ограничимся рассмотрением только этого цикла. СхематическиCNO-цикл показан на Рисунке 1.3. Запишем подробно последовательность реакций, происходя-Рисунок 1.3: Схематическое представление базового цикла CNOIщих в данном цикле.1213C+p→N→1313N + ;C + e+ + e ;13C+p→14N + ;14N+p→15O + ;131515O→15N + e + + e ;12N+p→C +4 He.В итоге, при последовательном добавлении четырёх протонов к 12 C на выходе цикла образуется4He, как и в рр-цикле. Необходимо отметить, что цикл CNO на несколько порядков быстреечем рр-цикл. В ходе цикла испускаются электронные нейтрино с непрерывным спектром прираспадах ядер13N,15O с граничными энергиями 1.19 МэВ, 1.73 МэВ, соответственно.
Полныйспектр солнечных нейтрино, включающий в себя рр-цикл и CNO-цикл, представлен на Рисунке1.4. Обобщим все данные об энергиях солнечных нейтрино в Таблице 1.1. Необходимо отметить,Рисунок 1.4: Спектр солнечных нейтрино, основанный на Стандартной Солнечной МоделиBahcall, Serenelli 2005 год [15]что нейтрино от17F появляются в результате цикла CNOII.Таблица 1.1: Характеристики солнечных нейтрино. Поток рассчитан исходя из слабойметалличности Солнца [16]типE, МэВпоток, см−2 c−11.2.2pp≤0.426 · 1010pep1.4421.4 · 108hep≤18.778 · 1037Be I0.3845 · 1087Be II0.8624 · 1098B≤14.65 · 10613N≤1.191.9 · 10815O≤1.731.3 · 10817F≤1.743 · 106Нейтрино от СверхновыхДля звёзд с массой, которая в 8-10 раз больше массы Солнца, возможно превращение вСверхновую.
Сверхновая проходит все этапы звёздной эволюции, после которых следует гравитационный коллапс. В процессе коллапса происходит активное сжатие вещества в центре звезды,14который в основном состоит из железа. В этот момент идёт сильная нейтронизация вещества,т.е. протоны захватывают электроны и превращаются в нейтроны, при этом испуская . Помимоэтого начинают играть значительную роль процессы слабого взаимодействия с образованием пар − ¯. Из-за большой плотности вещества электромагнитное излучение не сразу может выйти наружу, в отличие от потоков нейтрино, которые беспрепятственно покидают звезду. Необходимоотметить, что в этом потоке присутствуют все три флэйвора нейтрино с преобладанием электронного нейтрино.
Энергетический спектр нейтрино от Сверхновой (в литературе нейтрино отСверхновых обозначаются SN нейтрино) сплошной с граничной энергией порядка 21 МэВ.Экспериментально SN наблюдались в 1987 году от взрыва Сверхновой SN1987А детекторамиIMB и Kamiokande [17, 18].Помимо SN нейтрино, в космосе существует фоновый поток нейтрино от взрывов Сверхновых (DSNB нейтрино) в разных частях Вселенной [19]. В соответствие с современными предсказаниями, энергии DSNB нейтрино находится в диапазоне от 12 до 21 МэВ и потоком порядка102 см−2 c−1 .
Регистрация DSNB нейтрино является крайне сложной задачей из-за их низкогопотока и фона солнечных нейтрино.1.2.3Гео-нейтриноНаша планета состоит из ядра, окружённого мантией, которая, в свою очередь, покрытатвёрдой корой. В среднем Земля генерирует тепловой поток мощностью 40 ТВт. В настоящеевремя точно неизвестно, какая часть теплового потока соответствует распаду радионуклидов.Основным источником информации об этих распадах является поток гео-нейтрино.Больше всего энергии выделяют три нуклида: уран-238, торий-232 и калий-40 [20]. Уран иторий испытывают цепочку радиоактивных превращений, которая заканчивается свинцом. Данные распады образуются по следующим схемам:238232U→Th →40206Pb + 8 + 8− + 6¯ + 51.7 MeV208K→Pb + 6 + 4− + 4¯ + 42.7 MeV40Ca + − + ¯ + 1.3 MeVТаким образом в результате радиоактивных превращений образуется значительное количествоэлектронных антинейтрино, которые могут быть зарегистрированы жидким сцинтиллятором через реакцию обратного бета-распада (см.
раздел 3.1.2). Антинейтринный спектр представленна Рисунке 1.5. Максимальная энергия антинейтрино для40K лежит ниже порога регистрации,поэтому на данный момент определить его концентрацию не представляется возможным.Первые измерения потока гео-нейтрино были выполнены на детекторе KamLAND. Потоксоставил (4.4 ± 1.6) · 106 см−2 c−1 [21]. Данный результат находится в хорошем согласии с существующими моделями.15Рисунок 1.5: Спектр гео-нейтрино. Вертикальная линия соответствует порогу реакции IBD (1.8МэВ)Другим источником гео-нейтрино могут быть распады продуктов деления урана и тория.Поэтому реальный спектр антинейтрино весьма сложен.1.2.4Излучение от тёмной материиБольшое количество астрономических измерений, расчётов и фактов говорят в пользу существования так называемой тёмной материи.
Не удавалось описать вращение галактик, используялишь массу звёзд, туда входящих. Предполагается, что масса Вселенной на 27% состоит изтёмной материи.Однако, тёмная материя не проявляет электромагнитной структуры, что приводит к невозможности её детектирования с использованием электромагнитного излучения. Единственноевзаимодействие, в котором она участвует – гравитационное. В теории для описания тёмной материи используется гипотетическая массивная частица, слабо взаимодействующая с веществом– WIMP (weakly interacting massive particle).
Прямая регистрация WIMP может быть выполненас использованием рассеяния на нуклонах в криогенном калориметре или детекторе на основежидких благородных газов.Другим способом регистрации может стать нейтринное излучение от тёмной материи. В результате аннигиляции или распада частиц тёмной материи могут испускаться пары − ¯, которые, в свою очередь, могут быть зарегистрированы земными детекторами по наличию аномалийв комическом нейтринном спектре [22].В литературе высказываются предположения, что за наличие так называемой теплой тёмнойматерии отвечают стерильные нейртино в диапазоне энергий нескольких кэВ.
В работе [23]предложен эксперимент по поиску таких нейтрино с использованием ионных ловушек.161.31.3.1Искусственные источники нейтриноНуклиды, наработанные на реактореКак показывает современная нуклидная карта, могут существовать бета-активные изотопыхимических элементов, свойства которых оказываются весьма полезными для нейтринной физики. Однако, в естественной природе они либо не существуют, либо их концентрация крайнемала. Но благодаря наличию ядерных реакторов становится возможным получение таких изотопов в искусственных условиях путём облучения нейтронами в количестве, необходимом дляреального эксперимента.Наработанные изотопы делятся на две основные категории:– Нуклиды, испытывающие обычный бета-распад с испусканием электрона и электронногоантинейтрино при распаде нейтрона внутри ядра.
Схематически данный процесс выглядиттак: → + − + ¯ .Спектр испущенных антинейтрино непрерывный. Для нейтринной физики необходимо,чтобы значительная часть антинейтринного спектра находилась выше порога реакции обратного бета-распада (см. 3.1.2). Период полураспада таких нуклидов должен быть приемлем для экспериментальных измерений, т.е. он не должен быть слишком маленьким илислишком большим (меньше десятков дней и больше десятков лет ). В Таблице 1.2 собранынаиболее подходящие нуклиды для экспериментов с антинейтрино.– Нуклиды, в которых происходит захват орбитального электрона.
При таком процессе испускаются моноэнергетические нейтрино, что делает данный источник уникальным в отличие от остальных бета-источников, где спектр – сплошной. Энергия нейтрино можетбыть найдена из следующего выражения: = − ( + ),где – полная энергия е-захвата; – энергия связи захваченного электрона; – энергия возбуждения дочернего ядра.
Основные нуклиды представлены в Таблице 1.3.Стоит отметить, что возможно использование коротко живущих изотопов в качестве источника или ¯ . Для этого необходимо обеспечить их непрерывное производство в реакторе илиускорителе. При этом самим источником может быть либо реактор, либо ускоритель. Например8Li, наработка которого в реакторе позволит получить чистый антинейтринный спектр от 8 МэВдо 13 МэВ [26].17Таблица 1.2: Основные кандидаты для создания антинейтринного источника [24]1/232.9 лет28.9 лет371.8 дней49.51 дней60.2 дней284.91 дней8.6 летнуклидAr- 42 K90Sr- 90 Y106Ru- 106 Rh114 In124Sb144Ce-144 Pr154Eu42max , кэВ3525228035401988230129971845мишеньAr+41 Ar–104Ru+105 Rh113In123Sb–153Eu40(, ), бн0.66+0.5–0.471 +0.2912.133.875–312.5Таблица 1.3: Потенциальные нуклиды для создания источника моноэнергетических нейтрино.max – максимальная энергия электронов отдачи в сцинтилляторе [25]нуклид37Ar51Cr75Se113Sn145Sm169Yb1.3.21/2 , дн3527.7119.8115.134032 , кэВ811 (100%)747 (90%)450 (96%)617 (98%)510 (91%)470 (83%)max , кэВ617560287436340304мишеньCa, Ar50CrSeSnSmYb40Антинейтрино из ядерного реактораИменно в экспериментах с ядерным реактором в 1955 г.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
