Экспериментальное исследование фоновых условий проведения галлий-германиевого нейтринного эксперимента тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.04.16, кандидат физико-математических наук Корноухов, Василий Николаевич

• Корноухов, Василий Николаевич
• кандидат физико-математических наук
• 1998

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Корноухов, Василий Николаевич

ОГЛАВЛЕНИЕ

ОГЛАВЛЕНИЕ ' ' _

ВВЕДЕНИЕ

1. Регистрация солнечных нейтрино

2. Принципиальная необходимость лабораторий глубокого

заложения при регистрации солнечных нейтрино

ГЛАВА I. Источники фона в подземной лаборатории глубокого

заложения

1.1. Фон от мюонов космических лучей в лаборатории глубокого

заложения

1.2. Расчет интенсивности мюонов в лаборатории ГГНТ

1.2.1. Определение толщины грунта и его средней плотности

1.2.2. Потери энергии мюонами в грунте

1.2.3. Ожидаемые значения интенсивности и средняя энергия

мюонов в месте расположения лаборатории ГГНТ

1.3. Оценка скорости образования изотопов ве в металлическом

галлии с использованием расчетной величины интенсивности мюонов

1.3.1. Оценка скорости образования изотопов Се-в металлическом галлии с использованием результатов детального расчета ядерных процессов в мишени

1.3.2. Оценка фона галлиевого детектора по экспериментальному значению выхода изотопов от мюонов высокой энергии

1.3.3. Образование 71 Се при захвате остановившихся отрица-

тельных мюонов

1.4. Нейтронное излучение пород горной выработки подземной

лаборатории

1.4.1. Генерация нейтронов в горной породе и бетоне подземной лаборатории

1.4.2. Спектр источников нейтронов в низкофоновом бетоне

1.4.3. Фон, обусловленный быстрьши нейтронами от горных пород

1.5. Гамма-излучение в подземной лаборатории

1.6. Фон от радона и продуктов его распада в подземной

лаборатории

ГЛАВА II. Низкофоновая лаборатория глубокого заложения

2.1. Краткое описание галлий-германиевого нейтринного

телескопа

2.1.1. Экстракция германия из галлиевой мишени

2.1.2. Счет атомов германия

2.2. Создание лаборатории ГГНТ

2.2.1. Основные требования и постановка задачи по сооружению подземной лаборатории

2.2.2. Низкофоновая бетонная защита подземной лаборатории

2.2.3. Защита детекторов счетной системы ГГНТ

2.2.4. Инженерно-технические характеристики лаборатории

2.2.5. Обеспечение лаборатории воздухом, свободным от радона. 87 ГЛАВА III. Аттестация фоновых условий в лаборатории ГГНТ

3.1. Измерение у-фона в лаборатории ГГНТ

3.2. Измерение интенсивности мюонов в лаборатории ГГНТ

3.2.1. Описание экспериментальной установки

3.2.2. Описание электронной части установки, схемы отбора событий и системы считывания и обработки информации

3.2.3. Калибровка установки

3.2.4. Эффективность установки к регистрации мюонов

3.2.5. Результаты измерений

3.2.6. Оценка выхода атомов 71 Ge в галлии с использованием экспериментального значения величины интенсивности мюонов

3.3. Измерение потока быстрых нейтронов в лаборатории ГГНТ

3.3.1. Краткое описание экспериментальной установки

3.3.2. Измерение потока быстрых нейтронов в подземных помещениях БНО

3.3.3. Определение фона галлиевого детектора от быстрых нейтронов

ВЫВОДЫ

ЛИТЕРАТУРА

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Экспериментальное исследование фоновых условий проведения галлий-германиевого нейтринного эксперимента»

ВВЕДЕНИЕ

В течении последних десятилетий значительно возрос интерес к неускорительным методам исследования фундаментальных свойств материи, основанным на регистрации ионизирующего излучения и характеризирующихся чрезвычайно низкой скоростью счета полезных событий - от нескольких событий в сутки до нескольких событий в год -даже при использовании детекторов с массой в сотни и тысячи тонн. При этом амплитуда иссследуемого сигнала лежит в области энергий от нескольких кэВ до нескольких МэВ, что делает проведение таких экспериментов особенно чувствительными к наличию фона от естественой радиоактивности и фона от космических лучей. Принципиальным требованием к проведению таких экспериментов является повышение их чувствительности, а точнее - улучшение отношения "сигнал/фон". Однако усиление полезного сигнала трудно достичь и оно, как правило, влечет за собой увеличение фонового сигнала. Остается вторая возможность - снижение самого фона, котороя достигается применением систем активной защиты (схем совпадения и/или антисовпадения) или пассивной защиты, локализуя и исключая (или существенно снижая) все источники фона в" месте расположения экспериментальной установки. Отметим, что эффективность активной защиты никогда не достигает 100% и, следовательно, предпочтительно проведение эксперимента при значительно сниженном уровне фона. Эта логика привела физиков к идее размещения экспериментальных установок в подземных лабораториях, защищенных большими слоями породы от одной из основных компонент радиационного фона -космического излучения. Действительно, существуют ряд экспериментов, таких как измерение потока солнечных нейтрино, поиск распада протона и частиц - кандидатов на "темную" материю, которые в принципе невозможно провести без значительного снижения потока космических

лучей, симулирующих в объеме детектора полезные события. Для проведения таких экспериментов были созданы специальные подземные лаборатории глубокого заложения 2 500 - 5 ООО м.в.э.), где интенсивность потока космического излучения составляет величину от 1 до 10 ц м"2 суг1, что на 7 - 6 порядков ниже его потока на уровне моря. Поэтому в обиход физиков вошел термин «подземная физика». Под этим подразумевается проведение экспериментов по регистрации чрезвычайно редких процессов с помощью экспериментальных установок, размещенных в подземных лабораториях глубокого заложения: измерение потока солнечных нейтрино, поиск распада протона и двойного бета-распада и др. Основоположниками нового направления в физике являются известные советские (российские) ученые - академики М.А.Марков, Г.Т.Зацепин, Е.А.Чудаков, профессор А.А.Поманский и другие.

Настоящая работа посвящена экспериментальному исследованию фоновых условий проведения галлий-германиевого нейтринного эксперимента по регистрации солнечных нейтрино в подземной лаборатории глубокого заложения Баксанской нейтринной обсерватории ИЯИ РАН: измерению потока мюонов космических лучей, потока быстрых нейтронов и у-фона.

Во Введении изложено современное состояние проблемы регистрации солнечных нейтрино и дается краткое описание экспериментов по их регистрации. Показана важность проблемы фона в радиохимических экспериментах по регистрации солнечных нейтрино и необходимость размещения экспериментальных установок в подземных лабораториях глубокого заложения.

В Главе I выполнен анализ источников фона в условиях подземной лаборатории глубокого заложения ГГНТ ИЯИ РАН: мюонов космических лучей, быстрых нейтронов, у-излучения и радона. На

основании расчетных величин интенсивности мюонов и потока быстрых нейтронов в подземной лаборатории выполнена оценка фона галлиевой мишени нейтринного телескопа коллаборации SAGE.

В Главе II кратко приводится технологическая схема работы галлий-германиевого нейтринного телескопа коллаборации SAGE и подробно описывается создание подземной лаборатории ГГНТ.

Глава III посвящена измерению потока мюонов космических лучей в лаборатории глубокого заложения ГГНТ с помощью телескопа сцинтилляционных детекторов, измеренению потока быстрых нейтронов пороговым радиохимическим детектором и у-излучения - детектором Nal(Tl). На основании экспериментально определенных величин потоков мюонов и быстрых нейтронов в подземной лаборатории рассчитываются фон галлиевой мишени нейтринного телескопа коллаборации SAGE.

В Выводах сформулированы основные результаты, полученные в диссертации.

1.Регистрация солнечных нейтрино.

В 1938г. Г.Бете [1] и К.Вайцзеккер [2] предложили первую модель генерации энергии Солнцем - т.н. углеродный (или С1\Ю) цикл реакций, в результате которого 4 протона превращаются в ядро гелия, при этом излучается 2 электронных нейтрино и 2 позитрона. В том же году Г.Бете и Ч.Кричфилд показали, что образование гелия из водорода может происходить без участия углерода или азота - в т.н. водородном цикле (рис.1). Современный статус модели генерации энергии Солнцем -Стандартной Солнечной Модели (ССМ) подробно описан в работах [3,4,5,6]. Отметим четыре фундаментальных предположения, являющихся основой ССМ:

• Источником солнечной энергии являются ядерные реакции, причем примерно 98% всей энергии освобождается в водородном цикле и только 2% - в СЫО - цикле;

• Солнце эволюционирует в состоянии гидростатического равновесия, т.е., давление солнечного вещества уравновешивает гравитационные силы.

• В момент вступления Солнца на Главную последовательность оно было в состоянии высокой конвективной активности и, следовательно, однородно по составу. Современный химический состав на его поверхности соответствует первоначальному химическому составу, а его изменения происходят только в центральных областях Солнца -месте протекания ядерных реакций.

• Энергия из центральных областей Солнца передается путем лучистого переноса, за исключением внешней конвективной зоны. Эти утверждения справедливы на протяжении всего периода существования Солнца.

Нейтрино, рождающиеся в результате ядерных реакций в центре Солнца, слабо взаимодействуют с его веществом и практически без

потерь покидают его. Именно поэтому они могут служить в качестве инструмента для экспериментальной проверки предсказаний ССМ (причем это прямой способ такой проверки). Солнечные нейтрино являются также уникальным источником для исследования их собственных свойств.

Поскольку в каждом термоядерном цикле образуются два нейтрино и выделяется энергия 26.8 МэВ, полный поток нейтрино от Солнца прямым образом связан с солнечной светимостью (солнечной постоянной) и составляет величину 6.6-1010 см-2сек-'. Лишь малая доля этой энергии уносится нейтрино (~ 2.24% или 0.6 МэВ). Согласно ССМ поток солнечных нейтрино состоит из нескольких компонент (рр, 7Ве, 8В, pep, 13N, 150 и hep), генерируемых в различных ядерных реакциях. На Рис.1 приведена схема этих реакций (рр - цикл), а в Табл.1 - энергии

p + p-»D + e+ + ve

I

р + D -» 3Не + у

I ±

86% 14%

3Не + 3Не -» 4Не + 2р 3Не + 4Не 7Ве + у

7Ве + е-■ 7Li + ve 7Ве + р -» 8В + у р + 7Li -> 4Не + 4Не 8В -> 8Ве + е+ + ve

8Ве -» 4Не + 4Не

Рис.1. Схема термоядерных реакций в центре Солнца согласно ССМ.

нейтрино и величины их потоков согласно ССМ Бакала и Пинсоно [7] и ожидаемая скорость захвата в хлорном и галлиевом детекторах.

Этот нейтринный поток можно зарегистрировать, используя или реакцию обратного бета - распада или процесс рассеяния нейтрино на электронах атомов мишени. В первом случае регистрируются распады образовавшихся в результате нейтринного взаимодействия радиоактивных атомов. Эти атомы предварительно выделяются из материала мишени детектора, основываясь на отличии их химических свойств от свойств атомов мишени. Поэтому этот метод называется радиохимическим и отличительным признаком его является наличие двух стадий: химико - технологической, т.е. процесса выделения нескольких десятков радиоактивных атомов из мишени массой в десятки и сотни тонн и физического - регистрации распада каждого из этих атомов. Предложен [9] также модифицированный радиохимический метод, называемый геохимическим - в котором извлечение наведенной нейтрино активности осуществляется из залегающих на большой глубине под землей геологических пород, подвергшихся нейтринному облучению в течении миллионов лет. При этом образующиеся изотопы можно регистрировать методами масс - спектрометрии ввиду сравнительно большого числа образованных атомов.

Во втором случае электрон отдачи регистрируется непосредственно в объеме детектора по черенковскому или сцинтилляционному излучению или же с помощью ионизационных детекторов (ионизационных камер, время- проекционных камер и т.д.). Этот метод в русскоязычной литературе называется «электронным» методом регистрации солнечных нейтрино.

В настоящее время находятся в эксплуатации 4 нейтринных детектора (нейтринных телескопа), с помощью которых проводятся эксперименты по измерению потока солнечных нейтрино.

Первый нейтринный детектор - радиохимический хлор-аргоновый детектор Р.Дэвиса [10] - расположен в золотоносной шахте Хоумстейк (штат Ю.Дакота, США) на глубине 4200 м.в.э. Мишень детектора представляет собой цилиндр, заполненный 615 тоннами перхлорэтилена

С2С14.

Таблица 1. Величины потоков солнечных нейтрино [8] и скорости захвата в хлор-аргоновом и галлиевом детекторах.

Источник нейтрино Поток на Расчетная скорость захвата

и энергия, МэВ Земле 37С1 71Ga

(10ю см"2сек-1) -

РР <0.42 5.91 - 69.7

ре-р 1.44 0.014 0.22 3.0

7Ве 0.38; 0.86 0.515 1.24 37.7

8В < 15 0.000662 7.36 16.1

3Не-р < 18.77 1.2М0-7 0.005 0.01

13N < 1.20 . 0.0618 0.11 3.8

15 О < 1J3 0.0545 0.37 6.3

17р < 1.74 0.000648 0.005 0.06

Сумма 6.56 9.3 137

Образующиеся под действием солнечных нейтрино в реакции уе + 37С1 -» 37Аг + е- атомы радиоактивного изотопа 37Аг с периодичностью от 1 до 3 месяцев извлекаются из раствора и их распады регистрируются с помощью миниатюрного пропорционального счетчика. Порог реакции -0.816 МэВ, ожидаемая скорость счета аргона в счетчике - 1.74 сут-1.

Средняя скорость счета нейтрино за 108 ранов составила в этом эксперименте величину 2.56 +/- 0.16 (стат.) +/- 0.15 (сист.) SNU (где 1 Solar Neutrino Unit - 1 нейтринный захват в секунду в мишени, состоящей из Ю36 атомов) [11].

Водный черенковский детектор SUPERKAMIOKANDE [12] введен в эксплуатацию весной 1996г. и находится в металл орудной шахте Камиока (Японские Альпы, Япония) на глубине 2700 м.в.э. Он представляет собой цилиндр диаметром 39.3 м и высотой 41.4 м, заполненный специальным образом очищенной водой. Полная масса воды - 50 000 т, масса части внутреннего рабочего обьема, используемого в эксперименте по детектированию солнечных нейтрино - 22 500 т (внешний обьем используется в качестве защиты от фона естественной радиоактивности и нейтронов, генерируемых мюонами). Регистрация нейтрино осуществляется по реакции упругого рассеяния нейтрино на электроне: v,e v,e. Черенковский свет, излучаемый рассеяным электроном, регистрируется с помощью 11 146 фотоэлектронных умножителей (ФЭУ) диаметром 50 см, покрывающих 40% внутренней поверхности. Порог регистрации солнечных нейтрино установлен на уровне 6.5 МэВ. Ожидаемая скорость событий при пороге 5 МэВ -30 сут-1. Измеренная величина потока борных нейтрино для этого эксперимента за период наблюдений с 31 мая 1996г. по 23 июня 1997г. составляет величину 2.42 +/- 0.06 (стат.) + 0.10/-0.07 (сист.)хЮ6 см^сек-1 [13] или 36% от величины, предсказываемой в модели Бакала и Пинсоно [8].

До запуска детектора SUPERKAMIOKANDE в этой же шахте работал детектор меньшего масштаба KAMIOKANDE [14]. Полная масса воды составляла 3 000 т, в том числе масса обьема, используемая для регистрации солнечных нейтрино - 680 т. Усредненная величина потока борных нейтрино для двух последних этапов эксперимента KAMIOKANDE (K-II и K-III) составила величину 2.80 +/- 0.19 (стат.) +/-

0.33 (сист.)хЮ6 см^сек-1 или 0.492 +/- 0.033 (стат.) +/- 0.06 (сист.) в единицах модели Бакала и Пинсоно за 2079 эффективных дней наблюдений [15].

Две международных коллаборации - российско-американская SAGE (Северный Кавказ, РФ, глубина заложения - 4550 м.в.э.) [16,17] и западноевропейская GALLEX (Аппенины, Италия, глубина заложения -3300 м.в.э) [18,19] используют для регистрации солнечных нейтрино галлий- германиевые детекторы. Регистрация нейтрино осуществляется по реакции ve + 71Ga 71Ge + е-. Низкая пороговая энергия используемой реакции (Епор. = 0.233 МэВ) позволяет регистрировать нейтрино от основной энергообразующей рр - реакции. В качестве рабочего вещества используется в первом случае около 60 т металлического галлия, во втором - 105 т раствора хлорида галлия GaCb - HCl (или 30 т галлия). Усредненные величины потока солнечных нейтрино для эксперимента GALLEX (53 рана) - 69.7 + 7.8/ - 8.1 [19] и для эксперимента SAGE (31 ран) - 74 + 11/- 10 (стат.) + 51- 7 (сист.) [17] находятся в удовлетворительном согласии друг с другом. В данной работе эксперимент SAGE рассмотрен детально как с точки зрения технического осуществления, так и с точки зрения фоновых условий.

Результаты последних расчетов потоков солнечных нейтрино согласно ССМ, рассчитанные Турк-Чиз и Лопес [20] (ТЧЛ) и Даром и Шавивом [21] (ДШ), (а также расчетов Бакала и Пинсоно [7], ранее часто используемые при анализе экспериментальных данных) для потоков нейтрино от рр, 7Ве и 8В представлены в Табл.2. Видно, что различие в предсказанных этими моделями величинах потоков солнечных нейтрино незначительно для рр - нейтрино (несколько процентов), составляет величину от 20% до 35% для 7Ве нейтрино, однако для борных нейтрино достигает уже фактора 2. Эти различия объясняются выбором входных параметром, особенно величиной сечения реакции 7Ве + р (см. Рис.1).

Однако во всех экспериментах наблюдаются более низкие потоки солнечных нейтрино. Это разногласие известно как Проблема

Солнечных Нейтрино - ПСН. Так, усредненное значение потока для С1-Аг эксперимента за более чем 20 лет наблюдений составляет величину 2.28 +/- 0.23 БЫи [22]. В Табл.3 приведены отношения измеренного потока Яэксп, к рассчитанному по ВР - и ТСЬ - моделям, Ярасч [22,13,23,24].

С целью разрешения ПСН было предложено много решений; их можно условно разделить на две группы: астрофизические решения и решения, связанные с физикой нейтрино.

Таблица 2. Потоки солнечных нейтрино и скорости их захвата в разных ССМ.

Солнечная БП 92 ТКЛ БП ДШ

модель [7] [20] [8] [21]

рр (1010 см^сек-1) 6.00 +/-0.12 6.02 5.91 +/-0.06 6.10

7Ве (109 см^сек-1) 4.89+/-0.88 4.33 5.15+/-0.31 - 0.36 3.71

8В (106 см^сек"1) 5.70 +/-0.82 4.4+/-1.1 6.62 + 0.93 - 1.13 2.49

37С1 (БИи) 8.0+/- 1.0 6.4+/- 1.4 9.3 + 1.2 4.1 +/-1.2

-1.4

71ва (8>Ш) 132+/-7 122.5+/-7.0 137 + 8 115+/-6

-7

КАМЮКАЫВЕ = 1 0.77 +/-0.19 1.16 + 0.16 0.44

- 0.20

К астрофизическим решениям относятся множество нестандартных моделей Солнца, в которых предлагаются различные способы подавления потока нейтрино:

- низкое содержание тяжелых элементов в центре Солнца (модели с малым Z), уменьшающее его непрозрачность и позволяющее тем самым понизить температуру в центре Солнца (см. обзор [3]);

- выгоревшее ядро [25];

- быстрое вращение в солнечном ядре, уменьшающее давление, необходимое для уравновешивания сил тяготения [26,27];

- «перемешанное» Солнце, в котором концентрация водорода в его центре близка к концентрации на его поверхности [28];

Таблица 3. Отношения измеренного потока солнечных нейтрино к потоку, рассчитанному по ССМ [24].

Эксперимент модель Язксп/Ярасч

С1-Аг ВР 0.29 + 0.03 (эксп) + 0.03 (теор)

TCL 0.36 + 0.04 (эксп) + 0.09 (теор)

Kamiokande , BP 0.50 + 0.05 (стат.) + 0.06 (сист.) + 0.07 (теор.)

GALLEX ВР 0.63 + 0.14 (стат.) + 0.06 (сист.) + 0.03 (теор.)

SAGE ВР 0.44 +0.13/- 0.18 (стат.) + 0.11 (сист.) + 0.02 (теор.)

- черная дыра в центре Солнца [29]; - существование слабо взаимодействующих частиц в центре Солнца, переносящих энергию от центральных к наружным слоям Солнца, понижая тем самым градиент температуры [30,31,32].

Предложен еще ряд нестандартных моделей, обзор которых можно найти в работе [3]. Однако недавние успехи в области гелиосейсмологии (измеренные частоты акустических осцилляций Солнца находятся в очень хорошем согласии с предсказаниями Стандартных Солнечных

Моделей [33]) заставляют сомневаться в успехе объяснения загадки солнечных нейтрино на этом пути.

Еще более трудно с помощью нестандартных моделей объяснить факт возможного подавления вклада бериллиевых нейтрино в измеряемые в современных детекторах сигналы от Солнца. Эта проблема (т.н. "проблема бериллиевых нейтрино") возникла несколько лет назад в результате измерений солнечных нейтрино с помощью галлиевых детекторов коллабораций GALLEX и SAGE. Хотя, как отмечается в работе [34], уже сравнение результатов экспериментов в Хоумстейке и KAMIOKANDE с расчетами указывало на существование этой проблемы.

Автор работы [24] сравнил полученные экспериментальные данные и предсказания многочисленных (130 теорий, : стандартных и нестандартных, предложенных за последние 25 лет) астрофизических решений путем %2 - процедуры. Ожидаемые сигналы от каждого солнечного детектора рассчитывались как функции потоков солнечных нейтрино от каждой из ветвей (рр, pep, 7Ве, 8В) и затем сравнивались с измеренным величинами. Принималось, что CNO ветвь солнечных нейтрино дает нулевой вклад, т.к. какой либо вклад в энерговыделение от CNO цикла усугубляет 7Ве-проблему.

Результаты расчетов представлены в Табл.4 и на Рис.2. Все потоки приведены к потоку, предсказываемому Бакалом и Пинсоно в работе [7]. Т.к. бериллиевые и борные нейтрино генерируются путем электроного захвата или захвата протона одним и тем же ядром (7Ве), то их потоки взаимосвязаны. Этот факт выражается в том, что слева от пунктирной кривой на Рис.2 отсутствуют точки, соответствующие каким-либо моделям Солнца. Результаты этого анализа приводят к заключению, что измеренные экспериментально величины потока солнечных нейтрино не указывают на астрофизическое решение проблемы солнечных нейтрино.

1.2-

00 00

СО

со

;б- 0.6

со

со

-а

0.2 0.0

/ / 1 - 1 , ■ г 0 о ^ 1 1 ВР

1 1 О 95

1 1 1

1 1 о °°о>о

- £ . о - 0

- / 1 ' О. / °ог о ^ О о®4 8 ® ТС1_

с

) о о

/ . / ОооО о

/ 00 и о

■ <0 - ш ' ООО о0. 08

. . ___

■....................<§ о ° о ° о

о

У о -

'"о

- - О

0.0 0.2 ОЛ 'о.'б 0.8 ' 1.0 ' 1.2

ф(7Ве)/Ф(7Ве)

ЗБМ

Рис.2. Сравнение лучшего фита результатов солнечных экспериментов (закрашенный квадрат) с результатами стандартных и нестандартных солнечных моделей. По оси абсцисс отложено отношение потоков 7Ве нейтрино (измеренного в эксперименте к

п

расчету), по оси ординат - отношение потоков борных нейтрино В [24].

Результат наилучшего фитирования (черный квадрат на Рис.2) расположен далеко от результатов, предсказаных любой из этих солнечных моделей и дает нулевой результат для 7Ве-нейтрино и только 39% потока 8В-нейтрино (согласно [7]). Область ошибок вокруг лучшего фита включает 90% (сплошная линия) и 95% (пунктир) результатов всех розыгрышей по программе Монте-Карло. Из результатов Табл.4 следует, что поток 7Ве нулевой, а 8В - поток составляет 36 до 48% от величины борного потока для модели [7]. Доля случаев, в которых результат по лучшему фиту попадает в район рассматриваемых моделей, т.е. результа-

Таблица 4:_ Объединенный у} фит для потоков 7Ве - и 8В - нейтрино [24].

Эксперименты, Выход результата, % от 8В-потока

включенные в фит

(1) (2) (3) ^

НК 5.4 0.6 0.39 +/- 0.03

Н G 3.1 0.1 0.37 +/- 0.03

HGS 1.9 <0.1 0.36 +/- 0.04

KG 2.1 <0.1 0.48 +/- 0.07

KGS 1.2 <0.1 0.47 +/- 0.07

HKG 0.7 <0.1 0.39 +/- 0.03

HKGS 0.5 <0.1 0.39 +/- 0.03

Пояснения: Н - Хоумстейк, К - KAMIOKANDE, G - GALLEX, S SAGE;

(1) - лучшие фиты для не отрицательной величины потока 7Ве - нейтрино;

(2) - лучший фит, перекрывающий район солнечных моделей;

(3) - величины в единицах ССМ ([7]).

тов, представленных на рисунке справа от пунктирной кривой, очень маленькая (< 0.6%, колонка (2)). Все эти результаты справедливы для любой комбинации выбранных экспериментов, т.е. они не изменятся, если результаты одного или даже двух экспериментов исключить из рассмотрения.

Более интересными являются модели из второй группы, основанные на предположении, что поток солнечных нейтрино действительно генерируется в Солнце в соответствии с ССМ, но его величина (и спектр этих нейтрино) изменяется по пути к детектору. Наиболее популярный класс этих моделей предполагает наличие у нейтрино ненулевой массы, которая позволяет им осциллировать, меняя аромат (т.е. вид): электронные нейтрино, генерируемые в центре Солнца, могут осциллировать в другой аромат (vn, vx, Vsteriie,...) прежде чем они достигнуть Земли, т.е. их невозможно зарегистрировать в радиохимических экспериментах (Cl-Ar, Ga-Ge). Рассматривая простейший случай двух нейтрино разных ароматов (ve, vx, (х = jli, т)), вводят два параметра: sin292, где 0 - угол смешивания двух массовых состояний, и Am2 - квадрат разности масс.

Существует три модели, которые находятся в согласии с экспериментальными данными.

а) Вакуумные осцилляции (ВО).

Как было предложено Понтекорво [35], для параметров смешивания А m2 ~ 10"11 эВ2, sin229 ~ 0.8, длина нейтринных осцилляций сравнима с расстоянием от Солнца до Земли, так что вероятность для нейтрино достичь Земли сильно зависит от его энергии. В связи с этим ожидаются сезонные модуляции 7Ве нейтрино. Последний анализ вакуумных осцилляций выполнен в работах [36,37,38].

б) Эффект Михеева-Смирнова-Вольфенштейна (МСВ эффект).

Флейворные осцилляции могут .резонансно усиливаться при

пересечении нейтрино слоя плотного вещества [39,40]. Даже если угол

вакуумного смешивания очень мал, эффективный процесс флейворной конверсии может иметь место при рассеянии нейтрино на электронах (если электронная плотность достигает достаточно большой величины, как это имеет место в центральных областях Солнца). Этот эффект должен зависеть от энергии нейтрино и, соответственно, его влияние отличается для разных детекторов. Набор параметров МСВ-процесса для объяснения экспериментальных данных следующий: Дт2 ~ 6-10"6 эВ2, 5т22

0 ~ 0.006 (вариант "малых" углов смешивания); Ат2 ~ 2-Ю 6 эВ2, 8т229 ~ 0.7 ("большие" углы смешивания). Последний анализ МСВ эффекта приведен в работах [42,43].

в) Спин-флйеворная прецессия (БРР).

Если нейтрино имеют аномально большой магнитный момент ~ 10"11 цв, тогда при пересечении магнитного поля Солнца возможно изменение его спиральности (уеь уея) и даже резонансный переход нейтрино одного аромата в другой (если лептонное число не сохраняется) [44,45,46] (уеь -> vh.tr для Дираковского нейтрино или уеь -» для случая

Майорановского нейтрино). В этом случае можно ожидать два эффекта:

- снижение полного потока активных нейтрино;

- появление антикорреляций зарегистрированного потока солнечных нейтрино с солнечной активностью (это может зависеть от изменения интенсивности и направления солнечных магнитных полей).

Итак, к настоящему времени проблема солнечных нейтрино не решена и окончательный ответ может быть получен только после постановки новых поколений солнечных нейтринных экспериментов: Супер-Камиоканды [14], Садбюри [46], Борексино [48-50] и других. Детектор Нейтринной лаборатории в Садбюри (8НО) будет содержать

1 000 т тяжелой воды (ООг), окруженной 7 000 т обычной воды и просматриваемой с помощью 9 500 ФЭУ [51]. С помощью этого детектора предполагается измерить долю электронных 8В нейтрино и

общий (флейвор-независимый) поток солнечных нейтрино путем их регистрации как по каналу заряженных (ve + d ->■ е- + р + р) так и нейтральных (ve + d vx + р + п) токов при взаимодействии с дейтерием, а также при упругом рассеянии нейтрино на электронах вещества мишени. К настоящему времени большая часть строительных и монтажных работ уже выполнена.

Главной целью эксперимента БОРЕКСИНО является детектирование 7Ве-нейтрино при их рассеянии на электронах мишени детектора [49]. Детектор представляет собой 300 т жидкого сцинтиллятора, объем которого будет просматриваться с помощью 2 ООО ФЭУ. Этот детектор будет помещен внутрь цилиндрического бака (0 16.5 м, высотой 16.5 м), наполненного 3 500 т ультрачистой воды, играющей роль защиты от у-излучения окружающей горной породы. Измерения 7Ве линии (включающие исследования эффекта «день/ночь», сезонных модуляций и корреляций с циклами солнечной активности) являются чрезвычайно важными, т.к. позволят интерпретировать результаты хлор-аргонового и галлиевых радиохимических экспериментов. На пути к достижению этой цели перед участниками этого эксперимента стоит задача достижения предельно низкого содержания радиоактивных примесей U и Th в обьеме сцинтиллятора (на уровне Ю-16 г г1) Тем не менее, измерения с пилотной установкой CTF (Countig Test Facility) дали обнадеживающие результаты [50]. Предполагается, что измерения потока солнечных нейтрино с помощью детектора БОРЕКСИНО начнутся в 1999г.

Кроме этих проектов, находящихся в стадии окончания монтажных работ, существуют еще два проекта, работы по которым находятся в стадии R&D - ICARUS и 1-Хе детектор.

ICARUS [52,53] представляет собой жидко-аргоновую время-проекционную камеру (3 модуля, 5 000 т каждый), которую предполагается установить в подземной лаборатории Гран-Сассо. Кроме задач по распаду протона, поисков осцилляций нейтрино на больших

расстояниях, исследованию атмосферных нейтрино, одной из важных будет задача по регистрации солнечных борных нейтрино. При этом детектор позволит регистрировать события, вызванные как взаимодействием нейтрино по каналу заряженных токов (уе + 40Аг 40К* + е-), так и при упругом рассеянии (ух + е"-> + е), при этом различая их.

Иод-ксеноновый радиохимический детектор разрабатывается Пенсильванским Университетом [54]. В этом детекторе при захвате нейтрино с Еу > 0.789 МэВ ядром 1271 образуется радиоактивный К-захватный изотоп 127Хе (период полураспада 36 дней), который легко может быть выделен из раствора по технологии, разработанной для хлор-аргонового детектора Р.Дэвиса [10].

Проект HELLAZ предполагает измерение низкоэнергетической области солнечных нейтрино - рр-, 7Ве- и Ьер-нейтрино с помощью время-проекционной камеры (ТРС) [55]. Главная особенность предлагаемого эксперимента - измерение упругого рассеяния нейтрино на электронах вещества газового детектора с определением направления прилета нейтрино. В присутствии электрического поля рассеяные электроны ионизуют газ, создавая вторичные электроны и ионы. Количество вторичных электронов пропорционально энергии первичного электрона. Каждый вторичный электрон поблизости от анода создает лавину, позволяя их регистрацию. Регистрируется также время появления лавины около определенной анодной проволочки. Предполагаемое энергетическое разрешение для первичных электронов составляет величину порядка нескольких процентов. ТРС будет содержать 7 тонн гелия при давлении 10 бар и температуре жидкого азота; порог регистрации рассеянных электронов 100 кэВ [56].

2. Принципиальная необходимость лабораторий глубокого заложения при регистрации солнечных нейтрино.

Несмотря на высокую плотность потока солнечных нейтрино и большие массы детекторов (десятки и тысячи тонн), из-за низкой величины сечения для солнечных нейтрино 10"45 см2) скорость счета полезных событий составляет всего лишь ~ 1 события в сутки. В радиохимическом детекторе нейтрино регистрируется посредством реакции + уе

(Е+1,А)* + е-. Извлеченный изотоп (2+1,А) является К-захватным изотопом с энерговыделением 57 эВ (для 71_л), 2.8 кэВ (для 37 Аг) и 1.3 и 10.4 кэВ (для 7!Се). Распады его регистрируются с помощью пропорциональных счетчиков. Основными источниками фона радиохимических детекторов являются:

• ядерно-активная компонента, идущая в равновесии с мюонами космических лучей;

• долгоживущие космогенные изотопы, наработанные во время хранения вещества детектора на поверхности земли;

• естественная радиоактивность окружающих детектор вещества и внутренняя радиоактивность материала самого детектора;

• радон и продукты его распада.

Первые два источника фона {фона мишени) представляют собой радиоактивные изотопы, извлекаемые из вещества детектора в процессе экстракции и попадающие в пропорциональный счетчик. Причем в первом случае этот изотоп является тем же самым изотопом, который ожидается в реакции под действием солнечных нейтрино и его распад в принципе невозможно отделить от распадов атомов, наработанных в реакциях нейтрино. Во втором случае космогенный изотоп в процессе своего распада в пропорциональном счетчике имитирует распад ожидаемого изотопа, и для его идентификации и режекции требуются технически сложные и дорогостоящие методики и техника. Поэтому перед началом радиохимического эксперимента проводится тщательная

очистка вещества мишени от следовых примесей опасных космогенных изотопов, длящаяся многие месяцы и даже годы.

Единственным способом снижения фона мишени является принципиальное снижение до допустимого уровня потока частиц, вызывающих ядерные взаимодействия - т.е. потока вторичных частиц космических лучей и нейтронов естественной радиоактивности. Этого можно добиться, только поместив детектор глубоко под землей и приняв меры по снижению потока нейтронов от окружающих его материалов и горных пород.

Ниже мы кратко рассмотрим фоновые эффекты, связанные с мюонами космических лучей при постановке радиохимических экспериментов по регистрации солнечных нейтрино. Решение этой проблемы является ключевым пунктом для этих экспериментов.

Плотность потока космических лучей в окрестностях Земли ~ 103 м-2 с1 , а их энергия может достигать величины Ю20 эВ. Важной особенностью первичных космических лучей является их высокая пространственная изотропия. Состав первичных космических лучей на уровне моря представлен в Таб.5. Спектр первичных космических характеризуется практически чисто степенной функцией:

1(Е) = К-Е~* (1)

при у = 1.65 +/- 0.05 в области энергий 10 - 106 ГэВ.

В результате ядерных взаимодействий первичных космических лучей с ядрами атмосферы главным образом образуются пионы (тс+/- и 7г°), в существенно меньшей степени каоны (К+- и К0) и антинуклоны.

Нейтральные пионы (время жизни т ~ 1.8-10"6 сек) распадаются практически немедленно на два у-кванта, которые в свою очередь инициируют электромагнитный ливень (у, е+, е-). Большая часть заряженных пионов в верхних слоях атмосферы (на высоте ~ 15 км) распадается (т ~ 2.6-10-? сек) на мюон и нейтрино: тг+ -»_ + Уц и тг -» ц-+ Уц. Мюоны, рожденные в процессах распада пионов, составляют

основную компоненту вторичного космического излучения. Это излучение состоит из частиц очень высокой энергии и достигает поверхности Земли.

Космические лучи на уровне моря представлены только вторичными частицами: л;+-мезонами и протонами (<1%), электронами (15%), нейтронами (21%) и мюонами (63%) с суммарной плотностью потока ~ 3-10"2 см*2 с-1 (эта величина зависит от геомагнитной широты и фазы 11-ти летнего цикла солнечной активности.

Фон от космических лучей на уровне моря можно разделить на три компоненты:

• мягкая компонента (электроны и у-кванты электромагнитных ливней);

• ядерно-активную компоненту (адроны ядерных ливней);

• жесткую компоненту (р.+А - мезоны).

Для практически полного исключения мягкой компоненты фона детекторов достаточно использовать слой свинца толщиной ~ 15 см, поэтому в нашем анализе эту компоненту мы учитывать не будем. Что

Таблица 5. Состав космических лучей: первичных и на уровне моря.

протоны а-частицы 3< Ъ < 30

Поток

Первичные 86%

12.7%

1.3%

1000 м^с-1

мюоны нейтроны электроны протоны, Поток

пионы

На уровне моря

63%

21%

15%

< 1% 3-10-2 см-2с-'

касается электронов и у-квантов, идущих в равновесии с мюонами, для их исключения необходимо в первую очередь подавить поток мюонов, поместив экспериментальную установку на достаточную глубину под землю.

Ядерно-активной компонента (протоны и к+/- -мезоны) поглощается в слое вещества толщиной примерно несколько десятков г см'2 и на уровне моря сильно подавлена. Однако эта компонента дает основной вклад в фон незащищенных- установок, расположенных на (или вблизи) поверхности Земли путем образования космогенных изотопов. Этот канал фона является основным препятствием на пути проведения радиохимических экспериментов на небольших глубинах под землей.

Плотность потока нейтронов вблизи поверхности земли составляет величину 5-10"3 см"2с~> и значительно превышает поток частиц ядерно-активной компоненты, которая генерирует эти нейтроны. На глубинах ~ 400 - 500 г см-2, после процесса замедления (который происходит в основном в актах неупругого рассеяния) устанавливается равновесная плотность потока тепловых нейтронов и нейтронообразующей ядерно-активной компоненты космических лучей, которая убывает с глубиной по экспоненциальному закону (А, ~ 165 - 200 г см-2, в зависимости от состава грунта). Поэтому, чтобы ослабить поток нейтронов, связанный с адронной компонентой в 100 раз, требуется толщина грунта порядка 5 метров (~ 1000 г см-2).

Однако при толщинах > 1000 г см*2 резкое снижение скорости генерации нейтронов, связанное с поглощением ядерно-активной компоненты космических лучей постепенно сменяется менее крутой зависимостью. Этот эффект связан с тем, что на таких глубинах основной нейтронно-образующей компонентой становятся сами мюоны космических лучей [57]. Основной отличительной особенностью мюонной компоненты является ее высокая проникающая способность. .Плотность потока мюонов достигает на уровне моря ~ 2-10-3 см-2 с-1.

Мюоны космических лучей взаимодействуют с веществом путем:

• взаимодействия с ядрами вещества детектора с образованием 8-электронов, рождения пар, тормозного излучения и фотоядерного взаимодействия;

• захвата отрицательных мюонов ядрами вещества.

При этом мюоны большой энергии образуют электромагнитные и ядерные ливни, при взаимодействии которых с веществом образуются радиоактивные изотопы. Образование долгоживущих и короткоживущих радиоактивных изотопов является принципиальным каналом фона при постановке экспериментов по регистрации солнечных нейтрино даже на больших глубинах. На Рис.3 [58] показана зависимость выхода ядер 7Ве, 71С, и 37Аг в водном растворе 1лС1, металлическом ва и перхлорэтилене С2С14 соответственно как функция глубины, на которой размещается мишень нейтринного телескопа. Учитывая, что ожидаемая скорость образования 71л, 71 ве (37Аг) для такой массы мишени составляет примерно 1 соб суг1, очевидно, что радиохимические детекторы солнечных нейтрино следует размещать на глубине не менее нескольких тысяч метров водного эквивалента.

Фоновое событие в пропорциональном счетчике (во время счета извлеченной из мишени активности) может быть вызвано любой заряженной частицей, попавшей в рабочий обьем счетчика, в первую очередь р-частицами и электронами комптоновского рассеяния у-квантов на материале детектора счетчика. Низкий уровень фона счетчиков принципиально достигается путем помещения его в мощные пассивные защиты, подбора низкорадиоактивных конструкционных материалов при изготовлении, минимизации его активного объема (до У ~ 0.5 см3) и использования эффективных методов дискриминации фоновых событий. Большое внимание должно быть также уделено проблеме исключения радона из свободных объемов пассивной защиты.

Г

ю ~

10

з

И"

о

I 1.0=1

со о

с*» —<

О.

Ю

0,1

10'

,-1

Г

\ \ X V

\

\

л \

\\ \

\ \\ х

V

\

\

Ч^ЬСИгО (1Щ

ч

\

Чйсисвд

Ч

Ж

2000

155

Н,

Г и

о

ч

ч

<000

Зоо"

6000

Рис.3. Зависимости от глубины фона радиохимических детекторов солнечных нейтрино, вызванных взаимодействием мюонов космических лучей. Стрелками, обозначенными "С1-Аг" и "Са-Ое", показаны глубины заложения лабораторий галлий-германиевого и хлор-аргонового детекторов на БНО [58].

Выводы. Как было рассмотрено выше, все основные компоненты фона от мюонов космических лучей являются принципиальными источниками фона при постановке низкофоновых экспериментов. Поэтому необходимым условием проведения таких экспериментов как измерение потока солнечных нейтрино является требование размещения экспериментальных установок в подземные лаборатории глубокого заложения (на глубине свыше нескольких тысяч метров водного эквивалента).

Когда проблема фона космических лучей уже решена, следующим шагом является устранение других источников фона - у- и нейтронного излучения от окружающих подземную лабораторию пород (бетона), а также решение проблемы радона, присутствующего в воздухе подземных горных выработок. Поэтому сооружение подземной лаборатории глубокого заложения является комплексной задачей и представляемая работа посвящена ее решению.

К настоящему времени уже созданы и эксплуатируются подземные лаборатории: Хоумстейк, Баксанская нейтринная обсерватория, лаборатория Гран-Сассо, подземная лаборатория Модан (автомобильный тоннель под горой Фрейжюс), лаборатория в шахте Камиока Мозуми (Япония), лаборатория в автомобильном тоннеле под горой Мон-Блан.

Заканчивается монтаж оборудования тяжеловодного детектора в подземной лаборатории в Садбюри (Канада). Выделены финансовые средства для начала строительства комплекса подземных лабораторий в Пухэсалми (Финляндия).

Заключение диссертации по теме «Физика атомного ядра и элементарных частиц», Корноухов, Василий Николаевич

ВЫВОДЫ

1. Выполнен анализ фона мишени галлиевого детектора коллаборации SAGE, вызванного мюонами космических лучей в лаборатории ГГНТ с использованием расчетного значения потока мюонов и величин эффективного сечения образования изотопов германия, полученных в ускорительных экспериментах на пучках мюонов высокой энергии. Расчетная скорость образования изотопов германия 71Ge и 69Ge равна 0.011 ат/сут и 0.05 ат/сут соответственно. Суммарный фон детектора, включающий дополнительный фон от изотопа 69Ge при регистрации его распадов в пропорциональном счетчике, составляет 0.012 ат/сут.

2. Выполнен расчет скорости генерации нейтронов в низкофоновом бетоне и равновесного спектра нейтронов в объеме лаборатории. Основной вклад в генерацию нейтронов в низкофоновом бетоне вносит (а,п)-реакция на легких элементах (-80%) и нейтроны спонтанного деления 238U (-20%). Суммарная скорость генерации нейтронов составляет величину 1.16-10 3 нейтрона г1 сут"1. Общий поток нейтронов внутри лаборатории 3.8-10"6 нейтр см-2 сек-1, доля нейтронов с Еп > 3 МэВ составляет 14%, а нейтронов с Еп > 6.5 МэВ -5%. ' 1 ■ !

3. На основании расчетной величины потока быстрых нейтронов выполнена оценка фона мишени ГГНТ. Скорость образования изотопа 71Ge в 56-ти тоннах галлия составила величину < 2.3-10"3 ат/сут.

4. Измерен у-фон в лаборатории ГГНТ. Кратность ослабления темпа счета детектора Nal(Tl) в области от 0.2 до 3.2 МэВ по сравнению с темпом счета в подземном помещении с обычным бетоном составляет 15 - 16 раз. В области пиков 40К и 208Т1 кратность ослабления составляет величину 17 - 22 и 16-21 раза соответственно.

5. Создана экспериментальная установка, с помощью которой измерена интенсивность мюонов космических лучей в лаборатории глубокого заложения ГГНТ. Глобальный поток мюонов составляет величину (3.03 +/- 0.10)-Ю-9 см-2 сек-1.

6. Измерен поток быстрых нейтронов в лаборатории ГГНТ с энергией Еп > 3 МэВ, который составляет величину (6.28 +/- 2.20)-10"8 нейтрон см-2сек-'.

7. На основании экспериментально определенной величины глобального потока мюонов выполнен расчет фона мишени ГГНТ от мюонов космических лучей. Показано, что вклад мюонов космических лучей в скорость наработки 71Ge составляет величину 0.012 ат/сут, а 69Ge - 0.006 ат/сут. Из полученой оценки фона галлиевого детектора следует, что вклад скорости образования изотопов Ge от мюонов космических лучей < 1.3% от измеренного в эксперименте SAGE сигнала от солнечных нейтрино.

8. Выполнен расчет фона мишени ГГНТ, обусловленный быстрыми нейтронами от горных пород. Скорость образования изотопа 71Ge в 56-ти тоннах металлического галлия < 2.7-10~4 ат/сут, что является пренебрежимо малой величиной по сравнению с сигналом от солнечных нейтрино.

9. На основании результатов измерений и расчетов, выполненных в работе, сделан вывод о том, что фоновые условия в подземной лаборатории глубокого заложения ГГНТ БНО ИЯИ РАН полностью удовлетворяют требованиям проведения * галлий-германиевого нейтринного эксперимента коллаборации SAGE.

Автор выражает глубокую благодарность своим научным руководителям академику Г.Т.Зацепину и к.ф.-м. наук В.Н.Гаврину за многолетнее научное руководство, предложение исследовать ряд изложенных в диссертации вопросов, плодотворные дискуссии, поддержку и помощь в работе.

Автор искренне признателен ближайшим коллегам, сотрудникам отдела ЛВЭНА ИЯИ РАН: к.ф.-м. наук И.Р.Барабанову за активную поддержку этой работы и плодотворные дискуссии по вопросам низкофоновых измерений; к.ф.-м. наук Ю.И.Захарову за помощь в измерении 37Аг с помощью счетной системы ГГНТ и многочисленные обсуждения проблемы фона галлиевого детектора; к.ф.-м. наук В.И.Гуренцову за консультации по вопросам физики мюонов космических лучей и расчет интенсивности мюонов в лаборатории ГГНТ; к.ф.-м. наук А.В:Копылову за активное участие в создании мюонного 1 телескопа и оригинальное предложение по схеме мониторирования фоновых событий;

В.Э.Янцу, непосредственному участнику измерений быстрых нейтронов; сотрудникам отдела БНО д.ф.-м. наук Е.Н.Алексееву, к.ф.-м. наук В.В.Кузьминову, к.ф.-м. наук А.М.Пшукову, к.ф.-м. наук А.А.Смольникову, А.А.Шихину за постоянную поддержку, большую помощь при создании экспериментальных установок и проведении измерений.

Автор благодарит коллективы Отделов БНО и ЛВЭНА за помощь в повседневной работе и постоянную поддержку в проведении измерений.

118

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Корноухов, Василий Николаевич, 1998 год

ЛИТЕРАТУРА

1. Bethe Н.А., Phys.Rev. 55 (1939) p. 434.

2. C.F.Weizsaker, Phyzik Z., 39 (1938) p. 663.

3. Bahcall J.N., Neutrino Astrophysics, Cambridge Univ.Press (1989).

4. Bahcall J.N., Solar Neutrino Experiments. Rev. of Mod.Phys., 1978, v.50, p.881-903.

5. Bahcall J.N., UlrichR.K., Rev.of Mod.Phys., 1988, v.60, p.297-372.

6. Turk-ChiezeS., Cahen S., Casse M., Doom C., Ap.J., 1988, v.335, p.415-424.

7. Bahcall J.N., M.N.Pinsonneault, Rev.Mod.Phys., 1992, v.64, p.885-925.

8. Bahcall J.N., Pinsonneault M.N., Rev.Mod.Phys., 1995, v.67, p.781-808.

9.Wolfsberg K. and Kocharov G.E., in: The Sun in Time, S.P.Sonett, M.S.Giampapa, M.S.Matthews (eds.), University of Arizona Press, Tuscon, 1991, p.288-313.

10.Davis, R. Jr., Harmer D.S., Hoffman K.C.,Search for Neutrinos from Sun. Phys.Rev.Lett., v.20, N21 (1968) p.1205-1209.

11.Cleveland B.T., Daily Т., Davis R. Jr, Distel J.R., Lande K., Lee C.K. and Windenhain P.S., Fourth International Solar Neutrino Conference, Heidelberg, Germany, April 8-11, 1997, Ed. by W.Hampel, p.85-108.

12.Suzuki Y., KAMIOKANDE collaboration, Nucl.Phys.B (Proc.Suppl.), 1995, v.38,p.54.

13.Suzuki Y., Solar Neutrino Results from Super-Kamiokande, in: Proc.: the Fourth Int. Solar Neutrino Conference, Heidelberg! Germany, April 8-11, 1997, Ed. by W.Hampel, P. 163-172. Measurements of the Solar Neutrino Flux from Super-Kamiokande's First 300 Days. The Super-Kamiokande Collaboration, ICRR-Report-417-98-13, April 1998.

14.Suzuki Y., Solar Neutrino results from Kamiokande and Super Kamiokande, in: Proc. of the 17th Int. Conference on Neutrino Physics and Astrophysics, Helsinki, June 13-19, 1996, K.Enquist, K.Huitu, J.Maalampi (eds.), p.73-82.

15.Hirata K.S., Inoue К., Ishuda Т., et al., Phys.Rev.D, 1991, v.44, p. 2241 -2260.

16.Абазов А.И., Абдурашитов Д.Н., Авдеев A.B. и др., Советско-американский галлий-германиевый эксперимент по регистрации солнечных нейтрино. Изв. АН СССР, Сер. физическая, 1989, т.53, N2, с.355-358.

17.Abdurashitov J.N., Gavrin V.N. et al.,, Solar Neutrino Measurements from SAGE, in: Proc.: the Fourth Int. Solar Neutrino Conference, Heidelberg, Germany, April 8-11, 1997, Ed. by W.Hampel, p. 109-125.

18.Anselman P. et al., GALLEX Collaboration, Phys.Lett.B357, 1995, p.237-247.

19.Kirsten T.A., GALLEX collaboration: GALLEX Status Report,. In: Proc.: The Fourth Int. Solar Neutrino Conference, Heidelberg, Germany, April 811, 1997, Ed. by W.Hampel, p.138-150.

20.Turk-ChiezeV and Lopes I., Ap.J. 408, 1993, p.347.

21.Dar A., and Shaviv G., Ap.J. 468, 1996, p.933.

22.Anselman P., Hampel W., Heusser G. et al., GALLEX collaboration: The Results from GALLEX I and early results from GALLEX II, Phys.Rev.Lett.B, 1993, v.314,p.445-458.

23.Gavrin V.N., FaizovY, Kalikhov A.Y. et al., SAGE collaboration: Recent Results from SAGE, Proc. of Workshop "TAUP-93", Nucl.Phys.B (Proc.Suppl.), 1994, v.35, p.412-417.

24.HampelV, Inter. School ZUOS-1996, p.25-39.

25.Bahcal J.N., Ulrich R.K., Satrophys.J.Lett. 170, 593 (1971). ,

26.Barterwerfer D., Astron. Astrophys., v.25 (1973) p.455.

27.Rood R.T. Ulrich R.K. Nature, v.252 (1974) p. 366.

28.Ezer D., Cameron A.G.W., Astrophys. Lett., v.l (1968) p. 177.

29.Hawking S., Mon. Not. R. Astrop. Soc. v. 152 (1971) p. 75.

30.Press W.H., Rybicki G.B., Astrophys. J., v.248 (1981) p.751.

31.Faulkner J., Gilliband R.L., Astrophys. J., v.299 (1985) p.994.

32.Spergel D.N., Press W.H., Astrophys. J., v.294 (1985) p.663.

33.Christensen-Dalsgaard J., Nucl. Phys. В (Proc. Suppl.) 48, (1996) p.325-334.

34.Hampel W., In Proc. of Int. School ZUOS, (1996) p.25-39.

35.Pontecorvo В., Sov.Phys.JETP 1969, v. 29, p.984.

36.Krastev P.I., Petcov S.T, Phys.Lett B285, 1992, p.85.

37.Berezhiani Z., Rossi A., Phys.Rev. D51, 1995, p.5229.

38.Calabresu E. et al., Astropàrt.Phys., 1995, vol. 4, p.159.

39.Wolfenstein В., Phys.Rev. D17, 1978, p.2369.

40.Mikheyev S.P., and Smirnov A.S., Nuovo Cim. C19, 1986, p.17.

41 .Bellotti E. et al., Proposal For A Permanent Gallium Neutrino Observatory (GNO) At Laboratori Nazionali Del Gran Sasso Febr. 1996.

42.HataN., Bludman S., Langacker P., Phys.Rev. D49, 1994, p.3622.

43.Fiorentini G., Lissia M., Phys.Rev. D49, 1994, p.6298.

44.ВолошинМ.Б., Высоцкий M.И., Окунь Л.Б., Письма в ЖЭТФ, т.64 (1986) с.106-113.

45.Akhmedov Е.К., Phys.Lett., В213, 1988, р.64.

46.Lim C.S., and Marciano W.J., Phys.Rev. D37, 1988, p. 1368.

47.MakN.B., Search for Solar Neutrinos: Progress and Future Ideas, Proc.VI Workshop on Neutrino Telescopes, Venezia (Italy), 1994, p. 120.

48.Arpesella С., Donati A., Falgiani A. et al., BOREXINO at Gran Sasso: Proposal for a real time detector for low energy solar neutrinos, August 1991.

I I

49.Bellini G., Nucl.Phys.B(Proc.SuppL) 48, 1996, p.363-369.

50.Alimonti G. at al., Borexino Collaboration, Astrop. Phys., 8 (1998) p.141-157.

51.McDonald A.B., Nucl. Phys.B (Proc.Süppl) 48 (1996) р.357-3б2.

52.ICARUS Collaboration, Preprint LNF-89/005 (R) (1989).

53.Revol J.P. Preprint CERN-PPE/93-01.

54.Cleveland B.T. et al., Proc. of XXIII I.C.R.C.-Calgary (Canada) (1993). Nucl.Phys.B (Proc.Suppl.) 38, (1995) p.47.

55.SeguinotJ., Ypsilantis T. and Zichichi A., «HELLAZ: A high rate solar neutrino detector with energy determination», LPC 92/31, College de France.

56.Tao Ch. Status Report on the HELLAZ Project, in: Proc.: the Fourth Int. Solar Neutrino Conference, Heidelberg, Germany, April 8-11, 1997, Ed. by W.Hampel, p..238-247.

57.Безруков Л.Б., Береснев В.И., Зацепин Г.Т. и др., ЯФ, т. 17, вып.1, (1973) с.98.

58.Гаврин В.Н., Захаров Ю.И. Образование радиоактивных изотопов в металлическом галлии под действием космических лучей и фон галлий-германиевого детектора солнечных нейтрино, Препринт ИЯИ АНСССРП-560, М., 1987.

59.Alvarez L. Univ. of California. Radiation Laboratory. Report N UCRL-328, 1949.

60.Ряжская О.Г. Препринт ФИАН, N 18, 1966.

61.Зацепин Г.Т., Ряжская О.Г., Изв. АН СССР, сер. физическая, т.29, N10 (1965) с.1946. •

62.Копылов А.В. Диссертация ИЯИ АН СССР. М„ 1985.

63.Zakharov Y.I. In proc. of Conf. "Neutrino-75", Budapest, vol.2, p.391 (1975).

64.Wolfendale, Young E.C.M., Davis R., Jr, Nature Phys.Sci., 238 (1972) c. 130.

65.3ахаров Ю.И. «Фон от мюонов космических лучей в различных радиохимических детекторах солнечных нейтрино», Изв. АН СССР, серия физ., т.40, N5 (1976) с. 1049-1051.

66.Zakharov Yu.I. Background Effects in Solar Neutrino Experiments. Proc. Intern. Conf. on Neutrino Physics and Astrophysics, Baksan Valley, 18-24 June, 1977, «Nauka», M., 1978, v.l. p.64-69.

67.Bahcall J.N. et al., Phys.Rev.Lett. 40 (1978) p.1351.

68.Cribier M. Et al., Astroparticle Physics, 6 (1997) p.129-141.

69.Гаврин B.H., Гуренцов В.И., Корноухов В.Н., Пшуков A.M., Шихин А.А., Интенсивность мюонов космических лучей в лаборатории глубокого заложения ГГНТ, Препринт ИЛИ АН СССР П-698, М., 1991.

70.Хаякава С.. Физика космических лучей. ч.1. Лдерно-физический аспект. Москва, «Мир», 1973.

71.Sternheimer P.M., Phys.Rev., 103, (1956)р.511.

72.КельнерС.П„ Котов Ю.О., ЛФ, т.7 (1968) с.350.

73.Андреев Ю.М., Бугаев Э.В., Изв. АН СССР, серия физическая, т.42, N7 (1978) с. 1475. ;

74.Bezrukov L.B., Bugaev E.V., Proc. 16th Intern. Cosmic Ray Conf., Kyoto, v.10 (1978) p.251.

75.Bezrukov L.B., Bugaev E.L., Proc.l7th ICRC, v.7 (1981) p.102.

76.Гурецов. Расчет интенсивности и энергетических характеристик мюонов космических лучей в месте расположения сцинтилляционного телескопа БНО. Препринт ИЛИ АН СССР П-379, Москва, 1984.

77.0.C.Alkoffer et al., Phys.Lett, 36В (1971) p.425.

78.Волков Л.В., Зацепин Г.Т., Кузмичев Л.А, ЛФ, 29 (1979) с. 1252.

79. M.G.Thompson et al., Proc. XV Int.. Cosmic Ray Conf., 6 (1977) p.21.

80.Гуренцов В.И., Зацепин Г.Т., Михальчи Е.Д., ЛФ, Т.23, (1976) с. 1001.

81.Andreev et al., Proc. 20th ICRC, Moscow, v.6 (1987) p.200.

82.Андреев Ю.М. и др., «Интенсивность и угловое распределение мюонов космических лучей по данным Баксанского сцинтилляционного телескопа». Изв. АН СССР, сер. физическая, т.53, N2(1989) с.332-335.

83.Гуренцов В.И., Кандидатская диссертация ИЛИ АН СССР, М., 1982.

84.Барашенков B.C., Тонеев В.Д. Взаимодействие высокоэнергетических частиц и ядер с ядрами. М., Атомиздат, 1972.

85.Гуламов К.Г. и др., «Экспериментальные данные по множественному рождению на ядрах» ЭЧАЯ, 9, N3 (1978) с.354-601.

86.Козодаева О.М. и др., «Множественность релятивистских и , медленных заряженных частиц в неупругих взаимодействиях адронов

на ядрах при р = 17-67 ГэВ/с», ЯФ, т.22 (1975) с.730-735.

1 87.Азимов С.А. и др., «Множественность различных типов вторичных частиц из неупругих протон-ядерных соударений при высоких энергиях», ЯФ, т.26, N2 (1981) с.346-354.

88.Berger Ch. et al., Nucl.Instrum. Meth. A262 (1987) p.463.

89.Kirsten Т., Hampel W, «Weak radioctivities induced by cosmic ray muons in terrestrial minerals», Proc. Int. Conf. On Low Radioact. Measurements and Application, 6-10 Oct. 1975, The High Tatras, Chekhoslovakia, P.427.

90.Charalambus S., Nucl.Phys. A166 (1971) p. 145-161,

91.Вайсенберг A.O. «Мю-мезон», Наука. M., 1964.

92.Wyttenbach A. et al., Nucl. Phys A294 (1978) p.278-292.

93.Будяшов Ю.Г. и др., ЖЭТФ, T.60 (1971) c.19-27.

94.Гаврин B.H., Зацепин Г.Т., Корноухов В.Н. «Низкофоновая лаборатория глубокого заложения галлий-германиевого нейтринного телескопа», Препринт ИЯИ АН СССР П-690, М., 1991.

95.Барабанов И.Р., Гаврин В.Н., Прокопьева Л.П., Янц В.Э. «Бетоны с низкой собственной активностью для бетонирования камер радиохимических детекторов солнечных нейтрино», Препринт ИЯИ АНСССРП-559, М., 1987.

96.Nuclear Data Sheets, v.26, 1 (1979).

97.Прокопьева Л.П., Стрельцов А.В., Янц В.Э. Препринт ИЯИ АН СССР П-436, М, 1985.

98 Heaton R. et al., NIM A276 (1989) p.529-510.

99.Cheang C.W. and King J.D., J.Phys, v.5, N9 (1979) p. 1261-1266.

ЮО.Мартугов Г.Н., Николаев M.H., Цибуля A.M. «Система групповых констант БНААБ-93» Часть I. Ядерные константы для расчета

124 ■

нейтронных и фотонных, полей излучений. Вопросы атомной науки и техники. Серия ядерные константы. 1996. Вып. 1. с.39.

101.Alcouffe R.E., Brinkley F.W., Jr., Marr D.R., and O'Dell R.D., «User's Guide for TWODANT: A Code Package for Two-Dimensional, Diffusion-Accelerated, Neutral Particle Transport», Los Alamos National Laboratory Report LA-10049-M (February 1990).

102.Gallen D. et al., The III Evaluation Nuclear Date Library (ENDL), VGLR-50400 (1976) p. 15,.

ЮЗ.Прокопьева Л.П. Отчет ОЛВЭНА ИЛИ АН СССР, М„ 1984.

104.Глотов В.И. Кандидатская диссертация ИЯИ АН СССР, М., 1979.

105.Кузьмин В.А. О детектировании солнечных нейтрино. ЖЭТФ, 49, N5(11) (1965) с. 1532-1533.

Юб.Поманский A.A. О возможности использования галлия в качестве детектора солнечных нейтрино. В сб. «Космические лучи», N10 (1969) с.95-97.

107.Barabanov I.R., Gavrin Y.N., Zakharov Yu.I., Zatsepin G.T. The Possibility of 7Be, 55Fe, and 7IGe Decay recording by a Proportional Counter. Proc. 5th Intern. Conf. Neutrino'75. Balaton fured, Hungary, 1975. v.2, p.385-386.

108.Dostrovsky I. The 7!Ga-71Ge System. Proc. Inform. Confer. On Status and Future of Solar Neutrino Research. BNL Report 50879, 61978. 1979. v.l. p.231-263.

109.Hampel W. And Gallium Solar Neutrino Collaboration. The Gallium Solar Neutrino Detector. Proc. Sei. Underground Workshop. Los Alamos. NM 1982. N.Y., 1983.P.88-95.

110.Барабанов И.P., Егоров А.И., Гаврин В.Н., Копысов Ю.С., Зацепин Г.Т. Матер. Междунар. Конференции «Нейтрино 77». Баксанское ущелье. 1977. М.: Наука, 1978. т. 1. с.20. 1

111.Гаврин В.Н., Даньшин С.Н., Копылов A.B., Череховский В.И., Препринт ИЯИ АН СССР П-494, М., 1986.

112.Chudakov A.E., Ryazhskaya O.G.. Proc. Int. Conf. Neutrino'77, p.l 15.

113.Kovalchuk E.L. et al., Proc. Int. Conf. Low-Radioactivity Measurements and Applications. P.Povinec, L.Usachev (Eds) Bratislava. Slovak Pedagogical Publishing House 1977, p.23.

114.Барабанов И.P., Гаврин B.H., Зацепин Г.Т., м др., Изв. АН СССР, Т.40, N5 (1076) С.1052-1053.

115.Барабанов И.Р., Гаврин В.Н., Зацепин Г.Т. и др., АЭ,. т.47, вып.4 (1979) с.273-274.

116.Барабанов И.Р., Гаврин В.Н., Зацепин Г.Т. и др., АЭ, т.50, вып.1 (1981) с.59-60.

117.Barnes J., J.Inorg.Nucl.Chem., N37 (1975) р.399.

118.Барабанов И.Р., Гаврин В.Н., Курышев A.M., Орехов И.В., АЭ, т.37, вып.6 (1974)с.503.

119.Орехов И.В., Кандидатская диссертация ИЯИ АН СССР, М., 1982.

120.Барабанов И.Р., Кандидатская диссертация ФИАН СССР, М., 1972.

121.Барабанов И.Р., Гаврин В.Н., Зацепин Г.Т. и др., АЭ, т.54, вып.2 (1983) с. 137.

122.Гаврин В.Н., Корноухов В.Н., Янц В.Э., Измерение потока быстрых нейтронов в низкофоновой лаборатории ГГНТ, Препринт ИЯИ АН СССРП-703, М., 1991.

j