Detector de neutrino - Neutrino detector

O interior do detector de neutrino MiniBooNE

Um detector de neutrinos é um aparelho de física projetado para estudar neutrinos . Como os neutrinos interagem fracamente com outras partículas de matéria, os detectores de neutrinos devem ser muito grandes para detectar um número significativo de neutrinos. Os detectores de neutrino são freqüentemente construídos no subsolo, para isolar o detector de raios cósmicos e outras radiações de fundo. O campo da astronomia de neutrinos ainda está em sua infância - as únicas fontes extraterrestres confirmadas em 2018 são o Sol e a supernova 1987A na vizinha Grande Nuvem de Magalhães . Outra fonte provável (três desvios padrão) é o blazar TXS 0506 + 056 a cerca de 3,7 bilhões de anos-luz de distância. Os observatórios de Neutrinos "darão aos astrônomos novos olhos para estudar o universo".

Vários métodos de detecção têm sido usados. Super Kamiokande é um grande volume de água cercado por fototubos que observam a radiação Cherenkov emitida quando um neutrino que chega cria um elétron ou múon na água. O Sudbury Neutrino Observatory é semelhante, mas usa água pesada como meio de detecção. Outros detectores consistem em grandes volumes de cloro ou gálio que são periodicamente verificados quanto a excessos de argônio ou germânio , respectivamente, que são criados por neutrinos interagindo com a substância original. O MINOS usa um cintilador de plástico sólido monitorado por fototubos ; O Borexino usa um cintilador líquido de pseudocumênio também monitorado por fototubos ; e o detector NOνA usa um cintilador líquido monitorado por fotodiodos de avalanche .

A proposta de detecção acústica de neutrinos via efeito termoacústico é o assunto de estudos dedicados feitos pelas colaborações ANTARES , IceCube e KM3NeT .

Teoria

Os neutrinos são onipresentes na natureza, de modo que a cada segundo, dezenas de bilhões deles "passam por cada centímetro quadrado de nosso corpo sem que percebamos". Muitos foram criados durante o big bang e outros são gerados por reações nucleares dentro de estrelas, planetas e outros processos interestelares. De acordo com as especulações dos cientistas, alguns também podem se originar de eventos no universo como "buracos negros em colisão, rajadas de raios gama de estrelas em explosão e / ou eventos violentos nos núcleos de galáxias distantes".

Apesar de comuns, os neutrinos são extremamente difíceis de detectar, devido à sua baixa massa e falta de carga elétrica. Ao contrário de outras partículas, os neutrinos interagem apenas por meio da gravidade e da interação fraca . Os dois tipos de interações fracas em que eles (raramente) se envolvem são corrente neutra (que envolve a troca de um bóson Z e apenas resulta em deflexão) ou corrente carregada (que envolve a troca de um bóson W e faz com que o neutrino se converta em um leptão carregado - um elétron , múon ou tauon , ou uma de suas antipartículas, se um antineutrino). De acordo com as leis da física, os neutrinos devem ter massa, mas apenas um "fragmento de massa em repouso" - talvez menos de um "milionésimo do que um elétron" - portanto, a força gravitacional causada pelos neutrinos se provou muito fraca para ser detectada ainda, deixando a interação fraca como o principal método de detecção:

Corrente neutra
Em uma interação de corrente neutra , o neutrino entra e sai do detector após ter transferido parte de sua energia e momento para uma partícula "alvo". Se a partícula alvo estiver carregada e suficientemente leve (por exemplo, um elétron), ela pode ser acelerada a uma velocidade relativística e, conseqüentemente, emitir radiação Cherenkov , que pode ser observada diretamente. Todos os três sabores de neutrino , ou sabores (eletrônico, muônico e tauônico) podem participar, independentemente da energia do neutrino. No entanto, nenhuma informação sobre o sabor do neutrino é deixada para trás.
Corrente carregada
Em uma interação de corrente carregada , um neutrino de alta energia se transforma em seu parceiro leptão ( elétron , múon ou tauon ). No entanto, se o neutrino não tiver energia suficiente para criar a massa de seu parceiro mais pesado, a interação da corrente carregada estará efetivamente indisponível para ele. Neutrinos do sol e de reatores nucleares têm energia suficiente para criar elétrons. A maioria dos feixes de neutrinos criados por aceleradores também pode criar múons , e muito poucos podem criar tauons . Um detector capaz de distinguir entre esses léptons pode revelar o sabor do neutrino incidente em uma interação de corrente carregada; como a interação envolve a troca de um bóson W , a partícula "alvo" também muda (por exemplo, nêutron → próton ).

Técnicas de detecção

Cintiladores

Antineutrinos foram detectados pela primeira vez perto do reator nuclear de Savannah River pelo experimento de neutrino de Cowan-Reines em 1956. Frederick Reines e Clyde Cowan usaram dois alvos contendo uma solução de cloreto de cádmio em água. Dois detectores de cintilação foram colocados próximos aos alvos de água. Antineutrinos com uma energia acima do limite de 1,8 MeV causaram interações de "decaimento beta inverso" de corrente carregada com os prótons na água, produzindo pósitrons e nêutrons. O pósitron resultante se aniquila com os elétrons, criando pares de fótons coincidentes com uma energia de cerca de 0,5 MeV cada, que podem ser detectados pelos dois detectores de cintilação acima e abaixo do alvo. Os nêutrons foram capturados por núcleos de cádmio resultando em raios gama atrasados ​​de cerca de 8 MeV que foram detectados alguns microssegundos após os fótons de um evento de aniquilação de pósitrons.

Este experimento foi desenhado por Cowan e Reines para dar uma assinatura única aos antineutrinos, para provar a existência dessas partículas. Não era o objetivo experimental medir o fluxo total de antineutrino . Os antineutrinos detectados, portanto, carregavam uma energia maior do que 1,8 MeV, que é o limite para o canal de reação usado (1,8 MeV é a energia necessária para criar um pósitron e um nêutron a partir de um próton). Apenas cerca de 3% dos antineutrinos de um reator nuclear carregam energia suficiente para que a reação ocorra.

Um detector KamLAND muito maior e construído mais recentemente usou técnicas semelhantes para estudar as oscilações de antineutrinos de 53 usinas nucleares japonesas. Um detector Borexino menor, mas mais radiopuro, foi capaz de medir os componentes mais importantes do espectro de neutrinos do Sol, bem como antineutrinos da Terra e de reatores nucleares.

Métodos radioquímicos

Os detectores de cloro, baseados no método sugerido por Bruno Pontecorvo , consistem em um tanque cheio de um fluido contendo cloro, como o tetracloroetileno . Um neutrino ocasionalmente converte um átomo de cloro -37 em um de argônio -37 por meio da interação de corrente carregada. O limiar de energia do neutrino para esta reação é de 0,814 MeV. O fluido é periodicamente purgado com gás hélio , que removeria o argônio. O hélio é então resfriado para separar o argônio, e os átomos de argônio são contados com base em seus decaimentos radioativos de captura de elétrons . Um detector de cloro na antiga mina Homestake perto de Lead, Dakota do Sul , contendo 520  toneladas curtas (470  toneladas métricas ) de fluido, foi o primeiro a detectar os neutrinos solares e fez a primeira medição do déficit de neutrinos de elétrons do sol ( veja o problema do neutrino solar ).

Um projeto de detector semelhante, com um limite de detecção muito mais baixo de 0,233 MeV, usa uma transformação de gálio → germânio que é sensível a neutrinos de baixa energia. Um neutrino é capaz de reagir com um átomo de gálio-71, convertendo-o em um átomo do instável isótopo germânio -71. O germânio foi então extraído quimicamente e concentrado. Neutrinos foram assim detectados medindo a decadência radioativa do germânio.

Este último método é apelidado o " Alsácia-Lorraine " técnica em uma piada-referência para o Ga → Ge → Ga sequência de reacção.

O experimento SAGE na Rússia usou cerca de 50 toneladas de gálio , e os experimentos GALLEX / GNO na Itália, cerca de 30 toneladas de gálio como massa de reação. O preço do gálio é proibitivo, portanto, é difícil pagar por esse experimento em grande escala. Experimentos maiores, portanto, se voltaram para uma massa de reação menos dispendiosa.

Os métodos de detecção radioquímica são úteis apenas para a contagem de neutrinos; eles quase não fornecem informações sobre a energia do neutrino ou a direção da viagem.

Detectores Cherenkov

Os detectores Cherenkov de "imagem em anel" tiram proveito de um fenômeno chamado luz Cherenkov . A radiação Cherenkov é produzida sempre que partículas carregadas, como elétrons ou múons, estão se movendo através de um determinado meio detector um pouco mais rápido do que a velocidade da luz nesse meio . Em um detector Cherenkov, um grande volume de material transparente, como água ou gelo, é cercado por tubos fotomultiplicadores sensíveis à luz . Um leptão carregado, produzido com energia suficiente e movendo-se através de tal detector, viaja um pouco mais rápido do que a velocidade da luz no meio detector (embora um pouco mais devagar do que a velocidade da luz no vácuo ). O leptão carregado gera uma "onda de choque óptico" visível de radiação Cherenkov . Essa radiação é detectada pelos tubos fotomultiplicadores e aparece como um padrão de atividade semelhante a um anel característico na matriz de tubos fotomultiplicadores. Como os neutrinos podem interagir com núcleos atômicos para produzir léptons carregados que emitem radiação Cherenkov, esse padrão pode ser usado para inferir direção, energia e (às vezes) informações de sabor sobre os neutrinos incidentes.

Dois detectores cheios de água deste tipo ( Kamiokande e IMB ) registraram uma explosão de neutrinos da supernova SN 1987A . Os cientistas detectaram 19 neutrinos de uma explosão de uma estrela dentro da Grande Nuvem de Magalhães - apenas 19 dos octo-decilhões (10 57 ) neutrinos emitidos pela supernova. O detector Kamiokande foi capaz de detectar a explosão de neutrinos associados a esta supernova e, em 1988, foi usado para confirmar diretamente a produção de neutrinos solares. O maior desses detectores é o Super-Kamiokande cheio de água . Este detector usa 50.000 toneladas de água pura cercada por 11.000 tubos fotomultiplicadores enterrados 1 km no subsolo.

O Sudbury Neutrino Observatory (SNO) usa 1.000 toneladas de água pesada ultrapura contida em um recipiente de 12 metros de diâmetro feito de plástico acrílico cercado por um cilindro de água ultrapura comum de 22 metros de diâmetro e 34 metros de altura. Além das interações de neutrino visíveis em um detector de água regular, um neutrino pode quebrar o deutério em água pesada. O nêutron livre resultante é subsequentemente capturado, liberando uma explosão de raios gama que podem ser detectados. Todos os três sabores de neutrino participam igualmente dessa reação de dissociação.

O detector MiniBooNE emprega óleo mineral puro como meio de detecção. O óleo mineral é um cintilador natural , portanto, partículas carregadas sem energia suficiente para produzir luz Cherenkov ainda produzem luz cintilante. Múons e prótons de baixa energia, invisíveis na água, podem ser detectados. Assim, surgiu o uso do ambiente natural como meio de medição.

Como o fluxo de neutrino que chega à Terra diminui com o aumento da energia, o tamanho dos detectores de neutrino também deve aumentar. Embora construir um detector de cubos com o tamanho de um quilômetro no subsolo coberto por milhares de fotomultiplicadores seja proibitivamente caro, volumes de detecção dessa magnitude podem ser obtidos instalando conjuntos de detectores Cherenkov bem no fundo de formações naturais de água ou gelo já existentes, com várias outras vantagens. Em primeiro lugar, centenas de metros de água ou gelo protegem parcialmente o detector dos múons atmosféricos. Em segundo lugar, esses ambientes são transparentes e escuros, critérios vitais para detectar a tênue luz Cherenkov . Na prática, por causa da decadência do Potássio 40 , mesmo o abismo não é completamente escuro, então essa decadência deve ser usada como base.

Uma ilustração do detector de neutrino Antares implantado sob a água.

Localizado a uma profundidade de cerca de 2,5 km no Mar Mediterrâneo , o telescópio ANTARES (Astronomia com Telescópio Neutrino e Pesquisa Ambiental do Abismo) está totalmente operacional desde 30 de maio de 2008. Consistindo em uma série de doze cadeias de detectores verticais separadas de 350  metros de comprimento Com 70 metros de distância, cada um com 75  módulos ópticos fotomultiplicadores , este detector usa a água do mar circundante como meio detector. A próxima geração do telescópio de neutrinos do mar profundo KM3NeT terá um volume total instrumentado de cerca de 5 km 3 . O detector será distribuído em três locais de instalação no Mediterrâneo. A implementação da primeira fase do telescópio foi iniciada em 2013.

O Conjunto de Detectores de Muons e Neutrinos da Antártica (AMANDA) operou de 1996–2004. Este detector usou tubos fotomultiplicadores montados em cordas enterradas profundamente (1,5–2 km) dentro do gelo glacial da Antártica perto do Pólo Sul . O próprio gelo é o meio detector. A direção dos neutrinos incidentes é determinada registrando o tempo de chegada de fótons individuais usando uma matriz tridimensional de módulos detectores, cada um contendo um tubo fotomultiplicador. Este método permite a detecção de neutrinos acima de 50 GeV com uma resolução espacial de aproximadamente 2  graus . O AMANDA foi usado para gerar mapas de neutrinos do céu setentrional para procurar fontes de neutrinos extraterrestres e para procurar matéria escura . AMANDA foi atualizado para o observatório IceCube , eventualmente aumentando o volume do conjunto de detectores para um quilômetro cúbico. Ice Cube fica bem abaixo do Pólo Sul em um quilômetro cúbico de gelo antigo perfeitamente claro e sem bolhas. Como o AMANDA, ele se baseia na detecção de cintilações de luz emitidas nas raras ocasiões em que um neutrino interage com um átomo de gelo ou água.

Detectores de rádio

O Experimento Radio Ice Cherenkov usa antenas para detectar radiação Cherenkov de neutrinos de alta energia na Antártica. A Anttarctic Impulse Transient Antenna (ANITA) é um dispositivo transportado por um balão que voa sobre a Antártica e detecta a radiação Askaryan produzida por neutrinos de ultra-alta energia interagindo com o gelo abaixo.

Calorímetros de rastreamento

Calorímetros de rastreamento, como os detectores MINOS, usam planos alternados de material absorvente e material detector. Os planos de absorção fornecem massa de detector, enquanto os planos de detector fornecem as informações de rastreamento. O aço é uma escolha popular de absorvedor, sendo relativamente denso e barato e tendo a vantagem de poder ser magnetizado. O detector ativo é frequentemente um cintilador de líquido ou plástico, lido com tubos fotomultiplicadores, embora vários tipos de câmaras de ionização também tenham sido usados.

A proposta NOνA sugere a eliminação dos planos de absorção em favor do uso de um volume de detector ativo muito grande.

Calorímetros de rastreamento são úteis apenas para neutrinos de alta energia ( faixa GeV ). Nessas energias, as interações de corrente neutra aparecem como uma chuva de detritos hadrônicos e as interações de correntes carregadas são identificadas pela presença da trilha do leptão carregado (possivelmente ao lado de alguma forma de detritos hadrônicos).

Um múon produzido em uma interação de corrente carregada deixa uma longa trilha penetrante e é fácil de detectar; O comprimento desta trilha de múon e sua curvatura no campo magnético fornecem energia e carga (
µ-
 contra
µ+
) em formação. Um elétron no detector produz um chuveiro eletromagnético, que pode ser distinguido dos chuveiros hadrônicos se a granularidade do detector ativo for pequena em comparação com a extensão física do chuveiro. Os leptons tau decaem essencialmente imediatamente em outro leptão ou píons carregados e não podem ser observados diretamente neste tipo de detector. (Para observar taus diretamente, normalmente procura-se uma torção nas trilhas na emulsão fotográfica.)

Detector Coerente de Recuo

Em baixas energias, um neutrino pode se espalhar de todo o núcleo de um átomo, ao invés dos núcleos individuais, em um processo conhecido como espalhamento elástico de núcleo de neutrino de corrente neutra coerente ou espalhamento de neutrino coerente . Este efeito foi usado para fazer um detector de neutrino extremamente pequeno. Ao contrário da maioria dos outros métodos de detecção, o espalhamento coerente não depende do sabor do neutrino.

Supressão de fundo

A maioria dos experimentos de neutrinos deve abordar o fluxo de raios cósmicos que bombardeiam a superfície da Terra.

Os experimentos de neutrino de alta energia (> 50 MeV ou mais) muitas vezes cobrem ou circundam o detector primário com um detector de "veto" que revela quando um raio cósmico passa para o detector primário, permitindo que a atividade correspondente no detector primário seja ignorada ( "vetada"). Uma vez que o fluxo incidente do múon atmosférico é isotrópico, uma detecção localizada e anisotrópica é discriminada em relação ao fundo que traia um evento cósmico.

Para experimentos de baixa energia, os raios cósmicos não são diretamente o problema. Em vez disso, os nêutrons de fragmentação e radioisótopos produzidos pelos raios cósmicos podem imitar os sinais desejados. Para esses experimentos, a solução é colocar o detector no subsolo, de modo que a terra acima possa reduzir a taxa de raios cósmicos a níveis aceitáveis.

Telescópios Neutrino

Os detectores de neutrinos podem ser destinados a observações astrofísicas, acreditando-se que muitos eventos astrofísicos emitem neutrinos.

Telescópios de neutrino subaquáticos:

  • Projeto DUMAND (1976–1995; cancelado)
  • Baikal Deep Underwater Neutrino Telescope (1993 em diante)
  • ANTARES (2006 em diante)
  • KM3NeT (futuro telescópio; em construção desde 2013)
  • Projeto NESTOR (em desenvolvimento desde 1998)
  • "P-ONE" . (telescópio potencial; localizadores de caminho implantados em 2018, 2020)

Telescópios de neutrino sob o gelo:

  • AMANDA (1996–2009, substituído por IceCube)
  • IceCube (2004 em diante)
  • DeepCore e PINGU, uma extensão existente e uma extensão proposta do IceCube

Observatórios subterrâneos de neutrinos:

Outros:

Veja também

Notas de rodapé

Referências

links externos