중성미자 검출기

Neutrino detector
MiniBoo의 내부NE 중성미자 검출기

중성미자 검출기는 중성미자를 연구하기 위해 고안된 물리 기구다. 중성미자는 물질의 다른 입자와 약하게만 상호작용하기 때문에 중성미자 검출기는 상당한 수의 중성미자를 검출하려면 매우 커야 한다. 중성미자 검출기는 우주선 및 기타 배경 방사선으로부터 검출기를 분리하기 위해 지하에 설치되는 경우가 많다.[1] 중성미자 천문학 분야는 아직 걸음마 단계다. 2018년 현재 유일하게 확인된 외계 근원은 태양과 인근 대마젤란 구름에 있는 초신성 1987A이다. 또 다른 가능한 원천(표준편차[2] 3개)은 약 37억 광년 떨어진 블레이자 TXS 0506+056이다. 중성미자 관측소는 천문학자들에게 우주를 연구할 수 있는 신선한 눈을 줄 것이다.[3]

다양한 탐지 방법이 사용되어 왔다. 슈퍼 카미오칸데는 들어오는 중성미자가 물 속에서 전자나 뮤온을 만들 때 방출되는 체렌코프 방사선을 감시하는 광튜브에 둘러싸인 다량의 물이다. 서드베리 뉴트리노 천문대는 비슷하지만 중수를 탐지 매체로 사용한다. 다른 검출기는 각각 아르곤이나 게르마늄의 초과 여부를 주기적으로 검사하는 다량의 염소나 갈륨으로 구성되어 있는데, 이는 원래 물질과 상호작용을 하는 중성미자에 의해 생성된다. MINOS는 광튜브가 감시하는 고체 플라스틱 섬광기를 사용하며, 보레시노는 광튜브가 감시하는 액체 유사성 섬광기를 사용하며, NO noA 검출기는 눈사태 광다이오드가 감시하는 액체 섬광기를 사용한다.

열음향 효과를 통한 중성미자의 음향 검출 제안은 ANTARES, IceCube, KM3NeT 협력에 의해 수행된 전용 연구 대상이다.

이론

중성미자는 자연에 만능이기 때문에 매 초마다 수백억 개의 중성미자가 "우리가 전혀 눈치채지 못하게 우리 몸의 모든 사각지대를 통과한다"[4][a]고 한다. 많은 것들이 빅뱅 동안에 만들어졌고 다른 것들은 별들, 행성들 그리고 다른 성간 과정들 안에서 핵반응에 의해 생성된다.[5] 과학자들의 추측에 따르면, 일부는 "블랙홀 충돌, 별 폭발로 인한 감마선 폭발, 그리고/또는 먼 은하 중심부에서 일어나는 폭력적인 사건"과 같은 우주에서의 사건에서 비롯될 수도 있다.[6][b]

그것들이 얼마나 흔한지에도 불구하고 중성미자는 질량이 낮고 전하가 부족하기 때문에 검출하기가 극도로 어렵다. 다른 입자와 달리 중성미자는 중력과 약한 상호작용을 통해서만 상호작용한다. 그들이 관여하는 두 가지 유형의 약한 상호작용은 중성 전류(Z 보손의 교환을 포함하며 편향만 초래함) 또는 전하 전류(W 보손의 교환을 포함하며 중성미자가 전자, 뮤온 또는 타우온 또는 항정맥의 하나로서, 만일 안티네우트리(antineutri)의 경우, 충전된 렙톤(전자, 뮤온 또는 타우온)으로 변환하게 한다.no). 물리 법칙에 따르면 중성미자는 질량이 있어야 하지만 "휴식 질량의 미미드겐(midgen of rest mass)" - 아마도 "전자의 백만분의 1도 안 되는 정도"[1] - 따라서 중성미자에 의해 야기되는 중력은 아직 검출하기에 너무 약하다는 것이 증명되어 약한 상호작용은 검출의 주요 방법으로 남게 된다.

중성 전류
중성 전류 상호작용에서 중성미자는 에너지와 모멘텀의 일부를 '대상' 입자로 옮긴 후 검출기를 떠난다. 대상 입자가 충전되어 충분히 가벼운 경우(예: 전자) 상대적 속도로 가속되어 결과적으로 체렌코프 방사선을 방출할 수 있으며, 이는 직접 관측할 수 있다. 중성미자 에너지와 상관없이 세 가지 중성미자 맛, 즉 향미(전자, 뮤오닉, 타우닉)가 모두 참여할 수 있다. 그러나 중성미자 맛 정보는 남기지 않는다.
충전 전류
충전 전류 상호작용에서 고에너지 중성미자는 파트너 렙톤(전자, 뮤온 또는 타우온)으로 변한다.[7] 그러나 중성미자가 그것의 더 무거운 파트너의 질량을 만들기에 충분한 에너지를 가지고 있지 않다면, 충전된 전류 상호작용은 효과적으로 이용할 수 없다. 태양과 원자로에서 나오는 중성미자는 전자를 만들기에 충분한 에너지를 가지고 있다. 대부분의 가속기 제작 중성미자 빔도 뮤온을 만들 수 있고, 극소수만이 타우온을 만들 수 있다. 이러한 렙톤을 구별할 수 있는 검출기는 충전 전류 상호작용에 대한 중성미자 발생의 맛을 나타낼 수 있다. 그 상호작용은 W 보손의 교환을 수반하기 때문에 '대상' 입자도 변화한다(예: 중성자 → 양성자).

탐지 기법

섬광기

안티뉴트리노스는 1956년 코완-라인즈 중성미자 실험에 의해 사바나 강 원자로 근처에서 처음 검출되었다. 프레데릭 라인스와 클라이드 코완은 물 속에 염화 카드뮴 용액이 들어 있는 두 개의 표적을 사용했다. 두 개의 섬광 검출기가 물 목표물 옆에 배치되었다. 1.8 MeV 임계치 이상의 에너지를 가진 안티뉴트리노는 물속의 양자와 "역방향 베타-데케이" 상호작용을 일으켜 양전자와 중성자를 생성했다. 그 결과 양전자는 전자와 함께 소멸되어 각각 약 0.5MeV의 에너지를 가진 일치 광자 쌍을 생성하며, 대상 위와 아래의 두 섬광 검출기에 의해 검출될 수 있다. 중성자는 카드뮴 핵에 의해 포획되었고, 이로 인해 양전자 전멸 사건으로부터 광자가 몇 마이크로초 후에 검출된 약 8 MeV의 지연 감마선이 되었다.

이 실험은 코완과 라이네스가 안티뉴트리노스의 독특한 시그니처를 주기 위해 고안한 것으로, 이들 입자의 존재를 증명하기 위해서였다. 총 항우울제 플럭스를 측정하는 것은 실험적인 목표가 아니었다. 따라서 검출된 안티뉴트리노는 모두 사용된 반응 채널의 임계값인 1.8 MeV 이상의 에너지를 운반했다(1.8 MeV는 양성자로부터 양성자와 중성자를 생성하는 데 필요한 에너지). 원자로에서 나오는 안티뉴트리노의 약 3%만이 반응이 일어나기에 충분한 에너지를 가지고 있다.

좀 더 최근에 건설되고 훨씬 더 큰 캠랜드 검출기는 53개의 일본 원자력 발전소에서 나온 안티뉴트리노의 진동을 연구하기 위해 유사한 기술을 사용했다. 더 작지만 더 많은 방사선 방출 보레시노 검출기는 지구와 원자로의 안티뉴트리노뿐만 아니라 태양으로부터 온 중성미자 스펙트럼의 가장 중요한 성분을 측정할 수 있었다.

방사화학법

Bruno Pontecorvo가 제시한 방법에 근거한 염소 검출기는 테트라클로로에틸렌과 같은 액체를 함유한 염소로 채워진 탱크로 구성된다. 중성미자는 때때로 염소-37 원자를 전하 전류 상호작용을 통해 아르곤-37 중 하나로 변환한다. 이 반응에 대한 임계 중성미자 에너지는 0.814 MeV이다. 용액은 아르곤을 제거하는 헬륨 가스로 주기적으로 퍼징된다. 그리고 나서 헬륨은 아르곤을 분리하기 위해 냉각되고 아르곤 원자는 그들의 전자 포획 방사능 해독을 바탕으로 계산된다. 사우스다코타 주 리드 인근 옛 홈스테크 광산의 염소 검출기는 520톤(470톤)의 유체가 들어 있는 것으로 태양 중성미자를 가장 먼저 검출해 태양으로부터 전자 중성미자의 결손을 처음으로 측정했다(태양 중성미자 문제 참조).

검출 임계값이 0.233MeV로 훨씬 낮은 유사한 검출기 설계는 낮은 에너지 중성미자에 민감한 갈륨 → 게르마늄 변환을 사용한다. 중성미자는 갈륨-71의 원자와 반응하여 불안정한 동위원소 게르마늄-71의 원자로 변환할 수 있다. 게르마늄은 화학적으로 추출되어 농축되었다. 따라서 게르마늄의 방사성 붕괴를 측정하여 중성미자를 검출하였다.

이 후자의 방법은 Ga → Ge → Ga reaction sequence에 대한 농담 참조에서 "Alscace-Lorain" 기법이라는 별명을 가지고 있다.[c]

러시아의 SAGE 실험은 약 50톤의 갈륨을, 이탈리아의 GALLEX/GNO 실험은 약 30톤의 갈륨을 반응 질량으로 사용했다. 갈륨 가격이 턱없이 비싸서 이 실험은 대규모로 감당하기 어렵다. 따라서 더 큰 실험은 비용이 덜 드는 반응 질량으로 바뀌었다.

방사화학 탐지 방법은 중성미자를 계산하는 데만 유용하다; 중성미자에너지나 이동 방향에 대한 정보는 거의 제공하지 않는다.

체렌코프 검출기

"링 이미징" 체렌코프 검출기는 체렌코프 빛이라는 현상을 이용한다. 체렌코프 방사선은 전자나 뮤온과 같은 충전된 입자가 주어진 검출기 매체를 통해 그 매체의 빛의 속도보다 다소 빠른 속도로 이동할 때마다 생성된다. 체렌코프 검출기에는 물이나 얼음과 같은 많은 양의 투명한 물질이 빛에 민감한 광전자 증배관에 둘러싸여 있다. 충분한 에너지로 생성되고 그러한 검출기를 통해 이동하는 충전 렙톤은 검출기 매체에서 빛의 속도보다 다소 더 빠르게 이동한다(진공 중 빛의 속도보다 다소 느리기는 하지만). 충전된 렙톤은 체렌코프 방사선의 가시적인 "광학적 충격파"를 생성한다. 이 방사선은 광전자 증배관에 의해 검출되며, 광전자 증배관의 배열에서 특징적인 고리 모양의 활동 패턴으로 나타난다. 중성미자가 원자핵과 상호작용하여 체렌코프 방사선을 방출하는 전하 렙톤을 생산할 수 있기 때문에, 이 패턴은 입사 중성미자에 대한 방향, 에너지 및 (때로는) 향미 정보를 추론하는데 사용될 수 있다.

이러한 유형의 두 개의 물 충전 검출기(카미오칸데와 IMB)는 초신성 SN 1987A에서 중성미자 폭발을 기록했다.[8][d] 과학자들은 거대 마젤란 구름 안에서 별의 폭발로 인한 중성미자 19개를 발견했는데, 이는 초신성에 의해 방출된 10조57 개의 중성미자 중 19개에 불과하다.[1][e] 카미오칸데 검출기는 이 초신성과 연관된 중성미자의 폭발을 감지할 수 있었고, 1988년에는 태양 중성미자의 생산을 직접 확인하는 데 사용되었다. 가장 큰 검출기는 물이 가득 찬 슈퍼카미오칸데다. 이 검출기는 지하 1km에 매장된 11,000개의 광전자 증배관에 둘러싸인 5만 톤의 순수를 사용한다.

서드베리 뉴트리노 천문대(SNO)는 지름 22m, 높이 34m의 초순수 일반수 실린더로 둘러싸인 아크릴 플라스틱으로 만든 12m 지름의 용기에 담긴 초순중수 1000t을 사용한다.[7][f] 일반 물 검출기에서 볼 수 있는 중성미자 상호작용 외에도 중성미자는 중수소에서 중수소를 분해할 수 있다. 그 결과 자유 중성자를 포착하여 검출할 수 있는 감마선 폭발을 방출한다. 세 가지 중성미자 맛 모두 이 분열 반응에 동등하게 참여한다.

미니부NE 검출기는 순수 미네랄 오일을 검출 매체로 사용한다. 미네랄 오일은 천연 섬광기여서 체렌코프 빛을 생산할 수 있는 충분한 에너지가 없는 충전된 입자는 섬광 빛을 여전히 생산한다. 물에 보이지 않는 저에너지 뮤온과 양성자를 검출할 수 있다. 따라서 자연 환경을 측정 매체로 사용하는 것이 나타났다.

지구로 유입되는 중성미자 흐름은 에너지가 증가함에 따라 감소하기 때문에 중성미자 검출기의 크기 또한 증가해야 한다.[9] 수천 개의 광전자 증배기가 덮인 지하에 1킬로미터 크기의 입방체 감지기를 건설하는 것은 엄청나게 비쌀 것이지만, 이 크기의 감지 용량은 이미 존재하는 자연수나 얼음 형성물 깊숙한 곳에 Cherenkov 검출기 어레이를 설치함으로써 얻을 수 있다. 그리고 몇 가지 다른 장점들을 가지고 있다. 첫째로, 수백미터의 물이나 얼음은 부분적으로 대기의 뮤온으로부터 검출기를 보호한다. 둘째, 이러한 환경은 희미한 체렌코프 빛을 감지하기 위해 투명하고 어둡고 중요한 기준이다. 실제로 칼륨 40 붕괴 때문에 심연조차 완전히 어둡지 않기 때문에 이 붕괴를 기준으로 삼아야 한다.[10]

물 아래에 배치된 Antares 중성미자 검출기의 예.

지중해에서 약 2.5km 깊이에 위치한 ANTARES 망원경(Neutriino 망원경 및 아비스의 환경연구가 있는 Astronomy)은 2008년 5월 30일부터 본격 가동되고 있다. 각각 75개의 광전자 증배 광학 모듈이 있는 70m 간격으로 길이 350m의 수직 검출기 문자열 12개로 구성된 이 검출기는 주변 바닷물을 검출기 매체로 사용한다. 차세대 심해 중성미자 망원경 KM3NeT는 총 계측 부피가 약 5km가3 될 것이다. 이 검출기는 지중해의 세 곳의 설치 장소에 배포될 것이다. 망원경 1단계의 구현은 2013년에 시작되었다.

남극 뮤온과 뉴트리노 검출기 어레이(AMANDA)는 1996-2004년에 운용되었다. 이 검출기는 남극 부근의 남극 빙하 얼음 내부 깊이(1.5~2km)에 묻혀 있는 끈에 장착된 광전자 증배관을 사용했다. 얼음 자체가 검출기 매개체다. 입사 중성미자의 방향은 각각 하나의 광전자 증배관을 포함하는 검출기 모듈의 3차원 배열을 사용하여 개별 광자의 도착 시간을 기록함으로써 결정된다. 이 방법은 약 2도의 공간 분해능으로 50 GeV 이상의 중성미자를 검출할 수 있다. 아만다는 북쪽 하늘의 중성미자 지도를 생성하여 외계 중성미자원을 찾고 암흑 물질을 찾는 데 사용되었다. 아만다는 아이스큐브 전망대로 업그레이드되어 결국 검출기 배열의 부피를 1입방 킬로미터로 늘렸다.[11] Ice Cube는 완벽하게 투명하고 거품이 없는 고대 얼음의 입방 킬로미터 안에 남극의 깊은 곳에 자리잡고 있다. 아만다처럼 중성미자가 얼음이나 물의 원자와 상호작용하는 극히 드문 경우에서 방출되는 빛의 깜박임 감지에 의존한다.[11]

전파탐지기

라디오 아이스 체렌코프 실험은 안테나를 사용하여 남극의 고에너지 중성미자에서 나오는 체렌코프 방사능을 탐지한다. 남극 임펄스 과도 안테나(ANITA)는 남극 상공을 비행하며 아래 얼음과 상호작용하는 초고에너지 중성미자에 의해 생성되는 아스카리안 방사선을 탐지하는 풍선 매개 장치다.

추적 칼로리미터

MINOS 검출기와 같은 추적 칼로리계는 흡수기 재료와 검출기 재료의 교대면을 사용한다. 흡수기 평면은 검출기 질량을 제공하는 반면 검출기 평면은 추적 정보를 제공한다. 강철은 비교적 밀도가 높고 가격이 저렴하며 자화시킬 수 있다는 장점이 있어 대중적인 흡수기 선택이다. 능동형 검출기는 다양한 종류의 이온화 챔버도 사용되었지만 광전자 증배관으로 판독된 액체 또는 플라스틱 섬광기인 경우가 많다.

NOνA 제안은[12] 매우 큰 활성 검출기 볼륨의 사용을 위해 흡수기 평면을 제거할 것을 제안한다.[13]

추적 칼로리는 고에너지(GeV 범위) 중성미자에만 유용하다. 이러한 에너지에서 중립 전류 교호작용은 해드론 이물질의 소나기로 나타나며, 충전 전류 교호작용은 충전된 렙톤 트랙(아마도 해드론 이물질의 일부 형태와 나란히)의 존재에 의해 식별된다.

충전 전류 상호작용에서 생성된 뮤온은 긴 관통 트랙을 남기며 쉽게 발견할 수 있다. 이 뮤온 트랙의 길이와 자기장의 곡률은 에너지와 전하(
μ−
 대 μ+
) 정보를 제공한다. 검출기의 전자는 전자파 샤워를 생성하는데, 이는 활성 검출기의 미세도가 샤워의 물리적 범위에 비해 작을 경우 전자파 샤워와 구별할 수 있다. 타우 렙톤은 본질적으로 다른 충전된 렙톤이나 피온에 즉시 부패하며 이러한 종류의 검출기에서는 직접 관찰할 수 없다. (타우스를 직접 관찰하기 위해 일반적으로 사진 에멀젼에서 트랙의 꼬임 부분을 찾는다.)

일관성 있는 반동 검출기

낮은 에너지에서 중성미자는 개별 핵이 아닌 원자의 핵 전체로부터 산란할 수 있는데, 이는 일관성 있는 중성미자-핵 탄성 산란 또는 일관성 있는 중성미자 산란이라고 알려진 과정이다.[14] 이 효과는 극히 작은 중성미자 검출기를 만드는 데 사용되어 왔다.[15][16][17] 대부분의 다른 검출 방법과 달리, 일관성 있는 산란은 중성미자의 맛에 의존하지 않는다.

배경 억제

대부분의 중성미자 실험은 지구 표면을 폭격하는 우주 광선의 흐름을 다루어야 한다.

고에너지 (>50 MeV 또는 그 정도) 중성미자 실험은 우주선이 1차 검출기로 통과할 때 나타나는 "베토" 검출기로 1차 검출기를 덮거나 둘러싸는 경우가 많아 1차 검출기의 해당 활성("베토")을 무시할 수 있다. 대기 뮤온 입사 유속이 등방성이기 때문에 국소화 및 비등방성 검출은 우주[18] 사건을 배반한 배경과 관련하여 차별된다.

저에너지 실험의 경우 우주선이 직접 문제가 되는 것은 아니다. 대신 우주선에 의해 생성되는 분광 중성자와 방사성 동위원소는 원하는 신호를 모방할 수 있다. 이러한 실험의 경우 위의 지구가 우주선 속도를 허용 가능한 수준으로 줄일 수 있도록 검출기를 지하 깊숙한 곳에 두는 것이 해결책이다.

중성미자 망원경

중성미자 검출기는 천체물리학 관측을 목표로 할 수 있으며, 많은 천체물리학 사건들이 중성미자를 방출한다고 믿어지고 있다.

수중 중성미자 망원경:

언더아이스 중성미자 망원경:

  • AMANDA(1996–2009, IceCube로 대체)
  • IceCube(2004년 켜짐)[3][g]
  • 기존 확장 및 제안된 IceCube 확장인 DeepCore 및 PINGO

지하 중성미자 관측소:

기타:

참고 항목

각주

  1. ^ ... 그럼에도 불구하고 그들은 거의 감지할 수 없다. 단 1초만에 수백억의 중성미자가 우리 몸의 1평방 센티미터를 우리가 전혀 눈치채지 못하게 통과한다. 거의 빛의 속도로 직진하면서 어떤 자기장도 그들의 진로를 이탈하지 않는다……. 거의 아무것도 그들을 막을 수 없다. 중성미자는 눈에 띄게 까다로운 고객이다. 전자, 뮤온, 타우 뉴트리노의 세 가지 종류나 향미가 있다. 전자, 뮤온, 타우 뉴트리노는 원자와의 충돌 시 발생하는 세 개의 다른 입자의 이름을 따서 이름 지어졌다.[4]
  2. ^ 얼음 속의 센서는 중성미자가 얼음과 상호작용을 할 때 발생하는 드물고 순간적인 빛의 섬광을 감지했다……. 아만다 2(제2의 남극 뮤온과 뉴트리노 검출기 어레이)는 지구를 통해 북반구의 하늘로 올라가는 것이 아니라 아래를 내려다보도록 설계됐다.[6]
  3. ^ 기법의 별칭은 반응 시퀀스 Ga → Ge → Ga → Ga. Galium (가) 프랑스의 이름을 따서 지었고 게르마늄 (Ge)은 독일의 이름을 따서 지었기 때문에 아날로그는 프랑스 → 독일 → 프랑스이다. 알자스-로레인 영토는 두 나라 공통의 국경에 위치하며, 역사적으로 프랑스와 독일 사이에 번갈아 점유되어 왔기 때문에 이 기술의 별칭에 농담이 있다.
  4. ^ 중성미자 천문학은 1987년 지구에서 불과 4분의 1 광년 떨어진 은하계의 초신성이 400년 만에 가장 가까운 초신성인 시야로 폭발하면서 강력한 추진력을 얻었다.[8]
  5. ^ 1987년 천문학자들은 인근 대마젤란 구름에서 별의 폭발로 인한 중성미자 19개를 세었는데, 이 초신성으로부터 날아온 10조 조의 중성미자 중 19개를 세었다.[1]
  6. ^ 새로운 증거는 태양 중심부에서 나오는 한 종류의 중성미자가 지구로 가는 도중에 다른 형태로 바뀐다는 지난 해의 암시를 확인시켜준다. 이 자료는 캐나다 서드베리 뉴트리노 천문대(SNO) 지하에서 입수했다… 중성미자는 전하가 없고 질량이 매우 적은 유령 입자다. 그것들은 세 개의 서로 다른 전하 입자와 관련된 세 가지 유형으로 알려져 있다 - 전자와 덜 알려진 친척, 뮤온과 타우.[7]
  7. ^ 2억 7천 2백만 달러(1억 7천만 파운드)의 아이스큐브 악기는 당신의 전형적인 망원경이 아니다. 아이스큐브는 별이나 행성 또는 다른 천체로부터 빛을 모으는 대신 고에너지 우주광선으로 우주를 가로질러 돌진하는 중성미자라는 유령 입자를 찾는다. 만약 모든 것이 계획으로 간다면, 전망대는 이 신비로운 광선들이 어디에서 왔는지, 그리고 어떻게 그들이 그렇게 활기차게 되는지를 밝혀낼 것이다. 그러나 그것은 단지 시작에 불과하다. 아이스큐브와 같은 중성미자 관측소는 궁극적으로 천문학자들에게 우주를 연구할 수 있는 신선한 눈을 줄 것이다.[3]
  8. ^ 이달 말, 시카고 근처의 페르미 국립 가속기 연구소는 이 아이언 레인지 마을 아래의 수단 지하 연구소에서 그들의 목표물인 450마일의 고체 지구를 통해 수조 개의 아원자 "중성자" 입자를 촬영하기 시작할 것이다. 그들의 질량이 발견되었다[19].

참조

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외부 링크