ボレクシノ

ボレクシノニュートリノ観測所

2015 年 9 月、 LNGS地下ホール Cの北側から見た Borexino。断熱材 (銀色の包みとして見える) でほぼ完全に覆われており、比較的コスト効率の高い方法で、これまでにない放射純度レベルをさらに向上させています。
検出器の特性
位置	グラン サッソ国立研究所
データ収集の開始	2007
データ収集終了	2021
検出技術	液体シンチレータ（PC + PPO）の弾性散乱
身長	16.9メートル
幅	18メートル
活動質量（体積）	278トン（315m3 ） ≈100トン基準

Borexino は、低エネルギー (サブ MeV)太陽ニュートリノを研究するための地下深部素粒子物理学実験です。検出器は世界で最も放射能純度の高い液体シンチレータカロリメータで、3,800 メートルの水に換算した深さ (遮蔽力がその水深の頭上の岩石の体積に等しい) で保護されています。シンチレータは擬似クメンとPPOで、薄いナイロン球で固定されています。シンチレータは、信号検出器として使用される光電子増倍管(PMT) を保持するステンレス鋼の球内に配置され、外部放射線から保護するために水タンクで遮蔽されています。外向きの PMT は、上空の山の表土を貫通して入ってくる宇宙ミューオン^[1]をタグ付けするために、外向きの光のフラッシュを探します。ニュートリノのエネルギーは、PMT で測定された光電子の数から決定できます。位置は、チャンバー全体のPMTへの光子の到着時間の差を外挿することによって決定することができます。^[2]

この実験の主な目的は、太陽からの個々のニュートリノ束を正確に測定し、それを標準太陽モデルの予測と比較することです。これにより、科学者は太陽の機能（太陽の中心部で起こっている核融合プロセス、太陽の組成、不透明度、物質分布など）をテストしてさらに理解できるようになり、MSW効果を含むニュートリノ振動の特性を決定するのにも役立ちます。実験の具体的な目標は、ベリリウム7、ホウ素8、pp、pep、CNO太陽ニュートリノ、および地球と原子力発電所からの反ニュートリノを検出することです。このプロジェクトでは、銀河内の超新星からのニュートリノも検出できる可能性があり、中性カレントの相互作用による陽子へのニュートリノの弾性散乱を検出できる特別な可能性があります。Borexinoは、超新星早期警戒システムのメンバーです。^[3]稀なプロセスや潜在的な未知の粒子の探索も進行中です。

Borexinoという名前は、BOREX ( Boron solar neutrino Experiment)のイタリア語の短縮形です。当初の1 kT基準実験提案は異なるシンチレータ( TMB )を使用していましたが、物理学の目標の焦点の変化と財政的制約のために中止されました。^[4]この実験は、イタリアのラクイラの町の近くにあるグラン・サッソ国立研究所で行われ、イタリア、米国、ドイツ、フランス、ポーランド、ロシア、ウクライナの研究者による国際協力によってサポートされています。^[5] この実験は複数の国立機関によって資金提供されており、主なものはINFN (イタリアの国立原子核物理学研究所)とNSF (米国国立科学財団)です。2017年5月、Borexinoは2007年のデータ取得期間の開始以来、10年間の連続運用を達成しました。

SOX実験は、ボレクシノ検出器の水槽の下に設置された放射性セリウム144をベースとしたニュートリノ発生器を使用して、ステライルニュートリノの存在の可能性や、短距離でのニュートリノ振動におけるその他の異常な効果を研究するために設計されたサブプロジェクトでした。このプロジェクトは、ロシアのマヤック燃料再処理工場によるセリウム144の契約が2017年にキャンセルされたため、2018年初頭にキャンセルされました。キャンセルは、 2017年秋にヨーロッパで発生した異常な空気中の放射能の増加に関連していると考えられており、その発生源は最終的にマヤック再処理工場に特定されました。

ボレクシノ実験全体は2021年10月に終了した。^[6]

最初のBOREX提案は1986年に行われました。^[4] 1990年に設計が根本的に変更され、実験の名前が「Borexino」に変更されました。その時点で検出器の研究開発が始まりました。^[4] 2004年までに検出器の構造が完成し、2007年5月までに検出器チャンバーが満たされ、データの取得が開始されました。^{[5] [8]}

共同研究による最初の成果は、2007年8月に「Borexinoによる^7Be太陽ニュートリノの初のリアルタイム検出」として発表されました。^{[9] [10]}このテーマは2008年にさらに拡大されました。 ^[11] 2010年には、Borexinoを使用して地球内部からの「地球ニュートリノ」が初めて観測されました。これらは、ウラン、トリウム、カリウム、ルビジウムの放射性崩壊で生成された反ニュートリノですが、Borexinoが感度を持つ逆ベータ崩壊反応チャネルのため、²³⁸ U / ²³² Thチェーンで放出された反ニュートリノのみが可視です。^{[12] [13]その年、 8} B太陽ニュートリノフラックスの最低閾値（3 MeV）測定も発表されました。^[14]さらに、複数の放射源検出器の較正キャンペーンが実施され、^[15]検出器に複数の放射源が挿入され、研究対象となる予想される信号に近い既知の信号に対する応答が調べられました。2011年に、この実験ではベリリウム7ニュートリノフラックスの精密測定結果が発表され、^{[16] [17]}太陽ニュートリノの最初の証拠も発表されました。^{[18] [19]}

2012年に、グラン・サッソまでのCERNニュートリノの速度測定結果が発表されました。この結果は光速と一致しており、^{[20]その年の初めに報告された}光速を超えるニュートリノの異常は誤った測定であったことが確認されました。大規模なシンチレーター精製キャンペーンも実施され、残留背景放射能レベルを前例のない低レベル（自然背景放射能レベルより最大15桁低い）までさらに低減するという目標を達成しました。

2013年、ボレクシノ実験によりステライルニュートリノパラメータに新たな制限が加えられました。^{[21]また、}地ニュートリノの信号も抽出され、^[22]これまで不明確な分野であった地殻内の放射性元素の活動についての知見が得られました。 [ ^{23] [24]}

2014年に発表された太陽中心部の陽子-陽子核融合活動の分析によると、太陽活動は10 ⁵年のスケールで一貫して安定していることがわかりました。^{[25] [26]} MSW理論で説明されているニュートリノ振動現象を考慮すると、Borexinoの測定は標準太陽モデルからの予測と一致しています。この結果は、太陽の機能を理解するための重要なデータを提供しました。低エネルギーニュートリノに敏感な以前の実験（SAGE、Gallex、GNO）は、特定のエネルギーを超えるニュートリノを数えましたが、個々のフラックスは測定していませんでした。

2015年には、地球ニュートリノの最新のスペクトル解析が発表された。^[27] さらに、温度管理・監視システムが2015年を通じていくつかの段階で設置された。^[28]このシステムは、マルチセンサー緯度温度プローブシステム（LTPS）で構成されており、そのテストと第1段階の設置は2014年後半に行われた。また、実験の外壁を広範囲に断熱することで、外部環境が内部流体に及ぼす熱の影響を最小限に抑える断熱システム（TIS）も設置された。 ^[29] 2015年後半には、Borexinoは電子の寿命（e ⁻ →γ+ν崩壊による）の最良の限界も導き出し、これまでで最も厳密な電荷保存の確認となった。^[30]

太陽は、ppと CNO といったさまざまな核融合メカニズムからニュートリノを大量に生成しており、これら 2 つがニュートリノ生成の最も主要なメカニズムであり、Borexino で広範囲にわたる研究が行われてきました。ニュートリノは相互作用を回避する性質があるため、メッセンジャー粒子として機能し、太陽の中心部における核融合の内部の仕組みについての洞察をもたらします。これらの太陽ニュートリノを検出するには、まず、電子-ニュートリノ弾性散乱 ( ) を介して液体シンチレータ内の自由電子と相互作用する必要があります。^[1]入射ニュートリノのフラックスは高いですが ( )、相互作用の断面積は大幅に小さいため、相互作用率は 1 日あたり数十カウントにすぎません。^[2]この相互作用を通じて、ニュートリノはエネルギーの一部を電子に与え、電子を励起する可能性があります。電子が基底状態に戻ると、光子を放出し、関連する反跳エネルギーを伴う反跳を起こします。電子の反動エネルギーは、最大エネルギーが次式で与えられるスペクトルである: ^[1]${\displaystyle \upsilon _{e,\tau ,\mu }+e\longrightarrow \upsilon '_{e,\tau ,\mu }+e'}$${\displaystyle \approx 6\cdot 10^{10}cm^{-2}s^{-1}}$$${\displaystyle T_{e,max}={\frac {E_{\upsilon }}{1+{\frac {m_{e}c^{2}}{2E_{\upsilon }}}}}}$$

エネルギー保存則から、入射ニュートリノのエネルギーを解析し、結果として得られるエネルギースペクトルを分析することで、 ppニュートリノと CNO ニュートリノを区別することが可能です。

水素がヘリウムに融合されるpp生成プロセスは、太陽（および太陽に似た、より低温で燃焼しサイズが小さい他の恒星）におけるエネルギー生成の主な源であり、ニュートリノ、特に電子ニュートリノ（）の主な発生源でもあります。ppニュートリノの最初の直接検出は、2012年初頭から2013年5月にかけて行われたデータ収集の第2フェーズを通じて、Borexinoによって行われました。 ${\displaystyle 4p+2e^{-}\longrightarrow {^{4}}He+2\upsilon _{e}+Q}$

CNO プロセスから発生するニュートリノは、観測されるエネルギー スペクトルから識別されます。このスペクトルは、右の図に示すように、0 から 1740 keV ^[2]の非常に広いエネルギー分布を特徴とします。これらの粒子の検出により、太陽の核の金属量に関する直接的な洞察が得られます。これは、CNO ニュートリノ フラックスが、より重い元素 ( ⁴ He より重いもの) の存在量に依存するためです。また、CNO は、より大きい恒星における主要な核融合プロセスであると考えられています。^[2] CNO ニュートリノの数を確実に識別するには、 「ミューオン - 陽電子 - 中性子の 3 重一致」条件を課すことによって、 ²¹⁰ Bi (その崩壊は CNO ニュートリノのエネルギー スペクトルに非常に似ています) の数を消す必要があります。^[2]${\displaystyle 1.3M_{\odot }}$${\displaystyle \beta ^{-}}$

2017年、Borexinoは太陽νスペクトルの初の広帯域分光測定を提供し、^{[31] 7} Be、pep、ppニュートリノフラックスの同時かつ最高精度の測定を特徴とし、さらに単一の拡張エネルギーウィンドウ（190-2930 keV）から抽出されました。これらの測定は最大2.7%の精度（ベリリウム太陽ニュートリノの場合）に達し、pepニュートリノの存在を5σ確証しました。長い間探し求められていたCNOニュートリノの制限は、これまでで最高の制限を保持している以前のBorexino結果と同じ有意水準に保たれましたが、仮定が弱くなったため、結果はより堅牢になりました。追加の年数にわたる露出のおかげで大幅に拡大された統計、および検出器全体とその物理的プロセスの最新の分析技術とモンテカルロシミュレーションがこの結果に役立ちました。^[32]さらに、フェーズ I と II データ (2008-2016) を使用した⁸ B ニュートリノの最新の観測結果が発表され^[33] 、この太陽成分の以前の測定の約 2 倍の精度が向上し、利用可能な太陽ニュートリノ データでは高金属量SSMがわずかに有利であることが示唆されました。太陽ニュートリノ信号の季節変調に対する感度の向上も 2017 年に報告されました^[34]。同じ年に、ニュートリノ磁気モーメントの利用可能な最高の直接観測限界も Borexino によって確立されました。^[35] GW150914、GW151226、GW170104 の重力波観測に関連するニュートリノ信号は、予想どおり Borexino の感度内に拒否されました。^[36]

2020年にボレクシノは初めて太陽深部CNOニュートリノを検出した。^[37]

地殻中に存在する放射性元素のベータ崩壊によって生成される地球ニュートリノを検出することで、地球の内部組成を研究することも可能です。関心のある元素には、²³⁸ U、²³² Th、⁴⁰ K などがあります。これらは岩石中に豊富に存在し、その半減期は数十億年規模の惑星の寿命に匹敵し、放射性加熱によって地球の表面を加熱する原因となります。

このような元素がベータマイナス崩壊によって反ニュートリノ粒子を放出すると、シンチレータ内の原子陽子と相互作用し、陽電子と中性子（
ν
_e+p→e ⁺ +n）。^{[1] [38]}陽電子は最終的に2つの0.511 MeV光子に崩壊する。反ニュートリノ陽子反応のもう1つの生成物である中性子は、中性子捕獲プロセスによって陽子に捕獲され、脱励起により2.22 MeV光子を放出する。^[38] PMTはこれらの光の閃光を検出することができ、これら2つの信号を組み合わせると、間にいくらかの遅延を伴った同時検出（陽電子崩壊と中性子捕獲による）として現れるため、ミューオン相互作用などの多くのバックグラウンド信号を区別して、高解像度のデータを得ることができる。Borexinoコラボレーションは、残留バックグラウンドの主な発生源は、欧州の原子炉で生成される電子ニュートリノであると述べている。^[38]

ニュートリノスペクトルからわかるように、青いピークは地球内部から来る反ニュートリノを表しています。238 U (2 番目の小さなピーク) と^{232 Th (最初の大きなピーク) に対応する 2 つのピークのみが現れ、 40} Kのベータ崩壊から発生する反ニュートリノは存在しないことがわかります。これは、Borexino 検出器のエネルギー閾値が 1.806 MeV であるため、1.32 MeV での⁴⁰ Kの崩壊によって生成される反ニュートリノを検出するには高すぎるためです。^{[1] [38]}このグラフから、どのエネルギーで何件のイベントが発生するかを単純に外挿することで、地殻に存在する各元素の存在量を決定することもできます。この場合のデータに基づいて、²³⁸ U と²³² Thからの反ニュートリノのフラックスをそれぞれ ととして決定することができました。^[38]${\displaystyle \phi _{\mathrm {U} }=(2.1\pm 1.5)\cdot 10^{6}\;\mathrm {cm^{2}\;s^{-1}} }$${\displaystyle \phi _{\mathrm {Th} }=(2.6\pm 3.1)\cdot 10^{6}\;\mathrm {cm^{2}\;s^{-1}} }$

バックグラウンドニュートリノのさまざまな発生源のスペクトルを取得するために、同時検出技術の利用に加えて、実験設計とデータ分析においていくつかの予防措置が講じられています。まず、バックグラウンドの検出を全体的に減らすために、ナイロンケースは、実験の生産プロセスから残った材料内に微量に存在する^{222 Rn の崩壊と、その崩壊系列における他の生成物によるバックグラウンド信号をブロックすることを目的としています。 [1]これらの放射性同位体の}ガス放出 とそれに続くベータ崩壊は、太陽ニュートリノの誤検出を引き起こします。

季節変動や人間の活動による温度変動がシンチレータ室内で対流を引き起こし、最終的に²¹⁰ Po のガス放出率が予測できない形で変化することが観察されました。これを緩和するために、2015 年後半に検出器の周囲に熱遮蔽材を巻き付け、内部温度をより安定的に維持できるようにしました。^[2]さらに、2016 年初頭には、低温のままになる岩石と接触するメインハウジングの下に温度制御システムが設置されました。これはヒートシンクとして機能し、検出器内外の熱エネルギーを除去して、温度変動をさらに低減します。^[2]

SOX実験^[39]は、 LSND、MiniBooNE、原子炉、太陽ニュートリノガリウム検出器（GALLEX/GNO 、SAGE）で観測された電子ニュートリノ消失の状況証拠である、いわゆるニュートリノ異常の完全な確認または明確な反証を目的としていました。成功すれば、SOXはステライルニュートリノ成分の存在を実証し、基礎粒子物理学と宇宙論のまったく新しい時代を切り開くでしょう。確かな信号は、標準的な電弱モデルを超える最初の粒子の発見を意味し、宇宙と基礎粒子物理学の理解に大きな影響を与えます。結果が否定的であった場合、ニュートリノ異常の現実性に関する長年の議論に終止符を打つことができ、低エネルギーニュートリノ相互作用における新しい物理学の存在を探り、ニュートリノ磁気モーメント、ワインベルグ角、その他の基本的な物理パラメータの測定が可能になります。そして、Borexino の優れたエネルギー較正をもたらし、将来の高精度太陽ニュートリノ測定に非常に有益となるでしょう。

SOX では、 Ce-144 / Pr-144製の強力 (≈150 kCi) で革新的な反ニュートリノ発生器と、おそらく後発のCr-51ニュートリノ発生器を使用することが想定されており、データ収集キャンペーンははるかに短くなります。これらの発生器は、Borexino 検出器から近い距離 (8.5 m) に設置されます。実際には、検出器の下、つまり、検出器が設置される前に専門家によって建設されたピット内に設置され、放射性源の挿入に使用できると考えられていました。これにより、Borexino 検出器の内部容積内で数万回のクリーンなニュートリノ反応が発生します。高精度 (不確かさ < 1%) のツインカロリメトリーキャンペーンが、ピットへの配置前、データ収集の終了時、およびおそらく実験実行中のある時点で実行され、ソースの活動を独立して正確に測定して、不確かさの低いレート分析を実現します。実験の感度を高めるために、ソースの反ニュートリノ信号の形状分析も開発され、軽いステライルニュートリノが存在する可能性のある、まだ残っている重要度の高い「異常」位相空間全体をカバーしています。

実験は2018年前半に開始され、約2年間データを収集する予定でした。2017年10月、LNGSのボレクシノサイトで、放射性物質のないエンドツーエンドの「ブランク」輸送テストが成功裏に実施され、^[40]実験開始の最終的な規制許可を、発生源の到着前に取得しました。CeSOXの反ニュートリノ発生器用の酸化セリウム（セリア、またはCeO _{2 ）発生源は、} Mayak PAによって製造される必要がありましたが、製造中の技術的な問題が2017年後半に明らかになりました。これらの問題により、発生器は必要な量の反ニュートリノを3倍も供給できないことになり、 ^[41]プロジェクトと最終的な開始日の見直しが促されました。 2018年2月初旬までに、放射性物質の生成問題によりCEAとINFNはCeSOXプロジェクトを正式に中止し、^[42] Borexinoの2018-19年の目標は、CNOニュートリノに特に重点を置いて、より高精度の太陽ニュートリノ結果を推進するために、より高い検出器安定性とそれに伴う放射純度の向上を達成することに再調整されました。

• Bellini, Gianpaolo (2016-07-01). 「Borexino の太陽およびニュートリノ物理学への影響」. Nuclear Physics B. 908 : 178–198. Bibcode :2016NuPhB.908..178B. doi : 10.1016/j.nuclphysb.2016.04.011 . ISSN  0550-3213. S2CID  124742793.
• クマラン、シンドゥージャ。ルドヴァ、リヴィア;ペネック、オメル。セッタンタ、ジュリオ (2021-07-06)。 「太陽と地球からのニュートリノに関するボレクシーノの結果」。宇宙。7 (7): 231.arXiv : 2105.13858。Bibcode :2021Univ....7..231K。土井: 10.3390/universe7070231。ISSN  2218-1997。

• ウィキメディア・コモンズのBorexino関連メディア
• 公式サイト
• ボレクシノジェノバホームページ
• INSPIRE-HEPにおけるBorexino実験の記録

42°28′N 13°34′E / 42.46°N 13.57°E / 42.46; 13.57