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サドベリー・ニュートリノ観測所（SNO）は、カナダのオンタリオ州サドベリーにあるヴェイル社のクレイトン鉱山の地下2100mに位置するニュートリノ観測所でした。この検出器は、重水の入った大きなタンクとの相互作用を通して太陽ニュートリノを検出するように設計されていました。
検出器は1999年5月に稼働を開始し、2006年11月28日に停止した。SNO共同研究グループはその後数年間、取得データの分析を続けた。
実験の責任者であるアート・マクドナルドは、ニュートリノ振動の発見への貢献により、2015年にノーベル物理学賞を共同受賞した。[ 1 ]
地下実験室は拡張されて恒久的な施設となり、現在はSNOLABとして複数の実験を行っている。SNOの設備自体は2017年2月時点で改修中であった。 SNO+実験で使用するため。
地球に到達する太陽ニュートリノの数の最初の測定は1960年代に行われ、SNO以前のすべての実験では、標準太陽モデルで予測されるよりも3分の1から2分の1少ないニュートリノが観測されました。いくつかの実験でこの不足が確認されたため、この効果は太陽ニュートリノ問題として知られるようになりました。数十年にわたり、この効果を説明しようとする多くのアイデアが提案され、その1つがニュートリノ振動の仮説でした。SNO以前のすべての太陽ニュートリノ検出器は、主にまたは専ら電子ニュートリノに感度があり、ミューニュートリノとタウニュートリノに関する情報はほとんど、またはまったく得られませんでした。
1984年、カリフォルニア大学アーバイン校のハーブ・チェンは、太陽ニュートリノの検出器として重水を使用する利点を初めて指摘した。[ 2 ]従来の検出器とは異なり、重水を使用すると、検出器は2つの反応に感度を持つようになる。1つの反応はすべてのニュートリノフレーバーに感度を持ち、もう1つの反応は電子ニュートリノのみに感度を持つ。したがって、このような検出器はニュートリノ振動を直接測定できる。カナダの場所が魅力的だったのは、 CANDU原子炉発電所を支えるために大量の重水を備蓄しているカナダ原子力公社が、必要な量（市場価格で3億3000万カナダドル相当）を無償で貸し出す意思があったからである。 [ 3 ] [ 4 ]
サドベリーにあるクレイトン鉱山は世界で最も深い鉱山の1つであり、そのため背景放射線量が非常に少ない。この鉱山は、チェンが提案した実験を行うのに理想的な場所としてすぐに特定され[ 3 ]、鉱山経営陣はわずかな追加費用でその場所を提供することに同意した[ 5 ]。440
SNO共同研究は1984年に最初の会合を開催した。当時、SNOはTRIUMFのKAONファクトリー構想と連邦政府の資金援助を巡って競合していたが、SNOを支援する大学の多様性が、開発対象として選ばれる決め手となった。正式なゴーサインは1990年に出された。
この実験では、ニュートリノの相互作用によって水中で発生した相対論的電子が発する光を観測した。相対論的電子は媒質中を通過する際にエネルギーを失い、チェレンコフ効果によって青い光の円錐を生成する。そして、この光が直接検出されるのである。
The SNO detector target consisted of 1,000 tonnes (1,102 short tons) of heavy water contained in a 6-metre-radius (20 ft)acrylic vessel. The detector cavity outside the vessel was filled with normal water to provide both buoyancy for the vessel and radiation shielding. The heavy water was viewed by approximately 9,600 photomultiplier tubes (PMTs) mounted on a geodesic sphere at a radius of about 850 centimetres (28 ft). The cavity housing the detector was the largest in the world at such a depth,[6] requiring a variety of high-performance rock bolting techniques to prevent rock bursts. The mining was completed in May 1993.[7]
The observatory is located at the end of a 1.5-kilometre-long (0.9 mi)drift, named the "SNO drift", isolating it from other mining operations. Along the drift are a number of operations and equipment rooms, all held in a clean room setting. Most of the facility is Class 3000 (fewer than 3,000 particles of 1 μm or larger per 1 ft3 of air) but the final cavity containing the detector is an even stricter Class 100.[3]
In the charged current interaction, a neutrino converts the neutron in a deuteron to a proton. The neutrino is absorbed in the reaction and an electron is produced. Solar neutrinos have energies smaller than the mass of muons and tau leptons, so only electron neutrinos can participate in this reaction. The emitted electron carries off most of the neutrino's energy, on the order of 5–15 MeV, and is detectable. The proton which is produced does not have enough energy to be detected easily. The electrons produced in this reaction are emitted in all directions, but there is a slight tendency for them to point back in the direction from which the neutrino came.
中性カレント相互作用では、ニュートリノが重水素を解離させ、重水素を構成要素である中性子と陽子に分解します。ニュートリノはわずかにエネルギーを失って進み続け、3種類のニュートリノすべてがこの相互作用に等しく関与します。重水は中性子に対する断面積が小さいですが、中性子が重水素原子核に捕獲されると、約6 MeVのエネルギーを持つガンマ線（光子 ）が生成されます。ガンマ線の方向はニュートリノの方向とは全く無関係です。解離した重水素から生成された中性子の一部はアクリル容器を通過して、重水を囲む軽水ジャケットに入ります。軽水は中性子捕獲に対する断面積が非常に大きいため、これらの中性子は非常に速く捕獲されます。この反応では約2.2 MeVのガンマ線が生成されますが、光子のエネルギーが検出器のエネルギー閾値よりも低いため（つまり、光電子増倍管を作動させないため）、直接観測することはできません。しかし、ガンマ線がコンプトン散乱によって電子と衝突すると、加速された電子はチェレンコフ放射によって検出されます。
弾性散乱相互作用では、ニュートリノが原子電子と衝突し、そのエネルギーの一部を電子に与えます。中性Zボソンの交換によって、3種類のニュートリノすべてがこの相互作用に参加できます。また、電子ニュートリノは荷電Wボソンの交換によっても参加できます。このため、この相互作用は電子ニュートリノが支配的であり、これがスーパーカミオカンデ（スーパーK）検出器が太陽ニュートリノを観測できる経路です。この相互作用はビリヤードの相対論的等価物であり、そのため生成される電子は通常、ニュートリノが移動していた方向（太陽から遠ざかる方向）を向いています。この相互作用は原子電子で起こるため、重水と軽水の両方で同じ割合で発生します。
SNOの最初の科学的成果は2001年6月18日に発表され[ 8 ] [ 9 ] 、ニュートリノが太陽から飛来する際に振動する（つまり、互いに変換し合う）という最初の明確な証拠を示した。この振動は、ニュートリノがゼロでない質量を持つことを意味する。SNOによって測定されたすべてのニュートリノフレーバーの総フラックスは、理論的予測とよく一致している。その後、SNOによって実施されたさらなる測定により、最初の結果の精度が確認され、向上した。
スーパーKは1998年にはすでにニュートリノ振動の証拠を発表しており、SNOに先んじていたものの、スーパーKの結果は決定的なものではなく、太陽ニュートリノを具体的に扱ったものでもなかった。SNOの結果は、太陽ニュートリノの振動を直接的に実証した最初のものであった。これは標準太陽モデルにとって重要であった。2007年、フランクリン研究所はSNO所長のアート・マクドナルドにベンジャミン・フランクリン物理学賞を授与した。[ 10 ] 2015年、ノーベル物理学賞は、ニュートリノ振動の発見により、アーサー・B・マクドナルドと東京大学の梶田貴明に共同で授与された。 [ 11 ]
SNO検出器は、検出器が稼働中に銀河系内で超新星爆発が発生していれば、それを検出できたはずです。超新星爆発で放出されるニュートリノは光子よりも早く放出されるため、超新星爆発が目に見えるようになる前に天文学界に警告することが可能です。SNOは、スーパーカミオカンデや大型体積検出器とともに、超新星早期警報システム（SNEWS）の創設メンバーでした。しかし、そのような超新星爆発はまだ検出されていません。[ 12 ]
SNO実験では、大気中の宇宙線相互作用によって生成された大気ニュートリノも観測することができた。Super-Kと比較してSNO検出器のサイズが限られているため、1 GeV以下のニュートリノエネルギーでは低エネルギー宇宙線ニュートリノ信号は統計的に有意ではない。[ 13 ]
この実験では、原子核に束縛された中性子の、中性子-反中性子振動の可能性のある信号の探索が発表された。この特定の研究にとって、重水素は理想的な標的原子核である。[ 14 ]
CVMR（化学気相金属精錬、化学気相堆積の一種）は、SNOの開発において重要な役割を果たした。中性子検出器には、ウランやトリウムなどの放射性不純物の濃度が極めて低いニッケル管が約1,200本必要であった[ 15 ]。プロジェクトに関する研究では、CVMRニッケルの使用により放射性汚染物質が最大6桁低減され、ニュートリノ測定に必要な放射性純度が確保されたことが確認されている[ 16 ] 。
大規模な素粒子物理学実験には、大規模な共同研究が必要となる。SNOは、約100名の共同研究者からなるグループであり、衝突型加速器実験に比べるとかなり小規模であった。参加機関には以下が含まれる。
チョークリバー研究所はもはや協力機関ではないものの、重水を貯蔵するアクリル製容器の建設を主導し、カナダ原子力公社が重水の供給源であった。
46°28′30″N 81°12′04″W / 46.47500°N 81.20111°W / 46.47500; -81.20111 [ 18 ]
ウィキメディア・コモンズにあるサドベリー・ニュートリノ観測所関連のメディア