О результатах эксперимента Суперкамиоканде по регистрации

борных нейтрино от Солнца

(по материалам конференции NEUTRINO'98 Такаяма, Япония)

 

А.В.Копылов

Институт ядерных исследований РАН

26 июня 1998 г.

 

 

Установка Суперкамиоканде представляет собой водный детектор и создана для ряда физических задач, главной из которых в программе исследований определена Проблема Солнечных Нейтрино.

 

Регистрируется световая вспышка в воде от электрона отдачи, образующегося в результате рассеяния нейтрино на электроне. Установка расположена под землей в действующей цинковой шахте на глубине 2800 м.в.э. и представляет собой резервуар диаметром 39 м и высотой 41 м, содержащий 50 000 тонн сверхчистой воды, разделенный оптически на два объема, внутренний и внешний. Внутренний объем содержит 32 500 тонн воды, из которых центральный с 22 500 куб.м используется в качестве мишени для солнечных нейтрино (остальные 10 000 куб.м. внутреннего объема, из-за, фона от стенок исключаются при счете событий от борных нейтрино, но выполняют важную функцию пассивной и защиты). Этот объем просматривается II146 ФЭУ диаметром 50 см. разрешение по одноэлектронному импульсу этих ФЭУ составляет 2.8 нс. наружный объем в виде оболочки цилиндра, толщиной 2.5 м, окружающий внутренний объем, используется как защита на антисовпадение и просматривается 1885 ФЭУ диаметром 20 см. Порог установки (определенный как энергия, при которой эффективность триггера равна 50%) составляет примерно 5.5 МэВ.

 

Регистрируются энергия вспышки (по количеству сработавших ФЭУ) и импульс электрона отдачи (по конусу черенковского излучения) и, естественно, события. Обработка, событий производится в off-line, при этом для выделения кандидатов на события от солнечных нейтрино используется многоступенчатый фильтр, применение которого позволяет из 1 миллиона событий в сутки выбрать примерно 1000 таких кандидатов. Эти события исследуются на корреляции с направлением на Солнце. На. диаграмме количества импульсов как функция, cosJ . где J - угол между электроном отдачи и направлением на Солнце, события от солнечных нейтрино образуют четко выделенный пик при cosJ = 1, что позволяет вычесть подложку, находимую по области -l< cosJ <0.5. При этом используется форма пика, полученная расчетным путем с учетом конкретных характеристик установки, измеряемых путем ряда калибровок. Наиболее важные из них: по продуктам реакции скалывания от мюонов космических лучей на ядре О-16, по гамма-квантам от возбужденного состояния ядра О-16, по электронам от распада отрицательного мюона, по гамма-квантам от (n,g )~реакции на ядре N-58. Существенный прогресс был достигнут в последнее время за счет калибровки с помощью пучка электронов от линейного ускорителя, специально созданного для калибровки детектора. Пучок электронов вводился в направлении вертикально вниз сверху в нескольких точках вдоль диаметра крышки установки на разную глубину через тонкую титановую диафрагму. Энергия электронов варьировалась от 5 до 16 МэВ при D р/р пучка электронов порядка О.З%. Были получены кривые пространственного (вдоль оси Z и X), углового и энергетического разрешения установки. В целом они хорошо ложатся на расчетные даже на "хвостах" (на уровне 3 s ) распределений, но небольшое (порядка 0.1 - О.З% для энергетического и 0.5% - для пространственного разрешения) расхождение позволило авторам откорректировать расчетные величины, что, по их мнению, существенно повлияло на результаты измерений. В дальнейшем планируется оснастить каналы ввода пучка электронов поворотным магнитом, что позволит провести калибровку также под углом к вертикали.

 

Были представлены результаты, полученные за 504 дня измерений; с 31-го мая 1996 года по 25 марта 1998 года. За это время количество событий от солнечных нейтрино составило:

 

6823+148/-130(stat)+239/-198(syst)

 

что соответствует 13,5 событий в сутки для энергии электрона больше 6,5 МэВ. В пересчете на полный поток борных нейтрино от Солнца это дает:

 

Ф(8B)[total] = 2,44+/-0,05(stat)+0,09/-0,07(syst)x IO^6/cm^2/s

 

Можно сравнить эту величину с результатом, приводимым год назад (доклад Y.Suzuki в трудах 4-й конференции но солнечным нейтрино в Гейдельберге, Германия) по 200 дням измерений:

 

Ф(8B)[total] = 2,65+/-0,09(stat)+0,14/-0,10(syst)x IO^6/cm^2/s

 

Результат, полученный на установке Камиоканде (для энергии электрона более 7 МэВ):

 

Ф(8B)[total] = 2,80+/-0,19(stat)+/-0,33(syst)x IO^6/cm^2/s

 

Видно, что наблюдается согласие приведенных величин в пределах 1,50 s тогда как точность результата Суперкамиоканде уже сейчас в четыре раза выше, чем результата, полученного за все время работы установки Камиоканде.

 

Однако из этих результатов следует, что для абсолютной величины потока простое увеличение статистики не приведет к существенному повышению точности, поскольку систематическая ошибка сейчас почти в два раза превышает статистическую.

 

Отношение измеренного (по 504 дням измерений) потока борных нейтрино к потоку, рассчитанному по Стандартной Солнечной Модели, составляет:

 

Data/SSM = 0.368 + 0,008/-0,007(stat) + 0,013/-0,01l(syst) + 0,052/-0,063(BP95)

для потока по BP95 (6,62х10^6(1,00+0,14AO. 17)) и

 

Data/SSM: = 0,474 + 0,010/-0,009(stat) + 0,017/-0,014(syst) + 0,090/-0,066(BP98)

для потока по BP98 (5,15х10^6(1,00+0,19/-0,14))(astro-ph/980/35).

 

Измерения, сгруппированные за дневное и ночное время, не выявили значимой разности, отношение

 

(D-N)/(D+N) = -0,023 +/-0,020(stat)+/-0,014(syst)

 

Поскольку для отношения систематическая ошибка значительно меньше, чем для абсолютной величины потока, дальнейшее увеличение статистики приведет к существенному повышению точности измерения этой величины.

 

Не наблюдалось также увеличения эффекта при прохождении нейтрино через ядро Земли, как это следует ожидать в результате регенерации нейтрино для МСВ-эффекта. Отсутствие регенерации позволило расширить область исключенных параметров для МСВ-эффекта, частично ограничив разрешенную область с малыми углами смешивания.

 

Наиболее интригующий результат был получен по форме энергетического спектра борных нейтрино. Для этого данные были сгруппированы по интервалам энергии шириной 0,5 МэВ в диапазоне от 6,5 до 14 МэВ и отдельно для интервала от 14 до 15 МэВ. Полученное распределение сравнивалось с рассчитанным по Монте-Карло для спектра, соответствующего борным нейтрино. При этом гипотеза "нет нейтринных осцилляций" представляется маловероятной ввиду низкой достоверности (1-5%), достоверность больших углов смешивания для МСВ-эффекта такого же порядка (1-5%). Наилучшее фитирование данных получается при вакуумных осцилляциях с параметрами Sin^2(2J ) = 0,93 и D m^2 = 4,2 х 10^(-10) эВ^2. При этом получается c ^2 = 38,7 при 31 степени свободы, что соответствует уровню достоверности 16,1%.

 

Из рисунков, прилагаемых к тексту (см. ниже), видно, что пока весьма трудно сделать однозначное заключение. Три последние точки при энергиях от 13 до 15 МэВ оказались смещены вверх и это вызвало оживленную дискуссию, поскольку вес этих точек в c ^2 не является пренебрежимо малой величиной. Мне представляется, что возможным смещением этих точек является off-set, получающийся после фильтрации фона на три порядка величины по области, где количество событий практически зануляется (расчетный спектр электронов отдачи зануляется уже при 13 МэВ, а энергетическое разрешение установки FWHM составляет примерно 3,5 МэВ для энергии электрона 10 МэВ; это означает, что в область свыше 13 МэВ попадают только события на "хвостах" малых энерговыделений). В этом случае возможно, что точки свыше 13 МэВ следует исключать из фитирования данных, а их выброс следует рассматривать как вполне естественный и скорее как доказательство того, что приводимые данные заслуживают доверия. При фильтрации на три порядка величины не составило бы особого труда настроить фильтр таким образом, чтобы этот offset исчез. В целом анализ данных не позволяет выделить с достаточной надежностью область возможных нейтринных осцилляций, ни по углам смешивания (все еще возможны и малые и большие углы смешивания, хотя данные свидетельствуют в пользу вакуумных осцилляций с большими углами смешивания), ни по D m^2. Основным ограничением является высокий порог детектора и в настоящее время предпринимаются усилия по его снижению (как следующий шаг планируется довести физический порог установки до 4,5 МэВ и имеются предварительные данные с таким порогом). Однако все-таки возможности здесь не очень велики. В этом смы сле кардинальным решением было бы использовать детектор с порогом, позволяющим регистрировать нейтрино промежуточных энергий и, прежде всего, рер-нейтрино с энергией 1,44 МэВ (!), поскольку это монохроматическая линия и поток рер-нейтрино прямо связан со светимостью Солнца и следовательно не зависит от модели. В настоящее единственным детектором, способным регистрировать рер-нейтрино, из числа достаточно проработанных по методике и технике, является радиохимический литиевый детектор и следует форсировать работы по его созданию.

 

Следующее существенное продвижение в этом направлении, по-видимому станет возможным, когда, на установке SNO в Канаде будет измерен с хорошей точностью эффект от борных нейтрино по захвату нейтрино электронного ядром дейтерия. Поскольку этот эффект связан только с нейтрино электронными в то время как Суперкамиоканде регистрирует как нейтрино электронное так и мюонное (с эффективностью в шесть раз ниже), то сравнение результатов двух установок позволит более определенно выбрать область допустимых параметров.

Однако в любом случае для получения физического результата, с высокой значимостью необходимо исследовать область промежуточных энергий и прежде всего рер-нейтрино.

 

Любопытно, что в случае вакуумных осцилляций с параметрами, дающими наилучшее фитирование, в установке Борексино должны наблюдаться сезонные вариации, вследствие длинноволновых вакуумных осцилляций, глубиной примерно 50%. Это неплохой шанс для Борексино, поскольку абсолютного потока бериллиевых нейтрино не очень информативно (поток модельно зависим) и трудно осуществимо для Борексино по причине фона, а вариации делают задачу более осуществимой и привлекательной. Но это – только если действительно реализуются вакуумные осцилляции с большими углами смешивания при D m^2 порядка 10^(-10) эВ^2.

 

Выводы:

 

(1) За 504 дня измерений на установке Суперкамиоканде измерен с высокой точностью поток борных нейтрино

 

Ф(8B)[total] = 2,44+/-0.05(stat)+0,09/-0.07(syst)x IO^6/cm^2/s

 

что составляет 0,368 от рассчитанного ВР95 и 0,474 от ВР98.

 

(2) Не наблюдалось сезонных вариаций

 

(3) Не наблюдался эффект день-ночь, что позволило расширить область исключаемых параметров нейтринных осцилляций за счет частичного закрытия области МСВ с малыми углами смешивания.

Не наблюдалось увеличения эффекта при пролете нейтрино через ядро Земли.

 

(4) Анализ по форме энергетического спектра плюс отсутствие эффекта день-ночь дает:

(а) Гипотеза "нет нейтринных осцилляций" маловероятна (уровень достоверности 1-5%)

(b) Область больших углов смешивания для МСВ-эффекта также маловероятна (уровень достоверности 1 – 5%)

(с) Данные свидетельствуют в пользу вакуумных осцилляций

(d) МСВ-эффект не исключается

Данные пока не имеют доказательной силы, необходимы дальнейшие измерения.

 

(5) Данные по день-ночь и форма спектра лучше согласуются с потоком борных нейтрино по ВР98 чем по ВР95.

 

(6) Следующие шаги:

 

(а) снизить физический порог установки до 4,5 МэВ

 

(b) Измерить возможные сезонные вариации эффекта при энергиях свыше 11,5 МэВ, где вариации должны носить более выраженный характер при Sin^2(2J ) = 1 и D m^2 = 4,2 х 10^(-10) эВ^2.

 

Заключение:

 

После официального заявления коллаборации Суперкамиоканде об открытии осцилляций и массы нейтрино в результате исследований атмосферных нейтрино интерес к этой тематике вырос необычайно. В настоящее время планируются ряд экспериментов с целью независимой проверки результатов. Некоторые указания на возможное искажение формы спектра борных нейтрино вследствие нейтринных осцилляций, хотя и не обладают доказательной силой, заслуживают самого пристального характера. Для Российской науки: - это прекрасная возможность выполнить эксперимент с гарантированно ярким результатом, если завершить многолетнюю работу по разработке литиевого детектора, с целью регистрации потока рер-нейтрино. что будет кардинальным решением Проблемы Солнечных Нейтрино. Информация, которая будет получена на этом детекторе позволит с высокой степенью надежности выделить область параметров нейтринных осцилляций в том числе для самого перспективного случая (как это следует из результатов хлорного и галлиевого экспериментов) - малых углов смешивания для МСВ-эффекта.