Нейтринний детектор ? ф?зичний прилад, збудований для вивчення нейтрино . Оск?льки нейтрино слабко вза?мод?ють з ?ншими частинками , детектори нейтрино повинн? бути дуже великими, щоб виявити достатню к?льк?сть нейтрино. Детектори нейтрино часто будують п?д землею, щоб захистити детектор в?д косм?чних промен?в та ?ншого фонового випром?нювання ^[1] . Ре?струються як нейтрино в?д наземних ядерних реактор?в ? прискорювач?в частинок, так ? нейтрино косм?чного походження. Нейтринна астроном?я все ще знаходиться на початковому етап? свого розвитку, ? ма? лише дек?лька в?домих позаземних джерел нейтрино: Сонце , наднову SN 1987A у сус?дн?й Велик?й Магелланов?й Хмар? ?, можливо, блазар TXS 0506+056 на в?дстан? приблизно 3,7 м?льярд?в св?тлових рок?в. Нейтринн? обсерватор?? в?дкривають новий спос?б спостереження Всесв?ту ^[2] ? з часом мають стати важливим компонентом багатоканально? астроном?? .

Використовують р?зн? методи детектування нейтрино. Наприклад, Супер-Кам?оканде ? це великий об’?м води, оточений фотоелектронними помножувачами , як? спостер?гають за черенковське випром?нюванням в?д електрон?в або мюон?в , утворених у вод? п?д д??ю нейтрино. Садбер?йська нейтринна обсерватор?я д?? под?бним чином, але зам?сть води використову? важку воду , а IceCube використову? л?д. ?нш? детектори складаються з великих об’?м?в хлору або гал?ю , як? пер?одично перев?рялися на надлишок аргону або герман?ю в?дпов?дно, утворених нейтрино п?д час вза?мод?? з середовищем детектора. MINOS ^[en] використовував твердий пластиковий сцинтилятор, за яким спостер?гають за допомогою фотопомножувач?в; Borexino використовують сцинтилятор з р?дкого псевдокумолу ^[en] , який також спостер?гають фотопомножувачами; а детектор NOνA використову? р?дкий сцинтилятор, який спостер?гають лавинн? фотод?оди .

Розробка й удосконалення нейтринних детектор?в були в?дм?чен? трьома Нобел?вськими прем?ями: Фредер?ку Райнесу ≪за експериментальне виявлення нейтрино≫ (1995), Раймонду Дев?су й Масатос? Кос?б? ≪за створення нейтринно? астроном??≫ (2002), Артуру Макдональду й Кадз?т? Такаак? ≪за в?дкриття нейтринних осциляц?й , що доводить наявн?сть маси нейтрино≫ (2015).

Через кожен квадратний сантиметр непом?тно для нас щосекунди проходять десятки м?льярд?в нейтрино. Багато з них утворились п?д час Великого вибуху , ?нш? бути породжен? ядерними реакц?ями в надрах з?р та планет ^[3] , вибухами наднових з?р , под?ями в ядрах далеких галактик.

Попри ?хню всюдисущ?сть, нейтрино надзвичайно важко виявити через в?дсутн?сть у них електричного та кольорового заряду. На в?дм?ну в?д б?льшост? ?нших частинок, нейтрино вза?мод?ють лише через грав?тац?ю та слабку вза?мод?ю . Два типи слабких вза?мод?й, в як? вони беруть участь, - це нейтральний струм (який передбача? обм?н Z-бозоном ? призводить лише до ?хнього в?дхилення) ? заряджений струм (який передбача? обм?н W-бозоном ? змушу? нейтрино перетворюватися на заряджений лептон , - електрон , мюон або тау-лептон , - а антинейтрино - перетворитись на одну з ?хн?х античастинок). Нейтрино повинн? мати масу, але ця маса ма? бути дуже малою, можливо, менше м?льйонно? частки маси електрона, тому грав?тац?йна сила , спричинена нейтрино, поки що занадто слабка для виявлення, ? ?диним способом детектування нейтрино залишаються два типи ?хньо? слабко? вза?мод?? :

• Нейтральний струм . У вза?мод?? з нейтральним струмом нейтрино входить ? пот?м залиша? детектор, як передавши частину сво?? енерг?? та ?мпульсу частинц?-м?шен?. Якщо частинка-м?шень ? зарядженою та достатньо легкою (наприклад, електрон), вона може бути прискорена до релятив?стсько? швидкост? та, як насл?док, випускати черенковське випром?нювання , яке можна спостер?гати безпосередньо. В таких реакц?ях можуть брати участь нейтрино ус?х трьох аромат?в (електронне, мюонне ? тауонне), незалежно в?д ?хньо? енерг??. Однак жодно? ?нформац?? про аромат нейтрино з тако? реакц?? отримати неможливо.

• Заряджений струм . У вза?мод?? зарядженого струму нейтрино високо? енерг?? перетворю?ться на лептон -партнер ( електрон , мюон або тауон для електронного, мюонного й тауонного нейтрино в?дпов?дно). Однак, якщо нейтрино не ма? достатньо? енерг?? для створення маси свого важчого партнера, вза?мод?я зарядженого струму для нього фактично недоступна. Нейтрино в?д Сонця та в?д ядерних реактор?в мають достатню енерг?ю для створення електрон?в. Б?льш?сть пучк?в нейтрино, створених на прискорювачах ^[en] , також можуть створювати мюони , ? лише деяк? можуть створювати тауони . Детектор, здатний розр?зняти ц? лептони, може визначити аромат нейтрино, що бере участь у вза?мод?? зарядженого струму. Оск?льки вза?мод?я передбача? обм?н W-бозоном , частинка-м?шень також зм?ню?ться (наприклад, нейтрон перетворю?ться на протон).

Антинейтрино були вперше виявлен? поблизу ядерного реактора на Саванна-Р?вер ^[en] п?д час нейтринного експерименту Коуена?Рейнса ^[en] в 1956 роц?. Фредер?к Рейнс ? Клайд Коуен ^[en] використовували дв? м?шен?, що м?стили розчин хлориду кадм?ю у вод?. Поруч з водними м?шенями розм?стили два сцинтиляц?йних детектори. Антинейтрино з енерг??ю, що перевищувала пор?г 1,8 МеВ , спричинило зворотний бета-розпад протон?в у вод? за допомогою зарядженого струму, утворивши позитрони та нейтрони. Утворен? позитрони ан?г?лювали з електронами, створюючи пари одночасних фотон?в з енерг??ю приблизно 0,5 МеВ кожен, як? могли бути виявлен? двома сцинтиляц?йними детекторами над ? п?д м?шенню. Нейтрони були захоплен? ядрами кадм?ю, що призвело до в?дкладеного вив?льнення гамма-промен?в близько 8 МеВ, як? виявляли через к?лька м?кросекунд п?сля фотон?в в?д под?? ан?г?ляц?? позитрона. Хоча лише близько 3% антинейтрино з ядерного реактора мали достатню енерг?? понад 1,8 МеВ , достатню для ?хньо? ре?страц?? детектором, цих результат?в було достатньо для доведення ?снування нейтрино. Френк Райс отримав за цей експеримент Нобел?вську прем?ю з ф?зики.

Деяк? сучасн? детектори продовжують використовувати т? ж п?дходи. Так набагато б?льший детектор KamLAND ^[en] досл?джу? нейтринн? осциляц?? , спостер?гаючи антинейтрино з 53 японських атомних електростанц?й. Не такий великий, але набагато краще очищений в?д ?зотоп?в детектор Borexino зм?г з високою точн?стю вим?ряти нейтринний спектр Сонця, а також антинейтрино в?д Земл? та ядерних реактор?в.

Хлорн? детектори, ?дея яких була запропонована Бруно Понтекорво , складаються з резервуара, наповненого хлоровм?сною р?диною, наприклад, тетрахлоретиленом ^[en] . Нейтрино ?нод? перетворю? атом хлору -37 на атом аргону -37 через вза?мод?ю зарядженого струму . Порогова енерг?я нейтрино для ц??? реакц?? становить 0,814 МеВ. Р?дина пер?одично очища?ться газопод?бним гел??м, який видаля? аргон. Пот?м гел?й охолоджу?ться, щоб в?докремити аргон, ? атоми аргону п?драховуються на основ? рад?оактивних розпад?в шляхом електронного захоплення . Детектор хлору в колишн?й шахт? Гоумстейк ^[en] поблизу Л?да в П?вденн?й Дакот? , що м?стив 470  тонн р?дини, першим виявив сонячн? нейтрино та вперше визначив нестачу електронних нейтрино у пор?внянн? з теоретичними моделями внутр?шньо? будови Сонця, так звану проблему сонячних нейтрино . Раймонд Дев?с , який керував цими експериментами, був нагороджений Нобел?вською прем??ю.

Детектори под?бно? конструкц??, але з набагато нижчим порогом виявлення 0,233 МеВ, використовують перетворення гал?ю -71 на герман?й -71 п?д д??ю нейтрино. Герман?й пот?м екстрагують х?м?чним шляхом, ? нейтрино п?драховують за к?льк?стю рад?оактивних розпад?в герман?ю. Цей метод носить жарт?вливу назву ≪ ельзасько-лотарингського ≫ за посл?довн?сть реакц?й Ga → Ge → Ga . Експеримент SAGE ^[en] в Рос?? використовував близько 50 тонн гал?ю , а експерименти GALLEX ^[en] в ?тал?? - близько 30 тонн гал?ю . Ц?на на гал?й дуже висока, тому цей метод важко застосовувати у великих масштабах, ? б?льш? експерименти використовують ?нш?, дешевш? методи.

Рад?ох?м?чн? методи виявлення корисн? лише для п?драхунку нейтрино. Вони майже не дають ?нформац?? про енерг?ю нейтрино або напрямок руху.

Черенковськ? детектори використовують черенковське випром?нювання , яке виника? щоразу, коли заряджен? частинки (наприклад, електрони або мюони), рухаються кр?зь середовище з? швидк?стю, б?льшою за швидк?сть св?тла в цьому середовищ? . У черенковському детектор? великий об’?м прозорого матер?алу, такого як вода або л?д, оточений св?тлочутливими фотопомножувачами . Заряджений лептон, утворений завдяки вза?мод?? нейтрино з середовищем, руха?ться через детектор дещо швидше, н?ж швидк?сть св?тла в середовищ? детектора (однак, зв?сно, дещо пов?льн?ше, н?ж швидк?сть св?тла у вакуум? ). Заряджений лептон генеру? черенковське випром?нювання у видимому д?апазон?. Це випром?нювання ре?стру?ться фотопомножувачами та проявля?ться як характерна к?льцепод?бна картина спрацьовувань в масив? фотопомножувач?в. Цей метод ре?страц?? можна використовувати, щоб визначити напрямок, енерг?ю та (?нод?) аромат нейтрино.

Два заповнен? водою детектори цього типу, Кам?оканде та IMB ^[en] , заф?ксували спалах нейтрино в?д надново? SN 1987A у Велик?й Магелланов?й Хмар? , заре?струвавши 12 ? 8 нейтрино в?дпов?дно (ще 5 нейтрино виявив сцинтилятор в Баксанськ?й нейтринн?й обсерватор?? ), а в 1988 роц? Кам?оканде заре?стрував сонячн? нейтрино. Його наступник, Супер-Кам?оканде , став найб?льшим водним черенковським детектором: в?н використову? 50 тис. тонн чисто? води в оточенн? 11 тис. фотопомножувач?в на глибин? 1 км п?д землею.

Нейтринна обсерватор?я Садбер? використову? 1000 тонн надчисто? важко? води, що м?ститься в ?мност? д?аметром 12 м з акрилового пластику, оточеною цил?ндром з? звичайною надчистою водою д?аметром 22 м ? висотою 34 м. На додаток до вза?мод?? нейтрино, видимо? у звичайному водному детектор?, нейтрино може розщепити дейтер?й у важк?й вод?. Отриманий в?льний нейтрон згодом захоплю?ться, спричиняючи спалах гамма-промен?в, який можна виявити. У ц?й реакц?? дисоц?ац?? беруть участь ус? три аромати нейтрино.

Кер?вники черенковських детектор?в Кам?оканде , Супер-Кам?оканде ? Садбер? отримали Нобел?вськ? прем?? (в 2002 ? 2015 роках).

Черенковський детектор MiniBooNE ^[en] використову? середовище з чисто? м?нерально? оливи , яка ? природним сцинтилятором , що дозволя? ре?струвати нав?ть частинки з енерг??ю, недостатньою для створення черенковського випром?нювання.

Пот?к нейтрино зменшу?ться з? зб?льшенням ?хньо? енерг??, тому для ре?страц?? нейтрино високих енерг?й потр?бн? дуже велик? детектори ^[4] . Щоб уникнути надм?рних кошт?в на буд?вництво таких детектор?в к?лометрового розм?ру, фотопомножувач? встановлюють глибоко всередин? вже ?снуючих утворень природно? води або льоду. Верхн? шари льоду або води товщиною сотн? метр?в добре екранують детектор в?д атмосферних мюон?в ? захищають його в?д сонячного св?тла, хоч ?деально? темряви на практиц? досягти не вда?ться через розпад кал?ю 40 ^[5] .

Наприклад, телескоп ANTARES знаходиться у Середземному мор? на глибин? близько 2,5 км ? використову? навколишню морську воду як середовище детектора. В?н склада?ться з масиву з дванадцяти окремих 350-метрових вертикальних дрот?в на в?дстан? 70 м один в?д одного, на кожному з яких знаходиться 75 оптичних модул?в фотопомножувач?в . Глибоководний нейтринний телескоп наступного покол?ння KM3NeT матиме загальний ?нструментальний об’?м приблизно 5 км ³ ? буде розм?щений у трьох окремих м?сцях у Середземному мор?.

У 1996?2004 роках в Антарктид? д?яв масив детектор?в AMANDA , який використовував фотопомножувач?, закр?плен? на дротах, занурених в л?д б?ля П?вденного полюса на глибину 1,5?2 км. Ре?страц?я часу прибуття черенковських фотон?в дозволяла виявляти нейтрино з енерг?ями понад 50 ГеВ з просторовою розд?льною здатн?стю близько 2 градус?в. З часом AMANDA була розширена до обсерватор?? IceCube , яка вже мала об’?м масиву детектор?в один куб?чний к?лометр ^[6] . Ice Cube лежить глибоко п?д П?вденним полюсом у куб?чному к?лометр? абсолютно чистого льоду без бульбашок пов?тря ? ре?стру? нейтрино за спалахами черенковського випром?нювання в?д ультрарелятив?стських частинок, прискорених п?д д??ю нейтрино ^[6] .

Експеримент RICE ^[en] використову? антени для виявлення черенковського випром?нювання в?д нейтрино високо? енерг?? в антарктичному льоду. ANITA ? це пристр?й на пов?трян?й кул?, який л?та? над Антарктидою та виявля? випром?нювання Аскар'яна, створене нейтрино надвисоко? енерг??, що вза?мод?? з льодом п?д детектором. В даний час буду?ться Рад?онейтринна обсерватор?я Гренланд?? ^[en] , яка використову? ефект Аскар'яна в льоду для виявлення нейтрино з енерг??ю >10 ПеВ ^[7] .

Треков? калориметри, так? як детектори MINOS ^[en] , використовують почергово укладен? площини поглиначого та детектуючого матер?алу. Поглинач? площини забезпечують масу детектора, тод? як детектуюч? площини забезпечують ?нформац?ю про трек частинки. Сталь ? популярним поглиначем, оск?льки вона в?дносно щ?льна ? недорога, а також ма? перевагу в тому, що ?? можна намагн?чувати. Активним детектором часто ? р?дкий або пластиковий сцинтилятор, який зчиту?ться за допомогою фотопомножувач?в, хоча також використовуються р?зн? види ?он?зац?йних камер.

Про?кт NOνA ^[8] пропону? усунути площини поглинача на користь використання дуже великого активного об’?му детектора ^[9] .

Треков? калориметри корисн? лише для нейтрино з високою енерг??ю ( ГеВ -д?апазон). При цих енерг?ях вза?мод?? нейтральних струм?в утворюють ц?лу зливу адрон?в, а вза?мод?? заряджених струм?в ?дентиф?куються за наявн?стю зарядженого лептонного треку (можливо, поряд з деякими адронами).

Мюон, що утворю?ться п?д час вза?мод?? зарядженого струму, залиша? довгий проникний сл?д, ? його легко пом?тити. Довжина цього мюонного треку та його кривина в магн?тному пол? дозволяють визначити енерг?ю та заряд, дозволяючи, зокрема, в?др?знити μ ⁻
в?д μ ⁺
. Електрон у детектор? створю? електромагн?тну зливу, яку можна в?др?знити в?д адронних злив, якщо розд?льна здатн?сть активного детектора мала пор?вняно з ф?зичним розм?ром дощу. Тау-лептони по сут? в?дразу розпадаються або на ?нший заряджений лептон, або на п?они , ? ?х неможливо спостер?гати безпосередньо в такому детектор?. (Щоб безпосередньо спостер?гати тау-лептони, зазвичай шукають перегин дор?жок у фотоемульс??.)

При низьких енерг?ях нейтрино може розс?юватися в?д усього ядра атома, а не в?д окремих нуклон?в, у процес?, званому "когерентним пружним розс?юванням нейтрино на ядр? нейтральним струмом" або просто "когерентним розс?юванням нейтрино" ^[10] . Цей ефект був використаний для створення надзвичайно малого детектора нейтрино ^{[11] [12] [13]} . На в?дм?ну в?д б?льшост? ?нших метод?в виявлення, когерентне розс?ювання не залежить в?д аромату нейтрино.

Б?льш?сть нейтринних експеримент?в мають розглядати пот?к косм?чних промен?в , як? бомбардують поверхню Земл?.

В експериментах з пошуку нейтрино високих енерг?й (приблизно >50 МеВ) часто основний детектор оточують ≪вето-детекторами≫, як? виявляють проходження косм?чних промен?в через первинний детектор, дозволяючи ?гнорувати спричинен? ними реакц?? в основному детектор? (≪накладають вето≫ на них). Оск?льки пот?к мюон?в, що пада? в атмосферу, приходить з ус?х напрямк?в, виявлення локал?зованого за напрямком надлишку по в?дношенню до фону вида? косм?чну под?ю ^[14] .

Для експеримент?в ?з меншою енерг??ю косм?чн? промен? не ? безпосередньою проблемою. Натом?сть нейтрони з реакц?й сколювання та рад?о?зотопи, утворен? косм?чними променями, можуть ?м?тувати нейтринн? сигнали. Для цих експеримент?в р?шення поляга? в тому, щоб розм?стити детектор глибоко п?д землею, щоб земля над ним могла знизити ?нтенсивн?сть косм?чних промен?в до прийнятного р?вня.

Нейтринн? детектори нейтрино, призначен? для ре?страц?? астроф?зичних нейтрино, називають нейтринними телескопами або нейтринними обсерватор?ями.

П?дводн? нейтринн? телескопи:

• Байкальський глибоководний нейтринний телескоп (з 1993 року)
• ANTARES (з 2006 року)
• KM3NeT (буду?ться з 2013 року)
• P-ONE (буду?ться)

П?дл?дн? нейтринн? телескопи:

• AMANDA (1996?2009, зам?нений на IceCube)
• IceCube (з 2004)
• DeepCore та PINGU (?снуюче та запропоноване розширення до IceCube)

П?дземн? нейтринн? телескопи:

• Баксанська нейтринна обсерватор?я (Рос?я), м?сце експеримент?в Радянсько-американський гал??вий експеримент ^[en] , GGNT ? майбутнього BLVSD.
• Нац?ональна лаборатор?я Гран-Сассо (?тал?я), м?сце розташування Borexino , CUORE ^[en] та ?нших експеримент?в.
• П?дземна нейтринна обсерватор?я Цзянмень ( JUNO , Китай)
• Шахта Судан ^[en] (США), де розташован? Судан 2 ^[en] , MINOS ^[en] ? CDMS
• Обсерватор?я Кам?ока (Япон?я), м?сце розташування Super-Kamiokande ? його наступника Hyper-Kamiokande , який зараз буду?ться.
• DUNE ^[en] (США)
• Нейтринна обсерватор?я Садбер? ( SNO , Канада) та ?? наступник SNO+ .

?нш?:

• GALLEX ^[en] (1991?1997)
• Дая-Бей ^[en] (2011?2020)
• ANITA
• NOνA

• Список нейтринних експеримент?в
• Нейтринна астроном?я

п о р Нейтринн? детектори, експерименти ? споруди В?дкриття Ковена ? Рейнеса [en] ( ν e ) Ледермана ? Шварца ? Штейнбер?ера [en] ( ν μ ) Пряме спостереження н’ю-тау [en] ( ν τ ) Працююч? Антарктична ?мпульсно-Перех?дна антена ANTARES Байкальський нейтринний телескоп БНО Borexino CNGS [en] CUORE [en] Daya Bay [en] Double Chooz [en] EXO [en] GERDA [en] GNO HALO [en] ?КАРУС [en] IceCube KamLAND [en] LNGS LVD [en] MAJORANA MARIACHI MINERνA MiniBooNE NA61/SHINE NARC [en] NESTOR NEVOD NOνA NuMI OPERA [en] RENO [en] RICE [en] SNOLAB Super-Kamiokande SNEWS [en] T2K [en] WITCH [en] Будуються ARA [en] ARIANNA [en] JUNO KATRIN [en] KM3NeT MINOS+ [en] SNO+ SuperNEMO [en] Списан? AMANDA CDHS [en] CHOOZ DONUT GALLEX Gargamelle Експеримент у Гоумстейку [en] IMB [en] K2K [en] Kamiokande KARMEN MACRO [en] MINOS NEMO [en] KGF [en] LSND [en] SAGE [en] SciBooNE SNO Soudan 2 Запропонован? ANNIE [en] DUNE [en] Hyper-Kamiokande INO [en] LAGUNA [en] LENA [en] Нейтринна фабрика [en] SUPL [en] UNO JEM-EUSO Скасован? DUMAND Глибоко п?дземний нейтринний експеримент [en] Дивись також Список нейтринних експеримент?в Нейтринний детектор Нейтринна астроном?я