Abteilung für Teilchen- & Astroteilchen-Physik
 
 

borexino logo

Forschung: Borexino

Echtzeitspektroskopie solarer Neutrinos bei niedrigen Energien

Solare Neutrinos und Borexino

pp chain
Abbildung 1: pp-Kette.

In der Sonne ist der Kernfusionsprozess von vier Wasserstoffatomen zu einem Heliumkern verantwortlich für die immense Energie, welche sie im Laufe ihres Lebens abgibt. Das Standardmodell der Sonne (Standard Solar Model - SSM) sagt vorraus, dass die Kernfusion innerhalb der Sonne hauptsächlich über die sogenannte pp-Kette verläuft. Diese ist teilweise in Abbildung 1 dargestellt. Die übrige Energie, welche nicht durch die pp-Kette freigesetzt wird, wird über den katalytischen CNO-Zyklus freigesetzt. Dieser Zyklus dominiert in Sternen mit einer größeren Masse und höheren zentralen Temperatur als die der Sonne. Daher ist die astrophysikalische Forschungsgemeinschaft ebenfalls daran interessiert, diesen Prozess in der Sonne zu untersuchen. Neben der hohen Energie von ~26 MeV, die in Form von Licht abgestrahlt werden, werden beim Fusionsprozess je zwei Positronen und zwei Neutrinos erzeugt. Neutrinos sind sehr leichte und elektrisch neutrale Elementarteilchen, die in drei verschiedenen Arten sog. Flavors auftreten: Elektron-, Myon- und Tau-Neutrino. Im Fall der Sonne werden ausschließlich Elektron-Neutrinos freigesetzt. Die Tatsache, dass Neutrinos kaum mit anderer Materie interagieren, erlaubt es ihnen das Sonneninnere mit beinahe Lichtgeschwindigkeit zu verlassen. Dabei tragen sie die Informationen über ihren Ursprung ebenfalls nach Außen. Aus diesem Grund eignen sich Neutrinos ideal dazu die Vorhersagen verschiedener Sonnenmodelle (insbesondere das SSM) zu testen.

Die Beobachtungen mithilfe früherer und heutiger solarer Neutrinodetektoren haben gezeigt, dass es ein signifikantes Defizit an detektierten Elektron-Neutrinos im Vergleich zu den theoretischen Vorhersagen gibt. Dies ist bekannt als das solare Neutrino Problem. Dieses Defizit konnte schlussendlich durch eine teilweise Umwandlung der Elektron-Neutrinos in andere Flavors erklärt werden ("Neutrinooszillation"). Diese Umwandlung findet sowohl bei der Reise der Neutrinos durch das interstellare Vakuum als auch beim Durchqueren der Sonnenmaterie statt. In letzterem Fall wird der Prozess durch die dortige hohe Dichte an Elektronen verstärkt ("Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (MSW) Effekt"). Diese Entdeckung bewies, dass Neutrinos entgegen der Annahme des Standardmodells der Teilchenphysik eine Masse besitzen. Als Konsequenz stieg das Interesse an der Suche nach "neuer Physik" jenseits des Standard Modells der Teilchenphysik in den letzten zwanzig Jahren rapide. Die Experimente an solaren Neutrinos helfen weiterhin dabei, die Masseeigenschaften der Neutrinos genauer zu bestimmen. Das theoretisch vorhergesagte Energiespektrum der solaren Neutrinos reicht hoch bis zu 18 MeV. Der Großteil jedoch, etwa 99% der solaren Neutrinos, besitzen Energien unterhalb von 2 MeV:

pp-Neutrinos: E < 0.42 MeV
7Be-Neutrinos: E = 0.38 MeV und E = 0.86 MeV
pep-Neutrinos: E = 1.44 MeV
CNO-Neutrinos: E < 1.73 MeV

Im Vergleich zu allen vorhergegangenen und laufenden solaren Neutrinoexperimente ist Borexino das erste und einzige Experiment weltweit, welches in der Lage ist, diese verschiedenen Komponenten individuell, in Echtzeit und mit einer hohen Statistik zu messen.

Der Borexino Detektor

Borexino detektiert Neutrinos anhand elastischer Streuung an Elektronen in den organischen Molekülen des genutzten Szintillators. Die zu erwartende Zahl detektierter solarer Neutrinos (einige wenige für pep und CNO, einige Dutzend für 7Be und etwa 150 für pp) pro Tag und pro 100 Tonnen Szintillatormaterials setzt strenge Grenzen an das erlaubte Hintergrundlevel, welches durch kosmische Strahlung und natürliche Radioaktivität erzeugt wird.

Aus diesen Gründen wurde der Borexino Detekto nach jahrelanger Entwicklungsphaser im Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS) des INFN errichtet (mehr Information dazu im Bereich Geschichte) und mit einem Schild zur Abschirmung versehen. Die überliegende Gesteinsdecke des Gran Sasso Massivs hat eine Dicke von 1,4 km. Dadurch kann der störende Myon Fluss um sechs Größenordnungen auf etwa 1,6 Myonen/h/m2 reduziert werden. Um den restlichen Fluss der kosmischen Strahlung weiter zu reduzieren wird der innere Detektor von einem äußeren Detektor umgeben. Dieser besteht aus einer Stahlkuppel mit einer Höhe von 16,9 m und einem Durchmesser von 18 m, die mit 208 Photomultiplizierern ausgestattet und mit 2100 Tonnen ultrareinen deionisierten Wassers gefüllt ist. Mithilfe diesen Aufbaus ist es möglich, das Tscherenkowlicht, welches von den übrigen Teilchen der kosmischen Strahlung erzeugt wird, zu detektieren und Neutronen, welche vom umgebenden Gestein emittiert werden zu absorbieren.

Borexino detector
Abbildung 2: Borexino Aufbau

Der innere Detektor, welcher von einer weiteren Stahlkugel mit einem Durchmesser von 13,7 m umgeben ist, enthält organische Flüssigkeiten in drei unterschiedlichen Teilvolumen, welche durch zwei transparente Nylon Behälter getrennt sind. Die zwei äußeren Hüllen beinhalten 890 Tonnen (1350 m3) Pseudocumol (PC) mit einigen wenigen Gramm DMP pro Liter als Quencher. Diese Pufferbehälter absorbieren externe Strahlung und agieren als Radonbarriere. Im innersten Nylon Ballon (100 Mikrometer dick, 8,5 Meter im Durchmesser) bilden 278 Tonnen (315 m3) ultrareinen Szintillators den Kern des Experiments. Der Szintillator ist eine Mischung aus Pseudocumol und 1,5 g/l floureszierendes PPO. Das Licht welches durch die einfallenden Neutrinos sowie durch Hintergrundereignisse im Szintillator erzeugt wird, wird anschließend von 2212 PMTs detektiert, die auf der Innenseite der Stahlhülle angebracht und in Richtung des Detektorzentrums ausgerichtet sind.

Die durch die verschiedenen Abschirmungsstufen nach Innen abnehmende intrinsische Radioaktivität wird zudem durch Techniken zur Hintergrundidentifikation unterstützt. So können zum Beispiel, durch die Möglichkeit Ereignisse im Detektor genau zu lokalisieren, die äußeren 200 Tonnen des Detektors als weitere Abschirmung genutzt werden, sodass nur die innersten 100 Tonnen des Szintillators als Referenzmasse zur eigentlichen Detektion genutzt werden. Des Weiteren erlaubt die zusätzliche Bestimmung der Energie und des Zeitpunkts einzelner Ereignisse die Suche nach möglichen Koinzidenzereignissen ausgelöst durch Verunreinigungen (z.B. Bi-P Koinzidenzen aus der U/Th Zerfallskette, oder Ereignisse ausgelöst durch das kosmogene Radioisotop 11C, welche mithilfe einer dreifach Koinzidenzmethode (TFC) erkannt und verworfen werden können). Schlussendlich wurden Techniken zur Untersuchung der Pulskurve erfolgreich entwickelt, die die Erkennung und Verwerfung von beispielsweise Alpha-Teilchen oder Zerfällen, die entweder Positronen oder Elektronen aussenden, erlauben.

Physics Program: Results and Future Prospects

Nachdem die Borexino Kollaboration die gesteckten Ziele an die radioaktive Reinheit erfolgreich erfüllen konnte, wurde ein reichhaltiges Programm physikalischer Untersuchungen gestartet. Dieses reicht von der solaren und Geo-Neutrino Detektion über die Suche nach Supernova Neutrinos bis hin zur Suche nach sterilen Neutrinos:

Solare Neutrinos:
7Be Neutrinos

Borexino Be7 Neutrinos
Abbildung 3: 7Be Neutrinos.

Das Hauptziel des Borexino Experiments ist die präzise Messung der 7Be Neutrino Rate. Die Signatur dieser Neutrinos ist eine Compton ähnliche Kante bei einer Energie von 0,7 MeV. Abbildung 3 zeigt das Spektrum von drei Jahren der Datennahme; 7Be Neutrinos und die Hauptkomponenten des Hintergrunds sind freie Parameter, wohingegen die Beiträge solarer pp, pep und CNO Neutrinos fest sind. Die gemessene Rate von

(46±1,5(stat)±1,5 (sys)) Ereignissen/Tag/100t

stimmt gut mit den Erwartungen des SSM unter Einbezug von Neutrinooszillation überein. Vor kurzem wurde ebenfalls der Einfluss der Exzentrizität der Erdbahn auf den solaren Neutrinofluss im Blick auf die 7Be Rate untersucht. Dabei wurde eine maximale Differenz von 7% erwartet. Die Abwesenheit einer jährlichen Modulation konnte so mit großer Wahrscheinlichkeit widerlegt werden (über 3 Sigma). Dies bestätigt den solaren Ursprung der Neutrinos.

8B Neutrinos

Borexino 8B Neutrinos
Abbildung 4: 8B Neutrino Spektrum

Borexino konnte ebenfalls erfolgreich die 8B Neutrino Rate mit einer bisher unerreichten niedrigen Schwellenenergie von 3,0 MeV messen. Diese Schwellenenergie liegt gerade oberhalb der energiereichsten aus natürlichen radioaktiven Quellen stammenden Gammastrahlen. Die gemessene Rate von

(0,22±0,04(stat)±0,1(sys)) Ereignisse/Tag/100t

ist in guter Übereinstimmung mit früheren Messungen der solaren Neutrino Experimente SNO und Super-Kamiokande. Diese beiden Experimente nutzten erfolgreich große Tscherenkowdetektoren, die jedoch eine höhere Schwellenenergie von 4,5 MeV besitzen.




pep Neutrinos

Borexino pep Neutrinos
Abbildung 5: pep Neutrinos

Das größte Hindernis bei der Detektion solarer pep Neutrinos in Borexino ist der radioaktive Zerfall von Myonen induzierter 11C Atome. Ihre Zerfallsrate ist 10 mal höher als das erwartete Neutrinosignal. Es wurden zwei neue Techniken entwickelt, um die Hintergrundereignisse zu identifizieren und zu verwerfen. Die erste Methode basiert auf einer dreifach Koinzidenz Methode (TFC): In etwa 95% der Fälle wird 11C durch kosmische Strahlung (d.h. Myonen oder Myon induzierte hadronische "shower") durch folgende Reaktion produziert:

Myon + 12C → Myon + 11C + n.

Das freigesetzte Neutron wird kurz darauf im Szintillator nach einer Einfangzeit von etwa 255 Mikrosekunden absorbiert. Dabei wird ein charakteristischer 2,2 MeV Gammablitz ausgesendet. Das radioaktive 11C Nuklid zerfällt mit einer mittleren Lebensdauer von 30 Minuten in 11B plus ein Positron und ein Elektron-Neutrino. Die Koinzidenz von Myon, Neutron und 11C Zerfall erlaubt es mögliche 11C Zerfallskandidaten zu erkennen. Indem nun ein gewisser Teil des Referenzvolumens eine Zeit lang aus den Daten gefiltert wird, kann der 11C Hintergrund um 90% reduziert werden wobei nur etwa 50% der gesammelten Statistik verloren gehen (siehe oberer Teil in Abbildung 5). Die zweite Technik sucht nach kleinen Unterschieden in der Form der Pulskurven zwischen Ereignissen, die von Positronen hervorgerufen werden (wie beim 11C Zerfall) und solchen, die von Elektronen verursacht werden (wie bei Neutrino Interaktionen). Diese Technik erlaubt es den Großteil des restlichen 11C Hintergrunds zu verwerfen (siehe unterer Teil in Abbildung 5). Auf diese Weise konnte Borexino zum ersten mal direkt die pep Neutrino Rate messen als

(3,1±0,6(stat)±0,3(sys)) Ereignisse/Tag/100t.


pp Neutrinos

Borexino pp Neutrinos
Abbildung 6: pp Neutrinos

Ein weiterer Fokus lag auf der direkten Detektierung von pp Neutrinos, welche beinahe 98% des gesamten solaren Neutrinoflusses ausmachen. Sie besitzen eine maximale Energie von 0,42 MeV. Um pp Neutrinos erfolgreich messen zu können, mussten zwei wichtige Bedingungen erfüllt sein. Erstens musste der kontinuierliche 85Kr Hintergrund reduziert werden. Dies konnte durch eine intensive Reinigung des Szintillators, welche über ein Jahr andauerte, erreicht werden. Zweitens musste der durch den Zerfall von 14C induzierte Hintergrund charakterisiert und quantifiziert werden. 14C ist eine intrinsische Verunreinigung innerhalb der organischen Flüssigkeiten mit einer Maximalenergie von 0,25 MeV, die nicht durch Reinigungsmethoden entfernt werden kann. Die hohe Trigger Rate führt häufig zu Ereignisanhäufungen, deren spektrale Form unbekannt ist. Entgegen der Erwartungen konnte Borexino erfolgreich die Form des 14C Beta-Spektrums sowie die Anhäufung bestimmen und somit pp Neutrinos messen. Die Rate von

(144±13) Ereignissen/Tag/100t

stimmt gut mit den Erwartungen des SSM unter Einbeziehung von Neutrinooszillationen überein. Außerdem kann die gemessene Neutrino Rate genutzt werden, um auf die solare Luminosität zu schließen. Da Neutrinos das Sonneninnere innerhalb von wenigen Sekunden verlassen können, während Photonen eine sehr lange Zeit (wenigstens einige 10 000 Jahre) dazu benötigen die Sonnenoberfläche zu erreichen, bestätigt die Beobachtung beider, dass die Sonne über diese Zeitskala im thermischen Gleichgewicht stand.

Geo- und Reaktor-Antineutrinos

Borexino geo Neutrinos
Abbildung 7: Geo-Neutrinos

Das sogenannte Bulk-Silicate Earth (BSE) Modell prognostiziert eine vom Erdinneren abgegebene radiogene Wärmemenge, die mit den gemittelten Messwerten an der Oberfläche übereinstimmt, die über 40 000 Tiefenbohrungen bestimmt wurden. Diese Wärme wird hauptsächlich durch den Zerfall von U/Th freigesetzt. Diese Zerfälle prodzieren ebenfalls eine große Menge an Antineutrinos (genannt Geo-Neutrinos), welche Borexino durch den inversen Beta-Zerfall detektieren kann:

v + p → n + e+.

Gleichzeitig müssen jedoch Hintergrundereignisse aufgrund kosmischer Strahlung, Antineutrinos von europäischen Kernreaktoren und U/Th Tochternuklide (haupts. 210Po) erkannt und verworfen werden. Borexino gelang dies und somit konnte erfolgreich (14,3±4.4) Ereignisse/100t in einer Laufzeit von 1,7 Jahren gemessen werden. Dieser Wert stimmt mit den Vorhersagen vieler BSE Untermodelle überein. Zusätzlich konnten anhand des gemessenen Energiespektrums (Abbildung 7) die U und Th Beiträge separiert werden.

Zukunft des Projekts ab 2015
Solare CNO Neutrinos
Der übrige bisher nicht detektierte Neutrino Fluss stammt aus dem CNO Zyklus. Bisher konnte Borexino eine obere Grenze von 7,9 Ereignissen/Tag/100t setzen, was immer noch 1,5 mal höher ist als die Vorhersage des SSM. Zur Zeit versucht die Borexino Kollaboration die CNO Neutrino Rate direkt zu bestimmen. Neben dem schon erwähnten 11C Hintergrunds ist das hauptsächliche Hindernis die unbekannte Rate an 210Bi Zerfällen. Unglücklicherweise steht die Konzentration des Mutternuklids 210Pb nicht im sekularen Gleichgewicht mit dem Zerfallsprodukt von 210Bi nämlich 210Pb. Dies liegt daran, dass während manchen Arbeitsprozessen 210Po Atome in den Szintillator eindringen. Verschiedene Methoden sind zur Zeit in der Entwicklung um diese Änderungen zu charakterisieren. Erwähnenswert ist, dass die Messung der CNO Neutrino Rate nicht nur für die Anwendung auf Modelle anderer Sterne nützlich ist, sondern auch, um eine kürzlich gefundene Diskrepanz zwischen dem überarbeiteten SSM und helioseismologischen Vorhersagen (bekannt als das Metallizitätsproblem) zu lösen. Da der CNO Neutrino Fluss stark von den Modifikationen des SSM beeinflusst wird (29–40%), kann eine präzise Messung helfen dieses Problem zu lösen.

Suche nach sterilen Neutrinos

Borexino sterile Neutrinos
Abbildung 8: 51Cr Signature steriler Neutrinos in BX

Anomalien, die in verschiedenen Experimenten (LNSD, MiniBooNE) an Neutrinostrahlen entdeckt wurden, sowie Defizite im Anitneutrino Fluss gemessen in kurzen Distanzen in Gallium und Reaktor Experimenten deuten auf die Existenz einer vierten Art Neutrinos sogenannter steriler Neutrinos. Um die hypothetische Existenz solch eines neuen Elementarteilchens bestätigen oder verwerfen zu können, ist ein Experiment mit einer Neutrinoquelle mit Borexino geplant. Das Projekt heißt Short-distance Oscillation in BoreXino (SOX). Es ist geplant, hoch aktive künstliche Neutrinoquellen (51Cr) und Antineutrinoquellen (144Ce) außerhalb des Borexino Detektors in einer Distanz von 8,25 m zu platzieren. Die erwartete Oszillationssignatur dieses neuen Neutrinotyps in diesem Aufbau ist für die 51Cr Quelle in Abbildung 8 dargestellt.

Supernova Neutrinos and Signale von Gamma-Ausbrüchen
Sterne, die am Ende ihres Lebens in sich selbst kollabieren und sogenannte Supernovae (SN) formen, setzen enorme Mengen an Licht und Neutrinos/Antineutrinos frei. Innerhalb unserer Galaxie werden nur etwa 3 bis 4 solcher Supernovae pro Jahrhundert erwartet. Da Neutrinos annähernd mit Lichtgeschwindigkeit reisen und da die Aussendung von Licht typischerweise verzögert stattfindet, erreichen SN Neutrinos die Erde früher als das Licht. Daher kann die frühe Detektion von SN Neutrinos genutzt werden, Licht detektierende Teleskope zu alarmieren und entsprechend auszurichten. Auf diese Weise könnte die gesamte Lichtkurve einer solchen kosmischen Explosion in verschiedenen Spektren gemessen werden. Aus diesem Grund wurde ein weltweites Frühwarnsystem genannt SNEWS bestehend aus großvolumigen Neutrino Detektoren eingerichtet, zu dem auch Borexino seit einigen Jahren gehört. Kürzlich wurde in Erwägung gezogen, dass Borexino einer Kooperation mit anderen Experimenten beitritt, welche nach Gamma-Ausbrüchen in Zusammenhang mit hochenergetischen Ereignissen und Gravitationswellen suchen soll.

Weitere Details über bisherige Ergebnisse des Borexino Experiments gibt es
hier.

Borexino und das MPIK

Die Gruppe trat Borexino vor der Konstruktion des Experiments Ende 1990 bei. Zuvor leitete die Gruppe das Pionierexperiment GALLEX/GNO und konnte somit einiges an Expertise im Bereich der niedrig Hintergrundtechniken in Borexino einbringen.

Extrem niedrige Konzentrationen von radioaktiven Isotopen in verschiedenen Komponenten des Borexino Detektors waren erforderlich, weshalb ein großer Aufwand in der Beschaffung möglichst reiner Materialien betrieben wurde. Die Borexino Gruppe am MPIK trug einen Großteil zu diesem Selektionsprozess bei sowohl mithilfe hochsensibler Gammastrahlen Spektrometer als auch mithilfe von Massenspektrometrie und der Bestimmung von Radon Ausströhmung. Ein besonderer Beitrag war der erfolgreiche Fund einer beinahe 226Ra freien Nylon Folie, welche sich für die Konstruktion der inneren Hülle eignete. Diese steht in direktem Kontakt mit dem ultrareinen Szintillator und war daher ein äußerst kritisches Bauteil. Die MPIK Gruppe war ebenfalls verantwortlich für die Überwachung und Reduktion des von seltenen radioaktiven Gasisotopen (222Rn, 85Kr, 39Ar) produzierten Hintergrunds im Szintillator und in angrenzenden Detektorkomponenten. Während der Inbetriebnahme wurden große Anstrengungen unternommen, die Versorgung mit reinem Stickstoff frei von Argon/Krypton (LAKN2: 0.01 ppm Ar, 0.02 ppt Kr, 8 μBq/m3 (STP) 222Rn) sicherzustellen.

Eine Hardwarekomponente, die am MPIK entwickelt wurde, ist das Kalibrationssystem für den äußeren Tscherenkowdetektor zur Identifikation und Rekonstruktion der Bahnen kosmischer Myonen. Dieses System ermöglicht eine verbesserte Erkennung von in situ produzierten Myon induzierten Isotopen (z.B. 11C, 10C, etc.), die den Hauptteil des übriggebliebenen Hintergrunds für solare pep und CNO Neutrinos ausmachen. Seit Mai 2007 nimmt die Gruppe an der Datennahme-, Analyse und Detektorkalibration teil. Dies beinhaltet die Mitentwicklung und Anwendung von Techniken zur Verwerfung von Hintergrundereignissen des kosmogenen Radioisotops 11C. Zur Bestimmung von sekundärem Hintergrund erzeugt von externen Gammastrahlen von 228Th und 226Ra entwickelte die MPIK Gruppe eine 5 MBq 228Th Quelle und nutzte diese für zwei externe Kalibrationstests.

Eine Liste von Diplom- und Doktorarbeiten ausgeführt am MPIK gibt es hier

Die Borexino Kollaboration

  • Dipartimento di Fisica, Universitá degli Studi e INFN, Milano 20133, Italy
  • Physics Department, Princeton University, Princeton, NJ 08544, USA
  • Institut für Experimentalphysik, Universität Hamburg, Germany
  • INFN Laboratori Nazionali del Gran Sasso, Assergi 67010, Italy
  • Physics Department, Virginia Polytechnic Institute and State University, Blacksburg, VA 24061, USA
  • Physics Department, University of Massachusetts, Amherst MA 01003, USA
  • Lomonosov Moscow State University Skobeltsyn Institute of Nuclear Physics, Moscow 119234, Russia
  • Department of Physics, University of Houston, Houston, TX 77204, USA
  • St. Petersburg Nuclear Physics Institute, Gatchina 188350, Russia
  • NRC Kurchatov Institute, Moscow 123182, Russia
  • Joint Institute for Nuclear Research, Dubna 141980, Russia
  • APC, Univ. Paris Diderot, CNRS/IN2P3, CEA/Irfu, Obs. de Paris, Sorbonne Paris Cité, France
  • Physik Department, Technische Universität München, Garching 85747, Germany
  • Kiev Institute for Nuclear Research, Kiev 06380, Ukraine
  • National Nuclear Research University ”MEPhI”, 31 Kashirskoe Shosse, Moscow, Russia
  • Max-Planck-Institut für Kernphysik, Saupfercheckweg 1, 69117 Heidelberg, Germany
  • Dipartimento di Fisica, Universitá e INFN, Genova 16146, Italy
  • M. Smoluchowski Institute of Physics, Jagiellonian University, Cracow, 30059, Poland
  • Dipartimento di Chimica, Biologia e Biotecnologie, Universitá e INFN, Perugia 06123, Italy
  • Istituto de Fisica Corpuscular, Valencia, E-46071, Spain
  • Physics ans Astronomy Department, University of California Los Angeles (UCLA), Los Angeles, CA 90095, USA
Die offizielle Website der Borexino Kollaboration gibt es hier.

Kontakt

  • Dr. Hardy Simgen:
    Tel: +49 6221 516530
    E-Mail: H.Simgen [at] mpi-hd.mpg.de
  • Dr. Werner Maneschg:
    Tel: +49 6221 516287
    E-Mail: W.Maneschg [at] mpi-hd.mpg.de

Weitere Informationen

Geschichte und Machbarkeitsstudien zum Experiment

Borexino CTF
Abbildung 9: CTF

Der Ursprung des Experiments liegt im Jahr 1990, als eine Gruppe von Physikern ein Projekt mit dem Ziel niedrigenergetische (unter 2 MeV) solare Neutrinos in Echtzeit zu messen anstrebte. Um eine möglichst große Lichtausbeute und damit eine möglichst gute Energieauflösung zu erreichen, wurde entschieden einen organischen Flüssigszintillator als Detektionsmedium zu benutzen. Problematisch jedoch war natürliche Radioaktivität (U, Th und die Edelgase 39Ar, 85Kr, und 222Rn) in den den Detektor umgebenden Materialien und dem Szintillator. Für Letzteren wurden extrem niedrige Massenanteile von 10-16 für U und Th und ein Verhältnis zwischen 14C und 12C von 10-18 benötigt. Da zu diesem Zeitpunkt nicht klar war, ob diese Spezifikationen realisierbar wären, entschied die Kollaboration, eine kleiner skalierte Version (4 Tonnen aktives Volumen) genannt Counting test Facility (CTF) als Pilotprojekt zu bauen.


Borexino
Abbildung 10: Borexino

Die Materialen, welche für die Konstruktion benötigt wurden, wurden sorgfältig ausgesucht und wichtige Bauteile wurden in radonfreien Umgebungen montiert. 1995 zeigten die Ergebnisse des CTF Projekts die Machbarkeit des geplanten großen Borexino Experiments, welches anschließend 1996 bis 1998 von den Behörden genehmigt wurde. In der Zeit zwischen 2002 und 2004 stoppten die Arbeiten am Experiment aufgrund eines versehentlichen Austretens des Szintillators. Nachdem die Arbeiten wieder aufgenommen werden konnten, wurde der Detektor 2006 mit ultrareinem Wasser befüllt, welches anschließend durch etwa 300 Tonnen ultrareinen Szintillator ersetzt wurde. Die Befüllung wurde am 15. Mai 2007 abgeschlossen und die Datennahme konnte unverzüglich starten.

Back

Borexino Veröffentlichungen

  • Solare Neutrinos:
    • pp rate: Neutrinos from the primary proton–proton fusion process in the Sun, Nature 512 (2014), p. 383-386
    • Summary of solar neutrino results from Phase I: G. Bellini et al., Final results of Borexino Phase-I on low energy solar neutrino spectroscopy, Phys. Rev. D 89 (2014) 112007
    • 7Be rate @ 17%: C. Arpesella at al., First real time detection of 7Be solar neutrinos by Borexino, Phys. Lett. B 658 (2008) 101-108
    • 7Be rate @ 10%: C. Arpesella at al., Direct measurement of the 7Be solar neutrino flux with 192 days of Borexino data, Phys. Rev. Lett. 101 (2008) 091302
    • 7Be rate @ 5%: G. Bellini et al., Precision measurement of the 0.862 MeV 7Be solar neutrino interaction rate in Borexino, Phys. Rev. Lett. 107 (2011) 141302
    • 7Be Day-night-asymmetry: G. Bellini at al., Absence of day-night asymmetry of 862 keV 7Be solar neutrino rate in Borexino and MSW oscillation parameters, Phys. Lett. B 707 (2012) 22-26
    • pep rate & CNO limit: G. Bellini at al., First Evidence of pep Solar Neutrinos by Direct Detection in Borexino, Phys. Rev. Lett. 108 (2012) 051302
    • 8B rate: G. Bellini at al., Measurement of the solar 8B neutrino rate with a liquid scintillator target and 3 MeV energy threshold in the Borexino detector, Phys. Rev. D 82 (2010) 033006
    • Solar ν limits: G. Bellini at al., Study of solar and other unknown anti-neutrino fluxes with Borexino at LNGS, Phys. Lett. B 696 (2011) 191-196
  • Geo- und Reaktor-Antineutrinos:
    • G. Bellini et al., Observation of Geo-Neutrinos: Phys. Lett. B 687 (2010) 299-304
    • G. Bellini et al., Measurement of geo-neutrinos from 1353 days of Borexino, arXiv: 1303.2571v1(hep-ex)
  • Myonen und kosmogener Hintergrund:
    • G. Bellini et al., Cosmic-muon flux and annual modulation in Borexino at 3800 m water-equivalent depth, Jour. Cosm. Astrop. Phys. JCAP05 (2012) 015
    • G. Bellini et al., Muon and Cosmogenic Neutron Detection in Borexino: JINST 6 P05005 (2011)
  • Andere seltene Prozesse:
    • G. Bellini et al., New experimental limits on the Pauli forbidden transition in 12C nuclei obtained with 485 days of Borexino data, Phys. Rev. C, Vol. 81, No. 3, (2010)
    • G. Bellini et al., Search for Solar Axions Produced in p(d, 3 He)A Reaction with Borexino Detector, Phys. Rev. D 85, 092003 (2012)
  • Detektor und Kalibration:
    • G. Alimonti et al., The Borexino detector at the Laboratori Nazionali del Gran Sasso: NIM-A 600 (2009) 568-593
    • H. Back et al., Borexino calibrations: Hardware, Methods, and Results: 2012 JINST 7 P10018

Diplom- und Doktorarbeiten durchgeführt innerhalb des Borexino Experiments am MPIK

  • Werner Maneschg, Low-energy solar neutrino spectroscopy with Borexino: Towards the detection of the solar pep and CNO neutrino flux, Ph.D. thesis (2011), Karl-Ruprecht University Heidelberg
  • Davide Franco, The Borexino Experiment: Test of the Purification Systems and Data Analysis in the Counting Test Facility, Ph.D. thesis (2004), Università Degli Studi di Milano and Karl-Ruprecht University Heidelberg
  • Burkhard Freudiger, Untersuchungen zu den radioaktiven Edelgasnukliden als Untergrundquelle im Sonnenneutrinodetektor Borexino, Ph.D. thesis (2003), Karl-Ruprecht University Heidelberg
  • Hardy Simgen, Hochempfindlicher Nachweis radioaktiver Edelgasnuklide und natürlicher Radionuklide aus der Uran-Zerfallsreihe, Ph.D. thesis (2003), Karl-Ruprecht University Heidelberg
  • Johann P. Peiffer, Das Kalibrationssystem für den äußeren Detektor des Borexino Experiments, Diploma thesis (2003), Karl-Ruprecht University Heidelberg
  • Grzegorz Zuzel, 226Ra in the nylon scintillator vessel as a background source in the Solar Neutrino Experiment BOREXINO, Ph.D. thesis (2002), Jagellonian University Kraków
  • Christian Buck, Radonmessungen an Teilsystemen des Sonnenneutrinoexperiments BOREXINO, Diploma thesis (2001), Karl-Ruprecht University Heidelberg
  • Wolfgang Rau, Low-Level-Radonmessungen für das Sonnenneutrinoexperiment BOREXINO, Ph.D. Thesis (1999), Karl-Ruprecht University Heidelberg
  • Burkhard Freudiger, Bestimmung des Radon-Gehaltes in flüssigem Stickstoff, Diploma thesis (1998), Karl-Ruprecht University Heidelberg
  • Hermino Neder, Ein Low-Level-Germanium-Spektrometer: Aufbau, erste Messungen und Simulationen, Diploma thesis (1998), Karl-Ruprecht University Heidelberg
  • Matthias Laubenstein, Messungen von 226Rn und 226Ra im Rahmen der Counting Test Facility des Sonnenneutrinoexperiments BOREXINO, Ph.D. thesis (1996), Karl-Ruprecht University Heidelberg
 
 


Last modified: Tue 25. September 2018 at 14:34:33 , Impressum , Datenschutzhinweis