Abteilung für Teilchen- & Astroteilchen-Physik
 
 

Research: History

Earlier Neutrino Physics Projects at MPIK



1) Borexino - Echtzeitspektroskopie solarer Neutrinos bei niedrigen Energien

borexino logo


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 Anineutrino 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. Ab Mai 2007 nahm die Gruppe an der Datennahme-, Analyse und Detektorkalibration teil. Dies beinhaltete 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

2) NUCIFER

Urpsrüngliche Motivation

Die grosse Menge von Elektronantineutrinos, die in Kernreaktoren produziert werden enthalten Informationen zur Isotopenzusammensetzung im Reaktorkern und über seine thermische Leistung. Prinzipiell könnten Antineutrinodetektoren daher zur Sicherheitsüberwachung verwendet werden. Das NUCIFER Projekt [1] prüft in erster Linie mögliche Anwendungen von Neutrinodetektoren zur Reaktorüberwachung und im Bereich der Non-Proliferation. So kann beispielsweise eine gemessene Änderung des Antineutrinospektrums auf die Entfernung von grösseren Plutonium-Mengen vom Reaktorkern hindeuten. Im Oktober 2008 wurde das NUCIFER Experiment der IAEA (International Atomic Energy Agency) vorgeschlagen [2]. Damit ein Antineutrinodetektor in der Nähe (ca. 10 m) eines Reaktorkerns betrieben werden kann, sollte er kompakt, ferngeregelt, sicher und beweglich gebaut werden können. Der NUCIFER Detektor wird derzeit am OSIRIS Forschungsreaktor am CEA Saclay in Frankreich eingesetzt.

Gibt es sterile Neutrinos?

Kürzlich tauchte eine zusätzliche mögliche Anwendung für dieses Experiment auf, die weitreichende wissenschaftliche Konsequenzen nach sich ziehen könnte. Das NUCIFER Experiment könnte eine Reaktoranomalie, die in den Daten von verschiedenen Reaktorexperimenten an unterschiedlichen Orten entdeckt wurde, genauer untersuchen. Der gemessene Antineutrinofluss beträgt nur etwa 94% des theoretisch vorhergesagten Flusses [3]. Bis jetzt konnte noch nicht geklärt werden, ob diese Diskrepanz durch Umwandlungen in sterile Neutrinos zustande kommt oder die Ursache in bisher unberücksichtigten Effekten bei den experimentellen Messungen bzw. den theoretischen Berechnungen liegt.

Detektor Funktion

Das Detektortarget besteht aus 850 Liter eines Gadolinium beladenen Flüssigszintillators, der in einen zylindrischen Stahlbehälter gefüllt ist. Wie in anderen Reaktorneutrinoexperimenten, z.B. Double Chooz, werden die Neutrinos über den inversen Betazerfall an Wasserstoffatomen des Targetszintillators nachgewiesen. Aus dieser Reaktion entsteht ein Koinzidenzsignal (wenige Mikrosekunden voneinander getrennt) aus einem prompten (Positronenergie) und einem verzögerten (Neutroneinfang am Gadolinium) Ereignis. Das Szintillationslicht, das in diesem prompten und verzögerten Signal produziert wird, wird von 16 PMTs an der Detektoroberseite detektiert. Zwischen den PMTs und der Targetflüssigkeit befindet sich eine 25 cm dicke Acrylscheibe. Als Abschirmung gegen radioaktive Strahlung, im wesentlichen aus dem nahen Reaktor, wird der Detektor durch eine Polyethylen- (15 cm) und Bleischicht (10 cm) geschützt. Schliesslich wird der Detektor durch ein aktives Veto bestehend aus 5 cm dicken Platten aus Plastikszintillator komplettiert. Das Datennahmesystem setzt sich aus kommerziellen VME und NIM Modulen zusammen und wird über ein Software Interface betrieben, das auf LabView basiert. Der Detektor wird regelmässig kalibriert, um die Eigenschaften und die Stabilität zu prüfen.

NUCIFER am MPIK

Das MPIK stellt die Gadolinium beladene organische Targetflüssigkeit für das NUCIFER Experiment her. Die Hauptschwierigkeit in der Entwicklung von metallbeladenen Flüssigszintillatoren liegt darin, die Langzeitstabilität der optischen Eigenschaften wie Lichtausbeute und Transparenz zu gewährleisten. Es wurden ähnliche Methoden wie bei der erfolgreichen Produktion des Double Chooz Targetszintillators [4] eingesetzt und identische Komponenten verwendet. Die Konzentrationen der individuellen Komponenten wurden angepasst, um die Unterdrückung von Untergrundereignissen in NUCIFER zu optimieren. Speziell wurde die Targetflüssigkeit so geändert, dass sie Untergrundreduktion durch Pulsformanalysen erlaubt und die Koinzidenzzeit des Neutrinosignals wurde durch eine erhöhte Gadoliniumkonzentration verkürzt. UnsereAbteilung wird darüber hinaus auch zur Datenanalyse des Experiments beitragen, speziell im Bereich, der sich mit der Suche nach sterilen Neutrinos beschäftigt.

Zukünftige Ziele

Später könnte der NUCIFER Detektor möglicherweise an einem kommerziellen Kernreaktor zur Energieproduktion in Frankreich eingesetzt werden. Zur Suche nach sterilen Neutrinos sind bereits neue Detektoren in Planung, die auf diese Fragestellung optimiert sind. Diese werden auf dem Detektordesign und den Ergebnissen des Nucifer Experiments aufbauen können.


Referenzen

[1] A. Porta for the NUCIFER collaboration, "Reactor Neutrino Detection for Non Proliferation with the NUCIFER Experiment", IEEE proceedings, 10.1109/ANIMMA.2009.5503653 (2009).
[2] Focused Workshop on Antineutrino Detection for safeguard Applications, Final Report of IAEA Workshop, IAEA Headquarters, Vienna (2008).
[3] G. Mention et al., Phys. Rev. D83, 073006 (2011).
[4] C. Aberle et al., JINST, 7, P06008 (2012).


Kontakt:

  • Dr. Christian Buck
    Tel: 06221 516829
    E-Mail: Christian.Buck@mpi-hd.mpg.de
  • Prof. Dr. Manfred Lindner
    Tel:06221 516800
    E-Mail: manfred.lindner@mpi-hd.mpg.de

3) GALLEX / GNO Experimente


Eines der wichtigsten astro-physikalischen Forschungsob-jekte des 20. Jahrhunderts war die Sonne. Ein gutes Verständ-nis der Struktur der Sonne und der in ihr stattfindenden physika-lischen Prozesse ist zum Bei-spiel für Modelle zur Sternbildung, Galaxienformation oder auch in der Kosmologie notwendig. Als der uns nächste Stern bietet die Sonne daher einzigartige Beobachtungsmöglichkeiten. 1938 entwickelten Hans Bethe und andere ein Model, welches die Energieproduktion in Sternen und insbesondere in der Sonne mithilfe von Kernfusionsprozessen zwischen Protonen erklärt. In Verbindung mit Modellen über die Struktur der Sonne und insbesondere den physikalischen Gegebenheiten (Temperatur, Druck, Teilchendichte ...) im Zentrum der Sonne sagt Bethes Modell eine enorme Neutrinoproduktionsrate vorraus, nämlich einen Neutrinofluss von etwa 100 milliarden Neutrinos pro Sekunde pro Quadratzentimeter mit einer Energie zwischen 0,1 - 15 MeV.


Errechnetes Energie Spektrum der solaren Neutrinos (mit einer Unsicherheit von einer Standardabweichung) nach dem Standardmodell der Sonne [1].


Die Ersten, die versuchten solare Neutrinos mithilfe eines radiochemischen Detektors zu beobachten, waren das Team um Ray Davis. Ihr Ziel war es die Neutrinos in einer Chlorlösung durch den inversen β-Zerfall nachzuweisen:

νe + 37Cl → 37Ar + e.

Das radioaktive 37Ar konnte dann aus der Lösung extrahiert und der Zerfall mit einem Zählrohr detektiert werden. Das Experiment von Davis hatte jedoch einige fundamentale Probleme: So konnten sie nur Neutrinos mit einer Energie über ∼0.8 MeV; zuverlässig detektieren. Das bedeutete, dass nur Neutrinos aus dem 7Be und 8B Zweig untersucht werden konnten. Das zweite Problem war, dass der gemessene Neutrinofluss deutlich unterhalb der theoretischen Vorhersage lag. Diese Diskrepanz zwischen Vorhersage und Experiment führte zum sog. solaren Neutrino Problem.

GALLEX: Ein radiochemisches GALLium EXperiment zur Detektion solarer pp Neutrinos

Bis ins Jahr 1990 gab es keine experimentelle Beobachtung der anfänglichen pp-Reaktion in der Kernfusionskette. Dies änderte sich mit der Einführung von Gallium Experimenten. Gallium als Target erlaubt Neutrino Interaktionen via

νe + 71Ga → 71Ge + e.

Die Mindestenergie für diese Reaktion ist 233 keV und damit niedrig genug um die niedrigenergetischen Neutrinos der anfänglichen Proton Fusion zu detektieren. Eine niedrige Mindestenergie war dabei von großer Relevanz, da mehr als 98 % der solaren Neutrinos eine Energie im sub-MeV Bereich besitzen (pp: ∼91 %, 7Be: ∼7 %). Desweiteren ist der pp-Neutrinofluss an die Leuchtkraft der Sonne gekoppelt und sollte daher möglichst präzise gemessen werden. Durch Untersuchung des pp-Neutrinoflusses können Abweichungen vom Standardmodell der Sonne untersucht und sehr genau eingegrenzt werden.
Der Target Tank und das Detektorsystem befanden sich in Halle A des Laboratori Nazionali del Gran Sasso LNGS. Die darüberliegende Gesteinsdecke schirmte den Detektor effektiv gegen störende kosmische Strahlung ab. Das LNGS befindet sich unterhalb des Gran Sasso d’Italia Gebirgsmassiv in der Region Abruzzen nahe L'Aquila an der A 24. Der Autobahntunnel bietet einen einfachen Zugang zur größten Untergrundlaboreinrichtung der Welt, in der sich in 3 großen Hallen mehrere verschiedene Experimente befinden.
GALLEX wurde von einer internationalen Kollaboration mit Wissenschaftlern aus Frankreich, Deutschland, Italien, Israel, Polen und den USA unter der Leitung des MPIK Heidelberg betrieben. Sprecher der Kollaboration war der frühere Leiter der MPIK Neutrino Gruppe Prof. Till Kirsten.

Überblick über das Experiment
In der Zeit von 1986 - 1990 befand sich der Detektor im Bau. Die Datenaufnahme startete im Mai 1991 und die erste Phase (GALLEX I) wurde nach einem Jahr im Mai 1992 beendet. Das Durchschnittsergebniss der 15 Datensätze von GALLEX I war (83.4 ± 19) SNU [2] und wurde auf der "Neutrino 1992" Konferenz in Granada am 8.Juni veröffentlicht.


Transparentfolie von T. Kirstens Veröffentlichung der ersten Beobachtung von pp-Neutrinos durch GALLEX. Neutrino 1992 Konferenz, Granada, 8. Juni.


Bis Februar 1997 (dem Ende der Datennahme) gab es drei weitere Messkampagnen: GALLEX II, GALLEX III und GALLEX IV. In dieser Zeit wurde der Detektor zwei mal (1994 [3] und 1995/1996 [4]) mithilfe einer künstlichen Neutrinoquelle (51Cr) kalibriert. Dies war auch eine wichtige Demonstration der Zuverlässigkeit des GALLEX Detektors und der radiochemischen Messmethode im Allgemeinen. Zu Ende des Experiments 1997 wurde ebenfalls mithilfe von Arsen (71As) der Einfluss möglicher unbekannter chemischer Reaktionen, die durch die vergleichsweise hohe Rückstoßenergie des produzierten Germaniums stattfinden könnten, anhand des Energiearmen Zerfalls von Arsen 71As zu Germanium 71Ge untersucht [5].
Kürzlich wurden die GALLEX Daten unter Einbeziehung der Analyse der gesamten Pulskurvenform anstelle der ursprünglich genutzten Anstiegszeit (rise-time) Methode erneut untersucht [6].

Der GALLEX Detektor und die 71Ge Extraktion
Das Target des GALLEX Experiments bestand aus 30,3 t Gallium in einer konzentrierten GaCl3-HCl Lösung mit einem Gesamtgewicht von 101t. Aus Sicherheitsgründen besaß GALLEX zwei nahezu identische Target Tanks A und B. Bis April 1992 wurde die Messung der solaren Neutrinos in Tank B durchgeführt For safety and redundancy reasons, GALLEX had two nearly identical target tanks (A and B). Am 30. April 1992 wurde die GaCl3 Lösung in Tank A transferriert. In dessen Zentrum konnte durch eine Röhre die 51Cr Neutrinoquelle für spätere Kalibrationsexperimente platziert werden. Nach mehreren Testläufen wurde die Messung der solaren Neutrinos im August 1992 wieder aufgenommen.


Schematischer Aufbau des GALLES Detektortanks A mit dem Absorbersystem und der 51Cr Quelle.


Zu Beginn eines neuen Laufs wurden etwa 1 mg stabiles Ge in einer Trägerlösung zur GaCl3 Lösung hinzugefügt. Dazu wurden die stabilen Isotope sup>72Ge,74 Ge und 76Ge, später auch 70Ge genutzt, um den Übertrag von einem Lauf zum nächsten überwachen zu können. Nach etwa drei bis vier Wochen wurde die Exktraktion gestartet, indem etwa 1900 m3 Stickstoff in 20h durch die Targetflüssigkeit geleitet wurden. Da Tank A mit einem effizienteren System zum Durchspülen des Tanks mit Stickstoff ausgestattet war, konnte die Zeit hier auf 12 Stunden reduziert werden. Das Germanium wurde gebunden als flüchtiges Germanium Chlorid (GeCl4) aus der Lösung entfernt. Der Gasstrom wurde dann durch ein system von Wassergaswäschern geleitet in denen das GeCl4 absorbiert und aus dem Gasstrom gefiltert wurde. Am Ende dieses Prozesses befand sich das gesamte Germanium in einem Volumen von ca 30 l im ersten Gaswäscher. Dieses wurde anschließend in ein Volumen von ca 1l Wasser konzentriert. Der finale Schritt zur weiteren Erhöhung der Germanium Konzentration war die Extraktion in CCl4 und Rückextraktion in 50 ml tritiumfreies Wasser. Dieser Schritt trennte daher auch das Germanium von jeglichem Tritium aus dem Tank oder dem Absorbersystem. Dies war nötigt, da Tritium als radioaktives Element den Untergrund beim Zählen der 71Ge Zerfälle erhöht hätte. Der letzte Schritt der chemischen Prozedur war die Umwandlung von GeCl4 zu GeH4 mithilfe von Natriumborhydrid (NaBH4) als Reduktionsmittel. Das GeH4 wurde mithilfe von Gaschromatographie getrocknet und gereinigt. Anschließend wurde das Volumen gemessen um den gesamten Ertrag der chemischen Prozedur zu bestimmen. Schlussendlich wird das Germanium zusammen mit Xenon in einem Miniatur-Zählrohr platziert. Das Volumenverhältnis Xe:GeH4 war 70:30, der totale Zählgasdruck war etwa 800 Torr. Insgesamt ergab sich ein Verhältnis zwischen dem extrahierten Ge und der anfänglich dem Tank hinzugefügten Ge Menge von 99 %.

Messen mit Miniatur-Zählrohren.
Die erwarteten 71Ge Zerfallsraten in GALLEX lagen unterhalb von einem Zerfall pro Tag, selbst wenn das komplette Neutrinosignal, welches nach dem Standardmodell der Sonne zu erwarten wäre, gemessen würde. Die Messung solch einer niedrigen Zerfallsrate stellt eine extreme Low-Level Aufgabe dar und konnte nur mithilfe von Miniatur-Zählrohren realisiert werden. 71Ge zerfällt durch Elektroneneinfang aus der K- (87.7 %), L- (10.3 %), und M- (2.0 %) Schale. Ignoriert man den M Einfang ergibt sich für die Energieabgabe der Auger Elektronen und Röntgenstrahlung ein Energiespektrum mit zwei Peaks: ein L Peak bei 1,2 keV und ein K Peak bei 10,4 keV. Um die notwendigen niedrigen Untergrundraten zu erreichen mussten alle typischen Low-Level Maßnahmen angewandt werden: die Zählrohre mussten verkleinert werden und aus ultrareinen (d.h. nicht radioaktiven) Materialien gefertigt werden. Der Zählrohrkörper wurde aus Suprasil Quartz gefertigt. Eine spezielle Fertigungstechnik erlaubte es die Zählrohrgröße zu standardisieren. Die Kathode wurde entweder aus durch Zonenschmelzen gereinigtem Eisen (Fe-Zählrohr) oder einem einzelnen Si Kristall (Si-Zählrohr) gefertigt. Die Anode war ein 13 μm Wolframdraht. Das aktive Volumen (das VOlumen innerhalb der Kathode) war typischerweise 87 % des gesamten Gas Volumens (etwa 1 cm3).



Miniatur ultra-low background Zählrohr Typ HD-II.



Schematischer Aufbau des die Zählrohre abschirmenden Tanks, der innerhalb eines Faraday Käfigs installiert wurde.




Die Zählrohre wurden in einer Kupferbox zusammen mit einem Vorverstärker platziert. Diese Boxen wurden dann entweder in eine der acht Zählpositionen in der Wand eines NaI Paarspectrometers ("active shield/side") oder in eine von sechzehn Positionen innerhalb eines massiven Kupferblocks ("passive shield/side") platziert. Sowohl der NaI Detektor als auch der Kupferblock wurden in einer Stahlhülle, die mit 8,6 t niedrig radioaktivem Blei zur abschirmung befüllt wurde, installiert. Die Abschirmung konnte mithilfe einer der beiden Schiebetüren geöffnet werden (siehe oberes Bild). Radon aus der die Zähler umgebenden Luft kann ebenfalls Untergrundereignisse durch γ- und $beta;-Strahlung erzeugen, die beim Zerfall der Tochternuklide 214Pb und 214Bi emittiert werden. Um diesen Untergrund so niedrig wie möglich zu halten ist der abschirmende Tank Luftdicht in einem Handschuhkasten verschlossen. Counters were transferred in to the shield or removed from it by means of an air lock. Der Radongehalt innerhalb und außerhalb der Abschirmung wurde kontinuierlich mithilfe einer Lucas Zelle überwacht. Während die Radonaktivität außerhalb der Abschirmung zwischen ∼50 and 100 Bq/m3 schwankte war die Aktivität innerhalb der Abschirmung typischerweise unterhalb von 1 Bq/m3 d.h. der unteren Messbarkeitsschwelle der verwendeten Zelle. Aus Kalibrationsmessungen ist bekannt, dass solch eine Radonkonzentration zu etwa (0.0015 ± 0.0005) gemessenen Ereignissen pro Tag auf der aktiven Seite führt. Auf der passiven Seite ist der Effekt etwa 20 mal kleiner. Die Abschirmung der Zähr sowie die Elektronik wurde in einem Faraday Käfig installiert.
Zur Kalibrierung der Energie- und Anstiegszeitskala der GALLEX Zähler wurde eine 153Gd-Ce Röntgenquelle benutzt. Die Europium Röntgenstrahlung, die auf den Zerfall durch Elektroneinfang des 153Gd (T1/2 = 242 days) folgt, regt die charakteristischen K alpha und K beta Röntgenstrahlen des Cer an. Diese werden genutzt um das gesamte Zählrohrvolumen homogen zu bestrahlen was zusätzlich zu den Photopeaks aufgrund der 35 und 40 keV Röntgenstrahlen zu drei Peaks bei 1.03, 5.09 und 9,75 keV führt aufgrund von Xenon Röntgenstrahlen. Die typische Energieauflösung (Halbwertsbreite) der GALLEX Zähler war 43 % für den L Peak und 26 % für den K peak. Die durchschnittliche absolute Zähleffizienz für die neun Zähler mit Eisenkathode, die im GALLEX I Lauf verwendet wurden, war 28,6 % im L Fenster und 33,9 % im K Fenster. Die Werte für die sechs Zähler mit Si Kathode waren 29,7 % (L) und 31,7 % (K).

Ergebnisse des Experiments.
Nach vier Experimentphasen: GALLEX I - GALLEX IV, 65 Messläufen und 1594 Tagen der Datenaufnahme war das finale Ergebnis des GALLEX Experiments (77.5 ± 7.7) SNU. Dies stand im Vergleich zu den nach dem Standardmodell der Sonne ohne Einbeziehung von Neutrinooszillationen erwarteten Wert von 126 SNU. Die Ergebnisse der Kallibrationstests mit der 51Cr Quelle ergaben ein Verhältnis von gemessenen zu erwarteten Ereignissen von (1.00 ± 0.11) und (0.83 ± 0.10), was die Zuverlässigkeit des Detektors bestätigte. Aus dem 71As Test waren jegliche Abweichungen der Menge an extrahierten Germanium oberhalb von 1% ausgeschlossen.
wichtige Bestätigung der erwarteten nuklearen Fusionsprozesse im Sonneninneren. Das gemessene Neutrinosignal war geringer als vom Standardmodell der Sonne vorhergesagt (etwa 60% des erwarteten Flusses wurde gemessen). Die Abweichung unterschied sich jedoch vom vorherigen Chlorexperiment. Zu dieser Zeit gab es für dieses Ergebnis zwei mögliche Interpretationen: entweder das Model zur Beschreibung des solaren Neutrinoflusses ist nicht korrekt oder Neutrinos besit

2007 wurden die GALLEX Daten neu ausgewertet indem die gesamte Pulskurve analysiert wurde anstatt wie ursprünglich nur die Anstiegszeit. Zusätzlich wurde jeder individuelle Zähler kalibriert, was den Fehler der Kallibrationsmessung verringerte. Nach diesen Korrekturen reduzierte sich das GALLEX Ergebnis etwas auf (73.1 ± 7.2) SNU. Die bei weitem größte änderung unter den vier Messperioden ergab sich bei GALLEX IV, wie im unteren Bild zu sehen ist. Zuvor hatte GALLEX IV aufgrund einer Abweichung von ±2 σ einige Bedenken verursacht. Diese Abweichung reduzierte sich nun auf ±1 σ. Auch eine erneute Analyse des 51Cr Experiments wurde mit verbesserter Effizienz und einer verbesserten solaren Subtraktion (auch unter Einbeziehung der GNO Daten) durchgeführt. Dieses Update änderte das durchschnittliche Verhältnis des gemessenen zum erwarteten Neutrinofluss von (93 ± 8) % auf (88 ± 8)%. Unter Beachtung der Ergebnisse der Cr Quelle der SAGE Kollaboration Taking also into account the Cr-source results obtained by the SAGE collaboration sollte außerdem eine Verringerung der Produktionsrate von 71Ge an Ga von ∼2 SNU von 34,8 SNU auf 32,7 SNU in Erwägung gezogen werden (die Produktionsrate für pp neutrinos bleibt gleich).


Überblick über die Ergebnisse der einzelnen GALLEX Läufe GALLEX. Die linke Skala zeigt die gemessene 71Ge Produktionsrate. Die rechte Skala zeigt die netto Produktionsrate solarer Neutrinos in SNU nach Subtraktion von Nebenreaktionen. Die Fehlerbalken zeigen den ± sigma Bereich. Die Bezeichnung "combined" steht für den globalen Mittelwert aller 65 Läufe. Horizontale Balken repräsentieren die Dauer eines Laufs.



Neuauswertung der GALLEX Daten (in rot). Die größte Veränderung ergibt sich für die GALLEX IV Periode. Das Gesamtresultat ist 4,4 SNU niedriger als ursprünglich.


GNO: Das Gallium Neutrino Observatory.

GNO war das Nachfolgeprojekt von GALLEX mit Wissenschaftlern aus Italien und Deutschland nun unter der Leitung der Mailand Gruppe des INFN. Sprecher der Kollaboration war Prof. Enrico Bellotti (Mailand, Italien).
Ziel des GNO Experiments war die Messung des solaren Elektronneutrinoflusses (insbesondere pp Neutrinos) eines vollständigen elfjährigen Sonnenzyklus. Insbesondere sollten systematische Ungenauigkeiten des Vorgängerexperiments GALLEX und auch statistische Ungenauigkeiten durch eine längere Messzeit verringert werden. 1997/98 wurden große Anstrengungen unternommen die DAQ Elektronik zu upgraden sowie den Syntheseprozess zu modifizieren. Es wurde vorgeschlagen die Masse des Galliums von 30,3 auf 100 Tonnen zu erhöhen. Die ersten Läufe starteten 1998 und der letzte wurde 2002 beendet. Das Experiment wurde dann 2004 offiziell beendet.

Die Größten Unterschiede zwischen GNO und GALLEX sind die folgenden[7]:

  • Die Desorptionszeit und das Desorptionsvolumen wurden reduziert von 12 auf 9 Stunden bzw. von 2500 auf 1700 m3 (bei 20 C und 0.9 bar). Dadurch konnte der Prozessablauf vereinfacht werden auf Kosten einer leicht ineffizienteren Ge Desorption. Es wurde erwartet, dass der Anteil an nicht desorbierten Ge-Isotopen, welche im Tank zurückbleiben, von etwa 0,2 % auf Werte zwischen 1 % und 2 % ansteigt. Die Tatsache, dass die Konzentration von homogen verteiltem Germaniumträger nie unter ∼10−13 mol/Liter fällt, hilft, hypothetische 71Ge Verlusstszenarien, die den Transport von ultra-niedrigkonzentrierten Spurenverunreinigungen unterhalb dieser Grenze voraussetzen, auszuschließen. 1 % and 2 %. The fact that a homogeneously distributed Ge hold-back carrier level never drops below ∼10−13 mol per liter helps to exclude hypothetical 71Ge loss scenarios that would involve the carrying of non-measurable ultra-low trace impurities below that level.
  • Den größten Beitrag zu den systematischen Fehlern des GALLEX Ergebniss (∼4 %) kam von unzureichender Kenntniss der Zählereffizienz (3,5 %). Dies kam daher, dass die Effizienzen der Zähler, die für die verschiedenen Läufe verwendet wurden, aufgrund des Kontaminationsrisikos nicht direkt gemessen wurden. Stattdessen wurden sie indirekt durch Messung an anderen Zählern kombiniert mit einer reskalierung basierend auf Monte Carlo Simulationen bestimmt. Einige der für diese Simulationen benötigten Daten (z.B. Zählrohrvolumen) waren jedoch nicht ausreichend genau bekannt. Um diese systematischen Fehler signifikant zu verringern, entwickelte die GNO Kollaboration eine Methode, die es erlaubt die Zählereffizienzen direkt zu bestimmen ohne das Risiko einer Kontamination. Die resultierenden Fehler lagen zwischen 0,8 % und 1,4 % (im Durchschnitt 1,1 %), was einer signifikanten Reduktion wie gewünscht entspracht.
  • Ein aufwändiger Radon Test mithilfe eines modifizierten mit einer 226Ra Quelle bestückten Zählers wurde durchgeführt. Ziel war es die Erkennung von Radon Ereignissen in den Zählrohren zu verbessern. Die Datennahme dauerte von Mai 1999 bis März 2001 (1,8 Jahre). Nach dieser lange andauernden Messung wurde das Ausströmventil geschlossen und der intrinsische Untergrund des Zählers über zwei Jahre hinweg gemessen. Diese Daten wurden anschließende genutzt um die Ungenauigkeit der Radon Erkennung zu bestimmen. Das Ergebnis war mit null verträglich und die obere Grenze (2 σ) betrug 7,3 %. Dies verbesserte den vorherigen Wert für GALLEX von (9 ± 5)%.
  • Die analoge und digitale Elektronik, Energieversorgung und das Datenaufnahmesystem wurden komplett erneuert und reorganisiert. Die analoge Bandbreite des Systems wurde auf 300 MHz erhöht, der typische Rauschpegel war 2,8 mV. Aufgrund dieser Verbesserungen und gründlicher Untersuchung der Zähler konnte der Untergrund im GNO Experiment auf 0,06 Ereignisse pro Tag im relevanten Bereich reduziert werden. Dies entsprach einer Reduktion von 40 % im Vergleich zu GALLEX.
  • Zusätzlich zu den solaren Messläufen wurden in regelmäßigen Abständen eintägige Leerläufe durchgeführt um die Abwesenheit von Fehlerquellen im Target zu überprüfen. Insgesamt wurden während der Laufzeit des GNO Experiments 12 Leerläufe durchgeführt. Die Abwesenheit von Fehleinflüssen oder unbekanntem Untergrund konnte bestätigt werden, da die nur minimal erhöhte Zahl der 71Ge Ereignisse während der Leeräufe mit der Neutrino-induzierten Produktion und Überresten aus dem letzten solaren Messlauf erklärt werden konnte.
  • Für die Erkennung der 71Ge Ereignisse wurde eine neue Neural Network Pulse Shape Analyse (NNPSA) und eine Maximum Likelihood Analyse verwendet anstelle der vorherigen Rise-Time Analysetechnik in GALLEX.

Ergebnisse
Insgesamt wurde 1687 Tage in 58 Messläufen Daten aufgenommen. Während dieser Zeit identifizierte die Maximum Likelihood Analyse insgesamt 258 71Ge Zerfälle (131 L, 127 K), von denen 239 (4,1 pro Messlauf) aufgrund solarer Neutrinos stattfanden. Die mittlere 71Ge Zählrate pro Messlauf und Zähler zum Start der Zählung war ∼0.27 Ereignisse pro Tag. Im Vergleich dazu war die zeitunabhängigen Untergrundrate durchschnittlich ∼0.06 Ereignissen pro Tag. Die einzelnen Ergebnisse der individuellen Messläufe für die solare Produktionsrate von 71Ge sind im unteren Bild dargestellt. Diese basieren auf der Anzahl der Ereignisse in der K- und L-Region sowie unter Akzeptanz der verwendeten neuronalen Netzwerkanalyse nach Subtraktion von 4,55 SNU aufgrund von Nebenreaktionen und nach Korrekturen für jährliche Modifikationen. Das kombinierte Ergebnis unter Einbezug aller GNO Messläufe ist 62.9+6.0-5.9 SNU (1 σ, inklusive systematischer Fehler).


Ergebnisse der einzelnen GNO Messläufe. Dargestellt ist die netto solare Neutrinoproduktionsrate in SNU nach Subtraktio der Nebenreaktionen. Fehlerbalken zeigen den ±1 σ Bereich des statistischen Fehlers (d.h. systematische Fehler sind nicht dargestellt).

Kombinierte Analyse der GALLEX und GNO Daten.
Das untere Bild zeigt die Ergebnisse der individuellen Messläufe sowohl der GNO als auch der GALLEX (vor und nach erneuter Analyse) Daten innerhalb eines vollständigen Sonnenzyklus. Dargestellt ist die netto solare Neutrino Produktionsrate in SNU nach Subtraktion von Nebenreaktionen. Fehlerbalken zeigen den statistiscken Fehler im ±1 σ Bereich.
Das schlussendliche Ergebnis der kombinierten GNO + GALLEX Daten nach insgesamt 123 Messläufen ist 67,5 ± 5,1 SNU (1 σ, nach erneuter Analyse der GALLEX Daten). Das kombinierte Ergebnis bestätigt das frühere Ergebnis des GALLEX Experiments, welches aufgrund der vom Standardmodell der Sonne als deutlich höher vorhergesagten Rate von 120 - 140 SNU ein starker Hinweis auf neue Eigenschaften der Neutrinos war, die nicht durch das Standardmodell der Teilchenphysik beschrieben werden. Das Ergebnis des SAGE Experiments von 66.9+5.3-5.0 SNU (1 σ) stimmt gut mit diesen Daten überein.
Die GALLEX und GNO Daten wurden ebenfalls auf eine mögliche Korellation mit der saisonal variierenden Distanz zwischen Sonne und Erde untersucht. Die 123 Messläufe wurden dazu in sechs etwa gleich große Bereiche gleicher Distanz d aufgeteilt. Ein Fit unter der Annahme, dass die solare Neutrino Produktionsrate konstant ist und die gemessene Rate sich mit 1/d2 verändert, ergab eine Übereinstimmung von 69 % (χ2 = 3.0 with 5 d.o.f.). Die gemessenen Raten im Winter W (Perihel ±3 months) und Sommer S unterscheiden sich um δ(W −S)=−7.6 ± 8.4 SNU. Der erwartete Wert unter Annahme einer 1/d2 Modulation ist +2,3 SNU. Diese Daten sind daher mit einer konstanten Produktionsrate verträglich, dennoch sind andere Modelle, welche möglicherweise eine bessere Übereinstimmung bieten, nicht ausgeschlossen.


GALLEX und GNO Daten: Die Markierungen zeigen die Kalibrationstests und Arsen Tests.





GNO/GALLEX Signal vs. Distanz zwischen Erde und Sonne. Die gerade Linie zeigt die erwartete Variation des Fluss aufgrund des geometrischen 1/d2 Effekts.




Falls die LMA MSW Lösung die korrekte Erklärung für die SNO/SK Daten liefert, dominieren Vakuum Oszillationen im Bereich unterhalb von 1MeV und der Mischungswinkel ist etwa (32 ± 1.6) Grad. Aus den GALLEX und GNO Daten kann man die Oszillationswahrscheinlichkeit Pee (Elektron Neutrino &/nu;e → &/nu;e) bestimmen, nachdem man die 8B und 7Be Beiträge basierend auf dem experimentell bestimmten 8B- (SNO/SK) und 7Be- (Borexino) Neutrino Flusses subtrahiert hat. Somit wurde die Oszillationswahrscheinlichkeit (nur pp Neutrinos) Pee = 0.52 ± 0.12 gefunden. Die Ergebnisse bestätigen damit das Standardmodell der Sonne und den Mechanismus der Neutrino Oszillation bei sub-MeV Energien, die anders nicht zugänglich sind.


Zusammenfassung

Radiochemische Experimente erlaubten kumulative Messungen der integrierten Neutrinointeraktionsrate (im Gegensatz zu Echtzeitmessungen, auch wurden weder Informationen über das Spektrum oder die Richtung bestimmt). Zum ersten mal konnten die niedrigenergetischen pp-Neutrinos nachgewiesen werden, was das Modell nuklearier FUsionsprozesse im Sonneninneren bestätigte. Nach langer Betriebszeit dieser Detektoren der ersten Generation (Cl, Ga) stimmte der statistische Fehler mit dem intrinsischen systematischen Fehler überein. Der Erfolg dieser Experimente implizierte ihr Ende.
Dennoch gab es weiterhin Gründe die Beobachtungen niedrigenergetischer Neutrinos fortzusetzen (GNO):

  • Kontinuierliche Überwachung der pp-Neutrinos ist eine astrophysikalische Notwendigkeit.
  • Beobachtung der pp-Neutrinos simultan zur Echtzeitbeobachtung von Beryllium-Neutrinos durch Borexino.
  • Weitere Experimente mit verschiedenen Neutrinoquellen zur Untersuchung der relevanten Wirkungsquerschnitte.


References

[1] Bahcall, Serenelli and Basu, ApJ, 621, L85 (2005)
[2] GALLEX Collaboration PL B285 (1992) 376 and PL B285 (1992) 390
[3] GALLEX Collaboration PL B342 (1995) 440
[4] GALLEX Collaboration PL B420 (1998) 114
[5] GALLEX Collaboration PL B436 (1998) 158
[6] F.Keather, PhD Thesis, Heidelberg University, 2007
[7] GNO Collaboration PL B616 (2005) 174


Sources

[1] W. Hampel: Talk at the Royal Society, London, 1994. Published in "Phil. Trans. R. Soc. Lond. A (1994) 343, 3-13"
[2] T. Kirsten: Talk at the TAUP 2007 Conference, 11-15.09.2007 Sendai, Japan


Kontakt


4) Heidelberg - Moskau

Das Heidelberg-Moskau-Experiment war eine Deutsch-Russische Kollaboration zwischen dem Max-Planck-Institut für Kernphysik und dem Kurchatov Institut in Moskau, Russland. Das Ziel war die Suche nach dem neutrinolosen doppelten β-Zerfall (0νββ) von 76Ge. Das Experiment befand sich im Gran Sasso Untergrundlabor in Italien. Es bestand aus fünf Detektoren mit einer Gesamtmasse von 10,9 kg Germanium, welches mithilfe von 76Ge zu 86 % angereichert war. Das Gran Sasso Untergrundlabor verringert den Fluss kosmischer Myonen um sechs Größenordnungen. Weitere Abschirmung wurde mithilfe von Blei, welches den Detektor umgab, erzielt. Desweiteren konnten störende Untergrundereignisse mithilfe der Puls Shape Analyse (PSA) von echten Ereignissen unterschieden werden. Eine Untergruppe der ursprünglichen Kollaboration gab einen finalen Wert der Halbwertszeit des neutrinolosen doppelten β-Zerfalls von 76Ge gefunden zu haben mit: T = (2.23 +0.44 -0.31) x 1025 years (99.97% C.L.) Dieses positive Resultat ist unter Experten schwer umstritten. Auch falls jedoch kein Signal bestätigt werden kann, ist dieses Resultat äußerst interessant, da es das bisher strengste Limit an die Halbwertszeit des neutrinolosen doppelten β-Zerfalls darstellt. Dies großen Einfluss auf Modelle zur Physik jenseits des Standardmodells wie Supersymmetrie, links-rechts symmetrische Modelle, Kompositmodelle..., welche am LHC getestet werden.

Kontakt

  • Prof. H.V. Klapdor-Klingrothaus

5) M-Cavern


M-Cavern: Micro-Chemistry Analysis of Various Extra-terrestrial and environmentally found RadioNuclides.

Scientists from MPIK have gathered wide expertise in the field of low-background physics, working in meteorite and mineral research, GALLEX/GNO, BOREXINO and LENS. Measurement devices like Ge or NaI gamma spectrometers, proportional counters, scintillation cells, mass spectrometer etc. are routinely used at LNGS and at the MPIK. Furthermore, the MPIK is equipped with an on-site Low-Level-Laboratory, providing a shelter against the hadronic constituents of cosmic rays.
In 2002 MPIK in Heidelberg, Germany and the Space Science Division, E. O. Hulbert Center for Space Science of the US. Naval Research Laboratory (a laboratory involved in many aspects of solar satellite research and space exploration) created a cooperative research project according to a proposal of F. Hartmann located at Gran Sasso: MCavern [1]. The MCavern project combines mutual expertise to create a new low background counting facility for the development of detectors and techniques. It was expected not only to be of use to the field of Particle Astrophysics, but to Fundamental Chemistry and applications in Space, Atmospheric and Ocean Science, as well.
The project comprises, in the first stage, the construction of new ultra-low background germanium detectors as well as proportional counters, a shielded counting setup, a gas and vacuum system, counter filling lines and some already existing chemistry equipment. A sample handling area and small (sub-gram) chemistry units were proposed thereafter.

Ge-spectrometers: GeMPI II and III
In the frame of the project a new GeMPI-type [2] germanium spectrometer has been constructed at the LNGS (the next - GeMPI III is under construction). The cutaway view of the detector shows (see below) the sample entry air-lock system, glove box access holes, shield (copper and lead), specially designed cryostat and liquid nitrogen dewar holding special charcoal absorbers. Samples pass through the air-lock, past a heavy sliding lead copper door and into position just above the germanium crystal whose special housing of ultra-low background parts is all fabricated by MPIK engineers and scientists. A specially constructed lead block made by INFN shields from the internal electronic components within the crystal can.
Recorded background spectra show background level which is slightly lower than that observed for GeMPI I [2].


A schematic view of the GeMPI II detector with the shield and the Rn-box. The design was based on the GeMPI detector operated by MPIK since 1998 and used for material screening in the frame of several projects like BOREXINO or LENS.

The gas counting project
The gas counting project was based on the development of a new instrumental capability:

1) to count multiple gases at the few event level, not tuned to just one specific gas
2) to separate and collect a number of different gas components from the same gas sample
3) to be able to analyze the gas content of liquids (e.g. scintillators)
4) to be able to synthesize counting gases from low level source materials

This system evolved from prior systems [3,4,5]. The basic design is that inherent in the approach of Ray Davis. The first gas line used for few atom counting of Ar was an essential feature of the Homestake Chlorine Experiment. This type of line was later modified and extended to handle the specific needs of the Gallex Experiment by Brookhaven and MPIK. The actual GALLEX lines transferred to the GNO Project (also upon which the Brookhaven group exited). A goal since then was to extend the capability to other gases. During GALLEX it was found using a dedicated "Rn counter" that few atoms of 222Rn could be processed in the GALLEX lines and counted. But the GALLEX lines as constructed were not suited to be dedicated to this purpose. In addition to these synthesis lines, there was in GALLEX a counter filling line. This line was later transported to Hall C at LNGS to support 222Rn measurements in the BOREXINO Project. This line is primitive in construction and essentially comprised of discarded parts and systems. In addition to the gases of 222Rn [6], the lines at Gran Sasso have seen limited scope handling of 133Xe, 135Xe counting as part of GALLEX tests [7]; and most significantly GALLEX studied the removal of 71As also produced as a gas. The counting of 133Xe, 135Xe later became a sub-project in the LENS arena. Some ideas to count gases from the BOREXINO scintillator (at first CO2 and 85Kr) ran into difficulties because of the lack of a separate gas facility. Since then a counter filling line at Heidelberg was modified to incorporate 85Kr counting and tests of this were quite good [8]. Even with the clearly limited capability of use of the two modified counter filling lines (the one at Gran Sasso lacking gas chromatography) Heidelberg has achieved remarkable success in contributing to low background measurement for the projects at Gran Sasso.
A diagram showing the proposed line structure and support system is shown in figure below. As mentioned the design was based on the existing devices located in Heidelberg and at Gran Sasso.


Diagram of the Gas Handling, Chromatography and Counter Filling System. The system is built up around the Chromosorb 102 column designed for efficient separation of gases with low 222Rn emanation as developed for Ar (Homestake), Ge, Xe, Rn (GALLEX, BOREXINO) and tested for Kr by H. Simgen in the BOREXINO Project. Essential features evolve since the original Brookhaven lines and the GALLEX/GNO system used in germane synthesis.


The engineering picture portrays the appearance of the counting system for the gas proportional counter set-up. The system is encased in a Radon Box cover (not shown) which is used to provide a controlled atmosphere environment along with an air lock for the insertion of counters. Shown here is one gas counter copper box inserted into a counting hole. The counter box is in a copper block made from specially shipped NOSV copper from Nord Deutsche Affinerie, currently stored underground at MPIK. The lead housing is selected from low background lead. The NRL group's engineers and scientists handle this piece of the project with MPIK engineering design assistance.

Achievements of the project
The project was officially ended in 2006. The following has been achieved:
 - Construction of the ultra-low background Ge spectrometer (GeMPI II) operated now at the Gran Sasso laboratory
 - Construction of 6 low-background miniaturized proportional counters
 - Construction of the counting system for the gas proportional counters  - Design study of a new counter filling line


References

[1] Underground Ultra-Low Background Micro-Chemistry and Counting at Gran Sasso: The M-Cavern Project, LNGS-LOI 31/03
[2] H. Neder, G. Heusser, M. Laubenstein, "Low level gamma-ray germanium-spectrometer to measure very low primordial radionuclide concentrations", Appl. Radiation and Isotopes 53 (2000) 191-195.
[3] C. Schlosser, "Germanium-Ausbeutekkontrolle und Charakterisierung von Untergrund beit ragen in Gallex Sonnenneutrino Experiment", Universitaet Heidelberg and MPIK, Heidelberg (1992).
[4] R. Wink et. al. incl. G. Heusser, T. Kirsten, Nucl. Inst. and Methods in Phys. Res. Ser. A 329 (1993) 541.
[5] W. Hampel et. al., (GALLEX Collaboration), "Gallex Solar Neutrino Observations: Results for Gallex III)", Phys. Lett. B388 (1996) 384-396.
[6] H. Simgen, Diploma Thesis, MPIK and University Heidelberg (2000).
[7] S. Pezzoni, "Non solar-neutrino production of 71Ge in Gallex", PH.D. Thesis, Max Planck Instutut fur Kernphysik, Heidelberg MPIH-V2-1995 (1995).
[8] H. Simgen, Ph. D. Thesis, MPIK and University Heidelberg (2003).



Kontakt:

 
 


Last modified: Fri 30. November 2018 at 15:32:23 , Impressum , Datenschutzhinweis