Detektor Super Kamiokande

Pierwszy eksperyment potwierdzający zachodzenie oscylacji wykonał zespół złożony ze 114 naukowców i studentów pochodzących z 23 ośrodków naukowych w Japonii i Stanach Zjednoczonych. W tym zespole znalazła się również Polka – Danuta Kiełczewska z Instytutu Fizyki Uniwersytetu Warszawskiego. Jak na to wskazuje sama nazwa, eksperyment został oparty na doświadczeniach poprzednio wykonanego KM III i należy do obserwatorium ICRR w Kamioce.

Detektor Super Kamiokande znajduje się około 1000 m pod ziemią (co równoważy około 2700 m osłony wodnej) w nieczynnej obecnie kopalni Mozumi. Miejsce to nie jest przypadkowe. Poza tym, że należy do Kamioka Mining and Smelting Company związanej od dawna z projektem Kamiokande, to również korzystna dla naukowców jest wartość promieniowania naturalnego w tym miejscu. Tło wynosi tam tylko około jednego neutronu na rok.
Detektor został ukończony w 1995 r. Jest on podobnie jak w KM III zbiornikiem wodnym w kształcie walca, jednak tym razem dużo potężniejszym – 41.4 m wysokości i 39.3 m średnicy. Zawiera on ponad 50 000 ton wody rozmieszczonej w dwu częściach – po 32 i 18 tys. ton w odpowiednio wewnętrznej i zewnętrznej części zbiornika. Część zewnętrzna służy do osłony przed tłem (kosmiczne miony i niewielka promieniotwórczość naturalna otoczenia detektora).

Ściany wewnętrznego zbiornika pokryto ponad 11 tysiącami fotopowielaczy mogącymi wykryć nawet pojedyncze fotony promieniowania Czerenkowa. Zostały one wyprodukowane jako prezent dla projektu SK przez HAMAMATSU Co. Aby zwiększyć dokładność modułów PMT powierzchnię ścian za nimi pokryto białymi arkuszami polietylenu nie pochłaniającymi światła, wprowadzono również korekcję sprawności fotopowielacza (przy późniejszych obliczeniach), a w celu wyeliminowania wpływu ziemskiego pola magnetycznego na działanie PMT w detektorze wbudowano 26 zestawów cewek Helmholtza. Jednak pomimo tego rejestruje się zaburzenia przy pomiarach pochodzące z określonego punktu na wschodzie od detektora, spowodowane asymetrią ziemskiego pola magnetycznego.
Zbiornik detektora napełniono na początku 1996 roku (zdjęcie).


Rezultaty 535 dni pomiarów zostały po raz pierwszy przedstawione na konferencji Neutrino `98 w Takayamie (4-9 czerwca 1998). W ciągu pierwszych 300 dni pomiarów zarejestrowano więcej neutrin niż podczas przeszło 2000 dni badań dawnego Kamiokande.
Wyniki przewidywano przy pomocy odpowiedniego oprogramowania i symulacji Monte Carlo. Do zbadania hipotetycznego zjawiska oscylacji wykorzystano neutrina powstające w atmosferze ziemskiej. Tworzą się one głównie w dwóch reakcjach:
oraz
Można zatem prosto obliczyć, że neutrin (i antyneutrin) typu mionowego jest dwa razy więcej niż elektronowych. W obliczeniach przyjęto błąd dla tej wielkości rzędu 5%. Wyznaczono również inny stosunek. Miał on służyć do porównania wartości zmierzonej strumienia odpowiednich cząstek z wartościami przewidzianymi symulacją MC.
Można więc zapisać:
gdzie czynnik oznaczony indeksem DATA to stosunek strumieni neutrin mionowych i elektronowych zmierzony w doświadczeniu, a MC to identyczny stosunek przewidziany z pomocą komputera. Gdyby w przypadku neutrin nie zachodził proces oscylacji, to wyznaczone R byłoby jednością, więc uzasadniona mniejsza wartość R mogłaby być dowodem istnienia mieszania typów cząstek, celem eksperymentu było jej dokładne wyznaczenie. Późniejsze opracowanie wyników ustaliło wielkość R na 0.66 ±0.06 (stat.) ±0.08 (syst.), co daje około 30 procentowy deficyt.
Istnieje przy tym problem rozróżnienia, czy zauważone przez fotopowielacze reakcje zostały wywołane przez neutrina elektronowe czy mionowe. Otóż można to określić z 99% pewnością, wykorzystując do tego nazwijmy to aktywność danej cząstki. Mion powstający po zderzeniu neutrina mionowego z wodą słabo reaguje z otoczeniem, zatem nie porusza się zbytnio na swojej drodze do PMT. Co innego w przypadku elektronu. Oddziałuje on na tyle silnie, że dają się wykryć nieregularności stożka promieniowania Czerenkowa wywołane jego ruchem.
Dzięki systemowi fotopowielaczy możliwe jest dokładne określenie z jakiego kierunku nadleciało reagujące neutrino (pozwoliło to nawet na uzyskanie pierwszej „fotografii” Słońca w świetle neutrinowym, na której biała barwa odpowiada największej liczbie zarejestrowanych cząstek).
Rejestrowany strumień podzielono na dwie zasadnicze części – cząstki, które przybyły prosto z atmosfery (po przebyciu ok. 20 km) i te przybywające „spod” detektora, czyli podróżujące około 13 000 km przez wnętrze Ziemi. Zgodnie ze wzorem na prawdopodobieństwo oscylacji, jest ono wprost proporcjonalne do przebytej przez cząstkę odległości, zatem druga część strumienia miała większą szansę zmiany generacji.
Jeżeli oscylacje naprawdę zachodzą, to wyjaśnia to również po części problem pewnych różnic pomiędzy strumieniem rejestrowanym w nocy i w dzień (Słońce nad detektorem), jakkolwiek są one niewielkie. Wykorzystano to w SK.
Do obliczeń wprowadzono również nową wielkość – asymetrię, która miała obrazować zależność między strumieniami cząstek lecących „w górę” i „w dół”.
Jeśli więc oznaczyć przez D ilość neutrin przybywających wprost z atmosfery (lecących w dół), a ilość podróżujących przez Ziemię przez U, to asymetrię A można przedstawić wzorem:
Ze względów technicznych i właściwości detektora przyjęto za strumień U te cząstki, dla których istnieje zależność –1Równanie to można by przyrównać do zera, gdyby ilość neutrin danego rodzaju w strumieniu nie zależała od kierunku, z którego przybyły. Z zebranych przez zespół SK danych udało się ustalić wartość asymetrii dla obu generacji neutrin. W przypadku neutrin elektronowych odchylenia od wartości zero są niewielkie i wynikają raczej z błędów systematycznych, jednak dla cząstek z drugiej generacji występuje wyraźna asymetria. Jej wartość wynosi:

A?= ?0.296 ±0.048 (syst.) ±0.01 (stat.)

Wynik ten można przyjąć za pewny, ponieważ wystąpiło ponad 6 odchyleń standardowych. Rysunek niżej zawiera oryginalne wykresy asymetrii w funkcji momentu wykonane przez SK:

Zgodnie z powyższymi założeniami niezerowa wartość asymetrii niezaprzeczalnie dowodzi istnienia procesu oscylacji neutrin. Co ciekawe, nie udało się wyjaśnić braku asymetrii w przypadku neutrin elektronowych. Jakby przy okazji Super Kamiokande dokonał rewolucji w fizyce cząstek – określił jako niezerowa masę przynajmniej jednego z neutrin (konieczny warunek różnego od zera prawdopodobieństwa oscylacji).