Хороший астрономический бинокль (под «хорошим» я имею в виду хорошо отрегулированный бинокль с просветленной оптикой) - отличный инструмент для наблюдения звездного неба. Легкий и компактный - он легко поместится в спортивную сумку. Его нетрудно взять с собой на дачу, в поход, просто на прогулку. А если к нему еще прилагается надежный штатив, то жизнь, можно сказать, удалась.

Основная ценность бинокля по сравнению с телескопом состоит в том, что бинокль дает широкое поле зрения . Некоторые объекты в телескоп толком не рассмотреть - они либо не помещаются целиком в окуляр, либо, занимая все поле зрения, теряют в эффектности. Это касается некоторых звездных скоплений, например, Гиад, Плеяд и скопления в созвездии Волосы Вероники. Длинные и тонкие хвосты комет нередко гораздо удобнее наблюдать в бинокль. Астеризмы и созвездия также лучше изучать в бинокль. Наконец, бинокль незаменим при наблюдениях Млечного Пути.

Многие любители астрономии относятся к биноклям снисходительно, предпочитая наблюдать в телескоп. Конечно, бинокль не сравнится с хорошим телескопом ни в мощности, ни в детальности изображения: в него не увидеть подробностей на дисках планет, да и слабые туманности лучше рассматривать в «апертуристый» Доб.

Но вот с миром звезд дело обстоит не так плохо! На небе есть сотни двойных и переменных звезд, доступных для наблюдения в бинокли. Некоторые из двойных выглядят потрясающе красиво на фоне звездных полей Млечного Пути. Опять-таки, красоту эту могут оценить только пользователи широкоугольных инструментов.

Для начала вот вам список 10 широких пар звезд, которые выглядят в бинокль просто невероятно красиво!

1. Альбирео

Альбирео (она же β Лебедя) не зря считается одной из самых популярных двойных звезд. Альбирео легко найти на небе - эта звезда отмечает в созвездии Лебедя голову птицы, ее компоненты разделяются даже в 30-мм бинокль, а цветовой контраст компонентов приводит в восторг даже бывалых наблюдателей. Даже на фотографиях, которые вообще-то не всегда способны адекватно передать цвет звезд, пара впечатляет. Что говорить о визуальных наблюдениях Альбирео!

Главный компонент системы имеет насыщенный желтый, почти оранжевый, цвет - Ричард Аллен, известный исследователь звездных имен, описал цвет этой звезды как «топазово-желтый». Ее блеск равен примерно 3 звездной величине. Голубовато-белый спутник блеском 5 m отстоит на 34″ от главной звезды. Из-за контраста голубая звездочка кажется гораздо более синего цвета, чем другие горячие звезды (включая Вегу) !

Зарисовка двойной звезды Альбирео, выполненная любителем астрономии Д. Пересом. Рисунок: Jeremy Perez

Особую красоту картине придают роскошные звездные поля Млечного Пути, которые служат фоном для этой пары. Наблюдать Альбирео можно летом и осенью по вечерам, а весной по утрам.

2. Альфа Гончих Псов

Альфа Гончих Псов , она же звезда, известная под именем Сердце Карла II, находится чуть пониже ручки ковша Большой Медведицы. Вы с легкостью найдете ее на небе практически в любое время года. Разве что в конце лета и в начале осени она находится уж очень низко над горизонтом. Компоненты в этой паре расположены в полтора раза ближе друг к другу, чем компоненты Альбирео, на расстоянии 20″. Цвет главной звезды - голубоватый, спутника - желтый.

3. Эпсилон Лиры

Знакомство с миром двойных звезд обладателю бинокля лучше всего начинать с широких пар. Сразу несколько таких пар находится в компактном и красивом созвездии Лиры. Вот одна из них: эпсилон Лиры . Это одна из самых известных двойных звезд на всем небе и, конечно, самая популярная двойная в созвездии Лиры - она неизменно упоминается во всех справочниках и путеводителях. Пара эта широкая - расстояние между компонентами составляет 208″ и отлично разделяется в бинокли (некоторые особо зоркие люди способны разделить ее и невооруженным глазом!). Прекрасный звездный фон и расположенная поблизости Вега делают эту звезду одной из тех достопримечательностей звездного неба, которую каждый любитель астрономии просто обязан увидеть в бинокль!

Звезда Эпсилон Лиры (в центре) и яркая Вега на фоне звезд Млечного Пути. Примерно такую картину увидят обладатели хорошего астрономического бинокля. Фото: Alan Dyer

Эпсилон Лиры известна как «двойная двойная» - в телескоп с апертурой свыше 70 мм каждый из компонентов легко делится еще на два. Таким образом, вы сможете вернуться к этой звезде еще раз - после того, как приобретете телескоп.

4. Дельта Лиры

Другая широкая двойная в созвездии Лиры - звезда, обозначаемая греческой буквой δ. Дельта Лиры отмечает собой левую верхнюю вершину параллелограмма, расположенного непосредственно под Вегой.

Главная звезда красного цвета имеет голубовато-белый спутник на удалении в 619″ или 10 угловых минут. Пара эта оптическая , то есть звезды физически не связаны друг с другом, а просто случайно спроецировались в одном направлении. Красоту этой паре придает окружение: яркие звезды Лиры во главе с сапфиром Веги способны украсить любую картину!

Наблюдать дельта Лиры, как и остальные упомянутые ниже двойные звезды созвездия Лиры можно весной по утрам, летом ночью, осенью по вечерам.

5. Дзета Лиры

А вот еще одна любопытная двойная в созвездии Лиры (как много интересного в этом крошечном созвездии!) - ζ Лиры. Дзета находится чуть пониже яркой Веги, образуя равнобедренный треугольник с ней и со звездой эпсилон Лиры.

Компоненты ζ Лиры разделены угловым расстоянием в 43,8″, поэтому их очень легко разделить в бинокль. Блеск звезд составляет 4,3 m и 5,6 m . У таких ярких компонентов цвет должен быть отчетливо заметен при наблюдении в бинокль или небольшой телескоп. Тем не менее, существуют разные мнения о том, какого цвета звезды в паре ζ Лиры. Часть авторов утверждает, что их цвет - бледно-желтый, другая - что белый. Но встречаются и такие описания: «золотисто-белый», «топазовый и зеленоватый», «зеленовато-белый и желтый».

А какого цвета компоненты ζ Лиры покажутся вам?

Двойная звезда Мицар (справа), Алькор (слева) и звезда Людовика (в центре) на зарисовке, сделанной по наблюдениям в 16-дюймовый телескоп. Источник: Источник: Iain P./CloudyNights.com

Возможно, начать стоило с этой пары звезд, ведь это самая известная двойная на всем ночном небе! Мицар и Алькор разделяет на небе целых 12 угловых минут; они прекрасно различимы по отдельности невооруженным глазом.

В мощный бинокль можно заметить, что Мицар сам по себе является двойной звездой. А между Мицаром и Алькором в бинокль видны еще несколько звезд, самая яркая из которых даже имеет собственное имя - Звезда Людовика. Все эти звезды, включая Звезду Людовика, являются звездами фона, прекрасно оттеняющими яркие белые компоненты Мицара и такой же белый Алькор.

7. Омикрон 1 Лебедя

На самом деле это не двойная, а тройная звезда - и все три компонента можно рассмотреть в бинокль! Находится ο¹ Лебедя к западу от Денеба, образуя с этой звездой и звездой ο² Лебедя небольшой равнобедренный треугольник.

Что поражает в этой системе - все три звезды видны достаточно широко, имеют разный блеск и разный цвет! Возможно, в небольшой 80-мм телескоп при 30 × система выглядит наиболее впечатляюще, однако и в бинокль есть, чем насладиться! Обратите внимание на цвета компонентов - оранжевый, белый и синий! Красоту картине добавляют роскошные звездные поля, ведь ο¹ Лебедя, находится в гуще Млечного Пути!

Омикрон1 Лебедя - яркая и легкодоступная для наблюдений в бинокль тройная звезда. Главный оранжевый компонент имеет поблизости два спутника - голубую (слева) и голубовато-белую (справа) звезды. Фото: Jerry Lodriguss

8. Йота Рака

Прекрасная двойная звезда, которая находится в непримечательном весеннем созвездии Рака. Ее трудно увидеть невооруженным глазом в городе из-за уличной засветки, зато в бинокль она видна отлично (на 8° повыше знаменитого рассеянного скопления Ясли).

Главная желтая звезда блеском 4 m - имеет голубоватый спутник 6,8 m на угловом расстоянии 30,7″. Благодаря цветовому контрасту пара смотрится очень красочно. А близость к скоплению Ясли поможет вам отождествить ι Рака на небе.

Зарисовка двойной звезды йота Рака. Рисунок: Jeremy Perez

Когда начинаешь задумываться, из каких глубин приходит свет звезд, испытываешь чувство восхищения. 330 лет идет свет от этой пары к Земле! Только представьте: главный компонент в этой паре, хотя и имеет такой же цвет, как Солнце, является звездой-гигантом. Будучи всего в 3,5 более массивной звездой, чем Солнце, ι Рака А в 21 раз превосходит наше дневное светило в поперечнике и испускает в 200 раз больше света! Менее массивный спутник еще не проэволюционировал - эта голубовато-белая звезда находится на Главной последовательности (как и Солнце). Звезды в системе ι Рака обращаются вокруг общего центра масс с периодом около 60000 лет.

9. Ню Дракона

В астеризме под названием Голова Дракона есть звезда ν, которую часто называют «глазами Дракона». Астеризм Голова Дракона находится, как нетрудно догадаться, в созвездии Дракона, над звездой Вега и представляет собой неправильный четырехугольник из звезд 2-й и 3-й зв. величины. ν Дракона - самая тусклая звезда в этом четырехугольнике. Наведите на нее свой бинокль!

Вы обнаружите, что звезда состоит из двух звезд одинакового блеска, разделенных расстоянием в 1 угловую минуту. Люди с очень острым зрением теоретически способны увидеть звезды по отдельности и невооруженным глазом, однако для этого нужно соблюсти несколько условий: прежде всего, выбраться далеко за город и наблюдать в очень темную и прозрачную ночь.

Компоненты ν Дракона похожи друг на друга как две капли воды - это белые звезды спектрального класса А. Пару разделяет по меньшей мере 1900 а. е., один оборот вокруг общего центра масс звезды делают примерно за 44000 лет.

10. Дельта Цефея

Немногие знают, что знаменитая переменная звезда дельта Цефея , ставшая прототипом целого класса переменных звезд-цефеид, имеет на небе оптический спутник. Бледно-голубая звездочка блеском 6,3 m находится в 41″ от главной звезды. Визуально пара напоминает Альбирео, хотя контраст между компонентами не такой сильный (δ Цефея имеет бледно-желтый цвет).

Дельта Цефея хороша тем, что на территории России и сопредельных стран ее можно наблюдать круглый год. Постарайтесь выкроить время и взглянуть на эту примечательную звезду. Обратите внимание на красивые звездные поля, которые окружают δ Цефея.

Конечно, этот небольшой список двойных звезд далеко не исчерпывает возможности вашего бинокля - как я уже сказал вначале статьи, даже в обычный 50-мм бинокль доступны для наблюдения сотни двойных и кратных звезд. Пройдитесь по этому списку, найдите описываемые звезды, рассмотрите их не торопясь. Возможно, вы по-настоящему проникнитесь красотой этих объектов. Тогда, возможно, данный список послужит отправной точкой для ваших будущих изысканий!

В таблице ниже суммирована общая информация о двойных звездах. Обозначения: m1 и m2 - звездная величина компонентов; ρ - угловое расстояние между компонентами; Угол - позиционный угол, отсчитываемый по отношению к направлению на север; далее указаны координаты и цвета звезд.

Post Views: 4 391

> Двойные звезды

– особенности наблюдения: что это такое с фото и видео, обнаружение, классификация, кратные и переменные, как и где искать в Большой Медведице.

Звезды на небосклоне зачастую формируют скопления, которые могут быть густыми или, напротив, рассеянными. Но иногда между звездами возникают и более прочные связи. И тогда принято говорить о двойных системах или двойных звездах . Также их называют кратными. В таких системах звезды оказывают друг на друга непосредственное влияние и эволюционируют всегда вместе. Примеры таких звезд (даже с наличием переменных) можно найти буквально в самых известных созвездиях, например, Большой Медведице.

Открытие двойных звезд

Открытие двойных звезд стало одним из первых достижений, сделанных с помощью астрономического бинокля. Первой системой данного типа была пара Мицар в созвездии Большой Медведицы, которая была открыта астрономом из Италии Ричолли. Поскольку во Вселенной находится невероятное количество звезд, ученые решили, что Мицар не может быть единственной двойной системой. И их предположение оказалось полностью оправданным будущими наблюдениями.

В 1804 году Вильям Гершель, знаменитый астроном, который вел научные наблюдения в течение 24 лет, издал каталог с подробным описанием 700 двойных звезд. Но и тогда не было сведений о том, есть ли физическая связь между звездами в такой системе.

Маленький компонент "высасывает" газ из большой звезды

Некоторые ученые придерживались точки зрения о том, что двойные звезды зависят от общей звездной ассоциации. Их аргументом был неоднородный блеск составляющих пары. Поэтому складывалось впечатление, что их разделяет значительно расстояние. Для подтверждения или опровержения этой гипотезы потребовалось измерения параллактического смещения звезд. Эту миссию взял на себя Гершель и к своему удивлению выяснил следующее: траектория каждой звезды имеет сложную эллипсоидную форму, а не вид симметричных колебаний с периодом в полгода. На видео можно наблюдать эволюцию двойных звезд.

В данном видеоматериале представлена эволюция тесной двойной пары звезд:

Вы можете поменять субтитры, нажав на кнопку "cc".

Согласно физическим законам небесной механики два связанных гравитацией тела передвигаются по орбите эллиптической формы. Результаты исследования Гершеля стали доказательством предположения о том, что в двойных системах есть связь силы тяготения.

Классификация двойных звезд

Двойные звезды принято группировать на следующие виды: спектрально-двойственные, двойные фотометричные, визуально-двойные. Данная классификация позволяет составить представление о звездной классификации, однако не отражает внутреннюю структуру.

С помощью телескопа можно с легкостью определить двойственность визуально-двойных звезд. Сегодня существуют данные о 70 000 визуально-двойных звезд. При этом только 1% из них точно обладают собственной орбитой. Один орбитальный период может иметь продолжительность от нескольких десятилетий до нескольких веков. В свою очередь, выстраивание орбитального пути требует немалых усилий, терпения, точнейших расчетов и длительных наблюдений в условиях обсерватории.

Зачастую научное сообщество обладает информацией лишь о некоторых фрагментах передвижения по орбите, а недостающие участки пути они реконструируют дедуктивным методом. Не стоит забывать, что плоскость орбиты, возможно, наклонена относительно луча зрения. В данном случае видимая орбита серьезно отличается от реальной. Конечно, при высокой точности расчетов можно рассчитать и истинную орбиту двойных систем. Для этого применяются первый и второй законы Кеплера.

Мицар и Алькор. Мицар - двойная звезда. Справа - спутник Алькор. Между ними всего один световой год

Как только определяется истинная орбита, ученые могут вычислить угловое расстояние между двойными звездами, массу и их период вращения. Нередко для этого используется третий закон Кеплера, который помогает найти и сумму масс компонентов пары. Но для этого нужно знать расстояние между Землей и двойной звездой.

Двойные фотометрические звезды

О двойственной природе таких звезд можно узнать только по периодическим колебаниям из блеска. Во время своего движения звезды такого типа по очереди загораживают друг друга, поэтому их нередко называют затменно-двойными. Орбитальные плоскости данных звезд приближены к направлению луча зрения. Чем меньше площадь затмения, тем ниже блеск звезды. Изучив кривую блеска, исследователь может рассчитать угол наклона плоскости орбиты. При фиксации двух затмений на кривой блеска будут два минимума (снижения). Период, когда отмечаются 3 последовательных минимума на кривой блеска, называют орбитальным периодом.

Период двойных звезд продолжается от пары часов до нескольких суток, что делает его более коротким по отношению к периоду визуально-двойных звезд (оптические двойные звезды).

Спектрально-двойственные звезды

Через метод спектроскопии исследователи фиксируют процесс расщепления спектральных линий, которое происходит в результате эффекта Доплера. Если один компонент является слабой звездой, то в небе можно наблюдать лишь периодическое колебание позиций одиночных линий. Данный метод применяет только тогда, когда компоненты двойной системы находятся на минимальном расстоянии и их идентификация с помощью телескопа осложнена.

Двойные звезды, которые можно исследовать через эффект Доплера и спектроскоп, именуют спектрально-двойственными. Однако далеко не каждая двойная звезда носит спектральный характер. Оба компонента системы могут сближаться и отдаляться друг от друга в радиальном направлении.

Согласно результатам астрономических исследований, большая часть двойных звезд располагаются в галактике Млечный Путь. Соотношение одинарных и двойных звезд в процентах рассчитать крайне сложно. Действуя через вычитание, можно вычесть количество известных двойных звезд из общего числа звездного населения. В этом случае становится очевидным, что двойные звезды составляют меньшинство. Однако данный метод нельзя назвать очень точным. Астрономам известен термин «эффект отбора». Чтобы зафиксировать двойственность звезд, следует определить их главные характеристики. В этом пригодится специальное оборудование. В ряде случаев, зафиксировать двойные звезды крайне сложно. Так, визуально двойные звезды нередко не визуализируются при значительном расстоянии от астронома. Иногда невозможно определить угловое расстояние между звездами в паре. Для фиксации спектрально-двойственных или фотометрических звезд требуется тщательно измерить длины волн в спектральных линиях и собрать модуляции световых потоков. В этом случае блеск звезд должен быть достаточно сильным.

Всё это резко уменьшает количество звезд, пригодных для изучения.

Согласно теоретическим разработкам, доля двойных звезд в звездном населении варьируется от 30% до 70%.

Двойными звездами в астрономии называют такие пары звезд, которые заметным образом выделяются на небе среди окружающих звезд фона близостью своих видимых положений. В качестве оценок близости видимых положений принимают следующие границы угловых расстояний r между компонентами пары, зависящие от видимой звездной величины m.

Типы двойных звезд

Двойные звезды подразделяют в зависимости от способа их наблюдений на визуально-двойные, фотометрические двойные, спектрально-двойные и спекл-интерферометрические двойные звезды.

Визуально-двойные звезды. Визуально-двойные звезды представляют собой довольно широкие пары, уже хорошо различимые при наблюдениях с телескопом умеренных размеров. Наблюдения визуально-двойных звезд производятся либо визуально с помощью телескопов, снабженных микрометром, либо фотографически с помощью телескопов-астрографов. Типичными представителями визуально-двойных звезд могут служить звезды? Девы (r=1? -6? , период обращения P=140 лет) или хорошо известная любителям астрономии близкая к Солнцу звезда 61 Лебедя (r=10? -35? , P P=350 лет). К настоящему времени известно около 100000 визуально-двойных звезд.

Фотометрические двойные звезды. Фотометрические двойные звезды представляют собой очень тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких дней по орбитам, радиус которых сравним с размерами самих звезд. Плоскости орбит этих звезд и луч зрения наблюдателя практически совмещаются. Эти звезды обнаруживают по явлениям затмений, когда одна из компонент проходит впереди или сзади другой относительно наблюдателя. К настоящему времени известно более 500 фотометрических двойных звезд.

Спектрально-двойные звезды. Спектрально-двойные звезды, так же как и фотометрические двойные, представляют собой очень тесные пары, обращающиеся в плоскости, образующей с направлением луча зрения наблюдателя малый угол. Спектрально-двойные звезды, как правило, не удается разделить на компоненты даже при использовании телескопов с самыми большими диаметрами, однако принадлежность системы к этому типу двойных звезд легко обнаруживается при спектроскопических наблюдениях лучевых скоростей. Типичным представителем спектрально-двойных звезд может служить звезда? Большой Медведицы, у которой наблюдаются спектры обеих компонент, период колебаний 10 дней, амплитуда около 50 км/с.

Спекл-интерферометрические двойные звезды. Спекл-интерферометрические двойные звезды открыты сравнительно недавно, в 70-х годах нашего века, в результате использования современных больших телескопов для получения спекл-изображений некоторых ярких звезд. Пионерами спекл-интерферометрических наблюдений двойных звезд являются Э. Мак Алистер в США и Ю.Ю. Балега в России. К настоящему времени методами спекл-интерферометрии измерено несколько сотен двойных звезд с разрешением r ?,1.

Исследования двойных звезд

Долгое время считалось, что планетарные системы могут формироваться только вокруг единичных звезд, подобных Солнцу. Но в своей новой теоретической работе доктор Алан Босс (Alan Boss) из Отделения земного магнетизма (DTM) института Карнеги показал, что планеты могут быть и у множества других звезд - от пульсаров до белых карликов. В том числе и у двойных и даже тройных звездных систем, которые составляют две трети всех звездных систем в нашей Галактике. Обычно двойные звезды расположены на расстоянии 30 а.е. друг от друга - это приблизительно равно расстоянию от Солнца до планеты Нептун. В предыдущей теоретической работе д-р Босс высказывал предположение, что гравитационные силы между звездами-компаньонами будут препятствовать формированию планет вокруг каждой из них, сообщает Carnegie Institution. Однако охотники за планетами недавно обнаружили планеты-газовые гиганты, подобные Юпитеру, вокруг двойных звездных систем, что привело к пересмотру теории формирования планет у звездных систем.

01.06.2005 На конференции Американского астрономического общества астроном Тод Стромайер из Летно-космического центра им. Годдарда космического агентства NASA представил доклад о двойной звезде RX J0806.3+1527 (или сокращенно - J0806). Поведение этой пары звезд, которые относятся к классу белых карликов, явно указывает на то, что J0806 является одним из самых мощных источников гравитационных волн в нашей галактике Млечный Путь. Упомянутые звезды вращаются вокруг общего центра тяжести, причем расстояние между ними составляет всего лишь 80 тыс. км (это в пять раз меньше расстояния от Земли до Луны). Это самая маленькая орбита среди известных двойных звезд. Каждый из этих белых карликов по массе примерно вдвое легче Солнца, но по размерам они сходны с Землей. Скорость движения каждой звезды вокруг общего центра тяжести составляет более 1,5 млн. км/час. Причем, наблюдения показали, что яркость двойной звезды J0806 в оптическом и рентгеновском диапазоне длин волн меняется с периодом 321,5 секунды. Скорее всего, это и есть период орбитального вращения звезд, входящих в двойную систему, хотя нельзя исключать вероятность того, что упомянутая периодичность является следствием вращения вокруг собственной оси одного из белых карликов. Еще следует отметить, что каждый год период изменения яркости J0806 уменьшается на 1,2 мс.

Характерные приметы двойных звезд

Центавра состоит из двух звезд - a Центавра А и a Центавра В. а Центавра А имеет параметры, почти аналогичные параметрам Солнца: Спектральный класс G, температура около 6000 K и такую же массу и плотность. a Центавра В имеет массу на 15% меньше, спектральный класс K5, температуру 4000 K, диаметр 3/4 солнечного, эксцентриситет (степень вытянутости эллипса, равная отношению расстояния от фокуса до центра к длине большей полуоси, т.е. эксцентриситет окружности равен 0 – 0,51). Период обращения – 78,8 года, большая полуось – 23,3 а. е., плоскость орбиты наклонена к лучу зрения под углом 11, центр тяжести системы приближается к нам со скоростью 22 км/c , поперечная скорость 23 км/c, т.е. общая скорость направлена к нам под углом 45o и составляет 31 км/c. Сириус, как и a Центавра, тоже состоит из двух звезд – А и В, однако в отличие от неё обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и, следовательно, значительно большую температуру (A-10000 K, B- 8000 K). Масса Сириуса А – 2,5Mсолнца, Сириуса В – 0,96Mсолнца. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он почти такой же, как Земля. Между тем масса у него почти такая же, как и у Солнца. Следовательно, белый карлик имеет огромную плотность - около 10 59 0 кг/м 53 0.

А.А. Прохоров

Изотопы 100 Mo, 82 Se и эксперименты NEMO, MOON, AMoRE

Введение

100 Mo → 100 Ru +2e − + 2 e
82 Se→ 82 Kr +2e − + 2 e

На рис. 1.1 и 1.2 изображены схемы двойного β-распада для 100 Mo и 82 Se . Одной из особенностей изотопа 100 Mo является распад не только на основное состояние 100 Ru, но также и на возбужденное состояние 0 1 + , что позволит проверить массу нейтрино, если будут получены данные от распада ββ0ν.

Рис. 1.1. Схема двойного β-распада изотопа 100 Mo

Рис. 1.2. Схема двойного β-распада изотопа 82 Se

Одно из важнейших преимуществ 100 Mo и 82 Se с точки зрения эксперимента по поиску ββ0ν-распада является высокая энергия ββ-перехода (Q ββ (100 Mo) = 3034 кэВ и Q ββ (82 Se) = 2997 кэВ). Согласно правилу Сарджента вероятность β-распада ядра в единицу времени для ультрарелятивистских электронов (для нерелятивистских электронов сохраняется так же пропорциональность, но зависимость выглядит сложнее) принимает простой степенной вид:

λ = 1/τ = Q β 5

С точки зрения эксперимента, большое значение энергии Q ββ снижает проблему фона, поскольку естественный радиоактивный фон резко падает при энергии выше 2615 КэВ (энергия γ-квантов от распадов 208 Tl из цепочки распадов 232 Th).
Естественное содержание изотопа 100 Mo в молибдене около 9.8 %, но с помощью центрифуг можно обогатить молибден нужным нам изотопом до 95%. Кроме того возможно производство 100 Mo в больших количествах, необходимых для эксперимента. Недостатками этих изотопов являются небольшие периоды полураспада по каналу ββ2ν, что означает повышенный неустранимый фон от двухнейтринного распада .

(100 Mo) = (7.1 ± 0.6)·10 18 лет
(82 Se) = (9.6 ± 1.1)·10 19 лет

По этой причине необходимо высокое энергетическое разрешение детектора для регистрации ββ0ν-распада.

1. Эксперимент NEMO

Эксперимент NEMO (N eutrino E ttore M ajorana O bservatory) − эксперимент по двойному β-распаду и поиску безнейтринного двойного β‑распада, включает уже проведенные эксперименты NEMO - 1,2,3 и строящийся на данный момент эксперимент SuperNEMO.
Эксперимент NEMO-3 по двойному β-распаду начался в феврале 2003 года и закончился в 2010 году. Целью данного эксперимента являлось обнаружение безнейтринного (ββ0ν) распада, поиск эффективной майорановской массы нейтрино на уровне 0.1 эВ, а также точное изучение двойного бета-распада (ββ-распада) с помощью детектирования двух электронов в 7 изотопах:

В эксперименте применялось прямое детектирование двух электронов ββ‑распада в трековой камере и калориметре. Детектор измерял треки электронов, реконструировал полную кинематику событий. Данная концепция начала разрабатываться в 90-х годах. Исследовались технологии очистки материала детектора и источника, для подавления фона. Это было необходимо для эффективного выделения сигнала из полученных данных, потому что ββ0ν-распад имеет большой период полураспада. Разрабатывались трековые камеры из гейгеровских ячеек и калориметры. В начале были построены два прототипа NEMO-1 и NEMO-2, которые показали работоспособность и эффективность данных элементов детектора. С помощью детектора NEMO 2 исследовались источники и величина фона, были проведены измерения ββ2ν-распадов нескольких изотопов. Все это позволило создать детектор NEMO-3, работающий на тех же принципах, но с более низким уровнем радиоактивного фона и использовать в качестве источников ββ-изотопов, общей массой до 10 кг.

1.1. Внутреннее строение детектора NEMO-3

Детектор NEMO-3 работает в подземной лаборатории Модана во Франции, расположенной на глубине 4800 м в.э.(водного эквивалента) (глубина подземной лаборатории в метрах водного эквивалента означает толщину слоя воды, который ослабляет поток космических мюонов в той же степени, что и расположенный над лабораторией слой горных пород). Детектор цилиндрической формы состоит из 20 одинаковых секторов. Фольги образуют вертикальный цилиндр диаметром 3.1м и высотой 2.5м, который делит на 2 части трековый объем детектора. Пластиковые сцинтилляторы покрывают вертикальные стенки трекового объема детектора и пространство на крышках цилиндра. Калориметр состоит из 1940 блоков пластиковых сцинтилляторов, соединенных с низкофоновыми ФЭУ. Детектирование гамма-излучения позволяет измерить внутреннюю радиоактивность фольг источников и распознать фоновые события. Детектор NEMO-3 идентифицирует электроны, позитроны, альфа-частицы, т.е. проводит прямое детектирование низкоэнергетических частиц от естественной радиоактивности.

Рис. 2. Детектор NEMO-3 без оболочки. 1 − фольга источник, 2 − пластиковые сцинтилляторы,
3 − низкофоновые ФЭУ, 4 − трековые камеры

1.2. Сцинтилляторный калориметр

Для измерения энергии частиц и времени их пролета в объеме трековой камеры используются пластиковые сцинтилляторы. Калориметр состоит из 1940 счетчиков, каждый из которых состоит из пластикового сцинтиллятора, световода и низкофонового ФЭУ (усиление ФЭУ выбирается так, чтобы можно было регистрировать частицы с энергиями до 12 МэВ). Сцинтилляторы расположены внутри газовой смеси трековой камеры, что сводит к минимуму потери энергии при детектировании электронов. ФЭУ закреплены за пределами трековой камеры. ФЭУ служат для измерения радиоактивности фольг источников и отделения фоновых событий.

1.3. Трековый детектор

Трековый объем детектора состоит из 6180 открытых дрейфовых трубок (ячеек) длиной 2.7 м, которые работают в гейгеровском режиме. Эти ячейки расположены концентрическими слоями вокруг фольги с источниками - с каждой стороны от фольги по 9 слоев. На рис. 3 изображен один сектор трековой камеры и элементарная ячейка в поперечном разрезе, образующая правильный восьмиугольник диаметром 3 см.
Когда заряженная частица пересекает ячейку, происходит ионизация газа, при этом образуется примерно 6 электронов на см вдоль траектории. Расположение анодной и катодных проволочек приводит к неоднородному электрическому полю, поэтому все электроны дрейфуют с разной скоростью к анодной проволочке. Измеряя время дрейфа можно восстановить поперечную координату частицы в ячейке. Лавина вблизи анодной проволочки образует плазму, движущуюся с постоянной скоростью к катодным электродам. По разности времен регистрации катодных сигналов вычисляют вертикальную координату. Таким образом с помощью трековой камеры и калориметра можно измерить траектории частиц и время пролета.

Рис. 3 Сверху: вид сверху на один сектор трековой камеры с подробным изображением гейгеровской ячейки. Снизу: вид сбоку на гейгеровскую ячейку.

1.4. Источники ββ-распада

Так как детектор состоит из 20 секторов, то имеется возможность проводить эксперименты одновременно с различными изотопами. Для отбора изотопов были рассмотрены следующие критерии:

• естественная распространенность изотопа в природе (не менее 2%)
• достаточная энергия перехода (для увеличения вероятности перехода и эффективного подавления фона)
• уровень фона вокруг области энергии перехода
• значения ядерных матричных элементов ββ2ν и ββ0ν мод распада
• возможность уменьшения радиоактивного загрязнения изотопов.

Рис. 4. Расположение ββ-изотопов в детекторе с указанием массы изотопа

С помощью этих критериев были отобраны следующие изотопы:

100 Mo, 82 Se, 96 Zr, 48 Ca, 116 Cd, 130 Te, 150 Nd

Фольги изготовлялись в виде узких полос длиной около 2.5 м и шириной 65 мм. Таким образом в каждом секторе содержится по 7 таких полос. На рис.4 показано расположение изотопов в детекторе с указанием общей массы каждого изотопа в детекторе.

1.5. Магнитная система и защита

Между сцинтилляторным калориметром и защитой из железа расположена цилиндрическая обмотка, создающая магнитное поле в трековом объеме детектора (25 Гс) с силовыми линиями вдоль вертикальной оси детектора. Применение магнитного поля в детекторе позволит различать e − и е + . Защита из железа окружает магнитную обмотку и покрывает верхние и нижние торцы детектора. Толщина железа 20 см. На рис. 6 изображена внешняя защита детектора. После прохождения через обмотку и железную защиту остаются около 5% событий e − e + и e − e − .

Рис. 6. Внешнее строение и защита детектора NEMO-3

Нейтронная защита замедляет быстрые нейтроны до тепловых, уменьшает количество тепловых и медленных нейтронов. Она состоит из 3-х частей: 1 − парафин толщиной 20 см под центральной башней сцинтилляторов, 2 − дерево толщиной 28 см, которое покрывает верхний и нижний торцы детектора, 3 − 10 резервуаров с борированной водой толщиной 35 см, разделенных прослойками из дерева, окружает наружную стенку детектора. Также используется времяпролетная методика для отделения электронов, возникающих вне фольги источника.

1.6. Регистрация событий двойного β-распада и фон

ββ событие регистрируется по двум реконструированным электронным трекам, выходящим из общей вершины в фольге источнике. Треки должны иметь кривизну, соответствующую отрицательным зарядам. Энергия каждого электрона, измеренная в калориметре должна быть больше 200 КэВ. Каждый трек должен попасть в отдельную пластину сцинтиллятора. Также для отбора используется времяпролетная характеристика трека − с помощью ФЭУ измеряется задержка между двумя сигналами электронов и сравнивается с оценкой разности времени пролета для электронов. Фон в данном эксперименте может быть разбит на 3 группы: внешнее γ-излучение, радон внутри трекового объема, образованный в урановой цепочке в скальных породах и внутреннее радиационное загрязнение источника.

1.7. Очищение источника от природных примесей

Т.к. детектор NEMO-3 предназначен для поиска редких процессов, то он должен иметь фон на очень низком уровне. Фольга источника должна быть очищена от радиоактивных изотопов, а оставшаяся радиоактивность естественных элементов должна быть точно измерена. Наибольшими источниками фона являются 208 Tl и 214 Bi, энергии распада которых близки к интересующей нас области распада 100 Mo. Для детектирования такого низкого фона был разработан низкофоновый детектор BiPo, предназначенный для исследования слабых радиоактивных загрязнений 208 Tl и 214 Bi в больших образцах . Принцип работы детектора основан на регистрации так называемого процесса BiPo − последовательности распадов радиоактивных изотопов висмута и полония, которые сопровождаются испусканием заряженных частиц. Этот процесс является частью цепи радиоактивных распадов урана и тория естественной радиоактивности. Энергии электронов и
α-частиц, рождающихся в этих распадах, достаточны для того, чтобы надежно регистрировать их в детекторах на основе пластмассовых сцинтилляторов, а средние времена жизни промежуточных изотопов не превышают нескольких сотен мкс, что позволяет последовательно регистрировать распады. Детектор будет регистрировать совпадения во времени и пространстве сигналов от электронов β-распада изотопов висмута и сигналов от α-частиц изотопов полония. На рис. 7 представлены радиоактивные распады в процессе BiPo.

Рис. 7. Схема радиоактивных распадов процесса BiPo

1.8. Результаты экспериментов

В таблице 1 приведены результаты периодов полураспада для ββ2ν-моды распада для распадов 100 Mo в 100 Ru на основное 0 + и возбужденное 0 1 + состояния, распадов 82 Se, 96 Zr. Отношение S/B - отношение сигнала распада к фону, в периодах полураспада T 1/2 (2ν) указаны ошибки: первая статистическая, вторая систематическая.

Таблица 1. Результаты измерений периода полураспада для изотопов 100Mo, 82 Se, 96 Zr в эксперименте NEMO-3 для распада ββ2ν

Изотоп	Время измерения, дни	Количество 2ν событий	S/B	T 1/2 (2ν), лет
100 Mo	389	219000	40	(7.11±0.02±0.54)·10 18
100 Mo - 100 Ru(0+)	334.3	37	4
82 Se	389	2750	4	(9.6±0.3±1.0)·10 19
96 Zr	1221	428	1	(2.35±0.14±0.19)·10 19

К настоящему времени в эксперименте EMO-3 не было зарегистрировано ни одного ββ0ν-распада. Были получены нижние пороги периода полураспада по данному каналу для каждого изотопа. Результаты приведены в таблице 2.

Таблица 2. Результаты измерений периода полураспада для изотопов 100 Mo, 82 Se, 96 Zr в эксперименте NEMO-3 для распада ββ0ν

В случае ββ0ν-распада в спектре электронов ожидался пик в области энергии Q ββ ββ-распада. На рис. 8 изображены спектры электронов для изотопов 100 Mo и 82 Se. Эти распределения показывают хорошее совпадение данных экспериментов с теоретическими предсказаниями. На рис. 9 представлен фрагмент спектров из рис.8, но в области энергии ββ0ν-распада.

Рис. 8. Спектр электронов, слева для 100 Mo,справа для 82 Se. Статистика за 1409 дней. Гипотетическое распределение 0ν представлено в виде кривой в области энергии ββ0ν-распада (гладкая кривая в области энергий 2.5-3 МэВ) .

Рис.9. Спектр электронов в области энергии β-распада, слева для 100 Mo, справа для 82 Se. Статистика за 1409 дней. Гипотетическое распределение 0ν представлено в виде кривой в области энергии ββ0ν-распада (гладкая кривая) .

Полученные данные дают более низкий период полураспада по каналу ββ0ν, чем это было предсказано теоретически. В результате данного эксперимента было получены ограничения на эффективную массу Майорановских нейтрино для: < 0.45-0.93 эВ,
< 0.89-2.43 эВ.
В детекторе NEMO-3 так же проводился поиск ββχ 0 0ν - распада с учетом существования гипотетической частицы, имеющей название голдстоуновский бозон. Этот безмассовый голдстоуновский бозон возникает из-за нарушения (B-L) симметрии, где B и L, соответственно барионное и лептонное число. Возможные спектры двух электронов для различных мод ββχ 0 0ν - распадов показаны на рис. 10. Здесь − спектральное число. которое определяет вид спектра. Например, для процесса с испусканием одного Майорана n = 1, для 2ν моды n = 5, для массивного Майорана n = 2, для двух Майоранов ββχ 0 χ 0 0ν соответствует n = 3 или 7.

Рис. 10. Спектры энергии электронов для различных мод:
ββχ 0 0ν (n = 1 и 2), ββ2ν (n=2), ββχ 0 χ 0 0ν (n = 3 и 7) для 100 Mo

Никаких доказательств, что ββχ 0 0ν -распад происходил, нет. Были получены пределы периодов полураспада для 100 Mo, 82 Se, 94 Zr, теоретически рассчитанные для процесса с испусканием одного Майорана. Теоретические пределы составили T 1/2 (100 Mo) > 2.7·10 22 лет, T 1/2 (82 Se) > 1.5·10 22 лет,
T 1/2 (94 Zr) > 1.9·10 21 лет.
Т.о. в эксперименте были получены только нижние пределы периода полураспада для безнейтринного двойного β-распада. Поэтому было решено построить на основе NEMO-3 новый детектор, который содержал бы намного большую массу изотопа и имел более эффективную систему детектирования − SuperNEMO.

1.9. SuperNEMO

Эксперимент SuperNEMO − это новый проект, который использует трековые и калориметрические технологии проекта EMO-3 при увеличенных массах ββ изотопов. Строительство этого детектора началось в 2012 году в подземной лаборатории в Модене. К октябрю 2015 года были успешно установлены трековые модули. В 2016 году планируется осуществить окончательный монтаж и ввод в эксплуатацию, а к началу 2017 года получить первые экспериментальные данные.
Детектор будет измерять треки электронов, вершины, время пролета, реконструировать полную кинематику и топологию события. Идентификация гамма и альфа частиц, а также отделение e − от e + с помощью магнитного поля, являются основными моментами для подавления фона. SuperNEMO также сохраняет важную особенность детектора NEMO-3. Эта особенность заключается в отделении источника двойного β-излучения от детектора, что позволяет изучать различные изотопы вместе. Новый детектор содержит в себе 20 секций, каждая из которых может вмещать в себя около 5-7 кг изотопов. Сравнение основных параметров для детекторов SuperNEMO и NEMO 3 представлены в таблице 3.

Таблица 3. Сравнение основных параметров NEMO 3 и SuperNEMO

На рис. 11 изображены модули детектора SuperNEMO. Источником являются тонкие пленки
(~40 мг/cм 2) внутри детектора. Они окружены трековыми камерами и калориметрами, закрепленными на внутренних стенках детектора. Трековый объем содержит более, чем 2000 дрейфовых трубок, работающих в гейгеровском режиме и расположенных параллельно фольгам. Калориметрическая система состоит из 1000 блоков, которые покрывают большую часть поверхности детектора .

Устройство трековой системы аналогично трековой системе в детекторе NEMO 3. Был создан прототип детектора SuperNEMO, состоящий из 90 дрейфовых трубок и были проведены измерения космических лучей. Эксперименты показали требуемое пространственное разрешение (0.7 мм в радиальной плоскости и 1 см в продольной). SuperNEMO состоит из 4 модулей (на рис. 1 слева изображены 4 модуля), в каждом из которых будет находиться около 500 дрейфовых трубок, содержащих газовую смесь из гелия, этанола и аргона. Выбор изотопа для SuperNEMO был направлен на максимизацию сигнала от распада ββ0ν, над фоном, создающимся от распада ββ2ν и других событий. Под такой критерий отбора подходит 82 Se (Q = 2995 кэВ), обладающий большим периодом полураспада по каналу ββ2ν.

2. Эксперимент MOON

Эксперимент MOON (M o O bservatory O f N eutrinos) − эксперимент по поиску безнейтринного двойного β-распада, включающий себя уже проведенные фазы − I,II,III и готовящуюся к запуску фазу IV. Поиск эффективной майорановской массы нейтрино происходит на уровне 0.03 эВ. Также в этом эксперименте изучаются низкоэнергетические солнечные нейтрино.

2.1. Устройство детектора

Детектор MOON - высокочувствительный детектор для измерения отдельных ββ-распадов, их точку распада и углы вылета, а также γ-излучение. Детектор MOON состоит из многоуровневых модулей, как показано на рисунке 12. Один блок детектора состоит из 17 модулей.

Рис.12. Детектор MOON. Один блок состоит из 17 модулей. 1 модуль имеет 6 сцинтилляторных пластин и 5 наборов координатных детекторов, состоящих из 2х слоев .

Каждый модуль состоит из:

1. 6 пластиковых сцинтилляторных пластин (PL) для измерения ββ энергии и времени. Сцинтилляционные фотоны собираются фотоумножителями (PMT), которые расположены вокруг пластиковых сцинтилляторных пластин;
2. 5 наборов координатных детекторов (имеются 2 типа: PL-fiber и Si-strip), состоящих из нижнего и верхнего слоя (один отвечает за X - координату, другой за Y - координату) для определения координаты вершины и угла вылетающих частиц ββ-распада. PL-fiber - детектор, состоящий из параллельно расположенных полос сцинтиллятора. Si-strip - детектор, состоящий из кремниевых стрипов;
3. толстая пластина детектора, состоящего из aI, для детектирования γ-излучения.
4. 5 тонких пленок-источников ββ-излучения, которые расположены между слоями координатного детектора.

Два e − от источника ββ-излучения измеряются при условии совпадения треков в верхнем и нижнем слое координатного детектора с верхней и нижней сцинтилляторными пластинами. Все остальные события в этих детекторах в модуле служат активным фильтром для подавления фона от γ-излучения, нейтронов и альфа-частиц. Пластина NaI служит для измерения γ-квантов, образующихся при распаде 100 Ru из возбужденного состояния 0 1 + , при ββ-распаде 100 Mo на возбужденное состояние.
Каждая сцинтилляторная пластина имеет размеры 1.25м ×1.25м ×0.015м, каждый слой
PL-fibers/Si-strips - детектора 0.9м × 0.9m × 0.3mm, в то время как размеры пленки-источника 0.8м × 0.85м с плотностью 0.05 гр/см 2 . Таким образом, в одной пленке содержится 0.36 кг изотопа, в одном модуле 1.8 кг, и 30 кг приходится на один блок в детекторе.
Энергетические разрешение имеет решающее значение для снижения фона от ββ2ν- распада, в области сигнала от ββ0ν - распада. Разрешение
σ ≈ 2.1% достигается при 3 МэВ (энергия β-распада для 100 Mo) для маленького PL (6 см × 6 см × 1 см). Хорошее разрешение ожидается и для больших PL. Такое разрешение требуется, чтобы получить чувствительность в диапазоне ≈ 50 − 30 мэВ. Улучшение разрешения до σ ≈ 1.7% было достигнуто путем усовершенствования сцинтилляторных пластин и ФЭУ. PL-fibers/Si-strips - детектора имеют энергетическое разрешение 2.3% и пространственное 10 - 20 мм 2 .
Многомодульная структура детектора MOON с хорошим энергетическим и пространственным разрешением имеет высокую эффективность для отбора ββ0ν событий и подавления фона. MOON является небольшим детектором ~ 0.4 м 3 /кг, который на несколько порядков меньше строящегося детектора SuperNEMO.

2.2. Изотопы и фон в эксперименте MOON

В детекторе MOON используются обогащенные изотопы 82 Se и 100 Mo. Обогащение до 85% каждого изотопа происходит с помощью центрифуг. Используя 6000 центрифуг и 40 стадий разделения, каждый день получается около 350 г изотопа 100 Mo, т.е. за 5 лет около 0.5 т.
Одним из основных источников фона в эксперименте является загрязнение изотопами 208 Tl и 214 Bi. Подземная лаборатория находится на уровне 2500 м в.э. Фоном от космического излучения могут являться мюоны высоких энергий и нейтроны, образованные в реакции захвата мюона. От таких нейтронов образуются γ-кванты с энергией больше 3 МэВ, которые могут создавать большой фон в диапазоне энергий ββ0ν -распада. Но система детектирования сигнала из сцинтилляционных и координатных детекторов значительно подавляет эти фоновые компоненты.

2.3. Результаты экспериментов

Эксперимент MOON проходил в 3 фазы.
Фаза I: 1 блок детектора (0.03 т изотопа) для поиска майорановской массы нейтрино в диапазоне ≈ 150 мэВ для изотопа 100 Mo.
Фаза II: 4 блока (0.12 т) в диапазоне ≈ 100-70 мэВ.
Фаза III: 16 блоков (0.48 т) в диапазоне ≈ 30-40 мэВ.
На рис. 14 приведен суммарный спектр электронов ββ2ν и ββ0ν распадов в области энергий безнейтринного распада. На графике показано теоретическое предсказание для безнейтринного распада, полученное методом Монте-Карло. В теоретических предсказаниях был учтен фон от загрязнения источника другими изотопами и от космических лучей, которые также были рассчитаны с помощью метода Монте-Карло.

Таблица 4. Нижние границы периодов полураспада и инвариантная масса нейтрино для всех фаз для изотопов 82 Se и 100 Mo эксперимента MOON

Из рис.14 видно, что пик теоретического распределения для ββ0ν - распада соответствует 0.6 t y, т.е. 0.6 событий в тонну на год.

Таблица 5. Оценки для различных фонов в эксперименте MOON

2.4. Перспективы

В ближайшем будущем планируется запустить фазу IV эксперимента MOON, которая будет содержать 32 блока с массой изотопа примерно 1т. Улучшаются методы очищения изотопов от естественных примесей и совершенствуется энергетическое разрешение детекторов, что позволит проводить поиски массы нейтрино в безнейтринном двойном β-распаде в диапазоне ≈ 10-30 мэВ.

3. Эксперимент AMoRE

Эксперимент AMoRE (A dvanced Mo based R are process E xperiment) − это новый эксперимент, в котором будет использоваться кристалл 40 Ca 100 MoO 4 в роли криогенного сцинтиллятора для изучения безнейтринного двойного бета-распада изотопа 100 Mo. Он будет располагаться в подземной лаборатории ЯнгЯнг в Южной Корее. Одновременное считывание фононных и сцинтилляционных сигналов должно подавлять внутренний фон. Предполагаемая чувствительность эксперимента, который будет использовать 100 кг 40 Ca 100 MoO 4 и накапливать данные в течении
5 лет, будет T 1/2 = 3·10 26 лет, что соответствует эффективной массе Майорановских нейтрино в диапазоне ~ 0.02 − 0.06 эВ. Т.к. про обоснование выбора изотопа молибдена было уже сказано, а экспериментальных данных еще нет, то обсудим устройство детектора и принципиальные отличиях этого эксперимента от экспериментов NEMO и MOON.

3.1. Устройство детектора

На рис.15. изображен прототип криогенного детектора с 216 г кристалла 40 Ca 100 MoO 4 и MMC (металлический магнитный калориметр) для проверки чувствительности детектора. Кристалл 40 Ca 100 MoO 4 , 4 см в диаметре и 4 см по высоте, был установлен внутри медного каркаса и закреплен с помощью тефлоновых пластин. На рис. 16 изображена схематическая работа детектора. При взаимодействии заряженной частицы в сцинтилляторе появляется сцинтилляционный и фононный сигналы. В эксперименте детектируются оба сигнала, а затем проводится их анализ. для подавления фона от альфа-частиц от поверхностного и приповерхностного загрязнения.

Рис. 15. Прототип криогенного детектора с 216 г кристалла CaMoO 4 и MMC (металлический магнитный калориметр)

Рис.16. Схематическое представление работы криогенного детектора при регистрации сигнала.

Тонкая золотая пленка, которую выпаривали на одной стороне кристалла, служит коллектором фононов. Для измерения температуры (фононного сигнала) абсорбера (в данном случае золотой пленки) в эксперименте используется детектор из парамагнитных материалов - металлические магнитные калориметры (MMC). Эти калориметры, находясь в постоянном магнитном поле, изменяют свою намагниченность при изменении температуры. Из закона Кюри-Вейса следует гиперболическая зависимость намагниченности от температуры при постоянном магнитном поле. Намагниченность MMC считывается системой магнитных магнетометров − SQUID. Связь между золотой пленкой и ММС осуществляется с помощью тонких золотых контактов.
Когда частица попадает в диэлектрический материал, большая часть энергии преобразуется в фононы. Высокая энергия фононов с частотами, которые близки к частоте Дебая образуются изначально, но они быстро распадаются из-за ангармонических процессов на более низкие частоты. Основные ангармонические процессы: рассеяние на изотопах, неупругие рассеяния на примесях и поверхностях кристаллов. Таким образом, фононы в данных процессах изменяют температуру. При температурах ниже 20–50 К движение фононов становится баллистическим, такие фононы могут попасть на золотую пленку и передать свою энергию электронам. В самой золотой пленке температура повышается в многочисленных электрон-электронных рассеяниях. Эти изменения температуры регистрируются металлическими магнитными калориметрами. Размеры пленки золота и количество золотых контактов были определены на основе термический модели для достижения эффективной передачи тепла. Золотая пленка имеет диаметр 2 см, толщину 200 нм и дополнительно золотой рельеф на одной из поверхностей 200 нм, для увеличения поперечной теплопроводности вещества.
Этот прототип был установлен в надземной лаборатории Kriss (Корейский научно - исследовательский институт). Криогенный холодильник, в котором находился прототип, был окружен 10 см свинцовой защиты для уменьшения фона от γ-излучения. Детектор ММС эффективно работает в интервале температур 10 - 50 мК. При таких температурах усиливается сигнал, т.к. увеличивается чувствительность магнитного калориметра, а теплоемкость уменьшается. Недостатком является то, что при таких температурах разрешающая способность детектора уменьшается из-за любого некоррелированного механизма, к которым относятся температурные флуктуации. В эксперименте с данным прототипом, учитывая фон от космических мюонов и внешнего γ-излучении, была выбрана температура 40 мК, как наиболее оптимальная. Разрешения детекторов для исследуемой области энергий меньше 1% (в районе 10 кэВ), что и требовалось достичь, чтобы эксперимент имел необходимую чувствительность.

3.2. Преимущества кристалла 40 Ca 100 MoO 4

1. Калориметрический детектор, который в то же время является источником сигнала, который нужно регистрировать, высокая эффективность (около 90%) регистрации полезных событий;
2. Высокое содержание рабочего изотопа (около 50% по массе) в кристалле;
3. Специальная технология производства (метод Чохральского) позволяет добиться высокой чистоты выращиваемых кристаллов, существенное снижение внутреннего фона от изотопов 208 Tl и 214 Bi (один из основных источников фона в экспериментах EMO и MOON);
4. Энергетическое разрешение, сравнимое с разрешением полупроводниковых детекторов
   (3-6 кэВ для фононного режима), подавлен вклад от фона ββ2ν-распада;
5. Высокая высвечиваемость фотонов при сверхнизких температурах (до 9300 фотонов/МэВ);
6. Из-за специального строения детектора (сцинтиллятор является также и источником) возможность эффективного подавления внешнего фона;
7. Возможность дальнейшего увеличения масштабов эксперимента, путем добавлениям монокристаллов в установку;
8. Возможность производства в больших масштабах изотопа молибдена 100 Mo, имеются достаточные запасы 40 Ca, обедненного по изотопу 48 Ca .

Рис. 17. Кристалл CaMoO 4

3.3. Планы и перспективы проекта AMoRE

1. AMoRE-I: AMoRE - 1кг изотопа, скоро будет запущен и достигнет чувствительности детектора NEMO-3 T 1/2 = 1.1·10 24 лет, < 0.3–0.9 эВ и планируется, что он будет набирать данные в течение 1 года;
2. AMoRE-I: 10 кг изотопа, планируется построить в течение 3х лет, чувствительность
   T 1/2 = 3·10 25 лет, < 50–160 мэВ;
3. AMoRE-II: при удачном эксперименте AMoRE планируется построить AMoRE-II с 200кг изотопа, который будет собирать данные в течение 5 лет и иметь чувствительность
   T 1/2 ≈ 10 27 лет, < 10–30 мэВ.