Исследование процессов двойного бета-распада 100Мо и 82Se на трековом детекторе NEMO 3 тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.04.16, кандидат физико-математических наук Васильев, Владимир Анатольевич

• Васильев, Владимир Анатольевич
• кандидат физико-математических наук
• 2005

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Васильев, Владимир Анатольевич

Введение

1 Эксперимент NEMO

1.1 Описание детектора.

1.2 Программное обеспечение для моделирования детектора и анализа данных

1.3 Энергетическая калибровка детектора.

1.4 Временная калибровка детектора и времяпролетная методика.

1.5 Возможные кал алы регистрации событий

1.6 Исследование работы детектора с помощью источников 207Bi известной активности.

2 Исследование фона в детекторе NEMO

2.1 Природа и источники фоновых событий в эксперименте NEMO

2.2 Оценка внешнего фона.

2.3 Содержание 222Rn в трековой камере.

2.4 Содержание 208Т1 в источниках и трековой камере.

2.5 Радиоактивные примеси в источниках; внутренний фон.

2.6 Фон от внешних нейтронов и гамма-квантов высокой энергии.

2.7 2е-события в медной фольге.

3 Исследование двойного бета-распада 100Мо

3.1 Двухнейтринный двойной бета-распад 100Мо.

3.1.1 2е-события в Мо.

3.1.2 Элементы теории двухнейтринного /3/3-распада.

3.1.3 Анализ 2р2и распада 100Мо.

3.2 Поиск безнейтринного двойного бетаграспада.

3.2.1 2е-события большой энергии 3 МэВ); массовый механизм и существование правых токов.

3.2.2 Поиск безнейтринного двойного бета-распада с испусканием майорона(ов) методом максимального правдоподобия.

4 Исследование двойного бета-распада 82Se

4.1 Двухнейтринный двойной бета-распад 82Se.

4.1.1 2е-события в Se 4.1.2 Анализ 2/?2v распада 82Se.

4.2 Поиск безнейтринного двойного бета-распада 82Se. а 4.2.1 2е—события большой энергии 3 МэВ); массовый механизм и примесь правых токов.

4.2.2 Поиск безнейтринного двойного бета-распада с испусканием май-орона(ов) методом максимального правдоподобия.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование процессов двойного бета-распада 100Мо и 82Se на трековом детекторе NEMO 3»

Нейтринная физика является в настоящее время одним из приоритетных и бурно развивающихся направлений физики элементарных частиц. Такая ситуация сложилась благодаря ряду блестящих результатов, полученных в последние годы и подтвердивших существование нейтринных осцилляций.

Впервые об обнаружении нейтринных осцилляций в 1998 году заявила ксшлабо-рация Super-Kamiokande [1]. Она исследовала потоки нейтрино, рожденные космическими лучами в атмосфере. В результате наблюдений был зарегистрирован дефицит потока I/ц по сравнению с йе. Их отношение оказалось почти вдвое меньше предсказанного, причем величина расхождения зависела от направления импульса частиц. Дефицит оказался более ярко выраженным для нейтрино, летящих снизу вверх, по сравнению с горизонтальными нейтрино, то есть зависел от длины пройденного частицей пути. Это послужило веским аргументом в пользу гипотезы осцилляций.

Следующим важным достижением оказалось решение проблемы нехватки солнечных нейтрино. Впервые эта проблема возникла во время измерения потока солнечных нейтрино в хлор-аргонном эксперименте [2]. Наблюдаемый поток ие оказался заметно меньше предсказанного. Позднее дефицит был подтвержден экспериментами SAGE, GALLEX, Kamiokande и др. (см. обзор [3]). Ключом к решению оказался эксперимент SNO. Измерение потока солнечных нейтрино с помощью реакций заряженного и нейтрального тока в этом эксперименте показало, что полный поток солнечных нейтрино всех типов (ие, v^ и ит) больше потока электронных нейтрино (ие) и в целом согласуется с предсказанием солнечной модели. Тем самым был доказан факт осцилляций нейтринных ароматов, подтверждена гипотеза осцилляций нейтрино в веществе солнца по механизму Михеева-Смирнова-Всшьфенштейна [4] (так называемое MSW-LMA решение) и измерены соответствующие параметры: разность масс нейтрино Дт| и угол смешивания sin220o [5].

Наконец, в эксперименте KamLAND [б] с реакторными антинейтрино были обнаружены осцилляции с теми же параметрами Am2 и sin2 29, что и для солнечных нейтрино.

Из факта существования нейтринных осцилляций неизбежно следует существование у нейтрино массы, что подхлестнуло интерес к экспериментам по ее измерению и, в частности, к поиску безнейтринного /?/3-распада (2/30г/). Кроме проблемы массы нейтрино, 2/ЗОи распад тесно связан со следующими фундаментальными вопросами физики элементарных частиц (см. обзоры [7, 8, 9]):

• несохранение лептонного числа;

• природа массы нейтрино (майорановская или дираковская);

• иерархия масс нейтрино;

• существование правых токов в слабом взаимодействии;

• нарушение CP-четности в нейтринном секторе;

• существование майорона;

• структура хиггсовского сектора;

• суперсимметрия;

• существование лептокварков;

• существование тяжелого стерильного нейтрино;

• составное нейтрино.

Идея /5/9-распада возникла почти сразу после создания теории /3-распада. Еще в 1935 г. М. Гепперт-Майер [10] впервые указала на возможность существования реакции

A,Z) {A,Z + 2) + 2е- + 2Р. (1)

В 1937 г. Э. Майорана показал [11], что возможно существование нейтрино, которое тождественно своей античастице - антинейтрино, при этом выводы теории слабого взаимодействия остаются верны. Такой тип нейтрино принято называть майо-рановским в противовес дираковскому (и ф Р) и их разделение имеет смысл в случае ненулевой массы нейтрино.

Позднее, в 1939 г., Фари [12] обратил внимание на то, что для майорановских нейтрино возможен процесс безнейтринного /3/3-распада

A,Z) (A,Z + 2) + 2e". (2)

В этом случае происходит нарушение лептонного числа (AL = 2) и данный процесс запрещен в рамках стандартной модели. Переход идет как бы в две стадии: в начале испускаются первый электрон и виртуальное антинейтрино, которое, в силу своей тождественности нейтрино, тут же поглощается ядром и индуцирует испускание второго электрона. Поскольку слабое взаимодействие имеет (V-A) структуру, кроме тождественности v и Р требуется переворот спина виртуального Ре. Вероятность этого события, а следовательно и амплитуда 2/?0i/ распада, пропорциональна массе нейтрино.

Таким образом, измерение 2/30и распада позволяет косвенным образом получить информацию о массе нейтрино и его природе (майорановская или дираковская частица), что и обуславливает интерес к поиску этого процесса в течении последних 65 лет.

Позднее были сформулированы другие возможные механизмы 2f30v распада. Например, при наличии правых токов в лагранжиане слабого взаимодействия, обмена суперсимметричными частицами и т.д. Однако эти возможности нельзя рассматривать отдельно от массового механизма. Экспериментальное обнаружение реакции (2) неизбежно означает, что нейтрино - массивная майорановская частица [13, 14].

Другая интересная возможность - это /J/3-распад с испусканием майорона:

A, Z) ->• (A,Z + 2) + 2е~ + (3)

Существование массивного майорановского нейтрино означает несохранение лептонного числа, и одна из возможностей это сделать - спонтанное нарушение глобальной (B-L) симметрии. При этом возникает безмассовый голдстоуновский бозон (майорон), связанный с нейтрино. Майорон может играть существенную роль в истории ранней вселенной и в эволюции звезд - с чем и связан интерес к этой частице.

Несмотря на то, что модель стандартного триплетного майорона была опровергнута в эксперименте LEP по измерению ширины распада Z0 бозона [15], по-прежнему возможно существование синглетного майорона [14]. Кроме того, существуют "нестандартные" модели, содержащие безмассовые бозоны, связанные с нейтрино, и нарушающие сохранение лептонного заряда, которые не противоречат данным LEP [16, 17,18,19, 20, 21]. По аналогии такие частицы также принято называть "майоро-нами".

Вследствие малости константы слабого взаимодействия /?/?-распад, как процесс более высокого порядка, наблюдаем только тогда, когда обычный /3-распад либо запрещен по энергии, либо сильно подавлен. Существует примерно 36 ядер, для которых возможны -переходы [22].

Экспериментально разрешенный /J/J-распад с испусканием (анти) нейтрино был впервые обнаружен в геохимических экспериментах с 130Те [23] в конце 40-х годов. В 1967 г., также в геохимическом эксперименте, был открыт 2/3-распад 82Se [24]. И только в 1987 году 2/32v распад 82Se был измерен в прямом эксперименте М. Моу при помощи время-проекционной камеры (ТРС) [25].

В настоящее время 2/32и мода распада измерена для 10-ти ядер (см. табл. 1). Следует отметить большие статистические ошибки этих измерений, связанные с чрезвычайно низкой скоростью процесса. Тем не менее, прецизионное измерение параметров 2/?2i/ распада важно для теории строения атомного ядра и техники расчета ядерных матричных элементов (ЯМЭ) fifi перехода.

Наблюдать безнейтринный /3/3-распад проще с экспериментальной точки зрения, т.к. это - двухчастичный распад. Сигнал представляет собой пик в полном (суммарном) спектре с энергией, равной энергии /5/3 перехода (рис. 1), и шириной, определяемой разрешением установки. Однако, в силу малой массы нейтрино обнаружить его до сих пор не удалось. В таблице 1 приведены нижние пределы для Тф" нескольких ядер, измеренные на сегодняшний день.

Часть коллаборации Гейдельберг-Москва (эксперимент с 76Ge в лаборатории Гран-Сасо) полагает, что в их спектре есть указание на существование искомого пика 1 [26, 27]. Но стоит отметить, что пока этот результат не может считаться статистически значимым (согласно оценке авторов, пик превышает уровень фона на и 4а). Кроме того, появилась обширная критика полученного результата [28, 29, 30], к тому же альтернативный анализ части данных существование пика не подтверждает [31].

Как видно (табл. 1), наибольший прогресс с точки зрения чувствительности к 2/ЗОг^ и массе нейтрино был достигнут в эксперименте Гейдельберг-Москва [32], который в данный момент уже прекратил набор статистики, но продолжает обработку полученных данных. Две другие крупные установки, Cuorecinno [33] (болометр из кристаллов Те02) и NEMO 3 [34, 35, 36], находятся в стадии набора данных.

Разрабатывается также целый ряд экспериментов с планируемой чувствительностью к массе нейтрино на уровне (0.03-0.1) эВ, которые находятся в стадии развития, и, возможно, будут осуществлены в ближайшем будущем (см. обзоры [37]). Среди них можно выделить проект Super-NEMO [38], который является логичным продолжением NEMO 3. В настоящее время коллаборация начала R&D по улучшению

Сказывается период полураспада = [1.19lo 6] * Ю25 лет, что соответствует массе нейтрино (m„) = 0.44l^4 эВ. Ошибки даны в интервале Зет. энергетического разрешения сцинтилляционного калориметра. 3 ф л

I .0 с о 00 со S о

CL с:

72(32р 2(Зхх 20х п=5 2/^х п=1 /Г\ п=3

1000 1500 2000 2500 3000

Е, КэВ

Рис. 1: Спектры полной энергии электронов для пяти типов двойного бета-распада 100Мо (двухнейтринный, безнейтринный, безнейтринный с испусканием майорона). п - т. н. спектральный индекс, определяющий форму спектра (см стр. 79)

Двойной бета распад с испусканием майорона(ов) отличается от 2f32v распада по форме спектра полной энергии электронов (рис. 1). Его поиски на сегодняшний день также не дали положительных результатов, а установленные для различных ядер пределы даны в табл. 1.

Как уже отмечалось, наибольший энтузиазм вызывает массовый механизм безнейтринного /3/3-распада, в связи с открытием ненулевой массы нейтрино. В этом случае скорость распада зависит от массы нейтрино как (^г)2' 1м°"12 • (4) где: Gqv - кинематический фазовый объем конечных лептонов, вычисляемый аналитически, Мо„ - матричный элемент ядерного перехода (ЯМЭ), в расчетах которого существуют большие неопределенности, и (т„) - "эффективная" масса нейтрино.

Так как в силу смешивания нейтрино вклад в амплитуду распада могут давать все три массовых состояния, то т„) = i=l hil^il2 + m2\Ua\2eia" + т3|£/ез|2е<аз11 ■

5)

Здесь, Uа - элементы матрицы смешивания, а 12^13 ~ CP-нарушающие майора-новские фазы. В настоящее время достаточно точно измерены параметры смешивания, отвечающие за солнечные и атмосферные осцилляции. Например, анализ всех имеющихся данных, включая KamLAND и SNO, дает для осцилляций солнечных нейтрино [39, 40]:

Дт|| ~ (7.4 - 9.2) • 10"5 эВ2 , 90% д.в. sin% ~ (0.23 - 0.38) , 90% д.в. (6)

А последний анализ атмосферных осцилляций [41] и результатов эксперимента К2К [42] подтверждает максимальное смешивание (sin200 = 1) и дает разность масс [43]:

Arr^|~ (1.55- 2.60) • 10"3 эВ2 , 90% д.в. (7)

Не хватает третьей пары параметров, чтобы полностью описать все осцилляции. Комбинированный анализ данных SK, CHOOZ и KamLAND в предположении смешивания трех нейтрино дает ограничение на угол [39]: sin20i3 < 0.047, 90% д.в. (8)

Однако сущесвтвует неопределенность в значении Am 13. Поэтому возможны следующие случаи иерархии масс: 1) нормальная иерархия (NH) Ami2 = Am© и mi,2 «С т3, 2) обратная иерархия (IH) Ami2 = Am а и mi С тг.з, 3) вырожденная иерархия (QD) m! ~ ~ m3 ~ т0 и > Am2, Дт|.

В работе [44] тщательно проанализированы все три случая и показано, что, используя известные параметры осцилляций, можно получить следующие предсказания на эффективную массу нейтрино в зависимости от иерархии масс:

1ЮГЯ<5.3 мэВ (9) т„)|/я~9-51 мэВ (10)

1ЮГ>43 мэВ. (11)

Таким образом, в существующих экспериментах имеется потенциальная возможность наблюдать безнейтринный /3/3-распад в случае реализации сценария вырожденной иерархии масс. При этом существует ограничение сверху на возможное значение mо из тритиевых экспериментов [45]: mVe < 2.2 эВ. Еще одно ограничение сверху на массу дают космологические модели. В частности, в рамках наиболее популярной модели холодной темной материи (CDM), изучая флуктуации распределения вещества во вселенной (например по каталогу галактик), можно сделать заключение о суммарной массе всех нейтрино. При этом параметры самой модели CDM фиксируются прецизионными измерениями флуктуаций реликтового излучения (последние данные спутника WMAP). Необходимо отметить, что результат анализа зависит от исходных предположений. Стоит выделить работу [46], которая базируется на данных WMAP, каталоге SDSS и минимальном количестве исходных предпосылок. Полученное ограничение: mi + 7712 + тз < 1.7 эВ, 95% д.в. И работу [47], в которой суммируется большое количество информации помимо WMAP и SDSS, и получено ограничение т\ + т2 + т3 < 0.42 эВ, 95%. Это означает, что га0 < (0.13 — 0.58) эВ.

Основной целью эксперимента NEMO З2 является поиск безнейтринного /3/3-распада с планируемой чувствительностью ~ 1025 лет [34, 35], что соответствует майора-новской массе нейтрино порядка (0.1-0.3) эВ. Потенциально детектор имеет возможность наблюдать эффект в случае реализации вырожденной иерархии масс с (mnu) > 0.1 эВ. Эта область значений массы нейтрино еще не до конца исследована, а в свете последних заявлений части коллаборации Гей дел ьберг-Москва об обнаружении 2/30и она представляет большой интерес. Принципиальными особенностями детектора являются реализация схемы детектор ф мишени, что позволяет измерять сразу несколько изотопов, а также наличие трековой части и калориметра, что позволяет детектировать два электрона непосредственно. В этом состоит неоспоримое преимущество по сравнению с калориметрическими экспериментами типа германиевого детектора или болометра, где искомый пик может быть вызван, например, неизвестной линией гаммагизлучения или другим фоном. Изучение топологии событий (наличие е~, е+, а и у излучения) позволяет эффективно измерять и подавлять фон.

Данная работа посвящена анализу части данных, касающихся 100Мо и 82Se, полученных детектором NEMO 3 после более чем года измерений.

Диссертация состоит из настоящего Введения, четырех глав и Заключения.

В Главе 1 описан детектор NEMO 3 и принципы его работы. Приведены результаты измерений параметров детектора и методика его калибровки. Описано про

2Аббревиатура расшифровывается как Neutrino Ettore Majorana Observatory

Таблица 1: Сводка основных положительных результатов по измерению 2/?2v распада (рекомендованные средние значения согласно [48]), а также лучшие результаты по поиску 2/30^ и 2/Зх° распадов и соответствующие пределы на эффективную май-орановскую массу нейтрино (ти) и константу связи майорона с нейтрино (gee)

Ядро лет [48] Tf/Г лет, 90% д.в. (mv), эВ ТУ лег, 90% д.в. (9ee), 10"4

48 Са [4.2i2;£] • 1019 > 6.8 • 1021 [49] <22-28 > 7.2 • Ю20 [50] < 4.3-8.5

76Ge [1.421°;°?]' Ю21 > 1.9 • 1025 [32] < 0.33 - 0.86** > 6.4 • 1022 [32] < 1.2 - 3.0**

82Se [9.5 ± О.З^б]' Ю19* > 1.7-1023 * < 1.3 - 2.8** > 1.5 • 1022 * <0.7-1.4**

96 Zr [2.1t°;tl • Ю19 > 1 • 1021 [51] <23 > 3.9 • Ю20 [51] < 2.6 юоМо [7.36 ± 0.44] • 1018 * > 2.9 • 1023 * < 0.8 - 1.3** > 1.8 • 1023 * < 0.5 - 0.8**

116Cd [з.з t°0i\ • Ю19 > 1.7 • 1023 [52] < 1.4 - 2.5** > 8 • 1021 [52] < 1.0-1.7** i28Te [2.5 ± 0.4] • 1024 > 2 • 1024 [53] < 1.8 - 3.1** > 2 • 1024 [53] < 0.7 - 1.2**

130Te [0.9 ± 0.15] • 1021 > 7.5 • 1023 [54] < 0.6 - 1.6** > 3.1 • 1021 [55] < 2.1 - 4.0**

136 Xe > 2.4 • 1021 [56] > 4.4 • 1023 [57] < 1.8-5.2 > 7.2 • 1021 [57] < 1.3-3.8 i50Nd [7.0 ± 1.7] • 1018 > 1.4 • 1021 [58] < 8.5 - 30 > 2.6 • Ю20 [58] < 2.2 - 5.5 Результат, полученный в данной работе.

Ограничение на (ш„) и (дее) вычислены с использованием фазового объема из [59] и ЯМЭ из [60, 61]. граммное обеспечение для анализа данных. Приводятся примеры событий различной конфигурации, детектируемые в эксперименте. Исследованы систематические погрешности детектора.

В Главе 2 освещены вопросы, связанные с фоном в детекторе NEMO 3. Обсуждаются различные источники фона: сам детектор, радон снаружи установки и в трековой камере, радиоактивные примеси в источниках. Строится модель фона, проверяется, насколько хорошо она описывает экспериментальные данные в различных каналах регистрации событий. Исследован сигнал от медной фольги, установленной специально для изучения фоновых условий.

Глава 3 данной диссертации целиком посвящена /3/3-распаду 100 Мо. Измеряется период полураспада в двух-нейтринной моде и устанавливаются нижние пределы на различные варианты безнейтринного ^-распада. Установлены ограничения на массу нейтрино, существование майорона и примесь правых токов в слабом взаимодействии.

В Главе 4 производится аналогичное исследование изотопа 82Se. В Заключении суммированы основные физические результаты диссертации.

Заключение диссертации по теме «Физика атомного ядра и элементарных частиц», Васильев, Владимир Анатольевич

Заключение

В диссертации были получены следующие основные результаты:

I. Исследованы характеристики детектора NEMO 3.

С помощью источников 207Bi было проведено исследование энергетического разрешения детектора. Найдена эмпирическая форма зависимости разрешения от энергии электронов. С помощью источников 207Bi известной активности проведена абсолютная калибровка эффективности детектора, выработаны правила отбора событий, минимизирующие систематические расхождения между расчетами методом Монте-Карло и измерениями.

П. Разработано программное обеспечение для анализа данных.

Весь набор программ: программа предварительного анализа данных (за исключением части, касающейся реконструкции треков), программа отбора событий и построения соответствующих распределений, программы анализа в PAW для сравнения расчетов методом Монте-Карло и экспериментальных данных - был разработан автором.

III. Исследованы фоновые условия в детекторе NEMO 3.

Была построена модель, описывающая внешний фон в детекторе. По e7-ext и e77-ext каналам определены активности радиоактивных примесей в ФЭУ и других частях детектора. Разработана методика определения 214Bi по е7-каналу и проведено измерение его содержания в объеме детектора и на поверхности источников. Была разработана методика определения 208Т1 по e77-int и e777-int каналам. Измерено его содержание в фольге источника и в трековом объеме детектора. Разработана методика измерения примесей в источниках ряда изотопов /3-распадчиков: 234тРа, 211РЬ, 207Т1, 210РЬ. Измерено их содержание в образцах молибдена, селена и меди.

Сверх того, что эти наработки использовались для оценки фона при исследовании /3/3-распада 100Мо и 82Se, они будут использоваться в дальнейшем при анализе остальных источников, установленных в NEMO 3.

IV. В диссертации были получены следующие основные физические результаты по /3/3-распаду.

1. Исследован /3/3-распад 100Мо.

• Набрана самая большая в мире статистика по 2fi2v распаду 100Мо - 98730 событий. Выполнено наиболее точное измерение периода полураспада: тф" = [7-36± 0.03 (стат.) ±0.43 (сист.)] • 1018 лет |JWgr(0+)| = 0.138 ±0.004

• Измерены спектры энергий отдельных электронов, полной энергии и распределение угла между электронами в /3/3-распаде.

• Установлено доминирование нижнего 1+ уровня промежуточного ядра 100Тс в амплитуде распада (SSD модель [85]).

• Установлен новый, лучший в измерениях с 100Мо, предел на безнейтринный /9/9-распад за счет массового механизма. Получен предел на эффективную массу майорановского нейтрино: 2.9 • 1023 лет; (т„) < (0.8 - 1.3) эВ, 90% д.в.

• Установлен новый нижний предел на безнейтринный /3/3-распад за счет примеси правых токов в слабом взаимодействии и соответствующий верхний предел на параметр А. 1.8 • Ю23 лет; Л < (1.5 - 2.0) • 10~6, 90% д.в.

• Установлены новые лучшие пределы на безнейтринный /3/3-распад с испусканием майорона. Исследованы различные модели, приводящие к четырем видам спектров.

Щ1 > 1.8 • 1022 лет, 90% д.в. (д*е) < (0.5 - 0.8) • 10"4 Щ2 > 1.1 • 1022 лет, 90% д.в. 5.5 • 1021 лет, 90% д.в. (д*) < 3.2 .10"2 fl3?> < 1.»

TJf > 9 • 1019 лет, 90% д.в. (д™) < 2.6

2. Исследован /9/9-распад 82Se.

Выполнено наиболее точное измерение периода полураспада 82Se.

Tfjf = [9.5 ± 0.3 (стат.)*^ (сист.)] • 1019 лет \М$(0+)\ = 0.050 ±0.003

Установлен лучший в измерениях с 82Se нижний предел на безнейтринный /3/3-распад за счет массового механизма. Получен предел на эффективную массу майорановского нейтрино:

Т^ > 1.7 • 1023 лег; (mv) < (1.3 - 2.8) эВ, 90% д.в.

Установлен новый нижний предел на безнейтринный /3/3-распад за счет примеси правых токов в слабом взаимодействии и соответствующий верхний предел на параметр Л.

Т1/2 > 1.1 • Ю23 лет; Л < (3.2 - 3.8) • Ю-6 90% д.в.

Установлены новые лучшие пределы на безнейтринный /3/3-распад с испусканием майорона. Исследованы различные модели, приводящие к четырем видам спектра:

Tffi > 1.5 • 1022 лет, 90% д.в. (д*) < (0.7 - 1.4) • 10~4 Щ2 > 6.2 ■ 1021 лет, 90% д.в. Щ3 > 2.5 • 1021 лет, 90% д.в. (д*е) < 7.5 • 10"2 < 2.5

Tf/f > 5 • Ю20 лет, 90% д.в. (д™) < 2.3

В заключение считаю необходимым выразить свою благодарность научному руководителю доктору физико-математических наук А. С. Барабашу за всестороннюю помощь и поддержку во время выполнения работы, ценные замечания и советы. Автор искренне признателен за помощь в работе и плодотворное сотрудничество всем участникам эксперимента NEMO и особенно профессору Сержу Жулиану, возглавляющему эксперимент. Хочется поблагодарить Лабораторию Линейного Ускорителя в Орсэ и Подземную Лабораторию Фреджюс в Модане за оказанное гостеприимство в период работы на установке.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Васильев, Владимир Анатольевич, 2005 год

1. Y.Fukuda et al., Phys. Rev. Lett 81 (1998), 1562.

2. R. Davis, Proc. Intern. Confer, on Neutrino Physics and Austrophysic (Moscow), USSR: F.I. Academy Science, 2 (1969),99.

3. A. Bellerive arXiv:hep-ex/0312045, (2003).

4. С.П. Михеев, А.Ю. Смирнов, Яд. Физ. т.42 1985,1441; L. Wolfenstein, Phys. Rev., D17 (1978), 2369.

5. SNO collaboration, arXiv:nucl-ex/0309004, (2003).

6. K. Eguchi et al., Phys. Rev. Lett. 90 (2003), 021802.

7. H.V. Klapdor-Kleingrothaus, J. Helling, M. Hirsch, J. Phys. G24 (1998), 483.

8. A. Faessler and F. Simkovic, Prog. Part. Nucl. Phys. 46 (2001), 233.

9. J.D. Vergados, Phys. Rep. 361 (2002), 1.

10. M. Goeppert, Phys. Rev. 48 (1935), 512.

11. E. Majorana, Nuovo cimento 14 (1937), 171.

12. W.H. Furry, Phys. Rev. 56 (1939), 1184.

13. J. Schehter and J.W.F. Valle, Phys. Rev. D 25 (1982), 2951.

14. R.N. Mohapatra and P.B. Pal, Massive neutrinos in Physics and Astrophysics, 1991 (Singapore:World Scientific).

15. J. Steinberg, Phys. Rep. 203 (1991), 345.

16. Z.G. Berezhiani, A.Yu. Smirnov, J.W.F. Valle, Phys. Lett. B291 (1992), 99.

17. C.P. Burgess, J.M. Cline, Phys. Rev. D49 (1994), 5925.

18. C.D. Carone, Phys. Lett. B308 (1993), 85.

19. P. Bamert, C.P. Bergess and R.N. Mohapatra, Nucl. Phys. B449 (1995), 25.

20. M. Hirsh et al., Phys. Lett. B372 (1996), 8.

21. R.N. Mohapatra, A. Perez-Lorenzana and C.A. de S. Pires, Phys. Lett. B491 (2000), 143.

22. К. Гротц и Г.В. Клапдор-Клайнгротхаус, "Слабое взаимодействие в физике ядра, частиц и астрофизике", 1992 (М.:Мир).

23. M.G. Inghram, J.H. Reynolds, Phys. Rev. 76 (1949), 1265; 78 (1950), 822.

24. Т. Kirsten, W. Gentner, O.A. Shaeffer, Z. Phys. 202 (1967), 203.

25. S.R. Elliot, A.A. Hahn, M.K. Мое, Phys. Rev. Lett. 59 (1987), 2020.

26. H.V. Klapdor-Kleingrothaus, A. Dietz, I.V. Krivosheina, Mod. Phys. Lett. A16 (2002), 2409.

27. H.V. Klapdor-Kleingrothaus, I.V. Krivosheina, A. Dietz, O. Chkvoretz, Phys. Lett. B586 (2004), 198; preprint hep-ph/0404088.

28. C.E. Aalseth et al., Mod. Phys. Lett. A17 (2002), 1475.

29. F. Feruglio, A. Strumina and F. Vissani, Nucl. Phys. B637 (2002), 345.

30. Yu. G. Zdesenko, F. Danevich and V.I. Tretyak, Phys. Lett. B546 (2002), 206.

31. C.T. Беляев, доклад на конференции NANP 2003, Дубна. A.M. Bakalyarov et al., preprint hep-ex/0309016.

32. H.V. Klapdor-Kleingrothaus et al., Eur. Phys. J. A12 (2001), 147.

33. C. Arnaboldi et al., COURE collaboration, Nucl. Instr. Math. A518 (2004), 775; hep-ex/0212053.

34. NEM03 proposal, preprint 94-29, LAL Orsay, 1994.

35. R. Arnold,., V. A. Vasilyev et al., NEMO Collaboration, Nucl. Instr. Meth. A536 (2005), 79.

36. S.R. Elliot and P. Vogel, Annu. Rev. Nucl. Part. Sci. 52 (2002), 115; S.R. Elliot and J. Englet hep-ph/0405078; A.C. Барабаш, Яд. физ. 67 (2004), 458.

37. А. С. Барабаш, Яд. физ. 67 (2004), 1984; Ph. Adamson et al., "Expression of Interest in the Super-NEMO double beta decay experiment", preprint http://nemo. in2p3 .fr/supernemo/eoi Super-NEMO .htm

38. A. Bandyopadhyay et al., hep-ph/0309174.

39. KamLAND collaboration, preprint hep-ex/0406035; Y. Efremenko for KamLAND collaboration, report on Neutrino 2004 conference, Paris.

40. Super-Kamiokande Coll., Y. Hayato et al., Talk at the Int. EPS Conf. on High Energy Physics, July 17-23, 2003, Aachen, Germany.

41. K2K Coll., M.H. Ahn et all., Phys. Rev. Lett. 90 (2003), 041801.

42. G.L. Fogli et al., Phys. Rev. D67 (2003), 093006; G.L. Fogli et al., hep-ph/0308055.

43. S. Pascoli, S.T. Petcov, preprint hep-ph/0310003.

44. C. Weinheimer et al., Phys. Lett. B460 (1999), 219; V.M. Lobashev et al., Phys. Lett. B460 (1999), 227.

45. M. Tegmark et al., preprint astro-ph/0310723.

46. U. Seljak et al., preprint astro-ph/0407372.

47. A.S. Barabash, Czech. J. Phys. 52 (2002), 567-573; nucl-ex/0203001.

48. K. You et al., Phys. Lett. B265 (1991), 53.

49. A.S. Barabash, Phys. Lett. B216 (1989), 257.

50. R. Arnold et al., Nucl. Phys. A658 (1999), 299.

51. F.A. Danevich et al., Phys. Rev. C68 (2003), 035501.

52. O.K. Manuel, J. Phys. G17 (1991), 221.

53. E. Fiorini, COURE collaboration, report on Neutrino 2004, Paris.

54. C. Arnaboldi et al., hep-ex/0211071.

55. Ю. M. Гаврилюк и др., Яд. Физ. 67 (2004), 2011.

56. R. Luescher et al., Phys. Lett. B434 (1998), 407.

57. V. Vasilyev, Ch. Marquet, H. Ohsumi, NEMO Collaboration, proc. for YS1-NDM03, http://ndm03.phys.sci.osaka-u.ac.jp/proc.

58. J. Suhonen and O. Civitarese, Phys. Rep. 300 (1998), 123.

59. S. Stoica, H.V. Klaprod-Kleingrothaus, Nucl. Phys. A694 (2001), 269.

60. F. Simkovic et al., Phys. Rev. C60 (1999), 055502.

61. D. Dassie et al., NEMO collaboration, Nucl. Instr. and Meth, A309 (1991), 465.

62. R. Arnold et al., NEMO collaboration, Nucl. Instr. and Meth. A354 (1995), 338.

63. D. Dassie et al., Phys. Rev. D51 (1995), 2090.

64. R. Arnold et al., Nucl. Phys. A636 (1998), 209.

65. R. Arnold et al., Z. Phys. C72 (1996), 239.

66. R. Arnold,., V. A. Vasilyev et al., NEMO Collaboration, Nucl. Phys. A678 (2000), 341.; R. Arnold,., V. A. Vasilyev et al., NEMO Collaboration, Part. Nucl. Lett. 108 (2001), 68.

67. В. А. Васильев, дипломная работа, ИТЭФ Москва, 2001.

68. R. Arnold et al., NEMO collaboration, Nucl. Instr. Meth. A474 (2001), 93.

69. C. Marquet et al., NEMO collaboration, Nucl. Instr. Meth. A457 (2001), 487.

70. R. Arnold and V.I. Tretyak, The NEM03 simulation program: current status, CRN 97-01 (1997).

71. GEANT Detector dexcription and simulation tool, CERN Program Library Long Writeup W5013, CERN (1994).

72. EUCLID 3, version 1.1F, Matra Datavision (1994).

73. Table of Isotopes, 8th edition, R.B. Firestone, V.S. Shirley Editor (1996).

74. Table of Radioactive Isotopes, E. Browne and R.B. Firestone, V.S. Shierley Editor (1986).

75. I. Kisel et al., NEMO collaboration, Nucl. Instr. and Meth., A387 (1997), 433.

76. R. Brun, O. Couet, C. Vandoni and P. Zanarini, PAW Physics Analysis Workstation, CERN Program Library Long Write-up Q121, CERN, 1989.

77. Table of isotopes, http://ie.lbl.org.toi.

78. R. Arnold,., V. A. Vasilyev et al., Nucl. Instr. Meth. A503 (2003), 649.

79. R. Arnold,., V. A. Vasilyev et al., Nucl. Instr. Meth. A473 (2001), 283.

80. Л.Д. Ландау, E.M. Лифпгац, "Теоретическая физика, Т.З. Квантовая механика", М.: Наука (1989).

81. Ф. Боум, П. Фогель, "Физика массивных нейтрино", Изд. "МИР"(1990).

82. Г.В. Клапдор-Клайнгротхаус, А. Штаудт, "Неускорительная физика элементарных частиц", М.: Наука. Физматлит (1997).

83. F. Simkovic et al., J. Phys. G27 (2001), 2233-2240.

84. Abad et al., Ann. Fis. A80 (1984), 9.

85. A. Vareille, These "Etude experimentale, simulation et interpretation des donnes du detecteur NEM02", C.E.N.B.G. 97-03, 1997.

86. H. Ejiri et al., Phys. Lett. B258 (1991), 17.

87. A. De Silva et al., Phys. Rev. C56 (1997), 2451.

88. M. Alston-Garnjost et al., Phys. Rev. C55 (1997), 474.

89. V.D. Ashitkov et al., Nucl. Phys. B110 (2002), 378.

90. O. Helene, Nucl. Instr. Meth. B212 (1983), 319; Particle Data Group, Phys. Rev. D50 (1994), 1281.

91. H. Ejiri et al., Phys. Rev. C63 (2001), 065501.

92. J. Suhonen, O. Civitarese, Phys. Rev. C49 (1994), 3055.

93. H. Ejiri et. al., Phys. Lett. B531 (2002), 190.

94. M. Gunter et al., Phys. Rev. D54 (1996), 3641.

95. S.R. Elliot et al., Phys. Rev. C46 (1992), 1535.

96. T. Tomoda, Rep. Prog. Phys. 54 (1991), 53.

97. J. Suhonen, S.B. Khadkikar, A. Faessler, Nucl. Phys. A535 (1991), 509.

98. A. De Silva et al., Phys. Rev. C56 (1997), 2451.

99. O. Civitarese, J. Suhonen, Nucl. Phys. A729 (2003), 867.

100. T. Kirsten et al., Symp. "Nuclear Beta Decay and Neutrino (Osaka' 86)", World Scientific, Singapore, p. 81 (1986).

101. K. Fushimi et al., Phys. Lett. B351 (2002), 190.

102. T. Bernatowicz et al., Phys. Rev. C47 (1993), 806.

103. Yu.M. Gavriljuk et al., Phys. Rev C61 (2000), 035501.