Исследование сверхнизкого фона естественной радиоактивности на прототипе жидкосцинтилляционного детектора солнечных нейтрино тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.04.16, кандидат физико-математических наук Смирнов, Олег Юрьевич

• Смирнов, Олег Юрьевич
• кандидат физико-математических наук
• 2000

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Смирнов, Олег Юрьевич

1 Введение

1.1 Стандартная модель Солнца (CMC).

1.2 Эксперименты

1.2.1 Homestake.

1.2.2 GALLEX и SAGE.

1.2.3 KamiokaNDE и SuperKamiokaNDE

1.3 Три проблемы солнечных нейтрино и CMC

1.3.1 Несовместимость данных экспериментов Homestake и KamiokaNDE: отклонение формы спектра 8£?-нейтрино от стандартной

1.3.2 Галлиевые эксперименты: проблема "бериллиевых" нейтрино

1.3.3 "Последняя надежда" стандартной физики: отсутствие солнечной модели.

1.4 Новая физика нейтрино.

1.4.1 Вакуумные осцилляции.

1.4.2 Резонансные эффекты в веществе.

1.4.3 Эффект Михеева-Смирнова-Вольфенштейна.

1.4.4 Эффект регенерации нейтрино на пути сквозь Землю

1.4.5 Разрешенные МСВ-решения.

1.5 Новые эксперименты

2 Детектор Борексино

2.1 Описание.

2.2 Фон: требования к радиочистоте конструкционных материалов и сцинтиллятора

2.2.1 внешний фон.

2.2.2 внутренний фон.

2.2.3 Мюонный детектор.

2.3 Физическая программа Борексино.

2.3.1 Сигналы от 7Ве- нейтрино.

2.3.2 Временная зависимость сигналов в Борексино.

2.3.3 Регистрация антинейтрино.

2.3.4 Калибровка детектора с помощью искусственного источника Ъ1Ст.

2.3.5 Другие возможные эксперименты с Борексино

3 Фотоумножители в эксперименте Борексино

3.1 Экспериментальный стенд для тестирования ФЭУ.

3.2 Основные характеристики ФЭУ.

3.3 Методы абсолютной калибровки фотоумножителя, работающего в одноэлектронном режиме.

3.3.1 Одноэлектронный спектр ФЭУ

3.3.2 Модельная функция для одноэлектронного сигнала ФЭУ

3.3.3 Определение параметров одноэлектронного спектра

3.3.4 Оценка среднего числа фотоэлектронов.

3.3.5 Оценка /л по относительной вариации зарядового спектра

3.3.6 Рекомендованный метод калибровки

3.3.7 Модельная функция для фитирования зарядового спектра ФЭУ {¡л ~ 1).

3.3.8 Точность определения среднего числа ф.э. по вероятности отсутствия сигнала.

3.3.9 Коррекция параметров одноэлектронного спектра с учетом вклада многоэлектронных спектров (случай и С 1)

3.4 Влияние магнитного поля Земли на разрешение детектора

3.4.1 Влияние магнитного поля на энергетическое разрешение

3.4.2 Влияние магнитного поля на пространственную реконструкцию

3.4.3 Допуски на точность ориентации ФЭУ.

3.5 Автоматическая настройка усиления ФЭУ.

3.5.1 Процедура настройки высокого напряжения.

3.5.2 Результаты установки напряжения для 108 ФЭУ

3.5.3 Расчет среднего значения одноэлектронного спектра по "обрезанному" спектру

3.5.4 Зависимость коэффициента усиления ФЭУ от напряжения

3.6 База данных с параметрами ФЭУ.

4 Энергетическое разрешение детектора

4.1 Энергетическое разрешение для точечного источника

4.2 Влияние неточной калибровки ФЭУ на энергетическое разрешение детектора.

4.3 Энергетическое разрешение для неточечного источника

4.4 Геометрическая функция светосбора

5 Пространственное разрешение детектора

5.1 Восстановление координат по зарядовым сигналам.

5.2 Восстановление координат по времени прихода сигналов

5.3 Улучшение пространственного разрешения при одновременном использовании временной и зарядовой информации.

6 CTF

6.1 Детектор.

6.2 Сцинтиллятор.

6.2.1 Радиочистота.

6.2.2 Оптические свойства сцинтиллятора.

6.2.3 Приготовление сцинтиллятора

6.2.4 Система очистки сцинтиллятора.

6.3 Компоненты детектора.

6.3.1 Внутренний контейнер

6.3.2 Наружный бак и чистая комната.

6.3.3 Система очистки воды

6.3.4 Азот.

6.3.5 Система фотоумножителей.

6.3.6 Электроника и сбор данных.

6.3.7 Вспомогательные системы

6.4 Идентификация сигналов

6.5 Калибровка.

6.6 Мониторирование параметров детектора по событиям распада

7 Изучение спектра иС в CTF

7.1 Измерения иС в CTF.

7.1.1 Набор Данных.

7.1.2 Анализ Данных и Результаты.

7.2 Возможное происхождение 14С.

7.3 Выводы.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование сверхнизкого фона естественной радиоактивности на прототипе жидкосцинтилляционного детектора солнечных нейтрино»

Эра экспериментального исследования солнечных нейтрино началась в 1960-х гг. с эксперимента Homestake. Радиохимический эксперимент на основе реакции i/e+37Cl —> е~ +37 Аг, предложенный в 1946 Б. Понтекорво[37], впервые подтвердил гипотезу о ядерном происхождении энергии Солнца. Действительно, единственным продуктом ядерных реакций в солнечном ядре, доступным для наблюдения на Земле, являются солнечные нейтрино, поэтому только измерение потока нейтрино может дать непосредственную информацию о происходящих в солнечном ядре процессах. Эксперимент Homestake дал мощный толчок развитию детальных теорий Солнца, тогда же были выявлены серьезные несоответствия модели и эксперимента (проблема дефицита солнечных нейтрино). Последовавшие за Homestake эксперименты вместо решения проблемы еще более усложнили картину. Результаты разных экспериментов находятся в противоречии друг с другом, при этом даже модельно-независимые расчеты (со свободными весами различных ядерных реакций) не согласуются с объединенными экспериментальными данными, указывая тем самым на нестандартную физику нейтрино. Естественно, противоречия не могли оставить равнодушными физиков, в настоящее время готовится целый ряд новых экспериментов. В апреле 1996 начался набор данных на первой установке нового поколения- SuperKamiokande. Пионерские эксперименты давали статистику на уровне 50 событий в год, SuperKamiokande наблюдает за год уже около 5000 нейтрино. Начал набор данных SNO на тяжелой воде, в ближайшие годы (2001-2002) вступит в строй детектор Borexino (далее в тексте Борексино).

1.1 Стандартная модель Солнца (CMC)

CMC дает количественные характеристики процессов, происходящих на Солнце. Модель основана на наблюдениях непосредственно Солнца, лабораторных экспериментах и теоретических предсказаниях. Главными входными параметрами модели являются:

• масса

• радиус

• светимость

• возраст

• уравнения равновесия

• начальная распространенность элементов

• радиационная прозрачность

• S-факторы (сечения ядерных реакций)

В современной модели Солнца около 99% его энергии образуется в реакциях водородного (рр) цикла. Наиболее важные реакции, сопровождающиеся образованием нейтрино, перечислены ниже:

• рр ("протонные" нейтрино) : р + р 2 Я + е+ + ие, 0-0.42 МэВ

• pep : р + е~ + р + 1.44 МэВ

• 7Be ("бериллиевые" нейтрино) :

• 8 В ("борные" нейтрино): 8В ->8 Be + е+ + ие, 0-14.06 МэВ

Кроме реакций водородного цикла заметный поток нейтрино дают и реакции распада 13N,l50 и 11F из углеродного (CNO) цикла. Основные предположения, положенные в основу CMC:

1. Солнце является звездой главной последовательности, источники ядерной и гравитационной энергии находятся в гидростатическом равнове

2. основной источник энергии- водородный цикл с небольшим вкладом CNO- цикла;

3. энергия переносится от центра Солнца на поверхность за счет излучения и конвекции. Солнце при этом находится в термодинамическом равновесии.

На рис. 1 представлены предсказания CMC для потоков нейтрино у Земли (модели Солнца описаны, например, в [38]. При этом предполагается, что на пути от Солнца до Земли с нейтрино ничего не происходит, т.е. работает стандартная электрослабая теория. сии;

Рис. 1: Энергетический спектр солнечных нейтрино, предсказываемый стандартной моделью Солнца. Потоки нейтрино от непрерывных источников (таких как рр and 8В) даны в единицах см-2с-1. рр- цепочка отвечает за 99% всей энергии Солнца в CMC. Нейтрино, образованные в CNO-цикле не имеют особого значения с точки зрения полной энергии и трудно детектируются в экспериментах. Стрелки наверху указывают энергетические пороги действующих нейтринных экспериментов (рисунок из работы [39]). X а о с 3 си

Neutrino Energy (MeV) Solar neutrino energy spectrum

Gallium |Chlorine

SuperK

Bahcall-Plnsonneault 88

Недавние точные гелиосейсмологические измерения скорости звука на Солнце с высокой точностью совпали с предсказаниями на основе CMC [40]. При этом относительная точность определения температуры в центре Солнца, одного из важнейших параметров моделей Солнца, составляет < 0.2%. Поток нейтрино от различных реакций пропорционален Тп, при этом п изменяется от ~ —1.1 для рр-нейтрино до п=24 для "борных" нейтрино. Таким образом, вариации температуры могут изменить поток нейтрино не более чем на 5% даже для нестандартных моделей Солнца. Неопределенность предсказаний солнечной модели составляет около 1% (За) для рр-нейтрино, « 8% для "бериллиевых" и около 20% для "борных" нейтрино ([39]), последняя является следствием резкой зависимости от температуры в центре солнца (Т20) а также сравнительно низкой (20%) точностью определения сечения реакции 7Be -f р —>8 В + 7.

Доминирующий вклад в спектр солнечных нейтрино дают рр-нейтрино низких энергий (<420 КэВ), их поток у Земли составляет ~ 6 х Ю10см~2с-1. Этот поток определяется светимостью Солнца.

Поток двух линий "бериллиевых" нейтрино составляет ~ 5 х 109 см-2с-1 и меняется приблизительно как Тс10 (Тс- температура в центре Солнца).

Поток "борных нейтрино с энергиями до 14 МэВ (~ 5 х 106см-2с-1) сильно зависит от модели (осТс18)

1.2 Эксперименты

Можно выделить два основных типа экспериментов с солнечными нейтрино: радиохимические (основанные на реакции обратного бета- распада) и детекторы реального времени (черенковские или сцинтилляционные). Радиохимические эксперименты регистрируют интегральный эффект по разным реакциям в течение некоторого времени (обычно несколько недель), детекторы же реального времени дают информацию о каждом событии (энергия, время, для черепковских детекторов даже направление).

Следует отметить следующие особенности экспериментов с солнечными нейтрино:

• большая масса детектирующей среды, что является следствием чрезвычайно низких сечений взаимодействия нейтрино с веществом;

• размещение детекторов глубоко под землей (или под водой), чтобы обеспечить защиту от космических лучей;

Рис. 2: Сравнение предсказаний CMC с данными пяти экспериментов: Homestake, SuperKamiokande, Kamiokande, GALLEX и SAGE. Выделены предсказания модели для каждой компоненты спектра солнечных нейтрино. Как для экспериментальных, так и для теоретических данных показан доверительный интервал 1 о. Рисунок из работы [39]

Total Rates: Standard Model vs. Experiment Bahcall-Pinsonneault 98

Lj o-ts

0.47±0.02 2.56±0.23

SuperK

CI j0.54±0.07

67±8

Kamioka SAGE

578±6

GALLEX

Theory ■ 'Be ■ P~P. PeP BB ■ CNO

Ga

Experiments и

• высокая радиочистота детектирующей среды, чтобы избежать побочных реакций;

• чрезвычайно чувствительные методы регистрации единичных событий;

• строгие требования к фону в детекторе.

На рис. 2 приведены фактически все доступные на настоящий момент данные по солнечным нейтрино. Результаты экспериментов показаны в сравнении с предсказаниями CMC. Рассмотрим более подробно эксперименты, данные которых представлены на рисунке.

Результаты и теоретические предсказания удобно выражать в SNU (Solar Neutrino Unit, 1 SNU = Ю-36 взаимодействий на атоме мишени в секунду).

1.2.1 Homestake

Радиохимический эксперимент на основе реакции обратного бета-распада

С1 е- Ar(t1/2 = 35d), предложен в 1946 Б.Понтекорво[37]. Эксперимент (Р.Дэвис и др.[41]) начал набор данных в 1968 г. и почти 20 лет был единственным действующим детектором солнечных нейтрино. Экспериментальная установка представляет собой резервуар с 390000 литров (615 тонн) перхлорэтилена (С2С/4), что соответствует 22 ■ Ю30 ядер 3/С1, размещенный в шахте около Хоумстэйка (Южная Дакота) на глубине 1500 метров (4100 метров водного эквивалента) и дополнительно защищенный слоем воды. После 35-дневной экспозиции образовавшиеся атомы Ar извлекались с помощью газообразного гелия и собирались в хорошо защищенный пропорциональный счетчик, где регистрировались Ожэ-электроны с энергией 2-3 КэВ, испускаемые в процессе электронного захвата в Ar*.

Порог реакции составляет 814 КэВ, что позволяет регистрировать главные составляющие потока нейтрино за исключением рр-нейтрино.

Данные набирались в период 1970-1994, всего было произведено 108 циклов набора данных.

Наблюдаемый эффект 2.56 ±0.16 [стат] ±0.15 [сист] (или ±0.22) SNU(lcr) более чем в три раза ниже ожидаемого значения 7.7Í};0([39]).

1.2.2 GALLEX и SAGE

Два радиохимических эксперимента на основе реакции ve +71 Ga -> е~~ +'1 Ge(t1/2 = 11.34 d), с более низким (233 КэВ), чем в Homestake, порогом, что позволяет наблюдать рр-нейтрино.

Gallex расположен в зале А подземной лаборатории LNGS (Италия) и защищен скальными породами, соответствующими 4000 метров водного эквивалента. Рабочим телом детектора служит 30 тонн галлия в виде 60 м3 раствора GaCl3. SAGE находится на Баксане (Россия) на глубине 4300 метров водного эквивалента. Рабочим телом служит 60 тонн металлического галлия. Эксперименты используют различные радиохимические методы для выделения 7XGa. Выделенные изотопы концентрируются в высокочувствительных пропорциональных счетчиках, где измеряется кривая распада.

Gallex набирал данные с 1991 по 1997 год, всего 1593 дня. Было осуществлено 65 циклов извлечения. Sage с 1990 по 1997 год осуществил 52 цикла.

Наблюдаемый эффект составил 78 ± 6 SNU для эксперимента GALLEX и 67 ± 8 SNU для SAGE. Рассчитанный на основе CMC эффект составляет 129±1([39]).

Достоверность данных была проверена с помощью искусственного калиброванного источника 51 Cr (полученного нейтронной активацией 50Cr: D°Cr(n, 7) испускающего нейтрино с энергией 751 КэВ: е~ +51 Cr -+51 V + ve (Ti/2 = 27.7d).

Gallex дважды облучался источниками с начальной активностью 1.71 ± 0.03 МКю и 1.87Ío!o6 МКю соответственно, результат полностью совместим с результатами эксперимента. Sage облучался источником 517±8ККю (металлический галлий, используемый в Sage, более компактен, чем раствор хлорида галлия, поэтому требуемая интенсивность источника меньше), полученные результат также полностью совместим с результатами эксперимента.

Заключение диссертации по теме «Физика атомного ядра и элементарных частиц», Смирнов, Олег Юрьевич

7.3 Выводы

В СТР достигнута чувствительность Ю-19 по 14С/12С. Анализ формы бета-спектра от распада 14С оказался в согласии с теоретическими предсказаниями [64] и с недавними экспериментальными данными [66]. Данные [65] не согласуются с нашими данными.

Активность 14С была стабильна в течение периода более одного года. Различные операции очистки сцинтиллятора не повлияли на содержание 14С. Грубая оценка содержания 14С в нефти не может объяснить концентрацию изотопа, наблюдаемую в сцинтилляторе.

8 Заключение

На детекторе СТБ впервые достигнута чувствительность измерения изотопического содержания 14С на уровне 10"19 по отношению к содержанию изотопа 12С. Чувствительность СТБ к содержанию изотопов из цепочек радиоактивных распадов 238II (определенная по 226Яа ) и 232ТЛ составила 10"16 грамм на грамм сцинтиллятора соответственно.

Высокая чувствительность, недостижимая при использовании классических методов (масс- спектроскопии или нейтронно- активационного анализа), получена за счет высокой очистки сцинтиллятора и тщательного контроля содержания радиоизотопов в используемых материалах, Большой объем используемого сцинтиллятора (4 тонны) позволил снизить отношение поверхность/объем, ограничивающее возможности лабораторных методов. Важными параметром, определившим успех эксперимента, является тщательно продуманная система пассивной (детектор размещен глубоко под землей и окружен слоем воды высокой очистки) и активной (мюонное вето) защиты.

С помощью детектора СТБ отработаны методы реконструкции событий в жидкосцинтилляционном детекторе большого объема. Получены также параметры, описывающие распространение света в большом объеме сцинтиллятора.

Таким образом, экспериментально доказана возможность создания низкофонового детектора низкоэнергетичных нейтрино на основе жидкого органического сцинтиллятора с порогом 250 КэВ по электронам отдачи, ограниченным только присутствием изотопа иС в сцинтилляторе.

В первой главе предлагаемой работы изложена физическая задача, вызвавшая к жизни необходимость создания сложнейшего инструмента, каким является детектор Борексино. Конструкция детектора и его физическая программа, в разработке которой принимал участие автор, описана во второй главе работы. Главы 3,4 и 5 полностью базируются на оригинальных работах автора. Две заключительные главы посвящены прототипу установки Борексино- CTF и измерениям, проделанным за время работы CTF.

Конкретизируем вклад автора в программу исследований на CTF:

• на стадии проекта автором совместно с дубненской группой предложена экспериментальная программа по исследованию магнитного момента антинейтрино с искусственным источником антинейтрино;

• создан 32-хканальный экспериментальный стенд для тестирования ФЭУ с большим диаметром фотокатода. Создана база данных с параметрами ФЭУ, которая используется для контроля стабильности работы ФЭУ, а также при off-line анализе данных. Идеология электроники экспериментального стенда положена в основу электроники сбора данных CTF;

• разработана методика точной абсолютной калибровки ФЭУ, работающего в од-ноэлектронном режиме;

• предложена и экспериментально проверена модель одноэлектронного зарядового спектра ФЭУ;

• разработан метод быстрой автоматической настройки заданного коэффициента электронного усиления ФЭУ. Метод успешно применен для настройки настройки 108 ФЭУ, при этом достигнута 2% точность;

• обоснован метод "медленного" контроля параметров ФЭУ (чувствительности и коэффициента усиления ФЭУ) и параметров детектора по событиям распада 14С в жидком органическом сцинтилляторе. Разработанная для CTF программа мо-ниторирования параметров детектора является базой для создания аналогичной программы для детектора Борексино;

• изучено влияние магнитного поля Земли на разрешение ФЭУ и детектора. Обоснован метод ориентации ФЭУ в магнитном поле как альтернатива методам экранирования с помощью металла с высокой магнитной проницаемостью и компенсации поля с помощью катушек с током. Применение метода позволит уменьшить внешний фон в сверхчувствительном детекторе вследствие отказа от применения дополнительных материалов; изучено распространение света в жидкосцинтилляционном детекторе большого объема, установлена связь геометрической функции детектора и его пространственного и энергетического разрешения; детально изучено энергетическое разрешение жидкосцинтилляционного детектора большого объема. Получены формулы, позволяющие численно оценить энергетическое разрешение без моделирования методом Монте-Карло. Результаты проверены на данных СТР; детально изучено пространственное разрешение жидкосцинтилляционного детектора большого объема. Получены формулы, позволяющие численно оценить пространственное разрешение в зависимости от геометрии детектора без моделирования методом Монте-Карло. Результаты проверены на данных СТР; детально проработана методика совместного восстановления координат и энергии событий по полной информации, получаемой с отдельных ФЭУ. Произведена оценка оптимальных параметров для реконструкции с использованием функции максимального правдоподобия. Пространственное разрешение установки СТР улучшено в 1,5 раза; автор принимал активное участие в работах по подготовке эксперимента на прототипе детектора Борексино- установке СТР. При непосредственном участии автора были получены оценки фона естественной радиоактивности, наблюдаемого в СТР. при непосредственном участии автора изучен спектр распада 14С в СТБ. При фитировании спектра 14С использовалось проверенное автором предположение о зависимости разрешения детектора от энергии распределенного по объему детектора источника. В частности, автором показано, что для конечного периода функционирования СТР, простая зависимость а(Е) ~ дает неверные оценки для разрешения уже при энергиях около 70 КэВ. Сделаны оценки нестатистического форм-фактора для 14С.

Благодарности

Я хотел бы поблагодарить моего научного руководителя, Займидорогу Олега Антоновича, за постановку задачи и за долголетнюю поддержку моих начинаний. Успешное завершение программы исследований на CTF явилось очевидным успехом международной коллаборации Борексино. Работа, выполненная автором, была бы немыслима без тесного сотрудничества с членами коллаборации. Я благодарен коллегам из Миланской секции INFN, организовавшим наше долговременное сотрудничество: проф. Джанпаоло Беллини и Джоаккино Рануччи. Благодарен я и своим друзьям по коллаборации Борексино, которые помогали мне в работе все эти годы: Альдо Янни, Вильям Кавалетти, Дьордь Корга, Ласло Папп, Ричард Форд, Роберто Скардаони, Паоло Саджезе и многим другим.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Смирнов, Олег Юрьевич, 2000 год

1. G.Ranucci,D.Guigni,I.Manno,A.Preda,P.Ulicci, A.Golubchikov and O.Smirnov.

2. Characterization and magnetic shielding of the large cathode area PMT's used for the light detection system of the prototype of the solar neutrino experiment Borexino". NIM A337(1993)211-220.

3. Голубчиков А.В., Займидорога О.А., Смирнов О.Ю. Краткие Сообщения ОИЯИ.Дубна 1993Л.259]-93.С.47

4. Голубчиков А.В., Займидорога О.А., Смирнов О.Ю., Сотников А.П.

5. Об измерении магнитного момента нейтрино с помощью искусственного источника нейтрино. ЯФ, 1996, том 59 N11, с 1989-1993.

6. G.Bacchiocchi , A. Brigatti, R. Dossi, A. Ianni,.0. Smirnov.

7. The Earth's magnetic field compensation in the Borexino Phototubes facility.1.FN/TC-97/35, 1997.

8. Доступно в электронной форме на официальной странице LNGS http: //lngs.infn.it/.

9. A. Ianni, G. Korga, G. Ranucci, О. Smirnov, A. Sotnikov Compensating the influence of the Earth's Magnetic Field on the scintillator detector resolutions by PMTs orientation1.FN/TC-00/05, 2000

10. Впервые опубликовано на официальной web-странице Borexino в LNGS http://pcbx01.lngs.infn.it/ как:

11. РМТ orientation versus mu-metal shielding, August 1998.

12. R. Dossi, A. Ianni, G. Ranucci, O. Ju. Smirnov

13. Methods for precise photoelectron counting with photomultipliers. INFN/TC-98/18, 1998.

14. Доступно в электронной форме на официальной странице LNGS http://lngs.infn.it/.

15. O.Smirnov. CTF-II photomultipliers database. Borexino internal note. December, 1999.

16. Опубликовано на официальной web-странице Borexino в LNGS http://pcbx01.lngs.infn.it.

17. О.Smirnov. Setting the predefined multiplier gain of a photomultiplier INFN/TC-00/06, 2000

18. Впервые опубликовано на официальной web-странице Borexino в LNGS http://pcbx01.lngs.infn.it как:

19. Fast HV tuning algorithm for the PMT test facility. August, 1999.

20. O.Smirnov. Resolutions of a large volume liquid scintillator detector. INFN/TC-00/08, 2000

21. Впервые опубликовано на официальной web-странице Borexino в LNGS http://pcbx01.lngs.infn.it, 1999.

22. И. О.Smirnov. UC events as CTF stability monitor.December, 1999.

23. Опубликовано на официальной web-странице Borexino в LNGS http://pcbx01.lngs.infn.it.

24. О.Smirnov. CTF-II monitor user manual. December, 1999. Опубликовано на официальной web-странице Borexino в LNGS http://pcbx01.lngs.infn.it.13. A. Ianni and O. Smirnov.

25. Theoretical estimation of the CTF line width using the PMT charge spectra, BOREXINO Internal note, Jan. 1998.

26. Опубликовано на официальной web-странице Borexino http: / / almime.mi.infn.it.

27. Arpesella C., Donati A., Falgiani A., Franciotti D., . Smirnov O.,. Borexino at Gran Sasso Proposal for a real time detector for low energy solar neutrino. Volume 1.

28. Edited by G.Bellini,M.Campanella,D.Guigni.

29. Dept. of Physics of the University of Milano. August 1991.

30. Alimonti G., Angloher G., Arpesella C., Balata M., . Smirnov O.,.

31. A large scale low-background liquid scintillator detector: the counting testfacility at Gran Sasso NIM A 406 (1998) p.411-426

32. Alimonti G., Angloher G., Arpesella C., Balata M., . Smirnov O.,. Light propagation in a large volume liquid scintillator.1. NIM A440 (1998) 360.

33. Alimonti G., Angloher G., Arpesella C., Balata M., . Smirnov O.,. Ultra-low Background Measurements in a large volume underground experiment.

34. Astroparticle Physics 8(1998) 141-157.

35. Alimonti G., Angloher G., Arpesella C., Balata M., . Smirnov O.,. Measuement of the 14С abundance in a low-background liquid scintillator. Phys.Lett. В 422 (1998) 349-358.1. Статьи коллаборантов:

36. G. Ranucci, R Cavaletti, P. Inzani, I. Manno, Performance of the photomultiplier Philips XP 1802 for underground physics applications, NIM1. A324 (1993) 580.

37. G. Ranucci, M. Campanella, R. Cavaletti, D. Giugni, S. Magni, A. Preda, I. Manno, P. Ullucci, Performance of the photomultiplier EMI 9351 for underground physics applications, NIM A333 (1993) 553.

38. G. Ranucci, S. Bonetti, R. cavaletti, I. Manno, P. Ullucci, S. Schoenert, Performance of the photomultiplier Hamamatsu R4558 for underground physics applications, NIM A330 (1993) 276.

39. F.von Feilitzsch et al., The Borexino muon identification system, Technical report, TU-Muenchen. Muon and NA54 group report, 1998.

40. Raghavan R.S. Phys.Rev.Lett.,72 (1994) 1411.Giammarchi M.G. Double Beta Decay with Xe-136 in BOREXINO and CTF-II, BOREX Internal Memo, 1998.

41. Raghavan R., Raghavan P., Zaimidoroga O., Proceedings of 25th High Energy Conference, Singapore, August, 1990

42. Zaimidoroga O.A., JINR Rapid Communications. Dubna 1992.V.556 92.P.39

43. G. Ranucci et al., "Scintillation decay time and pulse shape discrimination of binary organic liquid scintillators for the Borexino detector",NIM A350 (1994) 338;

44. G.Ranucci. NIM A 354(1995) 389

45. F.Gatti, G.Morelli,G.Testera,S.Vitale, NIM,A370(1996),p.609

46. R.B. Vogelaar, J. Benziger, F.P. Calaprice and N. Darnton, "Removal of cosmogenic 7Be from Scintillators", NIM A372 (1996) 59.

47. J.B. Benziger, F. P. Calaprice, M. Chen, N. Darnton, M. Johnson, F. Loeser, R.B. Vogelaar, "A scintillator purification system for a large scale Solar neutrino experiment", submitted for publication in NIM(1997)

48. J.X. Prochaska, "The design and fabrication of optimal light collectors for the CTF upgrade", Thesis, Princeton University (1993).

49. M. Laubenstein et al. "High sensitivity measurements of radon", in preparation

50. T. Goldbrunner, Neutron activation analysis of dectector components for the solar neutrino experiment Borexino, J. Radioanalytical and Nuclear Chemistry 216(2) (1997) 293.

51. F. Masetti, F. Elisei, U. Mazzucato, optical study of a large-scale liquid-scintillator detector, J. Luminescence 68 (1996) 15.

52. T. Hagner, C. Hagner, L. Oberaurer, "Muon detection in the counting test facilty" to be published.1. Другие ссылки

53. Pontecorvo В., 1946, Chalk River Report PD 205.

54. Solar Neutrinos: The First Thirty Years, edited by J. N. Bahcall, R. Davis, Jr., P. Parker, A. Smirnov, and R. K. Ulrich (Addison Wesley, Reading, MA, 1995).4041 42 [4344