Поиск солнечных аксионов, возникающих в реакции p+d 3 He+A А.В. Дербин, А.С. Каюнов, В.Н. Муратова, С.В. Бахланов, И.С. Драчнев Проведен поиск реакции аксиоэлектрического поглощения аксионов с энергией 5.5 МэВ, которые возникают в реакции p+d 3 He+γ (5.5 МэВ) на Солнце. Для поиска использовались сцинтилляционные BGO детекторы, размещенные в низкофоновой установке. Для аксиона с массой 1.0 МэВ получены ограничения на константу связи аксиона с электроном: g Ae 8.9×10 -8 (68% у.д.). Петербургский институт ядерной физики им. Б.П. Константинова ИТЭФ, ноябрь 25, 2011

Сессия СЯФ ОФН РАН, Москва, ИТЭФ, ноябрь, Появление в теории аксиона, связано с проблемой отсутствия СР-нарушения в сильных взаимодействиях. Обычный лагранжиан КХД может быть дополнен -членом, представляющим собой взаимодействие глюонных полей G. - член является СР– нечетным, т.е. в сильных взаимодействиях при 0 должно наблюдаться СР- несохранение. Из верхнего предела на величину дипольного электрического момента нейтрона (d e. cм), следует, что Наиболее естественное решение было предложено Печчеи и Квинн путем введения новой киральной симметрии, спонтанное нарушение которой при некоторой энергии f A позволяет точно скомпенсировать СР-несохраняющий член в лагранжиане КХД. Вайнберг и Вилчек показали, что предложенное решение должно приводить к возникновению новой нейтральной псевдоскалярной частицы – аксиона. В оригинальной модели PQWW аксиона значение энергии, при которой происходит нарушение симметрии PQ, фиксировано f А 250 ГэВ, что соответствует массе аксиона ~ 150 кэВ. Эксперименты по поиску данных распадов, выполненные на реакторах, ускорителях и с искусственными р/а источниками, надежно закрыли модель «стандартного» аксиона. Стандартный аксион

Сессия СЯФ ОФН РАН, Москва, ИТЭФ, ноябрь, Два класса новых теоретических моделей невидимого аксиона сохранили аксион в том виде, в каком он нужен для решения проблемы СР-сохранения в сильных взаимодействиях, и в тоже время подавили его взаимодействие с фотонами (g Aγ ), лептонами (g Ae ) и нуклонами (g AN ). В этих моделях величина f A оказывается произвольной. Это модели KSVZ (Kim, Shifman, Vainstein, Zakharov) или адронного аксиона и DFSZ (Dine-Fishler- Srednicki-Zhitnitski) или GUT аксиона. Взаимодействие аксиона с электроном приводит к реакции подобной реакции фотоэффекта. Изучение возможности регистрации такого процесса с помощью BGO детекторов являлось целью работы. Невидимый аксион

Сессия СЯФ ОФН РАН, Москва, ИТЭФ, ноябрь, Солнечные аксионы Если аксион существует, Солнце должно быть мощным источником этих частиц. Существует 5 основных источника аксионов: 1. Реакции основного ядерного цикла. Наиболее интенсивные потоки ожидаются для М1-переходов в ядре 7 Li: 7 Be + e - 7 Li * + ν e ; 7 Li * 7 Li+A (478 кэВ) и в реакции p + d 3 He + A (5.5 МэВ). Потоки аксионов пропорциональны потокам 7 Ве- и рр-нейтрино. 2. Магнитные переходы в ядрах, низколежащие уровни которых возбуждаются за счёт высокой температуры Солнца ( 57 Fe (14.4 кэВ), 22 Na). 3. Аксионы, возникающие в результате конверсии тепловых фотонов в электромагнитном поле плазмы. 4. В результате тормозного излучения е – + Z e – + Z + A (g Ae ) 5. Комптоновский процесс γ + е – е – + А (g Ae )

Сессия СЯФ ОФН РАН, Москва, ИТЭФ, ноябрь, Наиболее интенсивный поток монохроматических аксионов связан с реакцией Если протон захватывается из S-состояния, вместо -кванта может быть излучен аксион. Поток аксионов прямо пропорционален потоку рр-нейтрино (Ф νрр = ν/см 2 с), который известен с высокой точностью. Аксионы, возникающие в реакции захвата протона Вероятность излучения аксиона по отношению к вероятности излучения γ- кванта зависит от константы g AN 3 :

Сессия СЯФ ОФН РАН, Москва, ИТЭФ, ноябрь, Распады аксионов в полете до Земли A 2γ decay A e + e - decay (m A >2m e ) Для аксионов с массой более 2m e, основная мода распада на e + e пару. Если m A < 2m e аксион может распадаться на 2 γ-кванта. Условие τ f

Сессия СЯФ ОФН РАН, Москва, ИТЭФ, ноябрь, Сечение аксио-электрического эффекта Сечение аксио-электрического эффекта для электронов на K-оболочке при энергии аксиона Е А >>Е b выглядит следующим образом: Сечение имеет зависимость Z 5, поэтому для поиска данного процесса следует использовать детекторы с большим Z. Висмут, элемент с наибольшим значением Z (Z=83) имеет один стабильный изотоп 209 Bi. Сечение аксио-электрического эффекта на атоме висмута должно быть в ~ раз больше, чем на атоме углерода, который составляет основу большинства жидких органических сцинтилляторов и в 7300 и 120 раз больше чем на атомах Si и Ge, соответственно. g Ae = 1 Житницкий Сковпень ЯФ 1985

Сессия СЯФ ОФН РАН, Москва, ИТЭФ, ноябрь, Экспериментальная установка 1. В установке использовались сцинтилляционный BGO детектор. Кристалл из ортогерманата висмута 2.5 кг Bi 3 Gе 4 O 12 был изготовлен в виде цилиндра высотой 76 мм и диаметром 76 мм. 2. Пассивная защита детекторов состояла из слоев свинца(100 мм), висмута (~20 мм Bi 2 O 3 ) и меди (10 мм). Общая толщина пассивной зашиты составляла 130 г/см Установка была расположена на поверхности Земли и для подавления фона, связанного с космическим излучением, использовалась активная защита, состоявшая из 5 пластических сцинтилляторов.

Сессия СЯФ ОФН РАН, Москва, ИТЭФ, ноябрь, Спектр BGO детектора, измеренный за 65 суток Энергетический спектр BGO – детектора, измеренный в совпадении и антисовпадении с активной защитой. В спектре идентифици руется 4 ярко выраженных пика. Пик с энергией 1460 кэВ связан с 40 К. Пик 2614 кэВ связан с 208 Tl из семейства 238 U. Аннигиляционный пик 511 кэВ. Пик 2103 кэВ связан с вылетом 511 кэВ γ-кванта из детектора. Уровень фона при энергиях > 4 МэВ обусловлен γ- квантами, возникающими при захвате нейтронов, и проникающими через неполную пассивную защиту. Энергетическое разрешение ( = 3.5% / (Е, MeV) 1/2 ) при энергии 1460 кэВ составило 100 кэВ. Уровень фона при энергии 5.5 МэВ составил 0.1 отсчета/ (кэВ кг сутки).

Сессия СЯФ ОФН РАН, Москва, ИТЭФ, ноябрь, Определение интенсивности пика с энергией 5.5 МэВ. Для описания непрерывного фона в спектре была выбрана линейная функция. К функции, описывающей непрерывный фон, было добавлена гауссова функция, положение и дисперсия которой соответствовали параметрам искомого пика. В результате подгоночная функция имела следующий вид : где Е 0 =5.49 МэВ, дисперсия = 0.82 МэВ, S ­ площадь пика. Таким образом, варьировалось 3 параметра, два параметра описывали непрерывный фон, и один площадь искомого пика. Определенное значение площади пика с энергией 5.5 МэВ составило S = –4 ± 38. Объединяя полученные результаты с результатами измерений с двумя BGO детекторами массой 1.16 кг (arXiv: ) получаем верхний предел на интенсивность пика с энергией 5.5 МэВ - I lim = 1.0 отсч. / (кг сут). для 68% у.д. На основании этого результата могут быть получены верхние ограничения на поток и сечения взаимодействия аксионов и как следствие на его константы связи с электронами и нуклонами.

Сессия СЯФ ОФН РАН, Москва, ИТЭФ, ноябрь, Верхний предел на g Ae и g AN. Ожидаемое число событий от взаимодействия аксиона составит где -сечение взаимодействия аксиона с электроном, Ф A -поток аксионов N - число атомов 209 Bi, Т - время измерений - эффективность регистрации S lim - верхний предел на число отсчетов для 90% у.д Модельно независимое ограничение на произведение констант связи аксиона с электроном и нуклонами составило |g Ae. g AN 3 | для m A 1 МэВ (68% у.д.). В модели KSVZ (адронного) аксиона ограничения на константу g Ae : g Ae 8.9 × (m A =1 МэВ). Данное ограничение впервые получено для реакции аксиоэлектрического эффекта.

Сессия СЯФ ОФН РАН, Москва, ИТЭФ, ноябрь, Сравнение с результатами других экспериментов Наиболее строгий верхний предел на константу g Ae в области масс m A 1 МэВ получен коллаборацией Texono, изучавшей комптоновскую конверсию аксиона вблизи ядерного реактора, и колл. BOREXINO в эксперименте с солнечными 7 Li 478 кэВ аксионами. Полученный предел g Ae менее чем на порядок превосходит наш результат. Чувствительность эксперимента зависит от массы мишени M (кг), уровня фона B (кэВ -1 кг -1 сут -1 ) и разрешения детектора σ (кэВ) и времени измерений Т следующим образом Для улучшения достигнутого результата необходимо увеличить массу детектора в 4 раза, понизить уровень фона на порядок и увеличить время измерений в 4 раза. Все эти меры позволят поднять чувствительность эксперимента к константе g Ae до уровня превосходящего уровень, достигнутый в современных экспериментах.

Сессия СЯФ ОФН РАН, Москва, ИТЭФ, ноябрь, Ограничения на g Ae xg AN от m A и g Ae от m A 1- BGO предел на g Ae 2-BGO предел на g Ae xg AN 3 – реакторные эксперименты и источник 64 Cu 4 – ускорительные beam-dump 5 – распад ортопозитрония 6 – CoGeNT коллаборация 7 – CDMS коллаборация 8 – 10% от нейтринной светимости Солнца 9 – Резонансное поглощение ядрами 169 Tm (доклад Е. Унжакова на этой секции) 10 – красные гиганты На рисунке показаны современные ограничения на константу связи аксиона с электроном для широкого диапазона масс аксион, полученные в экспериментах на реакторах и ускорителях (3, 4), из распада ортопозитрония с испусканием аксиона, в предположении, что аксионы составляют темную материю (7, 8), при поиске резонансного поглощения солнечных аксионов (9) и из динамики звезд (10).

Поиск солнечных аксионов, возникающих в реакции p+d 3 He+A А.В. Дербин, А.С. Каюнов, В.Н. Муратова, С.В. Бахланов, И.С. Драчнев Проведен поиск реакции аксиоэлектрического поглощения аксионов с энергией 5.5 МэВ, которые возникают в реакции p+d 3 He+γ (5.5 МэВ) на Солнце. Для поиска использовались сцинтилляционные BGO детекторы, размещенные в низкофоновой установке. Для аксиона с массой в интервале (0.1÷1.0) МэВ получены ограничения на константу связи аксиона с электроном: g Ae (9-50)10 -8 (68% у.д.). Петербургский институт ядерной физики им. Б.П. Константинова ИТЭФ, ноябрь 25, 2011 Спасибо за внимание