물리학과 첨단기술

특집

정선 예미랩: 지하 1000 m에서 우주의 비밀을 캐다

예미랩 거대 중성미자 검출기

작성자 : 서선희·김영덕 ㅣ 등록일 : 2023-01-10 ㅣ 조회수 : 1,361 ㅣ DOI : 10.3938/PhiT.32.004

저자약력

서선희 연구위원은 미국 미네소타 대학교(Twin Cities)에서 페르미연구소의 E835 실험에 참여하여 차모니움(charmonium)에 관한 연구로 2004년 박사학위를 받았다. 펜실베니아 주립대학교에서 박사 후 연구원(2004-2007)으로 그리고 스톡홀름대학교에서 조교수(2007-2012)로 아이스큐브(IceCube) 실험에 참여하였다. 서울대에서 초빙교수(과학기술총연맹 지원), 중성미자연구센터 연구부교수, 물리천문학부 BK21 조교수를 역임하며 중성미자 실험(RENO)을 수행하였고, 2016년에 한국형 Hyper-Kamiokande 실험을 제안하였다. 2018년부터 현재까지 기초과학연구원의 연구위원으로 비활성 중성미자 탐색(NEOS-II실험)과 예미랩 LSC 프로젝트에 대한 중성미자 연구를 수행해 오고 있다. (sunny.seo@ibs.re.kr)

김영덕 연구단장은 미국 미시간 주립대학(East Lansing) 이학박사(1991)로서 인디아나 대학, 일본고에너지물리연구소, 서울대학교 연구원을 거쳐 1998년부터 세종대학교 물리학과에서 교수로 재직 중이다. 2013년부터 기초과학연구원(IBS)의 지하실험연구단장으로 재직하며 암흑물질 탐색, 비활성중성미자 탐색, 중성미자없는 이중베타붕괴 실험 등의 연구를 수행하고 있다. (ydkim@ibs.re.kr)

Liquid Scintillation Counter (LSC) at Yemilab

Seon-Hee SEO and Yeongduk KIM

The construction of the Korea’s 1st deep underground laboratory, called Yemilab, dedicated to science was completed in September, 2022 in Handuk iron mine, Jeongseon-gun. The Yemilab construction includes excavation of a large cylindrical cavern (Diameter: 20 m, Height: 20 m) to host a future neutrino detector to be filled with 2,260 ton liquid scintillator. In this article, we discuss that several interesting physics researches can be carried out with the large neutrino detector, a.k.a. LSC, and some world-leading results could be achieved.

서 론

2022년은 순수 과학목적으로 지하 1000미터의 고심도 지하실험 연구실이 한국에 처음으로 구축된 아주 의미 있는 해이다. 강원도 정선군의 한덕철광산에 위치한 “예미랩(Yemilab)”에서는 앞에서 소개된 아모레(AMoRE-II) 중성미자 실험과 코사인(COSINE) 암흑물질 실험을 위한 공간 외에도 미래에 거대 중성미자 실험을 위한 큰 원통형 공간(지름: 20 m, 높이: 20 m)을 구축하였는데 이는 예미랩에서 제일 큰 실험 공간이다. 이 큰 원통형 공간은 LSC (Liquid Scintillation Counter)라 불리우는데 이는 중성미자를 검출하기 위해 중성미자와 상호작용할 물질로 액체섬광물질(Liquid Scintillator)을 사용할 예정이기 때문에 붙은 이름이다.

액체섬광물질은 1956년 중성미자의 발견에 처음 사용된 이후 현대에 이르기까지 저에너지(1 MeV~10 MeV) 중성미자 검출에 널리 이용되어 왔다. 중성미자의 진동변환(oscillation)에 관여하는 가장 작은 중성미자 혼합 각(mixing angle)인 θ₁₃의 발견은 원자로에서 나오는 중성미자를 이용하여 중국의 다이야 베이(Daya Bay)1)와 한국의 리노(RENO)2) 실험에 의해 각기 독립적으로 측정되었는데, 이 두 실험들도 모두 액체섬광물질 검출기를 사용하였다. 태양의 핵융합으로부터 만들어지는 중성미자의 측정에도 액체섬광물질 검출기가 사용되었고, 원자로 중성미자를 이용하여 중성미자 진동변환에 관여하는 여러 가지 파라미터들의 정밀한 측정과 중성미자 질량 순서의 결정을 위해 중국에서 2013년부터 야심차게 준비 중인 2만 톤 규모의 중성미자 검출기(JUNO 실험3))도 액체섬광물질을 쓰며 이는 2024년 말에 완공예정이다.

거대 중성미자 검출기(LSC) 디자인 후보

Fig. 1. A candidate design of the LSC detector consisting of 3 layers of cylidrical regions. The innermost “Target” region would be filled with 2.26 kilo-ton liquid scintillator, and it is surrounded by “Buffer” region filled with 1.14 kilo-ton mineral oil, where photo-multiplier tubes (PMTs) will be attached to the stainless steel vessel walls of the Buffer. The outermost “Veto” region will be filled with 2.41 kilo-ton water to veto cosmic muons produced at the atmosphere.

거대 중성미자 검출기(이하 LSC)를 설치할 공간이 원통형이므로 이 공간을 가장 효율적으로 쓰면서도 공학적으로 구축하기 쉬운 원통형 검출기가 현재 LSC 검출기 후보로 거론되고 있다. 이 원통형 검출기는 중심축이 같은 세 개의 원통형 영역으로 나뉘는데, 그림 1에서 보듯이 제일 안쪽은 타겟(Target)영역, 그 다음은 이를 둘러싼 버퍼(Buffer)영역, 그리고 제일 바깥쪽은 비토(Veto)영역으로 구분된다. 타겟영역에는 중성미자와 상호작용할 액체섬광물질 약 2260톤을 채울 수 있다. 버퍼영역에는 약 1140톤의 미네랄 오일을 채울 수 있고 버퍼의 벽에는 수천 개의 50 cm 지름을 가진 광센서(Photo-multiplier Tube)들을 설치할 예정이다. 비토영역에는 약 2410톤의 물을 채우고 이곳 벽에 광센서들을 부착하여 물 체렌코프 검출기를 만들 수 있는데, 이는 대기에서 만들어지는 뮤온들과 이 뮤온들이 검출기 근처에 도달하여 물질과 상호작용하여 만들어내는 2차 입자들을 우리가 검출하고자 하는 신호에서 제거하기 위해 필요하다.

연구 주제

Fig. 2. Physics program of the LSC from astro-particle physics to particle physics that searches for new discoveries. With the LSC detector alone, precise measurement of solar neutrinos, detection of Supernova neutrinos, and detection of geo-neutrinos are possible. Together with a linac facility, dark photon search can be performed. Together with either a cyclotron facility or strong radioactive sources, sterile neutrino search can be done. The LSC detector can be upgraded to search for neutrinoless double beta decay in a later stage.

앞에서 언급한 것처럼 LSC 검출기의 타겟은 약 2260톤의 액체섬광물질인데 이 검출기로 수행할 수 있는 연구 주제들은 천체물리부터 입자물리에 이르기까지 다양하다(그림 2 참조). 이 검출기 단독으로 할 수 있는 연구 주제로는 태양 중성미자의 정밀 측정, 초신성 폭발(Supernova burst) 시 나오는 중성미자 측정, 지구 중성미자 측정이 있다. 만약 선형전자가속기(linac) 시설을 함께 갖추게 된다면 암흑광자의 탐색이 가능하다. 나아가 싸이클로트론(cyclotron) 시설을 갖추거나 강력한 방사능소스(예를 들어 100,000큐리(Curie) 정도의 ¹⁴⁴Ce)를 이용한다면 비활성 중성미자의 탐색이 가능하다.4) 이 모든 연구들을 다 수행한 후 LSC 검출기를 업그레이드하여 중성미자 미 방출 이중베타붕괴(0νββ) 실험을 수행할 수도 있어 이 검출기의 활용 범위가 실로 다양하고, 활용기간도 최소 20년 이상은 될 것으로 예상한다. 다음 섹션에서는 지면의 제한 상 언급된 연구 주제들 중 태양 중성미자의 정밀측정, 암흑광자 탐색, 싸이클로트론(cyclotron)을 이용한 비활성 중성미자의 탐색에 대해서만 더 자세히 논의한다.

태양 중성미자 정밀측정

태양은 그 중심에 있는 핵에서 수소를 원료로 핵융합 반응을 통해 빛과 열에너지를 방출할 뿐 아니라 수많은 중성미자들도 생성한다. 태양 중성미자는 매초 1제곱센티미터의 지구표면에 대략 7백억 개가 도달하지만, 상호작용이 약하여 그 검출이 쉽지 않다. 태양의 핵융합 반응에서 나오는 중성미자들은 그 생성에 관여하는 원소들의 이름을 따서 pp, ⁷Be, pep, hep, ⁸B, 그리고 CNO 중성미자로 분류된다. 태양 중성미자의 측정은 이탈리아의 보렉시노(Borexino), 일본의 수퍼-카미오칸데(Super-Kamiokande), 그리고 캐나다의 스노(SNO) 등의 실험들이 수행해 왔는데, 보렉시노 실험만이 유일하게 hep 중성미자를 제외한 모든 종류의 태양 중성미자들을 측정하였다.5) hep 중성미자는 그 양이 극히 작고 ⁸B 중성미자와 구별이 어려워 아직 검출되지 않았다.

Fig. 3. Survival probability of solar neutrinos (pp, 7Be, pep, and 8B) vs. neutrino energy. Solar neutrinos are produced at the core of the Sun by nuclear fusion and propagate to the surface of the Sun. Due to neutrino mixing and oscillation, solar neutrino survival probability at the surface of the Sun is about 54% (vacuum LMA). Higher energy solar neutrinos (pep and 8B), however, interact more with matter and this leads to smaller survival probability (MSW-LMA).

Fig. 3. Survival probability of solar neutrinos (pp, ⁷Be, pep, and ⁸B) vs. neutrino energy. Solar neutrinos are produced at the core of the Sun by nuclear fusion and propagate to the surface of the Sun. Due to neutrino mixing and oscillation, solar neutrino survival probability at the surface of the Sun is about 54% (vacuum LMA). Higher energy solar neutrinos (pep and ⁸B), however, interact more with matter and this leads to smaller survival probability (MSW-LMA).

보렉시노(Borexino) 실험에서 거의 모든 종류의 태양 중성미자 측정이 가능했던 것은 첫째, 저에너지 영역에 유리한 액체섬광물질을 중성미자의 타겟으로 썼기 때문이고, 둘째, 오랜 기간의 R&D를 통해 액체섬광물질을 고순도로 정제하여 자연방사능이 많은 1 MeV 이하의 에너지 영역까지 측정을 할 수 있었기 때문이다. 보렉시노는 300톤의 액체섬광물질 검출기로 2007년부터 2021년까지(중간에 2회에 걸친 총 4년간의 업그레이드 기간을 제외하고) 데이터 수집을 하여 태양 중성미자를 측정하였으나, 검출기 사이즈가 작아 아직까지는 측정의 통계에러가 대부분의 태양 중성미자 측정에서 크게 나오고 있다. LSC 검출기는 보렉시노 검출기보다 약 8배가량 큰 검출기이므로 단순히 통계적 에러만 고려한다면 약 2.8배 정도 향상된 측정을 할 수 있다. 태양 중성미자의 정밀 측정이 중요한 이유는 태양 표준모형을 정밀하게 테스트함으로써 새로운 물리학의 가능성을 탐색하는데 있다. 그림 3은 태양 중성미자가 태양 핵에서 생성된 후에 진동변환을 통해 태양 표면까지 전자중성미자로 살아남을 확률을 중성미자의 에너지에 대한 함수로 보여준다. 만약 태양이 진공이라면 중성미자 진동변환에 의해 대략 54%의 생존확률을 가진다.(그림 3의 분홍색 점선과 그 에러 밴드, Vacuum-LMA) 저에너지 중성미자들은 상호작용 확률이 극히 작아 태양을 진공으로 느끼는 한편 중성미자의 에너지가 높아질수록 태양을 구성하는 물질들과 상호작용이 더 늘어나게 되어, 이들 중성미자의 생존확률은 줄어들게 된다.(그림 3의 검은 실선, MSW-LMA6)) 표준태양모형에 따르면 10 MeV 중성미자의 경우 약 32%의 생존확률을 가지게 된다. 그림 3에서 LSC 검출기로 5년간 데이터를 받을 경우 태양 중성미자의 생존확률 예상 측정값들은 검은 점에 통계에러가 있는 것들로 표시되어 있다. 여기서 통계에러를 제외한 측정값들은 보렉시노의 측정값들을5) 쓴 것이기에 실지로 측정될 값들은 이 그림과 다를 수 있다. 그림 3에서 중성미자의 비표준 상호작용(파란색과 녹색)7)이나 비활성 중성미자(옅은 녹색)8)의 존재에 기인한 진동변환과 같은 새로운 물리학이 존재한다면 표준태양모형에서 예측하는 생존확률과는 다른 생존확률을 가지게 된다. 보렉시노의 측정에러는 표준태양모형을 테스트하고 새로운 물리학의 가능성을 탐색하기에는 현재 너무 크다. LSC 검출기로 통계에러를 충분히 낮추고 또한 계통 에러를 잘 통제할 수 있다면 태양 중성미자 측정을 통해 새로운 물리학의 가능성을 탐색할 수 있다.

암흑광자 탐색

암흑광자(dark photon)는 1980년대 말 미국 스탠포드 국립가속기연구소(SLAC)에 있는 빔 덤프(beam dump) 영역에 설치된 E1379) 실험에서 처음으로 탐색된 이후 지난 20년간 꾸준히 그리고 최근 들어 더욱 활발히 탐색되어 왔다. 암흑광자는 보이는 우주와 대칭되는(하지만 탐색이 훨씬 어려운) 암흑 우주가 존재한다면 이곳에 존재하는 가장 단순한 가상 입자이며 가장 인기 있는 탐색 대상이다. 암흑광자는 암흑물질의 후보이며 또한 물질과 암흑물질의 상호작용을 매개하기도 한다. 암흑광자는 광자와 운동학적 섞임(kinematic mixing)을 통해 상호작용한다. 암흑광자 탐색은 이 운동학적 섞임의 세기를 나타내는 파라미터()와 암흑광자의 질량 측정을 통해 이루어진다.

Fig. 4. Schematics of experimental setup for dark photon search at Yemilab. The 100 MeV electron beam (100 kW) from a linac strikes 50 cm-thick tungsten target, and dark photons could be produced via a dark-strahlung process. The produced dark photons can be detected in visible decay channels or a compton-like scattering a.k.a. absorption process inside the LSC. This figure is from Ref. [10].

예미랩에서도 선형전자가속기(linac)와 LSC 검출기를 이용하면 암흑광자 탐색이 가능하며 그림 4는 암흑광자 탐색을 위한 실험세팅을 보여준다. 전자가속기에서 100 MeV 전자빔을 생성하여 50 cm 두께의 텅스텐 타겟에 조사하면 많은 Bremstrahlung 광자들이 생성되는데, 이 중 일부는 운동학적 섞임을 통해 암흑광자로 변환된다. 이렇게 생성된 암흑광자는 그 질량이 1 MeV보다 크면 전자-반전자 쌍으로 붕괴하고, 1 MeV보다 작으면 3개의 광자로 붕괴한다. 암흑광자는 또한 컴프톤 산란(Compton-like scattering) 과정을 통해 광자로 전환되기도 한다. 이 세 가지 종류의 신호들을 LSC 검출기에서 검출하고자 한다. 암흑광자의 질량이 1 MeV보다 작을 경우 암흑광자는 광자-암흑광자의 진동변환을 통해 생성되고 다시 암흑광자-광자의 진동변환을 통해 검출될 수 있다. 우리 연구에 따르면 진동변환 채널이 3개의 광자로 붕괴하는 채널보다 더 좋은 결과를 주는 것을 확인할 수 있었다. 그림 5의 왼(오른)쪽 플랏은 암흑광자의 질량이 1 MeV 이상(이하)일 때 LSC 검출기로 1년간 데이터를 수집할 경우의 암흑광자 탐색의 민감도를 보여주는데, 왼쪽(오른쪽) 플랏에서 배경사건이 없는 이상적인 경우의 민감도는 검은색(빨간색) 실선으로, 배경사건이 1000개일 경우의 민감도는 녹색 실선(빨간색 점선)으로 나타내고 있다. 그림 5의 왼쪽 플랏에서 다른 색깔로 된 실선들은 다른 곳에서 계획 중인 미래 실험/프로젝트들의 민감도이고, 회색영역은 기존 실험들에 의해 이미 제외된 영역이다. 암흑광자의 질량이 1 MeV 이상일 때 LSC 검출기의 민감도는 배경사건을 고려하더라도 대략 30 MeV 이하 영역에서 세계 최고이다. 그림 5의 오른쪽 플랏에서 검은색의 긴 점선은 대만의 텍소노(TEXONO)실험11)에 의해 이미 제외된 영역을 보여주고 검은색 실선은 CERN에 있는 NA64실험12)의 민감도를 보여준다. TEXONO와 NA-64 실험들은 LSC와 같이 암흑광자를 직접적으로 탐색하는 실험인데, 이로써 암흑광자의 질량이 1 MeV 이하인 직접탐사 실험에서는 LSC가 세계 최고의 민감도를 가지는 것을 알 수 있다.

Fig. 5. Dark photon search sensitivities at LSC using 1 year-data to be taken with an 100 MeV‒100 kW electron beam from a linac. Top: kinetic mixing parameter vs. dark photon mass greater than 1 MeV. The LSC sensitivities are shown in black (zero background event) and green (1000 background events) lines. Other solid lines with colors represent sensitivities from some current experiments and future projects. Shaded regions show excluded limits. Bottom: Log() vs. Log (dark photon mass) where dark photon mass is less than 1 MeV. The LSC sensitivities are shown in red solid (zero background event) and red dotted (1000 background events) lines. Other direct search limit by TEXONO (black dashed) and sensitivities by NA64 (black solid lines) are shown for comparison. Model dependent astrophysical indirect search limits are shown in shaded areas. This figure is from Ref. [10].

Fig. 5. Dark photon search sensitivities at LSC using 1 year-data to be taken with an 100 MeV‒100 kW electron beam from a linac. Left: kinetic mixing parameter \(\small \epsilon\) vs. dark photon mass greater than 1 MeV. The LSC sensitivities are shown in black (zero background event) and green (1000 background events) lines. Other solid lines with colors represent sensitivities from some current experiments and future projects. Shaded regions show excluded limits. Right: Log(\(\small \epsilon\)) vs. Log (dark photon mass) where dark photon mass is less than 1 MeV. The LSC sensitivities are shown in red solid (zero background event) and red dotted (1000 background events) lines. Other direct search limit by TEXONO (black dashed) and sensitivities by NA64 (black solid lines) are shown for comparison. Model dependent astrophysical indirect search limits are shown in shaded areas. This figure is from Ref. [10].

비활성 중성미자 탐색

Fig. 6. Schematics of IsoDAR source set up. The 60 MeV proton beam (10 mA, 600 MW) produced by a cyclotron strikes 9Be target covered with 7Li sleeve. Electron antineutrinos are produced as decay products of 8Be from either A or B cases (see text).

Fig. 6. Schematics of IsoDAR source set up. The 60 MeV proton beam (10 mA, 600 MW) produced by a cyclotron strikes ⁹Be target covered with ⁷Li sleeve. Electron antineutrinos are produced as decay products of ⁸Be from either A or B cases (see text).

2000년도부터 시작하여, 비활성 중성미자에 대한 여러 증거들이 서로 다른 종류의 실험들에서 독립적으로 제기되어 왔으며 아직도 완전히 결론이 나지 않았다. 이 문제를 해결하기 위해 IsoDAR (Isottope Decay At Rest) 프로젝트가 미국 주도로 약 10년 전에 제안되었는데,13) ⁸Li(반감기 0.84초, Q-value 12.974 MeV) 동위원소의 베타붕괴를 통해 전자 반중성미자를 생성하고 이를 LSC 검출기에서 역베타붕괴(Inverse Beta Decay) 반응으로 신호를 검출하는 것이 기본 아이디어이다.14) 싸이클로트론으로부터 60 MeV 양성자 빔을 생성하여15) 베릴륨(⁹Be 100%) 타겟에 조사하면 ⁸Li이 만들어진다(A case). ⁸Li은 중성자가 ⁹Be 타겟을 둘러싼 ⁷Li에 흡수되어 만들어지기도 하는데(B case) 사실 이 방법을 통해 더 많은 ⁸Li이 만들어진다(그림 6 참조).

Fig. 7. Sensitivity curve of IsoDAR coupled with LSC at Yemilab (black) and exclusion curves of combined RENO and NEOS (orange) and Prospect (green) in the sterile neutrino parameter space. Allowed regions of Neutrino-4 (blue), combined BEST and Gallex experiments (red), and Global Fit 2019 (purple) are going to be excluded at 5 sigma by the IsoDAR using 5 calendar years of data. This plot is from Ref. [14].

60 MeV 양성자 빔의 파워가 600 kW인 경우, 5년간 데이터를 받으면 약 2백만 개의 역 베타붕괴 신호를 검출할 수 있다. 비활성 중성미자의 탐색은 활성 중성미자와 비활성 중성미자의 질량제곱의 차이(Δm²)와 비활성 중성미자의 진동변환에 관여하는 섞임 각의 측정을 통해 이루어진다. 그림 7은 IsoDAR로 생성된 전자반중성미자를 LSC 검출기로 5년간 데이터를 받았을 경우의 비활성중성미자14) 탐색의 민감도를 5시그마 레벨(검은색 실선)에서 보여준다. 러시아의 연구용 원자로를 이용한 비활성 중성미자 탐색실험인 Neutrino-4에서 2018년도에 비활성 중성미자의 진동변환을 약 3시그마 레벨에서 관측하였고, 그림 7의 파란색 영역은 Neutrino-416)의 관측결과를 토대로 1시그마 이내에서 비활성 중성미자가 존재한다고 허용된 영역이다. 러시아의 또 다른 비활성 중성미자 탐색실험인 베스트(BEST)는 2022년에 3MCi 세기의 크로미움(⁵¹Cr) 소스에서 나오는 전자중성미자를 갈륨(Ga) 타겟으로 검출하였는데 기대치보다 20% 적은 양을 관측하였고(4시그마 레벨),17) 이는 중성미자가 비활성 중성미자로 진동변환에 의해 사라진 것으로 해석되어질 수 있다. 베스트(BEST)의 2022년 결과는 기존의 유사한 실험들(GALLLEX, SAGE)에서 관측한 결과를 더 적은 에러로 측정함으로써 비활성 중성미자가 존재할 수 있다는 가설을 한층 더 공고히 해주었다. 그림 7의 빨간색 점선과 실선은 베스트(BEST)와 기존의 유사 실험들의 결과들을 합한 결과들에 의해 허용된 영역을 각각 1시그마와 3시그마 범위 내에서 보여준다. 그림 7의 보라색 영역은 2019년 글로벌 피팅에 의해 2시그마 범위 내에서 허용된 영역이다. ISoDAR-LSC 5년 데이터는 만약 비활성 중성미자가 발견되지 않는다면 다른 실험들에서 허용된 모든 영역들을 쉽게 제외할 수 있음을 보여준다. 그림 7에서 오렌지색은 리노(RENO)와 네오스(NEOS)의 데이터로 분석한 결과를 보여주며(5시그마 제외 영역),18) 이는 앞서 언급된 비활성 중성미자의 허용된 영역을 일부만 제외시킬 수 있음을 보여준다.

IsoDAR의 큰 장점은 가속기나 원자로에서 생성된 중성미자들과 달리 중성미자의 플럭스(flux)와 에너지 스펙트럼이 잘 알려져 있다는 것인데, 이는 비활성 중성미자 탐색의 민감도를 높이는데 큰 이점이 된다. 또한 비활성 중성미자의 진동변환의 변화를 볼 수 있는 중성미자의 진행거리(L)를 에너지(E)로 나눈 값(L/E)이 커서 다양한 비활성 중성미자의 모델들을 테스트할 수 있다는 것이 큰 장점이다. 현재 미국의 여러 그룹들이 주도하여 IsoDAR 시설을 만들기 위해 NSF 연구비를 받으려는 노력이 활발히 이루어지고 있으며, 이것이 실현된다면 LSC 옆에 IsoDAR 시설을 설치하여 비활성 중성미자를 탐색하는 것이 머지않아 실현될 수도 있을 것이다.

맺음말

2022년 정선 예미랩의 완공은 앞으로 한국의 기초과학을 한층 업그레이드시키고 여러 가지 세계적인 결과들을 얻을 수 있는 토대를 마련할 것이다. 이곳에 거대 중성미자 검출기인 LSC를 설치할 수 있는 공간이 함께 건설되었는데, LSC 검출기가 실현된다면 천체물리부터 입자물리에 이르기까지 다양하고도 흥미로운 연구들이 이루어질 수 있다.

LSC 검출기 단독으로는 태양 중성미자 정밀 측정, 초신성 중성미자 검출, 그리고 지구 중성미자 검출을 할 수 있고, 선형전자가속기를 함께 설치함으로써 암흑광자 탐색을 할 수 있으며, 싸이클로트론과의 결합을 통해 비활성 중성미자 탐색을 수행할 수 있다. LSC 검출기 건설 이후 약 20년 이상 데이터를 수집함으로써 여러 가지 세계적 주목을 받을만한 결과들을 얻을 수 있을 것으로 기대한다.

각주: 1)F. P. An et al. (Daya Bay), Phys. Rev. Lett. 108, 171803 (2012).; 2)J. K. Ahn et al. (RENO), Phys. Rev. Lett. 108, 191802 (2012).; 3)F. P. An et al. (JUNO), J. Phys. G 43 3, 030401 (2016).; 4)M. Pallavinici et al. (Borexino-SOX), J. Phys. Conf. Ser. 888 1, 012018 (2017).; 5)M. Agostini et al. (BOREXINO), Nature 562, 505 (2018).; 6)M. Maltoni and A. Y. Smirnov, Eur. Phys. J. A 52, 87 (2016).; 7)P. Bakhti and M. Rajaee, Phys. Rev. D 102, 035024 (2020).; 8)P. C. de Holanda and A. Y. Smirnov, Phys. Rev. D 83, 113011 (2011).; 9)J. D. Bjorken et al., Phys. Rev. D 38, 3375 (1988).; 10)S. H. Seo and Y. D. Kim, JHEP 04, 135 (2021).; 11)M. Danilov et al., Phys. Rev. Lett. 122, 041801 (2019).; 12)S. Demidov et al., JHEP 07, 162 (2019).; 13)D. Campo (IsoDAR), Nuovo Cim.C 38 2, 84 (2015).; 14)J. R. Alonso et al., Phys. Rev. D 105, 052009 (2022).; 15)J. R. Alonso et al., JINST 17, 09, P09042 (2022).; 16)A. P. Serebrov et al., Phys. Rev. D 104, 023003 (2021).; 17)V. V. Barinov et al., Phys. Rev. Lett. 128, 232501 (2022).; 18)Z. Atif et al. (RENO, NEOS), Phys. Rev. D 105, L111101 (2022).