超级神冈探测器

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坐标:36°25′32.6″N 137°18′37.1″E / 36.425722°N 137.310306°E / 36.425722; 137.310306

超越标准模型的物理学
由大型强子对撞机中的紧凑μ子线圈得到的希格斯玻色子产生时的景象。它是通过衰变为强子喷流的质子与电子的碰撞形成的。
标准模型
存在证据
  • 级列问题英语Hierarchy problem
  • 暗物质
  • 宇宙学常数问题
  • 强CP问题
  • 中微子振荡
理论探索
  • 彩色理论英语Technicolor (physics)
  • 卡鲁扎-克莱因理论
  • 大统一理论
  • 万有理论
  • 弦理论
  • 因果费米子系英语Causal fermion system
  • 超流真空理论英语Superfluid vacuum theory
超对称
  • 最简超对称标准模型英语Minimal Supersymmetric Standard Model
  • 超弦理论
  • 超引力
量子引力
  • 弦理论
  • 循环量子引力
  • 因果三角剖分英语Causal dynamical triangulation
  • 因果费米子系英语Causal fermion system
  • 因果集英语Causal sets
  • 正则量子引力理论英语Canonical quantum gravity
  • 超流真空理论英语Superfluid vacuum theory
实验验证
  • ANNIE英语ANNIE
  • 格兰萨索英语Laboratori Nazionali del Gran Sasso
  • INO英语India-based Neutrino Observatory
  • LHC
  • SNO
  • Super-K
  • Tevatron
  • NOνA英语NOνA

超级神冈探测器(英语:Super-Kamiokande,可缩写为Super-KSK;日语:スーパーカミオカンデ),全名为超级神冈中微子探测实验Super-Kamioka Neutrino Detection Experiment),是日本东京大学在岐阜县飞驒市神冈町的神冈矿山(日语:神冈鉱山)一个深达1000米的废弃砷矿中建造的大型中微子探测器。其目标是探测质子衰变以及被设计来寻找太阳、地球大气的中微子,并观测银河系内超新星爆发。目前超级神冈的后续项目,更先进的下一代超巨型神冈探测器(英语:Hyper-Kamiokande,可缩写为HK)正在进行预研,预计于2020年四月开工建设。

描述

超级神冈探测器位于飞驒市神冈町的茂住矿山1,000米(3,300英尺)的地下。之所以盖在如此深的地层中是因为要阻隔其他的宇宙射线讯号。该设施主要部分是一个高41.4米、直径39.3米的不锈钢圆柱形的容器,盛有5万吨100%的超纯水,光是填满就要两周时间[来源请求]。水箱容量被分成由一个直径为33.8米(111英尺)和高度为36.2米(119英尺)的不锈钢上层结构的内部探测器(ID)区,和包括其余结构的外部探测器(OD)区。容器的内壁上安装有11200个光电倍增管,用于探测中微子与水中的氢原子和氧原子的相互作用的后续过程产生的切连科夫辐射。

探测器

超级神冈(SK)是用来研究从不同的来源中微子切连科夫辐射的一个探测器,包括太阳,超新星,大气,和加速器的质子衰变。实验开始于1996年4月,并于2001年7月停车检修,这一段时期被称为“SK-I”阶段。由于在维修过程中发生意外事故,实验在2002年10月继续,只有原来一半数量的光电倍增管。为了防止再发生意外事故,所有的光电倍增管都被覆盖的纤维增强塑料(FRP)与丙烯酸的前窗。这一阶段是从2002年10月到2005年10月为整个重建而做另一次关闭的阶段,被称为“SK-II”阶段。2006年7月,实验恢复了光电倍增管的完整数目,并在2008年9月停止实验而做电子设备的升级。这一时期被称为“SK-III”阶段。2008年后的时期被称为“SK-IV”阶段。所有阶段和它们的主要特性汇总于表1。

神冈探测器(KamiokaNDE)的一个模型。
表1
阶段SK-ISK-IISK-IIISK-IV
时期开始1996年4月2002年10月2006年7月2008年9月
结束2001年7月2005年10月2008年9月(运行中)
光电倍增管数量ID11146 (40%)5182 (19%)11129 (40%)11129 (40%)
OD1885
抗爆裂容器
OD 分段
前端电子设备ATM (ID)QBEE
OD QTC (OD)

历史

这台探测器最初名为“神冈核子衰变实验”(KamiokaNDE),于1982年开始建造,1983年完工,圆柱形容器高16米,直径15.6米,装有3000吨水和大约1000只光电倍增管,目的是探测粒子物理学中的一个基本问题——质子衰变。1985年,探测器开始进行扩建,名为神冈核子衰变实验II期(KamiokaNDE-II),灵敏度大大提高。1987年2月,神冈探测器与美国的探测器共同发现了大麦哲伦云中超新星1987A爆发时产生的中微子,这是人类首次探测到太阳系以外的天体产生的中微子。

尽管神冈探测器最初探测质子衰变的目标始终没有实现,但却可以接收来自太阳的中微子,并且测量其入射的方向,研究太阳中微子缺失问题。20世纪90年代,神冈观测台耗资一亿美元建造了更大的探测器,名为超级神冈探测器(Super-KamiokaNDE),它的探测物质增加到了 50000 吨高度纯净的水。一句话总结,探测器在各方面都有了长足的改进。超级神冈探测器于1996年开始观测,其后自1998年起,超级神冈探测器开始发布探测结果。1998年,超级神冈探测器的领导者、日本科学家小柴昌俊发表了测量结果,给出中微子振荡的首个确切证据,认为中微子在三种不同“味”之间是可以相互转换的,这也表明中微子是有质量的,而不是粒子物理标准模型中预言的零质量粒子。2002年,超级神冈探测器证实反应堆中产生的中微子发生了振荡。这个探测结果在中微子天文学和粒子物理学中具有里程碑式的意义,小柴昌俊因此获得2002年的诺贝尔物理学奖。

2001年11月12日,超级神冈探测器数千只光电倍增管由于链式反应突然爆裂,随后工作人员重新排列了未损坏的光电倍增管,使其恢复了一部分工作能力,并加上了聚甲基丙烯酸甲酯保护壳,防止其进一步损坏。2005年7月到2006年6月,超级神冈探测器重新安装了6000只光电倍增管。

相关研究

太阳中微子

参见:中微子振荡和太阳中微子

太阳的能量来自其内核质子之核聚变反应,其中4个质子产生1个氦原子与1个电子中微子。由此反应释出之中微子被称作太阳中微子。在太阳中心核聚变反应产生的光子需要花上好几百万年才能抵达太阳表面,至于太阳中微子则因为与其他物质之相互作用甚弱,仅需8分钟即可抵达地球。所以,我们可借由观测太阳中微子来得知太阳内部之即时状态,而不需等数百万年后光子的抵达。

在1999年,超级神冈探测器侦测到中微子振荡的强烈证据,成功地解释了太阳中微子问题。包括太阳在内的80%可见恒星借由以下反应将氢转换为氦并产生能量:

2 e + 4 p 2 H e + 2 υ e + 26.73 M e V {\displaystyle 2e^{-}+4p\to {}^{2}\!He+2\upsilon _{e}+26.73MeV}

其中 υ e {\displaystyle \upsilon _{e}} 是电子中微子。因此,包括我们的太阳在内的恒星们是中微子的来源之一。这些电子中微子主要来自质子﹣质子链反应而形成较低的质量,至于温度较低的恒星则会借由碳氮氧循环反应产生较重的电子中微子。

在1990年代早期,由于Kamioka II与Ga实验的初始数据的不确定性,没有任何单一的实验需要用太阳中微子问题的非天文物理解作解释。但若同时分析Cl、Kamioka II、以及Ga实验的数据,会发现一种无法利用微调标准太阳模型(SSM)来解释的中微子通量模式。而这反过来激励了新一代的主动侦测器们,包含超级神冈探测器、萨德伯里中微子观测站、以及Borexino英语Borexino实验。其中超级神冈探测器可侦测弹性散射 (ES)事件:

v x + e v x + e {\displaystyle v_{x}+e^{-}\to v_{x}+e^{-}}

由于电子中微子散射造成的电流效应,该反应之电子中微子与重“味”中微子的相对灵敏度比约为7:1。由于反弹电子之运动方向被限制在绝对前方,中微子的行进方向被保持与反弹电子的方向一致。由此可得 c o s θ S u n {\displaystyle cos\theta _{Sun}} ,其中 θ S u n {\displaystyle \theta _{Sun}} 表示反弹电子运动方向与太阳方位之间的夹角。这说明了 8 B {\displaystyle {}^{8}\!B} 太阳中微子通量可被计算为:

2.40 ± 0.03 ( s t a t . ) 0.07 + 0.08 ( s y s . ) × 10 6 c m 2 s 1 {\displaystyle 2.40\pm 0.03(stat.){}_{-0.07}^{+0.08}\!(sys.)\times 10^{6}cm^{-2}s^{-1}}

这个预测值与标准太阳模型预测值之比率为:

D a t a S S M B P 98 = 0.465 ± 0.005 ( s t a t . ) 0.013 + 0.015 ( s y s . ) {\displaystyle {Data \over SSM_{BP98}}=0.465\pm 0.005(stat.){}_{-0.013}^{+0.015}\!(sys.)} [15]

以上结果表明了太阳中微子的缺失。

大气中微子

大气中微子是由原生宇宙线(主要是质子)与地球大气相互作用产生的衍生宇宙线。我们可将观测到的大气中微子分成四类。全部包含事件(Fully contained, FC)之所有路径皆包含在内层探测器内部,而部分包含事件(partially contained, PC)则有路径从内层探测器中漏出;μ子向上贯通事件(Upward through-going muons, UTM)产生于探测器底部的岩层,并向上贯穿探测器。μ子向上停止事件(Upward stopping muons, USM)亦产生于探测器底部的岩层,但其路径停止于内层探测器内部。

中微子观测数量之理论预测值并不随天顶角而改变,而是呈一定值。然而,超级神冈探测器于1998年发现,从侦测器下方进来的μ子中微子(产生于地球另一侧)被观测到的数量是从侦测器上方进来的μ子中微子数量的一半。这个结果可被解释成中微子转变或震荡至其他种类的未侦测中微子,这个现象被称作中微子振荡。此发现表示中微子具有有限质量,并暗示著标准模型需要被延伸。中微子在三种“味”之间震荡,而且各种中微子皆有其静止质量。于2004年的进一步分析显示,事件发生率是长度除以能量的函数,并有着正弦函数的对应关系,确认了中微子震荡理论。

K2K实验

主条目:K2K实验

K2K实验英语K2K experiment是一个从1999年6月进行至2004年11月的中微子实验。该实验用于确认超级神冈探测器对μ子中微子震荡的观测数据,并首次在辐射源与侦测器皆受控制的情况之下得出了μ子中微子震荡的正面测量结果。超级神冈探测器在该次实验计划的重要角色为“远侦测器”。K2K实验的第二代计划为T2K实验。

T2K实验

主条目:T2K实验

T2K实验英语T2K experimentTokai to Kamioka,东海到神冈之意)是一个由日本、美国、俄罗斯等11国参与的国际性合作中微子实验。T2K实验的目标在于进一步了解中微子振荡的各项参数性质。T2K实验寻找从μ子中微子转变为电子中微子的震荡,并在2011年6月宣布了首次实验观测证据。超级神冈探测器在该次实验计划的角色为“远侦测器”。超级神冈探测器将记录高能中微子与水相互作用所产生的μ子和电子之切连科夫辐射。

质子衰变

参见:质子衰变

在标准模型中,质子被假设为绝对稳定。然而,一些大统一理论的候选理论(GUTs)预测质子可以衰变为较轻的高能带电粒子,例如电子、μ子、π介子等。神冈探测器可协助排除一些候选理论。超级神冈探测器是现有最大的用于观测质子衰变的侦测器。

诺贝尔物理学奖

超级神冈探测器制造了数个诺贝尔物理学奖等级的成果,例如小柴昌俊(2002年)以及梶田隆章(2015年)。户冢洋二的贡献和梶田隆章相仿,但他在2008年去世,而诺贝尔奖不追认已经逝世的人。小柴、户冢、梶田三人为师徒关系,并为超级神冈探测器之共同创建者。

2015年10月6日,梶田隆章表示:“虽然结果上是我获得了诺贝尔奖...(中略)...我认为我的‘老师’的功劳更为重要。”韩国《朝鲜日报》指出,此处的“老师”就是已过世的户冢洋二。户冢被认为是“小柴最优秀的学生”。小柴昌俊曾表示,若户冢洋二能再多活十八个月,必能得奖。

大众文化中的超级神冈探测器

超级神冈探测器是德国摄影家安德列斯‧古尔斯基英语Andreas Gursky于2007年的作品《Kamiokande》之主题。该探测器亦成为美国科学纪录片《宇宙时空之旅》的主题之一。

成果

在1987年2月,一场超新星爆发SN1987A出现在大麦哲伦星系。在此次事件中,超级神冈探测器第一次侦测到超新星中微子。超级神冈探测器对这些中微子侦测到了11场事件。这次观测证实了超新星爆发理论的正确性,并开启了中微子天文学。

1998年,超级神冈探测器首次发现了中微子震荡的强烈证据,其观测到了μ子中微子转变为τ子中微子的现象,这显示中微子具有质量。梶田隆章在该年的“中微子物理学・宇宙物理学国际会议”上发表该结果,并因此研究获得2015年的诺贝尔物理学奖。

超级神冈探测器所得之数据对质子平均生命期与其他罕见衰变模式以及中微子性质做出了限制,例如质子衰变成K介子的生命期上限为5.9×10年。

原文链接: http://www.baijia520.com/c520/39hjm.html