超級神岡探測器
座標：36°25′32.6″N 137°18′37.1″E / 36.425722°N 137.310306°E[1]
| 超越標準模型的物理學 |
|---|
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| 標準模型 |
超級神岡探測器（英語：Super-Kamiokande，可縮寫為Super-K或SK；日語：スーパーカミオカンデ），全名為超級神岡中微子探測實驗（Super-Kamioka Neutrino Detection Experiment），是日本東京大學在岐阜縣飛驒市神岡町的神岡礦山（日語：神岡鉱山）一個深達1000米的廢棄砷礦中建造的大型中微子探測器。其目標是探測質子衰變[2][3][4][5][6][7][8]以及被設計來尋找太陽、地球大氣的中微子，並觀測銀河系內超新星爆發。目前超級神岡的後續項目，更先進的下一代超巨型神岡探測器（英語：Hyper-Kamiokande，可縮寫為HK）目前正在建設中，預計2027年開始蒐集資料。
描述[編輯]
超級神岡探測器位於飛驒市神岡町的茂住礦山1,000米（3,300英尺）的地下。之所以蓋在如此深的地層中是因為要阻隔其他的宇宙射線訊號[9]。該設施主要部分是一個高41.4米、直徑39.3米的不鏽鋼圓柱形的容器，盛有5萬噸100%的超純水，光是填滿就要兩周時間[來源請求]。水箱容量被分成由一個直徑為33.8米（111英尺）和高度為36.2米（119英尺）的不鏽鋼上層結構的內部探測器（ID）區，和包括其餘結構的外部探測器（OD）區。容器的內壁上安裝有11200個光電倍增管，用於探測中微子與水中的氫原子和氧原子的相互作用的後續過程產生的切連科夫輻射。
探測器[編輯]
超級神岡（SK）是用來研究從不同的來源中微子切連科夫輻射的一個探測器，包括太陽，超新星，大氣，和加速器的質子衰變。實驗開始於1996年4月，並於2001年7月停車檢修，這一段時期被稱為「SK-I」階段。由於在維修過程中發生意外事故，實驗在2002年10月繼續，只有原來一半數量的光電倍增管。為了防止再發生意外事故，所有的光電倍增管都被覆蓋的纖維增強塑料（FRP）與丙烯酸的前窗。這一階段是從2002年10月到2005年10月為整個重建而做另一次關閉的階段，被稱為「SK-II」階段。2006年7月，實驗恢復了光電倍增管的完整數目，並在2008年9月停止實驗而做電子設備的升級。這一時期被稱為「SK-III」階段。2008年後的時期被稱為「SK-IV」階段。所有階段和它們的主要特性匯總於表1[10]。
| 階段 | SK-I | SK-II | SK-III | SK-IV | |
|---|---|---|---|---|---|
| 時期 | 開始 | 1996年4月 | 2002年10月 | 2006年7月 | 2008年9月 |
| 結束 | 2001年7月 | 2005年10月 | 2008年9月 | (運行中) | |
| 光電倍增管數量 | ID | 11146 (40%) | 5182 (19%) | 11129 (40%) | 11129 (40%) |
| OD | 1885 | ||||
| 抗爆裂容器 | 不 | 是 | 是 | 是 | |
| OD 分段 | 不 | 不 | 是 | 是 | |
| 前端電子設備 | ATM (ID) | QBEE | |||
| OD QTC (OD) | |||||
歷史[編輯]
這台探測器最初名為「神岡核子衰變實驗」（KamiokaNDE），於1982年開始建造，1983年完工，圓柱形容器高16米，直徑15.6米，裝有3000噸水和大約1000隻光電倍增管，目的是探測粒子物理學中的一個基本問題——質子衰變。1985年，探測器開始進行擴建，名為神岡核子衰變實驗II期（KamiokaNDE-II），靈敏度大大提高。1987年2月，神岡探測器與美國的探測器共同發現了大麥哲倫雲中超新星1987A爆發時產生的中微子，這是人類首次探測到太陽系以外的天體產生的中微子。[11]
儘管神岡探測器最初探測質子衰變的目標始終沒有實現，但卻可以接收來自太陽的中微子，並且測量其入射的方向，研究太陽中微子缺失問題。20世紀90年代，神岡觀測台耗資一億美元建造了更大的探測器，名為超級神岡探測器（Super-KamiokaNDE），它的探測物質增加到了 50000 噸高度純淨的水。一句話總結，探測器在各方面都有了長足的改進。超級神岡探測器於1996年開始觀測，其後自1998年起，超級神岡探測器開始發布探測結果。1998年，超級神岡探測器的領導者、日本科學家小柴昌俊發表了測量結果，給出中微子振盪的首個確切證據[12]，認為中微子在三種不同「味」之間是可以相互轉換的，這也表明中微子是有質量的，而不是粒子物理標準模型中預言的零質量粒子。2002年，超級神岡探測器證實反應堆中產生的中微子發生了振盪。這個探測結果在中微子天文學和粒子物理學中具有里程碑式的意義，小柴昌俊因此獲得2002年的諾貝爾物理學獎。
2001年11月12日，超級神岡探測器數千隻光電倍增管由於連鎖反應突然爆裂，隨後工作人員重新排列了未損壞的光電倍增管，使其恢復了一部分工作能力，並加上了聚甲基丙烯酸甲酯保護殼，防止其進一步損壞。2005年7月到2006年6月，超級神岡探測器重新安裝了6000隻光電倍增管。
相關研究[編輯]
太陽中微子[編輯]
太陽的能量來自其內核質子之核融合反應，其中4個質子產生1個氦原子與1個電子中微子。由此反應釋出之中微子被稱作太陽中微子。在太陽中心核融合反應產生的光子需要花上好幾百萬年才能抵達太陽表面，至於太陽中微子則因為與其他物質之交互作用甚弱，僅需8分鐘即可抵達地球。所以，我們可藉由觀測太陽中微子來得知太陽內部之即時狀態，而不需等數百萬年後光子的抵達[13]。
在1999年，超級神岡探測器偵測到中微子振盪的強烈證據，成功地解釋了太陽中微子問題。包括太陽在內的80%可見恆星藉由以下反應將氫轉換為氦並產生能量：
其中是電子中微子。因此，包括我們的太陽在內的恆星們是中微子的來源之一。這些電子中微子主要來自質子﹣質子鏈反應而形成較低的質量，至於溫度較低的恆星則會藉由碳氮氧循環反應產生較重的電子中微子。
在1990年代早期，由於Kamioka II與Ga實驗的初始數據的不確定性，沒有任何單一的實驗需要用太陽中微子問題的非天文物理解作解釋。但若同時分析Cl、Kamioka II、以及Ga實驗的數據，會發現一種無法利用微調標準太陽模型（SSM）來解釋的中微子通量模式。而這反過來激勵了新一代的主動偵測器們，包含超級神岡探測器、薩德伯里中微子觀測站、以及Borexino實驗。其中超級神岡探測器可偵測彈性散射 （ES）事件：
由於電子中微子散射造成的電流效應，該反應之電子中微子與重「味」中微子的相對靈敏度比約為7：1[14]。由於反彈電子之運動方向被限制在絕對前方，中微子的行進方向被保持與反彈電子的方向一致。由此可得，其中表示反彈電子運動方向與太陽方位之間的夾角。這說明了太陽中微子通量可被計算為：
這個預測值與標準太陽模型預測值之比率為：
[15]。
以上結果表明了太陽中微子的缺失。
大氣中微子[編輯]
大氣中微子是由原生宇宙線（主要是質子）與地球大氣交互作用產生的衍生宇宙線。我們可將觀測到的大氣中微子分成四類。全部包含事件（Fully contained, FC）之所有路徑皆包含在內層探測器內部，而部分包含事件（partially contained, PC）則有路徑從內層探測器中漏出；緲子向上貫通事件（Upward through-going muons, UTM）產生於探測器底部的岩層，並向上貫穿探測器。緲子向上停止事件（Upward stopping muons, USM）亦產生於探測器底部的岩層，但其路徑停止於內層探測器內部。
中微子觀測數量之理論預測值並不隨天頂角而改變，而是呈一定值。然而，超級神岡探測器於1998年發現，從偵測器下方進來的μ子中微子（產生於地球另一側）被觀測到的數量是從偵測器上方進來的μ子中微子數量的一半。這個結果可被解釋成中微子轉變或震盪至其他種類的未偵測中微子，這個現象被稱作中微子振盪。此發現表示中微子具有有限質量，並暗示著標準模型需要被延伸。中微子在三種「味」之間震盪，而且各種中微子皆有其靜止質量[9]。於2004年的進一步分析顯示，事件發生率是長度除以能量的函數，並有著正弦函數的對應關係，確認了中微子震盪理論[16]。
K2K實驗[編輯]
K2K實驗是一個從1999年6月進行至2004年11月的中微子實驗。該實驗用於確認超級神岡探測器對μ子中微子震盪的觀測數據，並首次在輻射源與偵測器皆受控制的情況之下得出了μ子中微子震盪的正面測量結果。超級神岡探測器在該次實驗計畫的重要角色為「遠偵測器」。K2K實驗的第二代計畫為T2K實驗。
T2K實驗[編輯]
T2K實驗（Tokai to Kamioka，東海到神岡之意）是一個由日本、美國、俄羅斯等11國參與的國際性合作中微子實驗[17]。T2K實驗的目標在於進一步了解中微子振盪的各項參數性質。T2K實驗尋找從μ子中微子轉變為電子中微子的震盪，並在2011年6月宣佈了首次實驗觀測證據[18]。超級神岡探測器在該次實驗計畫的角色為「遠偵測器」。超級神岡探測器將記錄高能中微子與水交互作用所產生的μ子和電子之契忍可夫輻射。
質子衰變[編輯]
在標準模型中，質子被假設為絕對穩定。然而，一些大統一理論的候選理論（GUTs）預測質子可以衰變為較輕的高能帶電粒子，例如電子、μ子、π介子等。神岡探測器可協助排除一些候選理論。超級神岡探測器是現有最大的用於觀測質子衰變的偵測器。
諾貝爾物理學獎[編輯]
超級神岡探測器製造了數個諾貝爾物理學獎等級的成果，例如小柴昌俊（2002年）以及梶田隆章（2015年）。戶塚洋二的貢獻和梶田隆章相仿，但他在2008年去世，而諾貝爾獎不追認已經逝世的人。小柴、戶塚、梶田三人為師徒關係，並為超級神岡探測器之共同創建者[19]。
2015年10月6日，梶田隆章表示：「雖然結果上是我獲得了諾貝爾獎...（中略）...我認為我的『老師』的功勞更為重要。」韓國《朝鮮日報》指出，此處的「老師」就是已過世的戶塚洋二。戶塚被認為是「小柴最優秀的學生」[20]。小柴昌俊曾表示，若戶塚洋二能再多活十八個月，必能得獎[19]。
大眾文化中的超級神岡探測器[編輯]
超級神岡探測器是德國攝影家安德烈斯·古爾斯基於2007年的作品《Kamiokande》之主題[21]。該探測器亦成為美國科學紀錄片《宇宙大探索》的主題之一。
成果[編輯]
在1987年2月，一場超新星爆發SN1987A出現在大麥哲倫星系。在此次事件中，超級神岡探測器第一次偵測到超新星中微子。超級神岡探測器對這些中微子偵測到了11場事件。這次觀測證實了超新星爆發理論的正確性，並開啟了中微子天文學[22]。
1998年，超級神岡探測器首次發現了中微子震盪的強烈證據，其觀測到了μ子中微子轉變為τ子中微子的現象[23]，這顯示中微子具有質量。梶田隆章在該年的「中微子物理學・宇宙物理學國際會議」上發表該結果[24]，並因此研究獲得2015年的諾貝爾物理學獎[8][25][26]。
超級神岡探測器所得之數據對質子平均生命期與其他罕見衰變模式以及中微子性質做出了限制，例如質子衰變成K介子的生命期上限為5.9×1033年[27]。
參見[編輯]
參考文獻[編輯]
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- ^ Search for proton decay via p → νKþ using 260 kiloton · year data of Super-Kamiokande. PHYSICAL REVIEW D 90, 072005. 2014-10-14.
外部連結[編輯]
- 神岡宇宙基本粒子研究設施 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） （日語）
- YouTube上的スーパーカミオカンデ Super Kamiokande（日語）
- Super-Kamiokande （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）（英文）
- Hyper-Kamiokande （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）（英文）
- Observation of a Neutrino Burst from the Supernova SIV1987A （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）（英文）
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