Войти
Обсерватория Камиока, Институт исследования космических лучей (神岡 宇宙 素 粒子 研究 施設, Камиока Учу Сорюши Кенкью Шисетсу, Японское произношение: ) - это лаборатория нейтрино и гравитационных волн, расположенная под землей в шахте Мозуми в районе Камиока города Хида в префектуре Гифу, Япония. За последние два десятилетия в обсерватории был проведен ряд новаторских нейтринных экспериментов. Все эксперименты были очень масштабными и внесли существенный вклад в развитие физики элементарных частиц, в частности, в изучение нейтринной астрономии и осцилляций нейтрино.
Рудник Мозуми - один из двух соседних рудников, принадлежащих Kamioka Mining and Smelting Co. ( дочерняя компания Mitsui Mining and Smelting Co. Mitsui Kinzoku ). Шахта известна как место одного из самых массовых отравлений в истории Японии. С 1910 по 1945 годы операторы шахты сбрасывали кадмий из перерабатывающей фабрики в местную воду. Этот кадмий вызвал то, что местные жители называли болезнью итай-итай. Заболевание вызвало ослабление костей и сильную боль.
Несмотря на то, что горные работы прекратились, плавильный завод продолжает перерабатывать цинк, свинец и серебро из других рудников и вторичное использование.
Хотя все текущие эксперименты проводятся в северной шахте Мозуми, шахта Точибора в 10 км к югу также доступна. Он не такой глубокий, но имеет более прочную породу и является местом, где планируется построить очень большие пещеры Гипер-Камиоканде.
Модель КамиокАНДЭ Первый из экспериментов Камиока был назван KamiokaNDE для Kamioka Эксперимент по распаду нуклона . Это был большой водяной детектор Черенкова, предназначенный для поиска распада протона. Чтобы наблюдать распад частицы с временем жизни, равным протону, эксперимент должен проводиться в течение длительного времени и наблюдать огромное количество протонов. Это можно сделать наиболее рентабельно, если мишень (источник протонов) и сам детектор будут изготовлены из одного и того же материала. Вода - идеальный кандидат, потому что она недорога, легко очищается, стабильна и может обнаруживать релятивистские заряженные частицы, производя излучение Черенкова. Детектор распада протона должен быть похоронен глубоко под землей или в горе, потому что фон от космических лучей мюонов в таком большом детекторе, расположенном на поверхности Земля была бы слишком большой. Скорость мюонов в эксперименте KamiokaNDE составляла около 0,4 события в секунду, что примерно на пять порядков меньше, чем было бы, если бы детектор был расположен на поверхности.
Отчетливый Образец, создаваемый излучением Черенкова, позволяет идентифицировать частицы, что является важным инструментом как для понимания потенциального сигнала распада протона, так и для отбрасывания фона. ID возможен, потому что резкость края кольца зависит от частицы, производящей излучение. Электроны (и, следовательно, также гамма-лучи ) создают нечеткие кольца из-за многократного рассеяния электронов с малой массой. Минимальные ионизирующие мюоны, напротив, создают очень острые кольца, поскольку их большая масса позволяет им распространяться напрямую.
Строительство подземной обсерватории Камиока (предшественница нынешней обсерватории Камиока, Институт исследования космических лучей, Университет Токио ) началось в 1982 году и было завершено в апреле 1983 года. цилиндрический резервуар, который содержал 3000 тонн чистой воды и имел около 1000 фотоумножителей диаметром диаметром 50 см, прикрепленных к внутренней поверхности. Размер внешнего детектора составлял 16,0 м в высоту и 15,6 м в диаметре. Детектор не смог наблюдать распад протона, но установил лучший на тот момент предел времени жизни протона в мире.
Камиоканде-I действовал в 1983–1985 гг.
Эксперимент Камиоканде-II был большим шагом вперед по сравнению с Камиоканде-II и позволил сделать значительное количество важных наблюдений. Камиоканде-II работал в 1985–1990 гг.
В 1930-х годах Ганс Бете и Карл Фридрих фон Вайцзекер выдвинули гипотезу о том, что источник солнечных энергия была термоядерной реакцией в ее ядре. Хотя эта гипотеза была широко принята на протяжении десятилетий, не было возможности наблюдать ядро Солнца и напрямую проверять гипотезу. Хоумстейк-эксперимент Рэя Дэвиса был первым, кто обнаружил солнечные нейтрино, убедительное доказательство того, что ядерная теория Солнца верна. На протяжении десятилетий эксперимент Дэвиса неизменно наблюдал лишь около 1/3 количества нейтрино, предсказываемых Стандартными моделями Солнца его коллегой и близким другом Джон Бэколл. Из-за большой технической сложности эксперимента и его использования радиохимических методов, а не прямого обнаружения в реальном времени, многие физики с подозрением отнеслись к его результатам.
Стало понятно, что большой водяной детектор Черенкова может быть идеальным детектором нейтрино по нескольким причинам. Во-первых, огромный объем, возможный в водяном детекторе Черенкова, может преодолеть проблему очень малого сечения солнечных нейтрино 5-15 МэВ. Во-вторых, водяные детекторы Черенкова позволяют обнаруживать события в реальном времени. Это означало, что отдельные события-кандидаты взаимодействия нейтрино- электрон можно было изучать на индивидуальной основе, что резко отличалось от ежемесячных наблюдений, требуемых в радиохимических экспериментах. В-третьих, при взаимодействии нейтрино с рассеянием электронов электрон отскакивает примерно в том направлении, в котором движется нейтрино (аналогично движению бильярдных шаров), поэтому электроны «указывают назад» к солнцу. В-четвертых, рассеяние нейтрино-электронов - это упругий процесс, поэтому можно изучить энергетическое распределение нейтрино, дополнительно протестировав солнечную модель. В-пятых, характерное «кольцо», создаваемое излучением Черенкова, позволяет различать сигнал на фоне. Наконец, поскольку эксперимент Черенкова с водой будет использовать другую цель, процесс взаимодействия, технологию детектора и местоположение, это будет очень дополняющая проверка результатов Дэвиса.
Было ясно, что KamiokaNDE можно использовать для проведения фантастического и нового эксперимента, но сначала нужно было решить серьезную проблему. Присутствие радиоактивных фонов в KamiokaNDE означало, что детектор имел порог энергии в десятки МэВ. Сигналы, производимые распадом протона и взаимодействием с атмосферными нейтрино, значительно больше, поэтому исходному детектору KamiokaNDE не нужно было быть особенно агрессивным в отношении своего энергетического порога или разрешения. Проблема была решена двумя способами. Участники эксперимента KamiokaNDE спроектировали и построили новые системы очистки воды, чтобы уменьшить фон радон, и вместо того, чтобы постоянно переключать детектор с «пресной» шахтной водой, они сохраняли воду в резервуаре, позволяя радону разлагаться. Группа из Пенсильванского университета присоединилась к коллаборации и поставила новую электронику с значительно лучшими временными возможностями. Дополнительная информация, предоставляемая электроникой, еще больше улучшила способность отличать сигнал нейтрино от радиоактивного фона. Еще одним усовершенствованием было расширение полости и установка «внешнего детектора» с инструментами. Дополнительная вода обеспечивала защиту от гамма-лучей от окружающей горной породы, а внешний детектор давал вето для мюонов космических лучей.
С улучшениями завершенный эксперимент был переименован в Камиоканде-II, и сбор данных начался в 1985 году. В течение нескольких лет эксперимент боролся с проблемой радона и начал сбор «производственных данных» в 1987 году. Накопленный эксперимент позволил увидеть явное увеличение количества событий, направленных от Солнца в случайных направлениях. Информация о направлении представляла собой дымящуюся пушку сигнатуру солнечных нейтрино, впервые прямо демонстрирующую, что Солнце является источником нейтрино. Эксперимент продолжал собирать данные в течение многих лет и в конечном итоге обнаружил, что поток солнечных нейтрино составляет примерно 1/2 от предсказываемого солнечными моделями. Это противоречило как солнечным моделям, так и эксперименту Дэвиса, который продолжался в то время и продолжал наблюдать только 1/3 предсказанного сигнала. Этот конфликт между потоком, предсказываемым солнечной теорией и радиохимическим и водяным детекторами Черенкова, стал известен как проблема солнечных нейтрино.
Поток атмосферных нейтрино значительно меньше, чем у солнечных нейтрино, но поскольку сечения реакции растут с увеличением энергии, их можно обнаружить в детекторе размером с Камиоканде-II. В эксперименте использовалось «соотношение отношений» для сравнения отношения электронных и мюонных ароматических нейтрино с соотношением, предсказываемым теорией (этот метод используется, потому что многие систематические ошибки компенсируют друг друга). Это соотношение указывало на дефицит мюонных нейтрино, но детектор не был достаточно большим, чтобы получить статистику, необходимую для того, чтобы назвать результат открытием. Этот результат стал известен как дефицит атмосферных нейтрино .
Эксперимент Камиоканде-II проводился в особенно удачное время, поскольку сверхновая взяла место, пока детектор был в сети и принимал данные. После проведенных усовершенствований детектор стал достаточно чувствительным, чтобы наблюдать тепловые нейтрино, произведенные Сверхновой 1987A, которая произошла примерно в 160 000 световых годах от нас в Большом Магеллановом Облаке.. Нейтрино прибыли на Землю в феврале 1987 года, и детектор Камиоканде-II зафиксировал 11 событий.
Камиоканде-II продолжил поиски распада протона Камиоканде-II и снова не смог его наблюдать. Эксперимент снова установил нижнюю границу периода полураспада протона.
Последняя модернизация детектора, Камиоканде-III работал в 1990–1995 годах.
За свою работу по руководству экспериментами Камиока и, в частности, за первое в истории обнаружение астрофизических нейтрино Масатоши Кошиба был удостоен Нобелевской премии в области физики в 2002 году. Рэймонд Дэвис-младший и Риккардо Джаккони стали со-победителями премии.
Эксперимент KEK To Kamioka использовал нейтрино на ускорителе для проверки осцилляций, наблюдаемых в сигнале атмосферных нейтрино, с помощью хорошо контролируемого и понятного пучка.. Пучок нейтрино был направлен от ускорителя КЭК на Супер Камиоканде. В ходе эксперимента были обнаружены параметры колебаний, которые соответствовали параметрам, измеренным Super-K.
К 1990-м годам физики элементарных частиц начали подозревать, что проблема солнечных нейтрино и дефицит атмосферных нейтрино как-то связаны с осцилляцией нейтрино. Детектор Super Kamiokande был разработан для проверки гипотезы о колебаниях как солнечных, так и атмосферных нейтрино. Детектор Супер-Камиоканде массивен даже по стандартам физики элементарных частиц. Он состоит из 50 000 тонн чистой воды, окруженной примерно 11 200 фотоумножителями. Детектор снова был сконструирован в виде цилиндрической конструкции, на этот раз высотой 41,4 м (136 футов) и шириной 39,3 м (129 футов). Детектор был окружен значительно более сложным внешним детектором, который мог не только действовать как вето для космических мюонов, но фактически помогать в их реконструкции.
Супер-Камиоканде начал сбор данных в 1996 году и провел несколько важных измерений. К ним относятся прецизионные измерения потока солнечных нейтрино с использованием взаимодействия упругого рассеяния, первое очень убедительное свидетельство атмосферных осцилляций нейтрино и значительно более жесткое ограничение на распад протона.
За работу с Супер Камиоканде Такааки Кадзита разделил Нобелевскую премию 2015 года с Артуром Макдональдом.
12 ноября 2001 г. несколько тысяч фотоумножителей в детекторе Супер-Камиоканде взорвались, очевидно, в цепной реакции в виде ударной волны от сотрясение каждой взрывающейся трубки треснуло ее соседей. Детектор был частично восстановлен путем перераспределения трубок фотоумножителей, которые не взорвались, и добавления защитных акриловых оболочек, которые, как надеялись, предотвратят повторение другой цепной реакции. Данные, полученные после взрыва, называются данными Super Kamiokande-II .
В июле 2005 года началась подготовка к восстановлению детектора в его первоначальном виде путем переустановки около 6000 новых ФЭУ. Он был завершен в июне 2006 года. Данные, полученные с недавно восстановленной машины, были названы набором данных SuperKamiokande-III .
В сентябре 2008 года детектор завершил свою последнюю крупную модернизацию с использованием современной электроники и улучшений в динамике, калибровке и методах анализа водной системы. Это позволило SK получить свой самый большой набор данных (SuperKamiokande-IV ), который продолжался до июня 2018 года, когда был проведен ремонт нового детектора, включающий полный слив воды из резервуара и замену электроники, ФЭУ, внутренних структур и другие части будут иметь место.
Эксперимент с длинной базой «Токай То Камиока» начался в 2009 году. Он выполняет прецизионные измерения параметров осцилляций атмосферных нейтрино и помогает установить значение θ 13. Он использует пучок нейтрино, направленный на детектор Супер Камиоканде от японской адронной установки с 50 ГэВ (в настоящее время 30 ГэВ) протонный синхротрон в Токаи, так что нейтрино проходят общее расстояние 295 км (183 миль).
В 2013 году T2K впервые наблюдал нейтринные осцилляции в канале появления: превращение мюонных нейтрино в электронные нейтрино. В 2014 году коллаборация предоставила первые ограничения на величину фазы нарушения CP вместе с наиболее точным измерением угла смешивания θ 23.
Эксперимент KamLAND представляет собой жидкий сцинтиллятор Детектор, предназначенный для обнаружения реактора антинейтрино. KamLAND является дополнительным экспериментом к нейтринной обсерватории Садбери, потому что, хотя эксперимент SNO имеет хорошую чувствительность к солнечному углу смешивания, но плохую чувствительность к квадрату разности масс, KamLAND имеет очень хорошую чувствительность к квадрат разности масс с плохой чувствительностью к углу смешения. Данные двух экспериментов могут быть объединены, если CPT является действительной симметрией нашей вселенной. Эксперимент KamLAND расположен в оригинальной полости KamiokaNDE.
CLIO - это небольшой детектор гравитационных волн со штангами 100 м (330 футов), который недостаточно велик для обнаружения астрономических гравитационных волн, но является прототипом криогенного зеркала технологии для более крупного детектора KAGRA.
Детектор гравитационных волн KAmioka GRA (ранее LCGT, крупномасштабный криогенный гравитационно-волновой телескоп) был одобрен в 2010 году, раскопки были завершены в марте 2014 года, а первая фаза вводится в эксплуатацию в 2016. Это лазерный интерферометр с двумя плечами, каждое длиной 3 км, и когда он будет построен примерно в 2018 году, он будет иметь запланированную чувствительность для обнаружения сливающихся двойных нейтронных звезд на сотнях расстояний Мпк.
XMASS - эксперимент с подземным жидким сцинтиллятором в Камиоке. Он занимался поиском темной материи.
- это чувствительный к направлению эксперимент по поиску темной материи, проводимый с использованием газовой микровременной проекционной камеры.
Существует программа для создания детектора в десять раз больше, чем Super Kamiokande, и этот проект известен под названием Hyper-Kamiokande. Первый танк будет сдан в эксплуатацию в середине 2020-х годов. Во время «инаугурации» в 2017 году было объявлено, что резервуар (-ы) в 20 раз больше, чем предыдущий (1000 миллионов литров в Hyper-Kamiokande против 50 миллионов в Super-Kamiokande ).
Координаты : 36 ° 25.6′N 137 ° 18,7'E / 36,4267 ° N, 137,3117 ° E / 36,4267; 137.3117 (гора Икено (Икенояма)) (гора Икено)
