中微子探測進(jìn)展

張廣文　袁海娣　黃坤　程小燕

摘要：中微子由于其極難與普通物質(zhì)發(fā)生相互作用的特性，以及異?？量痰奶綔y要求，使得關(guān)于它的研究受到了學(xué)者持久的關(guān)注。本文整理了關(guān)于中微子探測的近期的相關(guān)研究動態(tài)，并在這些進(jìn)展的基礎(chǔ)上進(jìn)行應(yīng)用上的探討。

關(guān)鍵詞：中微子;探測;應(yīng)用

中圖分類號：O572.21? ? ? 文獻(xiàn)標(biāo)識碼：A

文章編號：1009-3044（2021）12-0233-03

Abstract：Cause the hardly interact with normal matter and the very difficult way to detect， neutrino continued focused by the researcher. This paper collected the research news of neutrino detection， and discuss its application.

Key words： Neutrino;Detection;Application

由于中微子極難與物質(zhì)發(fā)生相互作用的特性，使它能夠很輕易地將原始反應(yīng)點(diǎn)的相關(guān)信息不受任何阻攔地攜帶出來，因而可以作為信息的絕佳載體，從而滿足人們的研究需要，具有十分重要的應(yīng)用。但也由于其幾乎不與任何物質(zhì)發(fā)生反應(yīng)的特性，導(dǎo)致探測中微子非常困難，通常中微子探測裝置都非常龐大，且建造成本昂貴，從而也限制了中微子的實際應(yīng)用。目前關(guān)于中微子的應(yīng)用前景有一些相關(guān)的研究，主要是對目前中微子可能應(yīng)用領(lǐng)域的一些介紹[1-2]。比如中微子雷達(dá)、中微子通信和中微子武器等。

本文綜合討論了近期國內(nèi)外在中微子探測技術(shù)和中微子探測實驗上的新進(jìn)展。

1中微子實驗概述

中微子是泡利在1930年為解決貝塔衰變而提出的假想粒子[3]。自提出以來，人們圍繞中微子，在理論和實驗上都取得了巨大的成果。1933年，費(fèi)米建立了弱相互作用的費(fèi)米理論[4-5]。1956年反應(yīng)堆中微子實驗第一次探測到核反應(yīng)堆產(chǎn)生的反中微子[6-7]。1968年第一個太陽中微子實驗Homestake實驗[8]，發(fā)現(xiàn)了太陽中微子缺失問題，到1998年日本的超級神岡中微子探測實驗通過對大氣中微子的探測[9]證實了中微子存在中微子振蕩現(xiàn)象，然后在2001年的SNO實驗[10]通過探測太陽中微子三種不同味的總流量的方式，完美解決了太陽中微子缺失問題，并進(jìn)一步證實了中微子存在振蕩。

隨著這些中微子實驗的成功，新的中微子實驗項目也在不斷增加。意大利的Borexino實驗、韓國的RENO實驗、從超級神岡升級改造后的日本的高級神岡、南極的冰立方、我國的大亞灣實驗和江門中微子實驗，這些不同的中微子實驗有著不同的實驗?zāi)康摹orexino實驗是太陽中微子實驗，能夠?qū)μ栔形⒆恿髁窟M(jìn)行探測，從而能檢驗標(biāo)準(zhǔn)太陽模型、分析太陽金屬豐度及探索太陽核能來源。南極的冰立方是中微子望遠(yuǎn)鏡，主要用來探測來自宇宙深處、數(shù)量極其稀少的高能中微子，從而達(dá)到追溯高能中微子來源、發(fā)現(xiàn)新的天文現(xiàn)象和分析不同的天文事件的目的。

我國2011年建成的大亞灣反應(yīng)堆中微子實驗是短基線中微子實驗，主要探測的是中微子的第三種振蕩模式，并在2012年成功的給出了第三種振蕩模式存在的確切證據(jù)，精確測量了振蕩對應(yīng)的混合角。我國新一代江門中微子實驗于2015年開始動工，主要以測定中微子的質(zhì)量順序，精確測量中微子混合的相關(guān)參數(shù)為目的，并輔以地球中微子、大氣中微子、太陽中微子及超新星中微子等多種探測目的。

2中微子探測方式

由于中微子不帶電，只參與弱相互作用，無法與其他物質(zhì)發(fā)生電磁相互作用，因而要探測到中微子就需要使用一些不同尋常的探測方法。目前一共有三種探測中微子的方法，常見的探測方法有兩種，分別是反貝塔衰變和液體閃爍體。還有一種比較困難的探測方法，相干彈性散射。如下是對這三種探測方法的介紹。

2.1反貝塔衰變

在猜測可能存在中微子這種粒子后不久，人們就意識到中微子的反應(yīng)截面會非常微小，而且關(guān)于中微子的最有可能的反應(yīng)是反貝塔衰變（IBD），這個反應(yīng)的靶核是質(zhì)子。由于實驗探測到的事件能量，可以通過相關(guān)的公式轉(zhuǎn)化成相應(yīng)的中微子的能量，因此反貝塔衰變可以很好的確定探測到的中微子的能量，但是很難確定探測到的中微子是從什么方向上產(chǎn)生的。

2.2液體閃爍體

液體閃爍體探測實驗是通過中微子與探測物質(zhì)中的電子發(fā)生彈性散射進(jìn)行探測中微子的。這種探測實驗的好處是可以探測所有味的中微子，且發(fā)生彈性散射的電子的方向相較于反貝塔衰變更容易被確定，這樣就可以確定探測到的中微子是從什么方向上發(fā)出的。這對于探測一些未知的核反應(yīng)的方位，有著較實際的利用價值。但這種探測方法需要使用十分巨大的探測材料，材料的量級都是萬噸以上，且需要深埋地下，以降低各種背景輻射對中微子探測的干擾。

比如圖1所示的日本超級神岡探測器就有40米高、容納了5萬噸的水，這種龐大的探測器很難有實用價值。

2.3相干彈性散射

中微子與核子相干彈性散射（CEvNS）反應(yīng)是中微子與核子之間的相互作用，這種反應(yīng)的一個優(yōu)勢是，反應(yīng)截面的大小是由靶粒子原子核內(nèi)的所有核子一起貢獻(xiàn)的，因而對于一些較重的原子核，相應(yīng)的反應(yīng)截面將比反貝塔衰變反應(yīng)的反應(yīng)截面高兩個數(shù)量級，從而大大提高了探測的可能性。另一個優(yōu)勢是相干彈性散射不像反貝塔衰變那樣有反應(yīng)閾值，因此理論上這個反應(yīng)能夠探測到低于反貝塔衰變閾值1.8MeV能量下的中微子。對于探測相干彈性散射而言，最主要的困難是要探測到極低的原子核反沖能量，以及盡可能低的背景干擾。由于這些嚴(yán)格的要求，使得要探測到這種反應(yīng)，需要極其苛刻的實驗條件，因此CEvNS自1974年[11]提出以來，一直到2017年才在COHERENT實驗中被探測到[12]。從下圖中的實驗探測儀器可以看出，與日本超級神岡探測器相比，該實驗裝置只有14.6千克，因而有可能實現(xiàn)中微子探測器的便攜化和小型化。

不過實驗探測的是比反應(yīng)堆中微子平均能量高十倍的散裂中子源產(chǎn)生的中微子。目前已有一些正在建設(shè)中的實驗，在嘗試探測反應(yīng)堆中微子的CEvNS反應(yīng)[13-18]。

3 中微子探測的進(jìn)展

近期，中微子探測在太陽中微子、宇宙高能中微子和中微子探測器小型化上均有很大的進(jìn)展，下面從這三個方面加以介紹。

3.1探測技術(shù)進(jìn)展

為了讓中微子探測更加方便實用，人們通過研究一些新型探測材料和新的探測器構(gòu)造，使得中微子探測器的規(guī)模能夠降低到千克級別。且新的研究使人們能夠?qū)⒎磻?yīng)堆的中微子和背景輻射的中微子在探測器中產(chǎn)生的信號進(jìn)行很好的區(qū)分，從而不需要將探測器深埋地下來降低背景干擾信號。

2020年3月，研究人員基于一種固體塑料閃爍體，制作了一款80公斤重的小型中微子探測器（MiniCHANDLER）[19]，該探測器以反貝塔衰變的反應(yīng)形式對中微子進(jìn)行探測，實驗人員將探測物質(zhì)分割成小方塊的形式（如圖3）。這樣，研究人員可以很容易地將反應(yīng)堆中微子與探測物質(zhì)發(fā)生反應(yīng)的事件（圖3右）與一些由宇宙射線產(chǎn)生的快中子造成的背景事件（圖3左）進(jìn)行區(qū)分。在圖3右側(cè)圖形中，一個綠色的反電子中微子與探測物質(zhì)中的質(zhì)子發(fā)生反貝塔衰變反應(yīng)，產(chǎn)生一個紅色的正電子和一個藍(lán)色的中子，其中正電子立刻與電子發(fā)生湮滅反應(yīng)，產(chǎn)生兩個光子，幾微秒之后被鋰核捕獲。而圖3左側(cè)圖形中，一個快中子通過一些散射釋放光子，最終也被鋰核吸收。因此不同的反應(yīng)過程就暗示了不同的事件來源，從而排除背景干擾。

圖4是正在安裝中的MiniCHANDLER，可見雖然不如相干彈性散射的實驗裝置小巧，但比日本超級神岡探測器要迷你和便攜很多了。由于該探測器的反應(yīng)過程為反貝塔衰變，因此可以用來探測反應(yīng)堆中微子。

3.2太陽中微子實驗

對于太陽內(nèi)核信息的相關(guān)研究，就需要利用中微子這種極難與物質(zhì)發(fā)生反應(yīng)的特性，從而能夠?qū)⑻杻?nèi)核的一些信息毫無干擾地帶到地球上，使得研究人員通過分析實驗探測到的中微子的性質(zhì)，來獲得太陽內(nèi)核各種反應(yīng)過程的詳細(xì)信息。

2020年11月Borexino實驗在《自然》雜志上公布了他們直接探測到太陽的碳氮氧（CNO）反應(yīng)鏈產(chǎn)生的中微子的實驗數(shù)據(jù)[20]，這是太陽中存在碳氮氧反應(yīng)鏈的第一個實驗證據(jù)。此前，Borexino實驗已經(jīng)探測到為太陽供能的另外一個反應(yīng)鏈，pp鏈產(chǎn)生的相關(guān)中微子，此次CNO太陽中微子的實驗結(jié)果，證實了人們關(guān)于太陽能量來源的兩種主要產(chǎn)生機(jī)制的理論預(yù)測。此外，CNO太陽中微子的探測還可以揭示日核結(jié)構(gòu)中的金屬元素的含量，從而對太陽早期階段的信息進(jìn)行一些研究。

3.3南極冰立方

研究人員通常是通過對一些到達(dá)地球上的高能粒子的探測來研究遙遠(yuǎn)宇宙天體的相關(guān)信息，這些探測所依賴的相互作用通常為電磁相互作用，比如光子和質(zhì)子，但這些參與電磁相互作用的粒子，在到達(dá)地球的過程中，很容易與傳播路徑上遇到的磁場和宇宙微波背景輻射等發(fā)生反應(yīng)，等我們在地球上探測到這些粒子時，它們攜帶的原始信息就會丟失，從而導(dǎo)致我們無法分析這些粒子是由怎樣的天文現(xiàn)象產(chǎn)生，以及對這些天文現(xiàn)象做詳細(xì)的理論研究。這就限制了對更遙遠(yuǎn)宇宙觀察的能力。引力波的成功探測使得人們探索遙遠(yuǎn)星際的極端天體事件成為可能，但探測引力波需要極其精密的儀器，實現(xiàn)起來也非常的困難。

宇宙高能中微子同樣也產(chǎn)生于極端的天文現(xiàn)象，且由于它不像質(zhì)子或光子那樣會受到電磁相互作用的影響，可以攜帶完整原始信息毫無阻礙地穿行于宇宙空間中，因此人們能夠通過探測這種中微子來了解更遙遠(yuǎn)宇宙的天文事件。南極冰立方（IceCube）就是基于人們對宇宙深處的探測需要而建立的。

2021年3月10日，南極冰立方在《自然》雜志上正式公布了他們探測到的格拉肖共振事件[21]，證實了諾獎得主謝爾登格拉肖在60年前的理論預(yù)測。格拉肖共振是貝塔衰變的逆過程，是由反電子中微子與電子發(fā)生相互作用產(chǎn)生的，當(dāng)撞擊電子的反電子中微子的能量剛好達(dá)到足以產(chǎn)生W波色子時，就會出現(xiàn)格拉肖共振。因此人們首次通過這種事件來區(qū)分天體物理學(xué)的中微子流中的中微子和反中微子，從而開啟了中微子天文觀測的新階段。

4 總結(jié)與展望

本文通過對中微子近期實驗進(jìn)展的介紹，展示了中微子在天體物理學(xué)中的巨大的應(yīng)用前景。而新型探測材料和探測技術(shù)的更新，使得中微子探測器朝著小型化和便攜化的方向不斷發(fā)展，從而距離實現(xiàn)中微子物理的實際應(yīng)用越來越近。

新型探測材料的出現(xiàn)，使得能夠采用更好的技術(shù)來區(qū)分中微子事件和背景干擾事件，對中微子的探測將不必再深埋地下，無須再依賴天然的地殼來屏蔽背景干擾，從而可以在地面上對中微子進(jìn)行探測。這種新材料和技術(shù)的出現(xiàn)，使得人們可以更方便地對一些核反應(yīng)堆、核電站以及核廢料等對人類有隱藏危害的物質(zhì)進(jìn)行先期預(yù)防及監(jiān)控，為核安全及和平利用核能做出實用性貢獻(xiàn)。

對宇宙高能中微子的成功探測，是對人們使用電磁信號觀測遙遠(yuǎn)宇宙天體的一種補(bǔ)充，未來通過中微子望遠(yuǎn)鏡和引力波探測器與其他望遠(yuǎn)鏡的互補(bǔ)配合，人們將會對宇宙有更加深入的了解。

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【通聯(lián)編輯：唐一東】