海外文摘——冰海之下探测中微子




冰海之下探测中微子
Francis Halzen　文　X.-M. Deng　译
	探测来自太阳以外的中微子的想法可以追溯到上个世纪50年代末。现在，贝加尔湖底的中微子探测器、地中海中的中微子探测器以及南极在建的千米尺度的中微子望远镜正在不断实现这个梦想。　　我们的宇宙所能展现出的核过程要远比地球上的粒子加速器所能达到的还要剧烈得多。大自然可以把基本粒子加速到能量超过10²⁰电子伏特（eV），相当于一个基本粒子携带了50焦耳的宏观能量。我们还不清楚这些粒子（绝大部分是质子）的起源以及它们是如何被加速的。　　在使用高能粒子或者宇宙线进行天文研究时会遇到几个问题。由于宇宙线是带电的，它们的运动轨迹就会受到弥漫的银河系磁场有时候甚至是星系际磁场的影响，因此它们到达地球的方向就无法告诉我们它们的源头在哪里。这就是为什么在发现了近一个世纪之后宇宙线依然那么得神秘。而那些能量足够高进而受磁场影响较少的粒子流量又很低，所以可以证明目前为止不可能直接观测到这些源。地处阿根廷高原覆盖数千平方米的俄歇探测器在足够长的观测时间里也许能探测到这些源所发出的粒子。　　宇宙线的另一个问题是它们在和宇宙微波背景光子的碰撞中会“自毁”。其结果是只有来自我们附近源的宇宙线才能抵达地球。甚高能光子也会有类似的问题。例如，现在大幅度提升的使用大气作为探测器的TeV（1TeV=10¹²eV）光子探测技术所能探测的宇宙红移最远只能达到0.1左右。　　然而，在20世纪50年代发现宇宙中微子之后，许多人意识到中微子没有带电的宇宙线和甚高能光子那样的限制。中微子将会是理想的宇宙使者。不幸的是，建造中微子望远镜却是一项令人望而生畏的挑战。　　由于没有质量并且不带电荷，中微子的看上去和光子有点类似。但是这两者最大的不同是，中微子和其他物质的相互作用极其微弱。对于那些来自遥远宇宙、来自黑洞边缘或者来自宇宙线发源地的中微子而言，中微子的这一性质正是它的优点，使得它的运动轨迹不会发生改变。它们可以告诉我们那些源在哪里，甚至可以让我们一探黑洞的究竟。 [图片说明]：千米级中微子天文台冰立方示意图。红点表示的是位于表面用来校准的大气簇射探测器。冰立方由4800个数字光学传感器（黑色）组成，位于冰下深度为1450米到2450米之间的1立方千米中。橙色的圆柱体表示的是由677个传感器组成的AMANDA的所在位置。彩色的点所示的是由10TeV的μ介子引发的切伦科夫辐射轨迹。点的颜色代表了到达时间，点的大小正比于发出的光子数量。　　不过这一特性也会使得中微子极难被探测到。每秒钟有数万亿个中微子穿过我们的身体。平均而言，在我们每个人的一生中只会和一个由宇宙线和大气相互作用产生的中微子发生相互作用。因此为了获得具有统计意义的科学数据就必须建造巨大的中微子探测器。到20世纪70年代已经清楚地知道，如果想探测到宇宙线和微波背景辐射光子相互作用产生的中微子就需要一个体积达到1立方千米的探测器。同样地，为了观测诸如类星体或者是γ射线暴这样的源也需要这一大小的探测设备。　　如果探测器的尺寸已经给定，那么下面的工作就是要往切伦科夫探测器中注入大量的水，以此来捕捉中微子与探测器相互作用所产生的闪光。在花费了超过20年的心血之后，在夏威夷建造深层水下μ介子和中微子探测器（DUMAND）的努力最终宣告失败。但是，它却为日后研发现今所采用的技术铺平了道路，同时它也促成了位于贝加尔湖的小型探测器的研发。而正是贝加尔湖中微子探测器的成功运转为现在地中海中的中微子望远镜——中微子天文学望远镜和深海环境研究（ANTARES）和海洋学研究中微子扩展水下望远镜（NESTOR）——奠定了基础。　　第一架和DUMAND规模相当的望远镜是南极μ介子和中微子探测器阵（AMANDA），它用南极的冰代替了水。从2000年开始运转，AMANDA证明了千米尺度中微子天文台的可行性。目前千米量级的中微子天文台冰立方中微子探测器（IceCube）正在建造中。　　即使是高能中微子，它们在穿过探测器的时候也不会留下一丝痕迹。不过如果其中有一个正好和水或者冰的核子发生直接碰撞的话，就会产生类似加速器实验产生的μ介子以及电磁、强子次级粒子簇射。这些带电的粒子会发出蓝光，被称为切伦科夫辐射，可以在冰中传播数百米远。这些辐射形成的机制和水浴的核反应装置中的辐射机制一样。中微子天文学家们在南极的冰层中安装光学传感器来探测这些微弱的闪光。这些闪光可以告诉我们中微子入射的方向，使得中微子天文学成为可能。在次级簇射的粒子中，μ介子具有得天独厚的优势，因为高能μ介子的平均自由程可以超过10千米。因此探测器的有效体积要大于用于探测μ子中微子的探测体积。　　总体上说，一架中微子望远镜必须具有千米的尺度以便探测来自宇宙的微弱中微子流，要足够透明以便光线可以在光学传感器阵之间传播，还要足够深以此来屏蔽来自地球表面的干扰，同时还要在经费上可以承受。目前只有漆黑的深海以及冰川才能满足这些要求。纯净、高透明并且不具有放射性的南极冰川已经成为了探测中微子的理想介质。同时美国自然科学基金会的阿蒙森-斯科特南极站所提供的在基础设施上的便利也会中微子探测扫除了障碍。AMANDA只是第一步，它的成功也证明了目前南极在建的千米级中微子天文台冰立方的可行性。冰立方会包裹住AMANDA，占地1立方千米。它的基本探测器是装在篮球大小玻璃压力容器内的光电倍增管。通过光电效应，光电倍增管可以把由中微子相互作用产生的切伦科夫光信号转换成电信号。这些电信号会被计算机芯片捕捉到并且数字化，进而传输到冰面上的计算机中。你可以把冰立方想像成4800台独立工作的计算机，它们时刻向表面传输着它们探测到的光信号。其传感器里的时钟彼此的误差始终控制在纳秒以内。这些信息使得科学家们可以重建中微子事件，并且可以推算出它们的到达方向和能量。通过上述这些手段，冰立方把深度在1450米到2450米之间的1立方千米的冰层变成了一个宇宙中微子探测器。　　光学传感器在北半球制造，通过航运先运到新西兰的国际南极中心，然后再运到南极。钻探机使用5兆瓦的高压热水在不到2天的时间里可以在冰层上钻出一个半米宽、2.5千米深的洞。由于冰是极佳的绝热材料，因此水在几天之内都不会结冰，这就为部署光学传感器、架设用于电力和信号传输的电缆提供了足够的时间。冰立方一共有80个洞，其中每一个洞在深度为1450米到2450米之间这1千米的长度上会放置60个传感器。　　从2000年2月至今已经安放到位的650个传感器使得AMANDA可以稳定地每天探测到4个中微子事件。值得注意的是，这些“大气中微子”是宇宙线与北半球大气中的氮和氧碰撞的副产品。地球就像一张中微子过滤网，除了中微子以外，没有光子或者其他粒子可以穿透整个地球。源于地球大气的中微子虽然无法给出天文信息，但是它们的流量却是可以计算的，因此可以用来检测探测器的灵敏度。在天文学应用中，AMANDA必须要能探测来自大气以外的中微子信号。AMANDA的数据目前正在仔细地处理中，以便寻找北天潜在的中微子信号源。 [图片说明]：左图：ANTARES在海水中安放光学传感器；右图：冰立方在冰中架设光学传感器。　　从2004-2005年南极的夏季开始，冰立方在AMANDA的基础上开始建造，计划于2011年完工。2006年2月第一次探测到了大气中微子事件。在接下去的3年时间里，冰立方将会完成从冰到千米级中微子天文台的转变，由此开展中微子天文学观测。　　在深入的研发ANTARES和NESTOR之后，在深海中建造中微子望远镜的契机现在也已经来临。这两个位于地中海中的实验已经证明了它们在架设以及回收光学传感器上所取得的成功。这两个实验最初的用意是研发、架设探测器以及海洋环境研究。现在研发中放置的光学器件都已经探测到了下行的宇宙线μ介子。尽管仪器本身受限无法探测中微子，但是这两个实验都可以探测宇宙线μ介子。　　建成的ANTARES最终的大小和AMANDA相当，位于法国土伦海岸附近水深2400米处。探测器由12根电缆组成，每条电缆上三个一组安装75个光学传感器。2007年2月ANTARES探测到了首个中微子事件，到2007年12月ANTARES已经架设完成了11条电缆。ANTARES的成功运转为中微子天文学打开了朝向南天的窗口。NESTOR的原型机在不久也将投入运转。　　此外，欧盟出资设计研究计划在地中海中建造被称为KM3NeT的千米级中微子探测器。它将和南极的冰立方互补。KM3NeT将综合地中海地区的中微子探测计划，其中也包括意大利的中微子地中海天文台（NEMO），他们已经开始了有关的研发工作。为期3年的研究阶段从2007年开始，并且它也已经被纳入了欧洲研究基础设施战略论坛（ESFRI）的“路线图”中。KM3NeT计划于下一个十年开始建造，而那个时候正值冰立方投入使用。　　如同常规的望远镜，中微子望远镜也不可避免地会受到大气的干扰。宇宙线与大气相互作用所产生的均匀中微子背景必须被剔除掉。AMANDA由于太小还不足以探测宇宙中微子源，但是它利用大气中微子作为校准源。虽然AMANDA观测到了大约5000个能量超过100TeV的中微子，不过只要几年的时间冰立方就能观测到能量从0.1TeV到1000TeV的数10万个大气中微子事件，远远超过粒子物理实验所能观测到的结果。利用这个中微子源，中微子望远镜可以为粒子物理学写下新的一页。它可以限制中微子的质量、检验洛伦兹对称性、精确验证等效原理，甚至还能让我们一窥普朗克尺度下的物理学。
出自：Science 发布日期：2007-01-15

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