PandaX实验介绍和进展

Panda X是一个利用惰性元素"氙"作为探测介质进行粒子及天体物理稀有事件探测的大型实验装置.Panda X的一期和二期实验主要利用"二相型氙"时间投影室技术来进行弱相互作用暗物质粒子的直接探测.其中一期实验使用了120 kg氙,目标是在低质量暗物质区域检验以往其他实验所发现的疑似信号.一期实验的结果不支持这些疑似信号,并对10 Ge V/c2以下质量的暗物质性质给出了严格的限制.二期实验升级后的探测器使用了500 kg的氙.二期实验目前正在进行调试和试运行,它将在2015年末正式开始数据采集.Panda X第三期实验将采用高压的富氙-136(90%富集度)气体探测器进行无中微子双贝塔衰变探测,以研究中微子的本质.三期实验正在进行概念设计和原型测试.     

欧洲核子研究中心(CERN)历程中的重大里程碑

1959年:280亿电子伏质子同步加速器启动(为当时世界上最高能量的加速器),首次用中微子束进行实验。 1963年:首次获得中微子相互作用的气泡室图象。 1967年;同位素分离器ISOLDE启动。 1968年:发明多丝正比室和漂移室(现已在全世界应用的两种通用径迹探测器)。 1971年:交叉贮存环启动(世界第一台和唯一的质     

质子激发X射线分析测定环境样品中的痕量元素

质子激发X射线分析(PIXE)是七十年代发展起来的新的元素分析工具。它的特点是以几兆电子伏质子束激发X射线,并以Si(Li)半导体探测器进行X射线能谱测量。 由于质子激发X射线的截面较高,而其韧致辐射又很低,故具有较高的灵敏度;Si(Li)探测器有较好的能量分辨率和较高的探测效率,因此PIXE可同时进行多元素的分析。所以,PIXE能发展为一种快速、灵敏和多元素的分析方法。     

FASER实验:简介与研究进展

FASER(ForwArd Search ExpeRiment)是一个位于大型强子对撞机(Large Hadron Collider, LHC)上的前向粒子探测实验. LHC质子对撞产生的质量轻、能量高的粒子往往会沿着束流方向飞行,并逃离传统粒子探测器的覆盖区域.对这些前向粒子的探测和研究是传统探测器实验很好的补充. FASER探测器(包括其专门用于探测中微子的子探测器FASERν)位于ATLAS对撞点处束流切线方向下游480 m,物理目标包括可能的暗物质候选者和对撞机产生的中微子. 2023年3月, FASER首次直接探测到约153个对撞机产生的高能中微子,信号显著度为16σ.随后, FASER合作组又公布了其暗光子搜寻结果,未发现显著信号,但给出了质量在17～70 MeV范围内、?在2×10^–5～1×10^–4范围内的暗光子可能性的世界最好限制.正在计划中的前向物理设施(Forward Physical Facility, FPF)或将成为未来HL-LHC时代前向物理研究的新阵地.本文将介绍FASER实验装置及其物理目标,并简要介绍FASE...     

时间旅行将成为可能

据国外媒体报道,古怪神秘的中微子再一次让粒子物理学家感到迷惑,在此之前,粒子物理学家发现来自太阳中微子实际测量的流量与理论模型之间存在较大偏差,这就是著名的中微子缺失之谜,中微子的缺失使得物理学家不得不思考当时认定的标准太阳模型是否存在问题。接着,空间中微子探测器发现宇宙中中微子存在震荡的现象,3种不同类     

高能宇宙中微子的声探测

中微子在基本粒子家族中素有鬼魂粒子之称.它静止质量等于零,不带电荷,以光速运动,几乎不与任何物质发生相互作用.虽然它与质子、光子、电子并列为稳态粒子,但要直接探测它是不可能的. 1956年美国物理学家科温(L.Cowan)和雷恩(F.Reine)在新墨西哥州利用一台早年研制原子弹后废弃不用的反应堆作为反中微子源(中子衰变后产生,即n→p~ e~- (?)),估计每秒可产生10~(18)个(?)(反中微子),通过常年记录(?) p→n e~ , e~ e~-→rr反应中产生的光子辐射证实了确有(?)存在.自此以后,中微子探测,特别是太阳中微子和宇宙中微子探测便一直研究不断.近年来,随着高能天体物理研究的进展,人们并始酝酿打开中微子的天文观察窗口.因为,中微子不象光子,它不受磁场影响,也不会被散布在空间的宇宙尘埃及星光所散射,能穿透致密星体,因此,它可能带来远古宇宙纪元的信息,是理想的宇宙信使.(据估计,10~(14)eV光子一光子散射的结果,距离达10~7     

地球中微子:来自地球深部的信使

中微子是构成物质世界最基本的单元之一,在自然界广泛存在.正在建设的江门中微子实验站(JUNO)是我国第二个大型国际领先的中微子实验站.地球中微子(geo-neutrino)是地球内部天然放射性元素(主要是~(238)U,~(232)Th和~(40)K三种同位素)衰变产生的反电子中微子.它们在衰变过程中也同时释放出大量热能,是驱动地球演化的主要地热能来源之一.地球中微子的通量和产生的热能成固定比例.因此,测量地球中微子的通量,可以获得放射性元素分布及其对地热能的贡献.江门中微子实验站的探测器质量为2万吨,运行一年所获取的地球中微子事例数达到400个以上,超过全球已有地球中微子探测器10年所探测事例的总和.江门中微子实验站周围500 km以内贡献50%以上的地球中微子事例数,利用地球科学手段可合理、有效估算实验站周围及邻区地壳的贡献,实验站测量总数减去地壳贡献,可得到地幔的贡献.因此,有效充分利用实验站可望帮助解决放射性元素衰变对地热能的贡献、测量Th/U比值和来自地幔的放射性地热等问题,并推动国内中微子地球科学研究的交叉领域发展.本文首先介绍了地球内部有关热量未解决的科学问题及地球中微子可能的贡献,其次介绍了地球中微子研究的国内外现状及精确地壳结构模型研究的重要意义,随后着重介绍了江门中微子实验的地球中微子探测潜力及其独特的地理位置和探测优势对地球科学研究的意义,最后给出总结和展望.     

用背散射分析物质表面

用离子加速器的离子束进行物质表面分析是近十年来发展起来的,它是表面科学中的有效分析手段,包括背散射(RBS)、质子荧光分析(PIXE)和核反应三种方法。它们各有特点,互相补充。所谓背散射就是能量为1～3MeV的~4He~+离子束或能量为几百KeV的质子束打到靶上,入射离子和靶原子核发生库仑相互作用,部分入射离子发生大角度散射的现象。用金—硅面垒半导体探测器可测得此背散射离     

“失踪的”太阳中微子之谜

50年前,H. Bethe首次提出了核反应提供太阳和其他星球辐射的能量的理论。但至今有关“失踪的”太阳中微子仍然是一个谜。新近,Bethe发展了由两位苏联物理学家提出的一种新概念:当中微子通过太阳体时由一种类型转变为另一种类型,从而为解这个谜开辟了新的途径。Bethe提出,氢核聚变成氦是太阳和其他较冷星球中产生能量的基本反应。此理论正好符合于观测结果,但有一个问题除外:即在此种核反应中应放出中微子,而地球应沐浴在这种太阳中微子流之中。R. Davis在南达科他州Homestake金矿中探测     

飞行多年的空间探测器预言一颗新行星

美国空间探测器先驱者10号和先驱者11号发出的信号表明,在太阳系中有第10颗行星。这颗行星到太阳的距离大约是冥王星到太阳的距离的两倍,其运行轨道一定是非常扁长的椭园状,并与其它行星绕太阳旋转的轨道有一夹角。 1972年发射的先驱者10号,是拍摄木星特写照片的第一个探测器。次年发射的先驱者11号,它掠过木星,并且首次飞近土星进行了探测。它们都不再访问其它的行星。然而NASA继续与它们保持联系,因为这两个探测器仍在继续测量太空中的气体和磁场的特性。     

资源一号卫星星内粒子探测器对高能粒子辐射的观测

利用资源卫星上搭载的星内粒子探测器累计5 年左右的资料, 总结了在太阳同步轨道780 km高度上高能粒子通量的一般分布特征, 作为首次对卫星内部高能辐射环境的连续监测, 资料分析对比确认了卫星内外高能粒子辐射经过换算后的一致性, 测量到的通量变化与太阳活动和质子事件有直接的关联. 外辐射带高能电子辐射强度与Dst指数的变化对应很好, 相关性分析表明二者之间一般有3 d左右的延时, 而大的磁暴造成的高能粒子的注入则通常发生得很快, 与Dst指数变化可在同一天发生. 另外, 在宁静时极盖区很少出现高能电子和质子, 上述几年数据的统计表明, 只当太阳质子事件发生时, 高能质子和电子才出现在极盖区.     

太阳立体探测任务设想

太阳空间探测在太阳物理前沿科学问题研究和空间天气预报应用研究方面具有重要的意义.人类在60余年的太阳空间探测活动中,取得了一系列重要成果,但仍存在诸多根本性重大问题有待解决.太阳立体探测可以克服单视角观测的局限,获取全方位、多要素的物理数据,促进解决太阳物理中的重大科学问题.本文介绍了太阳内部结构和磁场起源、太阳活动机理研究、太阳活动的全日球空间天气效应和空间天气预报模式研究4个科学目标,太阳立体探测任务空间布局、系统组成和探测器总体设计,以及太阳立体探测任务的有效载荷配置和主要技术指标.     

科学信息

Physics Today《今日物理》,Vol,44(1991),No.8 1.低温状态下中微子和黑体的检测在用大尺寸的测量工具观察微弱能量方面使用低温技术,开创了粒子物理学低能量研究的先河。     

能量145keVγ射线的小角度非相干散射测量

γ射线与原子的非相干散射是光和物质相互作用的基本过程之一。实验上测量非相干散射微分截面、相干散射与非相干散射微分截面比值R,以及非相干散射函数S,可用以检验原子结构的不同理论模型。 有很多测量给出γ射线非相干散射截面。但早期测量采用NaI(T1)晶体作探测器。由于NaI(T1)的能量分辨率差,对小角度散射,很难在散射谱中把相干散射峰和非相干散射     

从无穷小到无穷大的发现

近年来,科学家们已经展开了对粒子物理、天体物理和宇宙学交叉领域的探索,包括潜伏在山洞中探测致星系成团的暗物质粒子;把探测器置于南极冰面和地中海下探测来自外层空间的中微子;建造γ射线望远镜以便打开宇宙的新视角;追踪超新星爆发以解读促使宇宙加速膨胀的暗能量.     

宇宙线起源中物理学前沿问题

宇宙线是由奥地利物理学家赫斯在1912年高空气球实验中发现的.此后,人们在宇宙线的研究中发现了众多的基本粒子及其相互作用规律,中微子振荡的最早发现也来自太阳中微子和大气中微子实验.迄今为止,人们所知道的最高能量的粒子也来自于宇宙线的观测.宇宙线的起源、加速和传播是一个世纪科学问题,从中诞生了高能伽玛天文学、高能中微子天文学和极高能宇宙线天文学.目前,人们已经发现了为数众多的电子加速源,但作为宇宙线成分中最为主要的核子,其起源问题依然没有解决.精确测量宇宙线核子的成分和能谱,观测和研究高能伽玛射线、高能中微子及极高能宇宙线的产生地点和相关机制,有助于解决宇宙线的起源问题.此外,这些研究也是间接探测暗物质粒子,研究宇宙演化和新物理学规律的重要手段.     

Co/Sb多层膜非单色反射率的计算

Co/Sb多层膜在光子能量为528 eV和掠入射为10.3°时有近62%理论反射率. 推导出了入射光为非单色光时多层膜反射率的计算方法, 分析了不同入射光能量分辨率对多层膜测量反射率的影响. 结果表明: Co/Sb多层膜测量反射率对入射光能量分辨率有强烈的依赖性, 如果入射光能量分辨率小, 将导致测量反射率远小于理论反射率. 只有在入射光能量分辨率达到1600以上, 测量反射率才等于多层膜实际反射率. 给出了Co/Sb多层膜反射率的拟合值, 这与实验结果是吻合的.     

高分辨平行板电子倍增器

六十年代出现了一类小型的具连续倍增极、高增益、低噪声和不怕曝露大气的通道型电子倍增器。这种坚实而轻巧的器件主要用作空间研究和实验室谱仪的荷能粒子探测器。由于它的无窗结构,使之特别适合于低能电子的探测,目前它已广泛地用于各类电子能谱仪中。与惯常使用的分立打拿极的多级电子倍增管比较,高分辨是通道器件的特色之一。文献报道管式     

空间目标单光子探测光纤接收方式的研究

空间目标探测中常常遇到极微弱光回波的探测问题,望远镜接收到的光信号仅有很少的光子数,甚至单光子.我们把单光子探测器运用在空间目标探测中,一方面光纤接收方式具有若干潜在优势,另一方面由于目前所用的单光子探测器的光纤接收模式的限制,决定了在空间目标的单光子探测中应用光纤接收方式.对于回波的光纤接收方式的研究将有力促进空间目标单光子探测技术的发展.     

Monte Carlo方法计算薄膜中(基于一定衬底)背散射电子空间分布

入射电子、背散射电子在薄膜材料中的作用范围及密度分布是从事薄膜X射线显微分析(FXMA)、透射电镜(TEM)和扫描电镜(SEM)工作的学者十分关心的课题。然而,这方面的理论计算结果至今未见报道。 电子束显微分析工作中,“薄膜”是指厚度小于电子透射深度的一类样品.若薄膜基于一定衬底上,这要涉及电子在多层介质中散射问题。本文用Monte Carlo方法计算了一定衬底薄膜中入射电子(IE)、背散射电子(BSE)空间分布及BSE能量分布,讨论了有关规律。