Observatorio Kamioka , Instituto de Investigación de Rayos Cósmicos , Universidad de Tokio (神岡宇宙素粒子研究施設, Kamioka Uchū Soryūshi Kenkyū Shisetsu , pronunciación japonesa: [kamioka ɯtɕɯː soɾʲɯꜜːɕi keŋkʲɯː tsɯ] ) es un laboratorio de neutrinos y ondas gravitacionales ubicado bajo tierra en Mozumi. mina de Kamioka Mining and Smelting Co. cerca de la sección Kamioka de la ciudad de Hida en la prefectura de Gifu , Japón . Durante las últimas dos décadas se han llevado a cabo en el observatorio una serie de experimentos innovadores con neutrinos . Todos los experimentos han sido muy extensos y han contribuido sustancialmente al avance de la física de partículas , en particular al estudio de la astronomía de neutrinos y la oscilación de neutrinos .
La mina Mozumi es una de las dos minas adyacentes propiedad de Kamioka Mining and Smelting Co. (una subsidiaria de Mitsui Mining and Smelting Co. Mitsui Kinzoku Archivado el 14 de noviembre de 2016 en Wayback Machine ). [1] : 1 La mina es famosa por ser el lugar de uno de los mayores envenenamientos masivos en la historia de Japón . De 1910 a 1945, los operadores de la mina liberaron cadmio de la planta de procesamiento al agua local. Este cadmio provocó lo que los lugareños llamaban enfermedad itai-itai . La enfermedad provocó debilitamiento de los huesos y dolor extremo.
Aunque las operaciones mineras han cesado, la planta de fundición continúa procesando zinc , plomo y plata de otras minas y reciclando. [1] : 2, 6–7
Si bien los experimentos actuales están ubicados en la mina norte de Mozumi, la mina Tochibora, 10 km al sur [2] : 9, también está disponible. No es tan profundo, pero tiene roca más fuerte [1] : 22, 24, 26 y es el sitio planificado para las cavernas muy grandes Hyper-KamiokaNDE. [2] [3] : 19
El primero de los experimentos de Kamioka recibió el nombre de KamiokaNDE por Kamioka Nucleon Decay Experiment . Era un gran detector de agua de Čerenkov diseñado para buscar la desintegración de protones . Para observar la desintegración de una partícula con una vida tan larga como la de un protón, es necesario realizar un experimento durante mucho tiempo y observar una enorme cantidad de protones. Esto se puede hacer de forma más rentable si el objetivo (la fuente de protones) y el propio detector están hechos del mismo material. El agua es un candidato ideal porque es económica, fácil de purificar, estable y puede detectar partículas cargadas relativistas mediante su producción de radiación de Čerenkov . Un detector de desintegración de protones debe estar enterrado a gran profundidad o en una montaña, porque el fondo de muones de rayos cósmicos en un detector tan grande ubicado en la superficie de la Tierra sería demasiado grande. La tasa de muones en el experimento KamiokaNDE fue de aproximadamente 0,4 eventos por segundo, aproximadamente cinco órdenes de magnitud menor de lo que habría sido si el detector hubiera estado ubicado en la superficie. [4]
El patrón distintivo producido por la radiación de Čerenkov permite la identificación de partículas , una herramienta importante tanto para comprender la posible señal de desintegración de protones como para rechazar fondos. La identificación es posible porque la nitidez del borde del anillo depende de la partícula que produce la radiación o los electrones (y por tanto también los rayos gamma ) producen anillos borrosos debido a la dispersión múltiple de los electrones de baja masa. Los muones ionizantes mínimos , por el contrario, producen anillos muy afilados ya que su masa más pesada les permite propagarse directamente.
La construcción del Observatorio Subterráneo Kamioka (el predecesor del actual Observatorio Kamioka, Instituto para la Investigación de Rayos Cósmicos, Universidad de Tokio ) comenzó en 1982 y se completó en abril de 1983. El detector era un tanque cilíndrico que contenía 3.000 toneladas de agua pura y Tenía alrededor de 1.000 tubos fotomultiplicadores (PMT) de 50 cm de diámetro unidos a la superficie interior. El tamaño del detector exterior era de 16,0 m de altura y 15,6 m de diámetro. El detector no pudo observar la desintegración del protón, pero estableció lo que entonces era el mejor límite del mundo para la vida útil del protón.
KamiokaNDE-I operó entre 1983 y 1985.
El experimento KamiokaNDE-II fue un gran paso adelante con respecto a KamiokaNDE y realizó un número significativo de observaciones importantes. KamiokaNDE-II funcionó entre 1985 y 1990.
En la década de 1930, Hans Bethe y Carl Friedrich von Weizsäcker habían planteado la hipótesis de que la fuente de energía del Sol eran las reacciones de fusión en su núcleo. Si bien esta hipótesis fue ampliamente aceptada durante décadas, no había forma de observar el núcleo del Sol y probarla directamente . El experimento Homestake de Ray Davis fue el primero en detectar neutrinos solares : una fuerte evidencia de que la teoría nuclear del Sol era correcta. Durante un período de décadas, el experimento de Davis observó consistentemente sólo alrededor de 1/3 del número de neutrinos predichos por los modelos solares estándar de su colega y amigo cercano John Bahcall . Debido a la gran dificultad técnica del experimento y su dependencia de técnicas radioquímicas en lugar de detección directa en tiempo real, muchos físicos sospecharon de su resultado.
Se descubrió que un detector Čerenkov de agua de gran tamaño podría ser un detector de neutrinos ideal, por varias razones. En primer lugar, el enorme volumen posible en un detector Čerenkov de agua puede superar el problema de la sección transversal muy pequeña de los neutrinos solares de 5-15 MeV . En segundo lugar, los detectores de agua Čerenkov ofrecen detección de eventos en tiempo real. Esto significó que los eventos candidatos a la interacción neutrino- electrón individuales podrían estudiarse evento por evento, radicalmente diferente de la observación mes a mes requerida en los experimentos radioquímicos. En tercer lugar, en la interacción de dispersión neutrino-electrón, el electrón retrocede aproximadamente en la dirección en la que viajaba el neutrino (similar al movimiento de las bolas de billar ), por lo que los electrones "apuntan hacia atrás" al Sol. En cuarto lugar, la dispersión de neutrinos y electrones es un proceso elástico , por lo que se puede estudiar la distribución de energía de los neutrinos, probando aún más el modelo solar. En quinto lugar, el característico "anillo" producido por la radiación de Čerenkov permite discriminar la señal respecto del fondo. Finalmente, dado que un experimento de Čerenkov con agua utilizaría un objetivo, un proceso de interacción, una tecnología de detección y una ubicación diferentes, sería una prueba muy complementaria de los resultados de Davis.
Estaba claro que KamiokaNDE podía utilizarse para realizar un experimento fantástico y novedoso, pero primero era necesario superar un problema grave. La presencia de fondos radiactivos en KamiokaNDE significaba que el detector tenía un umbral de energía de decenas de MeV . Las señales producidas por la desintegración de protones y las interacciones de neutrinos atmosféricos son considerablemente mayores que esto, por lo que el detector KamiokaNDE original no necesitaba ser particularmente agresivo en cuanto a su umbral de energía o resolución . El problema fue atacado de dos maneras. Los participantes del experimento KamiokaNDE diseñaron y construyeron nuevos sistemas de purificación del agua para reducir el fondo de radón , y en lugar de hacer circular constantemente el detector con agua de mina "fresca", mantuvieron el agua en el tanque permitiendo que el radón se descompusiera. Un grupo de la Universidad de Pensilvania se unió a la colaboración y suministró nuevos componentes electrónicos con capacidades de sincronización muy superiores. La información adicional proporcionada por la electrónica mejoró aún más la capacidad de distinguir la señal de neutrinos de fondos radiactivos. Una mejora adicional fue la ampliación de la cavidad y la instalación de un "detector exterior" instrumentado. El agua adicional proporcionó protección contra los rayos gamma de la roca circundante , y el detector exterior proporcionó un veto para los muones de rayos cósmicos. [4] [5]
Una vez completadas las actualizaciones , el experimento pasó a llamarse KamiokaNDE-II y comenzó a tomar datos en 1985. El experimento pasó varios años luchando contra el problema del radón y comenzó a tomar "datos de producción" en 1987. Una vez que se acumularon 450 días de datos, el El experimento pudo ver un claro aumento en el número de eventos que apuntaban en dirección opuesta al Sol en direcciones aleatorias. [4] La información direccional fue la firma irrefutable de los neutrinos solares, demostrando directamente por primera vez que el Sol es una fuente de neutrinos. El experimento continuó tomando datos durante muchos años y finalmente encontró que el flujo de neutrinos solares era aproximadamente la mitad del predicho por los modelos solares. Esto estaba en conflicto tanto con los modelos solares como con el experimento de Davis, que estaba en curso en ese momento y continuó observando sólo 1/3 de la señal predicha. Este conflicto entre el flujo predicho por la teoría solar y los detectores radioquímicos y de agua de Čerenkov se conoció como el problema de los neutrinos solares .
El flujo de neutrinos atmosféricos es considerablemente menor que el de los neutrinos solares, pero debido a que las secciones transversales de reacción aumentan con la energía, son detectables en un detector del tamaño de KamiokaNDE-II. El experimento utilizó una "proporción de proporciones" para comparar la proporción entre neutrinos de sabor electrón y muón con la proporción predicha por la teoría (esta técnica se utiliza porque muchos errores sistemáticos se cancelan entre sí). Esta proporción indicaba un déficit de neutrinos muónicos, pero el detector no era lo suficientemente grande como para obtener las estadísticas necesarias para calificar el resultado como un descubrimiento . Este resultado llegó a conocerse como déficit de neutrinos atmosféricos .
El experimento Kamiokande-II se estaba ejecutando en un momento particularmente fortuito, ya que se produjo una supernova mientras el detector estaba en línea y tomando datos . Con las mejoras realizadas, el detector era lo suficientemente sensible como para observar los neutrinos térmicos producidos por la Supernova 1987A , que tuvo lugar a unos 160.000 años luz de distancia en la Gran Nube de Magallanes . Los neutrinos llegaron a la Tierra en febrero de 1987 y el detector Kamiokande-II observó 11 eventos.
KamiokaNDE-II continuó la búsqueda de KamiokaNDE de la desintegración de protones y nuevamente no logró observarla. El experimento volvió a establecer un límite inferior para la vida media del protón.
La actualización final del detector, KamiokaNDE-III, funcionó entre 1990 y 1995.
Por su trabajo en la dirección de los experimentos de Kamioka y, en particular, por la primera detección de neutrinos astrofísicos, Masatoshi Koshiba recibió el Premio Nobel de Física en 2002. Raymond Davis Jr. y Riccardo Giacconi fueron coganadores del premio.
El experimento KEK To Kamioka [6] utilizó neutrinos aceleradores para verificar las oscilaciones observadas en la señal de neutrinos atmosféricos con un haz bien controlado y comprendido. Desde el acelerador KEK se dirigió un rayo de neutrinos al Super KamiokaNDE. El experimento encontró parámetros de oscilación que coincidían con los medidos por Super-K.
En la década de 1990, los físicos de partículas comenzaron a sospechar que el problema de los neutrinos solares y el déficit de neutrinos atmosféricos tenían algo que ver con la oscilación de los neutrinos . El detector Super Kamiokande fue diseñado para probar la hipótesis de oscilación de neutrinos tanto solares como atmosféricos. El detector Super-Kamiokande es enorme, incluso para los estándares de la física de partículas. Se compone de 50.000 toneladas de agua pura rodeadas por unos 11.200 tubos fotomultiplicadores. El detector se diseñó nuevamente como una estructura cilíndrica, esta vez de 41,4 m (136 pies) de alto y 39,3 m (129 pies) de ancho. El detector estaba rodeado por un detector exterior considerablemente más sofisticado que no sólo podía actuar como veto para los muones cósmicos sino que también podía ayudar en su reconstrucción.
Super-Kamiokande comenzó a tomar datos en 1996 y ha realizado varias mediciones importantes. Estos incluyen la medición precisa del flujo de neutrinos solares mediante la interacción de dispersión elástica, la primera evidencia muy sólida de la oscilación de neutrinos atmosféricos y un límite considerablemente más estricto para la desintegración de protones.
Por su trabajo con Super Kamiokande, Takaaki Kajita compartió el premio Nobel de 2015 con Arthur McDonald .
El 12 de noviembre de 2001, varios miles de tubos fotomultiplicadores en el detector Super-Kamiokande implosionaron , aparentemente en una reacción en cadena cuando la onda de choque de la conmoción cerebral de cada tubo implosionante rompió a sus vecinos. El detector se restauró parcialmente redistribuyendo los tubos fotomultiplicadores que no implosionaron y agregando carcasas protectoras acrílicas que se esperaba evitaran que se repitiera otra reacción en cadena. Los datos tomados después de la implosión se conocen como datos del Super Kamiokande-II .
En julio de 2005, comenzaron los preparativos para restaurar el detector a su forma original mediante la reinstalación de unos 6.000 PMT nuevos. Se terminó en junio de 2006. Los datos tomados con la máquina recién restaurada se denominaron conjunto de datos SuperKamiokande-III .
En septiembre de 2008, el detector finalizó su última actualización importante con electrónica de última generación y mejoras en la dinámica, calibración y técnicas de análisis del sistema de agua. Esto permitió a SK adquirir su conjunto de datos más grande hasta el momento ( SuperKamiokande-IV ), que continuó hasta junio de 2018, cuando se llevará a cabo una nueva renovación del detector que implicará un drenaje completo de agua del tanque y el reemplazo de componentes electrónicos, PMT, estructuras internas y otras piezas.
El experimento de línea de base larga "Tokai To Kamioka" comenzó en 2009. Está realizando una medición precisa de los parámetros de oscilación de neutrinos atmosféricos y está ayudando a determinar el valor de θ 13 . Utiliza un haz de neutrinos dirigido al detector Super Kamiokande del sincrotrón de protones de 50 GeV (actualmente 30 GeV) de la Instalación Japonesa de Hadrones en Tōkai, de modo que los neutrinos viajan una distancia total de 295 km (183 millas).
En 2013, T2K observó por primera vez las oscilaciones de neutrinos en el canal de aparición: transformación de neutrinos muónicos en neutrinos electrónicos. [7] En 2014, la colaboración proporcionó las primeras limitaciones sobre el valor de la fase de violación de CP, junto con la medición más precisa del ángulo de mezcla θ 23 . [8]
El experimento KamLAND es un detector de centelleo líquido diseñado para detectar antineutrinos del reactor . KamLAND es un experimento complementario al Observatorio de Neutrinos de Sudbury porque, mientras que el experimento SNO tiene buena sensibilidad al ángulo de mezcla solar pero poca sensibilidad a la diferencia de masa al cuadrado, KamLAND tiene muy buena sensibilidad a la diferencia de masa al cuadrado con poca sensibilidad al ángulo de mezcla. Los datos de los dos experimentos se pueden combinar siempre que CPT sea una simetría válida de nuestro universo . El experimento KamLAND está ubicado en la cavidad KamiokaNDE original.
CLIO es un pequeño detector de ondas de gravedad con brazos de 100 m (330 pies) que no es lo suficientemente grande para detectar ondas de gravedad astronómicas, pero está creando un prototipo de tecnologías de espejos criogénicos para el detector KAGRA más grande.
El detector de ondas gravitacionales KAmioka (anteriormente LCGT, Telescopio criogénico de ondas gravitacionales a gran escala) fue aprobado en 2010, la excavación se completó en marzo de 2014 [9] y la primera fase se pondrá en servicio en 2016. Es un interferómetro láser con dos brazos. , cada uno de 3 km de largo, y cuando esté completo alrededor de 2018, tendrá una sensibilidad planificada para detectar estrellas de neutrones binarias fusionadas a cientos de Mpc de distancia.
XMASS es un experimento subterráneo de centelleo líquido en Kamioka. Ha estado buscando materia oscura .
NEWAGE es un experimento de búsqueda de materia oscura sensible a la dirección realizado utilizando una cámara de proyección de microtiempo gaseosa. [10] [11]
Existe un programa [3] para construir un detector diez veces más grande que Super Kamiokande, y este proyecto se conoce con el nombre de Hyper-Kamiokande . El primer tanque estará operativo a mediados de la década de 2020. [12] En el momento de la "inauguración" en 2017, se anunció que el tanque era 20 veces mayor que el anterior (1000 millones de litros en el Hyper-Kamiokande contra 50 millones en el Super-Kamiokande ).
36°25,6'N 137°18,7'E / 36,4267°N 137,3117°E / 36,4267; 137.3117 (Monte Ikeno (Ikenoyama)) (Monte Ikeno)