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 grandes 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 sitio 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 en el agua local. Este cadmio causó lo que los lugareños llamaron enfermedad itai-itai . La enfermedad causó 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 recicle. [1] : 2, 6–7
Si bien los experimentos actuales se encuentran todos ubicados en la mina norte de Mozumi, también se encuentra disponible la mina Tochibora, a 10 km al sur [2] : 9. No es tan profunda, pero tiene rocas más resistentes [1] : 22, 24, 26 y es el sitio planificado para las cavernas de gran tamaño Hyper-KamiokaNDE. [2] [3] : 19
El primero de los experimentos de Kamioka se denominó KamiokaNDE (por Kamioka Nucleon Decay Experiment) . Se trataba de un gran detector de agua 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, un experimento debe funcionar durante mucho tiempo y observar una enorme cantidad de protones. Esto se puede hacer de forma más rentable si el objetivo (la fuente de los protones) y el propio detector están hechos del mismo material. El agua es un candidato ideal porque es barata, fácil de purificar, estable y puede detectar partículas cargadas relativistas mediante su producción de radiación 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 señal potencial de desintegración de protones como para rechazar los 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 lo tanto también los rayos gamma ) producen anillos difusos debido a la dispersión múltiple de los electrones de baja masa. Los muones mínimamente ionizantes , por el contrario, producen anillos muy nítidos ya que su masa más pesada les permite propagarse directamente.
La construcción del Observatorio Subterráneo de Kamioka (predecesor del actual Observatorio de Kamioka, Instituto de 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 de protones, pero estableció lo que entonces era el mejor límite del mundo para la vida del protón.
KamiokaNDE-I operó entre 1983 y 1985.
El experimento KamiokaNDE-II fue un gran avance con respecto al KamiokaNDE y permitió realizar un número significativo de observaciones importantes. El 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 prueba sólida de que la teoría nuclear del Sol era correcta. Durante un período de décadas, el experimento de Davis observó consistentemente solo 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 la detección directa en tiempo real, muchos físicos sospecharon de su resultado.
Se llegó a la conclusión de que un gran detector de agua Čerenkov podría ser un detector de neutrinos ideal por varias razones. En primer lugar, el enorme volumen posible en un detector de agua Čerenkov 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 significa que los eventos candidatos de interacción neutrino- electrón pueden estudiarse evento por evento, algo totalmente 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 neutrino-electrón 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 "anillo" característico producido por la radiación de Čerenkov permite discriminar la señal con respecto a los fondos. Por último, dado que un experimento de Čerenkov sobre el 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 antes había que 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 había necesitado ser especialmente agresivo en cuanto a su umbral de energía o resolución . El problema se atacó 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 ciclar constantemente el detector con agua de mina "fresca", mantuvieron el agua en el tanque permitiendo que el radón se desintegrara. Un grupo de la Universidad de Pensilvania se unió a la colaboración y proporcionó nuevos dispositivos electrónicos con capacidades de sincronización muy superiores. La información adicional proporcionada por los dispositivos electrónicos mejoró aún más la capacidad de distinguir la señal de neutrinos de los fondos radiactivos. Otra mejora fue la expansión de la cavidad y la instalación de un "detector externo" 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 mejoras , 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 experimento pudo ver una clara mejora en el número de eventos que apuntaban lejos del Sol en direcciones aleatorias. [4] La información direccional fue la firma de la pistola humeante 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 descubrió 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 seguía observando solo 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 como las secciones eficaces de reacción aumentan con la energía, son detectables en un detector del tamaño del KamiokaNDE-II. El experimento utilizó una "ratio de ratios" para comparar la proporción de neutrinos de sabor electrón a muón con la proporción predicha por la teoría (esta técnica se utiliza porque muchos errores sistemáticos se cancelan entre sí). Esta proporción indicó un déficit de neutrinos muónicos, pero el detector no era lo suficientemente grande para obtener las estadísticas necesarias para llamar al resultado un descubrimiento . Este resultado llegó a conocerse como el déficit de neutrinos atmosféricos .
El experimento Kamiokande-II se llevó a cabo en un momento particularmente fortuito, ya que se produjo una supernova mientras el detector estaba en línea y tomando datos . Con las mejoras que se habían realizado, 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 con la búsqueda de la desintegración del protón 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 dirigiendo los experimentos de Kamioka, y en particular por la primera detección de neutrinos astrofísicos, Masatoshi Koshiba fue galardonado con el Premio Nobel de Física en 2002. Raymond Davis Jr. y Riccardo Giacconi fueron co-ganadores del premio.
El experimento KEK To Kamioka [6] utilizó neutrinos del acelerador para verificar las oscilaciones observadas en la señal de neutrinos atmosféricos con un haz bien controlado y comprendido. Se dirigió un haz de neutrinos desde el acelerador KEK a Super KamiokaNDE. El experimento encontró parámetros de oscilación que eran consistentes 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 neutrinos . El detector Super Kamiokande fue diseñado para probar la hipótesis de la oscilación tanto para los neutrinos solares como atmosféricos. El detector Super-Kamiokande es enorme, incluso para los estándares de la física de partículas. Consiste en 50.000 toneladas de agua pura rodeadas por unos 11.200 tubos fotomultiplicadores. El detector fue diseñado 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 externo considerablemente más sofisticado que no solo podía actuar como un veto para los muones cósmicos, sino que en realidad ayudaba en su reconstrucción.
Super-Kamiokande comenzó a recopilar datos en 1996 y ha realizado varias mediciones importantes, entre ellas, la medición precisa del flujo de neutrinos solares mediante la interacción de dispersión elástica, la primera evidencia muy sólida de la oscilación atmosférica de neutrinos y un límite considerablemente más estricto para la desintegración de protones.
Por su trabajo con Super Kamiokande, Takaaki Kajita compartió el premio Nobel 2015 con Arthur McDonald .
El 12 de noviembre de 2001, varios miles de tubos fotomultiplicadores del detector Super-Kamiokande implosionaron , aparentemente en una reacción en cadena , ya que la onda expansiva de la conmoción de cada tubo que implosionaba agrietó a sus vecinos. El detector se restauró parcialmente redistribuyendo los tubos fotomultiplicadores que no implosionaron y añadiendo carcasas acrílicas protectoras que se esperaba que impidieran que se repitiera otra reacción en cadena. Los datos obtenidos después de la implosión se conocen como datos 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 nuevos PMT. El trabajo finalizó en junio de 2006. Los datos obtenidos con la máquina recién restaurada se denominaron conjunto de datos SuperKamiokande-III .
En septiembre de 2008, el detector terminó su última actualización importante con electrónica de última generación y mejoras en la dinámica del sistema de agua, la calibración y las técnicas de análisis. Esto le 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 incluirá un drenaje completo del agua del tanque y el reemplazo de la electrónica, los PMT, las estructuras internas y otras partes.
El experimento de línea 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 de Hadrones Japonesa en Tōkai, de modo que los neutrinos recorren una distancia total de 295 km (183 mi).
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 restricciones sobre el valor de CP que viola la fase, 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 de reactores . KamLAND es un experimento complementario al Observatorio de Neutrinos de Sudbury porque, mientras que el experimento SNO tiene una buena sensibilidad al ángulo de mezcla solar pero una sensibilidad pobre al cuadrado de la diferencia de masas, KamLAND tiene una muy buena sensibilidad al cuadrado de la diferencia de masas y una sensibilidad pobre al ángulo de mezcla. Los datos de los dos experimentos pueden combinarse siempre que la CPT sea una simetría válida de nuestro universo . El experimento KamLAND está ubicado en la cavidad original de KamiokaNDE.
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 prototipos de tecnologías de espejos criogénicos para el detector KAGRA más grande.
El detector de ondas gravitacionales KAmioka (anteriormente LCGT, el Telescopio de Ondas Gravitacionales Criogénico a Gran Escala) fue aprobado en 2010, la excavación se completó en marzo de 2014, [9] y la primera fase se pondrá en funcionamiento en 2016. Es un interferómetro láser con dos brazos, cada uno de 3 km de largo, y cuando se complete alrededor de 2018, tendrá una sensibilidad planificada para detectar estrellas de neutrones binarias coalescentes 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 que se lleva a cabo utilizando una cámara de microproyección de tiempo gaseosa. [10] [11]
Existe un programa [3] para construir un detector diez veces más grande que el 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 o los tanques serían 20 veces más grandes que el anterior (1000 millones de litros en Hyper-Kamiokande contra 50 millones en 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)