微中子的来源及特征分析

微中子的来源如下^[6]：

（1）人造的

核反应堆是人造微中子的主要来源。反微中子是裂变反应中丰中子裂变产物碎片β衰变的结果。一般来讲，对反微中子通量起主要作用的四种同位素有²³⁵U，²³⁸U，²³⁹Pu和²⁴¹Pu（即各自裂变碎片负β衰变时释放的反微中子）。一般的核裂变释放约200 MeV能量，其中约有4.5%（约9MeV）以反微中子的形式释放。对于一个热功率为4000MW的典型核反应堆，它的反应核心产生的热功率为4000MW，电功率为1300MW，而从裂变原子得到的功率总量为4185MW，这说明有185MW以反微中子辐射的形式失去。换言之，有185MW的裂变能量并没转化为推动发电机的热能，反而从反应堆中消失，这是由于反微中子可以穿透所有建造材料并以无踪迹的方式消失。

反微中子的能谱取决于燃料燃烧的程度（钚-239裂变产生的反微中子的能量比铀-235裂变产生的稍高），但一般来说裂变产生的可探测微中子能量峰值在3.5～4MeV之间，最大10MeV。现在还没有可用的实验方法测量低能反微中子的通量。只有能量阈值在1.8MeV之上的反微中子可被唯一确定（见后面的微中子探测内容）。据估计，一个核反应堆中有3%的反微中子所携带的能量高于此值。核电站平均每秒钟产生1020个以上此类反微中子，而现阶段技术无法探测到的微中子数量则更多。

粒子加速器被用于制造微中子束。这项技术可以将质子挤入一个确定的目标中，并产生带电的π介子或k介子。这些不稳定的粒子在磁力的作用下进入一个长长的隧道并在运动过程中不断衰减。在衰减粒子的推动下，产生的微中子结成一束而并非散射。构建一个由μ介子衰减产生微中子的加速器装置的计划正在进行。这样的设施被称为微中子工厂。

（2）来自自然

微中子是大自然产生辐射的一部分。尤其是²³⁸U和²³²Th同位素的链式衰变，以及⁴⁰K^[7]，包括发射反微中子的β衰变。那些被称为反微中子的物质可以提供一些地球内部极有价值的信息。2005年，KamLAND试验首次发现了反微中子的迹象。地球微中子测量的KamLAND主背景是来自核反应堆的反微中子。几个未来的实验计划提高地球微中子的测量技术，这对于在远离核反应堆的地方进行测量是必不可少的。

（3）来自大气层

地球大气层中的微中子是宇宙射线与原子核相互作用的结果。这种作用会制造许多粒子，其中很多是不稳定的，会在衰变时产生微中子。印度塔塔基础研究院、日本大阪市立大学和英国杜伦大学的一些粒子物理学家在1965年于印度科拉尔金田（Kolar Gold Fields）的一个地下实验室内第一次记录下了宇宙射线与微中子的相互作用。

（4）来自太阳

太阳微中子源自为太阳和其他星体提供能量的核聚变。太阳的具体变化细节可以用太阳标准能量模型解释。简而言之，当四个质子聚合为一个氦核时，其中的两个质子变为中子并释放一个电子微中子。

太阳向四面八方发射出数量巨大的微中子。在地球正对太阳方向的每平方厘米区域内，每秒钟有约650亿（6.5×10¹⁰）^[6]个太阳微中子穿过。由于微中子被地球物质吸收的比例很小，所以地球背对太阳的表面也可以接收到与正面几乎同样数量的微中子。

（5）来自超新星(www.xing528.com)

微中子是Ib型、Ic型和II型（星核塌缩）超新星的重要产物^[8]。在引力坍缩过程中，星核的密度非常高（可达1017kg/m³），电子退化的速度已不足以阻止质子与电子结合，它们形成了中子和电子微中子。第二个也是更重要的微中子源是新形成的中子核内的热能（10¹¹K），这一能量也在形成各种形式的微中子-反微中子的过程中被消耗。超新星产生的大部分能量都以微中子大规模爆发的形式耗散。1987年对超新星1987A爆发产生的微中子的观测是第一次获得该现象的试验证据。在持续时间不到13s的爆发产生的热源即电子捕捉源中，日本神岗微中子实验环境（Super-Kamiokande）探测到11个反微中子，美国俄亥俄州的IMB探测器（the Irvine-Michigan-Brookhaven detector）探测到8个，而俄罗斯Baksan液体闪烁器微中子探测器发现了5个微中子（轻子数为1）。人们认为微中子也会在诸如中子星碰撞的时候产生。来自超新星的微中子信号会比电磁辐射早几小时，而后者会伴随着冲击波出现。正由于微中子与一般物质的相互作用异常微弱，所以它可以穿过爆炸中的星体外层物质，而电磁光子的速度则被影响而放慢（见图2-4）^[7]。

图2-4 超新星1987A（蒙华盛顿特区美国国家航空航天局允许使用）

由于微中子几乎不与物质相互作用，人们认为超新星的微中子束携带了爆炸发生最深处的信息。由于爆炸产生的气体猛烈又浓厚，爆炸时产生的光被分散，所以大多数的可见光来自超新星冲击波产生的放射元素衰变。另一方面，微中子携带着超新星内核（密度大，足以影响微中子信号）信息穿越这些气体。此外，微中子束将会早于任何电磁波、可见光、伽马射线或无线电波到达地球。而到达的确切时间取决于冲击波的速度与星体最外层的厚度。以Ⅱ型超新星为例，天文学家认为微中子流的释放发生于星体内核塌陷后几秒钟，而电磁信号则会于几小时后出现。超新星早期预警系统（SNEWS）项目也已开始使用微中子探测器网络监视天空中可能发生的超新星事件；微中子信号将会为银河系中的星体爆炸提供有效预警。

（6）来自超新星残留

超新星微中子的能量范围从几MeV到几十MeV不等。然而，在超新星爆炸留下的紊流气态环境下，超新星残留作用下导致的宇宙射线加速产生的微中子的能力比超新星活跃至少百万倍。沃尔特·巴德（Walter Baade）和弗里茨·兹威基（Fritz Zwicky）提出宇宙射线的源头是超新星。维塔利·金茨堡（Vitaly L.Ginzburg）和谢尔盖·瑟罗瓦茨基（Sergei I.Syrovatsky）又将这一假说进一步细化，提出这一源头是超新星残留，并找到了支持这一假说的关键证据，即如果超新星残留的加速效率约为10%，那么银河系中由宇宙射线带来的损失将会得到补偿。超新星残留产生的一个特殊机制“冲击波加速”与恩里科·费米（Enrico Fermi）最初描绘的理论相符，并得到观测数据的支持，也支持了金茨堡和瑟罗瓦茨基的假设。有关微中子的天文学分支仍处于起步阶段，极高能微中子还有待观察。旨在进行观察星系宇宙中高能微中子的主要探测器有：贝加尔微中子探测器（Baikal）、南极μ介子及微中子探测器列阵（AMANDA）、南极冰立方微中子天文台（IceCube）、微中子天文学望远镜与深海环境研究（Antares）工程、意大利的微中子地中海天文台（NEMO）和海洋学研究微中子扩展水下望远镜（NESTOR）。相关的信息由超高能伽马射线天文台如惠普尔天文台的VERITAS望远镜、高能立体视野望远镜（HESS）和MAGIC观测得到。事实上，宇宙射线的撞击应该产生带电π介子和中性π介子，前者的衰变产生微中子，而后者的衰变则产生伽马射线，而超新星残留对这两种射线而言都是可穿透的。

在外银河系宇宙射线相互作用中会产生的更高能量的微中子，可以在皮埃尔·奥格天文台（Pierre Auger Observatory）或在专门的ANITA实验下观测到。

（7）来自宇宙大爆炸

正如宇宙大爆炸之后残留的宇宙微波背景辐射一样，宇宙中也有温度很低的宇宙背景微中子。20世纪80年代有人提出这也许可以解释为宇宙中存在暗物质。微中子与其他同样可能是暗物质的成分相比具有一个重要优势：我们知道它们的存在。然而还有大量问题尚未解开。

从粒子实验中可知微中子很轻。这意味着它们的运动速度接近光速。因此，由微中子构成的暗物质变成了“热暗物质”。可问题是在宇宙膨胀使微中子冷却下来聚集成团之前，高速运动会使微中子均匀地分布在宇宙中。这将导致部分由微中子组成的暗物质变得模糊不清，无法构成我们所见的巨大星系结构。

此外，那些被暗物质包围的相同的星系和星群也并没有快速地从星系中逃离。据推测，正是暗物质提供了整个结构的引力核。这意味着微中子仅是暗物质成分中的很小部分。

从宇宙论的观点来说，估计遗迹背景微中子的密度为56个/cm³，若它们无质量则温度为1.9K（1.7×10^-4eV），若质量超过0.001eV则温度会更低得多。尽管它们的密度相当高，但由于极低能微中子截面能量处于次电子能水平，它还没有被实验室观测到。相反，能放射出更多能量的硼-8太阳微中子尽管空间密度比遗迹微中子低6个数量级，却已被明确地检测到。