半磁半导体Cd1-xMnxTe光吸收边的压力效应

本文研究了室温下1—40kbar流体静压力范围内三元化合物半磁半导体Cd_1-xMn_xTe光吸收边的压力效应。实验结果给出:x<0.5的样品,吸收边随压力增加向高能方向以α=6—8×10^-3eV/kbar的速率漂移,并具有10^-5/kbar²量级的二级非线性系数;x≥0.5的样品,表观吸收边随压力增加向低能方向漂移,压力系数为α-5×10^-3eV/kbar。高压下所研究的样品均有一从闪锌矿结构到NaCl结构的相变发生。这一相变可以是不可逆的,相变压力与样品组分有关,大致在25—40kbar范围内。根据半导体能带畸变势效应和晶体场理论模型估计了压力系数的理论值,讨论了不同压力系数的物理原因。 关键词：     

电子的电偶极矩及其对新物理的可能限制

<正>2023年7月7日，著名的Science期刊发表了美国科罗拉多大学T.S. Roussy等十一位学者的论文，标题为“电子的电偶极矩的新上限”(An improved bound on the electron’s electric dipole moment)。这篇论文针对电子的电偶极矩de，在90%的置信度水平给出了最新实验上限|de|<4.1×10^-30e cm。基于这一结果，并对某些相关参数做了特殊的假设，作者发现可将对电偶极矩做出贡献的新物理模型的有效能标限制到4×10¹³eV(即40 TeV)以上，远高于正在运行的大型强子对撞机的质心能量14 TeV。     

平均能量为2×1015eV的宇宙线入射方向研究

从1982年5月到1983年1月,悉尼大学的小型宇宙线观测阵列记录了多于17,000个能量为6×10¹⁴—5×10¹⁶eV的宇宙线广延大气簇射事例。使用谐波分析和X²检验法,对这些宇宙线的入射方向进行了研究,没有发现有意义的各向不同性。 关键词：     

Physics World选出2013年度的10项突破性进展

<正>Physics World选出2013年度的10项突破性进展,名列第一的是"冰立方南极中微子观测站"首次对高能宇宙中微子进行的观测。受到强烈推荐的还有其他9项,覆盖了从核物理到纳米技术领域。1宇宙中微子观测为了探测宇宙中微子,研究人员在南极的冰下很深的地方建立了巨大的探测器。在那样遥远而恶劣的环境中,冰立方南极中微子观测站的人员克服了各种困难,发现了来自远离太阳系的极高能量的中微子。探测中微子是极其困难的,冰立方使用体积为1立方公里的巨大     

在LHC上寻找希格斯粒子

 大型强子对撞机(Large Hadron Collider,简称LHC)2010 年3 月开始运行,对撞能量为7TeV,这是设计能量14 TeV 的一半。瞬时亮度从10²⁷cm^-2s^-1迅速上升,2010 年底达到10³²cm^-2s^-1,2011 年底达到10³³cm^-2s^-1,积分亮度有5/fb, 超过原来的预期。LHC 进入出成果阶段。     

10−9量级高灵敏度点源透射比测试设备研究

为了实现对光学系统杂散光抑制能力的定量评价,开展了10^?9量级高灵敏度点源透射比测试设备的研究和实验验证。采用脉冲光源、脉冲探测的新测量方法,在保证测试系统具有高灵敏度测量能力的同时,简化了微弱光电信号探测组件的复杂程度,建立了一套最大测试口径为600 mm、测试波长为527 nm的点源透射比测试设备,并利用该设备测试了一台250 mm口径空间光学相机的点源透射比。实验结果表明:60°入射角度时的点源透射比测试结果为1.68×10^?9。证明该设备的测试误差在10^?9或更低的量级,具备10^?9量级高灵敏度点源透射比测试能力。本文研究可以为天文望远镜、星敏感器、空间目标监视载荷等多种类型的光学仪器提供杂光抑制性能评估。     

243—263nm S原子Rydberg态的(2+1)共振增强多光子电离

在243—263nm波长范围,测量了S⁺分质量激发谱,得到SO₂分子光解产生的S原子近50条(2+1)共振增强多光子电离谱线．除了来自S原子基态3p⁴³P_2,1,0直至n=10的Rydberg态³P,³D,³F的许多双光子跃迁谱线外,观察到若干新的¹P⁰,⁵S^关键词：     

超高能软强子作用的Chou–Yang模型

用Chou-Yang模型构造了一个用于s=26GeV到22TeV的软强子非单衍相互作用MonteCarlo产生器.结合大横动量喷注产生过程的pQCD计算和相应的部分子强子化方案,较好地再现了高能区实验的结果.平滑地外推到超高能区,预言了非弹性度随能量下降的趋势.     

双中子星并合的中微子信号

2017年8月17日,LIGO/Virgo首次探测到了双中子星并合事件的引力波信号,随后多波段的跟进观测获得了GW170817事件的多波段"全息"图像并确认源头在40 Mpc外的NGC4993星系,但颇为遗憾的是(尽管与理论预期符合)当时全球运行中的中微子探测器都没有探测到与GW170817相关联的中微子。普遍认为,热中微子在双星引力潮汐撕裂绕行阶段就会产生,在并合事件后的十几毫秒内达到峰值;若并合中心产物为伽马射线暴或者稳定的磁星,还会在并合的即刻至数天内产生超高能中微子。因此,中微子信号不仅可以辅助研究并合后的产物环境,还可以在天文尺度上研究中微子的基本性质和寻找粒子物理标准模型之外的新物理。即使只探测到一个热中微子事件,也可以获得热中微子的能谱标度信息和诊断并合后十几毫秒内星体本身和周围环境的物理参数。另外,因为引力波以光速传播,通过热中微子信号相对引力波信号的时延,可限制中微子的绝对质量。若探测到延迟的高能中微子信号,除了可以清楚地证明双中子星并合的中心产物是磁星,还可以研究并合产物附近的磁场环境和宇宙射线加速机制。     

利用高能中微子探索宇宙线起源之谜

<正>一、引言早在1912年,科学家就观测到了宇宙线,其主要成分是质子(约90%)和氦核(约9%)的高能微观粒子。迄今为止,观测到的宇宙射线中最高能量接近3×10²⁰电子伏特,约等于48焦耳,相当于一颗时速150千米的网球的动能。一个直径远远小于原子的微观粒子被加速到如此惊人的宏观能量,比地球上最大的粒子加速器LHC所能产生的最高能量大7到8个量级。这让我们很自然地产生疑问：如此高能的宇宙线来自哪里？它们是怎么被加速到这么高能量的？     

宇宙线和高能天体物理

羊八井中日合作二期阵列在1997-1998年最有意义的实验结果主要来自于把探测阈能降低到～3TeV的局部加密阵列部分。例如,在活动星系核MrK 501在1997年3月到8月变得比蟹状星云还亮很多的甚高能γ射线爆发期间，羊八井加密阵列与国际上七个大型契仑可夫望远镜一道看到了这个过程，而且是其中唯一有较完整的时变曲线的一家。同时，对蟹状星云的观测数据也显示在3TeV附近存在～4σ的γ流超出，而在10TeV则未观测到有统计意义的超出(最终结果将在1999年发表)。     

高能中微子与宇宙线的多信使研究

 宇宙线是来自地球之外的高能带电粒子，约99%为原子核，1%为电子。此外，在传播过程中，宇宙线通过与星际介质作用，产生少量次级核子及反质子、正电子等次级宇宙线粒子。宇宙线的发现始于1912年，迄今为止观测到的宇宙线粒子的最高能量已达到3×10²⁰电子伏特，是最大的粒子加速器LHC （large hadron collider）所能加速粒子能量的千万倍。但宇宙线的起源至今仍是未知之谜^①。近些年研究表明，高能宇宙线应来自于宇宙中的天体，因而宇宙线研究属天体物理和粒子物理的交叉学科^②。     

超高能中微子天文学实验现状

 中微子在粒子物理的标准模型中是一组很特殊的粒子，它们质量最轻（在标准模型中没有质量）因而几乎不受引力影响，不带电荷因而不受电磁相互作用的影响，只参与弱相互作用，但其寿命几乎是无穷长。如果中微子产生于遥远的高能天体，在到达地球的漫长传播过程中其路径不会被遍布宇宙的磁场所改变。中微子的这些特性使它与光子一起成为绝佳的天文学信息传播者，成为正在崛起的新兴中微子天文学学科发展的强劲原动力。与传统的光子天文学相比，中微子具有更加优越的特性，即不会与弥漫全宇宙的3K宇宙学背景光子发生作用，从而能够打开高于光子天文学所能工作的能量区域的观测窗口，譬如在高于10¹⁵电子伏特（记为PeV）的“超高能”区，探测中微子成为唯一的天文观测手段。 …………     

现代物理信息

 1.发现新同位素⁶⁸Co、⁶⁹Co、⁶⁸Fe在热中子引起的²³⁹Pu裂变反应中,发现了丰中子同位素⁶⁹Co、⁶⁸Co及⁶⁸Fe,并测量了它们的产额和β衰变寿命.（M.Bernas et al.,1991 Vol.67 No.26）2.地球重力场对核自旋的耦合在两个自旋取向上,测量了¹⁹⁹Hg与²⁰¹Hg的核自旋精确频率相对于地球重力场的比率.发现重力能的自旋依赖成分小于2.2×10^-21eV.这结果提供了对核自旋等价原理的检验,并给出了可能的标量一鹰标量相互作用耦合到自旋上的极限.（B.J.Venema etal.,1992 Vol.68 No.2）     

空间引力波探测计划-LISA系统设计要点

为了验证广义相对论,世界各国竞相开展了空间引力波探测方面的研究。本文以欧洲空间引力波探测LISA(Laser Interferometer Space Antenna)计划为例,根据基线设计,对LISA系统有效载荷及主要组件的设计进行了分析和阐述。LISA主要探测和研究低频引力波辐射,其工作频段为10^-3~1 Hz,工作距离为5×10⁶ km,预计能探测到双致密星系统以及星系合并引起的超大质量并合等波源,测距精度达到pm量级。以上研究希望能对我国未来的空间引力波探测计划有一定启示。     

Kasner 时空中的中微子振荡相位

研究了质量中微子在 Kasner 时空特殊情况下的传播相位和振荡特征长度,得到了中微子的零短程线相位是短程线相位一半的关系.当参数a=0时,Kasner 时空中的传播相位和史瓦希时空中的相同.这一问题的研究在宇宙学中是有意义的^[1-3]. 关键词： 传播相位 Kasner 时空 质量中微子 振荡特征长度     

中微子六十年

 三、存在几种类型的中微子?前面我们介绍的中微子都是在电子的放射（β^&#177;衰变）和吸收（K-俘获）过程中产生的,这类中微子称为电子中微子,用ν_?（电子中微子）和（?）（电子反中微子）表示.除电子中微子外,后来还发现了μ子中微子和τ子中微子.50年代,人们逐步认识到,安德逊在1936年发现的粒子-μ子与电子有许多共同点:1)电子和其反粒子正电子的电荷分别为-1和+1,没有中性电子;μ^-子和其反粒子μ⁺的电荷也分别为-1和+1,没有中性的μ子;2)电子和正电子具有自旋1/2,μ^-和μ⁺的自旋也是1/2;3)正、负电子.     

超强圆偏振激光直接加速产生超高能量电子束

研究表明, 峰值强度为10²²–10²⁵ W/cm²量级的圆偏振激光脉冲的有质动力场可以直接加速并产生GeV–TeV的单能电子束, 其中被加速电子的能量与激光脉冲的峰值强度成线性定标关系. 为了获得更高能量的电子束, 通过对一维解析模型的分析得到: 如果电子束在激光传播的方向上具一个初始能量E₀, 那么这种线性的定标关系可以被打破, 被加速电子束最终的能量可以被放大E₀倍. 这是由于具有一定初始能量的电子束不容易被激光脉冲抛在后面, 进而获得更高的加速距离. 二维粒子模拟结果显示: 当电子束的初始能量E₀为MeV量级时这个方法是有效的, 而当E₀过大时这个方法失效. 这是因为当电子的加速距离远大于激光脉冲的瑞利长度时, 激光强度的衰减使得电子束的加速错过了最佳加速场.     

355 nm激光光电离甲醛飞行时间质谱的研究

利用脉宽为5 ns脉冲Nd: YAG 355 nm激光在功率密度为10¹¹–10¹² W/cm²条件下实现了甲醛含水团簇多光子电离, 并用飞行时间质谱对其电离产物和电离过程进行了研究. 实验中观测到了甲醛的质子化团簇系列 (CH₂O)_nH⁺(n=1–4), 甲醛的去质子化团簇系列(CH₂O)_nCHO⁺ (n=1–3), 以及两个起源于H₂CO去质子和质子化的含水团簇系列HCO⁺(H₂O)_n(n=1,3,5)和H₃CO⁺(H₂O)_n(n=1,3,5), 并对其中的一些团簇结构构型进行了猜测. 研究在不同的激光功率密度下甲醛团簇质谱峰的变换情况, 当激光密度达到9.3× 10¹¹ W/cm², 开始出现CH₂O和H₂O本体及其光致碎片的信号, 但对应的各质量峰没有明显地分辨开, 而是以包络的形式出现, 这是激光电离产生高能离子释放的一种表现, 提出认等离子体动力学鞘层加速机制(模型)来解释高能离子形成的物理机制. 关键词： 甲醛 团簇 飞行时间质谱 激光电离     

贝加尔湖底的大型中微子望远镜

 价值两千五百万欧元, 用来探测来自太空的高能中微子望远镜正在世界最深的湖底建造, 这就是莫斯科俄罗斯核研究所正在西伯利亚贝加尔湖--世界第二大湖--建造的十亿吨体量探测器GVD(Gigaton Volume Detector)。2018年全部完成后将成为世界最大的中微子望远镜之一。