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'''反向β衰變'''是一種[[核反應]]過程，在此過程中[[反電微中子]]與[[質子]]發生散射，產生[[正電子]]及[[中子]]。<ref>{{cite journal |last=Vogel |first=P. |last2=Beacom |first2=J. F. |date=1999 |title=Angular distribution of neutron inverse beta decay |journal=Physical Review D |volume=60 |issue=5 |pages=053003 |doi=10.1103/PhysRevD.60.053003}}</ref>此過程廣泛應用於[[微中子探測器]]中進行[[反電微中子]]的探測，例如在首次探測到反微中子的{{Tsl|en|Cowan–Reines neutrino experiment|科溫-萊因斯微中子實驗}}、{{Tsl|en|KamLAND|KamLAND}}與{{Tsl|en|Borexino|Borexino}}等微中子實驗中。<ref>{{cite journal |last=Reines |first=F. |last2=Cowan Jr |first2=C. L. |date=1953 |title=Detection of the free neutrino |journal=Physical Review |volume=92 |issue=3 |pages=830 |doi=10.1103/PhysRev.92.830}}</ref>對於研究低能量微中子（<math><60\mathrm{MeV}</math>）的實驗而言，這是一個關鍵過程，包括研究[[微中子振盪]]、反應器中子、[[惰性中微子]]及[[地球中微子]]等領域。<ref>{{cite journal |last=Strumia |first=A. |last2=Vissani |first2=F. |date=2003 |title=Precise quasielastic neutrino/nucleon cross-section |journal=Physics Letters B |volume=564 |issue=1-2 |pages=42-54 |doi=10.1016/S0370-2693(03)00616-6}}</ref>
== 歷史 ==
反向β衰變的概念可追溯至1930年代。1934年，[[恩里科·費米]]提出了描述β衰變的理論，這為理解反向過程奠定了基礎。<ref>{{cite journal |last=Fermi |first=E. |date=1934 |title=Versuch einer Theorie der β-Strahlen. I |journal=Zeitschrift für Physik |volume=88 |issue=3-4 |pages=161-177 |doi=10.1007/BF01351864}}</ref>1953年，[[弗雷德里克·萊因斯]]和[[克萊德·科溫]]在薩凡納河工廠的核反應堆進行了劃時代的實驗，首次證實了反微中子的存在。他們利用反向β衰變作為探測機制，以含有氯化鎘的液態閃爍體探測器，成功觀測到反微中子與質子相互作用產生的特徵信號。<ref>{{cite journal |last=Cowan Jr |first=C. L. |date=1956 |title=Detection of the free neutrino: A confirmation |journal=Science |volume=124 |issue=3212 |pages=103-104 |doi=10.1126/science.124.3212.103}}</ref>這項發現為萊因斯贏得了1995年的[[諾貝爾物理學獎]]。

== 物理過程 ==
=== 反微中子誘發反應 ===
反向β衰變衰變的進行如下：<ref>{{cite journal |last=Vogel |first=P. |last2=Beacom |first2=J. F. |date=1999 |title=Angular distribution of neutron inverse beta decay |journal=Physical Review D |volume=60 |issue=5 |pages=053003 |doi=10.1103/PhysRevD.60.053003}}</ref>
:<math>\bar{\nu}_e + p \rightarrow e^+ + n</math>
其中[[反電微中子]]（<math>\bar{\nu}_e</math>）與[[質子]]（<math>p</math>）發生交互作用，產生[[正電子]]（<math>e^+</math>）和[[中子]]（<math>n</math>）。當反微中子具有至少1.806 MeV的動能（稱為[[閾能]]）時，IBD反應才能開始進行。此[[閾能]]源於產物（<math>e^+</math>和<math>n</math>）與反應物（<math>\bar{\nu}_e</math>和<math>p</math>）之間的質量差異，以及[[反微中子]]的相對論質量效應。<ref>{{cite journal |last=Mention |first=G. |date=2011 |title=Reactor antineutrino anomaly |journal=Physical Review D |volume=83 |issue=7 |pages=073006 |doi=10.1103/PhysRevD.83.073006}}</ref>
由於正電子相對於中子質量較小，大部分反微中子能量會分配給正電子。正電子會立即進行物質-反物質[[湮滅]]，產生能量為：<ref>{{cite journal |last=Beacom |first=J. F. |last2=Vogel |first2=P. |date=1999 |title=Can a supernova be located by its neutrinos? |journal=Physical Review D |volume=60 |issue=3 |pages=033007 |doi=10.1103/PhysRevD.60.033007}}</ref>
:<math>E_{\mathrm{vis}} = 511\mathrm{keV} + 511\mathrm{keV} + E_{\bar{\nu}e} - 1806\mathrm{keV}</math>
:<math>E{\mathrm{vis}} = E_{\bar{\nu}_e} - 784\mathrm{keV}</math>
其中511 keV為電子和正電子[[靜止質量]]，<math>E_{\mathrm{vis}}</math>為反應的可見能量，<math>E_{\bar{\nu}_e}</math>為反微中子動能。
=== 微中子誘發反應 ===
另一種反向<math>\beta</math>衰變的反應為：<ref>{{cite journal |last=Fukuda |first=Y. |date=1998 |title=Evidence for oscillation of atmospheric neutrinos |journal=Physical Review Letters |volume=81 |issue=8 |pages=1562 |doi=10.1103/PhysRevLett.81.1562}}</ref>
:<math>\nu_e + n \rightarrow e^- + p</math>
=== 電子誘發反應 ===
{{main|電子捕獲}}
在[[中子星]]形成過程中，或在可進行[[電子捕獲]]的[[放射性同位素]]中，中子由電子捕獲產生：<ref>{{cite journal |last=Langanke |first=K. |last2=Martínez-Pinedo |first2=G. |date=2003 |title=Nuclear weak-interaction processes in stars |journal=Reviews of Modern Physics |volume=75 |issue=3 |pages=819 |doi=10.1103/RevModPhys.75.819}}</ref>
:<math>p + e^- \rightarrow n + \nu_e</math>
=== 探測特徵 ===
在正電子湮滅後，中子會在探測器中被某一元素捕獲，若被質子捕獲則產生延遲的2.22 MeV閃光。延遲捕獲的時間為IBD啟始後200-300微秒（在{{Tsl|en|Borexino|Borexino}}探測器中約為256 μs）。正電子立即湮滅與延遲中子捕獲之間的時間和空間關聯提供了明確的IBD特徵，可用於區分背景。<ref>{{cite journal |last=Apollonio |first=M. |date=2003 |title=Search for neutrino oscillations on a long baseline at the CHOOZ nuclear power station |journal=The European Physical Journal C |volume=27 |issue=3 |pages=331-374 |doi=10.1140/epjc/s2002-01127-9}}</ref>
== 探測技術 ==
=== 探測器設計 ===
{{main|微中子探測器}}
現代微中子探測器通常採用大型液態閃爍體作為探測介質。這些探測器主要由三個部分組成：<ref>{{cite journal |last=Oberauer |first=L. |last2=von Feilitzsch |first2=F. |last3=Potzel |first3=W. |date=2013 |title=A large liquid scintillator detector for low-energy neutrino astronomy |journal=Nuclear Physics B-Proceedings Supplements |volume=238 |pages=333-334 |doi=10.1016/j.nuclphysbps.2013.04.029}}</ref>
*中心探測區：充滿摻雜了少量溶質的有機液體閃爍體
*[[光電倍增管]]陣列：用於探測閃爍光
*外部屏蔽系統：用於降低背景事例
=== 應用領域 ===
==== 反應器微中子研究 ====
核反應器是最強的人造反微中子源，其研究對象包括：<ref>{{cite journal |last=Vogel |first=P. |date=2012 |title=Nuclear physics aspects of reactor neutrino experiments |journal=Nuclear Physics B-Proceedings Supplements |volume=237 |pages=312-317 |doi=10.1016/j.nuclphysbps.2012.04.040}}</ref>
*微中子振盪參數測量
*微中子質量階層研究
*惰性微中子搜尋
*反應器監測
==== 地球中微子 ====
{{main|地球中微子}}
通過探測來自地球內部的反中微子，可以研究：<ref>{{cite journal |last=Araki |first=T. |date=2005 |title=Experimental investigation of geologically produced antineutrinos with KamLAND |journal=Nature |volume=436 |issue=7050 |pages=499-503 |doi=10.1038/nature03980}}</ref>
*地球內部放射性元素分布
*地熱能產生機制
*地球物理模型驗證
==== 超新星微中子 ====
IBD是探測[[超新星]]爆發產生的微中子的主要方法之一，可用於：<ref>{{cite journal |last=Scholberg |first=K. |date=2012 |title=Supernova neutrino detection |journal=Annual Review of Nuclear and Particle Science |volume=62 |pages=81-103 |doi=10.1146/annurev-nucl-102711-095006}}</ref>
*提前預警[[超新星遗迹|超新星爆炸]]
*研究[[引力坍缩|重力塌縮]]機制
*測量微中子物理參數

== 未來發展 ==
反向<math>\beta</math>衰變探測技術的未來發展方向包括：<ref>{{cite journal |last=Wurm |first=M. |date=2012 |title=The next-generation liquid-scintillator neutrino observatory LENA |journal=Astroparticle Physics |volume=35 |issue=11 |pages=685-732 |doi=10.1016/j.astropartphys.2012.02.011}}</ref>
*研發新型閃爍體材料
*提高探測器能量分辨率
*開發新的背景抑制技術
*擴大探測器規模
*發展新的應用領域
== 另見 ==
*[[貝他衰變]]
*[[弱交互作用]]
== 參考文獻 ==
{{reflist}}
== 外部連結 ==
*[https://neutrino.physics.berkeley.edu/ 中微子研究門戶]
*[https://www.nobelprize.org/prizes/physics/1995/reines/lecture/ 賴因斯諾貝爾獎演講]
[[Category:粒子物理學]]
{{Authority control}}
{{DEFAULTSORT:反向beta衰變}}
{{核物理學}}