中微子：宇宙的幽灵

为什么在持续照亮数百万年的寒冷黑暗之后，一颗超巨星会突然以比1000亿颗恒星更耀眼的光芒爆炸？深空中是什么奇异物体以宇宙中迄今为止最高的能量发射粒子？或许最令人费解的是，宇宙为什么会包含任何物质？这些谜团困扰了天体物理学家和粒子物理学家数十年。解决这三个深层难题的关键，本身就是物理学最伟大的谜团之一：中微子。

宇宙中充满了这些奇特、几乎没有质量的亚原子粒子。它们在大爆炸后大量产生，并不断地在恒星和其他地方通过放射性衰变和其他反应被制造出来，数万亿个这种幽灵粒子直接穿过恒星和行星，包括我们自己的地球。

中微子不带电荷，既不被质子吸引也不被电子吸引，所以它们不与电磁场相互作用。它们也不受在微观尺度上起作用的强大力（简称强力，它将原子核中的质子和中子结合在一起）的影响。

中微子比超级名模还要冷漠，很少与彼此或宇宙中的任何其他物质进行有意义的互动。矛盾的是，正是它们的这种不参与性，使得它们在宇宙的运行和揭示宇宙的一些最大秘密中扮演着关键角色。

中微子物理学正在进入黄金时代。作为一项实验的一部分，中微子最近为深空中的高能源（例如喷射出数万亿英里长粒子束的黑洞）打开了一扇新的窗口。

另一个在日本地下深处的空间观测实验将利用中微子来了解古代超新星的平均温度和能量，以便更好地理解它们的典型行为。物理学家们正在使用计算机建模来接近中微子在触发分发氧气和氮气等基本元素的超新星中所起的关键作用。

除了扩展中微子在天文学中的作用并揭示它们在天体物理学中的作用外，物理学家们仍在努力发现中微子的一些基本性质。例如，一些研究人员正试图确定这种粒子的可能质量。这些基本信息将影响解释其他粒子质量的理论。

通过确定中微子的另一个难以捉摸的基本性质，研究人员还希望回答理论物理学的一个大谜团：为什么大爆炸产生的所有物质和反物质没有相互抵消，只留下能量。石溪大学的物理学家张继荣解释说，在宇宙诞生之初，对于每一个物质粒子，例如一个电子，都有一个反电子；对于每一个夸克（物质的基本组成部分），都有一个反夸克。当这些相反的粒子相遇时，它们应该相互湮灭，产生纯粹的能量。

那么为什么还有物质剩余呢？像荣教授这样的顶尖物理学家说，最合理的解决方案取决于一个理论：今天的轻质量中微子曾经拥有超重的伙伴。这些中微子表亲的质量是质子的100万亿倍，它们在大爆炸后存在的巨大热量中形成。它们具有特殊的两性能力，可以衰变为物质或反物质对应物。一个这样的超重粒子可能衰变为一个中微子加上其他一些粒子——例如一个电子——而另一个超重中微子可能衰变为一个反中微子和另一个粒子。

为了让这个理论解释物质为何存在，那些早期超重中微子必须比衰变为反粒子更频繁地衰变为粒子。在明尼苏达州的NOvA等中微子探测器中，物理学家除了试图确定中微子的质量外，还在研究今天的较轻中微子从一种类型（或“味”）转换为另一种类型的速率是否与反中微子不同。这个能够解释今天轻中微子这种行为的理论，也能解释宇宙诞生之初超重中微子的倾向。如果超重中微子理论是正确的，那么这些原始粒子就是宇宙中所有粒子之“最高祖先”。

中微子相关的发现已经获得了三个诺贝尔奖，而正在进行的开创性实验很可能赢得更多前往斯德哥尔摩的门票。看似多余的中微子，对我们理解宇宙至关重要，却对其深远意义毫不关心。

冰立方望远镜

想要探测中微子的科学家必须在地下深处或水下建造探测器，以过滤掉不断轰击地球的宇宙射线。（中微子会穿过物质，无论其密度如何。）威斯康星大学麦迪逊分校的物理学家弗朗西斯·哈尔森几十年前就意识到南极洲是一个理想地点，因为冰层足够厚，可以将数千个光传感器埋藏在一英里多深的地方。

当中微子偶然撞击冰中的原子核时，会产生一个电子或μ子（电子的更重表亲），释放出微弱的光。这种微弱的光可以被冰立方（IceCube）探测到，它是一个位于南极的地下望远镜和粒子探测器。哈尔森是参与该项目的近250人之一。

2012年5月，冰立方（IceCube）物理学家发现了两个中微子的光足迹，其能量比地球上之前探测到的任何中微子高出1000倍。它们以《芝麻街》角色伯特和厄尼命名，这促使冰立方科学家重新检查了该能量级别的数据。果然，他们又发现了26个高能中微子。当科学家查看2013年5月前的最新数据时，他们又发现了9个高能中微子，其中一个的能量相当于伯特和厄尼的总和。“它当然被命名为大鸟（Big Bird）。”哈尔森说。

有些中微子几乎肯定来自银河系之外，它们可能有助于解开一个世纪之谜：超高能宇宙射线的来源。人们认为，这个来源也会产生高能中微子。一些可能的场景包括：超大质量黑洞喷射物质流，星系碰撞，或被称为星爆星系的恒星制造工厂。

“冰立方望远镜终于为我们打开了宇宙的新窗口，”俄亥俄州立大学的物理学家约翰·比科姆说，“这些年来我们一直用光（不只是可见光）进行天文学研究，我们错过了很大一部分精彩景象。”

中微子之谜

变形

中微子以其善变而闻名。每个中微子出生时都是三种类型或“味”中的一种——电子、μ子和τ子——但它们在传播过程中可以在千分之几秒内改变“味”，就好像它们拿不定主意要变成什么一样。中微子，像其他亚原子粒子一样，有时表现得像波。但当中微子传播时，这些“味”波以不同的方式组合。有时组合形成的大部分是电子中微子，有时大部分是μ子中微子。

由于中微子是量子粒子，并且根据定义是奇特的，它们不是一次只有一种“味”，而总是多种“味”的混合。在极少数极罕见的情况下，当中微子与其他粒子相互作用时，如果反应似乎产生了电子，那么中微子在其最后时刻是电子“味”的；如果产生了μ子，中微子就是μ子“味”的。这就像害羞的中微子只有在最终与其他粒子相互作用时才能解决其身份危机。

重量级竞赛

物理学家们希望利用中微子奇特的变身行为来解开几个谜团。科学家们知道所有其他基本粒子的质量，例如电子，但中微子——至少比电子轻一百万倍——由于其转变的方式而更加难以捉摸。

中微子质量的发现将影响粒子和力如何相互作用的基本理论，即所谓的粒子物理学标准模型。物理学家们已经知道该理论不完整，因为它错误地预测中微子没有质量。“这可能有助于我们更好地理解所有粒子质量背后的原因，”洛斯阿拉莫斯国家实验室的威廉·路易斯说，“一旦所有碎片都可用，拼图就容易得多。”

确定中微子质量的困难在于海森堡不确定性原理，它是量子物理学的基石。该原理指出，亚原子粒子的某些属性是相互关联的，因此你对一个属性了解得越精确，对另一个属性的了解就越不精确。例如，如果你确切知道一个粒子的位置，那么你就无法知道它的动量。一旦你确定了粒子的动量，你就无法绝对确定它的位置。印第安纳大学的物理学家马克·梅西耶说，中微子的“味”和质量也以类似的方式联系在一起。你不能同时知道两者。因此，他说，“我们总是测量质量的某种组合……询问单一“味”中微子的质量是多少甚至都没有意义。”

据科学家所知，每个中微子都是三种质量的组合，但如果不进行测量，他们就无法知道这种组合。梅西耶说，这三种质量中有两种很可能在大部分时间里被识别为电子中微子，而一种质量则很少以电子中微子的形式出现。物理学家们不确定这三种质量中最大或最重的质量是“最”有可能成为电子中微子，还是“最不”可能成为电子中微子。

当左撇子转向右撇子时

所有物质都有一个镜像，称为反物质。对于带负电荷的电子来说，其反物质孪生体——正电子——除了带正电荷外，其余都相同。如果物质遇到反物质，它们就会在能量爆发中相互湮灭。

对于三种中微子味，也存在相应的反中微子，它们分别被称为电子反中微子、μ子反中微子和τ子反中微子，这很合理。

由于中微子是中性的，它们的反粒子不能带有相反的电荷。相反，它们的“自旋”是反向的。（中微子太小，无法像行星一样真正自旋；“自旋”一词指的是在某些方面等同于自旋的一种性质。）中微子是“左手”的——它们总是相对于其运动方向向左自旋。反中微子是“右手”的。古怪的西西里理论家埃托雷·马约拉纳提出，既然中微子是中性的，它们可能就是自己的反粒子——这意味着在某些情况下，中微子可以表现得像反中微子。如果这是真的，它将满足解释我们和宇宙中所有物质为何存在的“至高祖先”中微子理论的一个必要条件。

破裂的镜子？

如果你将物理定律应用于反物质，一切都会以相同的方式发生，只是反过来。磁场会对电子和正电子施加完全相同的力：例如，如果电子向右推，正电子就会向左推。物理学家希望中微子不一定遵循这种镜像效应，并且它们可能再次成为怪胎，从而带来对自然的新理解。

在美国和日本的实验中，研究人员正试图确定中微子变身为不同“味”的速率是否与反中微子的转变速率不同。例如，物理学家们想知道，一个电子中微子变成μ子中微子的几率为10%，那么一个电子反中微子变成μ子反中微子的几率是否更低。他们已经在其他一些粒子中看到了这种“不对称”行为的先例，并且某些理论预测了中微子中的这种行为。

如果中微子确实以不同于反中微子的速率转换为其他“味”，那么这种中微子中的物质/反物质差异很可能也存在于它们在宇宙诞生之初的超重祖先中。

看见星星

在宇宙某处，至少每秒一次，一颗大质量恒星发生超新星爆发，其强度相当于整个星系所有闪耀的恒星，炸成碎片。经过50年的研究，没有人确切知道超新星为何发生。但对天体物理学家汉斯-托马斯·扬卡来说，很明显，中微子是这个谜团的主要罪魁祸首。

扬卡在慕尼黑马克斯·普朗克天体物理研究所工作，他征集了世界上几十台最强大的计算机，进行了长达数十年的探索，以理解超新星极其复杂的机制。计算能力和物理学的进步帮助他构建了复杂的模型，这些模型由数十万行计算机代码组成，捕捉了恒星形状的细微差别，同时考虑了从恒星自转和核反应到爱因斯坦引力理论的一切。现在，扬卡最新的模型首次完整描述了中微子在恒星消亡地狱般的条件下的行为。

1982年，劳伦斯利弗莫尔国家实验室的詹姆斯·威尔逊首次展示了中微子如何触发爆炸。威尔逊知道，当一颗大质量恒星在约1000万年后耗尽最后燃料时，它的核心会迅速内爆，将恒星的所有物质向内拉。内爆开始转变为爆炸，并形成一个冲击波。但在几千分之一秒内，冲击波突然停止。然后，“某种东西”导致冲击波“复苏”并触发爆炸，留下一颗致密的中子星。

通过初步的计算机建模，威尔逊发现“某种东西”就是中微子，当核心中的电子和质子变成中子时，它们会大量产生——数量级为1后面跟着58个零。由于这些中子被如此紧密地堆积（一茶匙的重量将达到1亿吨），中微子会被困在那里，与数万亿次的其他粒子（主要是中子，但也有一些质子和电子）相互作用并反弹。中微子只会滞留在核心一秒钟，但威尔逊怀疑会产生足够的热量来触发超新星爆炸。受限于那个时代的计算机和物理学理解，威尔逊的模型依赖于简化——例如将恒星视为一个完美的球体——以及对高密度物质行为和中微子如何从核心内部移动到冲击波加热发生的关键外部部分的错误假设。该模型未能成功。

四年后，扬卡在慕尼黑工业大学读研究生时得知了威尔逊的模型。他认为这个理论听起来很合理，并开发了一种描述超新星中微子物理学的新方法，利用马克斯·普朗克研究所新获得的价值2500万美元的超级计算机进行研究，这是欧洲少数几个可用于非机密研究的计算机中心之一。扬卡似乎不停地工作，他旺盛的干劲与一种持续的担忧并存：由于他是当时有限研究领域中少数几个工作者之一，扬卡担心等他完成博士学位时，他将是一个30多岁、就业前景渺茫的人。

然而，天意介入了。1987年，自1604年以来首次肉眼可见的超新星出现在大麦哲伦星系，那是我们最近的邻近星系。爆炸发出的数万亿个中微子中，地球上的探测器捕捉到了24个，突然开启了粒子天体物理学的新领域。“那是一次初步的推动，影响了我整个职业生涯，”扬卡说，“这就是为什么慕尼黑启动了一个大型中微子天体物理学研究项目，也是我1995年在那里获得永久工作的原因。”

1987年的那颗超新星证实了巨星塌缩核心喷射出巨大中微子流的基本图景。扬卡积极地开始构建计算机模型，但像威尔逊一样，他不得不假设恒星是球形的，这是由高昂的计算成本所决定的过度简化。当扬卡运行模型时，恒星并没有爆炸。在接下来的十年里，他与马克斯·普朗克天体物理研究所的埃瓦尔德·穆勒合作，创建了更复杂的模型。他们详细阐述了中微子如何相互作用以及它们如何从塌缩恒星的核心泄漏出来。“他系统地建立了自己的专业知识，逐一攻克了难题的不同部分，”鲍登学院的物理学家托马斯·鲍姆加特说，他认识扬卡约20年。

到2005年，扬卡已经为模型开发了更复杂的代码，更准确地表示了恒星的形状，尽管它仍然是一个近似值。在这个被称为二维模型的模型中，扬卡改进了中微子如何与恒星中其他物质的流动相关联的物理学。但他缺乏计算机能力来测试该模型。

随后在2006年，好运再次降临。马克斯·普朗克研究所的常务董事问扬卡，他是否能用70万欧元（当时约合87.5万美元）做些什么。扬卡购买了96台1.282千兆赫的处理器，这是当时最快的。扬卡说：“接下来的三年里，计算机不间断地处理这个问题，才模拟出1秒的演化——从超新星核心坍缩到中子星在中心开始形成后的750毫秒。”这项工作促成了第一个复杂的2D巨星濒死模型——这一次，模型中的恒星爆炸了。

扬卡团队已经设计出高度复杂的物理方程来描述中微子相互作用以及恒星气体的流动和气泡，将威尔逊的理论愿景转化为一个更加详细和复杂的模拟。

由于扬卡简化了恒星的形状，他的模型并没有完全解决这个谜团。他的团队现在正将关于中微子相互作用的发现整合到新的、最先进的模型中，这些模型不再理想化恒星的形状。扬卡可以使用两台巨型超级计算机（一台在巴黎，一台在慕尼黑）的大部分处理器，其计算能力相当于32,000个工作站：它们总共每秒可以执行超过100万亿次运算。但扬卡发现自己再次达到了计算能力的极限。他说，这些3D模型尚处于起步阶段，尚未能模拟爆炸。扬卡团队最近获得了一项为期五年、价值400万美元的拨款，用于提高3D模型的分辨率，并“将模拟向时间回溯，也向前推进，将模型与观测到的超新星遗迹联系起来”，他说。

超新星研究的先驱、加州大学圣克鲁斯分校的斯坦福·伍斯利表示，扬卡在这个竞争激烈的领域“正在做着领先的工作”。他说，普林斯顿大学和橡树岭国家实验室的团队也触手可及。“胜利将属于那个能让一个15倍太阳质量的恒星（15个太阳的大小）以正确的能量爆炸的3D模型的人，”伍斯利说，因为这种大小的恒星能合成对生命至关重要的元素。

这最终是这些炽热谜团的魅力所在。“我们呼吸的氧气，我们血液中的铁，植物中的碳，沙子中的硅——所有构成你和地球的物质都是由超新星制造和分布的，”扬卡说。我们都是恒星的后代，由数百到数千光年之外，在一场巨大的爆炸中形成，一个沉默的幽灵粒子最终以暴力的方式展现了它的存在。

双重麻烦

世界各地正在进行几项重大实验，旨在捕捉难以捉摸的中微子“不”出现时的行为。在一种称为单β衰变的放射性变态中，不稳定原子核中的一个中子（中性粒子）自发地变成一个质子（带正电荷的粒子），并释放出一个电子和一个反中微子——中微子的反物质孪生体。

在双β衰变中，相互作用加倍：两个中子同时衰变为两个质子。然而，斯坦福大学的物理学家乔治·格拉塔等人怀疑，在某些情况下，并没有反中微子被发射出来，而不是像人们预期的那样产生两个电子和两个反中微子。这只有在中微子是其自身反粒子的情况下才能发生，在这种情况下，一个反中微子会被一个中子发射出来，然后——瞧！——被另一个中子作为中微子吸收。

中微子双重反身份的发现，尽管许多物理学家预料到了，但它将与粒子物理学标准模型（当前主流的粒子和基本力行为理解）相矛盾，需要一个范式转变的扩展。

如果一个不稳定原子的衰变产生两个电子却没有反中微子，那么物理学家将找到这种难以捉摸的古怪行为的决定性证据。美国（例如新墨西哥州的富氙天文台200 (EXO-200)）以及日本和欧洲的实验，都试图捕捉到这种极其罕见的相互作用。

“人们一直在努力寻找这种关键衰变很长时间了，”EXO的首席科学家格拉塔说。

古老的爆炸恒星和新生黑洞

日本飞騨附近的一个锌矿中建造的超级神冈（Super-K）实验，自1996年以来一直在一个装有地球上最纯净的5万吨水的储罐中寻找指示性闪光。

当来自超新星的低能量中微子或反中微子与水箱中的水分子碰撞时，产生的光信号会被13000个光电倍增管中的大约100个记录下来。这些光电倍增管是超灵敏的光探测设备，能将微小的光闪转化为更大的可记录电脉冲。但有时也会出现假阳性：探测器中的放射性衰变也会产生光，当大气中的中微子与水碰撞时也会产生光。

现在，超级神冈的科学家计划利用物理学家约翰·比科姆和马克·瓦金斯提出的方法来消除假阳性，该方法侧重于超新星产生的反中微子。他们将在超级神冈的水中添加50吨稀土金属钆，从而能够区分反中微子与其他发光“冒牌货”的相遇。

当一个反中微子撞击超级神冈水中的一个质子时，该质子会变成一个中子，并立即发射一个带正电的粒子，该粒子在水中快速移动时会发出蓝光。钆会在中子产生后约20微秒捕获它，将其吸收到自己的原子核中，并立即爆发伽马射线。光电倍增管会捕捉到整个序列。没有其他粒子相互作用会导致这种一拍两响的“心跳”。每次跳动中的光线揭示两件事：第一次闪光指示反中微子的能量；第二次确认该粒子是反中微子。

“目前，超级神冈能够探测到我们银河系内任何地方超新星爆炸产生的中微子，”卡夫利宇宙物理与数学研究所的瓦金斯说，“加入钆将大大提高探测器的灵敏度，这将使超级神冈能够开始收集来自已知宇宙一半范围内任何地方超新星爆炸产生的反中微子。”这将包括几十亿年前爆炸的巨星产生的能量较低、更难探测的反中微子。瓦金斯说，加入钆将“使我们能够确定平均超新星的总能量和温度，这是各种宇宙学和恒星演化模型中的两个关键输入”。

这个被命名为GADZOOKS！（意为钆反中微子探测器超越老神冈超级！）的富集探测器预计将于2017年上线，也将有更好的机会捕捉到爆炸恒星残余物中黑洞的诞生。中微子无法从黑洞中逃逸，而超灵敏的超级神冈将能够探测到突然消失的中微子流，这预示着黑洞的形成。瓦金斯说：“超级神冈将能够在大爆炸核心坍缩几分钟甚至几小时后看到黑洞形成……如果没有钆，它将仅限于10秒左右。”

高飞

“南极瞬态脉冲天线”（ANITA）气球实验将于今年年底升空。它将试图探测宇宙中最高能量中微子的来源。这些中微子被认为是超高能宇宙射线撞击大爆炸后遗留下来并仍然充满整个空间的低能不可见光子而产生的。

夏威夷大学的物理学家彼得·戈勒姆（该项目的首席研究员）说，是什么现象创造并启动了这些中微子的宇宙射线源？也许是超新星——“加强版”超新星——或一个快速旋转的黑洞，或者更可能是一个超大质量黑洞。

这个由NASA资助的气球将在南极冰盖上空35000米处飞行。ANITA的天线将围绕南极扫描一百万立方公里的冰层，寻找超高能中微子撞击冰中原子核时发出的特征性无线电波。这将是ANITA的第三次航行。

重要问题

去年，物理学家们开始每秒向明尼苏达州的一个探测器发射150万亿个中微子，距离芝加哥以西的费米国家加速器实验室有503英里，地下旅程只需2.7毫秒。

该项目名为“NuMI离轴电子中微子出现实验”，简称NOvA，它依赖于一个15,400吨的探测器，其中包含300万加仑含有闪烁体的液体溶液。闪烁体吸收入射粒子的能量，并以光的形式发射该能量。费米实验室发送的粒子洪流中，每周只有大约10个中微子与闪烁体相互作用。但结果将是一个光信号，揭示中微子的“味”和能量。

在过去的12年里，200多名科学家、工程师和技术人员帮助设计和建造了费米实验室的这个旗舰实验。印第安纳大学的物理学家马克·梅西耶，也是该实验的共同负责人之一，表示NOvA“最有希望在揭示中微子新特性方面迈出下一步”。

梅西耶说，NOvA的目标之一是帮助弄清三种中微子“味”混合中哪种最重，哪种最轻——即所谓的质量排序。质量是中微子的一种基本但神秘的性质，它影响着许多物理理论，因为中微子质量的起源仍然未知。

NOvA中微子最初是μ子“味”，但随后会发生典型的转变，变成电子中微子。电子“味”中微子之所以特殊，是因为它们可以与地球相互作用：只有它们才能与原子中的电子进行有意义的相互作用。NOvA的关键在于，电子中微子“味”的质量越大，中微子束在前往探测器的数百英里物质中发生相互作用的可能性就越大。“因为地球中的电子会‘拖拽’电子中微子，这有效地赋予电子中微子额外的质量，”梅西耶说。

这种效应决定了中微子的转化率。如果电子中微子倾向于具有最轻的质量混合，那么其地球相互作用带来的额外重量会使其以更高的速率转变为μ子中微子，因为正如梅西耶所说，它会与μ子质量“混合”或“重叠更多”，他指的是这些粒子的波状行为。另一方面，如果电子中微子包含最重的质量，那么地球引起的额外质量会使其与其他两种中微子“味”的混合减少。

梅西耶说，NOvA也在用反中微子进行实验，这提供了一个有价值的比较。它可能会暗示中微子和反中微子是否以不同的速率变形，这是中微子另一个不完全出人意料的异常特性。

中微子黄金

1988年：莱昂·莱德曼、梅尔文·施瓦茨和杰克·施泰因伯格因开发一种在粒子对撞机中产生中微子束的方法并发现μ子中微子而获得诺贝尔物理学奖。

1995年：弗雷德里克·赖因斯因在1953年一项名为“幽灵计划”的实验中首次探测到中微子而获得诺贝尔奖。他的合作者克莱德·科万已于21年前去世。

2002年：雷·戴维斯因使用南达科他州一个巨大的地下罐中的600吨干洗液探测来自太阳的中微子而获奖。戴维斯与小柴昌俊共同获得了诺贝尔奖，小柴昌俊使用日本巨大的神冈探测器证实了戴维斯的结果，并捕捉到了来自邻近星系爆炸的超新星中微子。

[本文最初以“宇宙的幽灵”为题发表于印刷版。]