在过去的40年里出现了一种新的天文学:不再仰望天空,“望远镜”被埋藏在地下几千米或者深入海面或冰面之下,所搜寻的不再是光子而是叫“中微子”的粒子——

中微子几乎没有质量,与物质相互作用也极其微弱。探测由太阳和附近的超新星所发出的中微子可以为恒星演化理论提供直接的验证,并且导致对描述基本粒子性质的标准模型的修改。目前,几个大型中微子探测器正在建造中,以便探测宇宙中这些粒子的来源。对诸如银河系外吸积黑洞等中微子源的探测,不仅可以研究这些源,而且还可以像太阳中微子那样为物质的基本性质提供新的信息。

中微子天文学

中微子天文学最初被作为一种直接检验恒星演化理论的尝试。按照这一理论,太阳的能源来自其核心氢聚变成氦的核聚变反应。4个氢原子核的质量要比聚变生成的氦原子质量大。根据E=mc2(c是光速),多出来的质量m转变成太阳发出的能量。在1960年代中叶,科学家提出通过搜寻聚变反应所产生的中微子可以检验太阳模型(和太阳表面发出的光子不同,由于中微子与物质之间微弱的相互作用,使得来自太阳核心的中微子可以被地球上的探测器直接捕捉到)。

中微子与物质之间微弱的相互作用也暗示了它们极难被探测到,为此需要建造有几千吨探测介质的探测器。尽管一个穿过几千吨物质的中微子与探测器发生相互作用或者被“捕捉”到的可能性很小,但是太阳发出的大量中微子,使得每年可探测到几百个中微子事件。除了需要大质量的探测器外,这些探测器还必须深埋于地下。

这是因为在地表有大量由宇宙线和大气相互作用而产生的高能粒子,这些高能粒子会击中探测器造成探测到中微子的假象;而将探测器深埋于地下可以避免这一情况,因为只有中微子才能打到位于地表以下深层的探测器上。

探测太阳中微子为恒星能源来自核聚变的假说提供了强有力的证据。然而,它也面临了挑战——探测到的中微子流量大概只有理论预言的一半。1968年刚发现这一问题不久,人们认识到这可能是由于描述基本粒子性质的标准模型的缺陷所致。

中微子有三种类型或三种“味”:电子中微子、μ子中微子和τ子中微子。而由太阳产生的全部是电子中微子,在它们飞往地球的旅途中,其中的一半被转化成了μ子中微子或τ子中微子,这样一种“味”的转化被称为“振荡”。标准模型无法预言这种“振荡”,而这却恰恰解释了为什么只探测到了一半的电子中微子。

中微子探测器

在2001年,通过探测以μ子中微子和τ子中微子形式存在的或丢失的电子中微子证实了关于振荡的解释。中微子振荡的独立证据还来自于大气中由宇宙线与大气相互作用所产生的中微子,它显示了μ子中微子向τ子中微子的转变。

中微子振荡是第一个也是目前唯一一个与标准模型不符的实验现象。最自然的解释是存在3种中微子ν1、ν2和ν3,它们各自有不同的质量m1、m2和m3,而ν1、ν2和ν3按照不同的比例混合成不同味的中微子。例如,电子中微子由比例大致相等的ν1和ν2再加上少量的ν3(如果有的话)混合而成。

在观测自然界的中微子源(太阳和地球大气)发现中微子振荡之后,在核反应和粒子加速器所产生的中微子中也发现了这种振荡。对振荡的测量为中微子的“混合参数”提供了限制,即按照ν1,2,3混合比例的不同,不同味的中微子在组成上的差异,以及中微子质量平方的差异(质量由能量单位给出),大致相当于电子质量的100万分之一。

但是中微子振荡实验不能确定中微子质量的绝对值,而且目前的数据还无法区分中微子的“级别”到底是m1

构建中微子质量模型

2005年7月,中日美法四国科学家组成的联合研究小组,利用日本东北大学位于岐阜県的地下装置"KamLAND",首次捕捉到产生于地球内部的这种物质——中微子。图为“KamLAND”观测装置内部的光电倍增管

目前还没有模型能解释中微子是如何获得质量并且混合的。为了建立这一模型,大型放射性衰变实验正在计划中,以便测量中微子的绝对质量范围。同时计划中的包括反应堆和特殊设计的加速器在内的大型振荡实验将确定中微子质量的级别并且精确测定混合参数。这些实验也将试图确定中微子的混合性质和它们的反粒子——反中微子——的混合性质是否相同。解答这些问题对于构造一个用来解释中微子质量和混合的模型是至关重要的。它也可用来回答另一个开放性的问题——为什么我们的宇宙主要是正物质组成而不是反物质。

根据恒星演化的理论,质量比太阳大10倍或更多的恒星会以超新星爆发的形式结束它的一生。超新星爆发会抛射出恒星的绝大部分质量,仅留下一个大约太阳质量的致密中子星。理论还预言,爆发产生的绝大部分能量将由中微子带走。这一预言在1987年被对超新星1987A的中微子观测所证实:超新星1987A位于大麦哲伦云,它是本星系群中距离我们银河系大约15万光年的小型卫星星系。

由太阳和超新星爆发所产生的中微子的特征能量在百万电子伏特(1MeV=106eV)的量级,这也是核聚变或者原子核裂变反应所释放能量的量级。以目前的技术还探测不到其星系群以外距离我们几百万光年(星系间的典型距离)到几十亿光年(可观测宇宙的尺度)的源所发出的MeV量级的中微子。

为了把中微子天文学可观测的距离扩展到可观测的宇宙边缘,几个高能中微子望远镜目前正在冰层或水面以下建造。这些望远镜专门用来探测能量超过万亿电子伏(1TeV=1012eV)的中微子,而且其有效质量也会超过10亿吨。

高能中微子(≥1TeV)探测器所探测的源被称为“宇宙加速器”,在这些加速器中粒子可以被加速到极高的能量。但这些粒子的源至今还未找到,而且导致粒子加速的机制也尚未知晓。对于已经观测到的高能粒子而言,其中最具有挑战性的就是粒子加速理论。这些粒子绝大部分是质子,它们的能量都超过了1020eV。尽管有各种各样的天体物理对象被怀疑成“宇宙加速器”,但是仅有两种已知的源能把质子加速到1020eV:一种是γ射线暴(GRB),另一种是活动星系核(AGN)。

科学家们在加拿大安大略省苏德贝里(Sudbury)地下2000米深的矿层中,建造了一个充满重水的球形中微子观测设备

这两类天体都处于宇宙学尺度——十几亿光年远,而且是宇宙中已知最为明亮的天体。尽管GRB和AGN模型在解释绝大多数观测时是成功的,但它们很大程度上是唯像的,主要问题仍留待解决,其中包括引力能是通过哪种机制驱动源的、粒子加速的机制又是什么等。

而把宇宙线——天体所产生的高能粒子,是通过与地球大气的碰撞及相互作用被观测到的——和它的源直接联系起来是困难的。因为星际和星系际空间的磁场会使得带电的宇宙线发生偏转,因此宇宙线不能沿直线传播,进而也不能指回到自身的发源地。而另一方面,中微子是电中性的,可以沿直线传播并且指向自身的源。

无论宇宙加速器是什么,它们都被认为是高能中微子的源,可通过中微子辐射来进行识别。这是因为高能宇宙线和辐射或者物质发生相互作用时会产生中微子,例如,高能质子可以同光子相互作用产生π介子,而π介子会衰变并产生μ子中微子和电子中微子。

高能中微子望远镜

对高能宇宙线的观测提供了一种估算预期的高能中微子流量的手段,以及测量这一流量所需的探测器的大小。已观测到的宇宙线流量为由河外源所产生的中微子流量设定了上限,这意味着需要10亿吨级的中微子望远镜来探测这一能量范围在1～1000TeV的河外中微子流量,而且能量越高需要的有效质量就越大。能量范围1～1000TeV的中微子流量在一个10亿吨的探测器中每年能产生几百个事件。如果GRB是高能质子的源,那么在一个10亿吨的中微子望远镜中每年能观测到几十个事件。这些事件将和GRB光子的时间与方向有关,提供了一个无背景的实验。

下一代高能中微子望远镜将探测包括GRB和AGN在内的最强大的宇宙加速器,并将有助于研究它们的加速机制。这也将为中微子振荡理论提供新的检验,还能探测地面人为实验无法触及的基本物理学——对高能中微子味的测量将有助于确定混合参数(解决质量级别问题并且检验粒子与反粒子在行为上的区别)。而中微子探测率的角依赖性,使得在地面加速器的能量范围内无法检验标准模型预言的中微子和核子相互作用截面是否存在偏差。

探测GRB的中微子还可以在1秒的精度内检验中微子和光子到达的同时性。这将在10-17的精度上验证狭义相对论假设——光子和中微子有着同样的极限速度——的适用性,并且在精度好于10-6的情况下检验弱等效原理——广义相对论的基本假设。按照这一假设,当中微子和光子穿过同一个引力势阱时,它们应当会经历相同的时间延迟——的有效性。

这些想法在早先的超新星1987A上就已经被实践过,但是得到的限制要弱得多,量级分别在10-8和10-2。最后,中微子望远镜还将会有助于“暗物质”的探测——暗物质是地面实验目前尚未探测到的一种不可见物质,它占据了宇宙质量的绝大部分,通过观测暗物质粒子湮灭所产生的中微子可以探知暗物质的存在。