我们的宇宙所能展现出的核过程远比地球上粒子加速器所能达到的还要剧烈得多。大自然可以把基本粒子加速到能量超过1020电子伏特(eV)———相当于一个基本粒子携带了50焦耳的宏观能量，但我们还不清楚这些粒子(绝大部分是质子)的起源以及它们是如何被加速的。

 

 

宇宙中微子

 

　　由于宇宙线是带电的，在使用高能粒子或者宇宙线进行天文研究时会遇到几个问题:中微子的运动轨迹会受到弥漫的银河系磁场、有时候甚至是星系际磁场的影响，但它们到达地球的方向及源头我们无法预见。这也是为什么在发现近一个世纪后的宇宙线依然那么的神秘;而那些能量足够高、受磁场影响较少的粒子流量又很低，因而是目前不可能直接观测到这些源的原因所在———地处阿根廷高原覆盖数千平方米的俄歇探测器在足够长的观测时间里也许能探测到这些源所发出的粒子。

 

　　另一个问题是，宇宙线在和宇宙微波背景光子的碰撞中会“自毁”，其结果是只有来自我们附近源的宇宙线才能抵达地球。甚高能光子也会有类似的问题，如现在使用大气作为探测器的TeV(1TeV=1012eV)光子探测技术，其所能探测的宇宙红移最远只能达到0.1左右。然而，在1950年代发现宇宙中微子之后，许多人意识到中微子没有带电的宇宙线和甚高能光子那样的限制，中微子将会是理想的宇宙使者。不幸的是，建造中微子望远镜却是一项令人生畏的挑战。

 

　　由于没有质量并且不带电荷，中微子看似和光子有点类似。但是这两者最大的不同是，中微子和其他物质的相互作用极其微弱。对于那些来自遥远宇宙、黑洞边缘或者来自宇宙线发源地的中微子而言，这一特性是它的优点，使其运动轨迹不会发生改变———可以告诉我们那些源在哪里，甚至可以让我们一窥黑洞的究竟。

 

　　不过，这一特性也会使得中微子极难被探测到(每秒钟有数万亿个中微子穿过我们的身体)。平均而言，在每个人的一生中只会和一个由宇宙线和大气作用后产生的中微子发生相互作用。因此，为了获得具有统计意义的科学数据，就必须建造巨大的中微子探测器。在1970年代就已经清楚地知道，如果想探测到宇宙线和微波背景辐射光子相互作用产生的中微子，就需要一个体积达到1立方千米的探测器。同样地，为了观测诸如类星体或者是γ射线暴这样的源，也需要这一规模的探测设备。

 

　　在花费了超过20年的心血之后，尽管在夏威夷建造的水下μ介子和中微子探测器(DUMAND)的努力最终宣告失败。但是，它却为日后研发现今所采用的技术铺平了道路，同时也促成了位于贝加尔湖的小型探测器的研发。而正是贝加尔湖中微子探测器的成功运转，为现在地中海中的中微子望远镜———中微子天文学望远镜和深海环境研究(ANTARES)及海洋学研究中微子扩展水下望远镜(NESTOR)———奠定了基础。

 

 

中微子探测器

 

　　第一台和DUMAND规模相当的是南极μ介子和中微子探测器阵列(AMANDA)，从2000年运转至今，证明了千米尺度中微子天文台的可行性(用南极冰代替水)。目前千米级的中微子天文台———冰立方中微子探测器(Ice-Cube)正在建造中。

 

　　即使是高能中微子，它们在穿过探测器时也不会留下一丝痕迹。不过，如果其中有一个恰好和水或者冰的核子发生直接碰撞的话，就会产生类似加速器实验产生的μ介子以及电磁、强子次级粒子簇射。这些带电的粒子会发出蓝光(称为切伦科夫辐射)，可以在冰中传播数百米远。这些辐射形成的机制和水浴的核反应装置中的辐射机制一样，天文学家为此在南极的冰层中安装了光学传感器以探测这些微弱的蓝光———这些蓝光可以告诉我们中微子的入射方向，使得中微子天文学成为可能。

 

　　总体上说，一架中微子望远镜必须具有千米的尺度便于探测来自宇宙的微弱中微子流，包括足够透明便于光线在传感器阵列间传播，以及足够深度屏蔽来自地表的干扰。目前只有深海以及冰川才能满足这些要求———纯净、高透明且不具有放射性的南极冰川已经成为探测中微子的理想介质。

 

　　AMANDA只是第一步，它的成功也证明了目前南极在建的占地1立方千米的IceCube的可行性———通过光电效应，装在玻璃容器内的光电倍增管把由中微子相互作用产生的切伦科夫光信号转换成电信号，经计算机捕捉并数字化后上传到冰面上，误差始终控制在纳秒以内。这些信息使科学家可以重建中微子事件，并且可以推算出它们的到达方向和能量———通过上述手段，IceCube把深度在1450米～2450米之间的1立方千米的冰层变成一个宇宙中微子探测器。

 

　　得益于南极得天独厚的环境，钻探机使用5兆瓦高压热水在不到2天的时间里在冰层中钻出一个半米宽、2.5千米深的洞。由于冰是极佳的绝热材料，水在几天之内都不会结冰，这就为部署光学传感器、架设用于电力和信号传输的电缆提供了足够的时间。IceCube一共有80个洞、放置60个传感器，每一个洞的深度为1450米～2450米之间。

 

　　从2000年2月至今，已经安放到位的650个传感器使得AMANDA平均每天可以探测到4个中微子事件。值得注意的是，这些“大气中微子”是宇宙线与北半球大气中的氮和氧碰撞的副产品。地球就像一张中微子过滤网，除了中微子以外，没有光子或者其他粒子可以穿透整个地球。源于地球大气的中微子虽然无法给出天文信息，但它们的流量却是可以计算的，可以用来检测探测器的灵敏度。

 

 

捕捉能级提升

 

　　继ANTARES和NESTOR之后，在深海中建造中微子望远镜的契机现在也已经来临，它们的实验已经证明了在架设以及回收光学传感器上所取得的成功。其实这两个实验的初衷是尝试架设探测器以及海洋环境研究，而放置的光学器件现在已经探测到了下行的宇宙线μ介子。尽管仪器本身受限无法探测中微子，但是这两个实验都可以探测宇宙线μ介子。

 

　　位于法国土伦海岸水深2400米处的ANTARES最终规模和A-MANDA相当，由12根电缆组成(2007年12月已经架设完成了11条电缆)，每条电缆上安装75个光学传感器。2007年2月，ANTARES已经探测到了首个中微子事件，其成功运转为中微子天文学打开了朝向南天的窗口。NESTOR的原型机在不久也将投入运转。

 

　　此外，欧盟计划在地中海建造的被称为KM3NeT的千米级中微子探测器———将和南极的Ice-Cube互补。KM3NeT将综合地中海地区的中微子探测计划，其中包括意大利的中微子地中海天文台(NEMO)，已经开始了有关的研发工作。为期3年的研究从2007年开始，并被纳入欧洲研究基础设施战略论坛(ESFRI)的“路线图”中。KM3NeT计划于下一个十年开始建造，而那时正值IceCube投入使用。

 

　　如同常规的望远镜，中微子望远镜也不可避免地会受到大气的干扰。宇宙线与大气相互作用所产生的均匀中微子背景必须被剔除掉;而AMANDA由于太小还不足以探测宇宙中微子源，但是它可以利用大气中微子作为校准源。虽然AMANDA迄今观测到了大约5000个能量超过100TeV的中微子，不过要不了几年，IceCube就能观测到能量从0.1TeV到1000TeV的数10万个大气中微子事件，远远超过粒子物理实验所能观测到的结果，将为粒子物理学写下新的一页———从限制中微子质量、检验洛伦兹对称性、精确验证等效原理，甚至还能让我们一窥普朗克尺度下的物理学。