正当媒体的聚光灯投射在日内瓦的大型强子对撞机及其高调寻找的某些玻色子上时，另有一些科学家正在以同样具有挑战性的实验在推动科学进步――只不过是以不那么张扬的方式在进行变革。

 

　　这些往往是一些默默无闻的研究者愿意花几年甚至几十年时间，来获得一台能够平稳运行的精致设备；进行适当的控制以尽量避免谬误的结果；消除那些可能会危及信号的噪声；以及努力达到比以往更加难以达到的精度级别――这无疑需要具有胆识的决定和专注。以下是今年1月4日出版的《自然》杂志刊发的五项难度不亚于寻找希格斯粒子的实验，分别是寻找遥远的生命迹象、透过分子镜像观看、寻找额外维度、捕捉引力波和重新定义公斤。

 

　　回到1999年，当大卫·夏博诺(David Charbonneau)还是哈佛大学的一名研究生时，就成为第一个测量系外行星凌越其母星表面的人。时至今日，“凌越”成为了天文学家发现系外行星的常规手段。其最为棘手的部分是找出系外行星以及它们的大气组成：如果大气层被证明含有氧，则可能有生命存在的迹象。但检测这些元素的唯一方法就是在透过行星大气层的恒星光谱中找到它们――其信号不可思议地微弱。

 

　　我们从解释夏博诺的“被行星截获的这部分光极少”这句话开始。一颗像木星那样大小的行星在经过像太阳这样的恒星前会截获大约1%的光，甚至更少，而地球大小的行星会截获大约0.01%。“然后你看看包裹这颗行星的那层“小洋葱皮”，那就是大气层。”夏博诺说。只有穿过这层洋葱皮的星光才拥有天文学家孜孜以求的光谱信息――对于像太阳那样的恒星和像地球大小的行星而言，截获的光子要少于百万分之一。虽然迄今任何天文望远镜都不具备提取恒星光谱的微小信号所需的灵敏度，木星大小的气体巨行星(gas-giant planet)其大气圈要比地球大小的行星大得多，相应的其光谱特征也强，夏博诺说。像哈勃太空望远镜和斯皮策太空望远镜（在轨观察天文台）自2005年以来共提取了约40个气体巨行星的大气层光谱，尽管这些初步的观察结果遇到过质疑。夏博诺说：“对于气体巨行星，虽非十分常见，但并无争议。现在是所有的类地行星还没有做过这样的工作。”研究者们正在着手检验离我们最近的超级地球――名为GJ 1214b――的光谱，这颗类地行星的直径约为地球的2.6倍，环绕离太阳不远的一个相对较小的恒星旋转。对GJ 1214b行星进行的初步研究表明，它有一个充满水蒸气或云雾的大气层；几个月前，夏博诺和他的同事通过哈勃望远镜证实了这一点。

 

　　夏博诺企盼，哈勃望远镜的继任者、计划在2018年升空的詹姆斯·韦伯太空望远镜能按时到达预定轨道。“这将是精彩的一幕，”他说，“也将为寻找系外行星生命提供最可靠的支撑。”

 

　　生物学具有少有的非匀称性。许多分子是“手性的”，意谓它们的原子可以以互为镜像的两种形态排列。当我们在实验室中合成这样的分子时，化学家通常得到的是这两种形态的混合――按照约定，分别以右手或左手来标记――但活细胞通常仅由左手版本构成。没有人知道为什么。

 

　　一种可能的解释是基于这样的事实，即由粒子物理标准模型预告的四种基本力之一――影响原子核和电子间相互关系的“弱”相互作用力――对左手性和右手性的分子施加了不同的影响。其他的基本力，包括引力，在镜像宇宙的任一版本中是相同的。位于法国维达勒兹北部的巴黎第13大学的贝努瓦·达基尔(Benoit Darquié)解释说，理论上，弱相互作用力会导致在手性分子的某一形态的能量状态与其孪生镜像略有不同――通常仅在1015分之一到1020分之一之间。因此，如果一种形态具有，比如说，30太赫兹(即3000亿赫兹)的振动频率，其伴子应该与其相差几个毫赫甚至微赫。

 

　　测量如此微小的差异可以揭示生物学不匀称之谜，达基尔说，他的课题组正在试图这样做。这种差异甚至可以为标准模型的弱相互作用力的理论部分的某些参数填补值。据达基尔所知，他和他的同伴是世界上唯一追求这一目标的人。事实上，他花了整整三年时间组成了一个由实验物理学家、量子理论家和化学家参与的团队。

 

　　他们现在需要破解两个问题：首先，需要搭建一台具有极高分辨率的分光仪来测量手性分子的能级。到目前为止，他们最好的设备可以分辨小到1014分之5的能量差――大约比市售分光仪分辨率高100万倍（目前正在搭建的一台将会更加精确）。为达到这样的灵敏度，仪器需要与任何外界的振动隔离，并将温度的变化稳定在0.1°C以内。为了以所需级别的精度来测量分子的振动频率，达基尔的实验室使用了一台以光纤与位于巴黎的世界时标准原子钟相连的分子钟。

 

　　他们面临的第二项挑战是创建一个检验分子的流程，在该流程中不匀称的影响大到足以能检测。这样一个分子就需要有一大的中央原子，因为原子理论告诉我们，此时手性形态间的能量差会最大化，且对其加热到分光仪所必需的气体状态时也不分解。他们预计，最好的分子将类似甲基三氧化铼(methyltrioxorhenium)的东西，其两个氧原子分别由硫、硒取代，尽管研究人员一直在努力合成纯左手性或右手性形态的特殊分子，包括即便研究人员发现了一种完美的分子，他们依然再需要一年时间采取足够措施来提高信噪比并获得可靠的数字。

 

　　要是实验不能解决生物学惯用手性的难题又该如何呢？达基尔说，他不会为此担心，因为他们现在正在开发的技术将开启多种途径来测试基础物理理论。

 

　　一个最最基本的现实是，我们中的大多数人无法想象下列事实有什么异常：世界恰好具有三个空间维度――左右、前后以及上下。但是，超弦理论和其他试图设计一个“万有理论”的尝试已经引起许多物理学家的质疑，他们认为空间的维度远超三维。这些多出来的维度很可能是紧紧地蜷缩在一起，因而平时我们对此无所觉察。但它们会影响甚小尺度的引力，在两个质量间产生与牛顿经典万有引力定律预言的略微不同的力。如果实验能检测出在那样尺度下引力的变化，那我们就有可能“看到”这些额外的维度。

 

　　西雅图华盛顿大学实验核物理与天体物理中心的埃里克·阿德尔伯格(Eric Adelberger)1999年在一次拌嘴中第一次听说这种想法。他说：“有些人认为这是疯了，而另些人认为这实在很酷。”他和同事们决定对此进行检验。“当你发现我们所了解的世界的维度其实始终是错的时，还有什么事情会比这更令人激动呢？”

 

　　团队选择的工具是一台扭秤――本质上是英国科学家亨利·卡文迪什(Henry Cavendish)在1790年首次用于测量引力的实验设备的升级版。在这台现代版仪器中，一个金属圆柱体悬在细线上，可以自由扭转。附在圆柱底部的是圆盘状的检测器，上面呈环状并钻有许多小孔，另一个同样钻有小孔的圆盘离底部仅几微米处。当这个被叫做吸引子(attractor)的圆盘扭转时，其孔间物质对检测器的孔间物质施加一个微小的引力。引力扭转了拴住圆柱的细线，使其以十亿分之一度的测度旋转。

 

　　为了确保检测器只对引力而非别的作出回应，实验设备必须由非磁性材料建造，所有外表面需涂金便于分散设备上的电荷。设备能阻隔开所有的震动，包括正行驶到实验室外的停车场的汽车。“从周末的午夜到早上4点我们能得到最佳的数据，”阿德尔伯格说，“这真令人沮丧。你为得到优质数据而实际所能使用的时间是很短的。”

 

　　他们对设计稍加调整，以便让实验抵消牛顿定律预期的力，并将偏差隔离：只要检测器向任何方向旋转，他们就知道发生了一些反常现象。到目前为止，阿德尔伯格的团队可以肯定地说不存在大于44微米的额外维度。他的两个研究生，以及世界其他团队的一小部分人正试图降低这一限制。要多久才能有所发现，这取决于难以捉摸的维度的大小。如果这些额外维度卷曲得太紧，“答案就永远不会有了。如果有某个在30微米，找到它也将需要一年。” 他说。

 

　　阿德尔伯格似乎对涉及的不确定性和研究难度反而感到兴奋。他说，就像登山队员攀上了顶峰，“当你抵达目标时，尽管困难越大，但感觉就越好。”

 

　　斯科特·兰塞姆(Scott Ransom)具有孩子般的精力，看似同他的课题不匹配：他所从事的项目也许要等十年才能看到第一批结果。作为弗吉尼亚州夏洛茨维尔市国家射电天文台的一位天文学家，他在谈到银河系最精确的天然时钟――脉冲射电源(即脉冲星)――时，使用了一连串滔滔不绝的诸如“惊艳”和“酷”这样的词，那它们是如何引起他和其他一些人对验证爱因斯坦广义相对论中最基本的预言之一：引力波发生兴趣的。“这将为我们的宇宙打开一扇全新的窗口，”他说道，“我们将能用质量而不是用光来观察。”

 

　　兰塞姆解释道，按照爱因斯坦的说法，引力波是由质量运动所引发的时空结构中的涟漪。例如，一对旋转的中子星，就如同一个抖动的电子，使周围的电场和磁场形成涟漪，以光和其他形式的辐射散播。“当你不断抖动某物时，”他说，“你就发出了引力波。”

 

　　不幸的是，即便非常大的引力波笼罩全球，也只能将这个行星的直径拉压10纳米或更少。试图检测这种小小的扰动的地面实验，比如由帕萨迪那加州理工学院和剑桥麻省理工学院共同运行的激光干涉仪引力波天文台，总是要将真实信号从路过的载重卡车的噪声、雷暴天气，甚至是几百公里外海滨潮水的涨落中分辨出来。

 

　　兰塞姆和他的支持者为此正在采用他们希望是最经济的手段：直接观测脉冲星。即某些这样的超密恒星每秒钟旋转数千次，每旋转一周就会发射一次辐射，天文学家由此可以以100纳秒以内的精度测定其时间。他们希望监测分布于全天域范围的约20颗脉冲星，以便发现在计时中因极低频率的引力波压缩和拉长该脉冲星与地球之间的时空所造成的偏差。这种引力波的最强源头之一是遥远天际多年“跳舞”的巨大黑洞。他们期望看到它与星系的碰撞。

 

　　兰塞姆是致力于这一目标的全球十几个人之一，他们各自的观察位置由国际脉冲星计时阵列(IPTA)协作项目负责确定。对他们来说，幸运的是无需他们自己动手开发任何设备：在波多黎各阿雷西博的射电望远镜就可以做这项工作。但不幸的是，脉冲星的监测是场持久战，需要长达10年左右的监守来截获那些从旋转黑洞传来的引力波。到目前为止，他们已经对6颗脉冲星进行了5年符合标准的计时测量。

 

　　一公斤的质量一般认为是不变的常数，然而它实际上是变的。多亏一种有120多年的定义铂、铱金属圆柱质量的传统方法，这个圆柱现在就躺在巴黎郊区的地下金库里。没有人知道“公斤标准原器”(Le Grand K)是否会因原子附加到其表面而变重，或因原子漂流而变轻，然而它的质量确实在变化：曾经是精确且有相同重量的副本，现在测定就有了不同的重量。

 

　　“公斤是由物理学对象定义的基本测量单位”，美国国家标准技术研究所(NIST)的工程师乔·普拉特(Jon Pratt)说，“我们需要对此加以梳理。”普拉特是众多从事重新定义公斤的计量学家之一。

 

　　其基本想法是，把公斤设定为精确测量的基本的物理学常数，可采用与定义长度单位“米”几乎相同的方法。现在，“米”被定义为基于光在真空中的速度为标准，即光在1/299 792 458秒走过的距离。重新定义公斤也意味着要固定普朗克常数h，它反映了量子力学中能量子的大小，并由普朗克关系式E=hν将光的频率与能量联系起来。最后，将这个方程与爱因斯坦的质能转换公式E =mc2结合，则导出质量的定义。

 

　　然而，确定普朗克常数的精确值是一件繁琐的事，而目前两种彼此偏重不同的方法有可能令重新定义公斤的进程搁置。方法之一是利用“瓦特平衡仪”，实质上这是一组简单的尺度：比照巴黎金库的那件圆柱，它具有1公斤的质量和一个沉浸在磁场中的载流线圈。当磁场被调整到载荷重量与线圈中电磁力的平衡，就可以通过一系列方程同普朗克常数建立联系。然而，其过程实际上并非这么简单。

 

　　2007年，由普拉特操控的瓦特平衡仪产生了普朗克常数最精准的测量结果之一――6.62 606 891× 10-34Js，相对的不确定性为十亿分之36。而另一台仪器，由英国国立物理实验所(NPL)制造，现安放在加拿大渥太华国家研究理事会所属的国家测量标准研究所内，也取得了一项不同于NIST的结果，其值更小，恰好在实验误差之外。

 

　　2008年，德国不伦瑞克联邦物理技术研究所的科学家，开始以两个近乎完美的以99. 995%纯度的硅-28制作1公斤圆球工作。自那以后，他们通过高精度激光干涉测量法确定圆球的体积，并以x射线衍射确定其晶体结构，以便能以更高的精度统计原子数。到目前为止，他们已经测得阿伏伽德罗常数为6.02 214 082×1023，相对不确定性为十亿分之30。转为普朗克常数后与NPL制造的仪器的结果相符，但与NIST的结果不符。

 

　　2010年，被推荐的普朗克常数值是6.62 606 957×10-34Js，不确定性为十亿分之44。对于这一数值，有人认为这足以用来重新定义公斤。但也有人希望将其搁在一边，直到两者的计数值更接近、误差范围更小――达到十亿分之20以内。

 

　　普拉特说，这可能需要相当长的时间，“尽管要面临艰难的测量过程，而这恰恰是它所必须的。”