中微子振荡小史：美苏和日本两组科学家盲人摸象的20世纪

renwen

【编者按】
2015年的诺贝尔物理学奖刚刚揭晓。获奖者是两位对发现中微子振荡做出贡献的物理学家，日本物理学家梶田隆章与加拿大物理学家Arthur B. McDonald。
* c, n+ p# y/ X8 j那么，什么是中微子振荡？它有着怎样的历史？卢昌海在《上下百亿年：太阳的故事》（清华大学出版社，2015年8月）相关章节对中微子振荡的历史、理论、和实验作了介绍，澎湃新闻经作者授权刊发。
卢昌海是美国哥伦比亚大学物理学博士，著有《那颗星星不在星图上：寻找太阳系的疆界》《太阳的故事》《黎曼猜想漫谈》《从奇点到虫洞：广义相对论专题选讲》等。
- v6 t8 a0 ]: H# {- n本节原标题为《细小的粒子 巨大的谜团》。
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中微子振荡小史：美苏和日本两组科学家盲人摸象的20世纪

在上节中， 我们介绍了作为太阳能量产生机制的爱丁顿和贝特的理论 (以下简称恒星核聚变理论)， 它能很好地说明太阳为什么可以长时间发射如此惊人的能量， 而且它是能够说明这一现象的唯一理论， 从这个意义上讲， 它已经经受住了初步的观测检验。 但这种检验毕竟是很间接的， 如果打个比方的话， 有点象是通过测量一个黑箱的输出功能来检验有关它内部结构的猜测， 哪怕检验合格， 也未必能让所有人都信服， 因为它终究不如打开黑箱直接窥视里面的结构来得确切。
科学家们想要的正是象打开黑箱直接窥视那样的确切性。
9 c& h; p% V/ o$ S0 W( V粗看起来， 这胃口似乎有点贪婪， 谁能打开一只被 2500 亿个大气压所包围着的， 具有 1570 万度高温的黑箱呢？ 但幸运的是， 在这貌似不可能的任务上， 大自然却很慷慨地为我们准备了一扇窗户——一扇能让我们直接窥视太阳核心奥秘的窗户。
只不过窥视的结果却让科学家们足足困惑了三十年。
我们先来说说那扇 “窗户”。 我们知道， 普通的窗户之所以能让我们窥视东西， 是因为它能让光子通过， 而我们的眼睛或仪器则通过接收那些光子来获取信息。 太阳核心既然是太阳系的光明源泉， 发射光子自然是份内之事， 而我们在地球上能见到阳光， 说明我们能接收来自太阳的光子。 既然一个能发射， 一个能接收， 粗看起来， 那扇能让我们窥视太阳核心奥秘的窗户就是普通的窗户。 可惜那只是错觉。 我们在后文中将会看到， 由太阳核心所发射的光子要经历十几万年的漫长时间才能到达太阳表面， 这个过程比唐僧取经还要艰难无数倍， 而且到达太阳表面， 继而抵达我们眼睛或仪器的早已不是由核聚变反应所产生的那些光子， 而是不知多少代之后的 “子孙” 了。 那样的光子虽仍能如第六节所说的那样带给了我们大量的信息， 但此光子非彼光子， 有关太阳核心的信息早就丧失殆尽了。
因此能让我们窥视太阳核心奥秘的窗户并不是普通的窗户， 尤其光子并不是能让我们窥视太阳核心奥秘的东西。 那么能使我们透过那扇窗户窥视太阳核心奥秘的究竟是什么东西呢？ 这还得从那些核聚变反应说起。
我们介绍过， 那些核聚变反应中被称为 “第一类质子-质子链” 的反应提供了约 85% 的太阳能量， 而那个核反应的第一步是 “两个质子聚合成氢的同位素氘核 2H”。 细心的读者也许早已注意到了， 那样的反应其实是不可能发生的， 因为反应前后的电荷数目不同： 两个质子带两个单位的正电荷， 而一个氘核却只带一个单位的正电荷。 那样的反应如果发生的话， 现代物理学中最可靠的守恒定律之一——电荷守恒定律——就泡汤了。 很明显， “两个质子聚合成氢的同位素氘核 2H” 那样的简略提法只关注了反应过程中的原子核部分， 而忽略了反应产物中必须包含的另一个带正电的粒子。 那个粒子叫做正电子， 它是电子的反粒子， 它的出现保证了电荷守恒。
但这还不够， 因为有一样重要性不在电荷之下的东西还不守恒， 那就是能量。 只不过这一点不是仅凭细心就可以发现的， 而必须通过实验。 但早在那样的实验成为现实之前的二十世纪二十年代末， 物理学家们就已经注意到了在与之类似——即反应产物中有一个电子或正电子——的核反应过程中能量似乎是不守恒的。 由于当时刚刚经历了量子力学革命， 物理学家们心中的 “革命意识” 还比较高涨， 遇到那样的异常现象， 有些人就开始往物理学革命的路数上去想， 其中包括著名的丹麦物理学家玻尔 (Niels Bohr, 1885-1962)， 他一度猜测能量守恒定律在原子核尺度上将不再适用。 他的这种 “冒进” 想法遭到了奥地利物理学家泡利 (Wolfgang Pauli, 1900-1958) 的批评。 1930 年， 泡利提出了一个不同的想法。 他认为貌似不守恒的那部分能量其实是被一种尚未被观测到的细小的中性粒子带走了。 那种中性粒子起初被称为 “中子”， 后因该名称被一种大质量的中性粒子——即我们如今所说的中子——所霸占而改称为了中微子 (neutrino)。 在 “两个质子聚合成氢的同位素氘核 2H” 这一反应中， 如果把中微子和正电子一起加入到反应产物中去， 电荷与能量就都守恒了。
! M* w: |4 Y( Q+ b( v这个由泡利提出的中微子就是使我们能透过那扇窗户窥视太阳核心奥秘的家伙。
$ W$ |  ?- R( [/ o, ?中微子这个细小的家伙为什么有那样的神通呢？ 原因很简单： 因为它与物质的相互作用极其微弱。 事实上， 在主宰微观世界的三大相互作用中， 它只参与其中最弱的一种， 即所谓的弱相互作用。 相互作用微弱所导致的一个直接后果， 就是穿透能力超强。 在物理实验室里， 人们常常用铅来屏蔽辐射， 但中微子却可以不太困难地穿越整整一光年厚的铅。 正因为有如此超强的穿透能力， 它才能在早年的实验中携带能量轻松逃离， 给物理学家们留下一个能量不守恒的犯罪现场， 甚至让玻尔那样的 “神探” 都栽了跟斗。 也正因为有如此超强的穿透能力， 它才可以取代光子成为我们窥视太阳核心奥秘的工具， 因为厚达七十万公里， 让光子举步为艰的太阳物质对它来说几乎是完全透明的。
* k9 ^$ Q! s% o窗户既然开启了， 那么接下来的问题就是： 透过这扇窗户， 我们想窥视什么样的奥秘？ 在这方面， 科学家们的胃口倒并不贪婪——起码到目前为止还并不贪婪， 他们只想确认太阳的核心是不是真的如恒星核聚变理论所预言的那样发生着大规模的核聚变反应。 确认的方法就是探测核聚变反应中必然会产生的那些中微子， 即所谓的太阳中微子 (solar neutrino)， 因为那是唯一一种能几乎不受阻碍地逃离太阳核心的粒子。
在介绍那些探测之前， 让我们首先估计一下， 假如恒星核聚变理论成立， 太阳每秒钟会产生多少个中微子？ 这个估计并不困难， 因为太阳上的核聚变反应虽然有很多类型， 最终结果却都是将四个质子和两个电子结合成一个氦原子核[注三]， 每个这样的结合过程都将发射两个中微子 (感兴趣的读者不妨以第一类质子-质子链为例自己清点一下数目)。 简单的比较表明， 四个质子和两个电子的总质量比一个氦原子核大了 26.7 MeV (约合 4.27×10-12 焦耳)。 这表明太阳核心每产生 26.7 MeV 的能量， 就会发射两个中微子。 由于我们在 第七节 中已经知道太阳的光度约为 384 亿亿亿瓦， 即每秒种产生 384 亿亿亿焦耳的能量。 由此不难算出太阳每秒种发射的中微子数量约为 180 万亿亿亿亿个 (1.8×1038)。 这是一个什么概念呢？ 它相当于每秒种——不分白天黑夜——都会有几百亿个中微子穿过你身上每平方厘米的面积！ 这就是爱丁顿和贝特等人的这个恒星核聚变理论所预言， 而我们将要去收集证据加以验证的 “某些其它事情”。 不过大家不必为这个巨大的数字而担心， 虽然你一生都会 “沐浴” 在汹涌的中微子洪流中， 却很可能一生都不会有一个中微子与你发生任何相互作用——当然， 微不足道的万有引力除外。
  v, b1 w6 y" h. M3 o* t1 |数量如此巨大的中微子在地球附近除了来自太阳核心的核聚变反应外， 再没有第二种可能了， 因此只要能从实验上证实它们的存在及数量， 就将是对恒星核聚变理论的判决性支持。 但问题是， 要想从实验上证实中微子的存在， 必须让它们在我们的探测器里留下踪迹。 可中微子既然能穿透整个太阳， 穿透整整一光年的铅， 当然也能不留丝毫踪迹地穿透我们的探测器。 它的这种超强的穿透力既是为我们提供信息的前提， 同时却也是对实验技术的最大挑战。
: Y9 {1 F0 ^/ C- |* G2 ?但物理学家们还是有办法的。 办法很简单， 那就是 “人海战术”， 这其实是对付小概率事件的通用办法。 我们知道， 让一个人掷 30 次硬币要想全都掷出正面几乎是不可能的 (概率只有十亿分之一)， 但如果让全中国十几亿人每人都掷 30 次硬币， 那么一轮下来就会有很大的概率出现一个掷出 30 次正面的人， 这就是 “人海战术” 的威力。 科学家们对付中微子的办法也是如此， 只不过是把 “人” 换成物质。 中微子与物质的相互作用虽然微弱， 但只要有合适的探测物质， 并且数量足够多， 当大量的中微子与它们擦身而过时， 还是会有个别中微子留下踪迹的。
那么什么样的物质适合做探测物质呢？ 1946 年， 出生于意大利的核物理学家庞蒂科夫 (Bruno Pontecorvo, 1913-1993) 研究了这个问题。 他提出了探测物质所应具备的一系列条件， 其中包括：
不太昂贵——因为所需数量很大， 太昂贵了负担不起。
与中微子反应后必须生成放射性元素， 以便我们能通过放射性来判定它们的存在， 进而推断反应的发生。
  ~2 f. n3 \0 }7 V- D所生成的放射性元素必须有合适的半衰期， 以便我们既有时间分离它们， 又不必等太久来判定它们的存在。
# x+ `: @5 Z- ]$ T3 S除中微子外， 其它因素造成同样反应的可能性必须很小， 以免干扰结果。
# _! d& a, u7 H9 z' N. s# y在这样一些条件下， 庞蒂科夫推荐了几种探测物质， 其中最重要的一种是氯 (Chlorine) 的同位素 37Cl。 它与中微子反应后会生成氩 (Argon) 的同位素 37Ar (同时放出一个电子以平衡电荷)。 37Ar 是一种放射性元素， 半衰期约为 35 天。
二十世纪五十年代， 美国物理学家戴维斯 (Raymond Davis, Jr., 1914-2006) 率先展开了这方面的实验研究。 考虑到氯在常温常压下是气体， 体积过于庞大， 戴维斯采用了常温常压下呈液态的四氯化碳 (Carbon Tetrachloride——CCl4)。 他的实验室位于地下五米左右， 使用的四氯化碳约为 3800 升。 在这样简陋的条件下， 他只能得到一个有关太阳中微子数量的很宽松的上限， 比理论值高出了好几个数量级。
, ]% C- z* ~2 o结果虽然寒碜， 毕竟算是开山之作， 戴维斯还是写成一篇论文发了出去。 可惜的是， 论文在审稿人那里遭到了 “温柔一刀”。 审稿人在审稿意见中很幽默地指出： 象这种缺乏精度的研究， 就好比是站在山顶上， 用自己的手去碰月亮， 然后得出结论说月亮要比自己的手能碰得到的地方更高。 审稿人的结论是： 这样的研究是不应该写成论文的。
太伤自尊了。
% v) \% X3 F+ L' @% K! g看来必须把实验做大。 从二十世纪六十年代中期开始， 戴维斯与美国天体物理学家巴克尔 (John Bahcall, 1934-2005) 合作， 开始在美国南达科他州 (South Dakota) 一座名为 Homestake 的金矿的矿井里建造一个巨大的中微子探测器。 巴克尔是研究太阳模型的专家， 他对太阳中微子流量的理论计算， 在几乎所有太阳中微子探测实验中都是最重要的参照之一。 戴维斯的这个新实验被称为 Homestake 实验， 它的探测器位于地下 1500 米深处。 这种 “深挖洞” 的做法是太阳中微子实验中的标准做法， 目的是减少其它因素——比如宇宙线——的干扰。 为了便于相互比较， 人们往往用等效水深来表示中微子探测器的深度。 Homestake 实验中的这个 1500 米的深度用等效水深来表示大约为 4200 米。 在 Homestake 实验中， 探测物质是近 40 万升 (约 600 吨) 的四氯乙烯 (Tetrachloroethylene——C2Cl4)。
1967 年， 戴维斯的实验装置基本建成。 1968 年， 他得到了第一批观测结果， 但误差很大。 直到 1970 年， 经过各种改进， 他才得到了具有统计价值 (即不至于被误差淹没) 的结果。 这结果是一个好消息和一个坏消息的混合。 好消息是他的确探测到了太阳中微子， 坏消息则是他探测到的中微子流量明显小于理论预言。 这个结果催生了一个新名词： 太阳中微子问题 (solar neutrino problem)。
8 a! A7 x$ ?6 h5 m9 g2 wHomestake 实验持续进行了 25 年 (1984 年之后改由宾西法尼亚大学主持)， 检测到的平均中微子流量约为理论预言的 1/3。 这是一个令人尴尬的结果， 因为尽管检测到的流量只有理论预言的 1/3， 却依然是一个除恒星核聚变理论外， 绝无任何其它机制可以在地球附近产生的巨大流量， 从这个意义上讲， 它足以作为恒星核聚变理论的铁证。 但另一方面， 1/3 毕竟不是 1， 连四舍五入都入不到 1。 它作为定性证实虽然马马虎虎， 从定量上讲， 却是一个很糟糕的结果。 这一点令戴维斯和巴克尔深感不安。 自第一批论文发表之后， 他们对实验和理论的各个方面都进行了仔细复核， 试图缩小观测与理论的差距， 却始终无法如愿。 1989 年， 他们在一篇文章中写道： “对我们来说很惊讶， 也许还相当失望的， 是意识到自那些论文发表以来， 尽管对细节进行了十几年的复核及持续改进， 却无论在观测还是标准理论上都没什么定性的改变。”
既然自己的努力遇到了挫折， 那就看看别人是怎么做的吧。 物理学上的任何实验都必须能够重复， 而且要尽可能由不同的实验小组、 不同的实验设备、 不同的实验方法、 在不同的地点来重复， 这样可以最有效地减少单一小组、 单一设备、 单一方法所可能存在的从心理因素到系统误差在内的各种不足。 这种研究规范是物理学能够令人信赖的一个重要原因。
探测太阳中微子的不同方法其实早在 Homestake 实验开始运作之前就已经有人在研究了。 1966 年， 俄国物理学家库兹明 (Vadim Kuzmin, 1937-) 提出了一种新的探测方法， 利用镓 (Gallium) 的同位素 71Ga 作为探测物质。 71Ga 与中微子反应后会生成锗 (Germanium) 的同位素 71Ge (同时放出一个电子以平衡电荷)。 71Ge 是一种放射性元素， 半衰期约为 11 天。
利用 71Ga 来探测太阳中微子有一个 Homestake 实验无法比拟的优势， 那就是能够探测到的中微子能量范围要宽广得多。 我们在 上节 中介绍过， 在太阳核心所产生的能量中， 第一类质子-质子链的贡献占了 85% 左右。 毫无疑问， 这是太阳核心最重要的核聚变反应， 也是太阳中微子的最大来源。 但这类反应所产生的中微子的最大能量只有 0.423 MeV (平均能量为 0.267 MeV)， 而 Homestake 实验所能探测到的中微子的最低能量——即所谓的阈能 (threshold)——却是 0.814 MeV， 大大高于第一类质子-质子链所产生的中微子的能量。 这就意味着 Homestake 实验对太阳中微子中数量最庞大的那部分是 “视而不见” 的 (当然， 那部分中微子在实验与理论对比时是被除去的)。 考虑到检测中微子的极端困难性， 这种 “视而不见” 无疑是极大的 “浪费”。 而利用 71Ga 来探测太阳中微子的最大好处就是能弥补这一缺陷， 因为它所能探测到的中微子的最低能量为 0.233 MeV， 从而涵盖了很大一部分来自第一类质子-质子链的中微子。 除这一点外， 利用 71Ga 来探测太阳中微子还有一个很大的好处， 那就是在理论上， 人们对第一类质子-质子链的研究要比对那些所占比例小得多的其它反应彻底得多， 因而能提供更可靠的理论数据。

中微子振荡小史：美苏和日本两组科学家盲人摸象的20世纪

SAGE (左) 和 GALLEX (右) 实验所在的山区
5 _) `9 i! X& {, \2 C% b设想是有了， 将它变为现实却是一件费时费力费钱的事情， 利用 71Ga 作为探测物质的太阳中微子实验直到二十世纪九十年代初才开始出结果。 从事此类实验的有两个研究小组， 一个是由苏联和美国的科学家联合进行的， 称为 SAGE (Soviet-American Gallium Experiment 的缩写) 实验， 地点位于苏联高加索山区 (Caucasus mountains) 一条四公里深的隧道内， 等效水深约为 4700 米； 另一个是由美、 德、 法、 波兰、 意大利、 以色列等国的科学家联合进行的， 称为 GALLEX (Gallium Experiment 的缩写) 实验， 地点位于意大利阿布鲁佐大区 (Abruzzo) 一个等效水深约 3200 米的地下实验室内。 在实验手段上， SAGE 采用的实验物质是 30 吨液态镓 (1991 年增加到 57 吨)， GALLEX 采用的则是 101 吨三氯化镓 (gallium trichloride) 溶液。
那么这两组新实验的结果如何呢？ 它们是 “A. 找到了全部的太阳中微子” 呢？ 还是 “B. 证实了 Homestake 实验那缺斤短两的结果”？ 答案是： “C. 以上都不对”。 这两组新实验探测到的太阳中微子流量既不是 1/3， 也不是 1， 而大约是理论流量的 60%。
有点盲人摸象的意味了， 你摸到一个脑袋， 我摸到一条大腿。 真相到底如何呢？ 还得再摸摸看。
另一组 “摸象” 的 “盲人” 是日本人， 他们的实验结果其实比 SAGE 和 GALLEX 出得更早， 他们的实验地点在日本神岡町 (Kamioka) 的一座等效水深约 2700 米的地下矿井内， 称为神岡观测站 (Kamioka Observatory)， 原先从事的是一度很热门的质子衰变研究。 自 1985 年开始， 该观测站经过扩建后改称为神岡核子衰变实验 II 期 (KamiokaNDE-II)。 自 1987 年起， 该实验室的探测器——神岡探测器——开始进行太阳中微子探测。
神岡探测器探测太阳中微子的方式与 Homestake、 SAGE、 GALLEX 等实验都不相同， 它核心部位的探测物质是 2142 吨高度纯净的水， 所利用的反应过程则是中微子与电子的碰撞。 这种碰撞当然是小概率事件 (因此要用几千吨水)， 但如果发生了， 就有可能使电子获得能量， 如果入射中微子的能量很高， 电子所获得的能量也会很多， 运动速度甚至可以超过光速——别紧张， 只是超过水中的光速， 没有破坏相对论。 人们在电磁学研究中早就知道， 当电子在水中的运动速度超过水中的光速时， 会发射一种特殊的辐射， 叫做切伦科夫辐射 (Cherenkov radiation)。 通过观测这种辐射， 物理学家们就可以确定反应的发生。
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中微子振荡小史：美苏和日本两组科学家盲人摸象的20世纪

超级神岡探测器
" ~7 H# x1 {4 N2 H! l- f神岡探测器的这种与众不同的探测原理使它具有一种 Homestake、 SAGE、 GALLEX 等实验都不具有的优势， 那就是可以确定中微子与电子发生反应的时间、 位置、 入射方向、 入射能量等细节。 这些细节对于统计太阳中微子的数量来说虽不是必须的， 但对于深入探索太阳核心的其它奥秘却有很大价值。 不过有得就有失， 神岡探测器也有一个很大的问题， 那就是阈能特别高。 为了使碰撞后的电子能够 “超光速”， 并且发射足够强劲的切伦科夫辐射， 入射中微子的最低能量要达到 7.2 MeV， 只有 “极少数极少数” 的太阳中微子能具有如此高的能量。
4 P/ o6 k+ d0 x0 w* U; `3 C8 d( ^0 o从 1987 年到 1990 年， 神岡探测器在积累了 1040 天的数据后得到了一个结果： 它探测到的太阳中微子流量约为理论流量的 46%。 1995 年， 在积累了 2079 天的数据基础上， 上述结果被修正为 55%。 1996 年， 神岡观测台耗资一亿美元建造了更大的探测器， 称为超级神岡 (Super-KamiokaNDE) 探测器， 它的探测物质增加到了 50000 吨高度纯净的水， 它对切伦科夫辐射的探测灵敏度达到了可以探测到月亮上一支烛光的惊人程度， 而它的阈能则降低到了 5.5 MeV。 一句话， 它在各方面都有了长足的改进。 自 1998 年起， 超级神岡探测器开始发布探测结果， 它所探测到的太阳中微子流量约为理论流量的 47%， 与其它各组实验都不相同。
杯具了！
二十世纪就在这样忙忙碌碌的太阳中微子研究中走到了尾声。 虽然在这类研究中， 无论实验还是理论都存在不小的误差， 但有一点已经可以确定， 那就是探测到的太阳中微子流量明显小于理论预言， 而且两者在不同的能量范围内有不同的差距。 中微子这个细小的粒子， 给即将到来的新世纪留下了一个巨大的谜团。 究竟是太阳原本就没有发射那么多中微子呢？ 还是有些太阳中微子失踪了？ 如果是失踪， 那它们究竟跑到哪里去了呢？