一次失败的质子衰变搜索意外的诞生了中微子天文学

在我们发现引力波之前，多信使天文学用来自同一事件到达的光和粒子获得了它的开始。

STARTS WITH A BANG — OCTOBER 6, 2022

Ethan Siegel

一个由沿着探测器壁衬的光电倍增管显示出的切伦科夫辐射的环可识别的中微子事件展示中微子天文学的成功方法和利用切伦科夫辐射的用途。这张图像显示多个事件并是一系列铺平我们来更大中微子的理解方式实验的部分。(Credit: Super-Kamiokande Collaboration)

关键要点

在20世纪70年代和80年代，许多人相信了理论物理学中的下一个大想法来自大统一理论，在那里所有三种标准模型力统一。

这个想法的结果之一会是一个对质子的基本不稳定性：给定足够的时间它会衰变，违反重子数守恒。

但就我们能告诉的质子是稳定的。尽管如此，我们建来调查它的器具对一个前所未有的目的是有用的：从超过我们自己的星系之外探测宇宙中微子！

有时设计得最好的实验失败。你正在寻找的效果甚至可能不存在，这意味着一个空无结果应该始终是一个你准备好的可能结果。当这种情况发生时实验往往被忽视为一个失败，即使如果不执行它你永远已经不会知道结果。虽然获得对一种现象的存在或不存在的约束总是有价值的------有时甚至是革命性的，就像在著名的迈克尔逊-莫利实验中的情况一样------但当你的搜索出来空结果时这通常是令人失望的。

然而，每隔一段时间，你建造的器具可能对某些非你建造了它来寻找的东西是敏感的。当你以一种新的方式、一种新的敏感度或在新的、独特的条件下做科学时，这是往往最令人惊讶、偶然的发现被做出的地方：当你能够探索超越已知边界之外的自然时。1987年，一项探测质子衰变的失败的实验首次成功的探测到了中微子，不仅从超过我们的太阳系之外，而且从银河系之外。这是中微子天文学的科学怎样被诞生的故事。

在这个艺术渲染中，一个耀斑星正在加速产生π介子的质子，这当它们衰变时产生中微子和伽马射线。还会产生更低能量光子。虽然在我们太阳系之外产生中微子的中微子天文学科学仅在1987年开始，但我们已经前进到了我们正在从数十亿光年之外探测中微子的地步。(Credit: IceCube collaboration/NASA)

中微子是所有理论物理学史上最大成功的故事之一。回到20世纪初已经知道三种放射性衰变：

阿尔法衰变，在那里一个更大的原子发射一个氦原子核，从元素周期表中跳下两个元素。

贝达衰变，在那里原子核发射一个高能电子，在元素周期表上移动一个元素。

伽马衰变，在那里一个原子核发射一个高能光子，仍然在元素周期表上相同一的位置但过渡到一个更稳定的状态。

在任何反应中，在物理法则下，无论初始反应物的总能量和动量是什么，最终产物的能量和动量都需要来匹配：这是能量的守恒定律。对阿尔法衰变和伽马衰变能量总被守恒，因为两个产物和反应物的能量和动量都刚好的匹配。但对贝达衰变呢？它们从来没有。能量总是失去的，动量也总是如此。

重的、不稳定的元素将放射性的衰变，通常通过发射要么一个阿尔法粒子（一个氦核）要么通过经历贝达衰变，如这里所示，在那里一个中子转化为一个质子、电子和反电子中微子。这两种类型的衰变都改变元素的原子序数，产生一种不同于原始元素的新元素并造成一个比反应物更低的产物质量。仅如果（缺失的）中微子能量和动量被包括在说明这些量能被守恒的贝达衰变中。(Credit: Inductiveload/Wikimedia Commons)

当然最大的问题是为什么。包括波尔在内的一些人提出了能量守恒并不是神圣的，而是一种不相等：能量可以守恒或失去但不能获得。然而，在1930年，由沃尔夫冈·保利提出了另一种想法。泡利假设了存在一个可以解决这个问题的新粒子：中微子。这个小的中性粒子可以同时携带能量和动量，但会是极端难来探测的。它不会吸收或发射光并只会与极端罕见和极端弱的原子核相互作用。

靠它的提议，保利不是感到自信的和高兴的而是感到了羞愧。他宣称了“我已经做了一件可怕的事，我已经假设了一个不能被探测到的粒子”。但尽管他的保留，这个理论最终在一代人出生后被实验证实了。

1956年，中微子（或者更特别的反中微子）作为一个核反应堆产物的部分首次被直接的探测到。

这里显示的帕洛佛得角核反应堆，通过分裂开原子核并提取从这个反应解放的能量产生能量。蓝色的辉光来自发射的电子流入周围的水，在那里它们比光在该介质中的旅行更快并发射蓝光：切伦科夫辐射。由泡利在1930年首次假设的中微子（或更准确的反中微子）在1956年被从一个类似的核反应堆中探测到。(Credit: Department of Energy/American Physical Society)

当中微子与一个原子核相互作用时，两种情况能结果：

它们要么分散和造成一个反弹，就像一个台球撞向另一个台球一样，

要么它们被吸收，导致新粒子的发射，每个粒子将有它们自己的能量和动量。

无论哪种方式，你能围绕你期望中微子来相互作用的区域建立特别化的粒子探测器并寻找这些临界信号。这是第一批中微子怎样被探测到的：通过在核反应堆的边缘建造对中微子签名敏感的粒子探测器。每当你重建这些产物的总能量包括假设的中微子时，你发现能量毕竟被守恒。

理论上，中微子应该无论核反应发生在哪里被产生：在太阳、恒星和超新星以及每当一个到来的高能宇宙射线撞击一个来自地球的大气层的粒子时。到了20世纪60年代，物理学家们开始建造中微子探测器来寻找太阳中（来自太阳）和大气层中（来自宇宙射线）的中微子。

坐落在南达科他州铅市的山上家乡金矿。它在123年前开始运营，从8000英尺深的地下矿山和磨坊生产4000万盎司的黄金。1968年，在这里由约翰·巴卡尔和雷·戴维斯设计的一个实验探测到了第一批太阳中微子。(Credit: Rachel Harris/flickr)

大量的物质，有被设计来与它内部的中微子相互作用的质量将被这种中微子检测技术包围。为了屏蔽中微子探测器不受其他粒子，它们被放置在很远的地下：在矿井里。只有中微子应该开路进入矿井；其它的粒子应该被地球吸收。到20世纪60年代末，经由这些方法已经成功的发现了太阳和大气层中的中微子。

为中微子实验和高能加速器开发的粒子检测技术被发现对另一种现象是可适用的：搜索质子衰变。虽然粒子物理学的标准模型预测质子是绝对的稳定的，但在许多扩展------如大统一理论------质子能衰变成更轻的粒子。

理论上，每当一个质子做衰变时，它将以非常高的速度发射更低质量的粒子。如果你能探测到这些快速移动的粒子的能量和动量，你能重建总能量是什么并看是否它来自一个质子。

高能粒子能与其他粒子碰撞，产生在一个探测器中能被看到的新粒子的沐浴。通过重建每个的能量、动量和其他属性，我们能确定最初的碰撞的以及在这个事件中产生了什么。(Credit: Fermilab Today)

如果质子要衰变，我们已经知道它们的寿命一定极端的长。宇宙本身是138亿岁老（约10＾10年），但质子的寿命一定远更长。多更长呢？关键是不要观察一个质子，而是观察一个巨大数字的。如果一个质子的寿命是10＾30年，你能要么拿来一个质子并等待那么长时间（一个坏主意）要么拿来10＾30个质子等待1年（更好，更实用）来看是否任何衰变。

一升的水在它中含有10＾25多个分子，在那里每个分子包含两个氢原子：一个质子被一个电子环绕。如果质子是不稳定的，一个足够大的水箱，围绕它有大量的探测器，你可以：

测量质子的寿命，如果你有超过0个衰变事件这你能做，

要么对质子的寿命放上有意义的约束，如果你观察它们没有一个衰变。

来自 20世纪80年代神冈核子衰变实验仪器的布局示意图。比例尺，这个水箱大约有15米（50英尺）高。(Credit: 日:JNN/Wikimedia Commons)

1982年，在日本他们开始了在神冈矿场里建造一个大型地下探测器来进行刚好这样一个实验。探测器命名为神冈核子衰变实验（KamiokaNDE）。它大到足以容纳3000多吨的水，有大约1000个探测器被优化来探测快速移动的粒子会发射的辐射。

到1987年，探测器已经运行了多年，没有一个单一的质子衰变的例子。在该容器中有超过10＾31个质子，这个零结果完全的消除了大统一理论中最流行的模型。质子就我们能告诉的不衰变。神冈核子衰变实验的主要目标是一个失败。

但然后某些意外的事情发生了。更早16.5万年前，在银河系的一个卫星星系中，一颗大质量的恒星到达了它生命的尽头并在一颗超新星中爆炸了。1987年2月23日，这个光首次到达了地球。突然之间，我们发现我们自己观测着近400年来我们已经看到的最近的超新星事件：自1604年以来。

三个不同的探测器观测到了来自SN 1987A的中微子，其中神冈核子衰变实验是最强大和最成功的。从一个核子衰变实验到一个中微子探测器实验的转变将为中微子天文学科学的发展铺平道路。(Credit: Riya and Astroriya/Wikimedia Commons)

但在光到达了几个小时前，在神冈核子衰变实验发生某些显著的、前所未有的事情：在大约13秒一瞬内，总共有12个中微子到达了。两次爆发------第一次包含9个中微子和第二次包含3个中微子------证明了创造中微子的核过程确实事实上在超新星中大量发生。我们现在相信也许多的就像约99%的一个超新星的能量被以中微子的形式带走！

从来第一次，我们从我们的太阳系之外探测到了中微子。中微子天文学的科学突然前进超越了要么从太阳要么从粒子与地球的大气层碰撞创造，我们真的正在探测宇宙中微子。在接下来的几天里，来自这颗超新星现在被称为SN 1987A的光被许多地面和太空天文台以各种不同的波长观测到。基于中微子的飞行的时间和光的到达时间的微小差异，我们了解到中微子：

以一个与光速难以区分的速度旅行了16.5万光年，

它们的质量不大于一个电子质量的1/30000，

随中微子从坍塌恒星的核移动到它的光球层它们的速度没有变慢下来，但电磁辐射（即光）变慢。

甚至今天，大约35年后，我们能检查这个超新星残骸并看它怎样演变了。

来自1987年爆炸的物质向外移动的冲击波继续与来自以前大质量恒星的甩出物碰撞，当碰撞发生时加热并照亮物质。今天，各种各样的天文台继续来成像超新星残骸，跟踪它的演化。(Credit: J. Larsson et al., ApJ, 2019)

这一结果的科学重要性不能被夸大。它标志着中微子天文学科学的诞生，正如第一次从合并黑洞直接探测到引力波标志着引力波天文学的诞生一样。一项被设计来探测质子衰变的实验------一个甚至还没有产生甚至一个积极的事件的努力------通过探测来自一个天文事件在天空中的中微子的能量、通量和位置突然发现了新的生命。

它也是多信使天文学的诞生，标志着第一次在电磁辐射（光）和经由另一种方法（中微子）中同一的天体已经被观察到。

它还展示通过建造大型地下水箱来探测宇宙事件天文学上能被完成的，导致一系列现代的高级探测器如超级神冈和冰立方。这造成我们来希望，有一天，我们可能会做出最终的“三重”观测：一个在那里光、中微子和引力波聚集在一起来教我们所有关于我们宇宙中天体的工作原理。

多信使天文学的最终事件将是一个要么两颗白矮星要么两颗足够接近的中子星的合并。如果这样一个事件发生在离地球足够近的地方，中微子、光和引力波都可以被探测到。(Credit: NASA, ESA, and A. Feild (STScI))

除了被巧妙地重新利用，它造成一个非常微妙但相等聪明的神冈核子衰变实验的重新命名。神冈核衰变实验是一个完全失败，因此神冈核子衰变实验出局了。但从SN 1987A的中微子的壮观观测诞生了一个新的天文台：神冈核子衰变实验，神冈中微子探测器实验！在过去的35年里，它现在已经升级了很多次，世界各地也出现了多个类似的设施。

如果一颗超新星今天要爆炸，从我们自己的星系内的任何地方，我们将会看到高达10000个中微子到达我们现代的地下中微子探测器。所有这些结合在一起，已经进一步约束了质子的寿命现在大于约10＾35年：这是一种每当我们建造中微子探测器一道来的一点免费切向科学。每当一个高能大灾难发生时，我们能确信它创造所有加速传告宇宙的中微子。我们甚至已经从数十亿光年之外探测到了宇宙中微子！有了我们的现代在线探测器套装，中微子天文学是活的，嗯并为凡是宇宙发送到我们路上的做好准备。

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