資料來源：大眾科技報

2003年9月27日

自１６１０年伽利略將光學望遠鏡應用于天文觀測以來，天文學家 主要是通過可見光來了解遙遠天體的奧秘。但是隨著物理學的進步 ，天文觀測的手段也日益增多，其視野逐漸延伸到無線電波、紅外 線、紫外線、Ｘ射線、伽馬射線，甚至中微子。這些一個個被打開 的“窗口”，向人們展示了宇宙中光怪陸離的絕妙風景，人類對宇 宙的認識也隨之深入。去年諾貝爾物理學獎得主賈科尼的貢獻就在 于發現了宇宙 Ｘ射線源，從而導致了Ｘ射線天文學的誕生，而戴維斯和小柴昌俊 的獲獎則是因為在“探測宇宙中微子”方面取得的成就，這一成就 導致了中微子天文學的誕生。 基本粒子 世界上形形色色的物體都是由各種各樣的原子組成的。早在２０世 紀初期，物理學家已經發現一個原子就像一個微型的太陽系：中央 是一個很小很小的原子核，直徑只有整個原子的几萬分之一，卻集 中了絕大部分原子的質量。原子核的外面是繞著它轉動的電子，其 質量與原子核相比小得簡直不值一提。 原子核又由質子和中子組成，它們的質量和大小相同，但是質子帶 正電，中子則不帶電，這樣，整個原子核就帶上了正電。原子核外 的電子帶有與原子核相等的負電，正負相抵，整個原子又顯得不帶 電了。 質子、中子和電子都是“基本粒子”。另外還有一種基本粒子稱為 “光子”，光就是由光子組成的。光子不帶電，而且總是以極快的 速度運動著，永遠不會停息。 中微子的發現 基本粒子的種類很多。有一種質量極小又不帶電的基本粒子叫做“ 中微子”。早在２０世紀３０年代量子物理學的先驅者沃爾夫岡﹒ 泡利就從理論上推測，當較小的原子核相互結合成較大的原子核時 ，除了會釋放出巨額的能量外，還會釋放出大量的中微子。 中微子極其難測，但是它們在核聚變反應中會大量產生，如果能從 核反應堆中找到中微子的蹤跡，那么，就能証明中微子的存在。這 項實驗終于在１９５６年由美國物理學家弗雷德里克﹒萊因斯和他 的同事們完成了。萊因斯將核反應堆作為中微子源，選用氫核（質 子）作為靶核，將兩個裝有氯化鎘溶液的容器夾在三個液體閃爍計 數器中。這種液體在射線下能發出藍色熒光，由于中微子與靶核─ ─質子碰撞時發出的明顯的頻閃有特異性，從而証實了中微子的存 在。萊因斯因此獲得１９９５年諾貝爾物理學獎。 太陽與中微子 中微子的發現也引起天文學家的注意。天文學家知道，千百萬年來 太陽之所以能夠不斷發光發熱，是因為它的內部擁有充足的能量來 源──每４個氫原子核結合成１個氦原子核。這種變化過程稱為“ 熱核聚變反應”。在太陽內部熱核聚變反應時時刻刻都在大規模地 進行著，中微子也就時時刻刻大量地產生出來。 中微子有種奇特的性質，那就是它的穿透力極強，任何物質都很難 阻擋它。大批中微子不論碰上地球還是月球，都可以輕易地一穿而 過。它們穿透我們的身體，我們也毫無感覺。太陽內部每秒鐘大約 產生２０００億億億個中微子。它們產生后就暢通無阻地射向太空 中的四面八方。地球表面每平方厘米的面積上，每秒鐘就要遭受到 几百億個太陽中微子的轟擊。 通常，人們只能通過觀測太陽的表面層來推測太陽內部的情況。但 是中微子卻是直接從太陽內部跑出來的，它們一定會給人們帶來有 關太陽那邊狀況的寶貴信息。因此，天文學家非常重視對太陽中微 子的觀測和研究。 戴維斯的中微子“陷阱” 美國科學家戴維斯和他的同事們首先想方設法來“捕捉”太陽中微 子。他們在一個１５００米深的廢金礦里安置了一個特制的大鋼罐 ，里面裝著３９萬公升的四氯乙烯溶液。當大批中微子穿過這種溶 液時其中就可能有極少數的中微子和四氯乙烯中的氯原子發生反應 ，結果產生氬原子，并放出電子。他們使用一種特殊的“計數器” ，可以“數”出究竟產生了多少氬原子，據此就可以知道有多少中 微子參與了反應。 太陽中微子虧損 戴維斯一干就是３０年。在這３０年中他一共才探測到大約２００ ０個中微子，這雖然直接証明了太陽內部確實進行著由氫聚變為氦 的熱核聚變反應，但是同時問題也出來了：實驗結果表明，戴維斯 的裝置平均每４天才有一個反應，只是我們用太陽模型計算出來的 期待值的１／４。這就是著名的“太陽中微子虧損”問題。天體物 理學家一遍又一遍地計算太陽模型，戴維斯不斷地尋找著一切可能 的誤差來源，然而這個矛盾卻始終存在。是我們的太陽模型有問題 ？還是金礦中的實驗不正確？這個重要問題引發了對中微子性質的 進一步深入研究。 小柴昌俊的神岡探測器 在戴維斯几十年如一日努力工作的同時，日本科學家小柴昌俊也將 目光投向神秘的中微子，他領導研制了另一台中微子探測器：將３ ０００噸純水注入直徑１５．６米、高１６米的圓柱形水槽之中， 水槽內壁安裝直徑約５０厘米的光電子倍管１０００個（每１平方 米配置１個），用以捕捉入射的中微子產生的高速電子在水中發出 的切倫柯夫輻射。這個巨大的水槽被深藏于日本岐阜縣神岡礦山井 之下，因而被命名為神岡中微子探測器。 中微子有可能與水中的氫和氧原子核發生反應，產生一個電子，這 個電子可引起微弱的閃光，即切倫柯夫輻射，探測這種微弱的閃光 ，就可証實中微子的存在。小柴昌俊的神岡探測器証明了戴維斯的 實驗結果，而且更精確地確定了來自太陽的中微子的流量大約只有 理論值的一半，更重要的是它還捕捉到超新星爆發產生的中微子。 中微子天文學的誕生 １９８７年２月２３日南半球的几個天文台觀測到離地球最近的河 外星系──大麥哲倫星云中一顆編號為ＳＮ１９８７Ａ的超新星開 始爆發。小柴昌俊立刻查閱了探測器記錄數據的磁帶，發現在當日 格林尼治時間７時３５分左右，總共捕獲了１２個中微子。同時其 他國家的中微子探測器也捕獲了大約１２個中微子。這是人類第一 次觀測到太陽以外的宇宙中微子，它直接証明超新星爆發過程中確 實形成了中子星。 以這次觀測到超新星爆發為標志，天文學的一個新領域──中微子 天文學誕生了。由于宇宙中存在大量的星際塵埃，對可見光和其他 電磁波有較強的遮蔽作用，而中微子可以穿過大量的物質卻几乎不 發生任何反應，從而為我們帶來了宇宙深處的信息。雖然ＳＮ１９ ８７Ａ爆發時只記錄下２４個中微子，但卻可以推算出這顆超新星 爆發的總能量和爆發后形成的中子星的直徑與質量。 太陽中微子失蹤案的破解 現在已經知道，中微子實際上有三種類型，即電子中微子、繆子（ μ）中微子和陶子（τ）中微子，我們不妨將它理解為三種味道── 電子味、繆子味和陶子味。由于太陽產生的中微子主要是電子味的 ，而過去的觀測儀器只能探測電子味的中微子，因此，引發了“太 陽中微子虧損”問題。根據現代物理學的所謂“標准模型”，中微 子沒有靜止質量，而不同味道的中微子要相互轉化，也就是發生振 蕩，就必須具有靜止質量。 １９９８年６月，日本科學家宣布，超級神岡中微子探測器掌握了 足夠的証據說明中微子具有靜止質量，這引起廣泛關注。來自２４ 個國家的３５０多名高能物理學家云集日本，希望親眼目睹實驗的 過程。因為如果這一點被証實，那么現有的理論物理體系將會受到 巨大的沖擊。 ２００１年６月，加拿大科學家宣布，位于加拿大安大略省薩德伯 里的一個鎳礦中的“薩德伯里中微子觀測站”（ＳＮＯ）測量結果 表明，太陽釋放出來的電子中微子在旅途中確實有一部分轉變成了 其他類型的中微子。考慮到這一因素的話，實驗值與理論值，倒是 很吻合的。所以太陽模型暫時可不必修改，而標准模型就大有問題 ，“需要新的物理學來把新的實驗結果融合進去。” 關乎宇宙的命運 目前的天文觀測証實，我們所處的宇宙正在加速膨脹之中。但是， 宇宙會永遠膨脹下去嗎？還是會在某一時刻逐漸收縮？破解這一難 題的關鍵在于宇宙的質量到底有多大。從已知的發光天體質量來看 ，宇宙的引力將不敵其膨脹力，將會永遠膨脹下去。但是，宇宙中 還有許多不為人們所知的暗物質，它的質量遠遠超過發光天體。將 所有的暗物質包括在內，宇宙引力有可能超過膨脹力，從而有一天 會使宇宙收縮。戴維斯和小柴昌俊的成果之一在于確定了中微子具 有質量，而中微子正是暗物質的一種。這一貢獻促使人們重新考慮 宇宙的質量，改寫人們對于宇宙未來發展趨勢的認識。 ２００２年１０月８日瑞典皇家科學院宣布，將２００２年諾貝爾 物理學獎授予美國科學家雷蒙德﹒戴維斯、日本科學家小柴昌俊和 美國科學家里卡爾多﹒賈科尼，以表彰他們在天體物理學領域做出 的先驅性貢獻──為人類觀測宇宙開啟了兩扇新的“窗戶”，從而 改變了人類認識宇宙的方式。(陳丹)