地球上最雄心勃勃、最極端的實驗之一於 2010 年在南極啟動。冰立方是一個巨大的粒子探測器，埋藏在極地冰層中，捕獲難以捉摸的高能中微子——幾乎可以穿透一切物質的基本粒子。我作為首席研究員的這個專案，旨在利用中微子研究遙遠的宇宙現象——特別是被認為產生宇宙射線的神秘而劇烈的過程，宇宙射線不斷轟擊地球。
我們預計冰立方捕獲這些極高能量的中微子的頻率很低。這些粒子幾乎沒有質量，也沒有電荷（這就是為什麼它們很少與其他粒子發生反應），而且它們以接近光速的速度傳播。一旦它們從近處或遠處抵達地球，大多數都不會停留；它們會繼續旅行，徑直穿過我們的星球並繼續前進。由於這些困難，我們對實驗最初幾年的資料（在探測器仍在建設中時採集）沒有發現任何非凡之處並不感到驚訝。但在 2012 年，情況發生了變化。
有一天，在團隊成員的例行電話會議中，我們的螢幕上亮起了我們從未見過的模式。這些訊號反映了兩個中微子，它們的能量超過了地球加速器產生的能量最高的中微子的 1000 倍，幾乎是太陽定期噴射出的中微子的能量的 10 億倍。顯然，它們來自我們星球遙遠的地方發生的某種極其劇烈的能量過程。當我們意識到我們正在看到一些改變遊戲規則的事情時，興奮感在房間裡蔓延開來。為了捕捉這一刻的奇思妙想，我們的一位研究生給這兩個粒子起了暱稱“伯特”和“厄尼”，以紀念《芝麻街》的角色（這些名字不僅僅有趣；它們比我們通常分配給中微子事件的長串數字更容易記住）。
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我們又花了一年時間，並對相同的資料進行了完全重新設計的分析，才確信這些確實是它們看起來的樣子：遙遠中微子宇宙的第一張照片的最初畫素。從那時起，我們總共發現了 54 個高能中微子——其中許多都起了“布偶”的名字，包括一個名為“大鳥”的中微子，其能量是厄尼或伯特的兩倍。
我們現在正在努力確定這些高能中微子來自天空中的哪個位置，以及它們是如何產生的。它們的可疑來源是極端的宇宙事件，例如超新星和其他被稱為伽馬射線暴的恆星爆炸——這兩種現象據傳會產生宇宙射線。如果我們能夠明確地將高能中微子追溯到這些可能的宇宙射線來源，我們將開啟對產生它們的非凡戲劇性事件背後的物理學理解的新前沿。
強大的粒子
宇宙射線不斷地從太空轟擊地球，它們是由極高能量的質子和其他帶電粒子組成的。在它們被發現一個多世紀後，它們的誕生過程仍然未知。當它們到達地球時，我們無法推斷出它們來自宇宙中的哪個位置，因為它們的電荷允許銀河系和星系際磁場在它們穿越太空時改變它們的路線。幸運的是，然而，理論表明宇宙射線也在它們的誕生地與光子相互作用以產生中微子。
與宇宙射線不同，中微子確實指向它們的起點。因為它們避開其他物質，幾乎沒有什麼東西可以改變它們的路徑。因此，儘管宇宙射線本身無法引導我們找到它們的起點，但它們可能產生的、高能量的中微子可以為它們做到這一點。
當然，天文學家對宇宙射線是如何誕生的有一些想法，但我們需要資料來幫助我們證實或否定這些可能性。宇宙射線的一個可能來源是大質量恆星的死亡掙扎。在一顆大型恆星生命的盡頭，當它的核核不再能支撐它的質量時，它會坍縮成一個緻密的天體，稱為中子星，或者坍縮成一個更緻密的黑洞，任何東西都無法從中逃脫。除了產生明亮的光爆——超新星——之外，坍縮還會將大量的引力能轉化為加速粒子的推力，據推測是通過沖擊波。早在 1934 年，天文學家沃爾特·巴德和弗裡茨·茲威基就提出了超新星遺蹟作為宇宙射線的可能來源；80 年後，這一假設仍在爭論之中。銀河系中每世紀發生大約三次超新星爆炸，將恆星質量的合理部分轉化為粒子加速的燃料，這可以解釋在星系中看到的宇宙射線的穩定流動。
銀河系外宇宙射線，起源於我們家鄉星系之外，通常比來自附近的宇宙射線能量更高，它們需要更強大的能量源來產生它們。一個競爭者是伽馬射線暴。伽馬射線暴甚至比普通超新星更亮，它們有點神秘，但可能發生在特殊型別的恆星坍縮期間，這種坍縮涉及極端條件下的超大質量恆星。
銀河系外宇宙射線的另一個理論來源是活動星系核——一類被懷疑在其中心有一個超大質量黑洞的星系，該黑洞正在吸收大量物質。當物質落入這樣的黑洞時，一些粒子可能會向外偏轉並加速到高速，成為宇宙射線。
捕捉中微子
為了探測宇宙射線產生的來自這些過程的中微子，冰立方必須非常巨大。該實驗使用南極地表以下 1.5 公里處，10 萬年曆史的南極冰層中的整整一立方公里體積來完成這項工作。冰是完美的天然中微子探測器，因為當一箇中微子偶爾與冰中的原子相互作用時，這種材料會透過釋放帶電粒子陣雨來發光，從而輻射出藍光。這種所謂的切倫科夫輻射在純淨、超透明的冰層中傳播數百米。冰立方配備了 5160 個光學感測器，均勻分佈在其體積中，以發現這種光。
感測器以精細的細節繪製出單箇中微子撞擊時產生的核碎片產生的光池。這種模式揭示了中微子的型別（或“味”）、能量和到達方向。我們迄今為止看到的厄尼和伯特以及其他中微子的能量約為拍電子伏特 (PeV)，即 1015 eV；厄尼和伯特分別為 1.07 PeV 和 1.24 PeV。相比之下，位於日內瓦附近歐洲核子研究中心的歐洲大型強子對撞機（世界上最強大的粒子加速器）中的粒子束能量在太電子伏特 (TeV) 或 1012 eV 範圍內，大約低三個數量級。這些能量使它們成為迄今為止發現的能量最高的中微子，差距很大。厄尼和伯特產生的大約 10 萬個光子的光池延伸超過 500 米，或大約六個街區。
最重要的是，這兩個中微子的 PeV 能量告訴我們，它們一定是某種宇宙訊號的一部分——它們的能量太大了，不可能在附近產生。本地中微子一文不值。每六分鐘，冰立方就會探測到一箇中微子，該中微子是在宇宙射線與地球大氣層中的氫原子核和氧原子核相互作用時產生的。但是這些中微子，因為它們是在我們自己的後院產生的，所以對於告訴我們任何關於宇宙射線或其他天體物理現象的性質都毫無用處。因此，我們必須過濾掉這些干擾，才能探測到宇宙中微子。從過去的經驗來看，我們知道普通中微子產生的光模式，所以我們忽略了這些。
因此，我們可以非常肯定冰立方正在看到的 PeV 能量中微子來自遙遠的宇宙。它們很可能與宇宙射線來自相同的來源。但是，對於這些粒子，還有其他可能的、更奇異的解釋。一種說法是，它們可能是暗物質的特徵——暗物質似乎構成了宇宙中所有物質的 80% 以上。如果暗物質是由平均壽命長於當前宇宙年齡的非常重的粒子組成，那麼這種說法就可能是合理的。在這種情況下，暗物質粒子可能偶爾會衰變，從而產生我們觀察到的 PeV 能量中微子。
計數中微子
在發現 PeV 中微子之前，冰立方對宇宙中微子的搜尋幾乎完全集中在中微子的三種味之一：μ 子中微子（其他兩種是電子中微子和 τ 子中微子）。科學家們預計，當宇宙中微子到達地球時，它們將大致以三種類別相等的數量出現，但由於它們在我們的探測器中產生的訊號，有些更容易尋找。我們最初優化了冰立方，以搜尋主要撞擊探測器邊界外部原子的 μ 子中微子，產生公里長的光跡，這些光跡將延伸穿過探測器體積。這項技術使我們能夠基本上擴大我們的中微子“收集”區域，使其大於實際探測器的體積，但它也為來自宇宙中微子以外的粒子的汙染打開了更大的大門，因此我們必須採取額外的措施來篩選掉這種背景。
我們還運行了另一項分析，重點搜尋一類特殊的高能中微子，稱為格雷森-扎採平-庫茲明 (GZK) 中微子，它是由宇宙射線和宇宙微波背景中的光子相互作用產生的，宇宙微波背景是宇宙大爆炸遺留下來的。此類中微子的能量將在艾電子伏特 (EeV) 範圍內——大約 1018 eV。
第二次搜尋集中在冰立方的一個更有限的區域——探測器的內部一半，從而減少了汙染進入的空間。以這種方式限制搜尋的巨大優勢在於，探測器可以測量每個中微子沉積在冰中的全部能量，精度約為 10% 到 15%——這比我們對在探測器外部相互作用的中微子進行的測量有很大的改進。我們尚未找到 GZK 中微子，但這項搜尋已經發現了大量所有三種味的宇宙中微子。
自從發現厄尼和伯特以來，我們透過這種搜尋方法和我們最初的尋找 μ 子中微子的計劃，發現了更多的宇宙中微子。我們第一年的資料揭示了 26 個能量在 30 到 1200 TeV 之間的中微子，當我們包括厄尼和伯特時，我們的總數達到了 28 個。這個數字比我們純粹從大氣背景中預期的要高出四個標準差以上，這意味著這些事件真正來自深空的機率大於 99.9999%。當我們稍後新增額外一年的資料時，我們將總數提高到 54 個宇宙中微子，並將訊號的顯著性提高到遠超五個標準差，這是“發現”的統計閾值。
所有這些中微子究竟指向宇宙中的哪個位置？我們迄今為止收集到的事件樣本量還不夠大，無法提供確鑿的答案。它們似乎並不侷限於我們的星系——指示它們到達方向的天空圖僅顯示了與我們銀河系平面重疊的邊緣證據；大多數來自遠離平面的方向，幾乎可以肯定起源於銀河系外。然而，似乎確實有比平均水平更高的中微子來自銀河系中心。伯特仍然是觀測到的能量最高的中微子之一，它是該星團的一部分，指向銀河系中心的 1 度以內。我們不能肯定為什麼這個區域會噴射出如此多的中微子，但我們知道銀河系中心充滿了超新星遺蹟，以及一個巨大的黑洞，因此擁有許多可能的中微子來源候選者。
我們希望隨著我們不斷收集透過地球到達我們的更多 μ 子味中微子，能夠更好地瞭解宇宙中微子的起源地。由於這些粒子產生公里長的光跡，因此它們的方向可以以優於 0.5 度的解析度重建，從而產生一張更具啟發性的天空圖。這張地圖將顯示宇宙射線來自天空中的哪個位置；如果它們的方向恰好與天空中已知的物體重疊，例如擁有活動星系核或伽馬射線暴的明亮星系，我們或許最終能夠查明宇宙射線的某些來源。
冰立方才剛剛開始觸及它可以發現的事物的表面。該實驗的建造目的是執行 20 年——甚至更久。與此同時，我們已經在展望它的續集。我們的團隊正在提議最終建造一個擴大的探測器，使用大約 10 立方公里的冰——大約是冰立方體積的 10 倍。隨著尺寸的增加，我們可能會收集到數千個宇宙中微子，最終確定它們及其宇宙射線表親的來源。