建造一個十層樓大小的探測器，放置在地下兩公里處，似乎是研究太陽現象的一種奇怪方式。然而，事實證明，這正是解開關於太陽內部物理過程的數十年難題的關鍵。英國物理學家亞瑟·愛丁頓早在 1920 年就提出核聚變是太陽的動力來源，但 20 世紀 60 年代確認這一觀點的關鍵細節的努力遇到了障礙：旨在探測太陽核聚變反應的獨特副產品——被稱為中微子的幽靈粒子——的實驗，只觀察到了預期數量的一小部分。直到 2002 年，安大略省地下薩德伯裡中微子天文臺 (SNO) 的結果才使物理學家們解決了這個難題，從而完全證實了愛丁頓的提議。
與所有旨在研究太陽的地下實驗一樣，SNO 的主要目標是探測中微子，這些中微子在太陽核心中大量產生。但與過去三十年中建造的大多數其他實驗不同，SNO 使用重水探測太陽中微子，在重水中，每個水分子中的氫原子都添加了一箇中子（形成氘）。額外的中子使 SNO 能夠以前所未有的方式觀察太陽中微子，平等地計算所有三種類型或“味”的中微子。利用這種能力，SNO 已經證明，早期實驗中看到的太陽中微子不足並非源於測量不佳或對太陽的誤解，而是源於新發現的中微子自身的特性。
具有諷刺意味的是，我們對太陽的最佳理論的證實暴露了粒子物理學標準模型中的第一個缺陷——我們關於物質最基本組成部分如何表現的最佳理論。現在，我們對太陽執行方式的理解比對微觀宇宙執行方式的理解還要深入。
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問題
第一個太陽中微子實驗由 Raymond Davis, Jr. 於 20 世紀 60 年代中期進行，他當時在賓夕法尼亞大學，該實驗旨在輝煌地證實太陽能發電的聚變理論，並開啟一個新領域，在該領域中，中微子可用於更多地瞭解太陽。戴維斯的實驗位於南達科他州利德附近的 Homestake 金礦中，透過放射化學技術探測中微子。探測器包含 615 公噸液態四氯乙烯或乾洗液，中微子將這種液體中的氯原子轉化為氬原子。但與理論預測的每天產生一個氬原子不同，戴維斯每 2.5 天才觀察到一個。（2002 年，戴維斯因在中微子物理學方面的開創性工作而與東京大學的小柴昌俊分享了諾貝爾獎。）在戴維斯之後進行的三十年實驗都發現了類似的結果，儘管使用了各種技術。來自太陽的中微子數量始終明顯少於預測的總數，在某些情況下低至三分之一，在另一些情況下高達五分之三，具體取決於所研究的中微子的能量。由於不瞭解為什麼預測和測量結果如此不同，物理學家不得不擱置最初透過觀察中微子來研究太陽核心的目標。
當實驗人員繼續進行他們的中微子實驗時，新澤西州普林斯頓高等研究院的已故 John Bahcall 和其他理論家改進了用於預測太陽中微子產生率的模型。這些理論模型很複雜，但只做了幾個假設——太陽是由改變元素丰度的核反應提供能量，這種能量產生向外的壓力，與向內的引力拉力相平衡，能量透過光子和對流傳輸。太陽模型繼續預測中微子通量超過測量值，但他們做出的其他預測，例如在太陽表面看到太陽地震振動的光譜，與觀測結果非常吻合。
預測和測量之間的神秘差異被稱為太陽中微子問題。儘管許多物理學家仍然認為，探測中微子和計算太陽中微子產生率的內在困難是造成這種差異的原因，但第三種替代方案變得廣受歡迎，儘管它具有一定的革命性意義。粒子物理學的標準模型認為，存在三種完全不同的、無質量的中微子味：電子中微子、μ子中微子和 τ 子中微子。太陽中心的聚變反應只能產生電子中微子，而像戴維斯這樣的實驗旨在專門尋找這種味：在太陽中微子能量下，只有電子中微子才能將氯原子轉化為氬原子。但是，如果標準模型不完整，並且中微子味不是不同的，而是以某種方式混合在一起，那麼來自太陽的電子中微子可能會轉變成其他味之一，從而逃避探測。
中微子味改變最受青睞的機制是中微子振盪 [參見第 26 頁和 27 頁的方框]，這要求中微子味（電子中微子、μ子中微子和 τ 子中微子）由具有不同質量的中微子態（表示為 1、2 和 3）的混合物組成。然後，電子中微子可能是狀態 1 和 2 的混合物，而 μ 子中微子可能是相同兩個狀態的不同混合物。理論預測，當這些混合中微子從太陽傳播到地球時，它們會在一種味和另一種味之間振盪。
1998 年，超級神岡探測器合作組織提供了中微子振盪的有力證據，該組織發現，宇宙射線在上層大氣中形成的 μ 子中微子正在消失，消失的機率取決於它們傳播的距離。這種消失可以用中微子振盪很好地解釋，在這種情況下，μ 子中微子可能正在變成 τ 子中微子。前者很容易被超級神岡探測器在宇宙射線能量下探測到，並且可能正在變成 τ 子中子，後者大多逃避探測 [參見 Edward Kearns、梶田隆章和戶冢洋二的《探測大質量中微子》；《大眾科學》，1999 年 8 月]。
類似的過程可以解釋太陽中微子不足。在一種情況下，中微子會在從太陽到地球的八分鐘太空真空旅程中振盪。在另一種模型中，振盪會在穿過太陽本身的前兩秒鐘內增強，這種效應是由每種中微子味與物質相互作用的不同方式引起的。每種情況都需要其自身特定範圍的中微子引數——質量差異和味的內在混合量。然而，儘管有來自超級神岡探測器和其他實驗的證據，但中微子仍有可能透過振盪以外的其他過程消失。直到 2002 年，科學家們還沒有直接證據表明太陽中微子振盪，在這種振盪中，轉化的太陽中微子本身被探測到。
天文臺
薩德伯裡中微子天文臺旨在透過使用其 1000 噸重水與中微子的幾種不同相互作用來探測中微子，從而尋找這種直接證據。其中一種反應專門計數電子中微子；其他反應計數所有味，而不區分它們。如果到達地球的太陽中微子僅由電子中微子組成——因此沒有發生味轉化——那麼所有味的中微子計數將與單獨電子中微子的計數相同。另一方面，如果所有味的計數遠遠超過電子中微子的計數，那將證明來自太陽的中微子正在改變味。
SNO 能夠單獨計數電子中微子和所有味的關鍵在於重水的氘核，也稱為氘核。氘核中的中子產生兩個獨立的中微子反應：中微子吸收，其中電子中微子被中子吸收併產生電子；氘核破裂，其中氘核被分解，中子被釋放。只有電子中微子才能發生中微子吸收，但任何味的中微子都可以使氘核破裂。SNO 探測到的第三個反應，即中微子散射電子，也可以用於計數電子中微子以外的中微子，但與氘核破裂反應相比，它對 μ 子中微子和 τ 子中微子不太敏感 [參見前兩頁的方框]。
SNO 並不是第一個使用重水的實驗。在 20 世紀 60 年代，凱斯西儲大學的 T. J. Jenkins 和 F. W. Dix 在早期嘗試觀察來自太陽的中微子時使用了重水。他們在地面上使用了約 2,000 升（兩噸）重水，但太陽中微子的跡象被宇宙射線的影響淹沒了。1984 年，加州大學歐文分校的 Herb Chen 提議將加拿大 CANDU 核反應堆計劃中的 1,000 噸重水運到薩德伯裡 INCO 有限公司 Creighton 鎳礦的底部——這個位置足夠深，可以清晰地測量太陽中微子的中微子吸收和氘核破裂。
這一提議促成了 SNO 合作組織——最初由安大略省金斯頓皇后大學的 Chen 和 George Ewan 領導——並最終建立了 SNO 探測器。1,000 噸重水儲存在直徑 12 米的透明丙烯酸容器中。重水由固定在直徑 18 米的測地線球體上的 9,500 多個光電倍增管觀察 [參見第 25 頁的插圖]。每個管都可以探測到單個光子。整個結構浸沒在超純普通水中，普通水填充了從地球表面以下兩公里處的岩石中挖出的空腔。
SNO 的測量
由於太陽中微子與物質相互作用的極弱性，因此可以在地下深處觀察到太陽中微子。在白天，中微子很容易穿過兩公里的岩石到達 SNO，在晚上，它們幾乎同樣不受穿過地球數千公里的影響。這種微弱的耦合使它們從太陽天體物理學的角度來看很有趣。太陽中心產生的大部分能量需要數萬年才能到達太陽表面並以陽光的形式離開。相比之下，中微子在兩秒鐘後就會出現，直接來自太陽能產生點。
由於整個太陽和整個地球都無法阻止中微子的透過，因此用僅重 1,000 噸的探測器捕獲它們構成了一定的挑戰。但是，儘管進入 SNO 的絕大多數中微子都穿過了它，但在極少數情況下，會有一箇中微子——僅憑偶然性——與電子或原子核碰撞並沉積足夠的能量以被觀察到。有了足夠的中微子，即使這些相互作用的稀有性也可以克服。幸運的是，太陽的中微子輸出量非常大——每秒鐘有五百萬個高能太陽中微子穿過地球的每平方釐米——這導致每天在 SNO 的 1,000 噸重水中觀察到大約 10 箇中微子事件或相互作用。SNO 中發生的三種類型的中微子反應都會產生高能電子，這些電子可以透過它們產生的切倫科夫光來探測到——切倫科夫光是由快速移動的粒子像衝擊波一樣發射出的錐形光。
然而，這種少量中微子事件必須與由其他粒子引起的切倫科夫光閃爍區分開來。特別是，宇宙射線 μ 子在上層大氣中不斷產生，當它們進入探測器時，它們可以產生足夠的切倫科夫光來照亮每個光電倍增管。地球表面和 SNO 之間數公里的岩石將宇宙射線 μ 子的湧入量減少到每小時僅三個的涓涓細流。儘管每小時三個 μ 子的速率遠高於每天觀察到的 10 箇中微子事件，但這些 μ 子很容易透過它們在探測器外部普通水中產生的切倫科夫光與中微子事件區分開來。
假中微子計數的更險惡來源是探測器材料本身的固有放射性。探測器內部的一切——從重水本身到容納它的丙烯酸容器，再到光電倍增管和支撐結構的玻璃和鋼——都含有微量的天然放射性元素。同樣，礦井中的空氣含有放射性氡氣。每次 SNO 探測器內部這些放射性元素中的原子核衰變時，它都會釋放出一個高能電子或伽馬射線，並最終產生模仿中微子訊號的切倫科夫光。SNO 中使用的水和其他材料都經過淨化，以去除大部分放射性汙染物（或選擇天然純淨的材料），但即使是十億分之一的含量也足以用假計數壓倒真正的中微子訊號。
因此，SNO 面臨的任務非常複雜——它必須計數中微子事件，確定有多少是由三種反應中的每一種引起的，並估計有多少明顯的中微子是由其他原因引起的，例如放射性汙染。分析步驟中任何一個步驟中低至百分之幾的誤差都會使 SNO 對電子中微子通量與總中微子通量的比較變得毫無意義。在 1999 年 11 月至 2001 年 5 月的 306 天執行期間，SNO 記錄了近 5 億個事件。到資料縮減完成時，其中只有 2,928 個保留為候選的中微子事件。
SNO 無法唯一確定給定的候選中微子事件是否是特定反應的結果。通常，像第 26 頁所示的事件可能同樣是氘核破裂或中微子吸收的結果。幸運的是，當我們檢查許多事件時，反應之間的差異就會顯現出來。例如，氘核破裂，即重水中氘核的分裂，總是產生相同能量的伽馬射線，而中微子吸收和電子散射產生的電子具有廣泛的能量譜。同樣，電子散射產生的電子會遠離太陽傳播，而氘核破裂產生的切倫科夫光可以指向任何方向。最後，反應發生的地點也不同——例如，電子散射在輕水外層和重水中一樣容易發生；其他反應則不然。透過理解這些細節，SNO 研究人員可以統計確定將觀察到的事件中的多少分配給每個反應。
這種理解是完整核物理實驗本身測量結果的結果：為了確定如何使用切倫科夫光測量能量，將具有已知能量的放射源插入探測器內部。為了測量切倫科夫光如何在探測器中的各種介質（水、丙烯酸、光電倍增管）中傳播和反射，使用了可變波長雷射光源。放射性汙染的影響透過類似的實驗進行評估，包括使用專門為 SNO 設計的新技術對水進行放射性分析。
對於最終的 SNO 資料集，經過統計分析，576 個事件被分配給氘核破裂，1,967 個事件被分配給中微子吸收，263 個事件被分配給電子散射。放射性和其他背景導致剩餘的 122 個事件。從這些事件數量中，必須根據任何特定中微子破裂氘核、被吸收或散射電子的極小機率，計算出有多少實際的中微子必須透過 SNO。所有計算的結果是，觀察到的 1,967 箇中微子吸收事件代表每秒鐘有 175 萬個電子中微子穿過 SNO 探測器的每平方釐米。這僅佔太陽模型預測的中微子通量的 35%。因此，SNO 首先證實了其他太陽中微子實驗所看到的——來自太陽的電子中微子數量遠小於太陽模型的預測。
然而，關鍵問題是，來自太陽的電子中微子數量是否明顯小於所有味的中微子數量。事實上，分配給氘核破裂的 576 個事件代表每平方釐米每秒 509 萬的總中微子通量——遠大於中微子吸收測量的 175 萬電子中微子。這些數字以高精度確定。它們之間的差異是實驗不確定性的五倍以上。
透過氘核破裂測量的過量中微子意味著，到達太陽的總共 509 萬個中微子中，近三分之二要麼是 μ 子中微子，要麼是 τ 子中微子。太陽的聚變反應只能產生電子中微子，因此其中一些必須在到達地球的途中發生轉化。因此，SNO 直接證明，中微子的行為不符合標準模型描述的三種不同的無質量味的簡單方案。在 30 年的嘗試中，只有超級神岡探測器和 SNO 等實驗表明，基本粒子具有標準模型中未包含的特性。中微子味轉化的觀測結果提供了直接的實驗證據，表明關於微觀宇宙還有更多有待發現。
但是，太陽中微子問題本身呢——電子中微子轉化為另一種味的發現是否完全解釋了過去 30 年觀察到的不足？是的：推斷出的 509 萬個中微子與太陽模型的預測非常吻合。我們現在可以聲稱，我們確實瞭解太陽產生能量的方式。在經歷了長達三十年的彎路之後，我們發現太陽可以告訴我們關於中微子的新資訊，我們終於可以回到戴維斯的最初目標，開始利用中微子來了解太陽。例如，中微子研究可以確定太陽能量有多少是由氫原子的直接核聚變產生的，有多少是由碳原子催化的。
SNO 發現的意義甚至更深遠。如果中微子透過振盪改變味，那麼它們不可能是無質量的。繼光子之後，中微子是宇宙中第二多的已知粒子，因此即使是很小的質量也可能具有重要的宇宙學意義。諸如 SNO 和超級神岡探測器之類的中微子振盪實驗僅測量質量差異，而不是質量本身。然而，表明質量差異不為零，證明至少某些質量不為零。將質量差異的振盪結果與來自其他實驗的電子中微子質量上限相結合表明，中微子佔扁平宇宙臨界密度的 0.3% 到 21% 之間。（其他宇宙學資料強烈表明宇宙是扁平的。）這個量不可忽略（它大致相當於氣體、塵埃和恆星產生的 4% 的密度），但它還不足以解釋宇宙中似乎存在的所有物質。由於中微子是可能構成缺失暗物質的最後已知粒子，因此必須存在一些當前物理學未知的一種或多種粒子——並且其密度超過我們所知的一切。
未來
SNO 還在尋找物質對中微子振盪影響的直接證據。如前所述，穿過太陽的旅行可以提高振盪的機率。如果發生這種情況，中微子穿過地球數千公里的過程可能會導致過程的輕微逆轉——晚上太陽發出的電子中微子可能比白天更亮。SNO 的資料顯示，與白天相比，晚上到達的電子中微子略有增加，但到目前為止，該測量結果尚不足以確定該效應是否真實。
前面描述的 SNO 結果僅僅是開始。對於此處引用的觀測結果，中子是透過觀察關鍵氘核破裂事件中它們被其他氘原子捕獲而探測到的——這是一個產生的光很少的低效過程。2001 年 5 月，向重水中添加了兩噸高純氯化鈉（食鹽）。氯核捕獲中子的效率遠高於氘核，產生的事件具有更多的光，並且可以與中微子吸收反應和背景區分開來。
因此，SNO 對氘核破裂率進行了單獨且更靈敏的測量。這些測量結果於 2003 年報告，有力地證實了之前的 SNO 測量結果，並以更高的精度確定了中微子特性。SNO 合作組織還構建了一個稱為比例計數器的超淨探測器陣列，在去除鹽後於 2003 年部署在整個重水中，以直接觀察氘核破裂反應產生的中子。製造這些探測器是一項首要的技術挑戰，因為它們必須具有極低的固有放射性背景水平——相當於每年每米探測器約計數一次。這些裝置允許對中微子特性進行許多進一步的詳細測量。
SNO 具有獨特的功能，但它並不是唯一的選擇。2002 年 12 月，日本-美國的一項名為 KamLAND 的新實驗的初步結果公佈。KamLAND 探測器位於超級神岡探測器所在地，研究日本和韓國附近所有核反應堆產生的電子反中微子。如果物質增強的中微子振盪解釋了 SNO 看到的味變化，那麼理論預測這些反中微子也應該在數十或數百公里的距離內改變味。事實上，KamLAND 已經看到了太少的電子反中微子，這意味著它們在從核反應堆到探測器的途中正在振盪。KamLAND 的結果暗示了與之前 SNO 看到的中微子特性相同的特性。
未來的中微子實驗可能會探測宇宙中最大的謎團之一：為什麼宇宙是由物質而不是反物質構成的？俄羅斯物理學家安德烈·薩哈羅夫首先指出，要從純能量的大爆炸演變為當前以物質為主的宇宙，就需要物理定律對粒子和反粒子有所不同。這被稱為 CP（電荷-宇稱）破壞，對粒子衰變的靈敏測量已經證實，物理定律違反了 CP。問題是，迄今為止看到的 CP 破壞不足以解釋我們周圍的物質數量，因此我們尚未觀察到的現象一定隱藏著更多的 CP 破壞。一個可能的隱藏場所是中微子振盪。
觀察違反 CP 的中微子振盪將是一個多階段過程。首先，物理學家必須看到電子中微子出現在強烈的 μ 子中微子束中。其次，必須建造更高強度的加速器，以產生如此強烈和純淨的中微子束，以便可以在位於各大洲或地球另一側的探測器中觀察到它們的振盪。對一種稱為無中微子雙β衰變的罕見放射性過程的研究將提供關於中微子質量和 CP 破壞的更多資訊。
這些實驗可能需要十多年才能成為現實。十年似乎很遙遠，但過去的 30 年，以及 SNO 等實驗的傳奇經歷表明，中微子物理學家是耐心和非常執著的——要揭開這些難以捉摸的粒子的秘密，就必須如此。這些秘密與我們對粒子物理學、天體物理學和宇宙學的下一層次理解密切相關，因此我們必須堅持下去。
作者
ARTHUR B. MCDONALD、JOSHUA R. KLEIN 和 DAVID L. WARK 是由 130 人組成的薩德伯裡中微子天文臺 (SNO) 合作組織的成員。麥克唐納是新斯科舍省悉尼人，自 1989 年 SNO 研究所成立以來一直擔任所長。他還是安大略省金斯頓皇后大學的物理學教授。克萊因於 1994 年在普林斯頓大學獲得博士學位，並在賓夕法尼亞大學開始從事 SNO 的工作。他現在是德克薩斯大學奧斯汀分校的物理學助理教授。沃克在過去 13 年中在英國牛津大學、蘇塞克斯大學和盧瑟福·阿普爾頓實驗室工作，試圖向板球迷解釋內場高飛球規則。除了 SNO 之外，他還參與了許多中微子實驗。