地球上最雄心勃勃、最極端的實驗之一於 2010 年在南極啟動。冰立方是一個埋藏在極地冰層中的巨型粒子探測器，它捕獲難以捉摸的高能中微子——基本粒子，幾乎可以穿透它們接觸到的一切物質。這個專案由我擔任首席研究員，旨在利用中微子研究遙遠的宇宙現象——特別是被認為產生被稱為宇宙射線的帶電粒子的神秘而劇烈的過程，宇宙射線不斷轟擊地球。
我們預計冰立方很少捕獲超高能中微子。這些粒子幾乎沒有質量，也沒有電荷（這就是它們很少與其他粒子反應的原因），並且它們以接近光速的速度傳播。一旦它們到達地球，大多數中微子不會停留。它們會直接穿過數千公里的岩石——甚至穿過地球堅固的鐵核——然後繼續前進。
由於這些困難，我們對最初幾年（探測器仍在建造中）獲得的資料沒有發現任何異常情況並不感到驚訝。但在 2012 年，情況發生了變化。
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有一天，在團隊成員的例行電話會議期間，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，它們攜帶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。這些狂野的中微子的能量幾乎是太陽定期噴射出的中微子的十億倍。顯然，它們來自我們星球之外發生的某些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東西時，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》中的角色（有趣的名字比我們通常分配給中微子事件的長串數字更容易記住）。
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——其中許多被賦予了布偶的名字，包括一個被稱為“大鳥”的中微子，它的能量是厄尼或伯特的兩倍。
我們現在正試圖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。它們被懷疑的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，我們將開啟我們對產生它們的極其戲劇性事件背後的物理學理解的新領域。
強大的粒子
地球沐浴在來自外太空的宇宙射線中——冰立方每天探測到 2.75 億條宇宙射線。宇宙射線是一種帶電粒子，最常見的是質子，它具有極高的速度，因此攜帶大量能量。在其發現一個多世紀後，產生宇宙射線的過程仍然在很大程度上未知。當它們到達地球時，我們無法簡單地向後追蹤它們的軌跡來推斷它們來自哪裡，因為它們在旅程中會發生偏轉，受到銀河系和星系際磁場的偏轉。
然而，幸運的是，理論表明宇宙射線也在其誕生地與光子相互作用，產生中微子。中微子確實指向它們開始的地方——它們徹底避開其他物質，以至於幾乎沒有什麼能改變它們的路徑。因此，儘管我們無法從射線本身中查明宇宙射線的起源，但我們可以透過分析它們在年輕時可能產生的高能中微子來推斷它們的誕生地。
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駁斥這些可能性。例如，人們認為大質量恆星會在其垂死掙扎中釋放出宇宙射線。在一顆大型恆星生命的盡頭，當它的核核不再能支撐其質量時，它會坍縮成一個稱為中子星的緻密物體，或者坍縮成一個更緻密的黑洞，任何東西都無法從中逃脫。坍縮引發了一場極其明亮的爆炸：超新星。但它也將大量的引力勢能轉化為動能——為粒子加速提供推力，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是宇宙射線的可能來源。然而，80 年後，天體物理學家仍然無法就該假設是否正確達成一致。它確實讓許多人覺得是合理的。銀河系中每世紀大約有三顆恆星發生超新星爆發。每次超新星爆發都會將恆星質量的相當一部分轉化為粒子加速的燃料。但我們需要更多證據來確定超新星是否單獨解釋了在銀河系中看到的宇宙射線的穩定流動。
來自銀河系以外的河外宇宙射線通常比來自附近的宇宙射線攜帶更多的能量。一定存在比超新星更強大的來源來產生它們。
伽馬射線暴是一個主要的嫌疑物件。伽馬射線暴甚至比普通的超新星更亮，有點神秘，但可能發生在質量非常高的恆星在某些極端條件下坍縮時。
但關於河外宇宙射線的引擎，存在相互競爭的觀點。它們有可能起源於活動星系核附近——位於星系中心並貪婪地吞噬物質的超大質量黑洞。當塵埃或氣體雲被拉入這樣的黑洞時，一些粒子可能會以超高速向外偏轉，並最終作為宇宙射線到達我們這裡。
捕捉中微子
發現指向宇宙射線起源的中微子是一場勝算渺茫的遊戲。為了在幾年內有望看到數十個或數百個這些難以捉摸的粒子，冰立方必須是巨大的。該實驗目前正在監測南極地表以下 1.5 公里的 10 萬年曆史的南極冰塊。立方體每邊長達一公里。
深層、古老的南極冰是完美的天然中微子探測器，因為它純淨、超透明並且免受陽光照射。當一箇中微子偶爾與冰中的原子相互作用時，帶電粒子會輻射出藍色光，稱為切倫科夫輻射，它可以在冰中傳播數百米。冰立方的 5,160 個光學感測器，封裝在玻璃球中並均勻分佈在整個立方體中，能夠捕捉到這些微弱的閃光。
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。迄今為止我們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)，或 10
15 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 CERN 的大型強子對撞機（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，約為其千分之一的能量。大鳥、厄尼和伯特是迄今為止見過的能量最高的中微子，幅度很大。它們中的每一個都投射出一個大約 10 萬個光子的光池，分佈在大約六個街區。
這兩個中微子的 PeV 能量告訴我們一些重要的事情：它們一定是某些宇宙訊號的一部分。它們的能量太大了，不可能在附近產生。
相比之下，本地中微子一文不值。平均每六分鐘，冰立方就會探測到一個在地球大氣層中產生的中微子，當宇宙射線撞擊氫原子核和氧原子核時就會產生中微子。但在我們自己的後院產生的中微子並沒有告訴我們任何關於宇宙射線或其他天體物理現象的性質。
因此，我們對冰立方產生的資料的分析首先要篩選掉這些干擾。從過去的經驗來看，我們知道普通的庭院中微子會產生什麼樣的光模式。我們忽略那些。
任何殘留的閃光並且對應於 PeV 能量中微子必定來自遙遠的宇宙。它們很可能來自與宇宙射線相同的來源。但對於這些粒子，還有其他合理的，甚至更奇特的解釋。
有些人認為它們可能是暗物質的特徵——暗物質似乎構成了宇宙中超過 80% 的物質[參見 Bogdan A. Dobrescu 和 Don Lincoln 的“隱藏宇宙之謎”]。如果暗物質由平均壽命長於當前宇宙年齡的非常重的粒子組成，那麼暗物質粒子的偶爾衰變可能會產生我們觀察到的 PeV 能量中微子。
計數中微子
在冰立方發現 PeV 中微子之前，對宇宙中微子的搜尋幾乎完全集中在μ子中微子上，而很少關注其他兩種味，即電子中微子和τ子中微子。這並不是因為μ子中微子被認為是到達我們這裡最常見的宇宙中微子型別——這種味只是恰好更容易在我們的探測器中被發現。當μ子中微子猛烈撞擊原子時，它們會發射出長達一公里的光跡。
我們最初優化了冰立方以拾取延伸到探測器體積中的μ子中微子軌跡，即使軌跡起源於立方體外部。實際上，這項技術使我們能夠擴大我們的觀測體積。但這需要權衡。這種方法也增加了宇宙中微子以外的粒子會汙染結果的風險。因此，篩選背景噪聲變得更加困難。
因此，我們還進行了第二次分析，專門針對冰立方探測器內部一半的區域，這種策略為汙染物進入留下了更少的空間。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，精度在 10% 到 15% 以內。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。
第二次更嚴格的約束搜尋專門尋找一類極高能量的中微子，稱為格賴森-扎採平-庫茲明 (GZK) 中微子。理論家預測，當宇宙射線與來自宇宙微波背景（大爆炸的遺留物）的光子相互作用時，可能會出現能量高達艾電子伏特 (EeV) 的中微子——大約 10
18 eV。
我們和任何其他人都沒有找到 GZK 中微子。但冰立方對它們的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，我們的兩種搜尋策略都成功地探測到了宇宙中微子。我們最初兩年的資料揭示了 28 個能量在 30 到 1,200 TeV 之間的中微子，包括厄尼和伯特。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。換句話說，這些粒子真正來自外太空的可能性大於 99.9999%。
當我們後來添加了額外的兩年資料時，我們將總數增加到 54 個宇宙中微子。訊號的統計顯著性隨後攀升至遠遠超過五個標準差，這是“發現”的傳統閾值。
所有這些中微子究竟指向宇宙中的哪個位置？我們尚未收集到足夠多的事件樣本來最終回答這個問題。起源似乎並不侷限於我們的銀河系——指示它們到達方向的天空圖僅顯示出與銀河系平面重疊的邊緣證據。大多數宇宙中微子幾乎可以肯定是河外起源的。
然而，似乎有略高於平均水平的中微子來自銀河系中心。伯特是該星團的一部分；它指向銀河中心一度以內。我們不能確定為什麼這個區域會噴射出相對較高數量的中微子，但我們知道銀河中心充滿了超新星遺蹟，以及一個巨大的黑洞。這些中的任何一個都可能是中微子的來源。
我們的目標是不斷完善宇宙中微子起源的地圖，因為我們穩步收集更多透過地球到達我們的μ子味中微子。它們釋放的公里長光跡使我們能夠以優於 0.5 度的解析度重建它們的軌跡。隨著時間的推移，累積的資料將揭示高能中微子天空的高度詳細地圖——以及宇宙射線。天文學家將分析該地圖，以找到與已知天體的重疊，這些天體可能是宇宙射線的來源，例如伽馬射線暴或擁有超大質量黑洞和活動星系核的明亮星系。
冰立方才剛剛開始觸及它可以發現的東西的表面。該實驗的建造目的是執行 20 年——甚至更長時間。與此同時，我們正在展望它的續集。我們的團隊正在提議最終建造一個更大的探測器，使用大約 10 立方公里的冰——大約是冰立方體積的 10 倍。這種更大的儀器應該收集數千個以上的宇宙中微子，足以一勞永逸地確定哪些遙遠的發電站正在創造它們及其宇宙射線表親。