當諾貝爾基金會向雷·戴維斯和小柴昌俊頒發2002年諾貝爾物理學獎時，它可以選擇強調他們的眾多成就中的任何一項。戴維斯因探測到來自太陽的中微子而聞名——這是首次從地球以外觀測到這種出了名的難以捉摸的粒子——而小柴昌俊則發現了來自1987年超新星大爆炸的中微子。他們的工作是一項實驗性的傑作，並幫助確立了理論家們曾認為沒有質量的中微子，實際上具有很小的質量。然而，諾貝爾基金會表彰戴維斯和小柴昌俊，最重要的是，因為他們開創了一個新的科學分支：中微子天文學。
透過他們的工作，中微子從理論上的新奇事物提升為探測宇宙的實用方法。除了研究中微子以瞭解粒子的特性外，科學家現在還可以利用它們來揭開宇宙中一些隱藏的奧秘。類似於一個世紀前建造巨型光學望遠鏡的行動，天文學家一直在設計和建造巨大的中微子望遠鏡，以期看到新的奇蹟。這些天文臺已經捕捉到數萬箇中微子，並拍攝了太陽的中微子影像。來自其他宇宙源的中微子很難與地球高層大氣中產生的中微子區分開來，但儀器應該能夠在明年這個時候做到這一點。
到那時，發現的閘門將會開啟，曾經被嘲笑為無法觀測的粒子可能會變得不可或缺。中微子可以揭示光線無法看到的事物。當我們用光研究太陽時，我們看到的只是表面——僅僅是最上層幾百公里的氣體。雖然陽光的能量來源於核心的核反應，但陽光本身被中間的氣體層吸收和再發射數萬億次，只有非常靠近表面時，它才會自由地流入太空。相比之下，透過中微子之眼，我們可以直接看到中心聚變引擎——太陽體積中最熱、最內部的1%。在那裡產生的中微子幾乎像穿過空曠的空間一樣穿過太陽的外層。
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中微子還將使我們能夠深入觀察超新星、其他恆星爆炸（如伽馬射線暴）以及圍繞超大質量黑洞旋轉的星盤。目前正在建設的天文臺每年應該能夠捕捉到大約一顆最近的50個左右星系內的超新星。它們也可能看到每年發生的數百次伽馬射線暴中的一部分，更不用說甚至更多可能完全沒有被注意到的奇異天體。但像每一種強大的工具一樣，中微子也需要一些時間來適應。它要求天文學家以一種新的方式來對待他們的研究物件。
反社會性的好處
對於粒子物理學家來說，中微子類似於電子，只是它缺乏電荷，這使其免受主導日常世界的電力和磁力的影響。當您坐在椅子上時，電斥力會阻止您掉下去。當化學物質發生反應時，原子會交換或共享電子。當材料吸收或反射光時，帶電粒子會對振盪的電磁場做出反應。中微子是電中性的，因此可以直接穿過固體物質，在原子或分子物理學中不起作用，並且幾乎完全不可見。
已知型別的中微子確實參與了弱核力，弱核力負責放射性β衰變和重元素的聚變，但顧名思義，這種力很微弱，除非在極短的距離內。因此，中微子幾乎不與其他粒子相互作用。為了探測到它們，物理學家和天文學家必須監測大量的物質，尋找中微子留下痕跡的罕見機會。如果宇宙中微子的總能量與宇宙射線（轟擊我們星球的質子和離子）一樣多，正如天文學家預期的那樣，那麼就需要一立方公里的物質來捕獲它們的一個像樣的樣本。最大的天文臺正在接近這個尺寸。
物理學家還假設了其他中微子，即所謂的惰性中微子，它們非常孤僻，甚至幾乎不對弱力做出反應；引力可能是它們與宇宙其餘部分的主要聯絡。這些中微子更難探測。
儘管中微子可能很冷漠，但它們是宇宙戲劇的積極參與者。它們是β衰變的必要副產品，β衰變溫暖了爆炸恆星的殘骸和行星的內部，並且是恆星核聚變的關鍵中間步驟。它們在兩種主要的超新星型別之一中也起著決定性作用，即那些由大質量恆星在其生命末期內爆引起的超新星。內爆將恆星的核心壓縮到核密度，並在10到15秒內釋放出1058箇中微子。在如此大的數量下，即使是最反社會的粒子也無法避免成為聚會的焦點。中微子佔災變釋放的總能量的99%。因此，觀察它們可以讓我們看到普通望遠鏡錯過的99%的畫面，包括決定性的早期階段。 1987年事件中微子的探測證實了恆星坍縮的基本理論[參見Stan Woosley和Tom Weaver的“1987年的大超新星”；《大眾科學》，1989年8月]。現在可用的探測器將能夠提供恆星坍縮、反彈和爆炸的即時電影。
無論它們的起源如何，中微子都能毫不費力地到達地球。它們不僅可以穿過氣體和塵埃，還可以穿越整個宇宙，無論它們的能量有多高。光線並非如此。能量最高的光，伽馬射線，會被宇宙背景輻射衰減——宇宙大爆炸遺留下來的微波霧，以及過去時代的累積星光和無線電波。能量為100太電子伏特（TeV）的伽馬射線光子幾乎只能傳播幾千萬光年。高能宇宙射線也被阻擋。
因此，中微子是天文學家研究自然界中最強大現象的少數幾種方法之一。它們可能難以捕捉，但值得付出努力。
風味科學
除了孤僻之外，中微子還有另一個獨特的特徵：它們奇怪的變形能力。像所有基本物質粒子一樣，它們有三種版本，稱為味。電子 (e) 有兩個更重的副本，μ子 (µ) 和 τ 子 (τ)，並且每個都有一箇中微子夥伴：電子中微子 (νe)、μ子中微子 (νµ) 和 τ 子中微子 (ντ)。
但是，雖然電子、μ子和 τ 子具有特定的質量，但三種中微子味卻沒有。如果您測量具有給定味的中微子的質量，您會隨機獲得三個答案之一，每個答案都有一定的機率。相反，如果您測量具有給定質量的中微子的味，您會獲得三個答案之一。中微子可以具有特定的味或特定的質量，但不能同時具有兩者。中微子質量態用數字標記，ν1、ν2 和 ν3，它們與 νe、νµ 和 ντ 是不同的狀態。
因此，中微子違反了我們對物體的一個基本直覺。一個籃球重 22 盎司，一個棒球重 5 盎司。但如果球的行為像中微子一樣，一個籃球有時會重 22 盎司，有時會重 5 盎司。在這方面，中微子很像人，具有我們的多重群體身份。例如，科學家可能同時具有機構隸屬關係和政黨隸屬關係。調查顯示，6% 的科學家是共和黨人，但這並不意味著 6% 的科學實驗室與共和黨有關。相反，在一個典型的實驗室中，100 名隨機選擇的科學家中恰好有 6 名是共和黨人。同樣，在探測器中相互作用的 ν1 中微子可能會表現為 νe、νµ 或 ντ，其機率可計算。
味決定了中微子如何參與弱核力，質量決定了它們如何在空間中傳播。例如，β衰變產生單一味的電子中微子 νe。當這些粒子在空間中飛行時，它們的味並不重要；是它們的質量態決定了它們的行為。 νe 是 ν1、ν2 和 ν3 的混合物，其比例出於技術原因，物理學家稱之為混合角。物理學家現在必須跟蹤三種粒子，而不是單一型別的粒子。最終，中微子與探測器中的物質發生反應，在這裡又是味很重要。如果質量態的相對比例保持不變，它們將加起來再次成為原始味（對於β衰變，它是 νe）。
但這不一定是這樣的情況。當粒子以質量態傳播時，它們很容易受到可能改變混合物的新效應的影響，從而改變它們的味。這個過程就是導致中微子變形的原因。
根據量子力學原理，每個質量態都對應一個具有特定波長的波。這些波相互重疊和干涉。用聲學隱喻來說，中微子就像由三個純音組成的聲波。任何調過樂器的人都知道，具有略微不同的音高（或波長）的疊加聲波會表現出“拍頻”，即其聲強度的振盪。在中微子的情況下，質量的差異就像音高的差異，拍頻會導致味隨距離振盪。
例如，太陽產生電子中微子。在它們到達地球之前，它們變成了所有三種味的混合物。戴維斯和小柴昌俊的開創性實驗僅對電子中微子敏感，因此他們錯過了許多電子中微子在旅途中變形而成的μ子中微子和τ子中微子。直到2001年和2002年，加拿大薩德伯裡中微子天文臺探測器才探測到有代表性的粒子樣本，該探測器對所有三種中微子味都敏感[參見Arthur B. McDonald、Joshua R. Klein和David L. Wark的“解決太陽中微子問題”；《大眾科學》，2003年4月]。
中微子變形的另一個公認的例子發生在地球高層大氣中產生中微子時。宇宙射線與空氣中的原子核碰撞，產生稱為π介子的不穩定粒子，這些粒子隨後衰變為電子中微子和μ子中微子。然後，這些中微子作為質量態傳播透過空氣和固體行星。在它們被探測到時傳播得越遠，更多的μ子中微子就會變成τ子中微子。因此，中微子天文臺看到從下方升起的μ子中微子（從地球的另一側傳播而來）的數量是從上方（從高層大氣直接到達地面）來的μ子中微子數量的一半。
比率的樂趣
對於天文學家來說，味對於中微子來說就像偏振對於光線一樣：一種可以編碼資訊的屬性。正如天體源可以發射具有給定偏振的光線一樣，它也會產生具有某些味的中微子，透過測量味，天文學家可以弄清楚源內部必須發生了什麼過程。訣竅是在思想上撤銷中微子在旅途中經歷的變形。
如果我們能夠精確地測量中微子的能量以及它傳播的距離，我們就會知道它最終處於振盪週期的哪個位置，並且可以計算出三種味的相對比例。我們缺乏這種精度。在長距離和長時間內，中微子振盪次數太多，以至於我們無法跟蹤味的混合——對我們來說它看起來很模糊。相反，我們取統計平均值，用所謂的味傳播矩陣來描述。從這個矩陣中，天文學家可以推斷出觀測到的比率最初必須是什麼。
例如，人們認為許多中微子來自光子與質子的高能量碰撞。這個過程發生在宇宙尺寸的粒子加速器中——在超新星遺蹟的衝擊波陣面和各種大小的黑洞噴射出的噴流中發現——以及宇宙射線撞擊宇宙背景輻射的深空中。碰撞產生帶電的π介子粒子，這些粒子衰變為μ子和μ子中微子。μ子又衰變為電子和電子中微子，以及其他物質。由此產生的中微子流是一份 νe，兩份 νµ，沒有 ντ——味比為 1:2:0。檢視傳播矩陣中的相關值，我們發現該比率演變為 1:1:1。如果地球上的實驗看到的不是 1:1:1，那麼π介子衰變鏈就不可能是中微子的來源。
在某些情況下，π介子可能會透過與磁場中彎曲軌跡上運動的其他粒子碰撞或發射輻射而損失能量。如果是這樣，那麼它衰變而成的μ子就變得與高能中微子源無關，初始味比改為 0:1:0。根據傳播矩陣，地球上的比率將是 4:7:7，而不是 1:1:1。如果實驗發現低能量中微子的味是 1:1:1，而高能量中微子的味是 4:7:7，那麼天文學家可以推斷出源的粒子密度和磁場強度。
中微子也可以來自所謂的β束源。在宇宙粒子加速器中，高速原子核可以交換π介子或簡單地分裂，從而導致快速的中子束。中子經歷放射性β衰變，發射出純淨的電子和電子中微子流，味比為 1:0:0。經過傳播矩陣處理後，在地球上出現的味比為 5:2:2。
無論最初的味混合是什麼，νµ 和 ντ 這兩種味到達地球的數量都是相等的。這種相等性反映了物理學家尚未解釋的更深層次的對稱性，值得注意的是，即使沒有已知的天體物理源產生τ子中微子，τ子中微子也總會在望遠鏡中出現。
味比可以像其他任何資訊來源都無法做到的那樣區分天體的運作機制。與伽馬射線和宇宙射線一起，中微子將闡明自然界最強大發電機的動力學機制和能量預算。它們可以確定宇宙粒子加速器是純粹的電磁加速器（其中不產生中微子）還是涉及重粒子的加速器（其中確實會產生中微子）。它們甚至可能有助於解決每個天文學家十大難題之一的謎團：最高能量的宇宙射線是如何產生的？一些宇宙射線非常強大，以至於它們似乎違反了已知的物理學。中微子可以探測任何噴射出它們的東西的內部。
它們也可以揭示其他自然過程。暗物質粒子的衰變可能會產生味比為 1:1:2 的中微子，演變為大約 7:8:8。在某些量子引力理論中，時空結構本身會在微觀尺度上波動。非常高能量的中微子具有非常短的波長，可能對這些波動敏感。波動可能會起到擾亂味的作用，導致觀測到的比率為 1:1:1。未來，物理學家或許能夠使用對非 1:1:1 比率的測量來排除某些類別的理論，並確定量子引力效應開始發揮作用的能量水平。
另一個奇異的過程是重中微子衰變為較輕的中微子，這將改變味比。透過研究太陽中微子，物理學家發現 ν1 比 ν2 輕，但他們不知道 ν1 和 ν3 中哪一個最輕。如果天文學家發現味比為 4:1:1，那將意味著中微子確實不穩定，並且 ν1 最輕。味比為 0:1:1 將傾向於 ν3。
從歷史上看，天文學始於在可見光中觀測宇宙，並逐漸擴充套件到紅外線、微波、無線電波、X 射線和伽馬射線。中微子延續了這一趨勢。未來的十年將是中微子天文學的黃金時代。