一台光传感器启程进入 2500 米深的钻孔，成为南极洲冰立方（IceCube）中微子探测器的一部分。(图片来源：Blanie Gudbjartsson, IceCbe/NSF）
中微子天文学蓄势待发。自 2010 年起，南极洲冰立方实验探测到几十个来自太空深处的高能中微子。（冰立方由 5160 个篮球大小的光传感器组成，它们散布在 1 km3的冰块中。）虽然这些发现带来很多新问题，着实令人兴奋，但来自地球外的粒子数量微不足道，难以分辨来源，也没法用于检验基础物理学。我们需要新一代中微子天文台来了解更多信息。
中微子是亚原子粒子，相互作用微弱，因此可以穿越遥远的太空，甚至穿透地球。冰立方探测能量高于 100GeV 的中微子（1GeV 等于 109eV，而 1eV 大约是一个质子的静止质量）。宇宙射线是来自太空的高能质子或更重一些的原子核，它们在与物质或光进行相互作用时，就会产生这些高能中微子。这些相互作用可能发生在宇宙射线产生的地方，也可能在宇宙射线进入地球大气层与气体分子碰撞时发生，并释放出一连串基本粒子。大气中产生的中微子的数量比宇宙中微子多数百倍。
很多物理学难题有待通过中微子天文学解决【1】，其中之一便是超高能宇宙射线的来源。1962年，位于新墨西哥州的火山牧场（Volcano Ranch）阵列探测到大量簇射粒子，由一个动能超过 1011GeV 的宇宙射线粒子撞入外层大气产生，相当于将一次网球发球的能量封装在原子核里。此后天文学家又探测到几十个类似的事件。然而 50 年过去了，物理学家仍然不知道大自然如何将基本粒子加速到这么高的能量，这远超出了像大型强子对撞机（LHC）那样的地面加速器的能量范围，模拟类似的加速过程需要地球公转轨道那么大的环。
对于中微子本身，我们也需要了解更多——它们的精确质量，中微子如何从一种类型（“味”）转换成另一种，以及预言中的[只有“其他”]其他中微子（比如惰性中微子）是否存在。中微子也有助于寻找暗物质。暗物质不可见，却是支配恒星、星际气体和星系运动的一部分。暗物质的衰变或湮灭可能会产生能被望远镜探测到的高能中微子。
中微子相互作用微弱的不利因素在于科学家需要巨大的探测器捕获足够多的粒子，才能从地球大气层产生的大量中微子中区分出极少数太空中生成的中微子。冰立方是运行中的最大中微子探测阵列，但是它仍然太小且收集数据太慢，难以在未来十年内产生重大突破。
体积比冰立方大 10 到 100 倍的中微子天文台对于探测宇宙中最高能的过程至关重要。确定不同种类中微子的质量并研究它们与地球上物质的相互作用能够分辨或排除一部分空间额外维模型，并且解决高能核物理中的关键疑难，比如重核中胶子的密度（胶子是传递夸克之间作用力的粒子）。
中微子望远镜的设计正在规划阶段，预计能在五到十年内启动并运转——如果天体物理、粒子物理和核物理学界能够走到一起协调资金的话。作为补充，几个中微子天文台将在高于 LHC 的能量上检验物理学，而仅花费资金的一小部分——几千万到几亿美元，而不是几百亿。
问题多于答案
2010 年起，在南极洲全面运转的冰立方会探测蓝光：由高能中微子与水或冰中的原子核相互作用产生的带电粒子发出的切伦科夫辐射（Cherenkov radiation）。电脑在数据中搜寻相互作用的迹象——长轨迹或是从一点发出的径向粒子级联（如下图所示）。冰立方每年能观察到 5 万多个候选中微子，其中只有不到 1% 来自太空。
来源：冰立方项目
有几种方法可以区分宇宙中微子和大气中微子。能量最高的事例更可能是宇宙中微子。大气中微子会伴随粒子簇射，可以被冰面的探测器看到。这些簇射会产生 μ 子（一种寿命很短的亚原子粒子），它们比中微子多 50 万倍，也能穿透冰层。因此伴随有从空中飞下的 μ 子的信号可能来自大气中微子。而光线轨迹往上穿过地球或是（轨迹）源于阵列中某点的极高能事例就有可能来自宇宙。
2010 年以来，冰立方观察到约 60 个宇宙中微子候选者【2,3】。而其它实验太小没有探测到这些中微子，它们包括：ANTARES，一根根探测器组成的阵列固定在法国马赛附近的地中海底；另一个类似的阵列位于俄罗斯贝加尔湖。这些实验的宇宙中微子探测率和预期一样——如果有更多中微子，它们会消耗宇宙射线的大部分能量【4】，那么寻找宇宙中微子源理应很容易。但事实并非如此，这成了一个日益严重的难题。
迄今为止，中微子看似并非源自天空中某个特定位置【5】，虽然几个研究组暗示与银河系平面有微弱联系。分析结果也不支持很多一度认为可能的高能宇宙线和中微子的加速场所，包括γ射线暴（GRB）和活动星系核（AGN）。
γ 射线暴是高能 γ 射线的短暂爆发，能被卫星捕获。通常认为，持续时间少于 2 秒的短暴是黑洞与中子星或另一个黑洞融合时发出的，而持续数秒到几分种的长暴则来自超大质量恒星的坍缩，这一过程也进行得更慢。粒子在内爆或爆炸过程中加速。在冰立方的科学家检查过的 800 多次γ射线暴中，没有一例伴随中微子的爆发。这暗示了冰立方看到的宇宙中微子中，最多只有 1% 是由γ射线暴产生的【6】。
活动星系核是中心有超大质量黑洞的星系，中央黑洞吸积周围气体。在黑洞喷发出的物质流中，粒子可以加速到接近光速。但是冰立方没有发现高能中微子和喷流指向地球的活动星系之间的联系，暗示活动星系最多只能解释 30% 中微子的来源【7】。
其它不太可能的来源包括：星暴星系，星系中包含恒星形成异常剧烈并且充满超新星爆发的尘埃区域【8】；磁星，强磁场环绕的中子星，能够持续几天大量喷出高能中微子（理应被冰立方看到过）；和超新星遗迹，虽然被认为是银河系中观测到的大多数低能宇宙射线（能量低于 1016 eV）的来源，但它们的磁场太弱，没法解释最高能量的中微子【9】。
更多非主流的可能性有待检验：尚未发现的超大质量暗物质粒子湮灭产生高能中微子；或是宇宙弦（大爆炸留下的时空间断）的衰变。
冰立方也检验了其它替代理论。它约束了中微子如何从一种味“振荡”到另一种，并且对暗物质的性质以及高能大气簇射的成分加以限制。
KM3NeT阵列的一串光学模块（图片来源：PAOLO PIATTELLI）
下一代中微子探测器
现在有两种前进方式：扩大现有的光学阵列收集更多中微子，或是找到其它方法分离高能宇宙中微子。两种方法覆盖不同的能量范围，因此物理上互补。两者各有优势，都应得到支持。
首先，更大的光学切伦科夫望远镜可以安装在冰或湖、海洋中——类似冰立方和 ANTARES，配备更有效的光学传感器，采用更廉价的技术。针对这些概念，几个研究组发展了先进的设计但缺乏资金。新的探测器能在本世纪 20 年代初期完成建造并投入运转。而对于冰立方，技术改善包括采用更有效的钻井技术和使用适合更窄钻孔的传感器，这样能降低钻井成本。
不同的地点有不同的优点。南极洲拥有一大片干净致密的冰层以及基础设施。而北半球（例如地中海）的阵列能够更直接地观测来自银河系中心穿过地球的宇宙中微子，不需要像南半球的观测地那样筛除下行的大气中微子事例。淡水中不含钾-40，生物光更弱（同位素衰变和水中生物发出的光会混合在背景光中干扰对粒子轨迹的追踪），冬天还有冻结的冰层简化施工，使得贝加尔湖成为具有吸引力的观测地。
第二种方法需要捕获能量高于 108GeV 的中微子。这个能量级的中微子非常罕见（冰立方没有观测到），并且需要至少 100 km3 的阵列以捕获足够的事例。由于切伦科夫光在冰或水中只能行进几十米，覆盖如此庞大的体积需要数百万个探测器，这将非常昂贵。
更加实际的办法是搜寻中微子与南极冰盖相互作用产生的射电辐射。中微子撞击冰中的原子核时会产生带电粒子簇射，这些粒子发出频率在 50MHz到 1GHz范围内的射电波（也会有可见光）。射电波可以在冰中传播几千米，因此 100 km3 的射电传感阵列上仪器密度更低，大约每立方千米 1 台。能量高于 108 GeV 的中微子产生的射电脉冲强度足以被冰中的天线探测到。两个国际研究组正在搭建雏形，并寻求资助进行扩建。
通行绿灯
在负担得起的范围内，下一代设计准备就绪，我们需要决定设计重点并部署资金。主要障碍在于有限的国家科学预算和资助机构储备。中微子天文学介于粒子物理、核物理以及天体物理之间，需要集中三者资源来实现这些技术。
首先，冰立方和 ANTARES 的继任实验中至少有一个应该得到资金并进行建造。升级后的冰立方实验（即“IceCub-Gen2”）和拟建的欧洲项目 KM3NeT 都是有力的候选者（见表格）。如果有必要，冰立方、KM3NeT 和拟建的俄罗斯望远镜阵列“十亿吨容量探测器”（the Gigaton Volume Detector）【10】的团队应该尝试合并，在性价比最高的地点集中建造一个大型探测器。资金筹措也该面向更广的范围，包括粒子物理和核物理研究机构。
其次，至少一个 100 km3 级的射电探测器阵列需要获得批准。因为这样的项目只能在南极洲进行，责任就落在美国国家科学基金会身上。美国国家科学基金会是南极洲研究最大的支持者，实际上也是拥有足够后勤资源来完成这个项目的唯一机构。很多非美国机构也对此感兴趣，因而应当建立合作关系并在全世界范围内分担费用。一旦获批，这一阵列能在 2030 年前扩建到 100 km3的覆盖面积，用于监测超高能宇宙事件。
通过寻找超高能中微子和宇宙射线的来源，或者说排除剩下的模型，下一代中微子观测必定会有所发现。
撰文 Spencer Klein（劳伦斯伯克利国家实验室核科学部门资深科学家，加利福尼亚大学伯克利分校物理学研究员）
翻译 金庄维
审校 寒冬
参考文献：
1. Halzen, F. & Klein, S. R, Phys. Today 61N5, 29–35 (2008).
2. Aartsen, M. G. et al. Phys. Rev. Lett. 111, 021103 (2013).
3. IceCube Collaboration. Preprint at https://arxiv.org/abs/1510.05223 (2015).
4. Bahcall, J. & Waxman, E. Phys. Rev. D 64, 023002 (2001).
5. IceCube Collaboration. Preprint at https://arxiv.org/abs/1510.05222 (2015).
6. Aartsen, M. G. et al. Astrophys. J. 805, L5–L12 (2015).
7. DeYoung, T. EPJ Web Conf. 116, 11004 (2016).
8. Bechtol, K. et al. Preprint at https://arxiv.org/abs/1511.00688 (2015).
9. Chakraborty, S. & Izaguirre, I. Phys. Lett. B 745, 35–39 (2015).
10. Avrorin, A. D. et al. Preprint at http://arxiv.org/abs/1511.02324 (2015).
原文链接：
http://www.nature.com/news/physics-invest-in-neutrino-astronomy-1.19954
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