互动科普

我们估计，冰立方偶尔会捕捉到这些能量非常高的中微子。这些粒子几乎没有质量，也没有电荷（这是它们很少与其他粒子有相互作用的原因），而且运动速度接近光速。不管中微子的来源是远还是近，当它们抵达地球时，绝大多数都不会停下来——它们会继续飞行，直接穿过我们的行星继续前进。正因为面临这些困难，所以这个实验开头几年，当探测器仍在建设时，我们在探测器取得的数据中没发现任何特别的东西，而我们对此也没有感到惊讶。但在2012年，情况发生了变化。

有一天，团队成员在举行例行电话会议时，屏幕上出现了以前从未见过的图像。这些信号代表了两个中微子，其能量比地球上用加速器产生的能量最高的中微子还要高1 000倍，几乎是太阳平时喷发出来的中微子的10亿倍。显然，它们来自远离地球的某些壮观的高能过程。狂喜在房间中漫延，我们意识到，此刻看到的东西具有划时代的意义。一个研究生突发奇想，用动画片《芝麻街》（Sesame Street）中的人物给这两个粒子取了昵称，叫“伯特”（Bert）和“厄尼”（Ernie，取名不仅是为了好玩，它们比通常标记中微子事例的一长串数字简单明了）。

我们又花了一年时间，对相同的数据进行了全新的分析，终于可以确信我们最初的推测是正确的：它们的确是来自宇宙深处的中微子，从而为第一幅宇宙中微子图像填上了第一个像素。从那以后，我们共发现54个高能中微子，并为其中许多粒子起了布偶的名字，包括一个绰号叫“大鸟”（Big Bird）的，它的能量是伯特或厄尼的两倍。

我们正在努力找出这些高能中微子来自宇宙何处，以及它们是怎么产生的。它们可能来自极端的宇宙现象，例如超新星爆发和被称为伽马射线暴的恒星爆炸，这两种现象同样也可能是宇宙线的来源。如果高能中微子的来源能确切地追溯到这些可能的宇宙线来源上，我们将开启一个全新的前沿领域，更好地理解那些产生高能中微子的、极其剧烈的天体物理过程。

威力巨大的宇宙线

宇宙线由极高能的质子和其他带电粒子组成，它们从太空持续不断地轰击地球。发现宇宙线一个多世纪后的今天，我们仍不了解它们的产生过程。当它们到达地球时，我们无法推断出它们从何而来，因为带电粒子在穿过太空时，星系和星系间的磁场会改变这些粒子路径。不过幸运的是，理论上认为，宇宙线也会在它们的出生地与光子相互作用，产生中微子。

不同于宇宙线，中微子总是指向它们的起点。因为中微子不受其他物质的影响，几乎没有东西能让它们偏离自己的道路。因此，尽管宇宙线不能指引我们找到它们的起点，但它们理应产生的能量极高的中微子却可以。

当然，宇宙线是怎么产生的，天文学家对此多少有些想法，但我们需要数据来证实或排除各种可能性。一个可能的来源是大质量恒星的垂死挣扎。在它的生命终点，当核心无法再支撑自身巨大的质量时，它将塌缩成一个名为中子星的致密天体，甚至是更加致密、任何东西也无法逃离的黑洞。除了在短时间暴发出极明亮的光（即超新星爆发）外，塌缩产生的激波也会把大量引力能转换成加速粒子的推力。早在1934年，天文学家沃尔特·巴德（Walter Baade）和弗里茨·兹维基（Fritz Zwicky）就推测超新星遗迹是一个可能的宇宙线来源。80年过去了，这个假说仍存在争议。银河系中每个世纪大约有3颗超新星爆发，把相当一部分恒星质量转化成粒子加速的燃料，这可以解释我们在银河系内看到的稳定宇宙线流。

系外宇宙线起源于我们的银河系外，一般比来自近处的宇宙线能量更高，需要更加强劲的产生来源。一个候选者是伽玛暴。比普通超新星更明亮的伽玛暴有点神秘，也许是质量非常大的恒星在极端条件下塌缩时发生的。

另一个理论上的系外宇宙线来源是活动星系核。这类星系的中心可能有一个不断吸收大量物质的超大质量黑洞。当物质掉入这样的黑洞时，有些粒子可能向外偏转，并被加速到高速，成为宇宙线。

捕获中微子

为了探测来自上述过程的宇宙线所产生的中微子，冰立方必须极其巨大。实验使用了整整1立方千米的冰，这些冰已经在南极冰面下1.5千米深处埋藏了10万年。冰是极好的天然中微子探测器。当中微子偶尔与冰中的原子发生反应时，会产生一大团带电粒子，带电粒子辐射出的蓝光照亮了周围的冰。这些被称为切伦科夫辐射的蓝光可以在纯净的、极透明的冰中传播几百米。我们在整个冰立方的范围内安装了5 160个光学传感器，来探测切伦科夫辐射。

当一个中微子击中某个原子时，传感器会精细描绘出由原子核碎片产生的光幕。图案的形状揭示出中微子的种类（或者说“味道”）、能量以及运动方向。厄尼、伯特还有我们找到的其他中微子的能量大约是1“拍”电子伏（PeV），或者说1015电子伏；厄尼和伯特分别是1.07 PeV和1.24 PeV。我们可以比较一下，欧洲核子研究中心的大型强子对撞机（LHC）是世界上最强大的粒子加速器，它产生的粒子束能量在“太”电子伏（TeV）量级，或者说1012电子伏，比厄尼和伯特低了三个数量级。这使得后者成为人类目前发现的能量最高的中微子，且远超此前观测到的其他中微子。由厄尼和伯特产生的10万个光子形成延伸500多米的光幕，差不多有6个街区宽。

最重要的是，这两个中微子高达PeV量级的能量告诉我们，它们携带的肯定是来自宇宙深处的信号——它们能量太高，不可能是在我们附近产生的。来自本地的中微子多不胜数，每6分钟，冰立方就探测到一个宇宙线与大气中的氢核或氧核作用产生的中微子。但这些中微子就在我们后院产生，不能告诉我们任何关于宇宙线本质或其他天体物理现象的信息，因此我们必须筛除这些干扰。根据过去的经验，我们已经知道这些普通中微子产生的光的图案，从而可以过滤它们。

因此我们相当肯定，冰立方看到的这些PeV能量的中微子来自遥远的宇宙。它们极可能与宇宙线来源相同。当然也存在其他非主流解释，比如说它们可能是暗物质产生的信号。所谓的暗物质是一种看不见，却占宇宙物质总量80%以上的物质。如果暗物质由平均寿命长过宇宙年龄、且非常重的粒子组成的话，这种解释就是可行的。在这种情况下，暗物质粒子可能偶尔衰变，产生了我们所看到的PeV能量中微子。

中微子的数量

在发现PeV中微子以前，冰立方搜寻宇宙中微子的工作主要集中在μ中微子上（另两种为电子中微子和τ中微子）。科学家预期，在到达地球的宇宙中微子中，三种中微子是一样多的，但因为它们在探测器中产生的信号不同，有的比较容易寻找。我们最初对冰立方进行优化，以寻找在探测器的边界外击中原子的μ中微子。它们能产生长达上千米的光迹，穿过整个探测器。这种技术实质上扩大了中微子收集区域，让这个区域变得比探测器的实际体积还要大。但对非宇宙中微子的杂质来说，敞开的门也变大了，需要采用其他措施来筛除本底信号。

我们也进行另一种分析，专门搜寻一类特殊的极高能中微子，叫格雷森－杰特斯平－库兹闵（Greisen-Zatsepin-Kuzmin，GZK）中微子，它们来自宇宙线与微波背景辐射光子的相互作用，后者是宇宙大爆炸的余晖。这种中微子的能量在“艾”电子伏（EeV）量级，即1018电子伏。

这种方法瞄准的是范围更有限的区域——边长只有整个冰立方探测器一半的中心区，从而减少了杂质混入的机会。像这样限定搜索范围的最大好处，是可以探测每个中微子在冰中释放的全部能量，精度可以达到10%～15%。与那些在探测器外发生作用的中微子相比，这是一个巨大的优势。虽然我们还没有找到GZK中微子，但已经通过这种搜索方法发现了许多宇宙中微子，三种类型的都有。

发现厄尼和伯特以来，通过这种方法和起初用来寻找μ中微子的方法，我们找到了更多的宇宙中微子。第一年的数据显示有26个能量在30到1200 TeV之间的中微子，加上厄尼和伯特，总数达到28个。与完全来自大气的背景中微子的预期个数相比，这个数字高出了4倍多的标准差，意味着这些中微子确实来自深空的几率大于99.9999%。后来当我们加入第二年的数据时，宇宙中微子的总数达到了54个，信号显著度提高到了5倍标准差以上，达到了“发现”的统计阈值。

那么这些中微子的来源到底指向宇宙何处呢？目前收集到的样本仍然没有多到足以给出明确答案的程度。它们看上去不局限于我们的星系——显示中微子来向的星空图显示，仅有极少数中微子的来源与我们的星系平面重合。大部分来自远离平面的方向，几乎肯定来自银河系外。不过，来自银河系中心的中微子确实略高于平均值。伯特仍然是我们找到的能量最高的中微子之一，它就属于这一类，指向银心周围1度内的范围。我们还无法断言为何这个区域喷射出这么多中微子，但我们知道，银心充满了超新星遗迹，还有一个巨大的黑洞，因此有很多中微子源的候选者。

随着不断收集到更多穿越地球而来的μ中微子，我们希望更好地了解宇宙中微子从何而来。因为这些粒子可以产生上千米长的光迹，所以对其来源方向的重建可以精确到0.5度以内，从而得到披露更多信息的星空图。这张图将告诉我们宇宙线从天空的何处而来；如果它们的方向正好与已知的天体重合，例如具有活动星系核的明亮星系，或者伽玛射线暴，也许我们就终于能精准定位某些宇宙线的源头。

冰立方的发现之旅刚刚拉开序幕。它将运行20年，甚至更久。同时，我们已经开始考虑它的升级版。我们正在提议修建一个更大的、使用10立方千米冰块的探测器，体积是冰立方的10倍。增大规模后，我们也许能收集到足够多的信号，最终确定宇宙中微子和宇宙线的起源。