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一臺光傳感器啟程進入 2500 米深的微天文學鉆孔，成為南極洲冰立方（IceCube）中微子探測器的昂貴一部分。(圖片來源：Blanie Gudbjartsson,但物大科 IceCbe/NSF）
中微子天文學蓄勢待發。自 2010 年起，學中南極洲冰立方實驗探測到幾十個來自太空深處的微天文學高能中微子。（冰立方由 5160 個籃球大小的昂貴光傳感器組成，它們散布在 1 km3的但物大科冰塊中。）雖然這些發現帶來很多新問題，學中著實令人興奮，微天文學但來自地球外的昂貴粒子數量微不足道，難以分辨來源，但物大科也沒法用于檢驗基礎物理學。學中我們需要新一代中微子天文臺來了解更多信息。
中微子是亞原子粒子，相互作用微弱，因此可以穿越遙遠的太空，甚至穿透地球。冰立方探測能量高于 100GeV 的中微子（1GeV 等于 109eV，而 1eV 大約是一個質子的靜止質量）。宇宙射線是來自太空的高能質子或更重一些的原子核，它們在與物質或光進行相互作用時，就會產生這些高能中微子。這些相互作用可能發生在宇宙射線產生的地方，也可能在宇宙射線進入地球大氣層與氣體分子碰撞時發生，并釋放出一連串基本粒子。大氣中產生的中微子的數量比宇宙中微子多數百倍。
很多物理學難題有待通過中微子天文學解決【1】，其中之一便是超高能宇宙射線的來源。1962年，位于新墨西哥州的火山牧場（Volcano Ranch）陣列探測到大量簇射粒子，由一個動能超過 1011GeV 的宇宙射線粒子撞入外層大氣產生，相當于將一次網球發球的能量封裝在原子核里。此后天文學家又探測到幾十個類似的事件。然而 50 年過去了，物理學家仍然不知道大自然如何將基本粒子加速到這么高的能量，這遠超出了像大型強子對撞機（LHC）那樣的地面加速器的能量范圍，模擬類似的加速過程需要地球公轉軌道那么大的環。
對于中微子本身，我們也需要了解更多——它們的精確質量，中微子如何從一種類型（“味”）轉換成另一種，以及預言中的[只有“其他”]其他中微子（比如惰性中微子）是否存在。中微子也有助于尋找暗物質。暗物質不可見，卻是支配恒星、星際氣體和星系運動的一部分。暗物質的衰變或湮滅可能會產生能被望遠鏡探測到的高能中微子。
中微子相互作用微弱的不利因素在于科學家需要巨大的探測器捕獲足夠多的粒子，才能從地球大氣層產生的大量中微子中區分出極少數太空中生成的中微子。冰立方是運行中的最大中微子探測陣列，但是它仍然太小且收集數據太慢，難以在未來十年內產生重大突破。
體積比冰立方大 10 到 100 倍的中微子天文臺對于探測宇宙中最高能的過程至關重要。確定不同種類中微子的質量并研究它們與地球上物質的相互作用能夠分辨或排除一部分空間額外維模型，并且解決高能核物理中的關鍵疑難，比如重核中膠子的密度（膠子是傳遞夸克之間作用力的粒子）。
中微子望遠鏡的設計正在規劃階段，預計能在五到十年內啟動并運轉——如果天體物理、粒子物理和核物理學界能夠走到一起協調資金的話。作為補充，幾個中微子天文臺將在高于 LHC 的能量上檢驗物理學，而僅花費資金的一小部分——幾千萬到幾億美元，而不是幾百億。
問題多于答案
2010 年起，在南極洲全面運轉的冰立方會探測藍光：由高能中微子與水或冰中的原子核相互作用產生的帶電粒子發出的切倫科夫輻射（Cherenkov radiation）。電腦在數據中搜尋相互作用的跡象——長軌跡或是從一點發出的徑向粒子級聯（如下圖所示）。冰立方每年能觀察到 5 萬多個候選中微子，其中只有不到 1% 來自太空。
來源：冰立方項目
有幾種方法可以區分宇宙中微子和大氣中微子。能量最高的事例更可能是宇宙中微子。大氣中微子會伴隨粒子簇射，可以被冰面的探測器看到。這些簇射會產生 μ 子（一種壽命很短的亞原子粒子），它們比中微子多 50 萬倍，也能穿透冰層。因此伴隨有從空中飛下的 μ 子的信號可能來自大氣中微子。而光線軌跡往上穿過地球或是（軌跡）源于陣列中某點的極高能事例就有可能來自宇宙。
2010 年以來，冰立方觀察到約 60 個宇宙中微子候選者【2,3】。而其它實驗太小沒有探測到這些中微子，它們包括：ANTARES，一根根探測器組成的陣列固定在法國馬賽附近的地中海底；另一個類似的陣列位于俄羅斯貝加爾湖。這些實驗的宇宙中微子探測率和預期一樣——如果有更多中微子，它們會消耗宇宙射線的大部分能量【4】，那么尋找宇宙中微子源理應很容易。但事實并非如此，這成了一個日益嚴重的難題。
迄今為止，中微子看似并非源自天空中某個特定位置【5】，雖然幾個研究組暗示與銀河系平面有微弱聯系。分析結果也不支持很多一度認為可能的高能宇宙線和中微子的加速場所，包括γ射線暴（GRB）和活動星系核（AGN）。
γ 射線暴是高能 γ 射線的短暫爆發，能被衛星捕獲。通常認為，持續時間少于 2 秒的短暴是黑洞與中子星或另一個黑洞融合時發出的，而持續數秒到幾分種的長暴則來自超大質量恒星的坍縮，這一過程也進行得更慢。粒子在內爆或爆炸過程中加速。在冰立方的科學家檢查過的 800 多次γ射線暴中，沒有一例伴隨中微子的爆發。這暗示了冰立方看到的宇宙中微子中，最多只有 1% 是由γ射線暴產生的【6】。
活動星系核是中心有超大質量黑洞的星系，中央黑洞吸積周圍氣體。在黑洞噴發出的物質流中，粒子可以加速到接近光速。但是冰立方沒有發現高能中微子和噴流指向地球的活動星系之間的聯系，暗示活動星系最多只能解釋 30% 中微子的來源【7】。
其它不太可能的來源包括：星暴星系，星系中包含恒星形成異常劇烈并且充滿超新星爆發的塵埃區域【8】；磁星，強磁場環繞的中子星，能夠持續幾天大量噴出高能中微子（理應被冰立方看到過）；和超新星遺跡，雖然被認為是銀河系中觀測到的大多數低能宇宙射線（能量低于 1016 eV）的來源，但它們的磁場太弱，沒法解釋最高能量的中微子【9】。
更多非主流的可能性有待檢驗：尚未發現的超大質量暗物質粒子湮滅產生高能中微子；或是宇宙弦（大爆炸留下的時空間斷）的衰變。
冰立方也檢驗了其它替代理論。它約束了中微子如何從一種味“振蕩”到另一種，并且對暗物質的性質以及高能大氣簇射的成分加以限制。
KM3NeT陣列的一串光學模塊（圖片來源：PAOLO PIATTELLI）
下一代中微子探測器
現在有兩種前進方式：擴大現有的光學陣列收集更多中微子，或是找到其它方法分離高能宇宙中微子。兩種方法覆蓋不同的能量范圍，因此物理上互補。兩者各有優勢，都應得到支持。
首先，更大的光學切倫科夫望遠鏡可以安裝在冰或湖、海洋中——類似冰立方和 ANTARES，配備更有效的光學傳感器，采用更廉價的技術。針對這些概念，幾個研究組發展了先進的設計但缺乏資金。新的探測器能在本世紀 20 年代初期完成建造并投入運轉。而對于冰立方，技術改善包括采用更有效的鉆井技術和使用適合更窄鉆孔的傳感器，這樣能降低鉆井成本。
不同的地點有不同的優點。南極洲擁有一大片干凈致密的冰層以及基礎設施。而北半球（例如地中海）的陣列能夠更直接地觀測來自銀河系中心穿過地球的宇宙中微子，不需要像南半球的觀測地那樣篩除下行的大氣中微子事例。淡水中不含鉀-40，生物光更弱（同位素衰變和水中生物發出的光會混合在背景光中干擾對粒子軌跡的追蹤），冬天還有凍結的冰層簡化施工，使得貝加爾湖成為具有吸引力的觀測地。
第二種方法需要捕獲能量高于 108GeV 的中微子。這個能量級的中微子非常罕見（冰立方沒有觀測到），并且需要至少 100 km3 的陣列以捕獲足夠的事例。由于切倫科夫光在冰或水中只能行進幾十米，覆蓋如此龐大的體積需要數百萬個探測器，這將非常昂貴。
更加實際的辦法是搜尋中微子與南極冰蓋相互作用產生的射電輻射。中微子撞擊冰中的原子核時會產生帶電粒子簇射，這些粒子發出頻率在 50MHz到 1GHz范圍內的射電波（也會有可見光）。射電波可以在冰中傳播幾千米，因此 100 km3 的射電傳感陣列上儀器密度更低，大約每立方千米 1 臺。能量高于 108 GeV 的中微子產生的射電脈沖強度足以被冰中的天線探測到。兩個國際研究組正在搭建雛形，并尋求資助進行擴建。
通行綠燈
在負擔得起的范圍內，下一代設計準備就緒，我們需要決定設計重點并部署資金。主要障礙在于有限的國家科學預算和資助機構儲備。中微子天文學介于粒子物理、核物理以及天體物理之間，需要集中三者資源來實現這些技術。
首先，冰立方和 ANTARES 的繼任實驗中至少有一個應該得到資金并進行建造。升級后的冰立方實驗（即“IceCub-Gen2”）和擬建的歐洲項目 KM3NeT 都是有力的候選者（見表格）。如果有必要，冰立方、KM3NeT 和擬建的俄羅斯望遠鏡陣列“十億噸容量探測器”（the Gigaton Volume Detector）【10】的團隊應該嘗試合并，在性價比最高的地點集中建造一個大型探測器。資金籌措也該面向更廣的范圍，包括粒子物理和核物理研究機構。
其次，至少一個 100 km3 級的射電探測器陣列需要獲得批準。因為這樣的項目只能在南極洲進行，責任就落在美國國家科學基金會身上。美國國家科學基金會是南極洲研究最大的支持者，實際上也是擁有足夠后勤資源來完成這個項目的唯一機構。很多非美國機構也對此感興趣，因而應當建立合作關系并在全世界范圍內分擔費用。一旦獲批，這一陣列能在 2030 年前擴建到 100 km3的覆蓋面積，用于監測超高能宇宙事件。
通過尋找超高能中微子和宇宙射線的來源，或者說排除剩下的模型，下一代中微子觀測必定會有所發現。
撰文 Spencer Klein（勞倫斯伯克利國家實驗室核科學部門資深科學家，加利福尼亞大學伯克利分校物理學研究員）
翻譯 金莊維
審校 寒冬
參考文獻：
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 //arxiv.org/abs/1510.05223 (2015).
4. Bahcall, J. Waxman, E. Phys. Rev. D 64, 023002 (2001).
5. IceCube Collaboration. Preprint at //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 //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 //arxiv.org/abs/1511.02324 (2015).
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