哈尔岑自述：大科学的成败，系于几个小小的瞬间|中微子|哈尔岑|宇宙线起源|探测器|粒子|费米

本文是今年诺贝尔物理学奖得主、威斯康星大学麦迪逊分校教授弗朗西斯·哈尔岑写于1999年的一篇自述，那时还没有现在已耀眼的冰立方，只有它的前身AMANDA。哈尔岑在1988年提出用南极冰层探测中微子的设想，到本文写作时已经过去了十年。

文中他回顾了项目一路走来的波折。一位没有任何仪器建造经验的理论物理学家，要设法说服资助者，把巨额经费押注在千米深处的南极冰下。钻孔期间，哈尔岑在半个地球外失眠，彻夜等候南极发来的邮件。他自嘲说，要造的只是“一台勉强够用的望远镜”。

撰文 | 弗朗西斯·哈尔岑（Francis Halzen）

翻译 | 蒙塔基的钢蛋

大科学的成败，往往只系于几个小小的瞬间。经费已经到位，各方关系已经打点妥当，工程已经破土，宏大的愿景也已许下；成排的计算机屏幕亮起，手指悬在键盘上，准备把最初的发现通过电子邮件传向四方——即便到了这一刻，十年的心血仍可能在最后关头轰然倒塌：一座在理论中凌空筑起的城堡，终究承受不住现实的重力。

图1雪橇把设备运到现场，为 AMANDA 光学传感器钻孔的准备工作由此开始。

去年8月，丹尼斯·皮科克（Dennis S. Peacock）来到我在威斯康星大学麦迪逊分校的办公室时，心里想必也隐隐存着这样的担忧。作为美国国家科学基金会（NSF）南极科学处的负责人，他帮助争取到约1000万美元经费，用于在南极冰层深处建造世界上最大的中微子望远镜。对于这笔投入，我们能拿出什么成果吗？还是说，我们的项目也会步上一代项目的后尘——那台探测器在夏威夷近海才建成了一部分，便在耗费近二十年心血之后遭到放弃？

我们的望远镜也叫南极μ子与中微子探测器阵列，简称AMANDA。它已经探测到中微子有一段时间了，但第一批数据的分析还没有完成。至少，我是这么以为的。然而，当皮科克和我来到我的研究生蕾伦·哈特克（Rellen R. Hardtke）的桌前时，她已经为我准备好了一份惊喜。她笑着解释说，两位同事熬了一夜，已经完成了分析。随后，她不慌不忙地在电脑屏幕上调出一幅图像：有记录以来第一幅高能中微子事例的精确重建图。

哈特克的屏幕上，一条淡蓝色的细线斜穿过一列列黑点。每一个点，都代表一只沉入冰层的光电倍增管。大多数点又小又黑，但沿着那条线聚集的几个点，却呈现出蓝色、绿色或红色；还有两个点位于线条起始处附近，颜色是鲜艳的橙色，个头很大。这幅图告诉我们：1997年10月12日凌晨5点，一个中微子——自然界最微小、最难以捉摸的基本粒子之一——从太平洋中部、中途岛与阿留申群岛之间进入地球，径直穿过整个星球，在南极冰层下部与一个质子迎头相撞。在冰面下两千米处，我们的光电倍增管阵列捕捉到了碰撞迸出的那一点亚原子“火花”：它向上穿行于冰层，发着光从探测器旁掠过，前后约一微秒。

最后呈现在电脑屏幕上的，只是一幅抽象的图像，在多数人眼中或许平淡无奇。但对我们而言，这是一个跋涉了遥远距离才来到我们身边的粒子留下的唯一痕迹；它或许来自宇宙中某场最壮观的事件。更要紧的是，这是AMANDA能够工作的第一个确凿证据：它确实可以帮助我们描绘遥远宇宙的深处，进而或许能解决物理学中一些争论最激烈的问题。后来，我把这幅图通过电子邮件发给合作者，其中一人回信说：“我把生命中的五年投在这个项目上，为的就是这个。”

图2 核对清单，确认一切准备就绪。

“中微子，它们非常小。”约翰·厄普代克（John Updike）在那首著名的诗中写道，“它们不带电荷，也没有质量／而且根本不发生相互作用。”事实证明，厄普代克有两处说错了，但他总算抓住了神韵。中微子如此微小，如此难以捉摸，穿过地球——以及恒星、城市和几乎所有其他东西——就像子弹穿过暴雨。磁场和强核力都奈何不了它们，只有直接命中一个质子，它们才可能停下来，而这样的事极难发生。与此同时，宇宙中的中微子又几乎与构成光的光子一样多：每秒钟，都有3×10^¹⁶个中微子穿过我们的身体。

这些特征结合在一起，使中微子成了深空天文学最理想的观测对象。大多数光子无法从宇宙最遥远的地方抵达我们这里；能量最高的光子甚至无法从银河系边缘到达地球，因为它们在途中就会撞上微波背景辐射。无线电波虽然通常也能像中微子一样传播那么远，却连月球这样相当平常的天体都能发出。相比之下，中微子既能跋涉遥远的距离，又容易归类：低能中微子来自太阳、宇宙线与高层大气的碰撞，以及附近的其他现象；抵达地球的高能中微子，则只来自遥远而极其猛烈的事件，例如伽马射线暴，或新生星系中心的黑洞。只要把目光集中在高能中微子上，望远镜自然就能滤去天空中的其他东西，只留下最有趣的那些。

但天下没有免费的午餐。如果中微子能够径直飞过行星，它们自然也不会在普通望远镜的镜面前踩刹车。事实上，中微子太难探测，以至于几十年间都只存在于理论之中。1930年，瑞士理论物理学家沃尔夫冈·泡利（Wolfgang Pauli）“发明”了中微子，用来填补放射性物质衰变时似乎丢失的那部分能量。“我做了一件可怕的事，”他对德国天文学家瓦尔特·巴德（Walter Baade）说，“我假设了一种无法被探测到的粒子。”直到26年后，物理学家弗雷德里克·莱因斯（Frederick Reines）和克莱德·科万（Clyde L. Cowan）在南卡罗来纳州萨凡纳河核设施附近建起一台中微子探测器，这种粒子的存在才得到证实。

过去四十年里，规模越来越大、灵敏度越来越高的中微子探测器，陆续出现在世界各地一些奇特的地方：明尼苏达州的一座铁矿里，意大利亚平宁山脉一座山的地下，日本大阪郊外一条废弃的铁路隧道中。然而，这些仪器没有一台算得上真正的望远镜。它们没有像AMANDA那样追踪高能中微子、描绘深空，只是探测来自太阳的低能中微子。

图3 一名工作人员望向镜头，其他人正准备将 AMANDA 的光学模块下放到冰层中。

人们或许会想，太阳中微子探测器有一两台也就够了。但有一个谜团，始终让研究者欲罢不能。按照标准的天体物理理论，太阳内部的核聚变应该稳定地产生一定数量的中微子，因此物理学家探测到的数量也应该可以预测。然而，一个月又一个月，一台探测器又一台探测器，数到的中微子始终不超过预期的一半。是探测器出了毛病，还是太阳天体物理学需要修正？如今，多数物理学家认为，两者都不是。太阳中微子通量偏低，是因为这些粒子在前往地球的途中发生了变化。原本的电子中微子，变成了它们的粒子表亲：μ子中微子和τ子中微子，而大多数中微子探测器探测不到这两种粒子。

中微子有三种“味”，早已是没有争议的事实。但如果它们会在这三种味之间振荡，我们就得从根本上重新认识中微子的本性，甚至重新认识宇宙本身。按照基本粒子的标准模型，中微子根本没有质量；而按照量子理论，只有具有质量的粒子，才能在不同的味之间振荡。据最近的估计，宇宙中的中微子数量大约是质子与中子总数的一亿倍。即使每个中微子的质量只有0.1电子伏特，它们的总质量也足以与宇宙中所有可见物质的总质量相当。

“中微子振荡至少被‘发现’过四次，又至少有两次‘发现’被推翻。”牛津大学粒子物理学家唐纳德·帕金斯（Donald H. Perkins）这样说。然而，去年6月，物理学家们在日本高山市公布的一组结果，让余下的大多数怀疑者都不再作声。他们的超级神冈探测器建在一座仍在开采的锌矿中，位于地下一千米处，用1.3万多只光电倍增管监视着5万吨水，寻找那些泄露粒子行踪的闪光。光电倍增管看上去像灯泡，工作方式也恰好是灯泡的反过来：光进去，电出来。不过，这可是了不得的“灯泡”！超级神冈的光电倍增管能把信号放大一亿倍。

原则上，超级神冈探测到的、来自各个方向的低能中微子，数量应该相同；它们由宇宙线与大气的碰撞产生。但过去三年里，探测器发现，从地球另一侧到来的中微子，比从近侧到来的少。物理学家得出结论，唯一能够解释这种差异的，是一部分超级神冈能够探测到的μ子中微子，在穿过地球的途中，变成了它探测不到的τ子中微子。

图 4一个光学模块触及水面。下方的水柱将容纳整串模块；水柱冻结后，模块就会被固定在冰中，直至南极冰层融化。

超级神冈的数据如此精确，实验构思又如此巧妙，似乎一举确证了中微子具有质量，给标准模型的一只轮胎扎了个洞。修补这个洞，究竟只需打一块补丁，还是得来一次彻底检修，目前还不知道：超级神冈只能测出两种中微子的质量之差，这个量介于0.01至0.1电子伏特之间。不过，根据这个数字和其他数据，许多物理学家如今估计，三种中微子的质量加起来约为0.1电子伏特。

超级神冈没有做到的——现有任何一台探测器都没有做到的——是观测来自银河系之外的中微子。现在轮到AMANDA登场了。由于高能中微子比太阳中微子容易探测10¹²倍，我们的望远镜可以牺牲灵敏度来换取规模。监测同样大小的体积，超级神冈需要1.3万只光电倍增管，AMANDA只需十只左右；我们的光电倍增管尺寸还不到对方的一半，而且完全探测不到太阳中微子。但是，AMANDA建成之后，监测的体积将达到超级神冈的数千倍。因此，它可以追踪中微子留下的踪迹，长度可达一千米；超级神冈最多只能追踪五十米。

当一个高能中微子与冰中的质子碰撞时，会产生一个μ子。这种粒子与电子关系密切，质量却是电子的两百多倍。它会沿着中微子原先向上的路径继续前进，像一枚冲天炮，沿途向两侧洒出光子。由此形成一个疾驰的蓝色切伦科夫光锥，核反应堆中发出的也是这种光。根据这个光锥抵达阵列中各只光电倍增管的时刻，我们就能重建μ子的方向，进而推断入射中微子的方向。

我们为什么要寻找穿过地球的中微子？宇宙线产生的μ子也在不断从各个方向轰击地球，其中一些可以穿过数千米的冰才耗尽能量。但没有任何μ子能够穿透整个地球——厚达约1.3万千米的致密铁、岩浆和岩石。因此，AMANDA把光电倍增管朝向下方，利用地球本身作为屏障。这样，从下方向上穿行而来的μ子，就被认为是由高能中微子产生的。

图5 光学模块浸没在水中，距冰面近两英里（约3.2千米）。

早在20世纪60年代，物理学家就曾设想：工作在吉赫兹频段附近的无线电天线，或许能“听见”中微子撞入冰中时，产生的电荷所发出的信号。然而，35年后，我和同事推演了这一设想背后的理论，证明中微子产生的无线电信号太弱，根本派不上用场。就在这时，我想到了一个显而易见的替代方案：何不去探测中微子碰撞时发出的闪光，而不是去听它的“响动”？

我猜，肯定有人想过同样的主意，又把它放弃了。如果我当时对人们已经掌握的天然冰的光学性质不是一无所知，我大概也会如此。但我并不了解，于是接连发出一大串电子邮件，写给我的朋友约翰·勒尼德（John G. Learned）。他当时是深水μ子与中微子探测器（DUMAND）项目的发言人。与后来出现的AMANDA一样，DUMAND也是为探测高能μ子设计的，只是地点在夏威夷近海的海水中。勒尼德的团队已经布放了一串试验性的光电倍增管，并取得一定成功，但项目最终还是被放弃了。不过，DUMAND的构想延续了下来：如今在俄罗斯贝加尔湖深处运行的一台探测器，采用的正是这一思路，只是规模较小。

勒尼德立刻看到了南极中微子望远镜的优势。首先，把光电倍增管沉入冰层，研究人员就能在实验装置上方行走，还可以把所有脆弱的电子设备都留在冰面上。这样一来，用现成的电子设备就能识别中微子信号。更好的是，冰层所处的地质环境稳定——南极洲几乎不发生地震——而且一片漆黑。DUMAND可没有这么轻松。夏威夷近海的海水虽然格外清澈、格外深，勒尼德的团队却不得不应付海浪、风暴、发光生物造成的背景光，以及海盐的放射性衰变。最重要的是，国家科学基金会已经在地理南极点运营着一座科考站，其基础设施足可媲美国家级粒子物理实验室。换句话说，AMANDA建起来会比DUMAND便宜得多，也容易得多。

然而，要让资助者相信这个主意可行，绝非易事。毕竟，我只是一个理论物理学家，没有建造过任何东西；而我的合作者，至少在最初，都是加州大学伯克利分校那些极有才华、却资历尚浅的物理学家。尽管如此，国家科学基金会还是愿意姑且相信我们一次。几年之内，我们就与比利时、德国、瑞典和美国的另外八所大学、三家研究实验室结成了合作团队。1990年，为了验证原理，我们的一支团队把三只光电倍增管串在一根200米长的缆线上，沉入格陵兰压实的积雪中。这个小小的实验探测到了μ子。随后，在1992年的南极夏季，我们的工作正式展开了。

图6 随着跟在光学模块后方的摄像机抵达水面，可以看到气泡从下方升起。

写下这些文字时，我在麦迪逊的办公室外，气温约为零下23摄氏度。我穿得刚刚好：略有一点冷。我想，在大多数地方，人们简直把冬天少穿衣服练成了一门艺术。但南极不是这样。那里即使在夏日，气温也常常降到零下46摄氏度左右，所以我们的钻孔工人和工程师都穿着一身行头，仿佛登上月球的宇航员。他们住在舒适的营地里，有一位手艺出色的专业厨师照料伙食。他们难得会把身体暴露在严寒中，那都是为了泡进AMANDA钻孔设备制造出的热水池里，放松一下。

在AMANDA艰苦创业的早期，每个钻孔点还没有配上带暖气的活动小屋，确实有过一些难熬的时刻。十人一组的队伍，有时最长会连续工作24小时；装配精密部件时，往往还得摘掉手套。但总体说来，工作中少有惊险，平静得令人意外。

真正的挑战来自技术和后勤。通常，每到夏季，我们要把约45吨货物和40个人，从新西兰基督城空运到南极点，运量足以装满20架C-130“大力神”运输机。这是一项庞大的任务，执行起来却高效到了极点：在南极开展研究，容不下任何多余的行李——无论是光缆、燃料罐，还是那些在冰面上派不上用场的理论物理学家。

一到南极，整个行动便由我们的机械工程师兼钻孔大师布鲁斯·科奇（Bruce R. Koci）统筹。项目中许多工作都从无先例，临场想办法成了家常便饭，而科奇正是这方面的天才。比如，早期我们发现热水钻机不够好用：钻到800米深，竟然要花11天。于是，科奇和同事们设计了一台新钻机。它外形流畅，像一枚火箭，一边从头部喷出约88摄氏度的热水，一边扎进冰层。最初的版本，四天就能下钻一千米；如今的速度又提高了一倍。测定AMANDA的几何布局，就像在暗室里制造一台光学望远镜。然而，科奇的钻头仅靠重力导向，在两千米的深度上，偏离垂直方向还不到一米。

图7 在约160米深处，孔壁泛起光泽，水也更加清澈。

钻头下降时，会留下一个直径约五十厘米、灌满热水的孔。热水在孔内不断循环，周围的冰又像一只巨大的保温瓶，所以水能保持液态好几天。钻头提出后，AMANDA的工作人员便在一根主光缆上系上约270千克的重物，把它放进孔中；其他科学任务的钻孔工人和志愿者，也常来帮忙。接下来的10至20小时里，他们用登山扣把光电倍增管固定在不断下沉的缆线上，在预先设定的位置接入电路，像串起一颗颗念珠。压力计、温度计、激光器、无线电接收机、发出脉冲光或连续光的光源，以及其他设备，也一并装上。有一次，我们还把两台摄像机送进了孔中；它们拍到的画面，可以在我们的主页amanda.berkeley.edu上观看。

然后，等待开始了。钻孔完全重新冻结，需要三四天。就在水即将冻实之前，压力会急剧飙升。例如在一千米深处，压力会从100个大气压骤增到500个大气压以上。到目前为止，钻孔重新冻结时，这些仪器的“夭折率”一直在2%左右。幸存者被封装在球壁厚约1.3厘米的玻璃球里，应该能永远活下去——至少活到我死的时候。

作为前面提到的那种多余的理论物理学家，我从未受邀去过南极。但直到现在，只要南极那边还在钻孔，我夜里就睡不着。把事业的成败押在半个地球之外，已经够难熬了；可你还知道，自己把那么多人卷进了这场胜算渺茫的冒险，资助者和同事都等着成果，而你对结果却完全无能为力——那实在是一种极致的折磨。于是，我在床边放了一台笔记本电脑，整夜查看发来的电子邮件。

1993年12月24日晚上10点半，四串光电倍增管中的第一串已经布放就位，准备接受测试。当时，我正坐在比利时蒂嫩的家里，准备吃一顿迟来的平安夜晚餐。和寻常比利时人家一样，桌上的菜肴丰盛极了，可我的心思全不在上面。消息终于传来时，甜点已经端上桌，我的笔记本电脑正搁在膝头。“第一串已布放。”邮件里只有这么一句。发信的人已经累得写不出更多的话了。

图8在240米深处，光学模块上的一盏灯照亮了钻孔。

造一台比AMANDA更常规的中微子望远镜，本来很容易。我们只需用火花室铺满一平方千米，再用几英寸厚的铅板屏蔽宇宙辐射。这样造出来的装置，会把中微子探测得漂漂亮亮，代价则是约100亿美元——是我们能负担得起的金额的一千倍。于是，我们只能接受这样一条路：用尽可能简单的仪器，以尽可能低的成本，在尽可能大体积的水中探测中微子。我们要造一台勉强够用的望远镜。

不幸的是，这样的设计在某种程度上得仰仗大自然配合。于是，平安夜最初的欣喜，很快就变成了困惑。我们知道，尽管光电倍增管埋在冰面下800至1000米处，一些由宇宙线产生的μ子仍能从冰面向下穿行，到达那里。但我们探测到的数量，竟是预期的一百倍。我们也预料到，那个深度的气泡会在一定程度上散射切伦科夫光；可真正看到的，却是一团几乎读不出意义的模糊光影。

冰川学家告诉我们的那些有关南极冰的知识，似乎全错了。首先，那里的冰比任何人预想的都要透明得多。它由一万年前、上一个冰期结束时降下的雪压实而成，能让一束蓝光传播一百米，远超过预计的八米。出现这种差异，似乎是因为冰川学家当时用来做实验的蒸馏水，远不如南极冰纯净。事实上，在我们光电倍增管的工作波段内，光子不会因引起原子或分子激发而被吸收，因此冰的透明度几乎是无限的。这意味着，我们能探测到的向上运动的μ子，会比原本期待的略多一些；但这也解释了，为什么向下运动的μ子会多出那么多。

不过，气泡才是真正的麻烦。我们曾被告知，在冰面下一千米处，气泡寥寥无几，直径也不超过一微米。结果，气泡到处都是，尺寸还是预计的五十倍。后来，我们找到了一篇研究冰芯气泡的论文，与我们的结果相互印证。不过，我怀疑有些冰川学家至今仍不相信我们。经过大量数据分析和建模，我们预测，气泡会在1400米以下消失。我们最终确实被证明是对的，但那时已经耽误了一年，还得回去再钻几个新孔。

图9 布放开始18小时后，摄像机已到达2360米深处。随着水柱重新冻结，孔壁开始向模块收拢。

刚刚过去的这个夏季，AMANDA第二阶段的探测器终于完成了标定，第三阶段也启动了。如今，我们的望远镜由13条缆线上的420只光电倍增管组成，沉在南极冰面下1500至2000米处。光电倍增管工作顺畅，钻机遥测数据与原位激光测量给出的位置布局相吻合，望远镜也正在探测中微子。如果说整个项目像坐过山车，刺激得连跌到谷底时我们常常都浑然不觉，那么现在，我们毫无疑问已来到了一个高峰。多年来，我们的精力一直被工程问题占据，如今总算可以专注于物理了。望远镜完成标定后不过几天，我们之间那些穿梭于各大洲的电子邮件，话题就从散射角和光电倍增管噪声，变成了暗物质、伽马射线暴和中微子振荡。

尽管还有四分之三的数据尚待分析，我们已经开始沿着一些线索，追寻有趣的科学问题。比如，理论物理学家在十来年前就提出，宇宙中的暗物质由一种被称为中性伴随子（neutralino，又译中性微子）的超对称粒子构成。按照这种理论，大多数中性伴随子被困在恒星和行星中心，常规仪器探测不到它们。但当中性伴随子在地球中心相撞时，应该会产生AMANDA能够探测到的高能中微子。

早些时候，斯德哥尔摩团队的一位研究人员注意到，一个μ子沿着AMANDA的一串探测器一路上蹿，依次点亮各只光电倍增管，像一串圣诞彩灯。我们计算过，在来自已知宇宙源、穿过AMANDA的所有中微子中，应该只有三个会偶然与地心方向对齐。但查看数据时，我们初步辨认出了九个这样的事例。可惜，重新检查数字后，预测与观测之间的差异大体消失了。

中微子振荡应该是一个同样有趣、也同样难以捕获的猎物。如果与目前的假设相反，中微子的质量相当大——比如在10至14电子伏特之间——它们的振荡应该相当快。在这种情况下，即使是较短距离的实验，也应该能够证实振荡。例如，伊利诺伊州巴达维亚的费米国家加速器实验室，正计划把一束中微子射向明尼苏达州的一台中微子探测器，行程约720千米。碰巧，这束中微子的路径恰好从我在麦迪逊的办公室下方经过。如果中微子的质量几乎为零，或许就得用我们这么大的探测器，观测来自最远100亿光年外的中微子，才能看见振荡。我们当中甚至有人梦想着，从费米实验室向南极点发射一束中微子：假如中微子的质量确如超级神冈数据所提示的那样，这段约9700千米的旅程，或许刚好足以显现振荡。

图10 布放四天后，模块周围已结冰，孔壁上出现了一道裂缝。

未来五年，我们计划再放下70串光电倍增管，让望远镜能够监视整整一立方千米的冰。即便如此，在某些方面，我们的望远镜仍是一台相当粗糙的仪器。与标准光学望远镜相比，它的分辨率简直是个笑话：写下这些文字时，它的定位精度只有约2度，大致相当于满月视直径的四倍。不过，我们希望把这个角度缩小一半。当然，仅凭体量，AMANDA就会拥有巨大的威力，每年能够数次探测到来自伽马射线暴和超大质量黑洞的信号。然而，这些宇宙灯光秀无论多么壮观，也应该只是正戏开始前的开场节目——无论那场正戏究竟是什么。

过去，每当天文学家把目光投向一个新的波段，发现总会超出他们的预期。里卡尔多·贾科尼（Riccardo Giacconi）建造X射线探测器，本想研究月球反射的太阳X射线，结果发现了中子星和双星。卡尔·央斯基（Karl G. Jansky）建造天线，本想研究短波无线电干扰，结果发现了射电星系。阿诺·彭齐亚斯（Arno A. Penzias）和罗伯特·威尔逊（Robert W. Wilson）专注于微波，却偶然发现了宇宙背景辐射，证实宇宙经历过大爆炸。在每一次探索中，大自然都比探索它的人更有想象力。倘若为AMANDA忙碌了将近二十年，最终只发现了我们原本打算发现的东西，那么从许多方面说，那会是最令人失望的结果。正如费米实验室的天体物理学家爱德华·科尔布（Edward W. “Rocky” Kolb）所说：“在中微子天文学中，真正令人意外的，将是没有任何意外。”

本文原题《南极之梦》。来源：Francis Halzen：Antarctic Dreams，1999年发表于 The Sciences，后收入 The Best American Science Writing 2000。原文及配图出自Exploratorium。