太阳的故事--太阳中微子之谜（上）

来源：现代物理知识杂志

作者：卢昌海

爱丁顿和贝特的理论能很好地说明太阳为什么可以长时间发射如此惊人的能量，从这个意义上讲， 它已经经受住了初步的观测检验。但这种检验毕竟是很间接的，如果打个比方的话，有点像是通过测量一个黑箱的输出功能来检验有关它内部结构的猜测，哪怕检验合格，也未必能让所有人都信服，因为它终究不如打开黑箱直接窥视里面的结构来得确切。科学家们想要的是打开黑箱直接窥视那样的确切性。

粗看起来，这胃口似乎有点贪婪，谁能打开一只被2500亿个大气压所包围着的，具有1570万度高温的黑箱呢？但幸运的是，在这貌似不可能的任务上，大自然却很慷慨地为我们准备了一件能让我们直接窥视太阳核心奥秘的工具。

只不过窥视的结果却让科学家们足足困惑了30年。

我们先来说说这件“工具”。我们介绍过，“第一类质子-质子链”提供了85%左右的太阳能量，而它的第一步是“两个质子聚合成氢的同位素氘核”。细心的读者也许早已注意到了，那样的反应其实是不可能发生的，因为反应前后的电荷数目不同：两个质子带两个单位的正电荷，而一个氘核却只带一个单位的正电荷。那样的反应如果发生的话，现代物理学中最可靠的守恒定律之一的电荷守恒就泡汤了。很明显，“两个质子聚合成氢的同位素氘核”那样的简略提法只关注了反应过程中的原子核部分，而忽略了反应产物中必须包含的另一个带正电的粒子。那个粒子叫做正电子，它是电子的反粒子，它的出现保证了电荷守恒。

但这还不够，因为有一样重要性不在电荷之下的东西还不守恒，那就是能量。只不过这一点不是仅凭细心就可以发现的，而必须通过实验。但早在那样的实验成为现实之前的20世纪20年代末，物理学家们就已经注意到了在与之类似——即反应产物中有一个电子或正电子——的核反应过程中能量似乎是不守恒的。1930年，泡利提出了一个想法，他认为貌似不守恒的那部分能量，其实是被一种尚未被观测到的细小的中性粒子带走了。那种中性粒子起初被称为“中子”，后因该名称被一种大质量的中性粒子——即我们如今所说的中子——所霸占而改称为了中微子。在“两个质子聚合成氢的同位素氘核”这一反应中，如果把中微子和正电子一起加入到反应产物中去，电荷与能量就都守恒了。

这个由泡利提出的中微子就是能让我们直接窥视太阳核心奥秘的工具。

中微子这个细小的家伙为什么有那样的神通呢？那是因为它与物质的相互作用极其微弱，由此导致的一个直接后果，就是穿透能力超强。在物理实验室里，人们常常用铅来屏蔽辐射，但中微子却可以不太困难地穿越整整一光年厚的铅。正因为有如此超强的穿透能力，它才能在早年的实验中携带能量轻松逃离，给物理学家们留下一个能量不守恒的犯罪现场。也正因为有如此超强的穿透能力，它才能让我们直接窥视太阳的核心奥秘，因为厚达70万千米的太阳物质对它来说几乎是完全透明的。

工具既然有了，那么接下来的问题就是：我们想窥视什么样的奥秘？在这方面，科学家们的胃口倒是并不贪婪，他们只想确认太阳的核心是不是真的发生着大规模的核聚变反应——如恒星核聚变理论所预言的那样。确认的方法就是探测核聚变反应中必然会产生的那些中微子，即所谓的太阳中微子。

在介绍那些探测之前，让我们首先估计一下，假如恒星核聚变理论成立，太阳每秒钟会产生多少个中微子？这个估计并不困难，因为太阳上的核聚变反应虽然有很多类型，最终结果却都是将四个质子和两个电子结合成一个氦原子核，每个这样的结合过程都将发射两个中微子。简单的比较表明，四个质子和两个电子的总质量比一个氦原子核大了26.7MeV。这表明太阳核心每产生26.7MeV的能量，就会发射两个中微子。由于太阳的光度约为384亿亿亿瓦，即每秒钟产生384亿亿亿焦耳的能量。由此不难算出太阳每秒钟发射的中微子数量约为180万亿亿亿亿个。这是一个什么概念呢？它相当于每秒钟——不分白天黑夜——都会有几百亿个中微子穿过你身上每平方厘米的面积！这就是爱丁顿和贝特等人的这个恒星核聚变理论所预言，而我们将要去收集证据加以验证的“某些其他事情”。不过大家不必为这个巨大的数字而担心，虽然你一生都会“沐浴”在汹涌的中微子洪流中，却很可能一生都不会有一个中微子与你发生任何相互作用——当然，微不足道的万有引力除外。

数量如此巨大的中微子在地球附近除了来自太阳核心的核聚变反应外，再没有第二种可能了，因此只要能从实验上证实它们的存在及数量，就将是对恒星核聚变理论的判决性支持。但问题是，要想从实验上证实中微子的存在，必须让它们在我们的探测器里留下踪迹。可中微子既然能穿透整个太阳， 穿透整整一光年的铅，当然也能不留丝毫踪迹地穿透我们的探测器。它的这种超强的穿透力既是为我们提供信息的前提，同时却也是对实验技术的最大挑战。

但物理学家们还是有办法的。办法很简单，那就是“人海战术”，这其实是对付小概率事件的通用办法。我们知道，让一个人掷30次硬币要想全都掷出正面几乎是不可能的（概率只有十亿分之一），但如果让全中国十几亿人每人都掷30次硬币，那么一轮下来就会有很大的概率出现一个掷出30次正面的人，这就是“人海战术”的威力。科学家们对付中微子的办法也是如此，只不过是把“人”换成物质。中微子与物质的相互作用虽然微弱，但只要有合适的探测物质，并且数量足够多，当大量的中微子与它们擦身而过时，还是会有个别中微子留下踪迹的。

那么什么样的物质适合做探测物质呢？1946 年，出生于意大利的核物理学家庞蒂科夫研究了这个问题。他提出了探测物质所应具备的一系列条件，比如：

1. 不太昂贵——因为所需数量很大，太昂贵了负担不起。

2. 与中微子反应后必须生成放射性元素，以便我们能通过放射性来推断反应的发生。

3. 所生成的放射性元素必须有合适的半衰期，以便我们既有时间分离它们，又不必等太久。

4. 除中微子外，其他因素造成同样反应的可能性必须很小，以免干扰结果。

在这样一些条件下，庞蒂科夫推荐了几种探测物质，其中最重要的一种是氯的同位素37Cl。它与中微子反应后会生成氩的同位素37Ar（同时放出一个电子以平衡电荷）。37Ar是一种放射性元素，半衰期约为35天。

20世纪50年代，美国物理学家戴维斯率先展开了这方面的实验研究。考虑到氯在常温常压下是气体，体积过于庞大，戴维斯采用了常温常压下呈液态的四氯化碳。他的实验室位于地下五米左右，使用的四氯化碳约为3800升。在这样简陋的条件下，他只能得到一个有关太阳中微子数量的很宽松的上限，比理论值高出了好几个数量级。

结果虽然比较寒碜，但毕竟是开山之作，戴维斯还是写成一篇论文发了出去。不料论文在审稿人那里遭到了“温柔一刀”。审稿人在审稿意见中很幽默地指出：像这种缺乏精度的研究，就好比是站在山顶上，用自己的手去碰月亮，然后得出结论说月亮要比自己的手能碰得到的地方更高。审稿人的结论是：这样的研究是不应该写成论文的。

太伤自尊了。

看来必须把实验做大。从20世纪60年代中期开始，戴维斯与美国天体物理学家巴克尔合作，开始在美国南达科他州一座名为Homestake的金矿的矿井里建造一个巨大的中微子探测器。巴克尔是研究太阳模型的专家，他对太阳中微子流量的理论计算，在几乎所有太阳中微子探测实验中都是最重要的参照之一。戴维斯的这个新实验被称为Homestake实验（图1），它的探测器位于地下1500米深处。这种“深挖洞”的做法是太阳中微子实验中的标准做法，目的是减少其他因素——比如宇宙线——的干扰。为了便于相互比较，人们往往用等效水深来表示中微子探测器的深度。Homestake实验中的这个1500米的深度用等效水深来表示大约为 4200 米。在 Homestake 实验中，探测物质是近40万升（约600吨）的四氯乙烯。

1967年，戴维斯的实验装置基本建成。1968 年，他得到了第一批观测结果，但误差很大。直到1970年，经过各种改进，他才得到了具有统计价值（即不至于被误差淹没）的结果。这结果是一个好消息和一个坏消息的混合。好消息是他的确探测到了太阳中微子，坏消息则是他探测到的中微子流量明显小于理论预言。这个结果催生了一个新名词：太阳中微子问题。

图1  Homestake 探测器

Homestake实验持续进行了25年（1984年之后改由宾西法尼亚大学主持），检测到的平均中微子流量约为理论预言的1/3。这是一个令人尴尬的结果，因为尽管检测到的流量只有理论预言的1/3，却依然是一个除恒星核聚变理论外，绝无任何其他机制可以在地球附近产生的巨大流量，从这个意义上讲，它足以作为恒星核聚变理论的铁证。但另一方面，1/3毕竟不是1，连四舍五入都入不到1。它作为定性证实虽然马马虎虎，从定量上讲，却是一个很糟糕的结果。这一点令戴维斯和巴克尔深感不安。自第一批论文发表之后，他们对实验和理论的各个方面都进行了仔细复核，试图缩小观测与理论的差距，却始终无法如愿。1989年，他们在一篇文章中写道：“对我们来说很惊讶，也许还相当失望的，是意识到自那些论文发表以来，尽管对细节进行了十几年的复核及持续改进，却无论在观测还是标准理论上都没什么定性的改变。”

既然自己的努力遇到了挫折，那就看看别人是怎么做的吧。物理学上的任何实验都必须能够重复，而且要尽可能由不同的实验小组、不同的实验设备、不同的实验方法、在不同的地点来重复，这样可以最有效地减少单一小组、单一设备、单一方法所可能存在的从心理因素到系统误差在内的各种不足。这种研究规范是物理学能够令人信赖的一个重要原因。（未完待续）