中微子天文学

中微子天文学（ Neutrino astronomy ），研究天体条件下产生的中微子及其反映出的物理规律的学科。主要内容有：探测来自地球大气、太阳、超新星爆发的中微子以及高能中微子源，研究恒星的结构和演化、宇宙中非常高能粒子的起源、宇宙的物质结构，以及由此引起的中微子物理的最基本问题——中微子质量和中微子振荡问题。

中微子不带电，只参与弱相互作用，不受任何磁场和电场的影响，具有极强的穿透物质的能力，所以能反映发生在天体最核心部位的物理过程，也因此造成了探测的极大困难。中微子在核反应中会大量产生，从而充满了整个宇宙，有非常高的通量，每秒钟都会有几万亿个中微子穿过人体，为粒子物理学、宇宙学的研究提供了天然的中微子源。

重要研究历史

中微子是核作用的产物，1930年W.泡利为解释β衰变能谱的连续性，从能量守恒定律的需要出发，假设在原子核中存在一种电中性的微小粒子与放出电子同时发出，并带走一部分能量。1933年E.费米首次把这种中性粒子命名为中微子，提出原子核中子衰变成质子的同时放出一个电子和一个中微子的β衰变理论。1956年F.莱因斯和C.L.科恩首次在反应堆旁观测到了（电子）反中微子。1962年L.M.莱德曼、M.施瓦茨、J.施泰因贝格尔用加速器产生中微子束的方法发现了μ中微子。这两项工作分别获1995年、1988年度诺贝尔物理学奖。1960年R.戴维斯开创了太阳中微子天文学，他的小组用氯实验测量太阳中微子，发现了太阳中微子缺失现象（见太阳）。1967年B.彭特考沃提出中微子振荡的设想。1987年以小柴昌俊为首的小组在日本神冈的水实验测到了来自超新星1987A的中微子暴，确认了热核反应作为太阳主要能源的理论及太阳中微子的存在。1998年超级神冈实验首次给出了中微子振荡的证据。2002年以后SNO重水实验确认了太阳标准模型和中微子味道改变现象以及中微子有质量的重要结论，建议粒子物理标准模型因此而需要改变。2002年戴维斯和小柴昌俊因在中微子天文方面的开创性成就获得诺贝尔物理学奖。

中微子及其产生

已知构成物质的最小单元包括12种基本粒子：6种夸克和6种轻子，每一种都有自己的反粒子。6种轻子可分成三代，分别是电子、电子中微子(e,νe)，μ子、μ中微子(μ,νμ)，τ子和τ中微子(τ,ντ)，加上它们各自的反粒子。每一代分别有两种夸克与其构成一族，如第一族由可组成中子和质子的(u,d)夸克，与电子、电子中微子构成。粒子物理中把三种中微子称作中微子的三种味道，研究其共性时统称中微子，其中νe和νu有相同的物理特性，许多反应式中这两代轻子的符号可以互换。粒子物理的标准模型中，中微子被认为是没有质量的。现知中微子有质量，至少电子中微子的质量小于1电子伏；中微子在传播过程中可改变味道，但不改变它们总的通量。天体条件下产生中微子的基本过程有以下几种。

β衰变和电子俘获

基于质子(p)和中子(n)弱相互作用理论的中微子产生：n咱 p＋e－＋ν_e (1)p咱 n＋e^＋＋ν_e (2)轻子和它的中微子产物总是一正一反地同时出现。在放射性物质的β衰变中，产生电子的β－衰变，同时发射反电子中微子；产生正电子的β＋衰变，同时发射电子中微子：β－衰变：(Z,A↠ (Z＋1,A)＋e－＋ν_eβ^＋衰变：(Z,A)↠ (Z－1,A)＋e^＋＋ν_eZ、A为原子核的电荷数和质量数，发生哪一种过程取决于初态原子核的质量必须大于终态原子核的质量。原子核对β＋衰变不稳定时，β^＋发射可由俘获一个外层电子代替。恒星内部的电子能量足够高时，也会产生电子俘获过程，(Z,A)＋e^－↠ (Z－1,A)＋ν_e。恒星内部连续不断的电子俘获又被称作中子化过程，其间产生大量的电子中微子，最终会使原子核变成一个大中子，所以电子俘获是恒星演化、中子星形成理论中的一个基本过程。

中微子对产生，尤卡过程

原子核的质量数为奇数时，在一类退化气体中，原子核（中子）会俘获一个电子而形成一个不稳定原子核，该原子核又经（质子的）β－衰变放出一个电子，如此交替。结果是电子损失能量，被一对正反电子中微子带走，这两种反应混合和交替的过程称作尤卡过程。原子核如果处于一个统计平衡态，便会连续不断地消耗电子能量和产生中微子对。中微子对产生可影响恒星的演化率和反应的能损率。在有丰富的自由质子和中子的高温区域，电子、正电子的俘获过程和衰变过程变得十分活跃和重要。

中微子对产生的其他过程

恒星演化的晚期，中微子对发射急剧加速，迅速地带走恒星内核的能量。高温（10⁸～10⁹℃）和高密度区（10³～10⁹克/厘米³）主要的过程有：正负电子对湮没产生中微子对；光子和电子碰撞（光中微子过程）产生电子和中微子对；光子在等离子体气体中传播生成电子空穴对，而后衰变发射中微子对。这些反应中哪个更重要，主要由反应区的密度决定。此外，光子和光子碰撞、电子和离子的作用或它们的轫致辐射也可产生中微子对。

μ子、τ子的衰变

μ子的寿命为2×10⁻⁶秒，一个负电荷μ子可衰变为一个μ中微子、一个电子和反电子中微子对。τ子是质量最重的轻子，寿命仅为3×10⁻¹³秒，一个τ子可衰变为一个τ中微子、一个电子和反电子中微子对（或μ子、反μ中微子对）。τ子不能在天然核反应中产生，至今尚未发现能够直接产生τ中微子的天体物理过程。

π、μ的中微子过程

恒星温度超过1 000亿度的区域，会创生正负π介子对和正负μ子对，随后会产生π、μ衰变而发射电子中微子对和μ中微子对。这对高度演化的重质量星可能是重要的冷却机制。高能宇宙线和核子的相互作用会产生带正、负电的和中性的π介子，带电的π很快会衰变成μ子和μ中微子，去掉产生π的中间过程便有相同于(1)式、(2)式的反应形式，再经过μ子衰变，一次核作用会产生一对正反μ中微子和一个电子（和中微子）轻子对。反应式为：　p—Ħ n＋π^＋—Ħ _μ＋μ^＋＋ν_μ—Ħ n＋e^＋＋ν_e＋ν_μ＋ν_μ　(3)　nß p＋π^－—ß p＋μ－＋ν_μ—ß p＋e－＋ν_e＋ν_μ＋ν_μ　(4)高能宇宙线核子轰击地球大气，产生能量在千兆电子伏以上的大气中微子，并有νμ、νe数目比≥2。

宇宙中的中微子源

主要有以下几种。

弥漫中微子背景

大爆炸宇宙学认为，宇宙在大爆炸时会产生惊人数量的中微子，因为不易发生相互作用而残留至今。流量应当与微波背景一样丰富，预期每立方厘米有114个中微子，而且由于银河系的引力拽拉使其慢化，在地球附近会因浓缩而数目更多。中微子有质量，不会大于45电子伏，按现在的对中微子质量小于一个电子伏的认识，中微子背景的总质量粗略地等效于宇宙中所有可见恒星的质量总数。但由于能量很低，作用概率太小，至今无法探测。

太阳中微子

太阳中微子都是电子中微子，能量最高不超过20兆电子伏。对地球而言，太阳是最近的恒星，也是最强的中微子源，在地球上的总流量为每平方厘米650亿个。恒星演化理论提出太阳中心存在持续进行的热核聚变反应（见太阳）。按照具体的产生过程，对太阳中微子进行了分类命名，如pp中微子、铍–7中微子，硼–8中微子等。巴克尔等对太阳中微子进行了长期的研究，建立了标准太阳模型(SSM)，经过30多年的研究，对pp中微子强度的估计精度已可准确到1％，并从日震测量结果等其他方面找到旁证，说明计算是正确的。太阳中微子可使人们直接了解太阳内核的结构和演化过程。

引力塌缩型的超新星爆发与中微子暴

恒星演化晚期，恒星核心部分通过逐级热核反应，一直进行到合成铁，此时核燃料用尽，核反应变缓直至中止，强大的引力使原子核的中子化过程加剧，而放射出大量中微子。强大的中微子束会产生足够大的压力，将恒星外壳吹散而形成猛烈的超新星爆发，并在爆发的最初几秒钟内产生中微子暴，被吹散的外壳形成星云状的超新星遗迹，中子化的核心留下来形成中子星。这类中微子的能量基本上在几十兆电子伏量级。

高能中微子源

宇宙中的一些高能天体可产生高能中微子，如活动星系核、宇宙距离的γ射线暴发射体等。至今还不能清楚地解释能量高到银河系的尺度容不下的宇宙线是如何产生和加速的，而把宇宙线核子加速到很高能量，如在1亿亿电子伏以上的五个数量级内，必定会因π、μ的中微子过程而产生高能中微子。能量在几百亿电子伏以上的高能中微子的源将直接与非常高能的宇宙线的源相关联。

中微子的相互作用及探测方法

主要有三类。

中微子俘获

基于轻子相互作用原理，把(1)式和(2)式右侧的中微子取“反”，移至反应式左侧，即是中微子俘获过程，有时也称为中微子吸收。反应堆中微子实验，用的是质子反中微子俘获。研究太阳中微子的放射化学实验，即著名的氯实验和镓实验，基于后一个基本原理。同理，μ中微子的俘获反应产生μ子。中微子俘获的作用截面非常小，与中微子能量的平方成正比，如对1兆电子伏的中微子，量级为每核子10⁻⁴⁴厘米²。能量更低的中微子，作用概率会小得更多；而对1 000兆电子伏的μ中微子，作用概率可增加100万倍，约10⁻³⁸厘米²。当中微子能量达到10¹⁵以上时，地球的对中微子的吸收作用十分明显而变的不透明，产生的μ子与中微子的方向非常接近。

中微子散射（水切伦柯夫光方法）

中微子和电子的弹性散射（称为νe散射）在中微子探测中有十分重要的作用。散射有很强的方向关联，电子中微子与电子的散射比μ、τ中微子与电子的散射作用率高，占测到的中微子总强度的87%。中微子俘获反应在高能时也可看作类弹性散射过程，测量由此产生的高能电子或μ子的切伦柯夫光是研究大气中微子和探测高能中微子源的主要方法。

深度非弹性散射[中性流(N C)和电荷流(C C)反应]

高能中微子轰击原子核(N)会产生深度非弹性散射。中性流作用不改变反应前后的成分，三种中微子有相同的作用概率。利用测量中子俘获能（6.25兆电子伏）可测中微子的总强度；电荷流过程只和电子中微子有关，测量出射电子的切伦柯夫光和能谱，可知电子中微子的强度。

中微子天文学的成果与展望

有以下几个方面。

太阳中微子的探测（中微子的混合）

戴维斯是太阳中微子测量的先驱者，他的氯实验用的反应是：³⁷Cl＋νe咱 ³⁷Ar＋e－,³⁷Ar是半衰期为35天的放射性同位素，实验用了一个615吨乙氯乙烯液体的大容器，放在美国胡姆斯塔克1 500米深的矿井中进行，平均每2.17天才能产生一个³⁷Ar原子，可测铍–7中微子和硼–8中微子。戴维斯从约10³⁰个氯原子分离出1个氩原子并对其计数，1968年报道第一批数据时提出了太阳中微子缺失的问题，以后用30年的时间共探测到2 200个中微子，得到的太阳中微子流量是标准太阳模型(SSM)计算值的1/3。1990年开始的镓实验中，俄罗斯的科学家用了60吨镓，意大利的科学家用了30吨氯化镓，同时测量氩和锗可探测pp中微子、铍–7中微子和硼–8中微子。得到的太阳中微子通量是0.55 SSM。

日本的神冈(KAM II)和超级神冈实验(SK)分别用了3千吨水和5万吨水，反应阈能在6～7兆电子伏左右，利用νe散射的水切伦柯夫辐射方法可测量硼–8太阳中微子、千兆电子伏的大气中微子和天体的高能中微子。SK的灵敏度提高到每1万亿个中微子可测到1个，每天可测16.5个中微子，并有测量能量和辨别中微子方向的能力。这两个实验直接测到了从太阳方向上来的中微子，证实了太阳中微子的存在和热核反应理论，测到的通量为0.465 SSM（图1、图2）。

图1　超级神冈中微子实验全景示意图

图2　超级神冈中微子实验装置内部检测照片（取自东京大学宇宙线所神冈观测站）

实验的结果说明，太阳中微子的通量到达地球时确实偏少，而太阳标准模型是正确的，可能的解释是太阳中微子变了味。1999年开始的SNO实验，阈能5兆电子伏，利用1 200吨重水测量NC和CC反应，考察硼–8中微子的流量。结果表明，用电荷流(CC)测得的电子中微子通量比中性流(NC)测得的总中微子通量小，比SK测到的弹性散射中微子通量也小，而且NC总通量与SSM预言的结果吻合，由此推出了μ中微子、τ中微子通量的和，说明一部分太阳中微子在到达地球前改变了味道，这一现象被称作中微子混合，亦即中微子振荡。

太阳中微子天文学今后的研究方向是：精确测量pp中微子，铍–7中微子，以及用一个实验的结果代替用多个实验组合的结果获得结论。

超新星1987A

1987年2月23日格林尼治时间凌晨7时35分35.2秒开始，超级神冈和美国的IMB实验同时探测到来自超新星1987A的中微子暴，SK在12秒内共探测到12个中微子，包括第一秒内6个，第二秒内3个。两个半小时后，天文学家在南天观测到超新星的可见光爆发，来自距离17万光年的大麦哲伦星云，明亮到用肉眼可以看到。有11个中微子的能量在20兆电子伏以下，估计在爆发源处的最初几秒钟内有1058个中微子产生，总的能量释放3×1046焦，几千倍于太阳在它整个生命期总的能量释放，可见光部分只占中微子能量的1‰。超新星1987A是第一个也是至今唯一的一个观测到的太阳系外的中微子源，所以也有的天文学家把这一观测作为中微子天文学的开端。

高能中微子天文学

测量高能中微子源，虽已有多个实验，至今都因规模小而未得正结果。大多集中于1012～1015电子伏能区，方法是深水中建立1立方千米体积的探测器，用地球作过滤器以消除本底，用水切伦柯夫辐射法测量穿过地球的中微子的能量和方向。把许多大面积光电倍增管串接成几百米至1 000米长的探测器，在深海或冰层中放上许多串探测器覆盖一定的面积，便构成高能中微子望远镜。继南极μ子和中微子探测器阵列(AMANDA)实验，规模最大的是2004年开始建造的冰下中微子实验(Ice Cube)，要把4 800只光电倍增管放在透明的压力球内，做成80串1 000米长的探测器，用高压热水在冰层上打洞，把每一串探测器放入1.4～2.4千米深处，覆盖面积1平方千米，测量从北半球入射的中微子。对于1017～1020电子伏的极高能中微子，虽不能穿透地球，可测量由于电荷和中性流作用产生的次级μ子和τ子。高能中微子源和中微子暴源的寻找将是今后一段时间内中微子天文学的研究重点。