“眼见为实”
——2002年诺贝尔物理学奖简介

钮卫星

 

 

  在大学天文系念书时,曾经向一位做天体物理学前沿研究的教授询问天体物理学前沿领域的研究情况,教授回一句“都在画鬼!”初听此话以为教授鄙夷同行们的研究,但仔细揣摩,教授的话里却大有深意。天文学传统的学科分类为天体测量学、天体力学和天体物理学,这三个分支学科先后成熟的次序也如所列。而天体物理学作为最晚形成的分支学科,成为天文学最热闹的研究领域。在该领域的研究中,纯理论研究所占的比重越来越重,而且理论越来越超前于观测,理论也越来越与观测分离。一句话,给人的感觉就是“越来越玄”。那些关于几十、上百亿光年以外的天体的理论;那些关于一、二百亿年前宇宙诞生的学说,如何来证明它们正确呢?谁都没有见过鬼是什么样子的,教授那带点玩笑味道的“画鬼”说指的正是这些纯理论研究结果被观测证实的困难性。

  然而,天文学归根结底是一门观测科学,在它的三个分支学科依次成熟的不同阶段,观测始终处在非常重要的地位。可以说,没有观测就没有天文学。尽管用观测来证实天体物理学领域的研究结论变得越来越困难,但是人类这个有几十亿个体的集合中,总有那么少数执著的人,他们勇于探索,敢为天下先,去做那些几乎不可能成功的事情,来开拓我们人类狭小的视野。荣获2002年诺贝尔物理学奖的美国科学家雷蒙德·戴维斯(Raymond Davis Jr)、日本科学家小柴昌俊(Masatoshi Koshiba)和美国科学家里卡尔多·贾科尼(Riccardo Giacconi),就属于这其中的少数人。戴维斯和小柴昌俊在探测宇宙中微子方面,贾科尼在发现宇宙X射线源方面都做出了先驱性贡献。

在介绍这三位的工作之前先让我们简单认识一下他们:

    雷蒙德·戴维斯,1914年生于华盛顿,1942年获美国耶鲁大学化学博士学位,现为美国宾夕法尼亚大学物理学和天文学系名誉教授。获得2002年诺贝尔物理学奖14的奖金。
  小柴昌俊,1926年生于日本爱知县丰桥市,1955年获美国纽约罗切斯特大学博士学位,现为日本东京大学名誉教授,任职于东京大学基本粒子物理国际中心。与雷蒙德·戴维斯分享今年诺贝尔物理学奖14的奖金。
  里卡尔多·贾科尼,1931年生于意大利热那亚,1954年获意大利米兰大学博士学位,现为负责美国国家射电天文台运作的大学联合公司(AUI)主任。获得2002年诺贝尔物理学奖12的奖金。

中微子的预言和发现

  中微子的预言和发现,似乎与天体物理学还扯不上关系。早在1914年,查德威克(J. Chadwich)就发现放射性物质辐射出的α射线、γ射线的能量分布是离散的,奇怪的是,物质在β衰变过程中释放出的由电子组成的β射线的能谱却是连续的--按照量子理论,能量的吸收和发射应该是不连续的,而且电子只带走了它应该带走的能量的一部分,还有一部分能量失踪了。
  1930年12月奥地利物理学家泡利(W.E. Pauli,因提出"泡利不相容原理"获得1945年诺贝尔物理学奖)提出了一个假说,认为在β衰变过程中,除了电子之外,同时还放射出一种静止质量为零、不带电的新粒子。它们带走了另一部分能量,因此出现了能量亏损。这种粒子与物质的相互作用极弱,很难被探测到。泡利一开始将这种粒子命名为"中子",并以为这种粒子原来就存在于原子核中。但在1931年,泡利在美国物理学会的一场讨论会中提出,这种粒子不是原来就存在于原子核中,而是由衰变产生的。1932年真正的中子被查德威克(J. Chadwick)发现后(查德威克因发现中子获得1935年诺贝尔物理学奖),意大利物理学家费米(E. Fermi,因发现新放射性元素和慢中子引起的核反应而获得1938年诺贝尔物理学奖)将泡利的"中子"正式命名为"中微子"(neutrino)。
  1933年费米提出了β衰变的定量理论,指出自然界中除了已知的引力和电磁力以外,还有第三种相互作用--弱相互作用。β衰变就是核内一个中子通过弱相互作用衰变成一个电子、一个质子和一个中微子。他的理论定量地描述了β射线能谱连续和β衰变半衰期的规律,β能谱连续之谜终于被解开。
  泡利的中微子假说和费米的β衰变理论逐渐被人们接受,但是谁也没有见到中微子。就连泡利本人也曾说过,中微子是永远测不到的。
  直到1955年,直接测到中微子的实验才由美国物理学家弗雷德里克·莱因斯(F. Reines)完成。他用自己设计的实验装置第一次捕捉到了来自人造核反应堆――人造核反应堆是当时人们能够得到的强中微子源――的中微子。莱因斯因而与发现轻子的美国物理学家马丁·珀尔(M. Perlo)分享了1995年诺贝尔物理学奖。

太阳何以发光?

  那么中微子如何与天文学搭起界来,并形成一个如今很热门的"中微子天文学"的研究领域?这或许可以从我们似乎再熟悉不过的太阳说起。
"万物生长靠太阳",抛开这句话常含有的修辞意义,它确实大有道理。英国天文学家约翰·赫歇耳(J. Herschel)早在1833年的一本书中就提到"太阳光是地球上一切动力的最终源头"。太阳既然如此重要,那么它是如何发光的?它的光芒照耀了多少年?这样的问题自然引起人们的关注。
  这两个本来多少有点相关的问题在十九世纪中期却由两种研究兴趣颇为不同的科学家们来试图回答。德国物理学家亥姆霍兹(H. Helmholtz)在1854年提出太阳的能源来自大质量的收缩。而此前迈尔(J. Mayer)等人也提出过太阳的辐射能来自引力收缩从势能转化而成的热能。
  而达尔文(C. Darwin)在1859年出版的《物种起源》中提出,通过他对横亘英国南部的一条山谷的观察,根据当时测得的冲蚀速度,估算出要形成这样一条山谷需要3亿年。因此太阳至少照耀了3亿年。
  后来被册封为开尔文勋爵的英国大物理学家威廉·汤姆森(W. Thompson),因为反对达尔文的自然选择学说,因此也反对达尔文估算出来的最少3亿年的太阳年龄。他与亥姆霍兹一样认为太阳的能源转化自引力势能,并具体提出是持续不断的原初流星撞击到太阳上形成了太阳能源。并以他的权威在1862年宣布:"流星理论"能给予太阳能量来源真实的完全的解释。该理论能提供给太阳二千万年的发光时间。 
  进化论者需要更长的地球年龄来允许物种进行分化达到当前的多样性。更多的地质学证据也显示地球有更为古老的年龄。然而当时的物理学理论无法给出这么大的太阳年龄。地球却不能比太阳还古老。进化论学者、地质学家与物理学家在太阳年龄问题上的对峙似乎陷入了僵局。
  转机出现在意想不到的地方。1905年,爱因斯坦(A. Einstein)提出狭义相对论,该理论的一个重要推论就是质能方程E=mc2。质能方程显示一小点质量也能产生巨大的能量。那么如何用爱因斯坦质能方程来解释太阳能量的来源?事情并不那么简单。直到1920年阿斯顿(F.W.Aston)用他发明的质谱仪器发现4个氢原子核比一个氦原子核重――阿斯顿因他的质谱仪及其带来的发现获得1922年诺贝尔化学奖。杰出的英国天体物理学家爱丁顿(A.S. Eddington)立刻认识到阿斯顿发现的重要意义。在同年的一次会议上爱丁顿指出太阳可以通过4个氢核聚变成一个氦核而发光。根据爱因斯坦的质能方程,这个聚变反应可以把0.7%的质量转化成能量,太阳因此可以照耀一千亿年。
  进化论者和地质学家固然可以不必担忧太阳太年轻了,但是太阳内部核聚变反应的详细过程还有待进一步弄清。通过二十世纪三十年代几位物理学家和天文学家的工作,这个问题慢慢明朗。英国的亚特金森(R. d'E Atkinson)和荷兰的霍特曼斯(F. Houtermans)在1929年提供了一个恒星内部轻元素之间核反应的初步理论。后来德国的范·魏兹扎克(C. F. von Weizsacker)解决了进一步的反应如何产生比氦更重的元素的问题。最后,1939年出生于德国的贝特(H.A. Bethe)在康耐尔大学(Cornell University)提出一个被普遍认为是切实可行的的机制,该机制与已知的核物理学知识和被公认的恒星内部密度、温度条件相一致――贝特因此而获得1967年的诺贝尔物理学奖。按照贝特的理论,在太阳内部发生着两种类型的核反应:质子-质子链反应和碳-氮-氧循环反应。
  太阳内部的核反应发生在太阳表面以下七十万公里的深处,太阳光子从太阳深处的核反应中产生后,一路挣扎,通过碰撞、吸收、再发射等能量交换过程,要经过一万年到一百万年之后才能到达太阳表面。所以我们不能指望光子携带多少太阳内部核反应的信息。那么如何知道太阳内部正进行着如理论预言的那种核反应?
  中微子这个"幽灵"终于登场了。太阳内部的核反应模型预言,在4个氢核聚成一个氦核的反应中,同时发射出2个正电子、2个中微子和一些能量。由于它们的弱相互作用性,中微子几乎不与什么物质发生作用,即使在太阳内部也通行无阻,以接近光速离开太阳中心,几分钟后就到达了地球。根据基本粒子的"标准模型",每秒钟通过我们指甲大小的中微子有一千亿个。我们就是浸透在中微子的海洋里,但我们对它们毫无察觉。但是太阳中微子是直接来自太阳内部的信使,所以要了解太阳内部的核反应是否如现有理论预言的那样,最好的办法就是想方设法捕捉到太阳中微子,从中获得有关信息。

雷蒙德·戴维斯的放射化学实验

  就象泡利曾经悲观地认为测到中微子是不可能的,但后来莱因斯在人工核反应堆中测到了。理论预言了太阳中微子后,当时科学家又认为探测太阳中微子几乎也是不可能的。雷蒙德·戴维斯是20世纪50年代唯一一位敢于探测太阳中微子的科学家,他被戏称为要"在撒哈拉沙漠寻找某一粒沙子的人"。
  戴维斯的实验始于布洛克海文(Brookhaven)国家实验室。根据当时理论物理学家的推算,中微子和氯37作用后会形成一个氩37并释放一个电子。氩37是氩的放射性同位素,半衰期为35天。戴维斯在一个容器里注入3900公升的四氯化碳(CCl4)作为吸收中微子的靶子,来捕捉来自核反应堆的中微子。戴维斯以高超的实验技巧从巨大的容器中离析出几个氩原子。1955年他发表了这一实验的结果,并探讨了用类似方法探测太阳中微子的可能性。
  1964年戴维斯根据他早先实施的放射化学实验方法和约翰·巴考(John Bahcall)为他的放射化学实验计算所得的40±20SNU(太阳中微子单位,每1036个目标原子每秒俘获一个太阳中微子就是1太阳中微子单位)的太阳中微子通量,提出了一个比他早先实验大100倍的实验计划,准备用氯-氩法来探测太阳中微子。戴维斯的实验计划得到美国南达科答州霍姆斯戴克(Homestake)金矿的资助,实验室建造在该矿一口1500米深的矿井中(中微子探测器一般都深埋在地下,主要是为了减少背景中微子干扰),主体是一个注满615吨四氯乙烯液体的巨桶。实验从1967年开始采集数据,每两个月提取一次氩原子。
  1968年,根据150天的数据采集,戴维斯给出了第一批实验结果。给出的太阳中微子通量上限只有3SNU,大大低于理论推算的至少20SNU的结论。在同一篇论文中,戴维斯还讨论了提高实验灵敏度和减少背景中微子干扰的各种可能性。除了来自太阳的中微子外,宇宙射线、大气、岩石的放射性和容器壁的α粒子等也能产生中微子。在这个实验中,戴维斯每两个月要从2×1030个氯原子中提取出仅仅17个氩原子。
  在提高实验灵敏度和考虑背景干扰的情况下,戴维斯重复做这个实验,并一直进行到1994年。最后的实验结果发表于1998年,共提取了1997个氩原子。测得的太阳中微子通量是2.56±0.16(统计误差)±0.16(系统误差)SNU。
  太阳中微子的理论产出值基于拥有大量参数的太阳模型,巴考一直以来也在进行更细致的推算,并改进了计算中的不确定性。巴考在2002年早些时候给出氯-氩法实验中太阳中微子通量的最新计算结果是8.6±1.2SNU。
  戴维斯捕捉到了太阳中微子,证实了太阳的能源来自核聚变。这是戴维斯实验的重大意义之一。而他的实验结果却总是低于理论计算的结果――实验测得的值只有理论计算值的三分之一左右,在从太阳到地球的路上,部分太阳中微子似乎消失了。这就产生了困扰物理学家和天体物理学家多年的"太阳中微子问题"。这无疑是戴维斯实验的另一个重大意义――在科学研究中发现问题的重要性毫不亚于解决问题。
  自从1978年以来,有超过400篇的论文试图解决"太阳中微子问题",提出了一些中微子的新理论。其中的中微子振荡假说能比较好地解释"太阳中微子问题"。该假说认为中微子在三种状态之间发生振荡,探测器只能测到一种状态的中微子。如果中微子振荡确实发生,那么需要中微子有静止质量。而中微子如果有静止质量,其宇宙学意义是非同小可的。总之,"太阳中微子问题"意味着关于基本粒子的标准模型和宇宙演化模型都可能被修改。

小柴昌俊的神冈实验

  正因为戴维斯实验所揭示问题的重要性,许多更为精制的实验被设计出来,以求证实和解决"太阳中微子问题"。其中由日本科学家小柴昌俊设计和领导的日本神冈的实验就是其中著名的一个。
  神冈实验起初是为了研究"大统一场"理论所预言的质子衰变而设计的。1982年开始建造,第二年四月完工。实验装置位于神冈一个矿井地下1000米深处,主体是一个直径15.6米、高16米圆柱形容器,里面注满2140吨纯水,容器内壁布满将近1100个光电管,用来探测中微子与氢原子作用时所产生的光子。戴维斯的实验结果和"太阳中微子问题"激励小柴昌俊利用神冈探测器来探测太阳中微子。1986年经过改进的探测器(叫做神冈II号)也投入使用。神冈II号的实验结果证实了戴维斯的核聚变是太阳的基本能源的结论,同时也证实了中微子通量的实测结果小于根据太阳模型计算出来的结果。从而进一步支持了中微子振荡的假设。
  1987年2月24日十七万光年远处的大麦哲伦星系中爆发一颗超新星,这是1604年开普勒超新星以来首颗肉眼可见的超新星。神冈实验装置首次探测到了来自这颗超新星的中微子暴。有1016个平均能量为10-20兆电子伏特的中微子通过了神冈的探测器,其中的12个被探测到。这一观测结果证实了超新星爆发时会释放大量中微子的理论。对这次超新星中微子的观测还给出了中微子质量上限相当于24电子伏特。
  小柴昌俊和合作者们还设计建造了更大的超级神冈实验,在注满50000吨纯水的容器内壁布满了13000多个光电管。这个实验装置从1996年开始投入运作,在1998年首次给出中微子有静止质量和中微子振荡的证据,这在物理学界引起了轰动。另外该实验也给出了更为详尽的太阳中微子观测结果。超级神冈实验的结果最近得到了世界上其他中微子实验的验证,这一切意味着关于基本粒子的标准模型需要被修改。

X射线天文学和里卡尔多·贾科尼

  1895年德国物理学家伦琴(W. R?ntgen)在用阴极射线管做实验时偶然发现了一种穿透力极强的射线,当时伦琴并不明白这种射线的本质,故用数学上经常使用的未知数符号X来命名(现在我们知道,X射线就是波长大约在0.01~50埃之间的电磁波)。数天后伦琴用这种X射线给她的妻子拍了一张手部照片――这是世界上第一张X光透视照片,底片上手指骨和结婚戒指清晰可见。1901年第一个诺贝尔物理学奖就授予了伦琴,并把这种射线命名为伦琴射线。
  此后,与X射线有关的成果成了诺贝尔物理学奖的获奖大户。1912年德国物理学家劳厄(Max von Laue)因发现X射线通过晶体时的衍射,既用于决定X射线的波长又证明了晶体的原子点阵结构而获得1914年的诺贝尔物理学奖。1915的物理学奖授予英国物理学家W.H.布拉格和W.L.布拉格,因他们在用X射线研究晶体结构方面的工作。而英国物理学家C.G.巴拉克因为X射线散射方面的工作获得1917年的物理学奖。瑞典物理学家M.西格班因其原子X射线光谱工作获得1924年的物理学奖。
  X射线发现后不久,很快在物理学和医学上得到研究和应用。但是X射线天文学的起步却相对缓慢。究其原因,首先是因为来自宇宙的X射线被地球大气层有效地吸收了,如果要观测3千电子伏特的软X射线辐射――这是宇宙X射线相对集中的波段,探测器必须上升到离地面80公里的高空。其次设计建造X射线探测器也是一个难题。
  二战结束后,美国人缴获的德国V2火箭为研究宇宙X射线提供了可能。1949年由美国海军天文台弗里德曼(H. Friedman)领导的一个小组把盖革计数器放在一支V2火箭上发射升空,发现了来自太阳的X射线。但是用这样的仪器探测来自更远恒星的X射线的可能性微乎其微。
  1959年,28岁的里卡尔多·贾科尼进入一家叫做"美国科学与工程"的私人公司。该公司与美国国防部和美国国家航空航天管理局有密切的关系。在1960年的一篇论文中,贾科尼讨论了建造X射线望远镜的可能性。其中的一些设想后来被贾科尼和他的合作者付诸实施。
  1962年贾科尼的小组发现了第一个太阳系外的X射线源。但是由于X射线观测的方向性精度不高,当时还不能确定这个X射线的光学对应体,因而被命名为天蝎座X-1。同时还发现了一个均匀的背景X射线辐射。不久贾科尼的小组又发现了另外两个X射线源,其中一个被证认为是蟹状星云,这是1054年中国宋代天文学家观测记录过的超新星爆发的遗迹。蟹状星云辐射的X射线能量比太阳高出100亿倍。接踵而至的X射线源方面的新发现大大刺激了人们对X射线天文学的兴趣,但有关的观测手段也有待改进。
  鉴于火箭观测和另一种常用的气球观测都有不可克服的缺点――火箭观测时间太短,气球观测升空高度有限因而只能测到能量较高的X射线,贾科尼早在1963年就建议用X射线人造卫星进行X射线的巡天观测。1970年10月12日,贾科尼等设计的这样一颗人造卫星UHURU号终于升空。到1972年,X射线源迅速增加到339个,贾科尼等人发表了大量的研究成果。在UHURU号之后,又有9颗新的X射线人造卫星升空。
  1977年和1978年,高能天体物理观测台1号和2号分别发射升空,这是两颗很重要的X射线卫星。其中的2号发射升空后更名为"爱因斯坦X射线观测台",它携带有角分辨率为2角秒的X射线望远镜,首次提供了精确的宇宙 X射线图像,在此基础上科学家获得了大量新发现。"爱因斯坦X射线观测台"的主要研制者便是贾科尼。
  1976年,贾科尼还为美国航空航天管理局设计了一台新的X射线望远镜。由于经费问题它直到1999年才发射升空,升空后更名为"钱德拉X射线望远镜"。耗资15亿美元的"钱德拉X射线望远镜"功能强大,计划在太空至少运行5年,对星系、类星体和恒星进行探测,寻找黑洞和黑暗物质的踪迹。天文学家希望借助钱德拉X射线望远镜,能够加深对暗物质和黑洞的认识。


  中微子和X射线源是天体物理学两个重要的研究领域,对它们的研究离不开观测,而对它们两者的观测手段又迥然相异并形成有趣的对照。由于中微子和X射线各自拥有的奇异特性,前者的观测设备需"藏于九地之下",后者的则要"动于九天之上"。而这样的观测手段的获得,其间充满的不单单是困难和艰辛,更需要的是这几颗卓越大脑中蕴藏的聪明才智。
  从这次获奖的成果我们也看到,诺贝尔奖的评委们一如既往地青睐实实在在的成果,而不考虑把奖授予未被充分证实的理论猜测。戴维斯和小柴昌俊的中微子探测实验捕捉到了幽灵一样的中微子,贾科尼一手发展起来的X射线天文学则在光学波段之外为人类又开一个认识宇宙的窗口,让我们看到了一个布满X射线源的天空。他们的成果都是"眼见为实"的成果。
  即便是爱因斯坦的广义相对论在1919年得到非常轰动和戏剧性的验证,1921年诺贝尔奖的评委们授予他物理学奖的主要理由却是他提出了光电效应定律。真希望钱德拉X射线望远镜真能找到实实在在的黑洞存在的证据,那么霍金(S. Hawking)在他的有生之年还有望获得诺贝尔奖。
  在网上观看戴维斯获奖后接受采访的视频文件时,听着这位88岁老者苍老的声音和迟缓的语调,心中敬意油然而生。却也不禁想到,要获得诺贝尔奖有时还需要一个条件,那就是要长寿。对X射线天文学的贡献与贾科尼不相伯仲的弗里德曼和罗西(B. Rossi)便无缘诺贝尔奖了。斯人已逝,而该奖是不授予死者的。诺贝尔奖是公平的,没资格得的总不能得。诺贝尔奖又是不公平的,那些该得到的有时却来不及得到。

 

2002年11月2日加入