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日本物理学家小柴昌俊于11月12日逝世,享年94岁。他于2002年因其在“中微子天文学”领域做出的先驱性贡献而获得诺贝尔物理学奖。他在著作《幽灵粒子》中讲述了自己从“差生”到诺贝尔物理学奖得主的成长历程,以及从零开始构思、进行神冈实验的经验心得。

整理此文,既是为了纪念逝者,也是为了铭记人类在探索未知中的精神与勇气。

1. 与物理学的相遇

在读小学的时候,我是一个极其普通的孩子,而且当时特别贪玩。因为父亲是一名军人,我从初一开始就确立了投身军旅的人生目标。然而,天有不测风云,我患上了小儿麻痹症,无法正常行走,双手也不听使唤,只好放弃了陆军幼年学校的求学之路。

我上中学时的班主任是数学老师金子英夫,我特别喜欢他,正是他为我开启了物理学习的大门。在我住院近半年后,金子老师送给我一套当时刚刚出版的《物理学的进化》。虽然我当时还无法完全理解书中的内容,但这套书却给我留下了非常深刻的印象。

后来我考上了心仪的旧制第一高等学校(日本东京大学教养学部、千叶大学医学部、千叶大学药学部的前身)。恰逢战后饥荒,为了母亲和弟弟们,我和姐姐不得不去打工挣取生活费。

当时我的班主任是研究理论物理的金泽秀夫老师,他对我备加照顾。金泽老师教授一门物理课程,还有一位老师教授另一门物理课程,这位老师同时也负责组织力学的专题研讨会等。每当研讨会轮到我站在黑板前发言的时候,我总会以“我得了小儿麻痹,胳膊抬不起来”为借口逃课,所以这位老师给了我一个不及格的分数。幸亏金泽老师给我的分数很高,这样两门课平均下来我才终于及格。

在临近高考的某一天,我到宿舍的浴室洗澡。由于天气寒冷,澡堂内热气腾腾,根本看不清身边的人。我刚走进去就听到水汽对面的人在说:“对了,小柴到底打算报考哪个专业啊?”那位给我不及格分数的物理教授这样回答道:“嗯……小柴是学不了物理的。虽然我不清楚他是否会选择印度哲学、德国文学还是其他专业,但他肯定不会选择物理。”

听到他们的对话,我顿时心生不甘,于是在此后的一个月内开始加倍努力学习。当时要想报考东京大学的物理专业,成绩必须保持在年级前10%。经过一番刻苦努力,我终于考上了。

进入大学后,家庭负担过重导致我的大学生活几乎全被打工赚钱占据了,每周我只去上一天半左右的课,在物理研究方面却没打下什么基础。即使到了临近毕业的时候,我依然没有明确的人生规划,不知道自己以后要从事哪方面的工作。

虽然自认为数学是中学时期比较擅长的科目,但我深知从事数学研究需要特殊的天赋和才能,所以姑且选择了物理理论的研究之路。我稀里糊涂地上完了大学,总算进入了研究生院,但在物理研究领域却几乎是一个零基础的小学生。

当时,南部阳一郎(芝加哥大学名誉教授,日本著名物理学家,2008年获诺贝尔物理学奖)老师刚刚在大阪市立大学设立了新的理论物理研究室,于是我慕名前往南部老师门下“修炼武艺”,在那里参加了长达3个月的研讨会。

在那里我拼命学习,一直住在研究室里,铺着被褥的长桌便是我的床。在1997年我被授予文化勋章的时候,南部老师不知怎么想起了我当年执着的样子,于是赠予我一幅画。画里一只黑猩猩说道:“我也曾梦想成为一名物理学家。”

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(图1)南部老师送给我的我画 上面写着:我也曾经梦想成为一名物理学家

为了完成利用核乳胶研究宇宙线的实验,我决定去美国罗切斯特大学留学。那里的物理系主任马尔沙克是一名非常有作为的理论物理学家。此前,在我的高中校长哲学家天野贞祐老师的推荐下,我认识了朝永振一郎先生。当我决定赴美留学时,幸运地拿到了他的推荐信。

背负要在美国取得学位的雄心壮志,我背井离乡来到了罗切斯特大学。在当时,我每个月只有120美元的补助,仅够我勉强维持生活。我听说获得博士学位后,月收入最少可以达到400美元,顿时意识到自己必须尽快获得学位。于是我开始奋发图强,废寝忘食地学习。

一年零八个月之后,我凭借《宇宙线中的超高能现象》这篇论文获得了博士学位。1954年1月我参加了在罗切斯特大学召开的基本粒子国际会议。之后,我与费曼、南部老师等人在我当时的出租屋内举行了一场小型的寿喜烧派对,那个位于照片中后排左端,只露出三分之二张脸的人就是我。

enter image description here (图2)我与费曼(后排左二)、南部老师(前排右一)

2. 神冈实验 —— 异想天开中的前瞻与孵化

开展神冈实验的想法形成于1979 年年底,在此就让我为大家稍微介绍一下提出该实验构想的背景吧。

标准模型理论完美地统一了电磁力和能引起原子核发生β衰变的弱力,因此研究者希望能把维持原子核稳定状态的强力也纳入同一个理论中。

为此,当时的研究者提出了若干具有一定可能性的理论,其中影响最大的是格拉肖的理论。该理论认为质子的衰变寿命似乎可以通过实验来测定,格拉肖本人也因为在标准模型研究领域做出的卓越贡献而获得了诺贝尔物理学奖。

在此背景下,时任筑波高能研究所理论主任的菅原宽孝教授提出了成立质子衰变寿命研究会的建议。然而,菅原教授似乎意识到,光靠理论物理学家的“纸上谈兵”是行不通的。他曾在1979年12月初打来了电话,与我讨论开展质子衰变实验的可能性,我们两人也对一些具体的实验方案进行了探讨。

我当时立刻想到了以前我在芝加哥工作时,经常来我家做客的奥恰里尼教授说过的话。

奥恰里尼教授曾提到,肖恩教授曾经留下过一大块未曝光的核乳胶。在从政府获得修改后的预算之前,如何保存这块核乳胶成为当时研究者面临的一个难题。核乳胶一旦接触宇宙射线就会变黑,所以必须将其置于几乎不存在宇宙射线的地方。

据说在克利夫兰的郊外有一个挖掘矿盐的洞穴,于是研究者们最终决定将核乳胶放在这个洞穴里。为慎重起见,他们还提前携带盖革计数器进行了实地勘查,发现洞穴里的放射能和宇宙射线都很微弱,就连小型的盖革计数器也几乎无法将其检测出来。

当时我曾与奥恰里尼教授探讨过,既然这个矿盐坑里漆黑一片,那么如果向其中注水就可以将其变为注满饱和食盐水的水池。在饱和食盐水中不会产生藻类和菌类,这样一来就可以维持水池内的清洁。如果我们让光电倍增管朝向下方并将其置于水池之中,使其持续观测来自水池下方的光,那么究竟能观测到什么现象呢?

我非常喜欢尝试这种异想天开的冒险,也很喜欢与不同的人讨论奇思妙想。只是在当时的条件下,一个光电倍增管只有很小的光电面,而且价格很高,所以探讨归探讨,这种同时使用几万个光电倍增管开展实验的计划简直就是天方夜谭。当时我把该计划列入了我经常说的研究主题的“卵”中,想等到时机合适时再“孵化”它。

这项实验需要准备极其大量的质子,使用成本最低的物质——水的话,大概需要净重1000 吨的水。而要想精准锁定1000吨的物质发生质子衰变的位置,就最好选用高纯度的水。

那么,应该如何检测和确认水中发生的反应呢?在此就必须利用一种名为切伦科夫辐射的东西,它具有方向性。如果我们能观测到水中某一点向相反的方向各释放出1个粒子,并且这2个粒子都发出了切伦科夫辐射,那么就可以肯定这是质子衰变的迹象。当然,如果还能精准测定此时的能量就更好了。

在日本成立该研究会的同时,美国也创建了致力于研究同一课题的研究组织。1980年1月,有相关新闻传入日本,美国也提出了通过捕捉水中的切伦科夫辐射以进行实验的方案。

我们只能在日本建造同等性能的实验设备。有了美国这个强有力的竞争对手,如果我们得到的实验数据不能远远优于美国,那么这项工作就失去了意义。该怎么做才好呢?

我们的研究经费无论如何也应该不会比美国多。在这样不利的条件下,我们该如何超越美国这个竞争对手呢?

我想到的对策是研制大型的光电倍增管,在降低生产成本的同时提升其测量精度。

也就是说,如果只考虑质子衰变成正电子和中性π介子的衰变模式,由于美国的实验规模是我们的数倍,被其超越也无可奈何。但是,假如我们能观测到其他种类的衰变模式,甚至测定出衰变分支比A,就能明确应该向何种大统一理论推进的研究方向了。

甄别衰变成正电子和中性π介子以外的衰变模式非常困难,这要求我们不仅要提升检测器的灵敏度,还必须做到精确区分宇宙中微子事例。

为此,我们研发出了一种直径为50厘米的新型光电倍增管。通过这种光电倍增管以及稍后即将为大家介绍的净水技术,我们实现了对太阳中微子的观测,同时也使对超新星中微子进行的检测变为了可能。

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(图3)小柴昌俊成功研发出直径为50厘米的光电倍增管,当时的喜悦之情溢于言表

enter image description here (图4)神冈探测器的截面图

enter image description here (图5)日本滨松光子学株式会社开发的当时全世界最大的光电倍增管

要想把这些大“玻璃球”安装到约16米高的垂直筒壁上,并在其中架设高压电缆和信号,即便是专业的高空作业者也会束手无策。

我们经过一番深思熟虑后最终决定,逐渐从下方增加水量,安装人员乘坐橡皮艇自下而上依次进行安装作业(方法同图5-3 的维护作业)。通过这种方法我们顺利地安装了所有的光电倍增管。

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(图6)超级神冈探测器的光电倍增管维护作业(神冈探测器配备了1000个光电倍增管,而超级神冈探测器则安装了11200个光电倍增管)

在开始利用该设备采集数据大约3个月后,我们逐渐发现似乎可以利用这个设备观测太阳中微子,这对于我而言真是一个伟大的救赎。正如我在前文中提到的那样,为了追求自己的梦想而把国民的税金用在如同购买彩票般的、探索质子衰变的实验上,我的内心始终对此感到惴惴不安。如果该设备真能观测太阳中微子,那么这笔钱就总算是花在正道上了。

3. 透视宇宙的“第三只眼”

在成功研制出当时全世界最大的、直径为50厘米的光电倍增管之后,我们就能观测到μ子衰变后产生的所有能量低于12 兆电子伏的电子了。如果可以把掩盖能量低于12 兆电子伏的事例的背景干扰控制在千分之一左右,那么由于我们预期存在一部分来自太阳的中微子具有最大值为15 兆电子伏的能谱,所以通过观测这些中微子与水中的电子发生碰撞时产生的反冲电子,就可以测定出中微子到达地球的时刻、来时的方向及其能谱。这无疑就是中微子天体物理学的开端。

然而,中微子与电子的碰撞现象极不容易发生,即便准备1000 吨水,发生该现象的频率大概也只有1周发生1-2次的程度。为了准确无误地捕捉到这种罕见的现象,我们必须把背景干扰控制到极低的限度,同时还要对检测器进行大改造。

不过,关于日本的研究经费(其他国家也是如此)有一种规定,即一旦实验团队确定了实验项目并获得了设备和研究经费,那么即使后来有了新的实验需求而不得不提出追加预算的申请,这样的申请也很难获得批准。

无奈之下,我在1984年1月前往美国出席国际学术会议时向参会的学者发出了邀请,希望能在美国找到可以一起完成这项具有无限魅力的实验课题的合作者。最终,宾夕法尼亚大学的同仁参与了进来,并表示愿意提供必要的实验设备和研究经费。

当时,即使进一步改造现有的设备也只能对太阳中微子进行天体物理学领域的观测,所以我提出倡议,为了建造能真正观测太阳中微子的实验设备,希望通过国际合作的方式共同建造使用5万吨(有效质量为35000吨)水的超级神冈探测器。不过,这项提议在当时却没有得到任何人的认同。

幸好在我退休后,研究团队的后继者没有放弃这一实验构想。他们通过10年的不懈努力,终于实现了日本独自建设超级神冈探测器的壮举,该设备至今仍然活跃在科研前线。

通过对太阳中微子进行观测,我们除了想要确认中微子的确来自太阳的方向,其实最希望了解的是太阳中微子到达地球的时间。当然,如果条件允许,我们还想掌握其能量分布的状况。

为了减少来自周围射线的干扰,我们首先在设备四周改造出了约2米厚的注水隔离层。初建该设备时由于预算比较紧张,我们只在每个光电倍增管上安装了能测定接收信号的光子数量的电路。为了精确观测太阳中微子轰击产生的低能电子,由宾夕法尼亚大学出资赞助,我们又在每个光电倍增管上添加了能测定时间的电路。

最艰难的改造工作当属对水质的净化。神冈矿山以前出产铅,矿山内部空气中氡的含量要比一般的地方高10 倍以上。氡会在衰变过程中释放电子,这就是造成能量低于12 兆电子伏的背景干扰的主要原因。

棘手的问题在于,氡已经充分溶入水中,此外水中还包含铀、钍等放射性元素。净化溶解了这些元素的水是极其困难的,不过在已谢世的须田英博先生(原神户大学教授)和铃木厚人先生(现任东北大学名誉教授)的领导下,他们的团队最终完成了这项艰巨的任务。

总之,我们想尽各种办法以减少背景干扰,最终在1987 年1月成功地完成了对相关实验设备的改造,使其具有了能捕捉到相当清晰的太阳中微子信号的能力。完成改造工作的1个多月后,在大麦哲伦云内发生了一场超新星爆发。

enter image description here (图7)发生在大麦哲伦云内的超新星爆发

1987 年2 月24 日清晨,多伦多大学的天文学家伊思·谢尔顿在位于智利的多伦多大学天文台发现了大麦哲伦云内的超新星爆发。上图为爆发前的蓝色巨星(箭头所指位置),下图则显示了其爆发后的状态。通过形状可以看出,位于图中右下角的是蜘蛛星云。

enter image description here (图8)神冈探测器的运行状况

我们发现,每当缓冲水罐为实验设备补充被其蒸发掉的水时,具有3天半衰期的氡还是会导致背景干扰的急剧增加。这种情况一直持续到1986 年,而只要控制住这种现象的发生就能使检测器安静下来,所以我们对太阳中微子的正式观测是从1987年1月开始的,超新星爆发正好发生在1个多月以后。

enter image description here (图9)超新星爆发的中微子信号

4. 得到认可的“中微子天体物理学”

此后,神冈实验并没有停下继续前行的脚步,而是力争捕获更加清晰的太阳中微子信号,并且取得了可喜的成果。后来发表的关于太阳中微子观测结果的论文,明确了中微子确实来自太阳方向的事实,并且确定了中微子的能量分布情况。

通过这一观测结果我们可以看出,来自太阳的硼8 型中微子果然比标准模型预测的数量少很多,但二者的差距并不像戴维斯之前说的那么大,实验检测出的中微子数量只是略少于理论预期值的一半。

从能量的分布情况来看,由于数据的数量有限,因此我们还不能说数值的精确度非常高,但大体上与预期的硼8 型中微子的能量分布相似,只是总量略低于预期值的一半。

那么,戴维斯之前得出的“观测值不到预期值的三分之一”的结论与这个结果是否矛盾呢?由于他的实验还捕捉到了能量更小的中微子,所以与基本在同一时期得到的戴维斯的数据相比,二者在统计学的精度层面并不矛盾。

之后,超级神冈探测器也开始投入运行,它通过进行更高水平的测定,明确了太阳中微子失踪之谜依然存在的事实。已经进入探究这一谜题的产生原因的新阶段。

我们在观测由超新星爆发产生的中微子时只能准确测定出它们到达地球的时刻及其能量分布,而并不知道这些中微子具体来自于哪个方向。现在,我们对太阳中微子进行的观测已经能同时准确地得到以上三个信息了。

那么,满足哪些条件才能确立所谓的“天文学”呢?天文学的创立归根结底始于对天体发射的某种信号来自何方、在何时抵达地球等信息的掌握。如果能进一步精确测定中微子的能量分布情况,就能像通过棱镜研究来自太阳表面的光的光谱分布以获知太阳的元素构成一样,此信号也可能会催生新的天体物理学。

从这层意义上讲,基于日本在观测超新星中微子和太阳中微子的研究领域获得的各项成果,即使宣称中微子天体物理学诞生于日本也不为过,而且目前国际上有很多人都认可这一点。

在我退休(1987年3月末)之后,接手神冈实验的梶田隆章(2015年诺贝尔物理学奖得主)、户冢洋二等年轻人通过不懈努力,终于测定出太阳中微子到达地球的时间、来时的方向和能量分布,并陆续发表了观测结果。对此我感到非常欣慰。

本文节选自《幽灵粒子:透视未知的宇宙》,较原文有删节修改,小标题为编者所加,非原文所有。 enter image description here

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此外,作者还讲述了自己从“差生”到“诺贝尔物理学奖”得主的成长历程,以及从零开始构思、建造“神冈探测器”的经验心得。

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