認識和探測宇宙的基本方法介紹

李澤琴　寧長春　楊瑞　馮有亮

摘 要 人類對宇宙最早的認識和觀測始于可見光，之后由于有1865年麥克斯韋對電磁波的預言，1887年赫茲的證實，以及1933年楊斯基發現銀河系的射電輻射，可見光觀測自此擴展到電磁波多波段觀測，出現了多波段天文學。1912年，赫斯發現宇宙線，使得天文觀測在電磁波觀測之外多了一種手段，拉開了多信使天文學的序幕。1987年，戴維斯和小柴昌俊發現了來自超新星爆發的中微子信號，這也是人類首次探測到了來自宇宙的中微子，至此又多了一種認識和觀測宇宙的信使。此后，2016年美國激光干涉引力波觀測站LIGO 探測到引力波，在補齊對于驗證愛因斯坦廣義相對論的最后一塊拼圖的同時，也使得引力波成為多信使天文學中最新引入的一種信使。本文介紹了電磁波、宇宙線、中微子、引力波這四種信使的基本概念、發現歷史以及探測宇宙的基本原理， 對其代表性的實驗進行了收集整理，并就其中的一個典型實驗進行了簡要介紹。期望能夠就多波段多信使天文學的發展歷程給出一個比較完整的描摹。

關鍵詞 電磁波;宇宙線;中微子;引力波;多信使天文學

人類觀測宇宙最早的手段是肉眼觀測。這其中最偉大也是最后一位用肉眼觀測天空的人就是第谷（Tycho Brahe），他編纂的星表的數據已經接近了肉眼分辨率的極限。1609年伽利略（Galilei）首次將望遠鏡指向天空，發現了之前肉眼觀測所不能看到的土星光環、太陽黑子、金星和水星的盈虧等現象，從此結束了人類肉眼觀測宇宙的時代，天文觀測開始進入到望遠鏡觀測的新紀元。1865年，麥克斯韋（James Clerk Maxwell）寫下麥克斯韋方程組并預言了電磁波的存在[1]，1887年，赫茲（Heinrich Rudolf Hertz）用實驗方法證實了麥克斯韋的預言[2]，這是人類第一次意識到可見光只是電磁波的一部分。此后在1933年，美國貝爾電話公司的一位工程師卡爾· 楊斯基（KarlGuthe Jansky）意外發現了來自銀河系的無線電波[3]，天文觀測至此進入多波段時代。之后的幾十年中，相繼誕生了紅外天文學、紫外天文學、X射線天文學和γ射線天文學。1912年，奧地利物理學家赫斯（Victor Franz Hess）發現宇宙線[4]，除電磁波之外，人類又多了一種認識和探測宇宙的信使。多信使天文學由此拉開序幕。1930年，奧地利物理學家泡利（Wolfgang Ernst Pauli）為了解釋β衰變提出中微子假說[5]。1987年，小柴昌?。∕asatoshi Koshiba）所領導的神岡實驗（Super-Kamiokande）探測到超新星SN1987A 爆炸時所發出的中微子[6]，這也是人類首次探測到了來自宇宙的中微子，它也成為人類認識和觀測宇宙的新信使。2016 年，美國激光干涉引力波觀測站LIGO 宣布探測到引力波的存在[7]，至此多信使天文學的四大信使全部亮相，造就了目前多波段多信使天文學的新時代。

以上所述，或者可以理解為多波段多信使天文學的發展簡史，或者也可以理解為人類認識和探測宇宙的簡要介紹。但毋庸置疑的是，電磁波、宇宙線、中微子和引力波四大信使，是目前人類所知的能夠認識和探測宇宙的四種基本手段。本文將對電磁波、宇宙線、中微子、引力波這四種信使的基本概念、發現歷史、探測宇宙的基本原理進行比較詳細的介紹，同時將舉例每種信使的代表性實驗，并就其中一個實驗，結合其科學目標、實驗原理、運行狀況以及取得的科學成就進行簡要介紹，期望能夠就多波段多信使天文學的發展歷程給出一個比較完整的描摹。

1 電磁波

1.1 電磁波的基本概念

1864年，麥克斯韋在總結奧斯特（Hans ChristianOersted）、法拉第（Michael Faraday）、安培（André-Marie Ampère）等前人工作的基礎上，采用了法拉第渦旋電場的設想，創造性地提出渦旋電場、位移電流的假設，寫出麥克斯韋方程組。從中我們可以得知：空間位置固定、電量不隨時間變化的電荷產生的電場稱為靜電場，恒定電流產生的磁場稱為恒定磁場[8]。當電荷、電流隨時間變化時，產生的電場和磁場也要隨時間變化，形成統一的時變電磁場，即隨時間變化的電場要在空間產生磁場，隨時間變化的磁場也要產生電場[1]。1865年，麥克斯韋進一步從麥克斯韋方程組中推導得到

從而預言了電場和磁場都滿足波動方程并以波的形式在空間中傳播，即電磁波[1]。這一預言在1887年被赫茲驗證。

圖1 電磁輻射和大氣“窗口”[9]而直到此時，人們才意識到光的本質就是電磁波，而可見光只是電磁波的一個頻段。也意識到從人類抬頭仰望星空那一刻開始，從1609年伽利略利用望遠鏡觀測天象，再到后來利用口徑越來越大、性能越來越精良的光學望遠鏡觀測天體及其活動，從始至終都只是在利用電磁波當中可見光這一小小的窗口在觀測宇宙。

1932年，美國無線電工程師楊斯基首次探測到了來自銀河系中心的射電信號[3]，打開了可見光之外的電磁波觀測宇宙的其他窗口，射電天文學的序幕由此拉開。射電天文學的誕生不僅為天文學這門古老的自然科學開辟了一條全新的探測手段和研究路徑，還催生了“20世紀60年代天文學四大發現”———類星體、脈沖星、星際有機分子和宇宙微波背景輻射，更讓天文學從持續了那么久遠的光學時代進入到多波段天文學的時代。

如今我們知道，電磁輻射可按照波長范圍劃分為幾個波段：射電波段（>1mm）;紅外波段（0.77～1000μm）;可見光（390～770nm）;紫外波段（10～390nm）;X射線波段（0.01～10nm）;γ射線波段（<0.01nm）[9]。所以在楊斯基的發現之后，自20世紀40年代以來的幾十年間，射電天文學、紅外天文學、紫外天文學、X 射線天文學和γ射線天文學相繼誕生并得到一定發展，使得人類對天體輻射的觀測實現了全波段覆蓋。同時，多波段天文學的誕生，也讓宇宙及其內部各種天體和天象的物理本質以一個全新的面孔進入了人類的視野。

然而，如果我們要在地球上去觀測宇宙，由于地球大氣有選擇性地吸收電磁輻射，只有部分波段的輻射能到達地面并被接收到，這些波段所在的范圍被稱為大氣窗口。如圖1所示，大氣窗口主要有兩個：（1）光學窗口，波長為390～770nm;（2）射電窗口，波長為1mm～20m，但毫米波段還有水氣和二氧化碳的一些吸收帶。此外，在紅外波段除了一些水氣和二氧化碳的吸收帶外還有幾個小窗口[9]。

當然，即便是能夠通過大氣窗口到達地球上的望遠鏡的電磁波，也會受到地球大氣的其他影響，諸如大氣折射、大氣抖動、大氣色散、大氣閃爍以及大氣消光等，所以這也是在地面觀測之外開展空間天文觀測的原因。這一類實驗一般是將天文望遠鏡及所有后端設備置于衛星或其他空間探測器上，從而在大氣層外進行觀測，這樣就可以徹底克服地球大氣對于觀測的影響。

1.2 電磁波作為探測手段的物理原理

電磁波作為人類認識和探測宇宙最主要的基本手段，其主要原因是：電磁波在宇宙中廣泛存在，并且其波長和頻率具有重要的特征。不同的物質、不同的天體（如行星、恒星、星系等）和不同的溫度發出的電磁波頻率不同，這使得我們能夠通過觀測和分析這些電磁波來深入了解遙遠恒星的各種特征。通過電磁波的反射、折射、衍射和干涉等物理性質，我們可以利用不同的接收方式、實驗方法來研究宇宙中的各種天體。例如，天文觀測中使用的望遠鏡可以接收電磁波并反射、折射、放大圖像，從而觀測星系、恒星、行星和其他天體的大小、形狀、距離、表面溫度、主要物質構成、年齡和壽命等信息。不同類型的天體發出的電磁輻射頻率和波長的分布也有所不同，這使得我們能夠通過電磁波的特征來區分它們。同時，我們又可以在各個波段去觀測同一種天體，各個觀測結果又可以相互引導、驗證、互補，了解不同的物理過程，從而獲得完整、準確的天體圖像。

此外，電磁波的一些天然屬性，諸如以光速傳播、不帶電從而不會在傳播路徑上受到電場和磁場的作用而偏轉，以及具有多普勒效應，使得人類可以用最高效、最直接的方式去觀測宇宙中的各種天體，并獲知其相對于我們運動的方向。

1.3 電磁波作為探測手段的大型實驗

以電磁波為探測手段的主要實驗儀器，就是天文望遠鏡。表1列出了各波段一些典型的天文望遠鏡。這里重點介紹一下我國500米口徑球面射電望遠鏡（Five hundred meters Aperture SphericalRadio Telescope，FAST）

就任何一個大科學工程而言，都存在科學、技術、經濟造價之間的綜合考量，FAST 選址在貴州省黔南布依族苗族自治州平塘縣，就是考慮到：（1）當地人口密度低、經濟發展滯后，加之喀斯特山峰的地方屏障[10]，可以在一定程度上屏蔽各種射頻信號，如來自雷達、衛星等外界對電磁輻射的干擾，在最大程度上保證在其所探測的頻段范圍內有干凈的背景。（2）當地擁有大量各種口徑的天然喀斯特洼坑，完美的洼坑形態天然地契合了FAST所要求的球面，可以大大減少土方開挖量，降低了工程造價[11]。

FAST的主要結構，是由主動反射面系統、饋源支撐系統、測量與控制系統、接收機與終端系統構成。接收機與終端系統包括頻率覆蓋70MHz～3GHz的9套高性能多波束饋源和終端設備[11]。當來自宇宙的電磁波信號到達時，首先由主反射面將收集到的信號匯聚到焦點上，接著由低噪音前置放大器將這些信號放大到足夠水平，再由射頻放大器、混頻器和中頻濾波器對信號進行進一步處理得到中頻信號，最終，中頻信號通過光纖傳輸到達地面的觀測室內，供數據處理終端進行處理[11]。通過對這些信號的分析，FAST 可以實現以下這些科學目標：

（1）研究快速射電暴（FRB）的物理機制，FRB是一類持續時間為毫秒量級的超亮射電脈沖信號，然其起源未知，FAST 能夠對FRB定位，助力科學家綜合其他數據，研究其成因。（2）利用FAST獨特的電波環境、極少受衍射限制的巨大口徑和振子天線的低旁瓣水平等優勢探測宇宙邊緣中性氫，進一步回答星系及星系團演化與成因、暗物質空間分布及宇宙低峰擾動等一系列天文學熱點問題[10]。（3）發現“星際介質的探針”———脈沖星，同步進行脈沖星偏振、單個脈沖等方面的研究，揭示脈沖星輻射的成因[10]，建立脈沖星定時陣列，參與未來脈沖星導航和引力波探測。（4）加入國際甚長基線干涉測量VLBI，提高FAST的分辨率，更精確地研究恒星類天體的形成和演化[10]。（5）FAST工作帶寬涵蓋了羥基（OH）、甲醇（CH3OH）和甲醛（HCHO）等17種分子譜線，利用其高靈敏度，可對超強紅外星系、高紅移星系、活動星系和類星體進行OH，HCHO，CH3OH 分子超脈澤的廣泛搜尋，推動宇宙早期演化的研究，探尋生命的奧秘[10]。（6）FAST 的搜索距離達27光年，可觀測的恒星達40顆，利用FAST 可檢測微弱的空間信號，參與尋找地外文明。

從2020 年1 月11 日通過國家驗收至今，FAST在中性氫宇宙研究、FRB起源與物理機制、脈沖星測時、脈沖星搜尋與低頻引力波探測等領域取得了豐碩的科學成果，進一步加深了人類對宇宙的認知。2021年10月，《自然》雜志發表了FAST取得迄今最大FRB爆發事件樣本的成果。該研究揭示了FRB 爆發率的完整能譜和其雙峰結構，其爆發事件總量超過了此前在該領域發表的所有文章。2021年5月，國內學術期刊《天文和天體物理學研究》發表了FAST 持續發現毫秒脈沖星的成果。2021年12月，國內學術期刊《中國科學》以封面編輯點評文章的形式發表了FAST開展多波段合作觀測的成果。2023年6月，中國脈沖星測時陣列（CPTA）依托中國天眼收集的57顆毫秒脈沖星組成的銀河系尺度大小的引力波探測器，通過分析時間跨度為3年5個月的數據，進而在4.6σ 置信度水平（誤報率小于五十萬分之一）上發現了具有納赫茲引力波特征的四極相關信號的證據[12]。由于測量數據較短的時間跨度，科學家并未確定納赫茲引力波的主要物理來源，但可以肯定的是，隨著觀測數據的累積，FAST 將在助力打開利用納赫茲引力波探測宇宙新窗口上發揮舉足輕重的作用。

2 宇宙線

2.1 宇宙線的基本概念

宇宙線的發現可追溯到20世紀初對大氣導電性的探索，科學家發現置于密閉容器中的驗電器可以自發放電。很多物理學家在地面上、海里、鐵塔上、隧道里、高山上和高空氣球上等多種環境下都相繼開展了大氣電離實驗。在1911—1913年期間，奧地利物理學家赫斯做了十次高空氣球實驗。其中，在1912年8月7日的飛行實驗中，他發現空氣電離率隨著海拔的升高而明顯增加，進而得出“有來自外部空間的高能射線不斷降落到地球上”這一革命性的結論，這也標志著宇宙線的發現[4]，并因此獲得了1936年的諾貝爾物理學獎?！坝钪嫔渚€”是1925年美國物理學家密立根（Robert Andrews Millikan）第一次將其命名而得[13]。

宇宙線是來自宇宙空間的一種重要物質樣本，主要由亞原子粒子構成，其中質子、氦核占了主要的部分，剩下的包括一些重核、正負電子、中微子、γ 光子和反質子等成分。宇宙線能量從109～1020eV （1GeV =109eV，1TeV =1012eV，1PeV=1015eV，1EeV=1018eV），跨越11個量級，流強下降了30個量級。在1011～1020eV 宇宙線能譜大致可用一個冪率譜描述，譜指數約為-2.7，但細看圖2，科學家發現了一些細微的結構，如：在3～4PeV 能譜變陡，形似人的膝蓋，被稱為“膝區”[14];在300～400PeV 出現了第二個“膝”[15];在3～4EeV 附近有一個向上的拐折，形似人的腳踝，被稱為“踝區”[17]以及理論上預言的GZK 截斷效應[18]，即能量超過50EeV 的質子可以通過和微波背景光子的反應形成核子共振態，然后衰變為核子和π 介子，從而損失原先的能量，使能譜快速下降，這被稱為GZK截斷。通過宇宙線實驗研究，正電子、μ輕子、κ介子、π介子、Λ、Σ、Ξ超子等許多“基本粒子”相繼被發現，這些發現為粒子物理的發展奠定了基礎，為人類深入了解物質的構成及它們間的相互作用提供了重要的線索。

在天體物理源中加速產生的粒子流被稱為“初級宇宙線”，當這些初級宇宙線與星際空間氣體發生相互作用時，產生的粒子稱為“次級宇宙線”。初級宇宙線和次級宇宙線統稱為原初宇宙線，即能夠抵達地球大氣層的宇宙線粒子。一個高能原初宇宙線粒子進入大氣層后，會與空氣中的原子核發生相互作用，通過強子級聯簇射和電磁級聯簇射過程，產生大量的次級粒子，這些粒子通常包含強子、電子、光子和μ 子等成分，并廣泛的散播在數平方公里的面積上，這種現象被稱為“廣延大氣簇射”。

對宇宙線的探測主要分為直接探測和間接探測兩種。直接探測，即探測器探測的粒子就是大氣頂層的原初宇宙線粒子。由于宇宙線粒子在大氣中要發生廣延大氣簇射過程，所以在地面無法直接探測宇宙線原初粒子，對宇宙線原初粒子的直接探測只能在大氣層外，即氣球、衛星和空間站上進行。直接探測可得到原初成分準確信息。間接探測是通過探測原初宇宙線粒子與大氣相互作用后產生的次級粒子，通過重建和分析次級粒子的某些特征來給出原初宇宙線信息，能夠實現宇宙線高能端的測量。但是，有關原初粒子種類的信息需要借助于相互作用模型，因而具有較大的模型依賴和不確定性。目前來講，直接探測覆蓋了約200MeV～100TeV 能區，間接探測覆蓋約5TeV～100EeV 能區，其重疊的能區則為兩類探測手段提供相互檢驗。宇宙線能量低于1014eV時，由于流強較高，通過衛星實驗和高空氣球實驗就能夠對這些原初宇宙線的成分進行直接觀測。而能量高于1014eV 的粒子，由于其流量太小，受到空間實驗有效荷載面積的限制，目前主要通過地面陣列實驗進行間接觀測[19]。兩種觀測方法互相補充，共同揭示宇宙線的本質。

2.2 宇宙線作為探測手段的物理原因

宇宙線成為人類認識和觀測宇宙的又一個基本手段的理由，主要體現在兩個方面：

（1） 宇宙線是太陽系以外唯一的物質樣本。宇宙線由各種天體演化過程，尤其是高能天體物理過程所產生，它們攜帶著這些過程中的豐富信息。太陽及其他恒星表面的高能活動、脈沖星、超新星遺跡、活動星系核和類星體等，都可能是宇宙線源。通過觀測和研究它們的起源和宇觀環境中的微觀變化從而獲得宇宙大部分奇特環境中天體的劇烈活動過程的大量信息。宇宙線的研究，關乎于我們從何而來，又將去向何處的終極問題。

（2） 迄今為止，人類已經探測到的最高能量的宇宙線粒子能量達到了3×1020eV，這個能量水平比目前最大的粒子加速器LHC所能加速的粒子能量高出了數千萬倍。這首先使得宇宙線成為我們研究極高能粒子物理非常重要的，而且目前看來是唯一的工具。其次，如此高能的粒子起源于什么天體？ 是什么樣的劇烈天體物理過程加速的？ 在如此極高能的狀態下，已知的物理學規律是否仍然適用？ 現代物理的理論有什么新突破？ 這些問題都是宇宙線研究的主要科學問題。

2.3 宇宙線作為探測手段的大型實驗

宇宙線發現至今100多年中，對宇宙線的起源、加速和傳播問題的研究一直是廣大物理學家們非常關心的問題。世界各國的科學家都開展了不同類型、不同探測方式的實驗，表2列出了一些典型的宇宙線實驗。在這里簡要介紹我國剛剛建成的高海拔宇宙線觀測站（Large High AltitudeAir Shower Observatory，LHAASO）。

LHAASO 位于中國四川省稻城縣海子山，平均海拔4410米，可以說是占據了宇宙線實驗的制高點。選址在高海拔地方的優勢旨在于減少大氣對宇宙線粒子的阻擋，海拔越高的地方，大氣越稀薄。雖然說中國青藏高原有更高海拔的地址都符合實驗海拔的要求，但實際上較低海拔受到大氣層的干擾較小，使其擁有較高的能量分辨率和較低的背景輻射，更易獲得準確可靠的宇宙線觀測結果。同時，稻城地勢平坦，為放置宇宙線探測器提供了寬闊的場地，足夠多的探測器也就可以采集更多的宇宙線粒子。

LHAASO 是目前世界上海拔最高，且在20TeV 能量以上靈敏度最強的宇宙射線探測裝置。LHAASO 由5195 個電磁粒子探測器和1188個繆子探測器組成一平方公里地面簇射粒子陣列、7.8萬平方米水切倫科夫探測器、18臺廣角切倫科夫望遠鏡交錯排布組成復合陣列。該觀測站采用四種探測技術，可實現全方位、多變量地測量宇宙線。

LHAASO 的核心目標[20]：第一是尋找宇宙線的起源，以實現對宇宙線能譜和成分的精確測量，進而探索宇宙線加速和傳播機制。第二是開展全天區伽馬源的掃描搜索，大量發現新伽馬源，并研究其輻射機制。捕捉宇宙中的高能伽馬暴事例，進而研究其爆發機制。第三是探索量子引力、暗物質和洛倫茲不變性破壞等新物理現象，發現新物理規律。

LHAASO用11個月的觀測數據就在銀河系內發現12個超高能伽馬射線源，并記錄到能量達到1.4 PeV 的伽馬光子，這是人類迄今觀測到的最高能量光子[21]，突破了人類對銀河系粒子加速的傳統認知，開啟了“超高能伽馬天文學”的時代。首次精確探測到了伽馬射線暴高能光子爆發的完整過程，并記錄了萬億電子伏特伽馬射線流量增強和衰減的整個階段[22]，這是人類首次完整記錄到這一高能爆發現象的全過程，這一觀測結果大大增進了人類對伽馬暴輻射機制以及噴流結構等方面的理解。

3 中微子

3.1 中微子的基本概念

中微子是構成物質世界最基本的單元之一。根據標準模型，物質世界由12種基本粒子組成，分別為：上夸克、下夸克、奇夸克、粲夸克、底夸克、頂夸克共6種夸克，電子、繆子、陶子共3種帶電輕子，以及電子中微子ve，繆子中微子vμ 和陶子中微子vτ 共3種中微子。這其中，中微子自旋為1/2，質量至少小于電子質量的1/106，且每一種中微子都有與其對應的反粒子（ve、vμ、vτ）。

中微子產生于由弱相互作用支配的β衰變，從核子層面看，來自于中子與質子的相互轉變，從夸克層面看，來自上夸克與下夸克之間的轉變。所以存在β衰變的過程，均有中微子產生，它散布于宇宙每一個角落，其空間數密度約為330個/cm3[23]，在數量上超過電子、中子和質子達百億倍，然其被原子核俘獲的截面約為10-45m2，這在極大程度上增加了人類對它的探測難度。

簡要來講，中微子物理學的發展歷程大致如下。1896年貝克勒爾（Antoine Henri Becquerel）發現放射性，1898年居里夫人（Marie Curie）發現釙和鐳，開始推動科學家們進一步研究放射性，并最終意識到元素輻射分為α、β、γ三種輻射。α輻射出的是氦原子核，β輻射出的是電子，γ輻射出的是光子。此后對于β衰變電子能譜的測量所出現的電子連續譜，使得奧地利物理學家泡利于1930年提出中微子假說。1956年美國物理學家萊因斯（Reines Frederich）和柯恩（Clyde Cowan）首次探測到了核反應堆釋放的電子反中微子ve[24]。1962年，美國物理學家萊德曼（Leon Lederman）、施瓦茨（Melvin Schwartz）、斯坦博格（Jack Steinberger）等人在布魯克海文實驗室利用加速器發現了第二種中微子vμ[25]。1968年，布魯克海文實驗室的戴維斯（Raymond Davis）在美國南達科他州霍姆斯泰克的一個廢舊金礦首次成功地探測到了來自太陽的中微子，然而他卻發現所探測到的中微子數量只有預期數量的1/3，這一現象被稱為 “太陽中微子失蹤之謎”[26]。1987年，小柴昌俊主持的神岡實驗Ⅱ和美國IMB實驗探測到在大麥哲倫星云中爆發的一顆超新星（SN1987A）所釋放出來的中微子，這也是人類首次“捕獲”到來自宇宙的中微子[6]。1988年，日本物理學家梶田隆章（Takaaki Kajita）與他的兩位導師小柴昌俊和戶冢洋二（Yoji Totsuka）在神岡實驗中觀測到大氣中微子低于預期，這一現象被稱為“大氣中微子反?！盵27]。1989年，通過對Z0衰變截面的測量，歐洲核子研究中心證明了存在且只存在3種中微子。然而，最后一種中微子vτ直到2000年才被美國費米實驗室的DONUT 實驗成功探測到[28]。1998年，小柴昌俊在升級后的超級神岡實驗中率先證實了大氣中微子振蕩。在2001—2006年間，加拿大的薩德伯里中微子觀測站（SNO）、日本的KamLAND 實驗、日本的K2K實驗和美國的MINOS實驗相繼證實了太陽中微子的振蕩模式。

由于在基本粒子標準模型的假設里，中微子的靜止質量為零，而中微子振蕩的證實表明中微子具有微小質量，引發了物理學家們對標準模型的思考。若將中微子質量納入標準模型中，需要解答一系列未知問題[23]：（1）它是狄拉克費米子（反粒子與自身不同）還是馬約拉納粒子（反粒子就是它本身）？ （2）它的質量順序是正的還是反的？ （3）它的絕對質量大小是多少？ （4）電荷宇稱破壞角（δCP ）大小是多少？ （5）惰性中微子（一種標準模型之外的、不參與弱作用的粒子）是否存在等等。而這些問題，很可能成為進一步更新粒子物理標準模型的突破口，對完善粒子物理理論體系至關重要。

正因為如此，中微子振蕩成為當前中微子研究的關鍵著力點，它主要由中微子混合角θ12，θ23，θ13、兩個獨立的質量平方差Δm2 21 =m22-m21和Δm2 32=m23-m22、δCP 等六個振蕩參數來表示。目前，六個振蕩參數已測得四個半，剩下δCP 還未知，以及不能確定Δm2 32 的符號（即m2 和m3 誰更重，又稱為質量順序問題）。質量順序在影響振蕩概率的同時，也進一步影響了δCP 的確定。δCP 是解釋宇宙中物質與反物質的不對稱的依據，而它的測定需要在θ13 的基礎上進行。因此，θ13 的符號、δCP 值的確定和進一步提高δCP 的精度是目前粒子物理研究的重大問題。

3.2 中微子作為探測手段的物理原因

目前大家普遍認為，中微子的產生主要有以下7種方式：（1）宇宙大爆炸時遺留下來的宇宙背景中微子（現在溫度為1.95K）;（2）在超新星爆發等巨型天體活動過程中，質子和電子合并形成中子，產生出來的中微子;（3）在太陽這一類恒星上，通過熱核反應產生的十幾MeV 以下的電子中微子;（4）高能宇宙射線射到地球大氣層，與其中的原子核發生核反應，產生κ介子或π介子，這些介子再衰變成μ子及中微子;（5）地球這一類行星上238U 自發裂變或235U 誘發裂變產物β衰變所產生的ve;（6）核反應堆發電過程中產生的中微子;（7）加速器產生的中微子。所以作為聯系微觀世界和宇觀世界的重要環節，有極強的穿透能力且攜帶著宇宙早期最豐富信息的中微子在尋找超高能宇宙線的起源、研究超新星爆發的機制、研究太陽模型、利用超新星背景中微子研究宇宙大尺度結構、利用地球中微子研究地球演化等方面有著極為重要的意義[23]，也因此成為了我們認識和探測宇宙的重要信使。

3.3 中微子作為探測手段的大型實驗

在三代中微子的框架下，人類通過太陽中微子實驗（測得sin22θ12 和Δm2 21）、大氣中微子實驗（測得sin22θ23 和|Δm2 32|）、加速器中微子實驗、反應堆中微子實驗（測得sin22θ13）等多種實驗對中微子的振蕩參數進行測量[29]，表3列出了一些典型的中微子振蕩實驗。

大亞灣反應堆中微子實驗（Daya Bay ReactorNeutrino Experiment）是一個以我國科學家為主導的國際合作實驗，中微子探測器安放在大亞灣核電站附近，利用其核反應過程產生大量的電子反中微子，來確保足夠的中微子統計量。另外，由于大亞灣核電站處于百米深的花崗巖山體中，這對低事例率、高精度的中微子實驗來說，很大程度上降低了宇宙射線和天然放射性本底對實驗數據的影響。

如圖3所示，大亞灣實驗在距離核反應堆很近的地方（近點）和中微子振蕩最大值處（遠點）共放置了8個探測器（布局如圖3所示）。為了降低宇宙射線本底的影響，每個探測器都包括中微子探測器和宇宙線探測器兩部分，均放置于地下實驗廳內。探測器為3 層同心圓柱結構，分為內層———中間層（集能層）———外層三部分，依次為20t摻釓液體閃爍體、20t普通液體閃爍體、40t礦物油，分別放置在直徑3m、高3m 的有機玻璃罐、直徑4m、高4m 的有機玻璃罐和直徑5m、高5m的不銹鋼罐內。探測器整體置于水池中，保證探測器在各個方向都至少被2.5m 厚的水屏蔽，最終由水池內壁安裝的192只8in（1in=2.51cm）光電倍增管（PMT）讀出信號[30]。該實驗采取了相對測量的方法[30]，通過計算近點和遠點之間的中微子的流強差（即ve 的通量差值），再由通量差值計算出ve 振蕩的轉化概率P ，通過公式（3）即可計算出θ13

P =sin22θ13sin2（1.27Δm2 31L/E） （3）

其中，L 為中微子的傳播距離，即近點和遠點探測器之間的距離，E 為ve 的能量。

究其科學目標，大亞灣中微子實驗旨在通過研究反應堆中微子源來精確測量中微子振蕩參數———sin22θ13 和|Δm2 32|，助力于未知的中微子振蕩參數的測定，并通過核燃料的演化對反應堆的中微子流強和核燃料各組分的中微子能譜進行精確測量，為一系列中微子相關問題提供數據支撐，完善人類對物質世界基本規律的認識，促進中微子天文學的發展。

大亞灣實驗是我國對中微子振蕩研究的首次嘗試，2012年大亞灣實驗以5.2倍標準偏差的置信水平首次探測到第三種中微子振蕩模式，同時精確測量了中微子參數θ13 的數值[31]，被美國Science 雜志評為當年的十大科學突破[32]，也被譽為“中國有史以來最重要的物理成果”。繼大亞灣實驗取得一系列科學研究成果后，我國開始建設精度更高、規模更大的液體閃爍體探測器———江門中微子探測器。

為提高測量質量順序靈敏度，除需要使反應堆中微子振蕩概率極大以外，江門地下中微子觀測站（Jiangmen Underground Neutrino Observatory，JUNO）的選址考慮了諸多因素。一方面，為保證各個反應堆距離實驗探測器的基線一致以避免不同基線距離造成振蕩中的干涉效應相互抵消[29]，觀測站位于廣東省江門市開平市，距廣東陽江和臺山反應堆群約53km，且兩個核電站的有效的反應堆群功率世界第一，總熱功率約為26.6GWth，一定程度上保證了足夠的反應堆中微子源。另一方面，江門實驗將探測器置于700m 的巖石覆蓋下，將宇宙線本底控制在合理的范圍內的同時，將探測器的muon事例率降低至0.004Hz/m2，提高了信噪比。

如圖4所示，江門探測器系統主要包含中心探測器（CD）和反符合探測器，反符合探測器由水切倫科夫探測器（WCD）與頂部徑跡探測器（TT）組成。CD 由基準質量為2 萬噸的液體閃爍體（LS）組成，設計的能量分辨率為3% E MeV ，裝在一個通過球形不銹鋼網架支撐結構進行固定的內直徑為35.4米的有機玻璃球中?？紤]到LS自身放射性和周圍巖石的天然放射性，LS配方采用與大亞灣實驗類似的配方，但并未摻入Gu絡合物，同時將整個CD 浸泡在一個直徑43.5m、高44m、內部填充3.5萬噸超純水的圓柱形的水池中[33]。為提高光信號的收集和探測效率，JUNO實驗在網架結構上安裝了一系列光學附件：（1）Tyvek反射膜：將水池分割成內外兩部分，形成光隔離，提高光收集效率;（2）PMT：網架結構上配置17612個直徑為20英寸的PMT 和25600個直徑為3英寸的PMT，并將它們面向水池，用于收集液閃發出的光信號;（3）地磁屏蔽線圈：尺寸較大的PMT光電子探測效率易受地磁場影響的問題，因此在網架結構上安裝了地磁屏蔽線圈[34]。在中心探測器頂部，通過一根直徑為80cm 的有機玻璃管（“管子”）將刻度系統與中心探測器相連。江門探測器在水池上方覆蓋了由OPERA 實驗中塑料閃爍體組成的頂部徑跡探測器（TT），TT 總共由62個靈敏體積為6.7m×6.7m 的模塊組成。為降低周圍環境的天然放射性對TT 的影響，將模塊分為多層并平行間隔放置，多層模塊之間進行符合以探測muon。經模擬計算muon徑跡的重建角度分辨率可以達到0.2°，更高的muon徑跡重建精度可以更好地測量中子或宇生同位素與muon的距離或時間分布，利于扣除中微子數據分析中的muon引入的本底[29]。

江門中微子實驗是一個多物理目標實驗。與大亞灣實驗類似，江門中微子實驗同樣利用液體閃爍體（液閃）作為靈敏介質去探測中微子，其原理是通過測量和質子（P）發生反β反應（IBD）產生的正電子和中子的方法來計算中微子的通量和能譜，主要目標是確定中微子的質量層次和精確測量振蕩參數。此外，江門探測器還能夠觀測來自陸地和外陸源的中微子/反中微子，包括超新星爆發中微子、擴散超新星中微子背景、地球中微子、大氣中微子和太陽中微子。由于JUNO 的大尺寸、優異的能量分辨率和徑跡重建能力，可以收集到關于這些主題的有趣的新數據?；诮T實驗探測器獨特的高能量分辨率、超底的本底水平、巨大的靈敏體積和低能量閾值等特點，為我們解決粒子物理、核物理和天文物理等領域中一些待解問題提供重要幫助。

4 引力波

4.1 引力波的基本概念

引力波的存在是廣義相對論最重要的預言之一[35]。在廣義相對論中，引力被視為是時空彎曲的一種效應，這種彎曲是質量存在所導致的結果。質量越大所導致的時空曲率也越大，當一個有質量的物體在時空中運動時，也會對周圍的時空造成擾動，并且能夠用波的形式向外釋放能量，類似于在平靜的水面投石激起的波紋，這種現象被稱為引力波[35]。它可以在宇宙中以光速傳播，使時空發生輕微的扭曲，因此引力波也被稱為時空的漣漪。當引力波通過觀測者時，觀測者就會發現時空變形，亦即兩個物體之間的距離會以與引力波頻率一致的方式增加和減少，但是由于這種效應的強度與引力波源的距離成反比，引力波源距離我們非常遙遠，所以在地球上觀測到的形變效應非常微弱，大約是1/1021。由此探測引力波要求實驗的精度非常高，這也正是引力波的觀測為何如此困難的關鍵原因。

引力波的起源主要分為天體物理起源和宇宙學起源兩部分[36]，表4列出了兩種不同起源的主要波源及特點;而表5恰恰說明了天體物理起源和宇宙學起源的探測頻段不同，故而對這兩類引力波的探測要用不同的探測手段。其中，天體物理過程產生的引力波基本都在中、低頻段，主要依靠表中前三種探測手段進行探測，而遺留到今天的原初引力波基本都在10-17Hz以下，主要依靠其在宇宙微波背景（Cosmic Microwave Background，CMB）上產生的偏振效應而獲知（即B模式，因類似于磁感應線的分布，故因此得名）。CMB 是宇宙大爆炸后遺留下來的光子，它包含E模式和B模式兩種偏振模式。其中B模式偏振是由原初引力波引起的，因此用CMB望遠鏡對B模式偏振的觀測是探測原初引力波的直接途徑，我國西藏阿里天文臺正在建造一臺小口徑高靈敏度 CMB 望遠鏡，目前正在尋找原初引力波信號[36]。

由于大質量天體劇烈的加速和并合活動在宇宙空間無處不在，應該說引力波遍布于整個宇宙空間，但引力波在地球上的觀測效應極其微弱，即引力波的輻射強度非常微弱，如兩個質子構成的旋轉體系輻射出的引力波強度僅為其輻射的電磁波的1/1037。再加上各種噪聲的影響，從1916年愛因斯坦（Albert Einstein）發表了廣義相對論，建立了引力場方程，預言了引力波的存在開始，人類用了整整一個世紀才目睹引力波的真容。

世界上最早探測引力波的實驗，當屬20世紀60年代美國馬里蘭大學的物理學教授約瑟夫·韋伯（Joseph Weber）領導的韋伯共振棒探測器[40]。1969年6月，J.韋伯在美國辛辛那提舉行的相對論學術會議上報告成功探測到了來自銀河系中心的引力波信號，但后續經過數據分析被否定了。20世紀70年代開始，世界各國紛紛建設并運行了多個共振棒探測器，比如：位于意大利帕杜瓦附近的 AURIGA（御夫座）和弗拉斯卡蒂的NAUTILUS（鸚鵡螺）、位于瑞士日內瓦的EXPLORER（探險者）等，我國中山大學也建立起常溫共振棒探測器。但由于引力波信號極其微弱、共振棒探測器靈敏度的局限性和其探測頻帶過窄（只有幾赫茲到幾十赫茲）等因素，這些嘗試暫時還未達到預期結果。

引力波存在的間接證據來源于美國物理學家赫尓斯 （Russell Alan Hulse）和泰勒（JosephHooton Taylor）對射電脈沖雙星的觀測。1974年，他們利用位于波多黎各的Arecibo射電天文望遠鏡，發現了脈沖雙星PSR1913+16[41]，它是由兩顆半徑約為10千米、質量與太陽質量相當的中子星組成[41]。其中一顆已經沒有電磁輻射，而另一顆仍處于活動期，它的射電脈沖可以在地球上被觀測到[41]。根據廣義相對論，當兩個質量體繞其質心轉動時，體系的質量四極矩會隨時間發生改變，從而產生引力輻射。輻射出的引力波帶走能量使系統的總能量減小，從而使軌道的長半軸變小，公轉周期變短。持續觀測了PSR1913+16十四年后，泰勒和赫爾斯發現其軌道的長半軸逐漸減小，繞質心轉動的周期逐漸變短，這與廣義相對論按引力輻射造成的周期變小率每年在極小的誤差內吻合地極好[42]，第一次間接驗證了廣義相對論對引力波的預言。這個雙星系統后來就被稱為“赫爾斯泰勒雙星”，并為師徒二人贏得了1993年的諾貝爾物理學獎。

美國當地時間2016 年2月11日，激光干涉引力波天文臺（Laser Interferometer Gravitational WaveObservation，LIGO）召開發布會，宣布人類歷史上第一個引力波事件探測的結果，這次引力波被命名為 GW150914[7]，由兩個質量分別為36倍和29倍太陽質量的黑洞并合生成了一個質量為62倍太陽質量的黑洞，中間消失的3倍太陽質量轉變為了引力波的能量。這次事件驗證了愛因斯坦的廣義相對論對于引力波的預言，是人類探索宇宙的一次新的里程碑。引力波的成果探測為天文學家提供了前所未有的方式觀察宇宙，人類從此可以利用引力波來觀測天體、研究宇宙，人類終于打開了引力波天文學的第一扇窗。

4.2 引力波作為探測手段的物理原因

將引力波作為人類認識和觀測宇宙的又一個基本手段主要基于以下幾方面原因。

（1） 相較于電磁波，光子在傳播過程中會被宇宙學介質吸收、散射，從而難以到達地球，而引力相互作用弱，引力波在傳播過程中受到的干擾就比較小，基本上不被吸收、不被散射、不被屏蔽，它能夠將觀測范圍擴展到被宇宙塵埃弄暗或被其他物質屏蔽的宇宙區域，向我們提供天體源深處、高密度部分所發生的物理過程的完整信息。

（2） 引力波產生于波源整體的宏觀運動，因此引力輻射所揭示的信息與電磁輻射觀測到的不同，主要是波源宏觀尺度的信息。例如對于一個雙星繞轉系統發射的引力波觀測可以獲得雙星軌道的傾角，這類關于波源運動的宏觀信息通常無法從電磁輻射觀測中取得。

（3） 并非所有的天體物理活動都有相應的電磁對應體，比如雙黑洞在完全真空的環境下并合，并不會釋放電磁波輻射。這是因為雙黑洞在旋近過程中會吸凈、掏空周圍的物質，導致電磁波信號無法釋放出來。引力波的成功探測讓人類首次觀測到黑洞的碰撞和并合，可見，引力波能探測沒有電磁輻射的、傳統的電磁輻射天文學無法探測的天體及暗物質等，可幫助人類深入理解極端天體物理環境下的動力學過程。

4.3 引力波作為探測手段的大型實驗

前文表5列舉了一些經典的引力波探測實驗。其中，長基線激光干涉儀引力波探測器已成為目前引力波直接探測的主要手段。下面簡要介紹一下LIGO 實驗。

為了復合觀測，LIGO 有兩臺探測器，一臺位于美國西北角華盛頓州的漢福德，另一臺位于美國東南角路易斯安那州的利文斯頓，兩地相距3002公里且均屬于人口稀少的偏僻地點。這兩臺探測器非常靈敏，它們可以“感覺到”地球上最微小的振動，也能夠做到將引力波與局部噪聲（地震、人類活動等）區分開來。

在設計上，每個LIGO 探測器由兩個臂組成，每個臂長4km，由1.2m 寬的鋼制真空管組成，排列成“L”形，并由10ft寬，12ft高的混凝土庇護所覆蓋，保護管道免受環境的影響。激光干涉儀引力波探測器是由光學、機械和電子學三部分組成。光學部分的主體結構如圖5所示，它包括激光器、清模器、臂上法布里珀羅腔、光循環鏡以及輔助光學系統與器件（如：調制解調器、光隔離器、波片、光信號引出系統、光探測器等）[38，43]。

激光干涉引力波探測器的原理是從激光器發出的一束單色的頻率穩定的激光，在分光鏡上被分成兩束強度相等的光束，其中一束經分光鏡反射進入干涉儀的一臂，而另一束透過分光鏡進入與前一光束垂直的另一臂。兩束光在經歷了相等的渡越時間后，發生干涉相減，若輸出口呈現暗條紋，則表明光探測器沒有進入光線，輸出信號“0”，這是探測器的初始工作狀態。當引力波來臨時，由于其獨特的極化性質，干涉儀兩個臂的長度會發生相反的變化，即一臂伸長時，另一臂相應縮短，這導致兩束相干光產生新的光程差，打破了相干減弱的初始條件，有一定數量的光線進入光探測器，使它有信號輸出，該信號的大小與引力波振幅成正比，探測到這個信號即表明探測到引力波[38]。

1991年，第一代LIGO 正式開始建設，2008—2015年LIGO 完成升級改造，取名為AdvancedLIGO，探測靈敏度提高了10倍，捕捉到了數次引力波信號（見表6）。2017年，歐洲室女座干涉儀VIRGO（位于意大利比薩市）加入了LIGO，LIGO和VIRGO 探測器的配合，實現了引力波探測器觀測的網絡化，力求對引力波的來源方位定位更加精準。LIGO 項目從第一個探測原型樣機到得到實驗結果，時間跨度50年，牽涉到上千名科學工作者，這在科學史上既是奇跡，又是莫大的啟示。隨著LIGO 的節節勝利，引力波天文學成為一個熱門的研究方向。在LIGO 之后，更多引力波的探測項目被提出，引力波的探測也由此向更弱、更深、更寬頻段的未來前進。我國也在積極推進引力波探測項目，包括“太極”計劃、“天琴”計劃、阿里計劃都在穩步推進。引力波天文學的研究將進入一個嶄新的階段。

5 結語

電磁波、宇宙線、中微子、引力波，作為獲取天體信息的四大信使，由于產生于不同的天體物理過程，攜帶了天體活動的不同信息，所以對于認識和探測宇宙而言，四大信使不僅是最基本的手段，而且只有在它們相互補充、互相聯合的前提下，才能夠通過“望聞問切”對宇宙進行綜合觀測，從而了解宇宙的奧秘。這種聯合勢必能夠為我們帶來全新的認知和理解，尤其對于一些復雜的天體物理過程。

在這四種信使當中，電磁波的探測最為成熟，宇宙線的探測已有百年歷史，中微子的探測也已數十年，唯有引力波的探測才剛剛拉開序幕。目前我們將使用至少兩種信使來對同一天體進行的觀測研究稱為“多信使天文學”，而真正的同時利用四大信使對同一天體進行觀測研究的時代尚在未來。

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