宇宙中微子的那些事兒_風聞

　　降世

　　1930年，為了解決衰變過程中的能量不守恆問題，泡利引入了中微子的概念。也許對一般人而言，僅僅是作為中微子的提出者這個頭銜，就足以讓他名垂物理學史，但對泡利而言，這可能只是他“拿不出手的”一項成就之一。泡利出生於1900年，是名副其實的天才兒童，年少成名，在他還是大學生的時候就為德國的《數學科學百科全書》撰寫了一篇長達237頁的關於相對論的綜述，這篇綜述甚至連愛因斯坦都做出了驚為天人的評價，他都難以相信這是出自一位只有21歲的年輕人之手，而即使在整整百年後的今天看來，他的這篇綜述都毫不過時。25歲的時候，泡利便提出了後來使自己獲得了諾貝爾物理學獎的“泡利不相容原理”。於我們一般人來説，泡利可謂一生都在開掛。

　　圖1. 1925年，愛因斯坦和泡利在萊頓（圖源：美國物理聯合會）

　　在中微子誕生的過程中，還有另一個天才物理學家費米也作出了重要貢獻。1934年，費米基於泡利提出的中微子理論基礎很好的描述了β衰變。費米可謂一個罕見的全才物理學家，他在物理的許多方面都有傑出的貢獻，尤為罕見的是他既是世界頂尖的理論物理學家，又是世界頂尖的實驗物理學家。是他試驗成功了世界上第一個受控的核反應堆，因此他又被稱為核能之父。

　　止戈

　　儘管中微子理論已經被提出來了，但是這種粒子與其他粒子的相互作用卻非常微弱，幾乎無法探測。泡利本人就曾對他的同事説為了拯救β衰變的能量守恆問題，他做了一件理論物理學家不應該做的事，就是他引入了一個永遠都不能被實驗證實的粒子。幸好上帝這次沒有站在泡利這邊，雖然中微子的探測非常困難，但是在幾十年後還是成功的被探測到了。在諾貝爾物理學獎的歷史上，中微子獨自就獲得了四次“殊榮”，而前三次的獲獎皆因直接探測到了中微子。第一次是在1988年頒給萊德曼、施瓦茨和斯坦伯格，獎勵他們在1962年發現了第二種中微子。第二次是在1995頒給了欒斯，獎勵欒斯和科萬1968年在原子核的反應堆裏探測到了中微子，科萬由於已經去世二十年之久沒能站上諾貝爾的頒獎舞台。第三次是在2002年頒給了戴維斯和小柴昌俊，分別由於探測到來自太陽的和來自超新星的中微子而獲獎。

　　圖2. 由史匹哲太空望遠鏡、哈勃太空望遠鏡和昌德拉X射線天文台的圖像合成的開普勒超新星圖片（圖源：NASA）

　　近幾十年來關於中微子物理的較大突破幾乎都來自天體物理。長期困擾着人們的太陽中微子消失之謎以及大氣中微子的反常現象，都被無比確鑿的實驗證據證實是來自於中微子的振盪。中微子有三種類型，隨着中微子的傳播，它們可以在不同類型之間切換，這一現象即是中微子振盪，中微子振盪只有在中微子有質量的情況下才會發生。中微子振盪的理論早在1957年就由物理學家龐蒂科夫提出，但是直到最近幾十年才被證實。中微子振盪的發現也在2015年被第四次授予了諾貝爾物理學獎，但遺憾的是龐蒂科夫早已去世。

　　懸念

　　在粒子標準模型裏中微子是無質量的，但中微子振盪實驗證實了中微子有質量。儘管振證實了中微子有質量，但是它只能測得中微子質量的平方差，而對中微子質量的絕對值並不敏感，因此我們目前並不知道每種中微子的絕對質量是多少。這也導致了目前中微子質量有兩種可能的排序，如圖3所示，我們分別稱為正常和反常的層次結構

　　圖3. 兩種可能的中微子質量順序的表示

　　（圖源：https://indico.fnal.gov/event/48030/contributions/213913/attachments/142638/180121/Superheroes-STEM_Neutrino-Intro_2021-05-01.pdf）

　　有質量的中微子在宇宙大尺度結構的形成和演化中扮演了重要的作用。目前對中微子質量最好的限制是來自於宇宙學的觀測。接下來，讓我們來看一下大爆炸之後主要的宇宙膨脹歷史和以及微子在宇宙膨脹歷史中的演化和中微子質量的宇宙學效應。

　　宇宙膨脹歷史

　　我們都知道經歷了大爆炸之後的宇宙，一瞬間暴富，由此開始自我膨脹，同時也開始逐漸降温。此時宇宙中的各種成分之間雖然發生着散射這樣的小打小鬧，但也算鄰里和睦，整體還是處在熱平衡的狀態。但是隨着宇宙不斷的膨脹，宇宙中的各成分間也開始上演江湖上的愛恨情仇。

　　宇宙在極早期階段發生了暴脹，正反重子不對稱的產生以及冷暗物質的形成等，這一階段持續的時間極短，大約從10-43秒到10-11秒，此時宇宙的温度降至了約1015K，並開始發生電弱相變，大多數粒子由此獲得了質量。當宇宙成長到10-5秒左右時，此時宇宙温度約1013K，強子相變開始發生，夸克形成強子和介子。當宇宙繼續成長到第三分鐘，宇宙的温度也降到了約109K，此時輕元素開始由大爆炸核合成過程形成。

　　圖4. 宇宙膨脹歷史（圖源：網絡）

　　早期宇宙一直是由輻射主導，但輻射要比物質隨温度下降得更快，所以宇宙持續膨脹會來到輻射與物質相等的時刻，此時宇宙的的年齡大約在6萬年左右，温度約104K。當宇宙繼續膨脹到温度約3000K時，幾乎所有的自由電子被束縛到氫原子和氦原子中，這一過程又被稱為複合時期，緊接着到最後散射時期，光子也從最後散射面脱耦出來，此時宇宙的年齡大約在38萬年，我們現在所觀測到的宇宙微波背景（CMB）圖5，就是最後散射時期脱耦出來的光子。脱耦出來的光子其後也將在宇宙中自由流動，宇宙變得完全透明，這一時期被稱為宇宙的“黑暗時代”。直到第一代天體的形成，這些天體發射出的紫外輻射又把大多數中性氫電離了，宇宙再次變得不那麼透明，這一過程稱為宇宙的再電離，此時宇宙的年齡大約在2億年左右。隨着宇宙不斷的膨脹，物質也隨温度不斷下降，經過物質與暗能量相等時刻後，宇宙開始由暗能量主導，暗能量主導的宇宙會加速膨脹。今天我們的宇宙大約百分之七十是暗能量，剩下約百分之二十五的暗物質和百分之五的重子。

　　宇宙中微子歷史

　　在宇宙膨脹到第一秒時，我們所關心的中微子便開始單獨登上宇宙演化的舞台，此時宇宙的温度約1011K，中微子從之前的平衡狀態中脱耦出來，開始自由流動。緊接着當宇宙温度降到約5×109K時，大部分正負電子對湮滅成光子，並把自己的熵傳給了光子，由於中微子已率先脱耦出去，這也導致了後來中微子的温度要比光子低了一些。在複合時期之後，宇宙的温度已隨着宇宙膨脹明顯下降，至少有兩種中微子開始變得非相對論，並與重子和冷暗物質一起對宇宙的物質成分做出貢獻。

　　中微子的自由流動在宇宙中微子歷史中扮演了很重要的角色，在自由流動時，它們像自由下落的粒子一樣沿着測地線運動。定性來説，中微子自由流動對之後宇宙中結構的形成有很重要的影響，在中微子自由流動的尺度內，由於其具有很大的速度，所以不能被限制在勢阱中，導致小尺度上結構的形成的難度加大。中微子在小尺度上對結構形成的抑制效應隨着中微子質量的增加而增加，並提供了中微子質量最清晰的觀測特徵之一。

　　圖5. 普朗克衞星觀測到的宇宙微波背景（CMB），圖中的斑點代表着早期宇宙中温度在十萬分之一量級上的細微起伏。這些起伏，形成今天的恆星和星系

　　（圖源：ESA and the Planck Collaboration， https://www.esa.int/ESA_Multimedia/Images/2013/03/Planck_CMB）

　　中微子質量的宇宙學效應

　　中微子質量對宇宙學演化的效應可以分為背景效應和微擾效應兩部分，前者是指有質量的中微子通過改變尺度因子的演化進而改變宇宙背景的演化，後者是指有質量的中微子對引力勢擾動演化以及宇宙流體不同成分擾動演化的修改。

　　我們先來看中微子質量對CMB各向異性譜的影響。中微子質量的變化將會由暗物質、暗能量、重子物質和哈勃參數的變化所補償，這會直接導致最後散射時期聲學視界、角直徑距離，以及輻射物質相等時刻或者物質暗能量相等時刻等背景量的改變。除此外，這些改變還會影響引力勢擾動的演化，以及CMB稜鏡效應。因此會改變我們觀測到的CMB譜的形狀。

　　再看中微子質量對物質功率譜的影響。在物質主導時期的宇宙，很小的尺度上開始非線性的演化並形成了我們今天所看到的宇宙的結構，而在大的尺度上，宇宙仍然是在線性的演化。在大尺度上中微子的自由流動可以忽略，並且中微子擾動同暗物質擾動也是不可區分的，因此中微子質量的變化不會影響大尺度上的標量物質功率譜。在小尺度上，由於中微子的自由流動，它不能被限制在自由流動的尺度內，當它變得非相對論後，有質量的中微子的擾動行為變得和暗物質擾動相同，但卻不具有凝聚性，因此會對物質功率譜有一定的抑制作用，其次增加中微子的質量也會減小暗物質擾動的增長因子，也會對功率譜起到抑制作用。

　　在任一宇宙學觀測中，中微子質量參數都與其他宇宙學參數是簡併的，未來更高精度的觀測，能更好的限制宇宙學參數，同時多種觀測的聯合將進一步打破參數之間的簡併性進一步提高對中微子質量的限制。 

　　結語

　　中微子本身目前仍還存在許多疑團待探究，在現如今的實驗和觀測中，我們還不能得知中微子的絕對質量，甚至也無法得知是不是隻有三代中微子，會不會出現第四代等，中微子的性質對我們認識瞭解宇宙有很關鍵的作用。在不遠的未來，我國空間巡天望遠鏡的投入使用，將有望使我們能獲得更多的有關中微子的信息。

　　· 作者**/ 簡介**

　　**苗海濤，**中國科學院國家天文台博士後。