中微子天文学有望取得突破。自2010年以来，南极洲的 冰立方实验 ——5160个篮球大小的光学传感器分布在一立方公里的冰层中——已经探测到来自深空的少量高能中微子。尽管这些都是令人兴奋的发现，并引发了许多问题，但这些少量的地外粒子太少，无法揭示它们的起源或检验基础物理学。要了解更多信息，将需要新一代的中微子天文台。
中微子是仅发生弱相互作用的亚原子粒子，因此它们可以在太空中长距离传播，甚至穿透地球。冰立方探测到高能中微子，其能量高于约100吉电子伏特（1 GeV 为 109 电子伏特，大约是一个质子的静止质量）。这些中微子是当宇宙射线——来自太空的高能质子或较重原子核——与物质或光相互作用时产生的。这种情况可能发生在宇宙射线产生的地点，或者稍后当射线进入地球大气层并与气体分子碰撞时，释放出一连串基本粒子。在大气层中产生的中微子数量比天体物理中微子多数百倍。
中微子天文学有望解决许多物理学难题。其中之一是超高能宇宙射线的起源。1962年，新墨西哥州的火山牧场阵列探测到巨大的粒子簇射，这些粒子来自一束宇宙射线撞击上层大气层，其动能超过 1011 GeV——相当于一个网球发球的能量集中在一个原子核中。此后又探测到数十起此类事件。但50年过去了，物理学家仍然不知道自然界是如何将基本粒子加速到如此高能量的。这些能量远远超过了地球上的加速器（如瑞士日内瓦附近的大型强子对撞机（LHC））的范围；要模拟它们，需要一个地球绕太阳轨道大小的环。
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关于中微子本身，我们还需要了解很多——它们的精确质量，它们如何从一种类型（味）转变为另一种类型，以及是否存在其他预测的形式（例如“惰性”中微子）。中微子也可能有助于寻找暗物质，这是一种在控制恒星、气体和星系运动中发挥作用的不可见物质。衰变或湮灭的暗物质可能会产生高能中微子，这些中微子对于中微子望远镜来说是可见的。
中微子弱相互作用的缺点是需要巨大的探测器才能捕获足够的粒子，以区分少数来自太空的粒子和更多来自地球大气层的粒子。冰立方是目前运行中最大的中微子探测阵列，但它太小了，进一步的数据收集可能太慢，无法在未来十年内产生重大突破。
更大的中微子天文台，其体积是冰立方的10-100倍，对于探索宇宙中最剧烈的过程至关重要。确定不同类型中微子的质量并研究中微子如何与地球内部的物质相互作用，可以区分或排除一些额外空间维度的模型，并解决高能核物理学的关键问题，例如重核中胶子（介导夸克之间力的粒子）的密度。
中微子望远镜的设计正在制定中，如果天文、粒子和核物理学界能够走到一起并协调资金，则有望在五到十年内投入运行。一套互补的多个中微子天文台将以远低于大型强子对撞机的成本（数千万到数亿美元，而不是数百亿美元）测试超出大型强子对撞机能量范围的物理学。
问题多于答案
冰立方于2010年在南极洲全面投入运行（我从2004年开始参与其中），它探测蓝光：切伦科夫辐射，这种辐射是由高能中微子与水或冰中的原子核相互作用时产生的带电粒子发射出来的。计算机梳理数据以寻找相互作用——从一点发出的粒子的长径迹或径向级联（参见 “中微子天文台”）。冰立方每年看到超过 50,000 个中微子候选事件。其中来自太空的不到 1%。
有几种方法可以区分宇宙中微子和大气中微子。最高能量的事件更可能是天体物理的。大气中微子伴随着粒子簇射，这可以用冰面上的探测器看到。μ子是在这些簇射中产生的短寿命亚原子粒子，其数量是中微子的 500,000 倍，并且也可以穿透冰层；因此，伴随从天空向下传播的 μ 子的信号很可能起源于大气层。这样就剩下具有向上（穿过地球）或起源于阵列体积内一点的光径迹的极高能事件，这些事件可能是天体物理起源的。
自 2010 年以来，冰立方已经看到了约 60 个天体物理中微子候选事件。其他实验太小，无法探测到任何此类中微子；其中包括 ANTARES，这是一个探测器链阵列，锚定在法国马赛附近的地中海海底，以及俄罗斯贝加尔湖中的另一个类似阵列。它们对天体物理中微子的探测率已达到预期水平——如果中微子更多，它们将耗尽宇宙射线的大部分能量。因此，找到中微子的天体物理来源应该很容易。我们尚未找到这一事实是一个日益增长的谜团。
到目前为止，中微子似乎并非来自天空中的特定位置，尽管一些研究小组已经表明与银河系平面存在微弱联系。分析也不利于曾经被认为可能加速高能宇宙射线和中微子的许多地点，包括伽马射线暴（GRB）和活动星系核（AGN）。
伽马射线暴（GRB）是卫星接收到的强大的 γ 射线短脉冲。人们认为它们要么来自黑洞与中子星或另一个黑洞合并（产生持续时间不到 2 秒的快速爆发）；要么来自超大质量恒星的较慢坍缩（爆发持续数秒或数分钟）。粒子在内爆或爆炸中被加速。在冰立方科学家检查的 800 多个伽马射线暴中，没有一个伴随有中微子爆发，这意味着伽马射线暴最多只能产生冰立方观测到的天体物理中微子的 1%。
活动星系核（AGN）是中心有超大质量黑洞吸积气体的星系。粒子可能会在从黑洞喷射出的物质射流中加速到相对论速度。但冰立方没有看到高能中微子与喷流指向地球的活动星系之间存在关联，这表明活动星系最多解释了 30% 的中微子。
其他不太可能的来源包括星暴星系，其中包含密集的恒星形成尘埃区域，这些区域布满了超新星爆炸；磁星，它们是被强磁场包围的中子星，会在几天内喷射出强大的中微子爆发（冰立方应该已经看到了这些）；以及超新星遗迹，它们的磁场太弱，无法解释最高能的中微子，尽管人们认为它们是银河系中看到的大多数低能量（高达约 1016 eV）宇宙射线的来源。
更多奇异的可能性仍未经过检验：尚未见过的超大质量暗物质粒子湮灭并产生高能中微子；或者宇宙“弦”的衰变，这是大爆炸遗留下来的时空不连续性。
冰立方还测试了替代物理理论。它限制了中微子如何从一种味“振荡”到另一种味，并限制了暗物质的特性以及高能空气簇射的成分。
下一代
前进的方向有两个：扩大当前的光学阵列以收集更多中微子，或者寻找其他策略来隔离必须起源于宇宙的最高能量中微子。这些方法涵盖不同的能量范围，因此是互补的物理学。两者都值得支持。
首先，可以将更大的光学切伦科夫望远镜部署在冰层或湖泊、海洋中——类似于冰立方或ANTARES，但具有更高效的光学传感器和更便宜的技术。一些研究小组已经为这些概念开发了先进的设计，但缺乏资金。探测器可以在 2020 年代初建造并投入运行。对于冰立方来说，技术改进将包括更高效的钻探技术和适合更窄钻孔的传感器，这可以降低钻探成本。
不同的地点提供不同的优势。南极洲提供广阔的清晰、压实的冰层和基础设施。但是，北半球的阵列，例如地中海的阵列，可以更直接地观察来自银河系中心并穿过地球的天体物理中微子，而无需像南部站点那样拒绝向下传播的大气中微子。淡水中不存在钾-40 和较低的生物发光（这会导致背景光并可能混淆粒子径迹的重建），以及冬季冰冻表面的存在，简化了施工，这使得贝加尔湖成为一个有吸引力的地点。
第二种方法需要捕获能量高于 108 GeV 的中微子。如此高能量的中微子非常罕见——冰立方尚未观测到——需要至少 100 立方公里的阵列才能捕获足够的事件。由于光学切伦科夫光在冰或水中只能传播数十米，因此覆盖如此大的体积将需要数百万个传感器，而且成本高昂。
一种更实用的方法是搜索中微子与南极冰盖相互作用产生的无线电发射。当中微子撞击冰中的原子核时，它们会产生带电粒子簇射，这些粒子会在 50 兆赫至 1 吉赫兹的频率范围内发出无线电波以及可见光。无线电波可以在冰中传播数公里。因此，一个超过 100 立方公里的无线电传感阵列可以更稀疏地布设仪器，大约每立方公里一个站点。来自能量高于 108 GeV 的中微子的无线电脉冲应该足够强，可以被冰中的天线接收到。两个国际研究小组正在构建原型，并已寻求资金进行扩展（我参与其中一个， ARIANNA）。
绿灯放行
随着一系列经济实惠的下一代设计准备就绪，需要就设计重点做出决定并部署拨款。主要的障碍是国家科学预算有限以及资助机构各自为政。中微子天文学介于粒子物理学、核物理学和天体物理学界之间，这些领域需要汇集资源才能实现这些技术的承诺。
首先，应该资助和建造冰立方和 ANTARES 的一个或两个后继者。升级后的冰立方实验（IceCub-Gen2）和立方公里中微子望远镜（KM3NeT）（一项拟议的欧洲项目）都是有力的候选者（参见 “下一代中微子望远镜”）。如有必要，协调冰立方、KM3NeT 和千兆吨体积探测器（一项拟议的俄罗斯阵列）的团队应探讨合并这些合作，以专注于在最具成本效益的地点建造单个大型探测器。应从更广泛的机构寻求资金，包括那些专注于粒子物理学和核物理学的机构。
其次，至少需要批准一个 100 立方公里的无线电探测阵列。由于这样一个项目只能在南极洲完成，因此责任落在了美国国家科学基金会身上，该基金会是南极研究的最大支持者，实际上也是唯一一个拥有足够的后勤资源来完成这样一个项目的机构。许多非美国研究小组对此感兴趣，应建立合作关系并在国际上分摊成本。一旦得到验证，这样的阵列可以在 2030 年左右扩展到覆盖 1,000 立方公里，以监测超高能宇宙。
通过找到超高能中微子和宇宙射线的天体物理来源——或排除剩余的模型——下一代中微子天文台注定会取得发现。
本文经许可转载，最初于 2016年5月25日首次发表。