地球上最雄心勃勃、最极端的实验之一于 2010 年在南极启动。冰立方是一个巨大的粒子探测器，埋藏在极地冰层中，捕获难以捉摸的高能中微子——几乎可以穿透一切物质的基本粒子。我作为首席研究员的这个项目，旨在利用中微子研究遥远的宇宙现象——特别是被认为产生宇宙射线的神秘而剧烈的过程，宇宙射线不断轰击地球。
我们预计冰立方捕获这些极高能量的中微子的频率很低。这些粒子几乎没有质量，也没有电荷（这就是为什么它们很少与其他粒子发生反应），而且它们以接近光速的速度传播。一旦它们从近处或远处抵达地球，大多数都不会停留；它们会继续旅行，径直穿过我们的星球并继续前进。由于这些困难，我们对实验最初几年的数据（在探测器仍在建设中时采集）没有发现任何非凡之处并不感到惊讶。但在 2012 年，情况发生了变化。
有一天，在团队成员的例行电话会议中，我们的屏幕上亮起了我们从未见过的模式。这些信号反映了两个中微子，它们的能量超过了地球加速器产生的能量最高的中微子的 1000 倍，几乎是太阳定期喷射出的中微子的能量的 10 亿倍。显然，它们来自我们星球遥远的地方发生的某种极其剧烈的能量过程。当我们意识到我们正在看到一些改变游戏规则的事情时，兴奋感在房间里蔓延开来。为了捕捉这一刻的奇思妙想，我们的一位研究生给这两个粒子起了昵称“伯特”和“厄尼”，以纪念《芝麻街》的角色（这些名字不仅仅有趣；它们比我们通常分配给中微子事件的长串数字更容易记住）。
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我们又花了一年时间，并对相同的数据进行了完全重新设计的分析，才确信这些确实是它们看起来的样子：遥远中微子宇宙的第一张照片的最初像素。从那时起，我们总共发现了 54 个高能中微子——其中许多都起了“布偶”的名字，包括一个名为“大鸟”的中微子，其能量是厄尼或伯特的两倍。
我们现在正在努力确定这些高能中微子来自天空中的哪个位置，以及它们是如何产生的。它们的可疑来源是极端的宇宙事件，例如超新星和其他被称为伽马射线暴的恒星爆炸——这两种现象据传会产生宇宙射线。如果我们能够明确地将高能中微子追溯到这些可能的宇宙射线来源，我们将开启对产生它们的非凡戏剧性事件背后的物理学理解的新前沿。
强大的粒子
宇宙射线不断地从太空轰击地球，它们是由极高能量的质子和其他带电粒子组成的。在它们被发现一个多世纪后，它们的诞生过程仍然未知。当它们到达地球时，我们无法推断出它们来自宇宙中的哪个位置，因为它们的电荷允许银河系和星系际磁场在它们穿越太空时改变它们的路线。幸运的是，然而，理论表明宇宙射线也在它们的诞生地与光子相互作用以产生中微子。
与宇宙射线不同，中微子确实指向它们的起点。因为它们避开其他物质，几乎没有什么东西可以改变它们的路径。因此，尽管宇宙射线本身无法引导我们找到它们的起点，但它们可能产生的、高能量的中微子可以为它们做到这一点。
当然，天文学家对宇宙射线是如何诞生的有一些想法，但我们需要数据来帮助我们证实或否定这些可能性。宇宙射线的一个可能来源是大质量恒星的死亡挣扎。在一颗大型恒星生命的尽头，当它的核核不再能支撑它的质量时，它会坍缩成一个致密的天体，称为中子星，或者坍缩成一个更致密的黑洞，任何东西都无法从中逃脱。除了产生明亮的光爆——超新星——之外，坍缩还会将大量的引力能转化为加速粒子的推力，据推测是通过冲击波。早在 1934 年，天文学家沃尔特·巴德和弗里茨·兹威基就提出了超新星遗迹作为宇宙射线的可能来源；80 年后，这一假设仍在争论之中。银河系中每世纪发生大约三次超新星爆炸，将恒星质量的合理部分转化为粒子加速的燃料，这可以解释在星系中看到的宇宙射线的稳定流动。
银河系外宇宙射线，起源于我们家乡星系之外，通常比来自附近的宇宙射线能量更高，它们需要更强大的能量源来产生它们。一个竞争者是伽马射线暴。伽马射线暴甚至比普通超新星更亮，它们有点神秘，但可能发生在特殊类型的恒星坍缩期间，这种坍缩涉及极端条件下的超大质量恒星。
银河系外宇宙射线的另一个理论来源是活动星系核——一类被怀疑在其中心有一个超大质量黑洞的星系，该黑洞正在吸收大量物质。当物质落入这样的黑洞时，一些粒子可能会向外偏转并加速到高速，成为宇宙射线。
捕捉中微子
为了探测宇宙射线产生的来自这些过程的中微子，冰立方必须非常巨大。该实验使用南极地表以下 1.5 公里处，10 万年历史的南极冰层中的整整一立方公里体积来完成这项工作。冰是完美的天然中微子探测器，因为当一个中微子偶尔与冰中的原子相互作用时，这种材料会通过释放带电粒子阵雨来发光，从而辐射出蓝光。这种所谓的切伦科夫辐射在纯净、超透明的冰层中传播数百米。冰立方配备了 5160 个光学传感器，均匀分布在其体积中，以发现这种光。
传感器以精细的细节绘制出单个中微子撞击时产生的核碎片产生的光池。这种模式揭示了中微子的类型（或“味”）、能量和到达方向。我们迄今为止看到的厄尼和伯特以及其他中微子的能量约为拍电子伏特 (PeV)，即 1015 eV；厄尼和伯特分别为 1.07 PeV 和 1.24 PeV。相比之下，位于日内瓦附近欧洲核子研究中心的欧洲大型强子对撞机（世界上最强大的粒子加速器）中的粒子束能量在太电子伏特 (TeV) 或 1012 eV 范围内，大约低三个数量级。这些能量使它们成为迄今为止发现的能量最高的中微子，差距很大。厄尼和伯特产生的大约 10 万个光子的光池延伸超过 500 米，或大约六个街区。
最重要的是，这两个中微子的 PeV 能量告诉我们，它们一定是某种宇宙信号的一部分——它们的能量太大了，不可能在附近产生。本地中微子一文不值。每六分钟，冰立方就会探测到一个中微子，该中微子是在宇宙射线与地球大气层中的氢原子核和氧原子核相互作用时产生的。但是这些中微子，因为它们是在我们自己的后院产生的，所以对于告诉我们任何关于宇宙射线或其他天体物理现象的性质都毫无用处。因此，我们必须过滤掉这些干扰，才能探测到宇宙中微子。从过去的经验来看，我们知道普通中微子产生的光模式，所以我们忽略了这些。
因此，我们可以非常肯定冰立方正在看到的 PeV 能量中微子来自遥远的宇宙。它们很可能与宇宙射线来自相同的来源。但是，对于这些粒子，还有其他可能的、更奇异的解释。一种说法是，它们可能是暗物质的特征——暗物质似乎构成了宇宙中所有物质的 80% 以上。如果暗物质是由平均寿命长于当前宇宙年龄的非常重的粒子组成，那么这种说法就可能是合理的。在这种情况下，暗物质粒子可能偶尔会衰变，从而产生我们观察到的 PeV 能量中微子。
计数中微子
在发现 PeV 中微子之前，冰立方对宇宙中微子的搜索几乎完全集中在中微子的三种味之一：μ 子中微子（其他两种是电子中微子和 τ 子中微子）。科学家们预计，当宇宙中微子到达地球时，它们将大致以三种类别相等的数量出现，但由于它们在我们的探测器中产生的信号，有些更容易寻找。我们最初优化了冰立方，以搜索主要撞击探测器边界外部原子的 μ 子中微子，产生公里长的光迹，这些光迹将延伸穿过探测器体积。这项技术使我们能够基本上扩大我们的中微子“收集”区域，使其大于实际探测器的体积，但它也为来自宇宙中微子以外的粒子的污染打开了更大的大门，因此我们必须采取额外的措施来筛选掉这种背景。
我们还运行了另一项分析，重点搜索一类特殊的高能中微子，称为格雷森-扎采平-库兹明 (GZK) 中微子，它是由宇宙射线和宇宙微波背景中的光子相互作用产生的，宇宙微波背景是宇宙大爆炸遗留下来的。此类中微子的能量将在艾电子伏特 (EeV) 范围内——大约 1018 eV。
第二次搜索集中在冰立方的一个更有限的区域——探测器的内部一半，从而减少了污染进入的空间。以这种方式限制搜索的巨大优势在于，探测器可以测量每个中微子沉积在冰中的全部能量，精度约为 10% 到 15%——这比我们对在探测器外部相互作用的中微子进行的测量有很大的改进。我们尚未找到 GZK 中微子，但这项搜索已经发现了大量所有三种味的宇宙中微子。
自从发现厄尼和伯特以来，我们通过这种搜索方法和我们最初的寻找 μ 子中微子的计划，发现了更多的宇宙中微子。我们第一年的数据揭示了 26 个能量在 30 到 1200 TeV 之间的中微子，当我们包括厄尼和伯特时，我们的总数达到了 28 个。这个数字比我们纯粹从大气背景中预期的要高出四个标准差以上，这意味着这些事件真正来自深空的概率大于 99.9999%。当我们稍后添加额外一年的数据时，我们将总数提高到 54 个宇宙中微子，并将信号的显著性提高到远超五个标准差，这是“发现”的统计阈值。
所有这些中微子究竟指向宇宙中的哪个位置？我们迄今为止收集到的事件样本量还不够大，无法提供确凿的答案。它们似乎并不局限于我们的星系——指示它们到达方向的天空图仅显示了与我们银河系平面重叠的边缘证据；大多数来自远离平面的方向，几乎可以肯定起源于银河系外。然而，似乎确实有比平均水平更高的中微子来自银河系中心。伯特仍然是观测到的能量最高的中微子之一，它是该星团的一部分，指向银河系中心的 1 度以内。我们不能肯定为什么这个区域会喷射出如此多的中微子，但我们知道银河系中心充满了超新星遗迹，以及一个巨大的黑洞，因此拥有许多可能的中微子来源候选者。
我们希望随着我们不断收集通过地球到达我们的更多 μ 子味中微子，能够更好地了解宇宙中微子的起源地。由于这些粒子产生公里长的光迹，因此它们的方向可以以优于 0.5 度的分辨率重建，从而产生一张更具启发性的天空图。这张地图将显示宇宙射线来自天空中的哪个位置；如果它们的方向恰好与天空中已知的物体重叠，例如拥有活动星系核或伽马射线暴的明亮星系，我们或许最终能够查明宇宙射线的某些来源。
冰立方才刚刚开始触及它可以发现的事物的表面。该实验的建造目的是运行 20 年——甚至更久。与此同时，我们已经在展望它的续集。我们的团队正在提议最终建造一个扩大的探测器，使用大约 10 立方公里的冰——大约是冰立方体积的 10 倍。随着尺寸的增加，我们可能会收集到数千个宇宙中微子，最终确定它们及其宇宙射线表亲的来源。