当诺贝尔基金会向雷·戴维斯和小柴昌俊颁发2002年诺贝尔物理学奖时，它可以选择强调他们的众多成就中的任何一项。戴维斯因探测到来自太阳的中微子而闻名——这是首次从地球以外观测到这种出了名的难以捉摸的粒子——而小柴昌俊则发现了来自1987年超新星大爆炸的中微子。他们的工作是一项实验性的杰作，并帮助确立了理论家们曾认为没有质量的中微子，实际上具有很小的质量。然而，诺贝尔基金会表彰戴维斯和小柴昌俊，最重要的是，因为他们开创了一个新的科学分支：中微子天文学。
通过他们的工作，中微子从理论上的新奇事物提升为探测宇宙的实用方法。除了研究中微子以了解粒子的特性外，科学家现在还可以利用它们来揭开宇宙中一些隐藏的奥秘。类似于一个世纪前建造巨型光学望远镜的行动，天文学家一直在设计和建造巨大的中微子望远镜，以期看到新的奇迹。这些天文台已经捕捉到数万个中微子，并拍摄了太阳的中微子图像。来自其他宇宙源的中微子很难与地球高层大气中产生的中微子区分开来，但仪器应该能够在明年这个时候做到这一点。
到那时，发现的闸门将会打开，曾经被嘲笑为无法观测的粒子可能会变得不可或缺。中微子可以揭示光线无法看到的事物。当我们用光研究太阳时，我们看到的只是表面——仅仅是最上层几百公里的气体。虽然阳光的能量来源于核心的核反应，但阳光本身被中间的气体层吸收和再发射数万亿次，只有非常靠近表面时，它才会自由地流入太空。相比之下，通过中微子之眼，我们可以直接看到中心聚变引擎——太阳体积中最热、最内部的1%。在那里产生的中微子几乎像穿过空旷的空间一样穿过太阳的外层。
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中微子还将使我们能够深入观察超新星、其他恒星爆炸（如伽马射线暴）以及围绕超大质量黑洞旋转的星盘。目前正在建设的天文台每年应该能够捕捉到大约一颗最近的50个左右星系内的超新星。它们也可能看到每年发生的数百次伽马射线暴中的一部分，更不用说甚至更多可能完全没有被注意到的奇异天体。但像每一种强大的工具一样，中微子也需要一些时间来适应。它要求天文学家以一种新的方式来对待他们的研究对象。
反社会性的好处
对于粒子物理学家来说，中微子类似于电子，只是它缺乏电荷，这使其免受主导日常世界的电力和磁力的影响。当您坐在椅子上时，电斥力会阻止您掉下去。当化学物质发生反应时，原子会交换或共享电子。当材料吸收或反射光时，带电粒子会对振荡的电磁场做出反应。中微子是电中性的，因此可以直接穿过固体物质，在原子或分子物理学中不起作用，并且几乎完全不可见。
已知类型的中微子确实参与了弱核力，弱核力负责放射性β衰变和重元素的聚变，但顾名思义，这种力很微弱，除非在极短的距离内。因此，中微子几乎不与其他粒子相互作用。为了探测到它们，物理学家和天文学家必须监测大量的物质，寻找中微子留下痕迹的罕见机会。如果宇宙中微子的总能量与宇宙射线（轰击我们星球的质子和离子）一样多，正如天文学家预期的那样，那么就需要一立方公里的物质来捕获它们的一个像样的样本。最大的天文台正在接近这个尺寸。
物理学家还假设了其他中微子，即所谓的惰性中微子，它们非常孤僻，甚至几乎不对弱力做出反应；引力可能是它们与宇宙其余部分的主要联系。这些中微子更难探测。
尽管中微子可能很冷漠，但它们是宇宙戏剧的积极参与者。它们是β衰变的必要副产品，β衰变温暖了爆炸恒星的残骸和行星的内部，并且是恒星核聚变的关键中间步骤。它们在两种主要的超新星类型之一中也起着决定性作用，即那些由大质量恒星在其生命末期内爆引起的超新星。内爆将恒星的核心压缩到核密度，并在10到15秒内释放出1058个中微子。在如此大的数量下，即使是最反社会的粒子也无法避免成为聚会的焦点。中微子占灾变释放的总能量的99%。因此，观察它们可以让我们看到普通望远镜错过的99%的画面，包括决定性的早期阶段。 1987年事件中微子的探测证实了恒星坍缩的基本理论[参见Stan Woosley和Tom Weaver的“1987年的大超新星”；《大众科学》，1989年8月]。现在可用的探测器将能够提供恒星坍缩、反弹和爆炸的实时电影。
无论它们的起源如何，中微子都能毫不费力地到达地球。它们不仅可以穿过气体和尘埃，还可以穿越整个宇宙，无论它们的能量有多高。光线并非如此。能量最高的光，伽马射线，会被宇宙背景辐射衰减——宇宙大爆炸遗留下来的微波雾，以及过去时代的累积星光和无线电波。能量为100太电子伏特（TeV）的伽马射线光子几乎只能传播几千万光年。高能宇宙射线也被阻挡。
因此，中微子是天文学家研究自然界中最强大现象的少数几种方法之一。它们可能难以捕捉，但值得付出努力。
风味科学
除了孤僻之外，中微子还有另一个独特的特征：它们奇怪的变形能力。像所有基本物质粒子一样，它们有三种版本，称为味。电子 (e) 有两个更重的副本，μ子 (µ) 和 τ 子 (τ)，并且每个都有一个中微子伙伴：电子中微子 (νe)、μ子中微子 (νµ) 和 τ 子中微子 (ντ)。
但是，虽然电子、μ子和 τ 子具有特定的质量，但三种中微子味却没有。如果您测量具有给定味的中微子的质量，您会随机获得三个答案之一，每个答案都有一定的概率。相反，如果您测量具有给定质量的中微子的味，您会获得三个答案之一。中微子可以具有特定的味或特定的质量，但不能同时具有两者。中微子质量态用数字标记，ν1、ν2 和 ν3，它们与 νe、νµ 和 ντ 是不同的状态。
因此，中微子违反了我们对物体的一个基本直觉。一个篮球重 22 盎司，一个棒球重 5 盎司。但如果球的行为像中微子一样，一个篮球有时会重 22 盎司，有时会重 5 盎司。在这方面，中微子很像人，具有我们的多重群体身份。例如，科学家可能同时具有机构隶属关系和政党隶属关系。调查显示，6% 的科学家是共和党人，但这并不意味着 6% 的科学实验室与共和党有关。相反，在一个典型的实验室中，100 名随机选择的科学家中恰好有 6 名是共和党人。同样，在探测器中相互作用的 ν1 中微子可能会表现为 νe、νµ 或 ντ，其概率可计算。
味决定了中微子如何参与弱核力，质量决定了它们如何在空间中传播。例如，β衰变产生单一味的电子中微子 νe。当这些粒子在空间中飞行时，它们的味并不重要；是它们的质量态决定了它们的行为。 νe 是 ν1、ν2 和 ν3 的混合物，其比例出于技术原因，物理学家称之为混合角。物理学家现在必须跟踪三种粒子，而不是单一类型的粒子。最终，中微子与探测器中的物质发生反应，在这里又是味很重要。如果质量态的相对比例保持不变，它们将加起来再次成为原始味（对于β衰变，它是 νe）。
但这不一定是这样的情况。当粒子以质量态传播时，它们很容易受到可能改变混合物的新效应的影响，从而改变它们的味。这个过程就是导致中微子变形的原因。
根据量子力学原理，每个质量态都对应一个具有特定波长的波。这些波相互重叠和干涉。用声学隐喻来说，中微子就像由三个纯音组成的声波。任何调过乐器的人都知道，具有略微不同的音高（或波长）的叠加声波会表现出“拍频”，即其声强度的振荡。在中微子的情况下，质量的差异就像音高的差异，拍频会导致味随距离振荡。
例如，太阳产生电子中微子。在它们到达地球之前，它们变成了所有三种味的混合物。戴维斯和小柴昌俊的开创性实验仅对电子中微子敏感，因此他们错过了许多电子中微子在旅途中变形而成的μ子中微子和τ子中微子。直到2001年和2002年，加拿大萨德伯里中微子天文台探测器才探测到有代表性的粒子样本，该探测器对所有三种中微子味都敏感[参见Arthur B. McDonald、Joshua R. Klein和David L. Wark的“解决太阳中微子问题”；《大众科学》，2003年4月]。
中微子变形的另一个公认的例子发生在地球高层大气中产生中微子时。宇宙射线与空气中的原子核碰撞，产生称为π介子的不稳定粒子，这些粒子随后衰变为电子中微子和μ子中微子。然后，这些中微子作为质量态传播通过空气和固体行星。在它们被探测到时传播得越远，更多的μ子中微子就会变成τ子中微子。因此，中微子天文台看到从下方升起的μ子中微子（从地球的另一侧传播而来）的数量是从上方（从高层大气直接到达地面）来的μ子中微子数量的一半。
比率的乐趣
对于天文学家来说，味对于中微子来说就像偏振对于光线一样：一种可以编码信息的属性。正如天体源可以发射具有给定偏振的光线一样，它也会产生具有某些味的中微子，通过测量味，天文学家可以弄清楚源内部必须发生了什么过程。诀窍是在思想上撤销中微子在旅途中经历的变形。
如果我们能够精确地测量中微子的能量以及它传播的距离，我们就会知道它最终处于振荡周期的哪个位置，并且可以计算出三种味的相对比例。我们缺乏这种精度。在长距离和长时间内，中微子振荡次数太多，以至于我们无法跟踪味的混合——对我们来说它看起来很模糊。相反，我们取统计平均值，用所谓的味传播矩阵来描述。从这个矩阵中，天文学家可以推断出观测到的比率最初必须是什么。
例如，人们认为许多中微子来自光子与质子的高能量碰撞。这个过程发生在宇宙尺寸的粒子加速器中——在超新星遗迹的冲击波阵面和各种大小的黑洞喷射出的喷流中发现——以及宇宙射线撞击宇宙背景辐射的深空中。碰撞产生带电的π介子粒子，这些粒子衰变为μ子和μ子中微子。μ子又衰变为电子和电子中微子，以及其他物质。由此产生的中微子流是一份 νe，两份 νµ，没有 ντ——味比为 1:2:0。查看传播矩阵中的相关值，我们发现该比率演变为 1:1:1。如果地球上的实验看到的不是 1:1:1，那么π介子衰变链就不可能是中微子的来源。
在某些情况下，π介子可能会通过与磁场中弯曲轨迹上运动的其他粒子碰撞或发射辐射而损失能量。如果是这样，那么它衰变而成的μ子就变得与高能中微子源无关，初始味比改为 0:1:0。根据传播矩阵，地球上的比率将是 4:7:7，而不是 1:1:1。如果实验发现低能量中微子的味是 1:1:1，而高能量中微子的味是 4:7:7，那么天文学家可以推断出源的粒子密度和磁场强度。
中微子也可以来自所谓的β束源。在宇宙粒子加速器中，高速原子核可以交换π介子或简单地分裂，从而导致快速的中子束。中子经历放射性β衰变，发射出纯净的电子和电子中微子流，味比为 1:0:0。经过传播矩阵处理后，在地球上出现的味比为 5:2:2。
无论最初的味混合是什么，νµ 和 ντ 这两种味到达地球的数量都是相等的。这种相等性反映了物理学家尚未解释的更深层次的对称性，值得注意的是，即使没有已知的天体物理源产生τ子中微子，τ子中微子也总会在望远镜中出现。
味比可以像其他任何信息来源都无法做到的那样区分天体的运作机制。与伽马射线和宇宙射线一起，中微子将阐明自然界最强大发电机的动力学机制和能量预算。它们可以确定宇宙粒子加速器是纯粹的电磁加速器（其中不产生中微子）还是涉及重粒子的加速器（其中确实会产生中微子）。它们甚至可能有助于解决每个天文学家十大难题之一的谜团：最高能量的宇宙射线是如何产生的？一些宇宙射线非常强大，以至于它们似乎违反了已知的物理学。中微子可以探测任何喷射出它们的东西的内部。
它们也可以揭示其他自然过程。暗物质粒子的衰变可能会产生味比为 1:1:2 的中微子，演变为大约 7:8:8。在某些量子引力理论中，时空结构本身会在微观尺度上波动。非常高能量的中微子具有非常短的波长，可能对这些波动敏感。波动可能会起到扰乱味的作用，导致观测到的比率为 1:1:1。未来，物理学家或许能够使用对非 1:1:1 比率的测量来排除某些类别的理论，并确定量子引力效应开始发挥作用的能量水平。
另一个奇异的过程是重中微子衰变为较轻的中微子，这将改变味比。通过研究太阳中微子，物理学家发现 ν1 比 ν2 轻，但他们不知道 ν1 和 ν3 中哪一个最轻。如果天文学家发现味比为 4:1:1，那将意味着中微子确实不稳定，并且 ν1 最轻。味比为 0:1:1 将倾向于 ν3。
从历史上看，天文学始于在可见光中观测宇宙，并逐渐扩展到红外线、微波、无线电波、X 射线和伽马射线。中微子延续了这一趋势。未来的十年将是中微子天文学的黄金时代。