把整整1立方公里南极冰做成望远镜，他拿下了今年的诺贝尔物理学奖

10 月 6 日，瑞典皇家科学院宣布，将 2026 年诺贝尔物理学奖授予美国威斯康星大学麦迪逊分校的物理学家弗朗西斯·哈尔岑（Francis Halzen），表彰他“对冰立方中微子天文台的决定性贡献，以及发现天体物理起源的高能中微子”。所谓的“冰立方”（IceCube），其实是一台建在南极点的特殊望远镜：它在冰面以下 1,450 米到 2,450 米之间布设了 5,160 个光传感器，将整整 1 立方公里的南极冰盖，变成了一台捕捉中微子的超级探测器。 这台探测器的故事要从三十多年前讲起。1993 年的平安夜，哈尔岑坐在餐桌旁，膝上放着一台电脑，等南极点传来消息：他和同事研制的第一根探测串，也就是一根挂满光传感器的电缆，已经放进了冰层深处。当时想在地球上捕捉宇宙高能中微子的，不止他们一支团队。 同一个月，美国的 DUMAND 项目在夏威夷外海把一根同样用途的探测串沉到 4,800 米深的海底，它入水后不久就因漏水和短路与岸上失去了联系。在那年春天，俄罗斯和德国的研究者已经从西伯利亚贝加尔湖的冰面上，把三根探测串放进了湖水。海水、湖水和冰，三种方案在同一年布放了各自的第一批正式探测串。 后来的走向和当时的预期并不一样。起步最早的海底方案最先出局，DUMAND 在 1995 年被终止。贝加尔湖的探测器坚持了下来，但受经费限制，规模长期停留在一两百个光学模块，直到 2010 年代中期才开始建设立方公里级的新一代望远镜。 哈尔岑团队的 AMANDA 也很快遇到了麻烦：800 米到 1,000 米深的冰层里布满气泡，光在其中四处散射，粒子轨迹几乎无法重建，项目差一点就此结束。 但团队没有放弃，把探测器下放到更深处，发现 1,500 米以下的冰清澈得超出所有人的预期。冰这条路线就此走通，团队随后在 AMANDA 的基础上建成了规模大得多的冰立方，并在 2013 年率先捕捉到第一批来自宇宙深处的高能中微子。这时距离哈尔岑 1988 年提出这个设想，已经过去了 25 年。 三支团队之所以都在追这种粒子，是为了回答天体物理学里一个悬了一百多年的问题：宇宙中能量最高的粒子究竟从哪里来。这些粒子大多带电，一路上被磁场偏折，到达地球时已经看不出来自哪个方向；而在同一个源头产生的高能中微子不带电，可以沿直线飞到地球。只要捕捉到足够多的高能中微子，就有可能顺着它们的来向找到源头。 寻找宇宙最高能粒子的源头，其实是一个比中微子本身更古老的命题。1912 年，奥地利物理学家维克托·赫斯（Victor Hess）乘气球升到 5,000 多米的高空，发现辐射强度随着高度增加而上升，由此证实了来自太空的宇宙线。 此后一百多年里，人们测到的宇宙线最高能量达到了 10 的 20 次方电子伏特，是大型强子对撞机质子束流能量的上千万倍。但这些粒子究竟是在哪里、以什么方式被加速到如此地步的，至今没有定论。宇宙线大多是带电的质子和原子核，在星系和星系际空间里会被磁场反复偏折，飞到地球时已经看不出最初的方向。 答案可能藏在另一种粒子身上。1930 年，泡利为了解释 β 衰变中“丢失”的能量，假设存在一种不带电、几乎没有质量的粒子，也就是后来的中微子。它和物质的作用极其微弱，每秒有大约 650 亿个来自太阳的中微子穿过人的一片小指指甲，人却毫无察觉。 直到 1956 年，美国物理学家克莱德·科温（Clyde Cowan）和弗雷德里克·莱因斯（Frederick Reines）才在核反应堆旁首次探测到中微子。物理学家很快意识到，能把质子加速到极高能量的天体，同样会让这些质子和周围的气体、辐射发生碰撞，产生高能中微子。中微子不受磁场影响，也不会被尘埃阻挡，可以沿着直线从源头一路飞到地球。 1960 年，苏联物理学家莫伊谢·马尔科夫（Moisey Markov）提出，可以把探测器放到湖泊或海洋深处。莱因斯和美国物理学家肯尼斯·格雷森（Kenneth Greisen）在同一年也提出了类似构想。原理并不复杂：中微子偶尔撞上水中的原子核，会产生一个沿着原方向飞行的带电粒子。这个粒子在水中的速度超过了光在水中的相速度，会拖出一锥淡蓝色的切连科夫光。在水里布满光电倍增管，记录光到达各个传感器的先后时间，就能推算出粒子来自哪个方向。 真正的难处在于规模。宇宙高能中微子的流量极低，后来的计算表明，探测器至少要做到 1 立方公里，每年才能收集到具有统计学意义的数量。70 年代中期，莱因斯和夏威夷大学的约翰·勒尼德（John Learned）发起了一系列研讨会，由此促成了 DUMAND 计划，准备在夏威夷外海的海床上固定一串串光传感器。深海施工昂贵而缓慢，海洋生物发光和海水中钾-40 的天然放射性又不断干扰测量。DUMAND 推进了十几年，到 80 年代末只用船放下过一根短的原型串做测试。 哈尔岑就是在这个时候带着一个外行的想法出场的。他 1944 年出生在比利时蒂嫩，1969 年在鲁汶大学获得博士学位，不久后来到威斯康星大学麦迪逊分校，主要研究由夸克构成的强子。他和英国物理学家艾伦·马丁（Alan Martin）合著的教科书《夸克与轻子》在 1984 年出版，此后几十年一直是粒子物理入门的常用教材。在那之前，他从没动手建造过任何实验装置。 1987 年秋天，哈尔岑去堪萨斯大学做报告。当地的冰川学家爱德华·泽勒（Edward Zeller）告诉他，苏联人在南极东方站架设了一小组射电天线，想试试能不能接收到中微子在冰中反应产生的无线电信号。哈尔岑和两位同事计算后发现，射电方法的探测门槛太高，测不到他关心的那个能量范围。他转而想到：DUMAND 在海水里用的那套光学办法，也许可以直接搬到冰里。 他后来在一篇回忆文章里写道，别人可能也想到过这个主意，只是因为了解冰的光学性质而放弃了；自己之所以没有放弃，恰恰是因为当时对这些一无所知。他给老朋友勒尼德接连发去了好几封电子邮件，勒尼德很快看出了南极方案的优势。1988 年 6 月，两人发表了一篇预印本，提出在极地深冰中探测高能中微子。论文对冰层的估计相当乐观：认为冰的透明度和清澈的海水差不多，1 公里以内就能找到没有气泡的冰。 但这个想法差点就停在纸面上。就在预印本发表前一个月，勒尼德向美国国家科学基金会（NSF）递交了意向书，申请立项支持冰中探测的前期研究，结果被基金会拒绝，原因似乎是他手上的 DUMAND 项目已经够忙了。哈尔岑是理论物理学家，勒尼德又分身乏术，两人当时都没有接着往下做。 把这个想法接过去的，是加州大学伯克利分校的布福德·普莱斯（Buford Price）。1989 年，他组里的两位年轻物理学家利用南极已有的钻孔，尝试测量了冰的透明度。1990 年，威斯康星大学的鲍勃·莫尔斯（Bob Morse）和同事把光电倍增管放进格陵兰冰盖上一个 217 米深的钻孔，第一次成功测到冰中的切连科夫光，结果在次年发表于《自然》杂志。也是在 1990 年，普莱斯、哈尔岑、莫尔斯等人在澳大利亚阿德莱德的国际宇宙线会议上碰头，决定正式提出 AMANDA 计划（南极缪子与中微子探测阵列）。 AMANDA 的头几步走得出奇顺利，但事后大家才知道，这种顺利其实源于一个误会。1991 年和 1992 年的南极夏季，团队把光电倍增管放到南极点冰层的不同深度做测试，根据传感器之间同时计数的比率，估计冰的吸收长度约为 20 米，光的散射可以忽略不计。正是这个后来被证明是误读的判断，让大家决定全力推进。 钻孔工作交给了布鲁斯·科奇（Bruce Koci）。他来自美国的极地冰芯办公室，从格陵兰测试起就和团队一起工作，后来成了 AMANDA 的“钻井总管”。团队从冰川学家那里学来了热水钻孔技术：把高压热水喷进冰层，融出一个直径 60 厘米、上千米深的垂直孔道，抢在孔里的水重新结冰之前把探测串放下去。哈尔岑后来说，AMANDA 的成功靠两根支柱，一根是阿蒙森-斯科特南极站，另一根就是科奇。 1993 年到 1994 年的南极夏季，第一批 4 根探测串共 80 个光学模块被放到 800 米到 1,000 米深处，哈尔岑在那个平安夜等到的就是这个好消息。然而，随后采集的数据很快出现了异常：一根探测串发出的光脉冲，传到相距只有 20 米的另一根探测串上，原本预计 100 纳秒左右到达，实际上却晚了许多。 在 1994 年的威尼斯中微子望远镜研讨会上，这个谜底被揭开。参与贝加尔湖项目的俄罗斯物理学家格里戈里·多莫加茨基（Grigorij Domogatsky）告诉哈尔岑，东方站钻取的冰芯显示，地表积雪压实成冰时封进去的气泡，到了 1 公里深处依然存在。光在冰里遇到气泡就会不断改变方向，像在浓雾中随机游走一样，有效散射长度只有 40 到 80 厘米，粒子的运动轨迹根本无法重建。当时正在地中海筹建 NESTOR 望远镜的希腊物理学家莱奥尼达斯·雷兹瓦尼斯（Leonidas Resvanis）挖苦说，AMANDA 充其量不过是一台大号量热仪。 项目差点就此告终。转机同样来自冰芯数据：东方站的记录和 AMANDA 自己的测量都显示，再往深处去，气泡会逐渐减少。普莱斯从固体物理学的角度建立模型，预言在约 1,400 米以下，极高的冰层压力会把气泡转化成固态的空气水合物晶体，冰会重新恢复透明。1995 年到 1996 年的南极夏季，团队把第二批 4 根探测串放到了 1,500 米至 2,000 米深处，结果完全证实了这个预言，而且那里的冰比所有人预想的还要清澈，光要走上百米才会被吸收。哈尔岑后来坦言：“我们非常幸运。” 此后 AMANDA 一路扩建，到 2000 年 1 月已经拥有 19 根探测串、677 个光学模块。2001 年，团队在《自然》上发表了关于大气中微子的观测结果，证明在深冰中大规模探测中微子的工程方案是可行的。不过，AMANDA 的体积还是偏小，始终没能捕获到来自宇宙深处的中微子。 而深海里的竞争对手在这时已经出局。1993 年 12 月发生事故后，DUMAND 团队查明了漏水和短路的原因，本准备重新布放。但就在那一年，美国国会叫停了超导超级对撞机项目，负责出资的美国能源部随之变得格外谨慎，不愿再为一个反复试错的项目持续拨款。1995 年，DUMAND 正式终止。 这场从 1970 年代就展开的深海探索就此画上了句号。其实早在 1993 年春天贝加尔湖团队率先放下三根探测串时，勒尼德就还大度地给对手发去邮件，祝贺他们赢得了那场“三根探测串竞赛”；只是当时谁也没想到，仅仅两年之后，他自己的项目便彻底退出了历史舞台。 AMANDA 验证了方法可行，下一步就是把规模扩大到 1 立方公里。1999 年，以哈尔岑为首席研究员的冰立方计划提交给了 NSF，2002 年 3 月获批，项目在 2004 年正式动工。选址南极点，很大程度上是因为 NSF 在那里已经有一座科考站。哈尔岑说，如果要为这个实验专门建一座站，他们根本负担不起。 为了建设冰立方，团队专门研制了一台 5 兆瓦功率的增强型热水钻。它把 88 摄氏度的热水以高压喷入冰层，平均 30 个小时左右就能融出一个直径 60 厘米、深 2,500 米的钻孔。孔打好后，施工队有一天多的时间把探测串放下去。此后一到两周内，孔里的融水从上往下重新冻结，传感器便被永久封在冰里，再也无法取出来维修。一支 30 人的钻井队，在一个南极夏季里最多只能打 20 个孔。 从 2005 年 1 月放下第一根探测串，到 2010 年 12 月 18 日最后一根入冰，冰立方一共布设了 86 根探测串，每根串上有 60 个光学模块，分布在冰面以下 1,450 米到 2,450 米之间。每个模块都是一个承压的玻璃球，里面装有光电倍增管和数字化电路。哈尔岑把它形容为“反过来的灯泡”：它不发光，而是负责把微弱的光转成电信号。整个项目耗资约 2.79 亿美元，其中 2.42 亿美元来自 NSF。如今的冰立方合作组，由来自 14 个国家、58 个机构的约 450 人组成。 但硬件建好只是开始。宇宙线撞击大气层产生的缪子，每天有数以亿计会穿透冰层进入冰立方的深度；大气中产生的中微子也源源不断。相比之下，每年来自宇宙的高能中微子预计只有 100 个左右，混杂在每年约 10 万个大气中微子之中。研究人员的办法是层层筛选：要么只挑选自下而上穿过地球的径迹，让整个地球替探测器挡住上方的大气缪子；要么把阵列最外层的模块当成“否决层”，只保留在探测器内部才发生反应的事件。 第一批关键信号是在寻找别的东西时偶然发现的。日本千叶大学的石原安野（Aya Ishihara）当时负责一项专项分析，目标是能量高达 10 的 18 次方电子伏特的“宇生中微子”，即超高能宇宙线与宇宙微波背景辐射光子碰撞后产生的粒子。 她没有找到预期的信号，却在数据里发现了两个能量约 1 PeV（10 的 15 次方电子伏特）的异常事件，分别记录于 2011 年 8 月和 2012 年 1 月。两个反应都发生在探测器内部，点亮了周围数百米内的传感器。合作组借用儿童节目《芝麻街》里两个角色的名字，把它们叫作“伯特”（Bert）和“厄尼”（Ernie）。 人类此前从未观测到过能量这么高的中微子，它们的能量大约是大型强子对撞机质子束流能量的 150 倍。不过单凭两个事件，统计上还不足以确立发现，显著性只有 2.8 个标准差。 伯特和厄尼真正的作用，是彻底改变了团队寻找信号的思路。合作组的克劳迪奥·科佩尔（Claudio Kopper）和内森·怀特霍恩（Nathan Whitehorn）据此改进了分析方法，专门挑选在探测器内部起动的高能事件，在同一批数据中又找出了 26 个。加上伯特和厄尼，一共 28 个事件，能量在 30 TeV 到 1.14 PeV 之间。2013 年 11 月，这一成果发表在《科学》杂志上，显著性约为 4 个标准差。 一年后，加入第三年的数据，事件数量增加到了 37 个。其中一个能量约 2 PeV 的新事件被叫作“大鸟”（Big Bird），同样来自《芝麻街》角色。“所有事件全部来自大气背景”的原假设以 5.7 个标准差被排除，跨过了物理学界公认的 5 个标准差发现门槛。 这正是诺贝尔物理学奖表彰的核心发现：宇宙中普遍存在一股从四面八方而来的高能中微子流，主要来自银河系之外。它的能量通量和较低能段的伽马射线、较高能段的宇宙线大体相当，说明这三者可能出自同一类天体加速机制。 冰立方是数百人合作的成果，诺贝尔奖委员会把奖授予哈尔岑一人。委员会在科学背景材料中强调，从最初的构想、AMANDA 的验证，再到冰立方的建造与运行，他始终担任首席研究员，是整个项目的核心推动者。这也是诺贝尔物理学奖自 1992 年以来第一次由一人独得。巧合的是，上一位独得者乔治·夏帕克（Georges Charpak）获奖，同样是因为发明了一种粒子探测器。 证明宇宙中微子存在之后，更难的是锁定它们的具体源头。在 AMANDA 时代，团队就有过一次空欢喜。2005 年分析 2000 年至 2003 年的数据时，研究者发现有 5 个事件来自活动星系 1ES 1959+650 的方向，其中两个与地面伽马射线望远镜测到的耀斑只差一天左右。 但由于那项分析没有严格采用盲分析方法，无法准确计算偶然符合的概率，结论最终没有在期刊上正式发表。不过它留下了一套新做法：一旦冰下出现可疑的中微子信号，就立刻通知伽马射线望远镜去看。这套机制后来扩展为向全球公开发布实时警报。 2017 年 9 月 22 日世界时 20 时 54 分，这套预警机制等来了关键机会。冰立方记录到一个能量约 290 TeV 的中微子，不到一分钟，它的坐标就发送给了全球的天文台。费米伽马射线太空望远镜的研究人员很快发现，在中微子来向 0.06 度以内，恰好有一个已知的耀变体 TXS 0506+056，而且它当时正处于爆发活跃期，伽马射线流量在几个月里涨到了平时的 7 倍。地面的 MAGIC 望远镜随后也测到了来自该天体的高能伽马射线。 研究者回查冰立方的历史归档数据，又在 2014 年 9 月至 2015 年 3 月间找到了来自同一方向的一次中微子爆发。耀变体其实是喷流正对地球的活动星系核。这是高能中微子第一次和一个具体的天体对应起来，尽管统计显著性当时还没有达到确立发现的标准。 2022 年的结果更出人意料。冰立方在 1 到 10 TeV 的数据中，找到了 79 个来自活动星系 NGC 1068 方向的中微子，显著性为 4.2 个标准差。这个星系距离地球约 4,600 万光年，中心的超大质量黑洞被厚厚的气体与尘埃包裹，它的伽马射线信号远比中微子弱得多。合理的物理推论是：中微子产生于黑洞周围辐射极其密集的区域，而同时产生的高能伽马射线大多被那里密集的辐射场吸收了。这类被尘埃遮蔽、传统伽马射线望远镜看不透的天然加速器，正是中微子天文学最初就希望观测到的目标。 银河系本身也已被确认为高能中微子的来源。2023 年的观测达到了 4.5 个标准差，今年基于 12 年数据的更新结果则达到了 5.7 个标准差，银河系由此成为第一个跨过发现门槛的高能中微子源。 但这些线索加在一起，依然只能解释冰立方所见的一小部分。诺贝尔奖委员会公布的科学背景材料显示，来自银河系和 NGC 1068 的中微子流量，远小于总的中微子通量；而在针对伽马射线暴的一千多次针对性搜寻中，没有一次发现中微子与伽马暴同时出现。冰立方每年只能收集到大约 100 个宇宙中微子，绝大部分宇宙高能中微子的真正来处，目前仍然没有明确答案。 目前，下一代探测器的建设已经在推进中。2025 年底到今年年初的南极夏季，冰立方升级工程（IceCube Upgrade）在阵列中心加装了 5 根新探测串和 600 多个新型光传感器。规划中的冰立方二代（IceCube-Gen2）计划把探测体积进一步扩大到 8 立方公里，但它的前景还要取决于美国的科研经费政策：在 2025 年 5 月公布的 NSF 2026 财年预算申请中，曾提议把冰立方的年度运行经费从 2024 财年的 794 万美元削减至 400 万美元。 当年那场竞赛的其他参与者，大多以另一种形式延续了下来。DUMAND 积累的技术被地中海的望远镜继承，欧洲的 KM3NeT 在 2025 年报告记录到了一个能量约 220 PeV 的极高能中微子，比冰立方迄今公布的最高能事件高出约 20 倍。贝加尔湖的望远镜正在扩建为 Baikal-GVD。 中国的“海铃计划”（TRIDENT）由上海交通大学牵头，计划在南海 3500 米深的深海建设，最终监测约 8 立方公里的海水。诺贝尔奖委员会在展望下一代全球中微子望远镜网络时，把海铃计划与冰立方二代、KM3NeT、Baikal-GVD 以及加拿大外海的 P-ONE 一同列入其中。 1993 年的平安夜，哈尔岑在餐桌旁焦急等待着探测串入冰的消息，几个月后才得知那一段冰层里满是气泡。三十多年过去，冰立方证明了来自宇宙深处的高能中微子确实可以在冰下被捕捉到。 至于赫斯在 1912 年留下的那个问题——宇宙中能量最高的粒子究竟来自哪里——人类目前依然只找到了一小部分答案。剩下的那部分，要留给比冰立方大上数倍的新一代探测器来解答，而它们中的大多数，还需要十年左右的时间才能完全建成。