高能中微子来自何方？
每时每刻，都有大量来自宇宙的中微子携带着重要的天体信息，悄无声息地穿过地球。太阳与邻近的超新星贡献了能量偏低的那些中微子，而能量最高的那些事例的起源一直是个未解的谜题。2018年6月，位于南极点的冰立方中微子天文台与一系列空间和地面望远镜通过天地合作，宣布第一次将高能中微子事件追溯到了活动星系核中。
天文学：从多波段到多信使
长久以来，人类洞察宇宙的手段仅限于波长介于380到800纳米之间的可见光——这只不过是宽阔的电磁波谱中相当狭窄的一个窗口，仅仅局限于此的话，无异于管中窥豹。所幸受益于技术的进步，如今的天文学研究早已进入了全波段时代，结构迥异、工作频率相差甚远的望远镜接收着从频率与广播电视相当的射电波，到单个光子能量数万亿倍于可见光的甚高能伽玛射线。这些不同频率的电磁辐射由不同的物理过程释放，因此从各自的角度上反映了天体的不同特性。将它们结合起来，我们对宇宙的理解得到了大大的扩展。在过去的数十年间，天文学研究已然进入了多波段（Multi-Wavelength）时代。
银河系的多波段影像，可见使用不同频率的电磁波观测同一个目标，所见的结构各不相同。只有将它们结合起来，我们才能全面认识电磁波宇宙。（图片提供：NASA/GSFC）
作为多波段的扩展，多信使（Multi-Messenger）天文学则是近些年来方兴未艾的一个概念。所谓信使，指的是科学家籍由探索宇宙的信息载体，上面所说的电磁辐射自然是其中最传统也最直观的一种。而除此之外，很多天文现象还伴随着引力波、中微子、宇宙线等各种其他类型的信号释放，它们为研究者提供了异于电磁波的独特视角，甚至能揭示出电磁辐射无法展现的秘境，比如星球内部深藏不露的领地，抑或最极端爆发的最核心地带。
不难想象，如果能够将所有这些天体信息的载体结合，我们对头顶星空的认识会更上一层楼——这正是多信使天文学的发源之由。但是相比电磁波，对其他信使的可靠探测并不容易实现——引力波与物质耦合较弱，非灵敏度超高的大型探测器不能感知，以至于直到3年前，这种信号的存在性方才得到确认；来自天体的中微子的发现虽然远较引力波为早，但作为其信息载体却同样难逃作用率超低的特性；带电的宇宙线粒子本身倒不难寻觅踪影，不过能量较低的宇宙线在传播过程中受星际磁场影响较大，难以直溯起源，而基本可以直线传播的高能宇宙线又极其罕见，早年的小型探测器从规模上看并不足以全面认识它们。
更且上述这几种非电磁波信使的观测定位精度都远远比不上电磁信号，现有仪器只能给出信号源头所在位置的大致范围。在这样一个宽度以度计算甚至更大的辽阔天区内，已知天体的数量可以用百万来计算。如果不能及时有效地开展多波段的电磁后续观测，凭借同期的天体电磁波活动迹象来确定引力波或粒子流的起源地，想准确判断多信使信号的肇始，并籍此开展有用的研究，几乎是不可行的。
所以仅仅在十多年前的世纪之交，多信使天文学大体上只不过是少数研究者的纸上谈兵而已。那时固然已经有了太阳中微子的探测，甚至还发现了与著名超新星SN 1987A成协的深空中微子，但事情到此为止——当年的中微子观测受限于探测器体积，无法将视野推向更远方；高能宇宙线的起源和能量分布迷雾重重；引力波更是尚未直接现身。直到近几年，高新激光干涉仪引力波天文台（LIGO）完成了升级改造并首次捕捉到了致密天体并合激起的时空涟漪，新一代巨型宇宙线观测站积累到了足够多的特高能宇宙线案例，深埋于冰山或海水之下的新一代中微子探测器又陆续踏上求索征程，更且全世界的天文设施随着网络技术的发展而实现了快速互通有无，让及时的后续观测变成了现实，人们才开始真正意义上全面而严肃地接纳并探讨多信使的概念。
SN 1987A所在天区在超新星爆发前（左）后（右）的图像对比。（图片版权：Anglo-Australian Observatory）
高潮迭起的多信使观测
去年轰动一时的引力波事件GW 170817堪称多信使天文学的重大突破。aLIGO、VIRGO这两架旗舰级引力波探测器与一众空间和地面望远镜全力配合，不仅第一次记录下了两颗中子星合为一体之时释放出的引力波信号，还找到了这一事件的全波段对应体——一次持续时间只有大约2秒的伽玛射线暴及伴随其后的“千新星（kilonova）”，也就是中子星并合期间抛射的物质在放射性元素衰变的驱动下形成的现象，因其典型亮度是一般新星的千倍左右，故名。GW 170817的多信使联测成果丰硕，引力波带来了中子星内部结构的线索自不必说，双致密星并合能够产生持续时间较短的伽玛暴这一机制的正确性也终于得到了直接检验。这充分论证了多信使天文学的意义所在，又稍稍显露了其作出重大发现的潜力，令人期待不已。
GW 170817的引力波探测器与伽玛射线卫星定位图。（图片提供：LIGO/Virgo）
而就在GW 170817的观测结果发布之前不久，在南美洲高原上占据3000平方千米土地的皮埃尔·俄歇（Pierre Auger）宇宙线天文台也凭借十多年来积累下的数万个事例宣布，能量达到1020电子伏特（1电子伏特等于1个电子在经过1伏特点位差的电场后能量的改变量，相当于1.6×10-19焦耳）的特高能宇宙线粒子理应起源于银河系之外，更确切地说其入射方向在天空中的分布与3亿光年之外的星系排列模式相似。考虑这些能量堪与宏观物体相比的微粒与源于银河系内超新星遗迹加速的中低能粒子不同，在传播过程中不太会受到星际或星系际的微弱磁场影响，所以它们射向地球的方向在相当程度上就反映了自身的起源位置。当然，这条消息与同一机构在2007年利用不到30个特高能宇宙线事件就断言它们与活动星系核存在相关性相比，已然保守了很多；但活动星系核仍然是这类粒子最有希望的发源地之一，只是为了确认这一点，少不了未来皮埃尔·俄歇（以及中国在建、规模更胜一筹的LHAASO观测站）更多的数据积累。
皮埃尔·俄歇天文台给出的特高能宇宙线分布图，其中红色代表来袭高能粒子数量较多的天区，十字表示该天区的中心所在。（图片提供：The Pierre Auger Collaboration）
继宇宙线和引力波领域陆续取得重要突破之后，今年6月，中微子天文学也迎来了属于自己的大新闻：冰立方（IceCube）中微子探测器偕同高能天文卫星费米、Integral、AGILE、雨燕与NuSTAR，TeV伽玛射线地面观测站MAGIC、HAWC、H.E.S.S.与VERITAS，还有一众地面光学和射电望远镜的相关团队联合宣布，2017年9月22日，冰立方接收到的一个能量高达290 TeV（1 TeV等于1012电子伏特）的中微子（记为IceCube-170922A）理应与37亿光年之外当时正处耀发状态的耀变体TXS 0506+056成协。这样的能量水平是什么概念呢？要知道，当今世界上最强大的人造加速器——欧洲核子中心的大型强子对撞机也不过能让粒子获得十几TeV的能量，而先前确认的太阳或超新星中微子能量更是比这个数字低了好几个数量级。
南极点千米冰盖下的天文台
由于中微子质量很轻，又不具备电荷，只参与强度不高的弱相互作用和引力作用，探测难度可想而知。能量在TeV以上的中微子与物质发生作用的概率倒是比太阳或超新星中微子大了不少，而且更不容易受大气中微子的影响，但它们与特高能宇宙线一样，照样存在数量稀少的问题，由此就对探测器的规模提出了极高的要求。为了实现多快好省办大事的目标，科学家求助于自然界中的水体，如厚实的南极冰层，或是澄净的深海——中微子有一定的概率同水中的原子核发生弱相互作用，期间会形成包括μ子、光子以及重子在内的一系列次级粒子。当这些次级粒子的运行速度超过水体中的光速时，就会诱发浅蓝色的切伦科夫光。只要设法记录下切伦科夫光在位置和强度上的分布，就能够还原出入射中微子的能量、方位等信息了。
冰立方中微子探测器的结构示意图，一旁的东京晴空塔用于大小比较。
在这样的背景下，用热水从南极点阿蒙森-斯科特（Amundsen-Scott）科考站冰层中挖掘而出的冰立方探测器应运而生。这架探测器占据的总体积达到了1立方千米，堪称世界最大的天文观测设施。其主体部分由一串串悬挂在弦状结构上的光电倍增管模块组成，它们用于记录次级粒子产生的切伦科夫辐射。此外在冰原顶部还加设有冰顶（IceTop）阵列，用于排除宇宙线的干扰——带电粒子和中微子都会在冰层中诱发高速次级粒子簇，不过只有前者才能伴有大气簇射。如果冰顶记录下了冰层上空的簇射事件，那么同期冰体之中的切伦科夫光就不可能是由中微子引起的了。这种“反符合”屏蔽方法对于粒子天体物理学观测而言非常有效且实用。
俯视IceCube的探测器“弦”，每条这样的弦状结构长达2千米有余，并在各自最下方的1千米悬挂有60台光电倍增管式切伦科夫光探测器。整个IceCube共有86条这样的弦。（图片提供：NSF: B. Gudbjartsson）
为了更好地达成中微子多信使观测的目标，冰立方团队在两年多之前开始对自家的探测结果实现实时通报，说明每次高能事件的能量和方位。这次的IceCube-170922A也不例外，在冰立方发布通报后，一系列观测台站与卫星都将其视作新发现的机会，纷纷安排时间转向观测，并在随后不久陆续宣布，大家都在中微子所起源的天区注意到了活动中的耀变体TXS 0506+056——在中微子出现前后，这个天体从射电到TeV伽玛射线的流量都有不同程度的增强。换句话说，它在电磁波的全波段上都变亮了。
其实IceCube给出的中微子定位非常粗糙，误差范围宽达1.33度。不过在此区域内，TXS 0506+056不仅基本上正处中心，其活跃程度也实在引人注目，堪称达到了费米卫星入役10年以来的最高点；其周围就没有其他有力的竞争者了。随后研究者又通过挖掘数据存档，在TXS 0506+056所在的方向上发现了早些年能量较低的一些中微子事件，更进一步说明了该耀变体作为中微子源的可能性。
书来这并不是IceCube的团队第一次宣布中微子与某个天体成协的消息。比如就在两年多之前，2 PeV（1 PeV相当于1015电子伏特）中微子IC 35与耀变体PKS B1424-418的疑似相关性的公布曾经在业内掀起了不小的波澜。不过那次的论断仍存在5%左右的不确定性，换句话说就是中微子同耀变体耀发还有5%的概率毫无关联，这个数字算不上太小。而这一次，不确定度只有不到0.3%，按照天文学的标准来看，中微子与耀变体成协基本已经可以视作板上钉钉的事实，因此这次的成协事件置信度格外高，获得的关注更多，意义也更为重大。
来自耀变体的高能中微子
那么究竟何为耀变体？它们是活动星系核的一种。在活动星系的中央，特大质量黑洞正在疯狂地吞噬着周边的物质。由于角动量的存在，这些物质并不会径直落入黑洞，而是会先形成扁平的吸积盘，再螺旋坠入无底深渊。在此过程中，盘中的物质会发出大量的光和热，还可能在磁场的作用下在黑洞两极各形成一束速度堪比光速的喷流，冲向外部空间。耀变体就是地球上的观测者视线与这其中的一束喷流平行，从而可以直视喷流内部的活动星系核。
艺术家笔下的耀变体示意图。（图片提供：JPL/NASA）
一个活动星系的典型核区尺度只有千分之一秒差距（1秒差距约合3.26光年），却容纳着一个质量相当于太阳上百万到数十亿倍的特大黑洞，因此这里的环境非常极端，下落物质的引力能释放以及吸积盘和喷流系统中的粒子加速为活动星系核赋予了与整个星系千亿颗恒星相当乃至更高的光度。当然，黑洞的吸积也不是一个完全稳定的过程，盘与喷流的条件时刻在发生着改变，进而导致核区光度的变化。
活动星系核的极端环境往往也被视作包括高能中微子在内的高能粒子的温床——与河内超新星遗迹不足以将带电宇宙线加速到1020电子伏特，让研究者转而探索活动星系核作为高能加速器候选体的过程类似，恒星中心的核反应或是近邻超新星的爆发也很难让中微子获取PeV级的能量。不过活动星系核喷流中的高速质子和其他原子核（这些也正是特高能宇宙线粒子的组成部分）与周边光子（电磁辐射场）或其他物质的相互作用却会生成大量高能介子，最终衰变为中微子和光子。这样看来，中微子中能量最高的那一部分很可能是同特高能宇宙线的肇始和传播密切相关的。
对于耀变体来说，情况又有些特殊。高速喷流正对视线方向的结果就是难逃强烈的相对论性多普勒增强效应——运动速度接近光速且朝向我们而来的物体，其所发出的任何辐射的视流量都能得到最大程度的提升，，同时辐射流的任何改变看上去也发生得较实际更快，所以耀变体往往具有高光度和剧烈的光变。这样的特点使得探测从耀变体发出的粒子流的难度也大为降低，因此，耀变体倍受粒子天体物理学家青睐。这次的高能中微子事件来自这样一个天体，可以说没有辜负了天文学家长久以来的期待。
冰立方接收到来自耀变体的中微子的示意图。需要注意的是，这次事件实际上发生于北天，冰立方探测到的应该是从地底传来的中微子信号，这一点连费米小组提供的官方艺术图都未能准确描绘。
TXS 0506+056与中微子的成协不仅可以被认为是第一次可靠的河外高能中微子探测，说明了活动星系确系高能中微子背景的起源（至少是起源之一），更暗示了这类天体与高能宇宙线的关联——前面说过，高能中微子是由高能宇宙线与周边环境相互作用产生的，前者的现身就意味着后者的存在。所以耀变体中微子成功探测的意义已经不仅局限于中微子天文学本身，而与先前的引力波和特高能宇宙线探测一样，让人憧憬起多信使联合观测的美妙前景。在不久的将来，如果能够实现对耀变体的中微子、宇宙线和电磁波信号的同期探测，甚至对其他现象所有信使的同期探测，由此能够获取的新知想必更加激动人心。
