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一個可能決定宇宙命運的問題:質子會衰變嗎?

http://finance.sina.com   2017年11月13日 17:58   北京新浪網

  來源:科研圈公衆號

  實驗表明質子的壽命遠遠長於宇宙當前的年齡,但一些理論預言質子的壽命並非無限長,它終將衰變。那麼質子究竟會不會衰變呢?問題的答案也許將決定我們宇宙最終的命運。

  撰文  杜立配

  編輯  金莊維

  宇宙中的普通物質由原子核及電子構成,而原子核則由中子及質子構成。1896 年 Henri Becquerel 發現了天然放射性現象,從此人們開始意識到原子核並非是永恆不變的。當今一些科學家認為,所有原子核可能都具有一定的放射性,最后都將衰變。

  粒子衰變與守恆定律

  現在人們已經發現了各種各樣的基本粒子,那麼,哪些物理法則決定了粒子會不會衰變呢?粒子物理學表明,如果某粒子的衰變方式不違背任何物理學守恆定律,那麼該衰變方式就可以自發進行。物理學守恆定律是指,電荷量、能量、綫動量和角動量等物理量的總量是保持不變的,也即所謂的電荷守恆定律、能量守恆定律等物理法則。這些守恆定律是普遍成立的。

  科學家一般認為電子的壽命是無限長的,因為它是已知的帶負電粒子中最輕的,所以通過任何能量守恆的方式進行衰變都會違背電荷守恆定律。

  而中子的衰變則已經為人們所熟知:在原子核外,自由中子的平均壽命約為 15 分鐘,它可以衰變為三個更輕的粒子,即質子、電子及反中微子。

 束縛在原子核中的中子及自由中子的衰變。 圖片來源:Wikipedia 束縛在原子核中的中子及自由中子的衰變。 圖片來源:Wikipedia

  束縛在一些原子核中的中子也可以衰變,比如,氚核中的中子可以通過衰變轉化為質子。但是,在大多數原子核當中,中子是十分穩定的。因為如果中子衰變為質子,那麼克服周圍質子的庫侖力所消耗的能量會多於它衰變時所釋放的能量。這使得束縛在穩定原子核中的中子和質子一樣穩定。

  然而,我們並沒有明確的守恆定律來阻止質子的衰變。例如,它原則上可以衰變成正電子、中微子以及光子,或者 π 介子及正電子,而不違背前面所说的物理學基本守恆定律。總之,大自然似乎並不阻止質子的衰變,但是質子實際上又極度穩定,這就顯得十分例外。那麼,如何才能解釋質子的穩定性呢?

  重子數守恆

  從 1929 年開始,Hermann Weyl,Ernst Stuckelberg 及 Eugene Wigner 等人陸續提出了通過新的守恆定律來禁止質子衰變的想法。他們提出了一種新的守恆量——重子數(Baryon number)。質子與中子的重子數為 +1,其反粒子的重子數為 -1,其他粒子如輕子、介子和規範玻色子的重子數為 0。因此,中子可以衰變為更輕的質子、電子以及反中微子,而不破壞重子數守恆(注:電子和中微子都是輕子)。但由於質子是最輕的重子,因而無法在衰變為更輕的粒子的同時又不違背重子數守恆

  雖然重子數守恆的提出禁止了質子的衰變,但它仍然無法解釋質子為什麼是穩定的。此外,重子數守恆與電荷守恆十分不同。電荷可以産生電場與磁場,而且電磁場可以反作用於電荷,因此電荷具有動力學意義。然而,重子數則並不具有類似的動力學意義。

  如果假設重子數也可以像電荷一樣産生“重子場”,那麼考慮到地球上含有大量中子及質子,它們應該可以産生一定強度的重子場,我們也應該可以觀測到地球的重子場對其表面的質子及中子的排斥或吸引。1955 年,李政道與楊振寧通過分析相關的實驗認為,如果重子場可以産生力,那它應該遠遠小於引力,而引力本身就已經遠遠小於電磁力了。這表明重子數可以産生力的可能性是微乎其微的。

  從宇宙學的角度來看,今天宇宙中質子的數量遠遠超過其反粒子的數量,這意味宇宙大爆炸産生了更多的質子,也就说明破壞重子數守恆的過程曾經發生過。那麼,既然重子數守恆可以在宇宙誕生之初被破壞,為什麼現在不能呢?

  種種考慮使得一些物理學家在 20 世紀 60 年代提出重子數並不守恆的想法。但與此同時,我們又不得不面對普通物質都十分穩定的事實。美國布魯克海文國家實驗室的 Maurice Goldha?ber 就提出,質子的壽命應該不短於 10^16 年,否則人體內每年都會有大量的質子衰變,從而威脅我們的身體健康。

  但如何在物理上解釋質子的長壽命呢?這個問題隨着大統一理論的提出得到了解決。

  大統一理論

  在 20 世紀 70 年代,由於Jogesh Pati,Abdus Salam,Howard Georgi,Helen Quinn,Steven Weinberg 與 Sheldon Glashow 等人的工作,大統一理論(Grand Unified Theory)正式被提出,並明確預言了質子的衰變。

強弱電三種力的強度在超高能量時趨於一致。 圖片來源:The Particle Adventure強弱電三種力的強度在超高能量時趨於一致。 圖片來源:The Particle Adventure

  1974 年,哈佛大學的 Howard Georgi 與 Sheldon Glashow 提出首個真正意義上的大統一理論,后來被稱為最小 SU(5) 模型。根據該理論,強、弱、電磁三種相互作用在非常高的能量下會成為同一種相互作用。它同時預言,質子可以通過某質量極大的中間粒子進行衰變。只不過在實驗室能量下,質子通過該粒子衰變的可能性極小,因而質子的壽命非常長。最小 SU(5) 模型預言質子的壽命可以長達 10^30 年,其他一些更為複雜的大統一理論則可以給出更長的質子壽命。當然,同樣的衰變機制也適用於中子,在大統一理論中,束縛於原子核中的中子與質子的壽命相當。

 不同大統一理論給出的質子壽命範圍以及相關探測器的可探測範圍。 圖片來源:Hyper-Kamiokande 不同大統一理論給出的質子壽命範圍以及相關探測器的可探測範圍。 圖片來源:Hyper-Kamiokande

  大統一理論還預言,質子最可能通過産生一個正電子及一個電中性的π介子而衰變。産生的正電子與 π 介子都具有相對較高的能量,並且它們在産生后朝相反的方向飛出。由於這種高能量粒子“背對背”飛出的過程几乎不可能從質子衰變以外的事件中産生,因此這個衰變方式可以在實驗中産生一個較易辨認的信號。

  在大統一理論提出以前,科學家嘗試用實驗來觀測質子衰變,僅僅是覺得假設重子數守恆不如真正地用實驗來檢驗質子的穩定性。1953 年,美國洛斯阿拉莫斯科學實驗室的 Clyde L。 Cowan 等人第一次開始利用大型探測器觀測質子衰變,並給出質子壽命下限值為 10^22 年。在其后的 20 年,人們不斷推高了質子壽命的下限。在 1974 年大統一理論提出以后,關於質子衰變的實驗研究也被改變了。大統一理論明確預言了質子的衰變,並且預測了質子的壽命,這給了實驗更加明確的目標與方向。

 大統一理論預言的一種質子衰變模式。 圖片來源:Hyper-Kamiokande 大統一理論預言的一種質子衰變模式。 圖片來源:Hyper-Kamiokande

  搜尋質子衰變

  首個大統一理論給出的質子壽命長達 10^30 年,而宇宙的年齡也不過 10^10 年,我們顯然不可能只觀測一個質子,直到其衰變為止。實際上,質子的壽命指的是其半衰期,意思是樣品中所有的質子衰變掉一半所需的時間,而非所有質子在 10^30 年時同時衰變。因此,如果我們監測含有大量質子的極大質量物質,那麼每年都應該觀測到個別質子的衰變

  為了監測質子的衰變,我們需要盡量排除其他背景信號的干擾。比如,宇宙射線在地表附近可以産生具有各種能量的各類粒子。為了減少它們的干擾,探測器往往被深埋於地下的各種隧道或礦井之中。來自宇宙射線的質子、中子或者 π 介子等粒子,可以被數米厚的屏蔽層吸收。但是,μ 子在穿過物質時丟失能量很慢,因此為了屏蔽它,我們需要數千米厚的屏蔽層。

各種各樣的宇宙射線。圖片來源:physicsopenlab各種各樣的宇宙射線。圖片來源:physicsopenlab

  對於中微子來说,屏蔽它們几乎是不可能的。實際上,每時每刻都有大量中微子穿透整個地球而几乎不發生任何反應。當然,這也意味着大多數中微子會直接穿過探測器而不會發生任何干擾,不過總有個別中微子会干擾探測器。雖然中微子的干擾無法避免,但是我們還是可以將它們産生的信號與質子衰變的信號區分開來,從而將其剔除掉。

  其他的干擾主要來自於無法徹底屏蔽的天然放射性現象。比如,實驗中使用的屏蔽材料以及探測器本身都含有原子核,它們都可能産生輻射。不過,來自放射性原子核的輻射一般比較容易辨別,因為它們産生的能量往往不到質子衰變所釋放能量的百分之一,因此簡單地通過測量能量就可以排除這類干擾。

  除了屏蔽背景干擾之外,監測質子的衰變還需要記錄探測材料中發生的各種反應,這就需要建造大型的探測器。當前觀測質子衰變的主要實驗是位於日本神岡的的超級神岡探測器(Super-Kamiokande),它位於一個深達 1000 米的廢棄砷礦中,是一種水切倫科夫探測器。

  超級神岡探測器

  水切倫科夫探測器的原理基於 1934 年蘇聯物理學家 Pavel A。 Cerenkov 發現的切倫科夫效應:當帶電粒子以超過介質中光速的速度穿過介質時,會發出切倫科夫輻射。它與超音速飛行器或子彈的音爆現象類似,産生的輻射集中在一個錐體內。

  該類探測器的優點有很多。其一,位於水分子中的氫原子中的質子不會與其他粒子一起構成複雜的原子核,因此質子衰變時産生的信號十分乾淨。其二,由於探測質子衰變需要監測大量物質,用水作為探測物質的話,成本不會很高。其三,帶電粒子産生的光信號要比粒子本身在水中運動的距離更遠,從而使得放置在水周圍的探測設備可以接收到光信號。

尚未注滿水的超級神岡探測器,周圍佈滿了光電倍增管,尚未注滿水的超級神岡探測器,周圍佈滿了光電倍增管,研究人員正乘船檢測與維護光電倍增管。 圖片來源:Super-Kamiokande 

 

 

  在超級神岡探測器中,高 41.4 米、直徑 39.3 米的不銹鋼圓柱形容器中盛有 5 萬噸高純度的水。容器的內壁上安裝有 11200 個光電倍增管,用於探測高速帶電粒子在水中經過時産生的切倫科夫輻射。它們必須對光信號非常敏感,這是由於單個帶電粒子産生的切倫科夫輻射在五米外的亮度,僅僅與一個普通閃光燈泡在月亮一樣遠的地方産生的亮度相當。

  當水中的質子或中子衰變併產生切倫科夫輻射時,光電倍增管中會産生電信號,信號的大小及到達時間將被記錄下來用以進一步分析。中性的 π 介子並不産生輻射信號,但它可以通過衰變時産生的帶電粒子而被間接地探測到。

多個粒子在超級神岡探測器中産生的多個切倫科夫環。 圖片來源:UC Irvine多個粒子在超級神岡探測器中産生的多個切倫科夫環。 圖片來源:UC Irvine

  研究人員通過仔細分析、篩選探測器記錄的各種信號,將最后無法歸結於其他反應的一些事例設為質子或中子衰變的候選事例,並用它們來計算質子或中子壽命的下限值。在上個世紀 80 年代,科學家已經給出了質子衰變為正電子及 π 介子的壽命下限, 1.7×10^32 年,這超過了最小 SU(5) 模型所預言的質子壽命,所以也意味着最簡單的大統一模型並不能正確地給出質子壽命。

  2017 年,超級神岡探測器已經將質子衰變為正電子及 π 介子的壽命下限提高到  1.6×10^34 年。但在這之前,其他類型的大統一理論也相繼被提出,例如最小超對稱 SU(5) 模型,Flipped SU(5) 模型以及 SO(10) 模型等等,它們可以給出長達 10^35 年的質子壽命,長於目前實驗給出的下限值。因此,這些理論模型仍需實驗的進一步檢驗。

  值得指出的是,雖然神岡實驗的最初目的是尋找質子衰變,但至今仍未明確觀測到相關信號,不過它在中微子研究領域成果豐碩。1985 年,神岡探測器發現 μ 子中微子與電子中微子的比例比理論預言的要小,從而發現所謂的“大氣中微子反常”現象。1987 年,神岡探測器第一次探測到大麥哲倫星系中超新星爆發(SN1987A)産生的超新星中微子,證實了超新星爆發理論的正確性,並開啟了中微子天文學時代。小柴昌俊也因此榮獲 2002 年諾貝爾物理學奬。1998 年,超級神岡探測器首次探測到大氣中微子的振蕩,使得梶田隆章榮獲 2015 年的諾貝爾物理學奬。此外,該探測器還發現了地球中微子及反中微子的振蕩現象。

  前路漫漫

  時至今日,質子衰變仍然沒有被明確地觀測到。那麼,質子究竟會衰變嗎?當下,各種大統一理論給出的質子壽命不盡相同,使得質子衰變實驗缺乏非常清晰的目標:質子的壽命也許剛剛超出當前探測器的探測範圍,也許遠遠超過當前探測器的探測範圍

  當然,我們可以通過改進探測器進一步提高質子壽命的下限值,但也不可能永遠這樣發展下去。質子壽命的下限越高,我們所需的探測設備就越大,造價也會越高,同時背景干擾也越來越多,而這些可能會徹底掩蓋質子衰變的信號。

  盡管問題仍然懸而未決,但找尋質子衰變的意義十分重大。首先,觀測到質子衰變將是實驗物理學的巨大成就。其次,質子衰變植根於宇宙的基本規律等深層次問題,如果得以發現,我們便可以明確地知道重子數並不守恆,並依此來檢驗大統一理論,間接地研究超高能量下的物理。當然,質子是否衰變也會決定星體、星際物質的演化乃至我們整個宇宙的命運。

  參考文獻

  1。 Search for proton decay via p→e+π0 and p→μ+π0 in 0.31??megaton·years exposure of the Super-Kamiokande water Cherenkov detector, The Super-Kamiokande Collaboration, Phys。 Rev。 D 95, 012004 (2017)。

  2。 Search for nucleon decay into charged antilepton plus meson in 0.316 megaton · years exposure of the Super-Kamiokande water Cherenkov detector, The Super-Kamiokande Collaboration, Phys。 Rev。 D 96, 012003 (2017)。

  3。 The Decay of the Proton, Steven Weinberg, Scientific American (1981)。

  4。 The Search for Proton Decay, M。 LoSecco, Frederick Reines and Daniel Sinclair, Scientific American (1985)。

  5。 The Search for Proton Decay, Frank Close, Nature 292 (1981)。

  6。 H。 Georgi and S。 L。 Glashow, Unity of All Elementary Particle Forces, Phys。 Rev。 Lett。 32, 438 (1974)。

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