南极发现极高能中微子，动能相当于一枚秒速一米的樱花瓣
如何解读NSF 公布IceCube 中微子观测站首次定位
宇宙中的高能中微子源？有何重大意义？刘博洋，天体物理学博士生
先上结论
去年8 月，双中子星并合的时候，我们说人类全面进入了多信使天文学时代。
而本次IceCube 和其他望远镜联手发现一颗极高能中微子
的来源，则标志了多信使天文学时代中又一个重要的里程碑。
发生了什么？
简单版本：
2017 年9 月22 日，建设在南极冰层里的中微子探测器“冰立方”（IceCube）探测到了一次比较罕见的极高能中微子事件：这是一个能量为~290 TeV 的中微子，相当于具有一枚秒速一米的樱花瓣的动能。
巧合的是，这颗中微子的来源方向上，在几十亿光年开外，刚好有一个已知的特殊天体。
而且，在此事件前后约两周事件内，用于监测高能光子的费米卫星发现，这个天体发出的高能光子的亮度比平时强了 6
倍——所以说，它很可能就是这颗高能中微子的源头。
高能中微子的形成和高能质子具有密切的联系，而高能质子是所谓“宇宙线”（宇宙来的射线，Cosmic Ray）的主要成分，所以本次发现同时首次确认了宇宙中高能中微子和高能宇
宙线的（一种）来源。
正如2017 年8 月，美国激光干涉引力波天文台（LIGO）和费米卫星先后探测到双中子星并合事件发出的引力波和
高能光子，随后全球各个波段的望远镜对事件源天体展开了一大波观测，本次冰立方和费米卫星联手确认这颗高能中微子源的来源之后，也引起了一大波各种波段望远镜对该事件源天体的追捧。
这两次全球天文学家的联手狂欢，前后相隔仅仅一个月的时间，可以说代表了当代观测天文学一种“新常态”的到来。
到底发生了什么？
有点复杂，一样一样说，慢慢看。
0、用一句话说说中微子是啥？
1、以前真的从来没有定位过中微子源吗？
2、极高能中微子从哪来的？
3、为什么要跑南极探测中微子？
开始咯~
0、用一句话说说中微子是啥？
一种质量非常小的基本粒子，比电子还要轻大约两百万倍。
它经常产生于各种粒子相互转化的过程中，产生后以接近光速飞行，几乎和任何物质都不发生作用。
1、以前真的从来没有定位过中微子源吗？
这倒也不是。
中微子在上世纪30 年代作为一种理论上存在的粒子被提出，在上世纪中叶太阳能源机制问题被逐渐解决的过程中，太阳内部核反应可以产生中微子这件事，逐渐被人们明确的意识到。
1970 年代，Raymond Davis, Jr. 和John N. Bahcall 两位天文学家首次通过实验确认了太阳中微子的存在（他们还发现了所谓“太阳中微子疑难”，2015 年的诺奖即与此有关，这是另话）。
所以太阳成为了人们确认的首个能够发射中微子的天体，当然，恒星也就成为人们确认的首种可以发射中微子的天体。
1987 年，人们在银河系的卫星星系“大麦哲伦云”（LMC）中观测到了一颗肉眼可见的超新星，这是1604 年开普勒超新星以来唯一一次肉眼可见的超新星爆发事件。
而就在这枚距离我们16 万光年的超新星放出的光子到达地球前三个
小时，分布在全球各处的几台中微子探测器不约而同的探测到一波中微子信号（2002 年的诺奖与此有关，也是另话）。
所以超新星1987A，成为了人们确认的第二个发射中微子的具体天体。
但这次冰立方探测到的中微子，可以说是把前两者碾压到渣
都不剩。
太阳中的中微子绝大多数来源于质子- 质子反应，这种反应释放出的中微子能量峰值位于大约0.3 MeV 处。
而1987A 超新星爆发前，日本神冈等中微子探测器捕捉到的中微子能量，则均在10 MeV 左右。
TeV 和MeV 之间差了百万倍，所以冰立方这次看到的极高能中微子的能量（~290 TeV），分别相当于太阳中微子平均能量的十亿倍，和1987A 中微子平均能量的数千万倍。
2、极高能中微子从哪来的？
是什么东西可以让如此渺小的中微子拥有如此巨大的能
量？
宇宙中很多极端的现象，要找一个罪魁祸首的话，黑洞都难辞其咎。
极高能中微子也是如此。
上世纪60 年代，射电天文学的发展为天文学打开了崭新的电磁波段窗口，一系列影响深远的新天体、新现象被发现，其中就包括“类星体”，这种看着像是恒星、但其实不是恒星的东西。
其他一些对公众而言比较冷僻的天体类型也被逐一发现，包括蝎虎座BL 型天体、射电星系、赛弗特星系……这些天体在谱线特征、光变规律各有特点，但经过几十年的研究，学界已经逐渐达成了这样的共识——
它们，其实都是一种东西，我们现在将其统称为“活动星系
核”（AGN）。
而所谓活动星系核，指的就是星系中央盘踞着的超大质量黑洞，以及由于黑洞对周围物质的吸积等作用产生的周边结构，所共同组成的这么一种天体系统。
星系中心黑洞的质量极大而尺度极小，在时空中压出了一个很深的引力势井。
周围的物质在向中心掉落的过程中，会释放巨量的引力势能——最多可以达到物质自身静能（
那个能量)的30%左右，可以说是宇宙中最高效的能量生产方式（相比之下，恒星中的核反应只能把参与反应粒子的不到1%转化为能量）。
这些能量一部分通过摩擦加热了黑洞周围旋转的薄盘——
吸积盘，让吸积盘成为明亮的光源，以X 射线等高能光子的形式释放出能量。
另一部分则通过某种尚存争议的机制，在垂直于吸积盘的方向上向两侧产生以接近光速喷出的强
大喷流。
虽然它们都是超大质量黑洞为核心的天体系统，但黑洞也有“正在挨饿”和“正在饕餮”这两种状态；即使对同一种状态的黑洞，你可以沿着吸积盘的方向看过去、可以斜着看过去、也可以不顾亮瞎眼的危险，正对着喷流看过去。
这些不同状态的活动星系核，在不同角度下看过去，形成不同表象，
就呈现出前面说的那些各种奇奇怪怪的“冷僻”天体类型。
本次高能中微子事件的始作俑者，编号为TXS 0506+056 的天体，就是其中一种——蝎虎座BL 型天体，也就是正对着喷流、亮瞎你眼的那种情形。
它还有一个更帅气的名字：“耀变体”（Blazar）——之所以强调“变”，是因为这种天体的亮度，在不同的时期会有极大的起伏，变化的时标也飘忽不定。
在近光速喷薄而出的相对论性喷流中，裹挟的是无数质子等粒子。
这正是地球每时每刻都在遭受的“宇宙线”的组成成分。
其中的高能质子在宇宙中劈波斩浪奋勇前进的过程中，会时不时发生一些意外：
它可能偶遇一颗光子并发生碰撞，碰撞的一种可能结果是高能质子损失部分能量，同时制造出一个新的粒子，一颗π介子。
这是一种质量约为电子的270 倍的粒子。
它又分为带电和不带电两种，其中带电的π介子会进一步衰变成μ子（一会儿还会用到这个东西）和一种中微子（μ中微子）；而不带电的π介子则会衰变成光子。
虎父无犬子，相对论性喷流中的质子是高能质子，高能质子造出来的是高能π介子，而高能π介子造出来的，是高能中微子和高能光子（即伽马射线）。
所以其实我们早就期待，冰立方和费米卫星，总会有那么一天可以一起看星。
3、为什么要跑南极探测中微子？
因为南极有深井冰。
先说说中微子探测器都是怎么“探测”到中微子的——不是说好了中微子见了谁都不理的吗？
也不尽然。
在四种基本相互作用中，中微子只参与弱相互作用和引力相互作用，不参与强相互作用和电磁相互作用。
之所以造成“中微子见了谁都不理”这种印象，是因为弱相互作用的作用距离极短、作用截面极小，很难真正发生。
但常言道（误），“如果你看的不够清楚，要么是你站的不够近，要么是你口径不够大”，只要肯堆料，总是可以解决的。
日本神冈实验用了一个16 米高的罐子装了3000 吨纯净水，而它的升级版，”超级神冈“，用一个40 米高的大罐子装了50000 吨纯净水，来作为探测介质。
前面提到的2002、2015 年两次诺贝尔物理学奖，均出自使用它们对中微子进行的研究。
但毕竟太阳离这么近、1987A 离的也不算很远，它们发出的中微子流量之大，用（超级）神冈这么大的罐子就能捕捉的到。
而预期中高能中微子的来源，那些遥远的活动星系核，动辄离我们数十亿光年之遥，它们产生的高能中微子能来到地球的，比起太阳中微子来说算是少之又少。
尽管中微子的作用截面随着能量的增大而增大，但要想研究这些高能中微子，还是需要一个巨无霸中微子探测器。
南极是地球上唯一保有深达数公里纯净冰层的地方，这里是建造公里级大型中微子探测器的不二选择。
于是“冰立方”登场了。
厚达2820 米的冰层上被开出了86 眼深井，每眼井中，从距冰表1450 米处开始向下，安置了60 个用于探测中微子产物信号的光学传感器，构成了一个大约覆盖一立方公里范围的传感器阵列。
当若干来自宇宙深处的高能中微子劳师远征闯入“冰立方”附近，偶尔会有个别不幸的μ中微子与冰或基岩中的质子发生碰撞，产生一个高能的μ子。
以近光速运动的高能μ子在冰中穿行的时候，会发现自己已经跑的比冰里面的光速还要快了，就像超音速飞机在空气中所做的，它也在所到之处击出一串光之“激波”，这就是所谓“切伦科夫辐射”，一种诡谲科幻的蓝光。
而那些镶嵌在冰中的光子传感器，随距离μ子路径的远近，先后接收到强弱不等的蓝光信号，汇总起来，就是这样的图景：
据此，就可以反演出高能中微子来袭的路径。
由此确定的中微子源方位的误差范围，大约是上弦后三天的凸月那么大（0.15 平方度）。