他是非典型學渣，卻證明了星星爆炸的猜想

來源：公眾號「蔻享學術」

作者：王善欽

2020年11月12日，著名物理學家、2002年諾貝爾物理學獎得主小柴昌俊（こしばまさとし，Koshiba Masatoshi）逝世，享年94歲。

圖：與巨大的光電倍增管合影的小柴昌俊。來源：^[1]

小柴昌俊的一生頗富傳奇性：他是一個考入東京大學物理系的學霸，但又是他那一屆物理系學生中的倒數第一的學渣；他負責著名的神岡探測器，在退休前1個多月，這個探測器成為首次探測到超新星中微子的兩個探測器之一。

小柴昌俊能力過人，擅長培育人才，他的一名學生也成了諾貝爾獎得主，另一學生差點也獲得諾貝爾獎。他以傑出的實驗室領導才能著稱，他負責的神岡探測器在他與他學生的發展下，不斷升級，不斷佔領相關領域高地，為人類研究中微子天文學與理論物理貢獻了極重要的力量。

這篇短文將簡單介紹小柴昌俊的傳奇人生。

一個並不差的差生

小柴昌俊於1926年9月19日出生於日本愛知縣豐橋市。小時候他得了小兒麻痺症，但住院時卻因讀了愛因斯坦的書，對物理產生興趣。

讀高中期間，小柴昌俊的物理成績並不好。當時他讀的是住宿制高中。有一次他在學校的浴室洗澡時，無意中聽到同學和自己的物理老師在評論他的成績，物理老師說他物理成績差，即使考上東京大學，也只能讀印度哲學。

小柴昌俊聽了很受刺激——我覺得東京大學印度哲學專業的學生要是聽到了這話，應該會更受刺激。

受到刺激後，小柴昌俊發憤圖強，找學霸同學輔導自己，苦讀物理，最終於1948年考上了東京大學的物理專業。

由於家境困難，他在讀書期間繼續像高中時那樣當家教湊學費與生活費，經常缺課。幾年下來，除了物理學實驗一、二這兩門課之外，沒有一門優；連物理實驗學——應該是研究實驗的學問，而不是做實驗——都只是及格（「可」）。

雖然大多數學科的成績是良，但在充斥學霸的東京大學物理系，小柴昌俊的綜合成績穩居倒數第一。

沒人說得清他到底是學霸還是學渣了，反正他後來寫的自傳《我不是好學生 : 諾貝爾獎獲得者小柴昌俊的傳奇人生》的書名就以成績差作為自己的標籤。

1951年，小柴昌俊大學畢業。雖然倒數第一，但幸好有兩門實驗課優秀，他得以繼續讀研究生，研究課題是拍攝宇宙線。

1953年，小柴昌俊在東京大學獲得碩士學位，然後申請到獎學金，來到羅徹斯特大學讀博士。豐厚的獎學金為小柴昌俊專心做研究提供了堅實的物質基礎，另一方面，一事無成的緊迫感也驅動他專心治學。1955年，小柴昌俊獲得博士學位，前後只用了2年。

博士畢業之後，小柴昌俊先是當了3年研究助理——相當於博士後^[1]。然後，因為不習慣英語世界，小柴昌俊回到了東京大學，任原子能研究所副教授。但從1959年11月到1962年8月，他又擔任了芝加哥大學的高能物理與宇宙輻射實驗室當資深研究助理與執行主任。然後他又回到東京大學。1970年，他成為東京大學教授。

此後，小柴昌俊擔任了多個與實驗室領導有關的職務。這些實驗室中，最重要的是位於神岡的那個實驗室。

神岡探測器：質子會衰變嗎？

1967年，蘇聯物理學獎、「蘇聯氫彈之父」薩哈羅夫 (Andrei Sakharov) 提出一個猜想：質子會衰變。

此後的整個70年代，許多物理學獎投身研究各種各樣的「大統一理論」，這個理論認為：大自然中四種基本作用力——引力、電磁力、弱力、強力——中的後三種在能量非常高的時候是同一個力。大統一理論有很多種，比較有名的有SU（5）理論等。

大統一理論的核心之一就是「質子會衰變」。一些小組開始設計實驗，來探測質子衰變時發出的粒子。雖然質子衰變的「半衰期」比宇宙的年齡還長得多，但只有觀察足夠多的質子，就有可能觀測到其中的一兩個發生衰變。這也就意味著實驗用到的質子的總數要足夠多。

小柴昌俊負責的項目組是探測質子衰變信號的項目組之一。經過考察，小柴昌俊將實驗室的地址確定在神岡町 (Kamioka) 的一個巨大的地下礦井。將裝置放在地下礦井中，可以有效地屏蔽掉來自大氣的眾多粒子的汙染。

按照計劃，這個探測器是一個「核子衰變實驗」 (Nucleon Decay Experiment) 探測器。核子只有兩大類：質子與中子。自由中子會衰變，每15分鐘衰變掉一半，即半衰期為15分鐘。所以用不著驗證中子是否會衰變。所以，這個實驗的名稱表明它就是驗證質子會不會衰變的裝置，實際上可以改名為「質子衰變實驗」。

這個探測器的全稱因此就是「神岡核子衰變實驗」，英文縮寫為KamiokaNDE，或Kamiokande。以下，我們簡稱這個探測器為「神岡」或」神岡探測器」。

神岡探測器於1982年開始建設。按照設計，它是一個巨大的地下水罐，罐子裡裝著2140噸高度純淨的水，裡面自然包含著大量質子。這個水罐內表面放置大約1000個「光電倍增管」。如果水分子裡的質子確實會發生衰變，產生的高速粒子在水中又會激發出新的粒子，光電倍增管探測到這些粒子的信號——「切倫科夫輻射」——並將其放大。

當時，世界上最大的光電倍增管的直徑只有12.5釐米。如果神岡也使用這麼大的探測器，就無法與當時最強的競爭對手——美國的爾灣-密西根-布魯克海文 (IMB) 探測器——對抗，後者對方的探測器有大約6800噸水。

為此，小柴昌俊要求負責製造光電倍增管的浜松公司將光電倍增管的直徑直接增大到50釐米，並以驚人的口才成功讓對方以成本價將那些光電倍增管賣給自己的項目組。這些超大的光電倍增管使得神岡的探測能力超過IMB。

圖：神岡探測器。來源：東京大學宇宙線研究所^（[2]）

1983年4月，神岡探測器建設完畢，一直運行到1985年，這個時期的神岡探測器也被稱為「神岡1」。1985年，神岡1開始被升級為神岡2。

圖：神岡探測器。來源：東京大學宇宙線研究所^（[2]）

到1987年2月，之前的神岡1與當時還在運行的神岡2都沒有探測到質子衰變的任何信號。得到一個否定的結果固然也是一個成果，但有些大統一理論預測的質子壽命太長，神岡探測不到信號，也可能就是自身不夠大、能力不足。

因此，神岡的探測結果既無法證實大統一理論，也無法排除大統一理論。這樣的結果當然是令人沮喪的。

再過一個多月，小柴昌俊就將一無所獲地退休了。

一個天大的驚喜：一顆肉眼可見的超新星

然而，「有心栽花花不開，無心插柳柳成蔭」，一個天大的驚喜卻突然從天而降。

1987年2月24日，多倫多大學天文系的研究生伊安·謝爾頓 (Ian Shelton) 在位於智利的Las Campanas天文臺拍攝大麥哲倫雲（大麥雲）星系照片，衝洗後與之前拍攝的照片比較，發現裡面突然出現了一顆5等星。

謝爾頓意識到有大事發生了，他立即走到室外，抬頭就在大麥雲看到了一顆突然變亮的星。此後又有另外兩位天文學家也分別觀測到這顆突然變亮的星。

這是一顆超新星，一顆註定名垂青史的超新星，因為它是此前近400多年來距離地球最近的超新星，它與地球的距離僅17萬光年。事實上，直到2020年，人類還沒有發現比它更近的超新星。

它是如此之近，以至於當時在南半球的人，都可以在天氣允許的情況下用肉眼輕鬆看到它。在此之前，最後一顆肉眼可見的超新星是1604年被觀測到的「克卜勒超新星」。

它是1987年被觀測到的第一顆超新星，編號為SN 1987A。

圖：歐洲南方天文臺的望遠鏡拍攝的超新星SN 1987A以及大麥哲倫雲星系。圖中中間偏右的明亮的星就是超新星SN 1987A。來源：ESO^（[3]）

更讓人震驚的事情是，在伊安·謝爾頓觀測到這顆超新星發出的光之前約22小時^[4]，地面上的三個探測器分別獨立地探測到這個超新星發出的反中微子。這三個探測器分別是：日本的神岡2、美國的IMB探測器與蘇聯的Baksan中微子天文臺^[5]。

其中，神岡2探測到了11個來自超新星的反中微子與1個幹擾信號，IMB探測到8個反中微子，Baksan探測到5個反中微子。Baksan探測到的中微子的到達時間比IMB晚了25秒，而超新星發射的中微子一般就十幾秒，因此Baksan的探測結果受到了質疑。

神岡2與IMB這對相愛相殺的競爭對手的探測都是可靠的。

圖：柯伊伯機載天文臺 (KAO) 於1987年6月23日拍攝的大麥哲倫雲與超新星SN 1987A。來源：NASA^（[6]）

神岡2探測到的11個來自超新星的反中微子構成了最好的樣本，這11個中微子分兩批到達地球——分別為8個與3個——構成了兩個脈衝。其中，第一批中的第1個從國際時7點35分35秒開始到達，用1.915秒全部到達。第2批的第1個比第1批中的第1個中微子晚9.219秒，用3.22秒時間全部到達。

神岡2雖然在超新星被觀測到之前就已探測到中微子，但神岡2的工作人員是在得知超新星被觀測到的消息之後才去檢查探測信號的。經過大約半個月時間的不斷分析，小柴昌俊才公布了結果，一戰成名。

這個結果標誌著人類首次探測到超新星發射出的中微子，也標誌著人類首次探測到銀河系外的中微子，因此具有開創性的意義。

但是，這個重要發現的價值卻並不限於此，它還與恆星演化的一個重要猜想密切相關，那就是：大質量星星是如何成功地爆炸為超新星的？

證明了星星爆炸的猜想

在1987年之前，研究超新星的天文學家與物理學獎們已經猜測一些超新星是大質量恆星爆發的產物。

這個研究的開端於1934年。當時，巴德 (Walter Baade) 與茲威基 (Fritz Zwicky) 提出：大質量恆星演化到末期後，會向內收縮，將中心壓縮為一個幾乎完全由中子構成的「中子星」，恆星外層的物質砸到中子星堅硬的外殼，被反彈出去，向外爆炸，成為超新星。這類超新星就是「核塌縮型超新星」。

此後，著名物理學獎貝特 (Hans Bethe)、氫彈專家科爾蓋特 (Stirling Colgate)、超新星專家威爾遜 (James Wilson) 等人研究了這類超新星的爆發過程，漸漸發現上面這個過程有大問題：被彈出的物質無法成功地逃離，而是會重新落下去，就像那些朝著空中拋出的籃球最終落回地面。

1982年，威爾遜與合作者提出，中子星形成後，會發出大量中微子（與反中微子，這些中微子、反中微子與稠密的恆星物質相互作用，會將其中一小部分能量傳遞給這些物質，使得這些物質被重新往外推。1985年，威爾遜的論文以及貝特與威爾遜合作的論文進一步發展了這個模型。

這就是「中微子延遲暴」理論。這個理論的核心就是中子星會發出大量中微子，這些中微子最終會炸開超新星。從八十年代中期開始到現在，這個理論被視為大質量恆星爆發為超新星的標準模型。

在超新星SN 1987A被觀測到之後，天文學家持續觀測這顆超新星，並從理論上研究了它的輻射性質。這些研究表明，它爆炸前的質量大約為20個太陽，是典型的大質量恆星。

將這個事實與神岡2及IMB的中微子探測結果結合，就可以證明：大質量恆星爆發為超新星的過程中確實會發出大量中微子，也就證明了核塌縮型超新星的中微子延遲暴理論。

換句話說，小柴昌俊負責的神岡2探測器與其他兩個探測器首次證明證實了「星星如何爆炸為超新星」的理論猜想。

這是一個非常幸運的事件。因為並非每個大質量的星星爆炸為超新星時發出的中微子都會被探測到。能不能探測到超新星發出的中微子，取決於探測器的靈敏度與超新星的距離。以神岡2的靈敏度，它無法探測到更遠的超新星發出的中微子。因此，大麥雲中爆發的這顆超新星是給人類的一個珍貴的禮物。

對於小柴昌俊，幸運還不止於此：這顆17萬年前爆發的超新星發出的中微子在他退休前1個多月打中了神岡2。而小柴昌俊公布神岡的結果時，距離他退休的時間只剩下20天。

2002年，小柴昌俊因為對「在天體物理學領域做出的先驅性貢獻，尤其是探測宇宙中微子」而獲得了諾貝爾物理學獎。

圖：2002年，展示自己獲得的諾貝爾物理學獎獎牌的小柴昌俊。來源：Kyodo^（[7]）

與小柴昌俊分享2002年諾貝爾物理學獎的是雷蒙德·戴維斯( (Raymond Davis Jr) 與裡卡爾多·賈科尼(Riccardo Giacconi)。戴維斯獲獎的原因是發現了太陽中微子，賈科尼獲獎的原因對宇宙X射線源的先驅性貢獻。

而製造出那些中微子的SN 1987A的中子星，長期以來低調地隱匿著，直到2019年才被阿塔卡瑪大型毫米波/亞毫米波陣列 (ALMA) 發現。

不忘初心：與質子死磕的超級神岡與頂級神岡

在探測到超新星SN 1987A的中微子之後1個多月後的3月底，小柴昌俊光榮地退休，然後到日本東海大學任教到1997年。

雖然小柴昌俊離開了神岡探測器，但因為超新星中微子這個重大發現，神岡探測器得到了免死金牌，步步高升。

1988年，神岡2觀測到太陽中微子，雖然這並非人類第一次觀測到中微子，但神岡2的觀測確定了這些中微子的入射方向，確定了這些中微子確實來自太陽。

1990年，神岡2被升級為神岡3，一直運行到1995年。

1995年，神岡3被升級為超級神岡 (Super-Kamiokande)，包含純淨水5萬噸，水箱內壁安裝著1萬3千個光電倍增管。其中，大約11000個從日本濱松公司購買；另外有大約2000個是由美方提供，它們原本安裝在IMB探測器上，被卸下來翻新後用在超級神岡探測器上面。

1996年，超級神岡開始採集數據。很快，超級神岡的觀測證明了大氣中微子振蕩現象，這個結果於1998年被公開後，立即引起了巨大的震動，因為這個結果意味著中微子確實有質量，與粒子物理的標準模型相牴觸，這意味著標準模型需要被修正。

圖：超級神岡探測器使用的光電倍增管之一。來源：東京大學宇宙線研究所^（[2]）

圖：快灌滿水的超級神岡探測器。來源：東京大學宇宙線研究所^（[2]）

在質子衰變理論方面，超級神岡也取得了進一步的結果：如果質子會衰變，其壽命將超過10的34次方年，即100億億億億年，這個結果把SU（5）與其他一些大統一理論排除了。但依然有一些大統一理論還未被排除。

現在，超級神岡團隊正在建設頂級神岡 (Hyper-Kamiokande) ，建成之後，裡面的純淨水將達到100萬噸，是超級神岡的20倍，光電倍增管的數目也將大大增加。頂級神岡的靈敏度也將大大超過超級神岡。

如果頂級神岡還是無法探測到質子衰變，那就意味著質子的壽命超過10的35次方年，即1000億億億億年，這將把所有大統一模型都排除。頂級神岡將在2027年開始採集數據，到時將給大統一模型一個最終的判決。

頂級神岡探測超新星中微子的能力也將大大超過超級神岡與神岡，可以探測到更遠的星系中核塌縮型超新星發出的中微子。

雖然超級神岡與頂級神岡沒有將寶押在驗證質子衰變上面，但驗證質子衰變理論依然是它們的眾多目標之一，可以說是「不忘初心」的典型代表了。

名師高徒

「名師高徒」可以用來形容小柴昌俊與他的學生戶冢洋二（戸塚洋二，とつか ようじ，Totsuka Yōji）與梶田隆章（かじた たかあき，Kajita Takaaki ）的關係。

利用超級神岡探測器證實大氣中微子振蕩現象的團隊就是由戶冢洋二與梶田隆章領導的（戶冢-梶田團隊）。

這個時期，與戶冢-梶田團隊並駕齊驅的一項成果是阿瑟·麥克唐納 (Arthur Bruce McDonald) 領導的團隊證實的「太陽中微子振蕩」現象（2001年），這個成果解開了太陽中微子「失蹤」之謎。

此後，小柴昌俊與其他眾多同行都認為戶冢與梶田都必然獲得諾貝爾物理學獎。

2002年，小柴昌俊、戶冢、梶田三人分享了潘諾夫斯基實驗粒子物理學獎。2007年，戶冢洋二與麥克唐納分享了富蘭克林獎章。

2015年，梶田隆章與阿瑟·麥克唐納分享了2015年的諾貝爾物理學獎。戶冢卻因為於2008年因大腸癌逝世而失去了分享諾獎的機會。

對一些評價的澄清

小柴昌俊逝世後，有報導說小柴昌俊「是全球第一個捕獲到超新星爆炸產生的中微子的科學家」，這個說法卻並不確切。正如上面介紹，有三個探測器同時探測到超新星中微子，即使排除了Baksan，也還有神岡與IMB兩個，神岡並非唯一。

但是，作為最早發現超新星中微子的探測器之一的負責人，小柴昌俊是足夠傑出的。

有報導稱，小柴昌俊為探測超新星釋放的中微子而建設神岡探測器，並在1987年成功達成目標。這個說法也是不對的。首先，小柴昌俊等人主要是為了探測質子衰變而建設這個探測器的，這一點從探測器的名稱就可以看出來了：「神岡核子衰變實驗」，就如上面所說，這裡的「核子」特指質子。

此外，神岡探測器是1982年建設成功的，其計劃、論證、申請的時間更早，而超新星的「中微子延遲暴」理論是在1982年才被首次提出，小柴昌俊不可能未卜先知。

有報導稱，小柴昌俊「在芝加哥大學提出宇宙線來源於超新星的學說」，這也容易引起誤解，讓人以為這個觀點是小柴昌俊首先提出的。但是，實際上，早在1934年，巴德與茲威基就已經提出這個假設，當時小柴昌俊才8歲。

有文章稱小柴昌俊開啟了中微子天文學，這也是不對的：在他之前，物理學家就已經探測到太陽中微子。另外的報導說他「開拓」了中微子天文學，這是恰當的：他確實在中微子領域開疆拓土，與其他人一起開闢了銀河系外中微子研究的先河。

注釋：

[1]網絡

[2]

http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/gallery/index-e.html

[3]

https://www.eso.org/public/images/eso0708a/

[4]核坍縮型超新星爆發以中子星形成的那一刻開始算，激波從中子星表面出發，到達恆星表面需要一定時間。激波速度為1萬千米每秒，中微子以接近光速的速度穿行，因此超新星的中微子信號會比超新星的光信號早幾千秒左右到達地球。中微子探測器會自動探測到來訪的中微子，而光學望遠鏡如果沒有始終對準超新星，就無法探測到超新星發出的第一束光，望遠鏡的靈敏度也意味著必須在超新星亮到一定程度時才會探測到。這些因素導致中微子信號比光信號早幾個小時左右。但因為中微子的速度可能略低於光速，所以這個差值可能會因此縮短。

[5]義大利的Mont Blanc

探測器則宣布更早4.7小時探測到中微子，但後來的分析表明那是其他來源的中微子，而不是超新星中微子。

[6]

https://web.archive.org/web/20070327105953/http://ails.arc.nasa.gov/Images/Astrobiology/AC87-0459.html

[7]https://mainichi.jp/english/articles/20201113/p2g/00m/0na/073000c

文章作者

王善欽，2018年於南京大學獲得天文學博士學位，2016年至2018年訪問加州大學伯克利分校天文系。主要研究超新星、千新星等爆發現象，至今為止在ApJ, MNRAS上發表22篇科研論文。業餘也研究天文學史與物理學史。

來源：蔻享學術

編輯：tzy