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5 大艰难堪比搜寻“上帝粒子”的实验
类似地球的太阳系外行星的大气中的光谱可能暗示在生命的存在(Thomas Porostocky/Nature)

类似地球的太阳系外行星的大气中的光谱可能暗示在生命的存在(Thomas Porostocky/Nature)

(文 / Nicola Jones)当媒体的目光都聚焦于日内瓦的大型强子对撞机(LHC)和它引人注目的玻色子搜寻任务之际,还有一些科学家也在致力于同样充满挑战的实验,与LHC一样,这些实验可能会改变未来的面貌。

这些研究者通常都默默无闻,但却愿意数年甚至数十年细心调校、保证仪器顺利运转,小心翼翼地实验、尽可能减少可疑数据的出现,与威胁到探测信号的背景噪声锲而不舍地搏斗,对差之毫厘的测量精度孜孜以求,其坚毅与专注堪与所有英雄壮举相比。


探测地外生命

1999 年,当时还是马萨诸塞州剑桥市哈佛大学的研究生的大卫 · 沙博诺(David Charbonneau)对另一个行星系中由于行星掠过母恒星表面引起的恒星微弱亮度变化进行了测量,这是人类首次探测到此类现象。时至今日,这种 “凌日” 现象已经成为天文学家寻找地外行星的常用工具。

新的挑战在于弄清这些行星及其大气的组成成分,比如说,如果发现某颗行星的大气中含有氧,那就可能成为其上有生命存在的间接证据。但探测这些元素的唯一方法,是利用恒星星光穿过行星大气形成的光谱,这可是极为微弱的信号。

沙博诺说,首要困难在于 “恒星被行星遮挡的部分比例很小”,一颗木星大小的行星掠过太阳大小的恒星能遮挡掉恒星约 1% 的光芒,而一颗更小的如地球大小的行星只能遮挡掉 0.01% 的光芒。“接下来你要找到这颗行星洋葱般的外皮,也就是它的大气层”,只有穿过这层外皮的星光光谱才包含天文学家想要的信息。

这意味着如果地球大小的行星掠过太阳大小的恒星,最终有用的,仅仅是百万分之一的星光。

尽管今天还没有任何一台望远镜的分辨能力足以从恒星星光中分解出那百万分之一的可用信号,但事情尚有转机。沙博诺说这是因为诸如木星这样的气态巨行星拥有比地球更厚的大气,所以其光谱特征也会更明显一点。

从 2005 年至今,像哈勃和斯必泽望远镜这样的空间天文台已经分离出了约 40 个气态巨行星的大气光谱。在沙博诺看来,最初的测量结果曾受到一些质疑,不过时至今日,“对气态巨行星大气的探测虽不能说是习以为常,但也不再饱受争议。现在的问题是如何对地球大小行星的大气进行探测,目前还没人能做到这一点。”

离这个目标最接近的观测者正在对一颗被称为 GJ1214b 的超地球行星的光谱进行分析;这颗行星直径是地球的 2.6 倍,绕转一颗比太阳稍小的恒星。此前的首次观测似乎表明该行星拥有一个充满水蒸气或云层的大气,数月前,沙博诺及其团队用哈勃望远镜证实了这个结果1。

对类地日系中行星大气成分的探测需要仪器的升级换代,这同时也是寻找地外行星上生命迹象的最佳机会。沙博诺眼下期望美国国家航天局(NASA)计划很久拖延也很久的詹姆斯·韦伯太空望远镜能早日升空。这架耗资 80 亿美元的哈勃继任者按预期将于 2018 年发射,沙博诺对它充满憧憬:

到时候会是见证奇迹的时刻,它将给地外生命的搜寻添上最浓墨重彩的一笔。

看穿分子魔镜

生物学中存在着非常严重的不平等。很多分子具有 “手性”(chiral),这意味着分子中的原子存在两种互为镜像(mirror image)的排列方式。当化学家在实验室中合成此类分子时,往往得到的都是包含两种手性的混合物,为简单起见它们被命名为左手征(left-handed)分子和右手征(right-handed)分子。奇怪的是,生物细胞通常只由左手征分子构成,没人知道这其中的缘故。

镜像分子的在能量水平上微小差异可能预示着弱相互作用的对称性破缺(Thomas Porostocky/Nature )

镜像分子的在能量水平上微小差异可能预示着弱相互作用的对称性破缺(Thomas Porostocky/Nature )

可能的解释之一认为,原因在于自然界中的基本力(elemental force)。根据 粒子物理学的标准模型 预言,自然界中存在 4 种基本力,其中 弱力 是核子和电子间相互作用的传递者。据信,正是弱力对左手征和右手征分子的作用不对称,而包括引力在内的其它 3 种基本力对两种手征而言都是对称的。

巴黎大学的伯努瓦 · 达尔基耶(Benoît Darquié)解释说,理论上,弱力会导致手性分子一种手征结构的能态(energy state)比它的镜像手征结构要差上微乎其微的那么一丁点,大约是 1/ 1015 ~ 1/ 1020 。结果是,假设左手征分子的振动频率是 30 THz( 1012 Hz),那作为其镜像的右手征分子的振动频率会差上几毫赫兹(mHz, 10-3 Hz)甚至几微赫兹(μHz, 10-6 Hz)。

对两种手征分子间如此微小差异的测量将为破解生物偏好左手征之谜带来一线曙光,达尔基耶如是说,而他的小组也正付诸努力。这样的测量甚至能为标准模型中弱力理论部分提供某些参数的准确取值。

据达尔基耶所知,他和他的同事是目前世界上唯一进行此项尝试的团队。实际上,他花了 3 年时间来网罗所需的试验物理学家、量子理论专家和化学家。

他们现在需要攻克两个难题,首先是建造一台极高分辨率的光谱仪,用于测量手性分子的能态。达尔基耶小组拥有的最好的设备能探察 5 / 1014 的能量差别,这大约比普通光谱仪的分辨能力要好 100 万倍。眼下他们正在建造一台精度更甚于此的仪器,要达到如此高的精度,仪器必须隔绝所有的外部振动并且保证温度波动不超过 0.1 ℃。不仅如此,为了在所需精度上测量分子振动的频率,达尔基耶的实验室还使用了一台分子钟,并通过光纤与巴黎的世界时标准原子钟保持同步。

研究者面临的第二个挑战是合成出一种手征非对称效应足够明显的测试分子。这种分子需要有一个较大的中心原子,因为原子理论告诉我们大的中心原子能将手征结构造成的能量差异最大化。同时,这种分子在被加热到气态去拍摄光谱时还不能轻易破裂。

达尔基耶小组猜测最佳的选择是类似用一个硫原子和一个硒原子置换甲基三氧化铼(化学式: CH3O3Re )中的两个氧原子之后的产物,尽管要制造出纯左手征和右手征的此类分子并非易事一桩。不过即便最后能找到一种完美的测试分子,研究者还需要一年时间才能积累到足够的测量数据来达到一定信噪比(signal-to-noise ratio,SNR)以便获得可信的结果。

要是实验结果没能解开生物手征谜团的话,达尔基耶说他也不会在意,因为他们发展出的技术将为检验基本物理理论开辟很多新的方向。

达尔基耶:通常对理论最准确的检验,要么发生在高能的粒子物理中,要么发生在低能的原子物理中,而分子更复杂,所以能解决更复杂的问题。

寻找额外维度

有一个观念与实在的联系如此根本,绝大多数人对它都深信不疑,那就是我们的世界恰好有三个空间维度:左右,前后,还有上下。但 超弦理论 及其它一些构造 “万物理论”(theory of everything)的尝试已经让很多物理学家提出,空间的维度远不至于此。

这些额外的维度被假设成是高度卷曲的,它们远离日常经验,但会对很小尺度上的引力造成影响,使得两个质量之间的作用力稍稍偏离牛顿引力理论的经典结果。要是能在实验中探测到如此小尺度上引力的变化,也许就能一窥这些额外的维度。

西雅图华盛顿大学实验核子物理与天体物理中心的艾瑞克 · 阿德尔贝格尔(Eric Adelberger)在 1999 年的一个讲座上第一次听到这样的说法。 “一些人认为这个想法很疯狂,也有一些人认为它很酷。” 他回忆道。但他和同事认定要用实验来判断:

难道还能有比发现我们此前对宇宙维度的认识是错的更令人激动的么?

阿德尔贝格尔的实验小组用来挑战的武器是扭秤(torsion balance),本质上就是 18 世纪 90 年代末英国物理学家亨利 · 卡文迪许(Henry Cavendish) 首次测量万有引力常数 所用装置的升级版。在现在这一版扭秤中,一根金属杆用丝线悬挂起来,可以自由扭动,杆底端安放有一个称为探测盘的圆盘,圆盘上钻了一系列小孔。在探测器下放几微米处还有第二个被带有类似小孔的圆盘,被称为吸引盘。当吸引盘转动时,小孔之间的盘体会对探测盘的盘体施加一个微弱的引力,这个力会造成探测盘和金属杆转动,从而扭转悬丝,使其转过大约 10 亿分之一度的微小角度。

微米级的旋转或可揭示由额外维度造成的偏离牛顿引力理论的结果(Thomas Porostocky/Nature )

微米级的旋转或可揭示由额外维度造成的偏离牛顿引力理论的结果(Thomas Porostocky/Nature )

为了确保除地球引力之外探测盘只受到吸引盘的引力影响,整个装置的所有部件都必须用非磁性物质制成,而且所有的表面都要镀上一层金好让仪器所带电荷均匀分布。除此之外,整个装置的制作务求完美,并且要完全隔绝外部振动,包括外边停车场车辆引起的振动。 “我们最好的数据是在周末午夜到凌晨 4 点之间取得的,” 阿德尔贝格尔感叹说,“这一点很讨厌,因为你收获最佳数据的时间实际上很有限,弄的我们现在都跟侦探差不多了。”

精益求精的设计让实验者可以排除来自牛顿定律和振动的影响因素,如果这样仍然可以观察到探测盘的扭转,他们知道肯定有好戏上演。目前为止,阿德尔贝格尔的研究组可以断定在 44 微米及以上尺度肯定没有额外维度存在。

他说他的两个研究生,还有全球其他十来个小组,都正在想方设法继续向下进发。不过,究竟要多久才能有所发现,取决于这些额外维度的大小,如果它们卷曲的太厉害,阿德尔贝格尔认为, “那答案可能永远也发现不了。如果在 30 微米上有可见的卷曲,那就还要一年而已。”

但阿德尔贝格尔似乎很享受这重重的不确定与挑战,他将其形容为爬山登顶, “过程越是艰难,会当凌绝顶的感觉就越美妙。”

捕捉引力波动

斯科特 · 雷森孩子似的劲头与他正从事的项目似乎有些不相符,他的研究可能要等上十来年时间才能初见端倪。雷森是美国国家射电天文台(National Radio Astronomy Observatory in )的天文学家,在谈到脉冲星这种星系中最精准的天然钟表时,他嘴里蹦出一连串的 “太棒了”、“酷毙了” 这样的词来,说它如何让探测作为爱因斯坦广义相对论最基本预言的 引力波 成为可能, “这将为我们的宇宙打开一扇全新的窗口,” 他嚷嚷着, “除了光之眼我们还有质量之眼。”

雷森对此做了一番讲解,按照爱因斯坦的广义相对论,引力波是由质量运动引起的时空结构的涟漪,比如说一对互相绕转的 中子星 就能产生引力波。雷森说,这就像抖动一个电子会让电子周围的电场和磁场以光及其它形式的辐射向周围传播一样, “当你抖动某个有质量物体,你就制造出了引力波。”

不过,令人沮丧的是,就算一列非常强的引力波横扫过地球,也只会让地球直径收缩或扩张不到 10 个纳米(nm, 10-9 米)。因此,诸如激光干涉引力波天文台(Laser Interferometer Gravitational wave Observatory, LIGO,由帕萨迪纳的加州理工和剑桥市的麻省理工共同负责)这样、试图探测此类微小变化的地基(ground-based)实验,将永远无法摆脱来自背景噪声的干扰,路过的卡车、雷暴甚至千里之外海滩上起伏的海浪都会淹没真实的引力波信号。

脉冲星计时的微妙变化可能暗示着巨大的引力波的存在(Thomas Porostocky/Nature )

脉冲星计时的微妙变化可能暗示着巨大的引力波的存在(Thomas Porostocky/Nature )

这正是雷森和同事如此热衷于该项目的原因,他们希望自己能独辟蹊径:仰望脉冲星。 脉冲星 是密度极大的天体,有些脉冲星每秒能自转数千次,每次转动都向外辐射出一道脉冲闪光,天文学家对脉冲时间的测量能确定到大约 100 纳秒之内。雷森小组打算探测分布在全天的约 20 个此类脉冲星,试图寻找由于甚低频(VLF,指频带由 3 ~ 30 KHz 的无线电波)引力波扰动脉冲星和地球之间时空所导致的脉冲时间偏移。他们期望能以此探测到一些最强引力波源所产生的引力波,如宇宙深处大质量黑洞数年一周的转动,或者是相互碰撞的星系。

还有十来个人也与雷森一样,献身于这项由国际脉冲星记时阵列协会(International Pulsar Timing Array consortium)负责协调的计划。好消息是他们无须发明任何新的设备,像波多黎各的阿雷西博射电望远镜就可担此任。坏消息是要持续观测大约 10 年才能捕捉到来自互绕黑洞的引力波,目前他们只对 6 颗脉冲星进行了连续 5 年的准确计时测量。

不过雷森仍旧充满信心,他说,

我们的成功机会是真正的与日俱增,这很酷,只要耐心等待,引力波终将到来。

重塑千克标准

一千克质量原本应该是一个不变的常数,但实际上不是,这要 “归功” 于旧的质量标准规定和巴黎郊外一间库房中那个有 120 年高龄的铂铱合金圆柱。谁也不知道这位 “原千克” 究竟是由于原子落附在表面而变重了呢,还是由于原子从表面剥离而变轻了,唯一能肯定的就是它的质量肯定在变化,证据是它的那些重量曾完全一致的副本现在已经有了可测量的质量差别。

琼 · 普拉特(Jon Pratt)是华盛顿特区边上美国国家标准与技术中心(NIST)的一名工程师,也是致力于重新定义质量标准的计量学家之一。他介绍说 “千克” 是目前唯一还用实物来定义的 基本单位

重新定义的基本思想是将千克与某个精确测量的基本物理常数联系起来,就如同今天用真空中的光速来定义米一样,1 米是光在真空中 1/299792458 秒内通过的距离。

要如此来规定千克的大小,就意味着要确定普朗克常数 h ,因为后者是量子力学中能量量子(energy quanta)的大小,它乘上光的频率 v 就得到能量,即著名的光电效应方程 E = hv ,接着再用上更著名的 E = m c2 ,就能用普朗克常数来定义质量了。

不过确定普朗克常数的准确数值是个精细活,而且目前常用的两种测量方法得到的结果还存在差异,这让上述方法只能却步不前。

在这两种方法中,一种使用的是 “瓦特秤”(watt balance),其本质是一架简单的天平,天平的一端是用巴黎千克原器精心校准过的 1 千克质量,另一端是一个放在磁场中的通电线圈。调整磁场直到 1 千克质量与线圈所受的电磁力精确平衡,接下来就可通过一连串方程把它和普朗克常数联系起来。但说起来容易做起来难,研究者不仅需要避免任何测量偏差,还需要排除其它一些东西的干扰,比如引起最大误差的地球引力场等等。

普拉特负责的这台瓦特秤曾在 2007 年给出了普朗克常数最准确的测量结果之一,6.62606891 × 10-34 J s,相对误差仅为 10 亿分之 36 ,不过英国国家物理实验室(National Physical Laboratory)的瓦特秤(该瓦特秤目前被移放至加拿大渥太华国家研究委员会下属的国家测量标准学院)给出了与 NIST 稍有差异的结果,虽然区别很小,但该区别无法用实验误差来解释。

另一种常用方法是计量一块同位素纯(isotopically pure,指没有杂质且只包含一种同位素的单质)样品中的原子数目,由此确定 阿伏伽德罗常数 ,按定义该常数是 12 克 碳 - 12 原子所含原子数目,它的数值大小可通过另一套方程换算成普朗克常数。

2008 年,德国不伦瑞克联邦物理技术研究所(Federal Institute of Physical and Technical Affairs)的科学家开始对两个近似完美的由 99.995% 纯 硅 - 28 制成的 1 千克球进行实验:他们用高精度激光干涉仪确定球的体积,用 X 射线衍射确定球的晶体结构 ,以便能在更高精度上对原子进行计数。目前他们测量出的阿伏伽德罗常数为 6.02214082 × 1023 ,相对误差低至 10 亿分之 30 ,由此换算得到的普朗克常数与 NPL 瓦特秤的结果相吻合,但与 NIST 的结果不一致。

2010 年,普朗克常数的推荐值是 6.62606957 × 10-34 J s,相对误差 10 亿万分之 44。有人认为这已经足以重新定义 “千克” 了,但也有人坚持再挑剔一下,等各种测量结果吻合得更好一些、测量的误差范围缩小到 10 亿分之 20 以下才开始。

那可要等上好一阵子,普拉特说,“这里没有方便善巧可行,正所谓大道至难是也。”



本文编译自《自然》网站 2012 年 1 月 4 日文章: Frontier experiments: Tough science
文章题图:Shutterstock
内文图片:Thomas Porostocky/Nature



The End

发布于2012-01-28, 本文版权属于果壳网(guokr.com),禁止转载。如有需要,请联系果壳

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kingmagic

理论物理博士,果壳译者

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