与前面提到的宇宙线探测器类似，中微子探测器接收的也是来自宇宙的粒子。只是由于中微子不带电且与其他物质的作用截面极小，因此给探测工作带来了很大难题，专用探测器也就值得单独写上一篇了。

中微子最初是泡利在分析Beta衰变过程中，根据能量守恒原理提出的。由于此类粒子难以探测，一直被认为是个理论推测.直到1956年，Frederick Reines等人才以核反应堆为中微子源，正式探测到中微子的存在，Reines在1995年因此获诺贝尔奖。“中微子”（neutrino）一名则是费米根据“中子”的意大利语取出的，只是添加了代表“小”的词根“-ino”。

最早的中微子探测照片之一，摄于1970年11月13日。中微子在图中并没有直接表现，而是通过其他粒子的轨迹推测出来的。（图片提供：Argonne National Laboratory）

泡利最初提出的是电子中微子。μ子中微子和τ子中微子分别于1962年和1975年发现。这三种中微子分别与电子、μ子和τ子三类轻子过程相关。中微子振荡的可能性也在1950年代末提出。

Reines等人当年的探测是利用逆Beta衰变效应，反中微子与质子作用时会产生中子和正电子。现今这一方法也被核物理学界广泛采用。而μ子中微子的发现采用的是另一种方式，是探测高能中微子与物质的作用，常为加速器使用。

由于早期中微子探测使用的粒子源多为反应堆或加速器，太阳这一距离地球最近的天然聚变堆也自然成了中微子天文学家和物理学家的关注对象。太阳中微子主要来自pp链，两个氢核聚变产生一个氘核，同时产生一个正电子和一个电子中微子，这些中微子能量平均在0.26 MeV左右。当然也有能量较高的中微子，来自铍核或硼核参与的反应，只是数量较少。因中微子参与的仅有作用力是力程极短的弱力，作用几率极小，为保证探测到足够的事件，探测器本体也要尽量做大。

天文界使用的中微子探测器原理上与核物理学家的还不尽相同，主要是通过两条渠道：一是探测是中微子与介质作用后留下的放射性物质，也就是放射化学方法；或者是探测作用产生的切伦科夫辐射。

第一种渠道历史较为悠远，原理的提出甚至先于中微子的实际探测。1946年，B. Pontecorvo率先指出，可以以氯为介质来探测中微子。2002年诺贝尔奖得主之一——小戴维斯在南达科他州的Homestake金矿建造的第一台太阳中微子探测器就是根据此原理设计的（右图，图片提供：布鲁克海文国家实验室）。探测器中灌有615吨四氯化碳，当其中的氯37原子与中微子发生反应后，会生成正电子和半衰期为35天的氩37。经由充氦气的方法滤出氩37后，只要通过放射化学的手段探测其的产量，就可以反推出入射中微子的数量。

也可以使用镓作为探测介质，能量阈值更低，可以探测到太阳中微子中占据多数的低能中微子。只是由于镓元素产量很少，在经济上不是很划算。镓71的反应产物是锗71，也是放射性同位素，半衰期11.43天。高加索山区的Baksan探测器和意大利Abruzzo地区的GALLEX属于此类，其中后者拥有迄今规模最大的一批镓71，总重12.2吨。

上述中微子探测器最著名的结果之一是太阳中微子的亏缺问题。Homestake自1969年至2002年间积累的资料表明，实际探测值只是理论值的1/3不到。GALLEX在1991年至1993年间的结果也与理论相差1/3。这些结果一度带来了很大的争议，并引发了对恒星结构标准模型的怀疑。当然，当下人们已经知道了三类中微子之间可以发生转化，而当时的探测器只能探测电子中微子一种。中微子振荡的发现者小戴维斯与小柴昌俊也因此荣获诺贝尔奖，这是他话。

切伦科夫探测器的原理没有必要再次复述一遍了，具体情况可以参考《宇宙线探测器》和《切伦科夫望远镜》。只有一点，利用该效应的中微子探测器都以液体或固体（而非气体）为介质，切伦科夫辐射的来源则是中微子散射或是中微子诱导核反应产生的高能电子。

当然，切伦科夫探测器存在诸多缺陷，其一是作用截面过小，而且能量阈值很高，对太阳而言，只能探测到铍核反应产生的高能中微子，数量只是产于pp链的低能中微子的万分之一不到。但其优势亦是相当明显：首先，探测器体积可以做得很大，普遍采用的介质——水充足而廉价，这就克服了待测粒子较少的不足；电子切伦科夫辐射的独特环形图样可以方便地区分于其他干扰源；而散射电子方向与入射中微子大致相同的性质也使得为中微子源成象成为可能。此外，其能谱测量与实时监控的能力也是放射化学探测器无法比拟的。更且由于探测机制完全不同于放射化学手段，二者对比实验也有了更深层的意义，因此切伦科夫探测器愈发受人青睐。

超级神冈探测器所成的太阳中微子图象，耗时503天，不同亮度代表不同的中微子流量。图象覆盖的面积是90度见方的天区，可以说是分辨率相当低，不过已经算是为中微子的成象观测开了个好头了。（图片提供：R. Svoboda and K. Gordan）

日本的神冈/超级神冈探测器和加拿大的Sudbury中微子天文台是其中的突出代表，在解决太阳中微子亏缺问题上发挥了重要的作用。其中前者的介质是纯水，后者为重水。纯水可以探测全部3类中微子，重水的优势则在于可以探测中微子诱导核反应的事件，也就是氘核与中微子作用产生两个质子与一个电子。阿蒙森—斯科特站附近的AMANDA则是以南极洲的冰原作为介质，主要探测高能（TeV量级）中微子。

超级神冈（左，图片提供：Kamioka Observatory）和Sudbury中微子天文台（右，图片提供：SNO）结构示意

切伦科夫探测器的监测部件照例是光电倍增管，而且数目往往很大：Sudbury有10000个光电管，神冈有1000个，后继者超级神冈有两层超过10000个，AMANDA也用热水钻孔法在冰中埋下了数百个光电管。这样可以辨别出切伦科夫辐射进而是中微子的运动轨迹和大致来源，虽然分辨率尚不令人满意。

AMANDA探测到的北天中微子源分布

神冈这样的水中微子探测器还需要配备辅助的净水设备，并保持水温恒定，以防微生物滋生，降低水体透明度，并尽量滤去放射性杂质。装置包括纳米滤网、离子交换器、紫外线杀菌装置、真空脱气器和热交换器等。

切伦科夫探测器也是未来中微子探测计划的主流选择，且多运用天然介质，以图尽量增大体积。如致力于探测超高能中微子的IceCube，预计将在南极点1立方公里体积的冰层中安置4000余个光电管，已于2006年初探测到第一例中微子事件；贝加尔湖底和地中海底也将建造各自的水下切伦科夫中微子探测器。

IceCube概念图（图片提供：IceCube Neutrino Observatory）

至于探测器的选址，自小戴维斯起，一般都是设于地下或水下，以地壳或深水为屏障，深达一公里以上的废弃矿井是优良台址之一。特别是对于切伦科夫探测器来说，由于中微子与宇宙线产生的切伦科夫辐射难以区分，屏蔽干扰尤其重要。探测器主体也要设置严密的过滤层。以超级神冈为例，为防止周围岩石的氡气污染，放置水槽的地下洞窟整体包裹聚氨酯层，水槽也被分为两层，以尽量减少内层所受的伽玛射线和μ子的干扰。Sudbury中微子天文台也在球形重水槽周围包上了水层阻隔外界粒子。AMANDA和IceCube更是以整个地球作为屏障，光电管朝下安置，只观测从北天入射的中微子。同理，地中海底的ANTARES只用于探测南天中微子。

对于中微子探测器来说，为得到精确的结果，灵敏度估计、光电管时间同步和能量校准都是重要的准备工作。能量校准可以借助放射性源或单能电子源来完成，灵敏度估计也可以利用放射性源完成。光电管时间问题则需要激光的辅助。

当下中微子天文学尚处起步时期，探测器也在发展的初级阶段。不过正因为中微子难以与其他粒子作用，它能带来天体内部的独特信息。而不带电荷的特点也使得追溯其起源比宇宙线更为容易。除了前面提到的太阳中微子问题的解决，中微子天文学已取得的成果还有对超新星1987A的观测。日本的神冈、美国的IMB和俄罗斯的Baksan同时探测到了数十个中微子事件。只可惜由于计时系统故障，对时间的分析并不令人满意。但人们已对未来的巨型探测器寄予厚望，以图了解发生在天体核心或极端环境下的物理过程，并定位强中微子源。

来自超新星1987A的中微子事件（图片来源：Klapdor-Kleingrothaus & Zuber, 1997 ）

　

参考资料：

[1] Neutrinos
[2] Neutrino Detection Experiments
[3] Information on UNDERGROUND-HOMESTAKE-CHLORINE
[4] Kamioka Observatory homepage
[5] Sudbury Neutrino Observatory
[6] 天文学与新中微子