质子寿命并非无限长？ 搜寻质子衰变

实验表明质子的寿命远远长于宇宙当前的年龄，但一些理论预言质子的寿命并非无限长，它终将衰变。那么质子究竟会不会衰变呢？问题的答案也许将决定我们宇宙最终的命运。

宇宙中的普通物质由原子核及电子构成，而原子核则由中子及质子构成。1896 年 Henri Becquerel 发现了天然放射性现象，从此人们开始意识到原子核并非是永恒不变的。当今一些科学家认为，所有原子核可能都具有一定的放射性，最后都将衰变。

粒子衰变与守恒定律

现在人们已经发现了各种各样的基本粒子，那么，哪些物理法则决定了粒子会不会衰变呢？粒子物理学表明，如果某粒子的衰变方式不违背任何物理学守恒定律，那么该衰变方式就可以自发进行。物理学守恒定律是指，电荷量、能量、线动量和角动量等物理量的总量是保持不变的，也即所谓的电荷守恒定律、能量守恒定律等物理法则。这些守恒定律是普遍成立的。

科学家一般认为电子的寿命是无限长的，因为它是已知的带负电粒子中最轻的，所以通过任何能量守恒的方式进行衰变都会违背电荷守恒定律。

而中子的衰变则已经为人们所熟知：在原子核外，自由中子的平均寿命约为 15 分钟，它可以衰变为三个更轻的粒子，即质子、电子及反中微子。

束缚在原子核中的中子及自由中子的衰变

束缚在一些原子核中的中子也可以衰变，比如，氚核中的中子可以通过衰变转化为质子。但是，在大多数原子核当中，中子是十分稳定的。因为如果中子衰变为质子，那么克服周围质子的库仑力所消耗的能量会多于它衰变时所释放的能量。这使得束缚在稳定原子核中的中子和质子一样稳定。

然而，我们并没有明确的守恒定律来阻止质子的衰变。例如，它原则上可以衰变成正电子、中微子以及光子，或者 π 介子及正电子，而不违背前面所说的物理学基本守恒定律。总之，大自然似乎并不阻止质子的衰变，但是质子实际上又极度稳定，这就显得十分例外。那么，如何才能解释质子的稳定性呢？

重子数守恒

从 1929 年开始，Hermann Weyl，Ernst Stuckelberg 及 Eugene Wigner 等人陆续提出了通过新的守恒定律来禁止质子衰变的想法。他们提出了一种新的守恒量——重子数（Baryon number）。质子与中子的重子数为 +1，其反粒子的重子数为 -1，其他粒子如轻子、介子和规范玻色子的重子数为 0。因此，中子可以衰变为更轻的质子、电子以及反中微子，而不破坏重子数守恒（注：电子和中微子都是轻子）。但由于质子是最轻的重子，因而无法在衰变为更轻的粒子的同时又不违背重子数守恒。

虽然重子数守恒的提出禁止了质子的衰变，但它仍然无法解释质子为什么是稳定的。此外，重子数守恒与电荷守恒十分不同。电荷可以产生电场与磁场，而且电磁场可以反作用于电荷，因此电荷具有动力学意义。然而，重子数则并不具有类似的动力学意义。

如果假设重子数也可以像电荷一样产生“重子场”，那么考虑到地球上含有大量中子及质子，它们应该可以产生一定强度的重子场，我们也应该可以观测到地球的重子场对其表面的质子及中子的排斥或吸引。1955 年，李政道与杨振宁通过分析相关的实验认为，如果重子场可以产生力，那它应该远远小于引力，而引力本身就已经远远小于电磁力了。这表明重子数可以产生力的可能性是微乎其微的。

从宇宙学的角度来看，今天宇宙中质子的数量远远超过其反粒子的数量，这意味宇宙大爆炸产生了更多的质子，也就说明破坏重子数守恒的过程曾经发生过。那么，既然重子数守恒可以在宇宙诞生之初被破坏，为什么现在不能呢？

种种考虑使得一些物理学家在 20 世纪 60 年代提出重子数并不守恒的想法。但与此同时，我们又不得不面对普通物质都十分稳定的事实。美国布鲁克海文国家实验室的 Maurice Goldha-ber 就提出，质子的寿命应该不短于 10^16 年，否则人体内每年都会有大量的质子衰变，从而威胁我们的身体健康。

但如何在物理上解释质子的长寿命呢？这个问题随着大统一理论的提出得到了解决。

大统一理论

在 20 世纪 70 年代，由于Jogesh Pati，Abdus Salam，Howard Georgi，Helen Quinn，Steven Weinberg 与 Sheldon Glashow 等人的工作，大统一理论（Grand Unified Theory）正式被提出，并明确预言了质子的衰变。

强弱电三种力的强度在超高能量时趋于一致。 

1974 年，哈佛大学的 Howard Georgi 与 Sheldon Glashow 提出首个真正意义上的大统一理论，后来被称为最小 SU（5） 模型。根据该理论，强、弱、电磁三种相互作用在非常高的能量下会成为同一种相互作用。它同时预言，质子可以通过某质量极大的中间粒子进行衰变。只不过在实验室能量下，质子通过该粒子衰变的可能性极小，因而质子的寿命非常长。最小 SU（5） 模型预言质子的寿命可以长达 10^30 年，其他一些更为复杂的大统一理论则可以给出更长的质子寿命。当然，同样的衰变机制也适用于中子，在大统一理论中，束缚于原子核中的中子与质子的寿命相当。

不同大统一理论给出的质子寿命范围以及相关探测器的可探测范围。 

大统一理论还预言，质子最可能通过产生一个正电子及一个电中性的π介子而衰变。产生的正电子与 π 介子都具有相对较高的能量，并且它们在产生后朝相反的方向飞出。由于这种高能量粒子“背对背”飞出的过程几乎不可能从质子衰变以外的事件中产生，因此这个衰变方式可以在实验中产生一个较易辨认的信号。

在大统一理论提出以前，科学家尝试用实验来观测质子衰变，仅仅是觉得假设重子数守恒不如真正地用实验来检验质子的稳定性。1953 年，美国洛斯阿拉莫斯科学实验室的 Clyde L。 Cowan 等人第一次开始利用大型探测器观测质子衰变，并给出质子寿命下限值为 10^22 年。在其后的 20 年，人们不断推高了质子寿命的下限。在 1974 年大统一理论提出以后，关于质子衰变的实验研究也被改变了。大统一理论明确预言了质子的衰变，并且预测了质子的寿命，这给了实验更加明确的目标与方向。

大统一理论预言的一种质子衰变模式。

搜寻质子衰变

首个大统一理论给出的质子寿命长达 10^30 年，而宇宙的年龄也不过 10^10 年，我们显然不可能只观测一个质子，直到其衰变为止。实际上，质子的寿命指的是其半衰期，意思是样品中所有的质子衰变掉一半所需的时间，而非所有质子在 10^30 年时同时衰变。因此，如果我们监测含有大量质子的极大质量物质，那么每年都应该观测到个别质子的衰变。

为了监测质子的衰变，我们需要尽量排除其他背景信号的干扰。比如，宇宙射线在地表附近可以产生具有各种能量的各类粒子。为了减少它们的干扰，探测器往往被深埋于地下的各种隧道或矿井之中。来自宇宙射线的质子、中子或者 π 介子等粒子，可以被数米厚的屏蔽层吸收。但是，μ 子在穿过物质时丢失能量很慢，因此为了屏蔽它，我们需要数千米厚的屏蔽层。

各种各样的宇宙射线。

对于中微子来说，屏蔽它们几乎是不可能的。实际上，每时每刻都有大量中微子穿透整个地球而几乎不发生任何反应。当然，这也意味着大多数中微子会直接穿过探测器而不会发生任何干扰，不过总有个别中微子会干扰探测器。虽然中微子的干扰无法避免，但是我们还是可以将它们产生的信号与质子衰变的信号区分开来，从而将其剔除掉。

其他的干扰主要来自于无法彻底屏蔽的天然放射性现象。比如，实验中使用的屏蔽材料以及探测器本身都含有原子核，它们都可能产生辐射。不过，来自放射性原子核的辐射一般比较容易辨别，因为它们产生的能量往往不到质子衰变所释放能量的百分之一，因此简单地通过测量能量就可以排除这类干扰。

除了屏蔽背景干扰之外，监测质子的衰变还需要记录探测材料中发生的各种反应，这就需要建造大型的探测器。当前观测质子衰变的主要实验是位于日本神冈的的超级神冈探测器（Super-Kamiokande），它位于一个深达 1000 米的废弃砷矿中，是一种水切伦科夫探测器。

超级神冈探测器

水切伦科夫探测器的原理基于 1934 年苏联物理学家 Pavel A。 Cerenkov 发现的切伦科夫效应：当带电粒子以超过介质中光速的速度穿过介质时，会发出切伦科夫辐射。它与超音速飞行器或子弹的音爆现象类似，产生的辐射集中在一个锥体内。

该类探测器的优点有很多。其一，位于水分子中的氢原子中的质子不会与其他粒子一起构成复杂的原子核，因此质子衰变时产生的信号十分干净。其二，由于探测质子衰变需要监测大量物质，用水作为探测物质的话，成本不会很高。其三，带电粒子产生的光信号要比粒子本身在水中运动的距离更远，从而使得放置在水周围的探测设备可以接收到光信号。

尚未注满水的超级神冈探测器，周围布满了光电倍增管，研究人员正乘船检测与维护光电倍增管。

在超级神冈探测器中，高 41.4 米、直径 39.3 米的不锈钢圆柱形容器中盛有 5 万吨高纯度的水。容器的内壁上安装有 11200 个光电倍增管，用于探测高速带电粒子在水中经过时产生的切伦科夫辐射。它们必须对光信号非常敏感，这是由于单个带电粒子产生的切伦科夫辐射在五米外的亮度，仅仅与一个普通闪光灯泡在月亮一样远的地方产生的亮度相当。

当水中的质子或中子衰变并产生切伦科夫辐射时，光电倍增管中会产生电信号，信号的大小及到达时间将被记录下来用以进一步分析。中性的 π 介子并不产生辐射信号，但它可以通过衰变时产生的带电粒子而被间接地探测到。

多个粒子在超级神冈探测器中产生的多个切伦科夫环。 

研究人员通过仔细分析、筛选探测器记录的各种信号，将最后无法归结于其他反应的一些事例设为质子或中子衰变的候选事例，并用它们来计算质子或中子寿命的下限值。在上个世纪 80 年代，科学家已经给出了质子衰变为正电子及 π 介子的寿命下限， 1.7×10^32 年，这超过了最小 SU（5） 模型所预言的质子寿命，所以也意味着最简单的大统一模型并不能正确地给出质子寿命。

2017 年，超级神冈探测器已经将质子衰变为正电子及 π 介子的寿命下限提高到  1.6×10^34 年。但在这之前，其他类型的大统一理论也相继被提出，例如最小超对称 SU（5） 模型，Flipped SU（5） 模型以及 SO（10） 模型等等，它们可以给出长达 10^35 年的质子寿命，长于目前实验给出的下限值。因此，这些理论模型仍需实验的进一步检验。

值得指出的是，虽然神冈实验的最初目的是寻找质子衰变，但至今仍未明确观测到相关信号，不过它在中微子研究领域成果丰硕。1985 年，神冈探测器发现 μ 子中微子与电子中微子的比例比理论预言的要小，从而发现所谓的“大气中微子反常”现象。1987 年，神冈探测器第一次探测到大麦哲伦星系中超新星爆发（SN1987A）产生的超新星中微子，证实了超新星爆发理论的正确性，并开启了中微子天文学时代。小柴昌俊也因此荣获 2002 年诺贝尔物理学奖。1998 年，超级神冈探测器首次探测到大气中微子的振荡，使得梶田隆章荣获 2015 年的诺贝尔物理学奖。此外，该探测器还发现了地球中微子及反中微子的振荡现象。

前路漫漫

时至今日，质子衰变仍然没有被明确地观测到。那么，质子究竟会衰变吗？当下，各种大统一理论给出的质子寿命不尽相同，使得质子衰变实验缺乏非常清晰的目标：质子的寿命也许刚刚超出当前探测器的探测范围，也许远远超过当前探测器的探测范围。

当然，我们可以通过改进探测器进一步提高质子寿命的下限值，但也不可能永远这样发展下去。质子寿命的下限越高，我们所需的探测设备就越大，造价也会越高，同时背景干扰也越来越多，而这些可能会彻底掩盖质子衰变的信号。

尽管问题仍然悬而未决，但找寻质子衰变的意义十分重大。首先，观测到质子衰变将是实验物理学的巨大成就。其次，质子衰变植根于宇宙的基本规律等深层次问题，如果得以发现，我们便可以明确地知道重子数并不守恒，并依此来检验大统一理论，间接地研究超高能量下的物理。当然，质子是否衰变也会决定星体、星际物质的演化乃至我们整个宇宙的命运。