本文来自微信公众号：蔻享学术（ID：gh_33c5deb24049），作者：王善钦（2018年于南京大学获得天文学博士学位，2016年至2018年访问加州大学伯克利分校天文系。主要研究超新星、千新星等爆发现象，至今为止在ApJ，MNRAS上发表22篇科研论文。业余也研究天文学史与物理学史。），头图来自：视觉中国
2020年11月12日，著名物理学家、2002年诺贝尔物理学奖得主小柴昌俊（こしばまさとし，Koshiba Masatoshi）逝世，享年94岁。
图：与巨大的光电倍增管合影的小柴昌俊。来源：[1]
小柴昌俊的一生颇富传奇性：他是一个考入东京大学物理系的学霸，但又是他那一届物理系学生中的倒数第一的学渣；他负责著名的神冈探测器，在退休前1个多月，这个探测器成为首次探测到超新星中微子的两个探测器之一。
小柴昌俊能力过人，擅长培育人才，他自己成为诺贝尔奖得主，他的一名学生也成了诺贝尔奖得主，另一学生差点也得了诺贝尔奖得主。他以杰出的实验室领导才能著称，他负责的神冈探测器在他与他学生的发展下，不断升级，不断占领相关领域高地，为人类研究中微子天文学与理论物理贡献了极重要的力量。
这篇短文将简单介绍小柴昌俊的传奇人生。
一个并不差的差生
小柴昌俊于1926年9月19日出生于日本爱知县丰桥市。他的父亲是军人，他小时候的梦想是当一个军人或音乐家，后来因为小儿麻痹症，右手残疾，梦想破灭。在医院期间，他读了爱因斯坦的书，对物理产生兴趣。
读高中期间，小柴昌俊的物理成绩并不好。当时他读的是住宿制高中。有一次他在学校的浴室洗澡时，无意中听到同学和自己的物理老师在评论他的成绩，物理老师说他物理成绩差，即使考上东京大学，也只能读印度哲学。
小柴昌俊听了很受刺激——我觉得东京大学印度哲学专业的学生要是听到了这话，应该会更受刺激。
受到刺激后，小柴昌俊发愤图强，找学霸同学辅导自己，苦读物理，最终于1948年考上了东京大学的物理专业。
由于家境困难，他在读书期间继续像高中时那样当家教凑学费与生活费，经常缺课。几年下来，除了物理学实验一、二这两门课之外，没有一门优；连物理实验学——应该是研究实验的学问，而不是做实验——都只是及格（“可”）。
虽然大多数学科的成绩是良，但在充斥学霸的东京大学物理系，小柴昌俊的综合成绩稳居倒数第一。
没人说得清他到底是学霸还是学渣了，反正他后来写的自传《我不是好学生 : 诺贝尔奖获得者小柴昌俊的传奇人生》的书名就以成绩差作为自己的标签。
1951年，小柴昌俊大学毕业。虽然倒数第一，但幸好有两门实验课优秀，他得以继续读研究生，研究课题是拍摄宇宙线。
1953年，小柴昌俊在东京大学获得硕士学位，然后申请到奖学金，来到罗彻斯特大学读博士。丰厚的奖学金为小柴昌俊专心做研究提供了坚实的物质基础，另一方面，一事无成的紧迫感也驱动他专心治学。1955年，小柴昌俊获得博士学位，前后只用了2年。
博士毕业之后，小柴昌俊先是当了3年研究助理——相当于博士后[1]。然后，因为不习惯英语世界，小柴昌俊回到了东京大学，任原子能研究所副教授。但从1959年11月到1962年8月，他又担任了芝加哥大学的高能物理与宇宙辐射实验室当资深研究助理与执行主任。然后他又回到东京大学。1970年，他成为东京大学教授。
此后，小柴昌俊担任了多个与实验室领导有关的职务。这些实验室中，最重要的是位于神冈的那个实验室。
神冈探测器：质子会衰变吗？
1967年，苏联物理学奖、“苏联氢弹之父”萨哈罗夫（Andrei Sakharov)）提出一个猜想：质子会衰变。
此后的整个70年代，许多物理学奖投身研究各种各样的“大统一理论”，这个理论认为：大自然中四种基本作用力——引力、电磁力、弱力、强力——中的后三种在能量非常高的时候是同一个力。大统一理论有很多种，比较有名的有SU（5）理论等。
大统一理论的核心之一就是“质子会衰变”。一些小组开始设计实验，来探测质子衰变时发出的粒子。虽然质子衰变的“半衰期”比宇宙的年龄还长得多，但只有观察足够多的质子，就有可能观测到其中的一两个发生衰变。这也就意味着实验用到的质子的总数要足够多。
小柴昌俊负责的项目组是探测质子衰变信号的项目组之一。经过考察，小柴昌俊将实验室的地址确定在神冈町（Kamioka）的一个巨大的地下矿井。将装置放在地下矿井中，可以有效地屏蔽掉来自大气的众多粒子的污染。
按照计划，这个探测器是一个“核子衰变实验”（Nucleon Decay Experiment）探测器。核子只有两大类：质子与中子。自由中子会衰变，每15分钟衰变掉一半，即半衰期为15分钟。所以用不着验证中子是否会衰变。所以，这个实验的名称表明它就是验证质子会不会衰变的装置，实际上可以改名为“质子衰变实验”。
这个探测器的全称因此就是“神冈核子衰变实验”，英文缩写为KamiokaNDE，或Kamiokande。以下，我们简称这个探测器为“神冈”或”神冈探测器”。
神冈探测器于1982年开始建设。按照设计，它是一个巨大的地下水罐，罐子里装着2140吨高度纯净的水，里面自然包含着大量质子。这个水罐内表面放置大约1000个“光电倍增管”。如果水分子里的质子确实会发生衰变，产生的高速粒子在水中又会激发出新的粒子，光电倍增管探测到这些粒子的信号——“切伦科夫辐射”——并将其放大。
当时，世界上最大的光电倍增管的直径只有12.5厘米。如果神冈也使用这么大的探测器，就无法与当时最强的竞争对手——美国的尔湾-密歇根-布鲁克海文（IMB）探测器对抗，后者对方的探测器有大约6800吨水。
为此，小柴昌俊要求负责制造光电倍增管的浜松公司将光电倍增管的直径直接增大到50厘米，并以惊人的口才成功让对方以成本价将那些光电倍增管卖给自己的项目组。这些超大的光电倍增管使得神冈的探测能力超过IMB。
图：神冈探测器。来源：东京大学宇宙线研究所（[2]）
1983年4月，神冈探测器建设完毕，一直运行到1985年，这个时期的神冈探测器也被称为“神冈1”。1985年，神冈1开始被升级为神冈2。
图：神冈探测器。来源：东京大学宇宙线研究所（[2]）
到1987年2月，之前的神冈1与当时还在运行的神冈2都没有探测到质子衰变的任何信号。得到一个否定的结果固然也是一个成果，但有些大统一理论预测的质子寿命太长，神冈探测不到信号，也可能就是自身不够大、能力不足。
因此，神冈的探测结果既无法证实大统一理论，也无法排除大统一理论。这样的结果当然是令人沮丧的。
再过一个多月，小柴昌俊就将一无所获地退休了。
一个天大的惊喜：一颗肉眼可见的超新星
然而，“有心栽花花不开，无心插柳柳成荫”，一个天大的惊喜却突然从天而降。
1987年2月24日，多伦多大学天文系的研究生伊安·谢尔顿（Ian Shelton）在位于智利的Las Campanas天文台拍摄大麦哲伦云（大麦云）星系照片，冲洗后与之前拍摄的照片比较，发现里面突然出现了一颗5等星。
谢尔顿意识到有大事发生了，他立即走到室外，抬头就在大麦云看到了一颗突然变亮的星。此后又有另外两位天文学家也分别观测到这颗突然变亮的星。
这是一颗超新星，一颗注定名垂青史的超新星，因为它是此前近400多年来距离地球最近的超新星，它与地球的距离仅17万光年。事实上，直到2020年，人类还没有发现比它更近的超新星。
它是如此之近，以至于当时在南半球的人，都可以在天气允许的情况下用肉眼轻松看到它。在此之前，最后一颗肉眼可见的超新星是1604年被观测到的“开普勒超新星”。
它是1987年被观测到的第一颗超新星，编号为SN 1987A。
图：欧洲南方天文台的望远镜拍摄的超新星SN 1987A以及大麦哲伦云星系。图中中间偏右的明亮的星就是超新星SN 1987A。来源：ESO（[3]）
更让人震惊的事情是，在伊安·谢尔顿观测到这颗超新星发出的光之前约22小时[4]，地面上的三个探测器分别独立地探测到这个超新星发出的反中微子。这三个探测器分别是：日本的神冈2、美国的IMB探测器与苏联的Baksan中微子天文台[5]。
其中，神冈2探测到了11个来自超新星的反中微子与1个干扰信号，IMB探测到8个反中微子，Baksan探测到5个反中微子。Baksan探测到的中微子的到达时间比IMB完了25秒，而超新星发射的中微子一般就十几秒，因此Baksan的探测结果受到了质疑。
神冈2与IMB这对相爱相杀的竞争对手的探测都是可靠的。
图：柯伊伯机载天文台（KAO）于1987年6月23日拍摄的大麦哲伦云与超新星SN 1987A。来源：NASA（[6]）
神冈2探测到的11个来自超新星的反中微子构成了最好的样本，这11个中微子分两批到达地球——分别为8个与3个——构成了两个脉冲。其中，第一批中的第1个从国际时7点35分35秒开始到达，用1.915秒全部到达。第2批的第1个比第1批中的第1个中微子晚9.219秒，用3.22秒时间全部到达。
神冈2虽然在超新星被观测到之前就已探测到中微子，但神冈2的工作人员是在得知超新星被观测到的消息之后才去检查探测信号的。经过大约半个月时间的不断分析，小柴昌俊才公布了结果，一战成名。
这个结果标志着人类首次探测到超新星发射出的中微子，也标志着人类首次探测到银河系外的中微子，因此具有开创性的意义。
但是，这个重要发现的价值却并不限于此，它还与恒星演化的一个重要猜想密切相关，那就是：大质量星星是如何成功地爆炸为超新星的？
证明了星星爆炸的猜想
在1987年之前，研究超新星的天文学家与物理学奖们已经猜测一些超新星是大质量恒星爆发的产物。
这个研究的开端于1934年。当时，巴德（Walter Baade）与兹威基（Fritz Zwicky）提出：大质量恒星演化到末期后，会向内收缩，将中心压缩为一个几乎完全由中子构成的“中子星”，恒星外层的物质砸到中子星坚硬的外壳，被反弹出去，向外爆炸，成为超新星。这类超新星就是“核塌缩型超新星”。
此后，著名物理学奖贝特（Hans Bethe）、氢弹专家科尔盖特（Stirling Colgate）、超新星专家威尔逊（James Wilson）等人研究了这类超新星的爆发过程，渐渐发现上面这个过程有大问题：被弹出的物质无法成功地逃离，而是会重新落下去，就像那些朝着空中抛出的篮球最终落回地面。
1982年，威尔逊与合作者提出，中子星形成后，会发出大量中微子（与反中微子，这些中微子、反中微子与稠密的恒星物质相互作用，会将其中一小部分能量传递给这些物质，使得这些物质被重新往外推）。1985年，威尔逊的论文以及贝特与威尔逊合作的论文进一步发展了这个模型。
这就是“中微子延迟暴”理论。这个理论的核心就是中子星会发出大量中微子，这些中微子最终会炸开超新星。从八十年代中期开始到现在，这个理论被视为大质量恒星爆发为超新星的标准模型。
在超新星SN 1987A被观测到之后，天文学家持续观测这颗超新星，并从理论上研究了它的辐射性质。这些研究表明，它爆炸前的质量大约为20个太阳，是典型的大质量恒星。
将这个事实与神冈2及IMB的中微子探测结果结合，就可以证明：大质量恒星爆发为超新星的过程中确实会发出大量中微子，也就证明了核塌缩型超新星的中微子延迟暴理论。
换句话说，小柴昌俊负责的神冈2探测器与其他两个探测器首次证明证实了“星星如何爆炸为超新星”的理论猜想。
这是一个非常幸运的事件。因为并非每个大质量的星星爆炸为超新星时发出的中微子都会被探测到。能不能探测到超新星发出的中微子，取决于探测器的灵敏度与超新星的距离。以神冈2的灵敏度，它无法探测到更远的超新星发出的中微子。因此，大麦云中爆发的这颗超新星是给人类的一个珍贵的礼物。
对于小柴昌俊，幸运还不止于此：这颗17万年前爆发的超新星发出的中微子在他退休前1个多月打中了神冈2。而小柴昌俊公布神冈的结果时，距离他退休的时间只剩下20天。
2002年，小柴昌俊因为对“在天体物理学领域做出的先驱性贡献，尤其是探测宇宙中微子”而获得了诺贝尔物理学奖。
图：2002年，展示自己获得的诺贝尔物理学奖奖牌的小柴昌俊。来源：Kyodo（[7]）
与小柴昌俊分享2002年诺贝尔物理学奖的是雷蒙德·戴维斯（Raymond Davis Jr）与里卡尔多·贾科尼（Riccardo Giacconi）。戴维斯获奖的原因是发现了太阳中微子，贾科尼获奖的原因对宇宙X射线源的先驱性贡献。
而制造出那些中微子的SN 1987A的中子星，长期以来低调地隐匿着，直到2019年才被阿塔卡玛大型毫米波/亚毫米波阵列（ALMA）发现。
不忘初心：与质子死磕的超级神冈与顶级神冈
在探测到超新星SN 1987A的中微子之后1个多月后的3月底，小柴昌俊光荣地退休，然后到日本东海大学任教到1997年。
虽然小柴昌俊离开了神冈探测器，但因为超新星中微子这个重大发现，神冈探测器得到了免死金牌，步步高升。
1988年，神冈2观测到太阳中微子，虽然这并非人类第一次观测到中微子，但神冈2的观测确定了这些中微子的入射方向，确定了这些中微子确实来自太阳。
1990年，神冈2被升级为神冈3，一直运行到1995年。
1995年，神冈3被升级为超级神冈（Super-Kamiokande），包含纯净水5万吨，水箱内壁安装着1万3千个光电倍增管。其中，大约11000个从日本滨松公司购买；另外有大约2000个是由美方提供，它们原本安装在IMB探测器上，被卸下来翻新后用在超级神冈探测器上面。
1996年，超级神冈开始采集数据。很快，超级神冈的观测证明了大气中微子振荡现象，这个结果于1998年被公开后，立即引起了巨大的震动，因为这个结果意味着中微子确实有质量，与粒子物理的标准模型相抵触，这意味着标准模型需要被修正。
图：超级神冈探测器使用的光电倍增管之一。来源：东京大学宇宙线研究所（[2]）
图：快灌满水的超级神冈探测器。来源：东京大学宇宙线研究所（[2]）
在质子衰变理论方面，超级神冈也取得了进一步的结果：如果质子会衰变，其寿命将超过10的34次方年，即100亿亿亿亿年，这个结果把SU（5）与其他一些大统一理论排除了。但依然有一些大统一理论还未被排除。
现在，超级神冈团队正在建设顶级神冈（Hyper-Kamiokande），建成之后，里面的纯净水将达到100万吨，是超级神冈的20倍，光电倍增管的数目也将大大增加。顶级神冈的灵敏度也将大大超过超级神冈。
如果顶级神冈还是无法探测到质子衰变，那就意味着质子的寿命超过10的35次方年，即1000亿亿亿亿年，这将把所有大统一模型都排除。顶级神冈将在2027年开始采集数据，到时将给大统一模型一个最终的判决。
顶级神冈探测超新星中微子的能力也将大大超过超级神冈与神冈，可以探测到更远的星系中核塌缩型超新星发出的中微子。
虽然超级神冈与顶级神冈没有将宝押在验证质子衰变上面，但验证质子衰变理论依然是它们的众多目标之一，可以说是“不忘初心”的典型代表了。
名师高徒
“名师高徒”可以用来形容小柴昌俊与他的学生户冢洋二（戸塚洋二，とつか ようじ，Totsuka Yōji）与梶田隆章（かじた たかあき，Kajita Takaaki ）的关系。
利用超级神冈探测器证实大气中微子振荡现象的团队就是由户冢洋二与梶田隆章领导的（户冢-梶田团队）。
这个时期，与户冢-梶田团队并驾齐驱的一项成果是阿瑟·麦克唐纳（Arthur Bruce McDonald）领导的团队证实的“太阳中微子振荡”现象（2001年），这个成果解开了太阳中微子“失踪”之谜。
此后，小柴昌俊与其他众多同行都认为户冢与梶田都必然获得诺贝尔物理学奖。
2002年，小柴昌俊、户冢、梶田三人分享了潘诺夫斯基实验粒子物理学奖。2007年，户冢洋二与麦克唐纳分享了富兰克林奖章。
2015年，梶田隆章与阿瑟·麦克唐纳分享了2015年的诺贝尔物理学奖。户冢却因为于2008年因大肠癌逝世而失去了分享诺奖的机会。
对一些评价的澄清
小柴昌俊逝世后，有报道说小柴昌俊“是全球第一个捕获到超新星爆炸产生的中微子的科学家”，这个说法却并不确切。正如上面介绍，有三个探测器同时探测到超新星中微子，即使排除了Baksan，也还有神冈与IMB两个，神冈并非唯一。
但是，作为最早发现超新星中微子的探测器之一的负责人，小柴昌俊是足够杰出的。
有报道称，小柴昌俊为探测超新星释放的中微子而建设神冈探测器，并在1987年成功达成目标。这个说法也是不对的。首先，小柴昌俊等人主要是为了探测质子衰变而建设这个探测器的，这一点从探测器的名称就可以看出来了：“神冈核子衰变实验”，就如上面所说，这里的“核子”特指质子。
此外，神冈探测器是1982年建设成功的，其计划、论证、申请的时间更早，而超新星的“中微子延迟暴”理论是在1982年才被首次提出，小柴昌俊不可能未卜先知。
有报道称，小柴昌俊“在芝加哥大学提出宇宙线来源于超新星的学说”，这也容易引起误解，让人以为这个观点是小柴昌俊首先提出的。但是，实际上，早在1934年，巴德与兹威基就已经提出这个假设，当时小柴昌俊才8岁。
有文章称小柴昌俊开启了中微子天文学，这也是不对的：在他之前，物理学家就已经探测到太阳中微子。另外的报道说他“开拓”了中微子天文学，这是恰当的：他确实在中微子领域开疆拓土，与其他人一起开辟了银河系外中微子研究的先河。
注释：
[1]网络
[2]http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/gallery/index-e.html
[3]https://www.eso.org/public/images/eso0708a/
[4]核坍缩型超新星爆发以中子星形成的那一刻开始算，激波从中子星表面出发，到达恒星表面需要一定时间。激波速度为1万千米每秒，中微子以接近光速的速度穿行，因此超新星的中微子信号会比超新星的光信号早几千秒左右到达地球。中微子探测器会自动探测到来访的中微子，而光学望远镜如果没有始终对准超新星，就无法探测到超新星发出的第一束光，望远镜的灵敏度也意味着必须在超新星亮到一定程度时才会探测到。这些因素导致中微子信号比光信号早几个小时左右。但因为中微子的速度可能略低于光速，所以这个差值可能会因此缩短。
[5]意大利的Mont Blanc探测器则宣布更早4.7小时探测到中微子，但后来的分析表明那是其他来源的中微子，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
本文来自微信公众号：蔻享学术（ID：gh_33c5deb24049），作者：王善钦（2018年于南京大学获得天文学博士学位，2016年至2018年访问加州大学伯克利分校天文系。主要研究超新星、千新星等爆发现象，至今为止在ApJ，MNRAS上发表22篇科研论文。业余也研究天文学史与物理学史。）