大亞灣實驗發現新的微中子振盪模式

觀測星系時，科學家發現了「看不見的物質」

我們現在所看到的人類、太陽、星系以及星系群等等，所有東西都是由物質構成。「物質構成了宇宙的全部」這個概念長年以來深植於人類心中。

不過，後來我們了解到，宇宙中存在著許多我們人類看不到的物質，那就是「暗物質（dark matter）」。這個名稱聽起來很像科幻作品中的虛構物質，卻實際存在於宇宙中，而且暗物質在宇宙中的含量，遠多於我們看得到的「物質」。

1934 年，瑞士的天文學家茲威基（Fritz Zwicky，1898～1974）觀測「后髮座星系團」時，發現周圍星系的旋轉速度所對應的中心質量，與透過光學觀測結果推算的中心質量不符。

周圍星系的轉速明顯過快，推測存在 400 倍以上的重力缺損（missing mass）。

在這之後，美國天文學家魯賓（Vera Rubin，1928～2016）於 1970 年代觀測仙女座星系時，發現周圍與中心部分的旋轉速度幾乎沒什麼差別，並推論仙女座的真正質量，是以光學觀測結果推算出之質量的 10 倍左右。

到了 1986 年，科學家們觀測到了宇宙中的大規模結構，發現星系的分布就像是泡泡般的結構。若要形成這種結構，僅靠觀測到的質量是不夠的。

為了補充質量的不足，科學家們假設宇宙中存在「看不見的物質＝暗物質」。

看不到卻存在？暗物質究竟是什麼？

前面提到我們看不見暗物質，而且不只用可見光看不到，就連用無線電波、X 射線也不行，任何電磁波都無法檢測出這種物質（它們不帶電荷，交互作用極其微弱）。

因為用肉眼、X 射線，或者其他方法都看不到它們，所以稱其為「暗」物質。

不過，從星系的運動看來，可以確定「那裡確實存在眼見所及之上的重力（質量）」。這就是由暗物質造成的重力。

• 延伸閱讀：暗物質比先前認為的還要「暗」

看不到的能量：暗能量

事實上，科學家們也逐漸了解到，宇宙中除了暗物質之外，還存在「看不見的能量」。

原本科學家們認為，宇宙膨脹速度應該會愈來愈慢才對，不過，1998 年觀測 Ⅰa 型超新星（可精確估計距離）時，發現宇宙的膨脹正在加速中。這個結果證明宇宙充滿了我們看不到的能量「暗能量（dark energy）」。而且，暗能量的量應該比暗物質還要更多。

我們過去所知道的「物質」，以及暗物質、暗能量在宇宙中的估計比例，如下圖所示。 這項估計是基於 WMAP 衛星（美國）於 2003 年起觀測的宇宙微波背景輻射（CMB），計算出來的結果。

後來，普朗克衛星^＊（歐洲太空總署）於 2013 年起開始觀測宇宙，並發表了更為精準的數值。

歐洲太空總署（ESA）為了觀測距離我們 138 億光年的宇宙微波背景輻射（CMB）而發射至宇宙的觀測裝置（人造衛星）。可與 NASA 發射，廣視角、低感度的 WMAP 衛星互相對照。由 WMAP 衛星製成的 CMB 地圖，計算出宇宙年齡應為 137 億年左右，誤差在正負 2 億年內；普朗克衛星則製作出了更為詳細的 CMB 地圖，並以此推論出宇宙年齡應為 138 億年左右，誤差在正負 6000 萬年內，數字更為精準。  

暗物質的真面目，究竟是什麼？微中子嗎？

既然暗物質有質量，那會不會是由某種基本粒子構成的呢？也有人認為暗物質是在宇宙初期誕生的迷你黑洞（原始黑洞），而我也致力於這些研究，不過相關說明不在此贅述。

已知的基本粒子（共 17 種）以及其他未知粒子，都有可能是暗物質，在這些粒子當中最被看好的是微中子。

因為暗物質不帶電荷，不與其他物質產生交互作用，會輕易穿過其他物質。這些暗物質的特徵與微中子幾乎相同。而且，宇宙中也確實充滿了微中子。因此，微中子很可能是暗物質的真面目。

不過，目前的物理學得出的結論卻是「微中子不可能是暗物質的主要成分」。

為什麼微中子被撇除了呢？

這是因為，雖然微中子大量存在於宇宙中，質量卻太輕了。雖然科學家們現在還不確定微中子的精準質量是多少，不過依照目前的宇宙論，3 個世代的微中子總質量上限應為 0.3eV。如果暗物質是微中子，那麼 3 個世代的微中子總質量應高達 9eV 才對，兩者相差過大。

另一方面，暗物質中的冷暗物質（cold dark matter）的速度應該會非常慢才對。

宇宙暴脹時期會產生密度的擾動，進而產生暗物質的擾動（空間的擾動應與觀測到的 CMB 擾動相同），這種微妙的重力偏差，會讓周圍的暗物質聚集，提升重力，進一步吸引更多原子聚集，最後形成我們現在看到的星系。

相較於此，微中子過輕（屬於熱暗物質，hot dark matter），會以高速飛行。微中子無法固定在一處，這樣就無法聚集起周圍的原子，自然也無法形成星系。

熱暗物質、冷暗物質

這裡要介紹的是熱暗物質與冷暗物質。所謂的「熱暗物質」，指的是由像微中子那樣「以接近光速的速度飛行」的粒子組成暗物質的形式。

宇宙微波背景輻射（CMB）可顯示出宇宙初期的溫度起伏，因而得知存在相當微小，卻十分明顯的擾動，此擾動與暗物質的擾動相同。擾動中，物質會往較濃的部分聚集，並形成星系或星系團等大規模結構。

不過，如同我們前面提到的，科學家們認為以接近光速的速度運動的微中子，在程度那麼微弱的宇宙初期擾動下，很難形成現今的星系團。

於是，科學家們假設宇宙中還存在著速度非常慢的未知粒子「冷暗物質」。

冷暗物質的候選者包括「超對稱粒子（SUSY 粒子）」當中光的超伴子——超中性子（neutralino）、名為軸子（axion）的假設粒子；另外，也有人認為原始黑洞可能是「冷暗物質的候選者」，雖然黑洞並不是基本粒子。

在討論暗物質時，即使不假設這些未知粒子的存在，在標準模型的範圍內，微中子也是呼聲很高的候選者。

如同在討論熱暗物質時提到的，當我們認為微中子應該不是主要暗物質時，就表示基本粒子物理學需要一個超越標準理論的新理論，這點十分重要。

那麼，微中子真的完全不可能是暗物質嗎？

倒也並非如此。如果存在右旋的微中子，由於我們還不曉得它的質量以及存在量，所以「微中子是暗物質」的可能性還沒完全消失。不過，這樣就必須引入超越標準理論的理論才行。

在目前只有發現左旋、符合標準理論的微中子的情況下，一切都還未知。關於這點，我們將在《大人的宇宙學教室：透過微中子與重力波解密宇宙起源》第 6 章第 7 節詳細說明。

——本文摘自《大人的宇宙學教室：透過微中子與重力波解密宇宙起源》，2022 年 6 月，台灣東販，未經同意請勿轉載。

就在 2020 年 11 月 25 日，知名期刊《自然》（Nature）刊登了一篇別具意義的論文：義大利格蘭薩索國立實驗室（Laboratori Nazionali del Gran Sasso）的研究團隊Borexino Collaboration首度偵測到，來自太陽核融合過程中碳氮氧循環（carbon–nitrogen–oxygen cycle，CNO cycle）的微中子。

碳氮氧循環是在 1930 年代末期，由德國物理學家魏茨澤克（Carl von Weizsäcker，1912–2007）和德國、美國雙重國籍的猶太裔物理學家貝特（Hans Bethe，1906–2005）分別提出的概念。恆星在誕生初期，主要成分為氫，藉著兩種不同類型的核反應，將氫融合成氦並產生能量――碳氮氧循環即為其中之一。

恆星在進行核融合反應的時候，會產生無以計數的電中性微小粒子――稱為微中子（neutrino）；雖然人們於 1968 年就已測得太陽釋放出的微中子，但直到五十多年後的現在，來自碳氮氧循環的微中子才終於有了觀測證據――這不但是微中子實驗的重大突破，也帶來深遠的影響。

恆星的氫融合（Hydrogen fusion）

1920 年代初，人們對太陽如何發光、發熱毫無所悉；當時，知名天文學家愛丁頓（Arthur Stanley Eddington，1882–1944）提議，恆星可能是利用氫，核融合為氦，來產生能量。只不過，因為核反應相關理論還在發展當中，背後原理付之闕如，愛丁頓的假說尚未能有證據支持。

到了 1930 年代後半，伴隨核子物理的飛快進展，時任美國康乃爾大學（Cornell University）教授的貝特，發表了一系列共三篇論文，總結當時幾乎所有已知的核子物理知識――被戲稱為「貝特聖經」（Bethe’s Bible）。作為美國頂尖的理論物理學家之一，貝特受到其他學者針對太陽的研究成果啟發，又接續撰寫了兩篇論文，主題分別就是現今所知，氫核融合為氦的兩種核反應類型：一為質子–質子連鎖反應（proton–proton chain reaction，又稱質子–質子鏈反應），二為碳氮氧循環――也因為在「核反應理論的貢獻，尤其是關於恆星產生能量的發現」，貝特獨得1967年諾貝爾物理學獎。

太陽的主要反應——質子–質子連鎖反應

在貝特之後，科學家針對兩種類型的核反應，進行了更多的研究與補充；如今我們知道，恆星在形成初期主要由氫構成，其核心的高溫、高壓，促使氫進行核融合反應成為氦，連帶產生能量；在質量約莫等於太陽、或更小的恆星上，極大部分產出能量都來自質子–質子連鎖反應。

在質子–質子連鎖反應的第一階段，兩個氫原子核（即質子）融合成一個氘原子核（氫的同位素，由一個質子和一個中子組成），加上正電子和微中子――現實上這極難發生：太陽核心的每個質子，平均要等 90 億年才能夠藉由量子效應，成功和另一個質子融合，只是因為太陽的質子數目極多，所以此核融合反應才得以穩定進行；也幸虧這個反應相當困難，太陽才不至於一下子就耗盡了所有的氫。

緊接著，新形成的氘原子核會再和一個質子融合，產生氦的同位素氦-3 以及光子。最終，氦-3 會經由幾種不同的途徑（鋰、鈹、硼三種元素會在此過程中產生，又被消耗掉），成為氦-4，也就是最常見的氦原子核――而恆星的溫度與組成就會決定這些反應途徑的發生比例。

大型恆星主要反應——碳氮氧循環

除了質子–質子連鎖反應之外，還有另一種管道可以將氫融合成氦，稱為碳氮氧循環。除了貝特之外，1930 年代末於威廉大帝物理研究所（Kaiser Wilhelm Institute für Physik）擔任研究員的魏茨澤克，也對碳氮氧循環作出重要貢獻。

碳氮氧循環跟質子–質子連鎖反應一樣，能夠藉由多重的核融合途徑將氫融合為氦；只不過，碳氮氧循環需要利用恆星內部既有的碳、氮、氧元素（有時也牽涉到氟和氖）在中間做催化，其於核反應之中消耗，讓氫融合為氦，然後重生――整個淨反應不會牽涉到碳、氮、氧元素的增減。

碳氮氧循環和質子–質子連鎖反應的開始，以及兩者產出的能量，由恆星的核心溫度決定。相較於只要約絕對溫標 800 萬 K，就足以讓質子–質子連鎖反應持續發生，碳氮氧循環要到 1500 萬 K，反應才能夠不斷循環下去。以太陽為例，其核心溫度約 1570 萬 K，僅比 1500 萬 K 高一點，估計只有 1.7% 的氦-4 核融合產物來自碳氮氧循環。在質量為太陽 1.3 倍以上的恆星，碳氮氧循環才會是主要的能量來源。

在太陽觀測到碳氮氧循環的微中子！

不管是質子–質子連鎖反應還是碳氮氧循環，都會產生大量微中子。然而，因為牽涉到的中間過程不同，所以兩者產生的微中子，其流量和能量分布呈現相異的特徵――科學家便能據此，利用太陽產生的微中子，來得知太陽內部核融合反應的狀況。

為了避免宇宙射線的干擾，Borexino 實驗座落於義大利格蘭薩索山（Gran Sasso d’Italia）地底；偵測器主體由直徑4.25公尺的尼龍容器製成，裝滿了278公噸的液態閃爍體（liquid-scintillator）；當太陽微中子通過閃爍體時，有機會和其中的電子作用並產生光子――排列在周圍的光電倍增管（photomultiplier tubes）陣列便能補捉到這些光子訊號。

雖然從太陽產生的微中子多不勝數――差不多每秒就有一千億個太陽微中子穿越你的拇指指甲，但它們很難和其他物質作用，可以幾乎毫無阻礙地穿過整個地球；平均來說，每一百公噸的閃爍體每天只能和數十個微中子成功發生反應，來自碳氮氧循環的微中子就又更少了。

Borexino 團隊早在 2018 年就已針對質子–質子連鎖反應產生的太陽微中子發表過詳細的研究報告；這一次，他們利用 2016 年 7 月到 2020 年 2 月，總共運轉了 1072 小時的實驗數據，成功確認來自碳氮氧循環的太陽微中子――這並不表示團隊只要把儀器設置好就沒事了：一方面他們必須將來自碳氮氧循環的微中子，與質子–質子連鎖反應的微中子區分開來；二方面，還必須排除偵測過程中可能的雜訊――閃爍體、容器、甚至外在環境都含有的微量放射性元素，以及沒有完全排除的宇宙射線，都可能會造成假訊號。經過多年的努力與研發，實驗團隊才成功將雜訊壓低，讓碳氮氧循環微中子的偵測成為可能。

碳氮氧循環的微中子有助於理解太陽組成

本次實驗結果，不但肯定了魏茨澤克和貝特關於碳氮氧循環的研究，也確認了太陽核融合產生的能量，約有 1% 來自碳氮氧循環。因為碳氮氧循環的過程中，會使用到碳、氮和氧，以致這些元素在太陽核心的含量，會連帶影響到碳氮氧循環的反應速率、跟產生的微中子流量――所以，碳氮氧循環微中子還能拿來評估太陽內部碳、氮、氧元素的豐富程度。

以往，針對太陽金屬豐度（metallicity，比氦重的元素在天文學都稱為金屬）的研究，利用聲波在太陽上的傳遞現象（即日震學）所得到的結果，和標準太陽模型的預測一致；但是近來的光譜學測量，卻得到矛盾的結論。恆星的金屬豐度會影響光子在其內部傳遞的難易度，間接改變恆星的溫度、甚至演化過程――若能精確測量太陽的金屬豐度，將大幅提昇我們對太陽的認知。

儘管，現在對碳氮氧循環微中子的觀測結果，還不足以解決太陽金屬豐度的問題；但未來若能進一步提高實驗精確度，或許對此議題能夠有所發揮。另一方面，Borexino 團隊的成就，也讓我們對較重恆星產出能量的主要方式，即碳氮氧循環，擁有更全面性的理解――這無疑是微中子物理學的里程碑，也是實驗物理的階段性成就。

參考資料

1. The Borexino Collaboration, “Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun”. Nature 587, 577–582 (2020).
2. Maurizio Salaris and Santi Cassisi, “Evolution of stars and stellar populations”.  Hoboken, NJ, USA : J. Wiley (2005).
3. Gabriel D. Orebi Gann, “Neutrino detection gets to the core of the Sun”. Nov. 25 (2020).
4. Hamish Johnston, “Borexino spots solar neutrinos from elusive fusion cycle”. Physicsworld, Nov. 25 (2020).
5. Stellar nucleosynthesis – Wikipedia
6. Proton–proton chain reaction – Wikipedia
7. CNO cycle – Wikipedia
8. Hans Bethe – Wikipedia

1930年，物理學家包立為了解決貝他衰變裡能量不守恆的問題，假想一種觀測不到的新粒子；這個想法引起了理論物理學家費米的興趣……

本系列上一篇：捉摸不定卻又無處不在的粒子──微中子（一）

費米的理論：可以憑空創造或消滅的微中子

費米採納當時一些人的猜測，假設原子核由質子和（不久前才剛發現的）中子組成；至於貝他衰變裡的電子、和包立假想的微中子，原本並不存在於原子核內，而是在中子轉換成質子的過程中連帶產生；換言之，貝他衰變牽涉到如下反應：

中子 → 質子＋電子＋（反）微中子[1]

費米參照帶電粒子能夠放出光子的現象，讓理論描述的粒子可以憑空創造或消滅！這在當時是很突破性的概念，也難怪《自然》的編輯認為論文充滿臆測而駁回投稿。

理論上什麼都穿得透！微中子真的有辦法觀測嗎？

儘管包立的提案和費米的理論看似可以完美解釋貝他衰變帶來的問題，但只要微中子沒有被觀測到，一切都是空中閣樓，事情等於沒有解決。科學家開始思考，有沒有可能用實驗證明微中子的存在。

1934 年，貝特[2]和佩爾斯[3]估算了偵測微中子的可能性。相較於阿爾法粒子（氦原子核）單用一張紙就能擋下，貝他粒子（電子）要用幾公釐厚的鋁片才能遮蔽，伽馬射線甚至需要用到一公分厚的鉛、或六公分厚的混凝土，才能降低約 50% 的強度；兩人卻發現微中子足以在一般性的固體內行進十的十六次方公里（10¹⁶km）[4]，約莫海王星到太陽距離的 220 萬倍，即一千光年！這麼強的穿透力，顯然沒有任何實驗儀器能夠捕捉。

貝特和佩爾斯於是下了結論：沒有任何實際可行的辦法觀測到微中子！

微中子觀測計畫：以買樂透的精神進行！

正所謂辦法是人想出來的，就算微中子幾乎可以毫無阻礙穿越任何物體，但只要有夠多的微中子，總還是有機會看到微中子跟其他物質發生反應──就像大樂透雖然很難中獎，但只要多買幾張，或多或少還是會中。

1951 年，曾在曼哈頓計畫、費曼[5]的小組裡工作的萊因斯[6]，找了洛斯阿拉莫斯國家實驗室（Los Alamos National Laboratory）的同事科溫[7]一起進行微中子觀測計畫。起初，他們想在距離核子試爆點僅四十公尺的地方，向下挖掘深井放置探測器，利用試爆產生的大量微中子來提高偵測機率。但是，考慮到爆炸只有短短一兩秒，一旦失敗就得重新等待機會；來自中子和伽馬射線的背景雜訊又相當高，反而增加收集數據的難度。

兩人最後決定改在核子反應爐附近進行研究：微中子的數目雖然比核爆少很多，但來源持續穩定──估計每小時只能偵測到數個微中子反應事例，但只要等上幾個月、累積多一點數據，也足夠了。

利用核電廠尋找微中子

1955 年底，萊因斯和科溫在南卡羅萊納州薩凡納河區（Savannah River Site）的核子反應爐附近設置了實驗儀器。他們將氯化鎘（CdCl₂）溶解於 1400 公升的水裡，在此處理論上每平方公分的水面面積大約每秒就有十兆（十萬億，或10¹³）個反微中子通過。而如果有反微中子經過，水裡的質子和反微中子作用後，會產生正電子和中子（逆貝他衰變）：

反微中子＋質子 → 正電子＋中子

正電子會馬上跟水裡的電子湮滅，放出兩個伽馬射線光子；而中子在接下來百萬分之幾秒內就會被鎘原子核捕獲，也產生伽馬射線。於是，實驗探測器如果在很短的時間內連續看到兩道不同的閃光訊號──就表示觀測到（反）微中子了。

包立，你賭輸了！

1956 年，萊因斯和科溫在做完所有驗證之後，發了電報給正在歐洲核子研究組織（CERN）開會的包立，告知微中子的發現。包立看了電報，立刻打斷會議、興奮地向其他人宣讀電報內容並發表感言。不僅如此，因為包立曾跟天文學家巴德[8]打賭，人類永遠偵測不到微中子──這下他只能願賭服輸，買了一箱香檳送給巴德。

三十九年後，萊因斯因為微中子的發現，獲頒諾貝爾物理學獎；科溫則因為英年早逝，無緣參與這別具意義的一刻。隨著微中子被證實，貝他衰變帶來的懸念總算可以放下──如果事情這麼發展就太無趣了。

第二種微中子

1962 年，萊德曼[9]、施瓦茨[10]、施泰因貝格爾[11]等人從美國布魯克赫文國家實驗室（Brookhaven National Laboratory）的粒子加速器，利用 π介子衰變產出微中子束，並確認其與 1956 年發現的微中子有別：貝他衰變裡的微中子，總是伴隨著正負電子；而萊德曼等人發現的微中子，卻是在另一種粒子──緲子相關反應中出現；所以後來兩者分別被稱為電子微中子和緲子微中子。

因為萊德曼、施瓦茨、施泰因貝格爾產製微中子束的方法，能夠幫助科學家更好地研究微中子牽涉到的弱交互作用；也因為他們發現新的微中子，讓後人更加瞭解兩種不同微中子和電子╱緲子的配對關係；三人於 1988 年獲頒諾貝爾物理學獎。

比緲子更重的新粒子

自從緲子在 1930 年代被發現之後，人們花了數十年的時間才逐漸了解，緲子的性質和電子非常接近（只是質量較大）──它們跟兩種微中子後來都被歸類為「輕子」（Lepton）。於是有人猜測，會不會有比緲子更重的輕子呢？

1971 年，台灣出生的美國籍科學家、史丹福大學教授蔡永賜（Yung-su Tsai）發表論文，探討更重的輕子在實驗中可能引發的效應──這導致了接下來 1974 到 1977 年的一系列實驗，以及濤子（Tau）的發現。濤子的發現者佩爾[12]因此和發現微中子的萊因斯共享了 1995 年的諾貝爾物理學獎。

既然電子和緲子都有相應的微中子，濤子應該也不例外──大部分人都是這麼深信的。但是過了許久，直到 2000 年，濤子微中子才正式被發現。

粒子物理標準模型

依照現在的粒子物理標準模型，輕子包含三個家族，分別由帶電的電子、緲子、濤子三者，和相應的（電中性）微中子組成。因為有很強的證據顯示，微中子的質量就算不為零，也必定極小，所以標準模型直接把微中子質量定為零，也沒有微中子的質量來源機制。

故事到此結束了嗎？至少看起來功德圓滿：和電子、緲子、濤子相應的微中子都發現了，不多不少；它們在標準模型的理論架構裡都有適當的位置，而且標準模型運作得非常成功。怎知，很快地，微中子又將帶給物理學界大震撼，標準模型也面臨結構調整。那是下一個故事了。

註釋

• [1] 費米原本把貝他衰變產生的微小電中性粒子定為微中子，但後來的理論發展將其定義為「反微中子」。
• [2] 漢斯‧阿爾布雷希特‧貝特（Hans Albrecht Bethe，1906年7月2日－2005年3月6日），德國和美國猶太裔核物理學家，1967年諾貝爾物理學獎得主。
• [3] 魯道夫‧恩斯特‧佩爾斯（Rudolf Ernst Peierls，1907年6月5日－1995年9月19日）德裔英籍物理學家。
• [4] 這個數字跟現代的估算相差不遠。
• [5] 理察‧菲利普斯‧費曼（Richard Philips Feynman，1918年5月11日－1988年2月15日），美國理論物理學家，因對量子電動力學的貢獻，於1965年獲得諾貝爾物理學獎。
• [6] 弗雷德里克‧萊因斯（Frederick Reines，1918年3月16日－1998年8月26日），美國物理學家。
• [7] 小克萊德‧洛蘭‧科溫（Clyde Lorrain Cowan Jr，1919年12月6日－1974年5月24日），美國物理學家。
• [8] 威廉‧海因里希‧沃爾特‧巴德（Wilhelm Heinrich Walter Baade，1893年3月24日－1960年6月25日），德國天文學家，創造了超新星（supernova）一詞，並推測中子星的存在。
• [9] 利昂‧馬克斯‧萊德曼（Leon Max Lederman，1922年7月15日－2018年10月3日），美國物理學家。
• [10] 梅爾文‧施瓦茨（Melvin Schwartz，1932年11月2日－2006年8月28日），美國物理學家
• [11] 傑克‧施泰因貝格爾（Jack Steinberger，1921年5月25日－），德裔美籍兼瑞士籍物理學家。
• [12] 馬丁‧路易斯‧佩爾（Martin Lewis Perl，1927年6月24日－2014年9月30日），美國物理學家。

參考資料

1. Chad Orzel (2019/04/25), “Neutrino Physics And A History Of Impossible Experiments“, Forbes.
2. S.M. Bilenkya (2013), “Neutrino. History of a unique particle”, Eur. Phys. J. H 38, 345–404.
3. Los Alamos Science Number 25 1997.
4. Herbert Pietschmann (2005), “Neutrino – Past, Present and Future”, George Marx Memorial Lecture, Univ. Budapest, May 19, 2005.