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