在西元 1987 年 2 月 24 號，地球上三個當時的大型微中子實驗——日本第二代神岡探測器（Kamiokande II）、美國 IMB 偵測器（Irvine-Michigan-Brookhaven detector），以及俄羅斯的 Baksan 微中子觀測所（Baksan Neutrino Observatory）——在 12 秒內共紀錄到 24 個帶有數百萬電子伏特的電子反微中子反應事件。
這些短時間內大量的微中子反應事件數，與同日三小時後由天文學家所觀測到，距地球約 16 萬 8 千光年外，大麥哲倫星雲內的大量超新星爆炸電磁輻射，為當時仍發展不久的塌縮型超新星（core-collapse supernova）爆炸理論，提供了前所未有的觀測基礎。此事件命名為「SN1987a」（圖一），也是在物理學史上第一次觀測到源於太陽系外的微中子，替近代微中子天文學的發展寫下了新的一章。此觀測也證實了塌縮型超新星爆炸除了會放出高達太陽亮度的數億倍，持續上百天的大量電磁幅射，更會放出總能量是電磁幅射千倍以上的大量微中子。此事件發生後，時至今日，物理及天文物理學家仍持續透過此觀測，對微中子物理、超新星物理，及粒子物理做出新的詮釋及解讀。
▲圖一：超新星 1987a 發生前後光學影像之比較。左／右圖為發生後／前。
圖片來源：Wikimedia Commons
（https://www.maas.museum/observations/2012/02/24/25-years-since-sn1987a-was-discovered/）
本文將簡短介紹目前物理學家對超新星爆炸的過程，及微中子在其中所扮演的重要角色的了解，討論目前微中子相關理論上仍待解決的重要問題及近期進展，超新星爆炸對新物理可能的揭示，以及科學家預期下一個銀河系內超新星會在何時到來。
塌縮型超新星爆炸
在 SN1987a 發生的 36 年後，物理及天文學家仍致力研究這種帶有極大爆炸能量的事件究竟是如何發生的。目前理論學家的理解是，當大質量恆星（約大於 8 倍太陽質量）演化到最後階段，其中心會逐漸形成一個半徑約數千公里，質量約 1.4 倍太陽質量的緻密「鐵核」。鐵核內無法再有核融合反應的進行，而是僅靠電子量子減併壓（quantum degeneracy pressure）來對抗重力。在鐵核質量超過 1.4 倍太陽質量時，因量子減併壓再也無法支撐重力，鐵核在重力支配下開始向內塌縮。在塌縮約 100 毫秒之後，鐵核內部被重力壓縮到半徑僅有數十公里，內部物質質量密度超越原子核密度時，核子之間的強作用力發揮作用，阻止進一步的塌縮，造成急速的反彈，並進一步產生帶有高能量，往外傳遞的震波（shockwave）。
此震波初期以約百分之一的光速往外傳遞。然而，震波一開始帶有的能量被拿來將鐵分解成核子（質子與中子），再加上經由電子補獲產生的電子微中子所導致的能量消耗，震波最後停在離鐵核中心約 100－200 公里處，形成所謂的「駐震波（standing shockwave）」。在駐震波停滯的階段，震波外面的原恆星內部物質仍不斷受重力影響，掉進震波內部剛透過前述塌縮過程形成的原型中子星（proto-neutron star）。
駐震波如何從「停止」狀態到重新被注入能量再次向外傳遞，最後引發觀測上看到的爆炸，仍是超新星理論發展上的關鍵議題。世界上多個研究群組，運用高度平行化的高速電腦計算，試圖花費上百萬計算小時（cpu-hour），進行包含：廣義相對論、強作用力、弱作用力，及電磁作用力的高度複雜三維流體力學計算，重現塌縮後約 1 秒中內所發生的現象。最新的研究成果顯示，超新星爆炸極有可能是透過從原型中子星表面輻射出的大量微中子，將其帶有的巨大能量的一部份，透過弱作用反應「儲存」到駐震波下方，再透過在三維下的對流現象的輔助，重新啟動駐震波並引發爆炸 1。
微中子風味振盪與超新星爆炸
然而，目前所有的超新星爆炸的模擬，仍然缺少了一個重要的已知的量子現象——微中子的風味（flavor）振盪。在過去數十年間，粒子物理學家透過對太陽微中子，宇宙射線穿越大氣層所製造的微中子，以及從加速器和核反應爐內產生的微中子的觀測及實驗，確立了微中子風味振盪此一獨特的特性。簡單來說，經由弱作用反應所產生的每個微中子，都帶有其獨特的「風味」，標示著該反應中同時參與的帶電輕子是電子、緲子，還是濤子。
然而，在產生之後，微中子的風味會在其於時空中旅行時產生變化。也就是原本是電子微中子的粒子，在其產生處之外的某個距離量測其風味時，會有一定的機率發現該微中子變成了緲子微中子或濤子微中子。在所有已知的粒子物理標準模型內，微中子是唯一一種帶有這種風味振盪特性的獨特粒子。證實此現象的物理學家也在 2015 年獲得至高的諾貝爾獎的榮譽。
然而，僅管我們對微中子風味振盪在真空、地球內部或太陽內部內的行為有一定的理解，但是在超新星爆炸內部，微中子風味振盪如何發生，至今對於物理學家仍是一個未解的謎團。追根究底，其原因是因為在超新星爆炸中會產生極大量的微中子。由於每個微中子的風味振盪歷史，皆會影響其他微中子的風味振盪行為，物理學家需要解決一個超大型的非線性非平衡態的多維度量子傳播系統。
在這系統中，我們發現微中子的風味振盪和一般凝態實驗的強關連系統類似，會產生非常有趣的集體性及同調性的行為 2。更有甚者，初步研究顯示，這種集體性微中子風味振盪可能會在超新星駐震波內部，甚至是原型中子星的內部發生，進而大幅影響我們對微中子如何重啟超新星駐震波的了解。因此，近幾年內在世界上數個研究群組，包含本院筆者建構的團隊在內，皆致力於發展模擬此一量子傳播現象的大型程式 3（其中一模擬結果如圖二）。期待在未來的幾年內，能夠對此現象做出進一步的理解，並釐清微中子在超新星爆炸機制中所辦演的重要角色。
▲圖二：快速集體微中子風味振盪區域模擬結果。
橫軸：空間坐標（無單位）。縱軸：速度坐標（單位：光速）。顏色：相空間內電子微中子經過風味振盪後的存活機率。
利用超新星爆炸探索新物理
除了致力了解於超新星報炸中微中子扮演的角色外，物理學家也試圖透過利用我們對超新星爆炸的了解，研究是否可利用此一天文現像的觀測來探索超越標準模型的新物理存在的線索。筆者及其合作者和研究團隊在過去幾年之間也致力於此一研究方向，提出了諸多嶄新的可能性。2019 年，我們提出了可透過天文學家對超新星爆炸能量的觀測，對於可能從原型中子星的內部產生，但在逃離超新星星體前衰變的新粒子，如：暗光子、軸子、惰性微中子等特性做出限制 4。此外，於 2022 年，我們更提出了透過超新星微中子所加速的銀河系內的暗物質的過程，有機會在下一個銀河系內超新星爆炸時，對質量小於百萬電子伏特的暗物質性質，作出近一步的釐清 5。（延伸閱讀：〈搜尋宇宙暗物質的嶄新實驗訊號〉）
下一個銀河系內超新星爆炸何時到來?
當下一個銀河系內超新星爆炸時，物理學家預計可以透過目前已有的超級神岡探測器 Super Kamiokande，或是即將運作的大型（總重量數十至數百千噸）的微中子實驗——江門地下微中子實驗觀測站（Jiangmen Underground Neutrino Observatory, JUNO）、深地底微中子實驗（Deep Underground Neutrino Experiment, DUNE），及超巨型神岡探測器（Hyper Kamiokande）——偵測到上千至上萬個超新星微中子事件。透過分析這些包含詳細能譜及時間演化相關的數據，預期可以對諸多超新星相關的未解議題，帶來突破性的進展。然而，科學家是否能預期下一個系內超新星爆炸會在何時到來呢？
在公元一千年後的歷史上天文觀測紀錄，共記載了 6 次系內超新星爆炸事件，其中塌縮型超新星爆炸共有三次（分別為 1054、1181 及 1680 年）。然而，透過包含對銀河系內經由超新星爆炸所釋放出的長半衰期鋁 26 同位素衰變的伽碼射線觀測，超新星爆炸殘骸（supernova remnant），爆炸後所留下的中子星數量，以及銀河系臨近的大質量恆星或超新星數目的觀測，科學家預測目前的系內塌縮型超新星爆炸頻率約為每百年「1.63+-0.46 次」6。因此，可以期待在未來的數十年間，有很大的機率會有系內超新星爆炸的發生。屆時，除了上述的大量微中子訊號，也會有包含各種電磁訊號及重力波訊號的到來。將會帶來百年一見的多信始天文學及物理學上的重大盛會。
1 A. Burrows and D. Vartanyan, Nature 589, 29（2021）。
2 F. Capozzi and N. Saviano, Universe 8, 94（2022）。
3 S. Richers, H. Duan, M.-R. Wu, et. al., Phys. Rev. D 106, 043011（2022）。
4 A. Sung, H. Tu, M.-R. Wu, Phys. Rev. D 99, 121305（2019）。
5 Y.-H. Lin, W.-H. Wu, M.-R. Wu, H. T.-K. Wong, Phys. Rev. Lett., 130, 111002（2023）。
6 K. Rozwadowska, F. Vissani, E. Cappellaro, New Astronomy 83, 101498（2021）。