质子衰变 一个可能决定宇宙命运的问题：质子会衰变吗？

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实验表明，质子的寿命比目前宇宙的年龄要长得多，但有理论预测质子的寿命不是无限的，最终会衰变。那么质子会衰变吗？这个问题的答案可能决定我们宇宙的最终命运。

宇宙中的普通物质由原子核和电子组成，原子核由中子和质子组成。亨利·贝克勒尔在1896年发现了天然放射性，人们开始意识到原子核不是永恒的。如今，一些科学家认为所有的原子核都可能具有某种程度的放射性，并最终会衰变。

粒子衰变和守恒定律

现在人们已经发现了各种基本粒子，那么哪些物理规律决定了粒子会不会衰变呢？粒子物理学表明，如果一个粒子的衰变模式不违反任何物理守恒定律，那么衰变模式可以自发进行。物理守恒定律是指电荷、能量、线动量、角动量等物理量的总量不变，也称电荷守恒定律、能量守恒定律等物理定律。这些守恒定律普遍有效。

科学家们普遍认为电子的寿命是无限的，因为它是已知负电荷粒子中最轻的，所以以任何能量守恒的方式衰减都会违反电荷守恒定律。

中子衰变众所周知:在原子核外，自由中子的平均寿命约为15分钟，它可以衰变为三个较轻的粒子，即质子、电子和反中子。

束缚在原子核中的中子和自由中子的衰变。

图片来源:维基百科

束缚在某些原子核中的中子也能衰变。比如氚核中的中子可以通过衰变转化为质子。然而，在大多数原子核中，中子是非常稳定的。因为如果一个中子衰变成一个质子，它克服周围质子的库仑力所消耗的能量会比它衰变时释放的能量要多。这使得束缚在稳定原子核中的中子和质子一样稳定。

然而，我们没有一个明确的守恒定律来防止质子衰变。比如可以衰变成正电子，中微子和光子，或者π介子和正电子，原理上不违反上面提到的物理学基本守恒定律。总之，自然界似乎并不阻止质子的衰变，但质子其实是极其稳定的，这是非常例外的。那么，如何解释质子的稳定性呢？

重子数守恒

自1929年以来，赫尔曼·韦尔、恩斯特·斯托尔伯格和尤金·维格纳相继提出了通过新的守恒定律来禁止质子衰变的思想。他们提出了一个新的守恒量——重子数。质子和中子的重子数为+1，反粒子的重子数为-1，轻子、介子、规范玻色子等其他粒子的重子数为0。因此，中子可以衰变为较轻的质子、电子和反中微子，而不破坏重子数守恒(注:电子和中微子都是轻子)。但是因为质子是最轻的重子，所以不能在不违反重子守恒的情况下衰变为更轻的粒子。

虽然重子数守恒已经禁止了质子衰变，但仍然不能解释为什么质子是稳定的。另外，重子数守恒和电荷守恒有很大的区别。电荷能产生电场和磁场，电磁场能对电荷起反应，所以电荷具有动力学意义。而重子数没有类似的动力学意义。

如果我们假设重子数也能像电荷一样产生重子场，那么考虑到地球上有大量的中子和质子，它们应该能产生一定强度的重子场，我们也应该能观察到地球的重子场排斥或吸引其表面的质子和中子。1955年，李政道和杨振宁认为如果重子场能产生力，那么它应该远小于引力，引力本身也远小于电磁力。这说明重子数能产生力的可能性很小。

从宇宙学的角度来看，今天宇宙中质子的数量远远超过了反粒子的数量，这意味着BIGBANG产生了更多的质子，这意味着破坏重子数守恒的过程已经发生。那么，既然重子数守恒在宇宙诞生之初就可以被破坏，为什么现在不可以呢？

各种考虑导致一些物理学家在20世纪60年代提出重子数不守恒的观点。但同时也要面对一个事实，普通材料是很稳定的。布鲁克海文国家实验室的莫里斯·戈德哈·伯提出质子的寿命不应短于10-16年，否则人体内每年都会有大量质子衰变，威胁我们的健康。

但是如何解释物理学中质子的长寿？这个问题已经用大一统理论解决了。

大统一理论

20世纪70年代，由于乔格什·帕蒂、阿卜杜勒·萨拉姆、霍华德·乔治、海伦·奎因、史蒂芬·温伯格和谢尔登·格拉肖的工作，大统一理论被正式提出，质子衰变被明确预言。

在超高能时，强电和弱电的强度趋于一致。

图片来源:粒子冒险

1974年，哈佛大学的霍华德·格奥尔基(Howard Georgi)和谢尔登·格拉肖(Sheldon Glashow)提出了第一个真正的大统一理论，后来被称为最小SU(5)模型。根据这个理论，强、弱、电磁相互作用在很高的能量下会变成同一个相互作用。同时，它预测质子可以通过一个大质量的中间粒子衰变。但是在实验室能量下，质子通过这个粒子衰变的可能性非常小，所以质子的寿命很长。最小SU(5)模型预测质子的寿命可以长达10-30年，而其他更复杂的大统一理论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，束缚在原子核中的中子与质子具有相同的寿命。

不同大统一理论给出的质子寿命范围及相关探测器的可探测范围。

图片来源:超级神冈代

大统一理论还预测，质子最有可能通过产生一个正电子和一个电中性π介子而衰变。产生的正电子和π介子能量相对较高，产生后向相反方向飞出。因为这种高能粒子背靠背飞行的过程几乎不可能由质子衰变以外的事件产生，所以这种衰变模式可以在实验中产生更容易识别的信号。

在大统一理论提出之前，科学家们试图通过实验观察质子衰变，但只觉得假设重子数守恒不如通过实验实际测试质子稳定性。1953年，美国洛斯阿拉莫斯实验室的克莱德·l·考恩等人首次开始用大型探测器观测质子衰变，给出了质子寿命的下限为10-22年。在接下来的20年里，人们不断推高质子寿命的下限。1974年大统一理论提出后，质子衰变的实验研究发生了变化。大统一理论明确预测了质子的衰变，预测了质子的寿命，给了实验更清晰的目标和方向。

大统一理论预测的质子衰变模型。

图片来源:超级神冈代

寻找质子衰变

第一大统一理论给出的质子寿命长达10-30年，而宇宙的年龄只有10-10年，所以我们显然不可能只观测到一个质子直到它衰变。其实质子的寿命是指它的半衰期，是指样品中所有质子衰变一半所需的时间，而不是10-30年内所有质子同时衰变。因此，如果我们监测含有大量质子的非常大质量的物质，我们应该每年都观察单个质子的衰变。

为了监测质子衰变，我们需要尽可能消除其他背景信号的干扰。例如，宇宙射线可以在地球表面附近产生各种能量的各种粒子。为了减少它们的干扰，探测器通常被深埋在各种地下隧道或矿井中。来自宇宙射线的质子、中子或π介子等粒子可以被几米厚的屏蔽层吸收。但是μ子在通过物质时能量损失很慢，所以为了屏蔽它，我们需要几公里厚的屏蔽层。

各种宇宙射线。图片来源:physicsopenlab

对于中微子来说，屏蔽它们几乎是不可能的。事实上，大量中微子一直穿透整个地球，没有任何反应。当然，这也意味着大部分中微子会直接通过探测器而不受任何干扰，但也有一部分中微子会一直干扰探测器。虽然中微子的干扰无法避免，但我们可以把中微子产生的信号和质子衰变的信号区分开来，从而消除它们。

其他干扰主要来自不能完全屏蔽的自然放射性现象。例如，实验中使用的屏蔽材料和探测器本身都含有原子核，可能会产生辐射。但是，来自放射性原子核的辐射一般比较容易区分，因为它们产生的能量往往不到质子衰变释放的能量的百分之一，所以这种干扰可以简单地通过测量能量来消除。

除了屏蔽背景干扰，监测质子衰变还需要记录探测材料中的各种反应，这就需要建造大规模的探测器。目前观测质子衰变的主要实验是位于日本冈冈的超级超级神冈(Super-Super-Kamikande)，它位于一个1000米深的废弃砷矿内，是一个水切伦科夫探测器。

super kamiokande

水切伦科夫探测器的原理是基于苏联物理学家帕维尔·a·切伦科夫在1934年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通过介质时，会发出切伦科夫辐射。类似于超音速飞机或子弹的音爆现象，产生的辐射集中在一个锥体内。

这种探测器有许多优点。第一，水分子中氢原子中的质子不会和其他粒子一起形成复杂的原子核，所以质子衰变时产生的信号非常干净。其次，由于需要监测大量物质来检测质子衰变，如果用水作为检测物质，成本不会很高。第三，带电粒子产生的光信号比粒子本身在水中运动的距离更远，这样放置在水周围的探测设备就可以接收到光信号。

超级神冈德号没有装满水，被光电倍增管包围着。

研究人员正在用船检查和维护光电倍增管。

图片来源:超级神冈代

在超级神冈代，一个高41.4米、直径39.3米的不锈钢圆柱形容器中装有5万吨高纯水。容器内壁安装有11200个光电倍增管，用于探测高速带电粒子通过水时产生的切伦科夫辐射。它们对光信号一定非常敏感，因为单个带电粒子在五米远的距离上产生的切伦科夫辐射的亮度，只相当于一个远至月球的普通闪光灯泡产生的亮度。

当水中的质子或中子衰变产生切伦科夫辐射时，光电倍增管中会产生电信号，记录信号的大小和到达时间，以便进一步分析。中性π介子不产生辐射信号，但可以被衰变时产生的带电粒子间接探测到。

超级神冈代中多个粒子产生的多个切伦科夫环。

图片来源:加州大学欧文分校

通过仔细分析和筛选探测器记录的各种信号，研究人员将一些不能归因于其他反应的情况设定为质子或中子衰变的候选情况，并利用它们来计算质子或中子寿命的下限。80年代科学家已经把质子衰变的寿命下限给了正电子和π介子，是1.7×10 ^ 32年，超过了最小SU(5)模型预测的质子寿命，所以也就意味着最简单的大统一模型不能正确给出质子寿命。

2017年，超级神冈德把质子衰变到正电子和π介子的寿命下限提高到1.6× 10 34年。但在此之前，其他类型的大统一理论相继提出，如最小超对称SU(5)模型、翻转SU(5)模型、SO(10)模型等。，可以给出长达10 ^ 35年的质子寿命，比目前实验给出的下限要长。因此，这些理论模型还需要进一步的实验验证。

值得指出的是，神刚实验虽然最初的目的是寻找质子衰变，但至今没有明确观测到相关信号，但在中微子研究方面取得了很大成就。1985年神岗探测器发现μ子中微子与电子中微子之比小于理论预测，从而发现了所谓的“异常大气中微子”。1987年，神岗探测器首次探测到大麦哲伦星系(SN1987A)超新星爆发产生的超新星中微子，证实了超新星爆发理论的正确性，开启了中微子天文学时代。小柴昌俊于2002年获得诺贝尔物理学奖。1998年，超级神冈德首次探测到大气中微子振荡，这使得梶田隆章获得了2015年诺贝尔物理学奖。此外，探测器还发现了中微子和反中微子的振荡。

前面的路很长

到目前为止，还没有清楚地观察到质子衰变。那么，质子会衰变吗？目前各种大统一理论给出的质子寿命是不同的，这使得质子衰变实验缺乏一个非常明确的目标:质子寿命可能刚好超过电流探测器的探测范围，或者远远超过电流探测器的探测范围。

当然，我们可以通过改进探测器来进一步提高质子寿命的下限，但不可能永远这样发展下去。质子寿命下限越高，我们需要的探测设备越大，成本越高，背景干扰越多，可能完全掩盖了质子衰变的信号。

尽管这个问题仍未解决，但寻找质子衰变具有重要意义。首先，观察质子衰变将是实验物理学的一大成就。其次，质子衰变根源于宇宙基本规律等深层次问题。如果被发现，我们可以清楚地知道重子数不守恒，并据此检验大统一理论，间接研究超高能下的物理。当然，质子衰变与否也将决定恒星和星际物质的演化，甚至我们整个宇宙的命运。

引用

1.在超级神冈德水切伦科夫探测器的0.31兆吨年曝光中，通过p→e+π0和p →-μ+π0搜索质子衰变，超级神冈德合作，物理版D 95，012004 (2017)。

2.在0.316兆吨年的超级神冈德水切伦科夫探测器曝光中，寻找核子衰变为带电的反介子加介子，超级神冈德合作，物理评论96，012003 (2017)。

3.质子的衰变，史蒂芬·温伯格，《科学美国人》(1981)。

4.《质子衰变的探索》，洛赛克、弗雷德里克·莱因斯和丹尼尔·辛克莱，《科学美国人》(1985)。

5.《寻找质子衰变》，弗兰克·克洛斯，《自然》292 (1981)。

6.乔治和格拉斯，所有基本粒子力的统一，列特物理评论。32, 438 (1974).

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