這些研究者通常默默無聞，卻願意用數年甚至數十年時間來操作精密儀器，使之順利運轉；在實驗過程中，他們要控制每一處細節，對於可能擾亂探測信號的背景噪聲，與之進行鍥而不捨的鬥爭。他們很享受這種充滿不確定因素與挑戰的過程，因為他們覺得這就像登山：“過程越艱難，登頂的感覺就越美妙。”

　　近日，位於日內瓦的大型強子對撞機（LHC）和它搜尋“上帝粒子”的任務，無疑是科學界最受關注的焦點之一。

　　其實，還有一些科學家也在致力於同樣充滿挑戰的實驗，與LHC項目一樣，這些實驗可能會改變未來的面貌。在這裡，讓我們認識5項這類實驗，一起期待科技帶來的改變和驚喜。

　　探測地外生命:追蹤百萬分之一的信號

　　1999年，當時還是哈佛大學研究生的戴維·夏邦諾（David Charbonneau）對另一個行星系中，因行星掠過母恒星表面時，恒星亮度發生的微弱變化進行了測量，這是人類首次探測到此類現象。時至今日，追蹤這種“淩日”現象，已成為天文學家尋找地外行星的常用方法，而新的挑戰在於，弄清這些行星及其大氣的組成成分。比如，如果發現某顆行星的大氣中含有氧，就可能成為有生命存在的間接證據。但探測這些元素的唯一方法就是，利用恒星星光穿過行星大氣形成的光譜，這可是極為微弱的信號。

　　夏邦諾認為，最大的困難在於，“行星僅能遮擋恒星很小一部分”，一顆木星大小的行星掠過太陽大小的恒星時，能遮擋恒星約1％的光芒，而一顆更小的、如地球大小的行星只能遮擋掉0.01％的光芒。

　　“接下來，你要找到這顆行星洋蔥般的‘外皮’，也就是它的大氣層”，夏邦諾説，只有穿過這層“外皮”的星光光譜，才包含有天文學家想要的資訊——這樣一來，如果地球大小的行星掠過太陽大小的恒星，可為科學家利用的恒星星光不足百萬分之一。

　　儘管在今天，還沒有任何一台望遠鏡的分辨能力，能從恒星星光中追蹤到那百萬分之一的可用信號，但事情尚有轉機。從2005年至今，哈勃、斯皮策望遠鏡等空間天文臺已經捕捉到約40個氣態巨行星的大氣光譜。“對氣態巨行星大氣的探測雖不能説是習以為常，但也不再飽受爭議。現在的問題是，如何探測地球大小的行星的大氣，目前還沒人能做到這一點”。

　　對於地球這樣繞著太陽樣恒星旋轉的行星，如果要確定它的大氣成分，為地外生命的存在提供最佳證據，就得升級觀測設備，提高靈敏度。夏邦諾對“哈勃繼任者”韋伯太空望遠鏡充滿憧憬：“到時候會是見證奇跡的時刻，它將給地外生命的搜尋添上最濃墨重彩的一筆。”

　　看穿分子魔鏡：製造純粹的左手或右手分子

　　生物學中，存在著一種奇特的不對稱性。很多分子具有“手性”（chiral），即分子中的原子存在兩種互為鏡像的排列方式。當化學家合成此類分子時，往往得到的是包含兩種手性的混合物，為簡單起見，分別稱它們“左手分子”和“右手分子”。奇怪的是，生物細胞通常只由“左手分子”構成，但沒人知道其中緣故。

　　有一種解釋認為，這是自然界中4種基本力中的弱力（weak force）決定的。粒子物理學的標準模型預言了4種基本力，其中弱力是核子和電子間相互作用的傳遞者，它對左手和右手分子有著不同的作用，而包括引力在內的其他3種基本力，對兩種手徵分子的作用都是相同的。

　　法國巴黎第13大學的貝努瓦·達爾基耶説，測量兩種手徵分子間的微小差異，將有助於解釋，為何生物偏好左手結構，而他的研究小組也正在為此努力。

　　據達爾基耶所知，他和同事是目前全球唯一進行此項嘗試的團隊。他們現在需要攻克兩個難題：首先是建造極高解析度的光譜儀，用於測量手性分子的能態。目前，達爾基耶小組擁有的最好設備能探察5/1014的能量差別，比普通光譜儀的分辨能力大概要好100萬倍，眼下他們正在建造一台精度更高的儀器——要達到如此高的精度，必須隔絕所有外部振動，保證溫度波動不超過0.1℃。不僅如此，為了在所需精度上測量分子振動的頻率，達爾基耶的實驗室還使用了一台分子鐘，並通過光纖與巴黎的世界時標準原子鐘保持同步。

　　他們面臨的第二個挑戰是，合成出一種手徵結構不對稱現象足夠明顯的測試分子。這種分子需要有一個較大的中心原子，因為原子理論告訴我們，如果中心原子較大，能將手徵結構造成的能量差異最大化。同時，這種分子被加熱到氣態用於拍攝光譜時，還不容易斷裂。儘管達爾基耶在努力嘗試，製造出純粹的左手或右手分子，但他們認為，最佳的選擇可能是以甲基三氧化錸為原型，然後用一個硫原子和一個硒原子置換該分子中的兩個氧原子。即便最後找到了完美的測試分子，他們還需要一年時間來積累足夠數據，以便獲得可信的結果。

　　尋找額外維度：排除干擾向微觀尺度進發

　　對於現實世界，我們有一個非常基本的認識，幾乎沒人對此有所懷疑，那就是我們的世界恰好有三個空間維度：左右、前後，還有上下。但超弦理論及其他一些構造“萬物理論”的嘗試，已經讓很多物理學家相信，空間的維度遠不止於此。他們認為，這些額外的維度是高度捲曲的，

　　所以我們根本感覺不到，但它們會在很小的尺度上影響引力，使得兩個物理間的作用力，稍稍偏離牛頓引力理論的經典結果。因此，如果能在實驗中探測到微小尺度上的引力變化，也許就能證實這些額外維度的存在。

　　美國華盛頓大學實驗核子物理與天體物理中心的埃裏克·阿德爾貝格（Eric Adelberger）的“武器”是扭秤，其實就是18世紀90年代末，英國物理學家亨利·卡文迪許（Henry Cavendish）首次測量萬有引力常數所用裝置的“升級版”。在這個“現代版”的扭秤中，一根金屬桿用絲線懸挂起來，可以自由扭動，金屬桿的底端安放著一個探測圓盤，圓盤上鑽有一系列小孔。在探測圓盤下方幾微米處，還有一個鑽有類似小孔的圓盤——這是吸引盤。當吸引盤轉動時，小孔之間的盤體會對探測盤的盤體施加一個微弱引力，使探測盤和金屬桿轉動，從而扭轉懸絲，使之轉動大約十億分之一度的微小角度。

　　為了確保探測盤不受地球和吸引盤引力之外其他作用力的影響，整個裝置的所有部件都必須用非磁性物質製成，而且所有部件的表面都要鍍上一層金，好讓儀器所帶電荷均勻分佈。除此之外，整個裝置的製作務求完美，要完全隔絕外部振動，包括停車場的車輛引起的振動。“我們最好的數據是在週末午夜到淩晨4點之間取得的，”阿德爾貝格感嘆説，“這一點很討厭，因為你收穫最佳數據的時間很有限，弄得我們現在都成夜貓子了。”

　　精益求精的設計讓研究人員可以排除其他影響因素，如果這樣仍能觀察到探測盤的扭轉，他們知道肯定有好戲上演。到目前為止，阿德爾貝格的研究小組可以斷定，在44微米及以上尺度肯定沒有額外維度存在。他的兩個研究生，以及全球其他10多個小組，都正在想方設法繼續向微觀尺度進發。不過，究竟要多久才能有所發現，取決於這些額外維度的大小。阿德爾貝格認為，如果額外維度捲曲得太厲害，“那答案可能是永遠也發現不了。如果在30微米上有可見的捲曲，那只需一年就能發現”。

　　捕捉引力波:十年才能初見端倪

　　斯科特·雷森（Scott Ransom）是美國國家射電天文臺的天文學家，在談到星系中最精準的天然鐘錶脈衝星（pulstar）時，他嘴裏蹦出了一連串的“太棒了”、“酷斃了”這樣的詞來，並認為脈衝星能讓他和其他科學家驗證愛因斯坦廣義相對論中一個最基本的預言——引力波。“它將為我們打開一扇觀測宇宙的全新窗口，”他嚷嚷著，“除了‘光之眼’，我們還有‘品質之眼’。”

　　雷森解釋説，按照愛因斯坦廣義相對論，引力波是由品質運動引起的時空結構的漣漪，比如説一對互相繞轉的中子星（neutron star）就能産生引力波。雷森説，這就像抖動一個電子，會讓電子周圍的電場和磁場以光及其他形式的輻射向周圍傳播一樣，“當你抖動某個有品質的物體，你就製造出了引力波”。

　　不過令人沮喪的是，就算一系列非常強的引力波掃過地球，也只會讓地球直徑收縮或擴張不到10奈米，因此那些建在地面上的引力波探測設備，永遠無法擺脫背景噪聲的干擾，路過的卡車、雷暴甚至千里之外的海灘上起伏的海浪，都會淹沒引力波信號。

　　因此，雷森和他的狂熱追隨者決定獨闢蹊徑，採取一種成本更低的方式來探測引力波：觀測脈衝星。脈衝星是密度極大的天體，有些脈衝星每秒能自轉數千次，每次轉動都向外輻射出一道脈衝閃光——天文學家對脈衝發出時間的測量能精確到100納秒之內。由於甚低頻（very-low-frequency）引力波會擾動脈衝星和地球之間的時空，導致脈衝時間發生偏移，因此雷森小組打算，監測分佈在全天的20個脈衝星，看能否探測到這種時間偏移。他們希望，通過這種方式，能探測到宇宙深處大品質黑洞數年一週的轉動、星系相互碰撞等最強引力波源所産生的引力波。

　　借助波多黎各的阿雷西博射電望遠鏡，這項研究大概要持續觀測十年，才能捕捉到由轉動黑洞發出的引力波。目前他們只對6顆脈衝星進行了連續5年的準確計時測量。不過，雷森仍舊充滿信心：“我們成功的機會與日俱增，只要耐心等待，引力波終將會出現。”

　　重塑千克標準：精確，精確，再精確

　　1千克，這本應是一個不變的常數。但實際上它會變化，這是因為舊有品質標準規定，1千克等於巴黎郊外的一間庫房中，那個有120年高齡的鉑銥合金圓柱的品質。誰也不知道這個“千克原器”究竟是由於原子落在表面變重了，還是由於原子從表面脫落變輕了，唯一能肯定的是，它的品質肯定在變化——證據是，它的那些重量曾完全一致的複製品，現在已經有了可測量的品質差別。

　　“我們需要弄清楚這件事”，美國標準與技術中心（NIST）的工程師、致力於重新定義品質標準的計量學家瓊·普拉特（Jon Pratt）説，千克是唯一一個目前還用實物來定義的基本單位。

　　重新定義千克的基本思路是，將千克與某個精確測量的基本物理常數聯繫起來，就如同今天用真空中的光速來定義米一樣：1米是光在真空中1/299792458秒內通過的距離。這意味著，要定義千克，就必須確定普朗克常數h，它乘上光的頻率ν就得到能量，即著名的光電效應方程E=hν；接著，再用更著名的質能方程E=mc2，就可以得出千克品質的定義了。

　　不過，確定普朗克常數的準確數值是個精細活兒，而且目前常用的兩種測量方法得到的結果還存在差異，這讓上述方法止步不前。

　　在這兩種方法中，一種是使用瓦特秤。這種裝置其實是一架簡單的天平：一端承載著1千克品質的物體，該物體品質用巴黎的千克原器精心校準過；另一端是一個放在磁場中的通電線圈。調整磁場，直到1千克品質與線圈所受的電磁力精確平衡，接下來就可以通過一連串方程，把1千克品質和普朗克常數聯繫起來。

　　目前由普拉特負責的這臺瓦特秤，曾在2007年給出了普朗克常數最準確的測量結果之一：6.62606891×10-34J·s，相對誤差僅為36×10-9。不過，英國國家物理實驗室（NPL）的瓦特秤給出了與NIST稍有差異的結果。

　　另一種常用方法是，計量一塊同位素純樣品中的原子數目，由此確定阿伏伽德羅常數（12克碳12原子所含的原子數目）的數值，而這個數值可通過另一套方程換算成普朗克常數。2008年，德國聯邦物理技術研究所的科學家用兩個近乎完美的1千克球體進行了實驗。這兩個球體由99.995%純硅28製成，他們用高精度鐳射干涉儀確定球的體積，再用X射線衍射確定球體的晶體結構，以便能在更高精度上對原子進行計數。目前，他們換算得到的普朗克常數與NPL瓦特秤的結果相吻合，但與NIST的結果不一致。

　　2010年，普朗克常數的推薦值是6.62606957×10-34J·s，相對誤差44×10-9。有人認為，這已經足以用於千克的重新定義了，但也有更挑剔的人堅持要等各種測量結果吻合得更好一些、測量誤差範圍縮小到20×10-9以下，才可以重新定義。

　　稿件來源：《環球科學》（《科學美國人》中文版）

　　作者：尼古拉·瓊斯 翻譯：Kingmagic