XENONnT 原本是为寻找弱相互作用大质量粒子（WIMP）而建造的暗物质探测器，但寻找暗物质所需的极高灵敏度，也让它成为研究太阳中微子的利器。

XENON 合作组在意大利国家核物理研究院大萨索国家实验室（LNGS）举行的研讨会上宣布，XENONnT 首次观测到低能量太阳中微子在液氙中与电子发生散射的信号，将直接观测太阳中微子的能量范围推进到约 17 keV。这是目前报道的中微子直接观测最低能量阈值，信号主要由 pp 中微子贡献。22

需要注意的是，约 17 keV 指的是此次测量能够触及的中微子能区，并不意味着每个中微子都会把 17 keV 的能量完整传递给一个电子。

中微子留下的，是极其微弱的电子反冲

中微子几乎不与普通物质发生相互作用。一个太阳中微子偶尔会与液氙中的电子发生弹性碰撞，并将极少的能量传递给电子，使其产生微小的反冲。

在 XENONnT 中，这次反冲会留下两种信号：

• 即时闪烁光（S1）：液氙受到激发后立即发光；
• 电致发光信号（S2）：被释放的电子漂移到液氙表面并进入气相，在电场作用下产生第二个更易测量的光信号。

通过比较 S1 与 S2 的时间差和强度，研究人员可以重建事件的能量与三维位置。实验并不是试图辨认某一次孤立的“中微子撞击”，而是寻找大量电子反冲组成的统计能谱，再将其与放射性本底和仪器本底进行比较。

这种方法尤其适合低能区：单个事件的能量非常小，但当数据积累到足够多时，太阳中微子预期产生的整体谱形仍可能从背景中显现出来。

pp 中微子：太阳核聚变的即时信使

pp 中微子产生于太阳质子—质子聚变链的第一步反应：

[
p+p\rightarrow d+e^++\nu_e
]

这一步启动了将氢逐渐转化为氦的过程。质子—质子链是太阳产生能量的主要机制，因此 pp 中微子直接携带着太阳核心聚变反应的信息。

它们的重要性在于，中微子几乎可以从产生地点直接逃离太阳核心；相比之下，光子从太阳核心向表面传播需要经历漫长过程。测量 pp 中微子，相当于更直接地“读取”正在为太阳提供能量的核聚变过程。

5.9 吨液氙与超低本底如何共同发挥作用

XENONnT 的核心是一个双相液氙时间投影室，主动探测区域包含 5.9 吨液态氙。较大的靶质量提高了捕捉罕见相互作用的机会，而闪烁光与电离信号的联合测量，则提供了事件能量和位置的信息。5

不过，太阳中微子太过稀少，真正的挑战不仅是捕捉信号，还要尽可能清除背景。

其中一个关键背景来自氡及其衰变产物。氡衰变可能产生与中微子—电子散射相似的低能电子反冲。为解决这一问题，XENON 合作组开发了在线低温蒸馏系统，持续从氙中去除氡。最终，主动探测区域内 ²²²Rn 的活度降至约 0.90 μBq/kg，使氡造成的背景达到与太阳中微子不可避免本底相当的水平。1819

探测器还被安置在大萨索山下方约 1400 米深处的地下实验室中。厚厚的岩层能够削弱宇宙射线带来的干扰，使研究人员可以通过拟合能谱寻找微弱的太阳中微子成分，而不是让信号淹没在大量宇宙线事件中。22

与 2024 年²⁸B 中微子结果有何不同

这项低能量测量与 XENONnT 在 2024 年公布的结果采用了不同的相互作用通道。

此前，XENONnT 通过中微子—原子核相干弹性散射（CEνNS）寻找来自 ²⁸B 的太阳中微子。在这种过程中，中微子将动量传递给氙原子核，产生核反冲。该分析得到 2.73σ 的迹象，这意味着背景假设受到一定程度的排斥，但尚未达到通常所说的 5σ 发现标准。23

此次低能量结果则研究中微子—电子散射，主要接触能量更低、数量更多的 pp 中微子。两项分析说明，同一个液氙探测器能够识别太阳中微子的两类不同信号：

• 电子反冲：中微子与电子散射，低能量 pp 中微子在这一通道中占主导地位；
• 核反冲：中微子通过 CEνNS 与氙原子核散射，正是 2024 年 ²⁸B 结果所使用的通道。

这两种反冲分别对应太阳中微子能谱的不同区域，也为研究太阳核心的物理过程提供了互补信息。

“中微子雾”将成为暗物质搜索的新难题

对于暗物质实验而言，太阳中微子既是重要的物理信号，也是一种难以避免的干扰。

中微子可以穿过大部分物质，普通屏蔽无法将其挡住；更麻烦的是，它们在探测器中产生的电子反冲或核反冲，有时会与 WIMP 暗物质预期产生的事件相似。随着暗物质探测器越来越灵敏，这些中微子事件会逐渐成为不可消除的背景，常被称为“中微子雾”。12

“雾”并不是一道绝对无法突破的墙。研究人员仍可利用信号能谱、不同靶材料之间的比较、事件方向性，以及对太阳中微子流量的更精确测量，在统计上区分 WIMP 信号与中微子信号。但灵敏度越高，继续提升就越困难，系统误差也会变得更加重要。

XENONnT 此前对 ²⁸B 中微子的 CEνNS 迹象，正是暗物质探测器首次直接触及这类核反冲中微子本底的例子之一。1

XLZD：从暗物质探测器走向稀有事件天文台

下一代液氙观测设施 XLZD 的基准设计包含约 60 吨主动液氙，未来在条件允许时可扩大到 80 吨。这一规模大约是 XENONnT 主动液氙质量的一个数量级，既能提高 WIMP 搜索的曝光量，也能积累更多太阳中微子事件。3235

更大的质量并不只是意味着“事件更多”。它有望帮助研究人员更精确地测量 pp 中微子的流量和能谱，并检验电子中微子从太阳传播到地球过程中的存活概率。与此同时，XLZD 也将继续探索 WIMP 信号逐渐接近“中微子雾”的参数区域。3239

XENONnT 展示出的核心变化是：暗物质搜索与太阳中微子天文学已经不再是彼此独立的研究方向。同样的超高纯度、低噪声环境和稀有事件探测技术，既能寻找假想中的暗物质粒子，也能捕捉太阳核心核聚变留下的微弱粒子踪迹。

XENONnT 原本是为寻找弱相互作用大质量粒子（WIMP）而建造的暗物质探测器，但寻找暗物质所需的极高灵敏度，也让它成为研究太阳中微子的利器。

XENON 合作组在意大利国家核物理研究院大萨索国家实验室（LNGS）举行的研讨会上宣布，XENONnT 首次观测到低能量太阳中微子在液氙中与电子发生散射的信号，将直接观测太阳中微子的能量范围推进到约 17 keV。这是目前报道的中微子直接观测最低能量阈值，信号主要由 pp 中微子贡献。22

需要注意的是，约 17 keV 指的是此次测量能够触及的中微子能区，并不意味着每个中微子都会把 17 keV 的能量完整传递给一个电子。

中微子留下的，是极其微弱的电子反冲

中微子几乎不与普通物质发生相互作用。一个太阳中微子偶尔会与液氙中的电子发生弹性碰撞，并将极少的能量传递给电子，使其产生微小的反冲。

在 XENONnT 中，这次反冲会留下两种信号：

• 即时闪烁光（S1）：液氙受到激发后立即发光；
• 电致发光信号（S2）：被释放的电子漂移到液氙表面并进入气相，在电场作用下产生第二个更易测量的光信号。

通过比较 S1 与 S2 的时间差和强度，研究人员可以重建事件的能量与三维位置。实验并不是试图辨认某一次孤立的“中微子撞击”，而是寻找大量电子反冲组成的统计能谱，再将其与放射性本底和仪器本底进行比较。

这种方法尤其适合低能区：单个事件的能量非常小，但当数据积累到足够多时，太阳中微子预期产生的整体谱形仍可能从背景中显现出来。

pp 中微子：太阳核聚变的即时信使

pp 中微子产生于太阳质子—质子聚变链的第一步反应：

[
p+p\rightarrow d+e^++\nu_e
]

这一步启动了将氢逐渐转化为氦的过程。质子—质子链是太阳产生能量的主要机制，因此 pp 中微子直接携带着太阳核心聚变反应的信息。

它们的重要性在于，中微子几乎可以从产生地点直接逃离太阳核心；相比之下，光子从太阳核心向表面传播需要经历漫长过程。测量 pp 中微子，相当于更直接地“读取”正在为太阳提供能量的核聚变过程。

5.9 吨液氙与超低本底如何共同发挥作用

XENONnT 的核心是一个双相液氙时间投影室，主动探测区域包含 5.9 吨液态氙。较大的靶质量提高了捕捉罕见相互作用的机会，而闪烁光与电离信号的联合测量，则提供了事件能量和位置的信息。5

不过，太阳中微子太过稀少，真正的挑战不仅是捕捉信号，还要尽可能清除背景。

其中一个关键背景来自氡及其衰变产物。氡衰变可能产生与中微子—电子散射相似的低能电子反冲。为解决这一问题，XENON 合作组开发了在线低温蒸馏系统，持续从氙中去除氡。最终，主动探测区域内 ²²²Rn 的活度降至约 0.90 μBq/kg，使氡造成的背景达到与太阳中微子不可避免本底相当的水平。1819

探测器还被安置在大萨索山下方约 1400 米深处的地下实验室中。厚厚的岩层能够削弱宇宙射线带来的干扰，使研究人员可以通过拟合能谱寻找微弱的太阳中微子成分，而不是让信号淹没在大量宇宙线事件中。22

与 2024 年²⁸B 中微子结果有何不同

这项低能量测量与 XENONnT 在 2024 年公布的结果采用了不同的相互作用通道。

此前，XENONnT 通过中微子—原子核相干弹性散射（CEνNS）寻找来自 ²⁸B 的太阳中微子。在这种过程中，中微子将动量传递给氙原子核，产生核反冲。该分析得到 2.73σ 的迹象，这意味着背景假设受到一定程度的排斥，但尚未达到通常所说的 5σ 发现标准。23

此次低能量结果则研究中微子—电子散射，主要接触能量更低、数量更多的 pp 中微子。两项分析说明，同一个液氙探测器能够识别太阳中微子的两类不同信号：

• 电子反冲：中微子与电子散射，低能量 pp 中微子在这一通道中占主导地位；
• 核反冲：中微子通过 CEνNS 与氙原子核散射，正是 2024 年 ²⁸B 结果所使用的通道。

这两种反冲分别对应太阳中微子能谱的不同区域，也为研究太阳核心的物理过程提供了互补信息。

“中微子雾”将成为暗物质搜索的新难题

对于暗物质实验而言，太阳中微子既是重要的物理信号，也是一种难以避免的干扰。

中微子可以穿过大部分物质，普通屏蔽无法将其挡住；更麻烦的是，它们在探测器中产生的电子反冲或核反冲，有时会与 WIMP 暗物质预期产生的事件相似。随着暗物质探测器越来越灵敏，这些中微子事件会逐渐成为不可消除的背景，常被称为“中微子雾”。12

“雾”并不是一道绝对无法突破的墙。研究人员仍可利用信号能谱、不同靶材料之间的比较、事件方向性，以及对太阳中微子流量的更精确测量，在统计上区分 WIMP 信号与中微子信号。但灵敏度越高，继续提升就越困难，系统误差也会变得更加重要。

XENONnT 此前对 ²⁸B 中微子的 CEνNS 迹象，正是暗物质探测器首次直接触及这类核反冲中微子本底的例子之一。1

XLZD：从暗物质探测器走向稀有事件天文台

下一代液氙观测设施 XLZD 的基准设计包含约 60 吨主动液氙，未来在条件允许时可扩大到 80 吨。这一规模大约是 XENONnT 主动液氙质量的一个数量级，既能提高 WIMP 搜索的曝光量，也能积累更多太阳中微子事件。3235

更大的质量并不只是意味着“事件更多”。它有望帮助研究人员更精确地测量 pp 中微子的流量和能谱，并检验电子中微子从太阳传播到地球过程中的存活概率。与此同时，XLZD 也将继续探索 WIMP 信号逐渐接近“中微子雾”的参数区域。3239

XENONnT 展示出的核心变化是：暗物质搜索与太阳中微子天文学已经不再是彼此独立的研究方向。同样的超高纯度、低噪声环境和稀有事件探测技术，既能寻找假想中的暗物质粒子，也能捕捉太阳核心核聚变留下的微弱粒子踪迹。