XENONnT 原本係為咗尋找 WIMP——一類假設中會構成暗物質嘅弱相互作用大質量粒子——而設計。不過，探測暗物質所需要嘅極高靈敏度，亦令佢變成研究太陽中微子嘅工具。

XENON 合作團隊喺意大利國家核子物理研究院（INFN）Gran Sasso 國家實驗室舉行嘅研討會上宣布，XENONnT 首次觀察到低能量太陽中微子同電子發生散射，將直接觀察太陽中微子嘅能量門檻推低至約 17 keV，係目前報告過最低嘅中微子能量門檻。訊號主要由 pp 中微子主導。 22

中微子冇留下「腳印」，只係令電子輕輕反彈

中微子幾乎唔會同物質互動。當一粒太陽中微子偶然喺液態氙入面同電子發生彈性碰撞，電子會攞走一小部分能量，形成極其微弱嘅電子反沖。

喺 XENONnT 入面，呢一下反沖會產生兩個可以量度嘅訊號：

• 液態氙即時發出嘅閃爍光；
• 被釋放嘅電子升到氣相之後，產生嘅第二個電致發光訊號。

比較兩個訊號嘅時間同強度，研究人員可以重建事件嘅能量同三維位置。佢哋唔需要逐粒認出「呢一下就係中微子撞擊」；相反，係將大量電子反沖事件嘅能量分布，對照放射性同儀器背景嘅預期形狀，再用統計方法分辨訊號。

要留意，約 17 keV 講緊係今次測量能夠接觸到嘅中微子能量範圍，唔係話每粒中微子都會將完整 17 keV 能量交畀電子。現有公布資料將結果描述為首次觀察低能量太陽中微子，而當中訊號主要係 pp 中微子。 22

pp 中微子係乜？點解可以直接「睇到」太陽核心？

pp 中微子喺太陽核聚變鏈嘅第一步產生：

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

簡單講，兩個質子結合成氘，同時產生正電子同電子中微子，開啟氫逐步轉化成氦嘅過程。pp 鏈係太陽能量嘅主要來源，所以 pp 中微子就好似由太陽核心直接送出嚟嘅訊息，反映緊維持太陽發光發熱嘅核聚變反應。

光由太陽核心行到表面，再向外傳播，需要好長時間；中微子就幾乎一產生便可以穿過核心同太陽物質逃走。因此，測量 pp 中微子，可以更加直接咁檢驗太陽核心而家進行緊嘅核聚變，而唔只係靠陽光推斷過程。

5.9 噸液態氙，點解可以聽到咁微弱嘅訊號？

XENONnT 核心係一個雙相時間投影室（TPC），入面有 5.9 噸具主動探測作用嘅液態氙。液態氙質量越大，罕見相互作用發生嘅機會就越高；而閃爍光同電離訊號嘅組合，就可以提供事件能量、位置，以及反沖種類等資料。 5

但真正嘅難題，唔只係中微子太少，而係背景太多。氡及其衰變產物會產生類似嘅低能量電子反沖，容易同中微子—電子散射混淆。

為咗處理呢個問題，合作團隊加入在線低溫蒸餾系統，持續將氡由液態氙中移除。探測器主動區內嘅 (^{222}\mathrm{Rn}) 活度降至約 (0.90\ \mu\mathrm{Bq/kg})，令氡造成嘅背景達到同不可避免嘅太陽中微子背景相若嘅水平。 1819

探測器設於 Gran Sasso 山底深處嘅地下實驗室，亦有助減少宇宙射線造成嘅事件。喺咁低背景嘅環境下，研究人員先可以用整個能量光譜做擬合，搵出埋藏喺大量雜訊入面嘅中微子訊號。 22

同 2024 年嘅硼-8 中微子結果有咩分別？

今次測量同 XENONnT 於 2024 年公布嘅結果，係兩種唔同嘅相互作用通道。

2024 年嗰次分析針對太陽硼-8（(^{8}\mathrm{B})）中微子，觀察佢哋同氙原子核發生「相干彈性中微子—原子核散射」（CEνNS）。中微子撞到原子核，令成個氙原子核產生反沖；分析所得嘅統計顯著性係 2.73σ，屬於跡象，唔係 5σ 發現。 23

今次低能量結果就係觀察中微子同電子散射，主要接觸到數量更多、能量更低嘅 pp 中微子。換句話講，同一部探測器而家可以睇到太陽中微子留下嘅兩種不同「指紋」：

• 電子反沖：中微子撞電子，今次 pp 中微子測量使用嘅通道；
• 原子核反沖：中微子透過 CEνNS 撞氙原子核，2024 年硼-8 中微子結果使用嘅通道。

兩種通道互相補足，令研究人員可以從唔同能量範圍研究太陽中微子同太陽核心嘅物理過程。

「中微子霧」：暗物質搜尋避唔開嘅背景

對暗物質實驗嚟講，太陽中微子有點似一個又有用、又難以避開嘅對手。佢哋本身係重要嘅物理訊號，但由中微子造成嘅反沖亦可能同 WIMP 暗物質事件相似。

中微子幾乎唔受物質阻隔，所以單靠加厚屏蔽並唔可以將呢種背景清除。當實驗靈敏度不斷提高，暗物質訊號就可能逐步同太陽中微子事件重疊，呢個情況通常被稱為「中微子霧」。XENONnT 早前對硼-8 中微子嘅 CEνNS 跡象，正係暗物質探測器首次直接面對呢類核反沖背景嘅例子之一。 12

不過，「霧」唔等於一道絕對過唔到嘅牆。研究人員仍然可以利用能量分布、不同探測材料、事件方向，以及更準確嘅太陽中微子流量估算，喺統計上分辨 WIMP 同中微子訊號。只係靈敏度越高，改善空間會越嚟越細，而系統誤差亦會變得更加重要。 1

XLZD 會將呢扇窗口推得更闊

下一代液態氙稀有事件天文台 XLZD，計劃採用約 60 噸主動液態氙探測質量，並有機會增加至 80 噸。相比 XENONnT，主動氙質量大約多一個數量級，從而大幅增加暗物質同中微子測量嘅曝光量。 3235

更大質量唔係淨係代表「收到更多事件」。XLZD 有望更精準咁量度 pp 中微子嘅流量同能量光譜，並研究電子中微子由太陽行到地球途中嘅存活機率。另一方面，佢亦會將 WIMP 搜尋推近「中微子霧」主導嘅區域。 3239

XENONnT 呢次結果帶出嘅重點係：暗物質搜尋同太陽中微子天文學，已經唔再係兩條互不相干嘅研究路線。為咗捕捉一個極罕見 WIMP 事件而打造嘅低噪音、超低背景技術，同樣可以用嚟讀取太陽核心核聚變傳出、幾乎無形嘅中微子訊息。

XENONnT 原本係為咗尋找 WIMP——一類假設中會構成暗物質嘅弱相互作用大質量粒子——而設計。不過，探測暗物質所需要嘅極高靈敏度，亦令佢變成研究太陽中微子嘅工具。

XENON 合作團隊喺意大利國家核子物理研究院（INFN）Gran Sasso 國家實驗室舉行嘅研討會上宣布，XENONnT 首次觀察到低能量太陽中微子同電子發生散射，將直接觀察太陽中微子嘅能量門檻推低至約 17 keV，係目前報告過最低嘅中微子能量門檻。訊號主要由 pp 中微子主導。 22

中微子冇留下「腳印」，只係令電子輕輕反彈

中微子幾乎唔會同物質互動。當一粒太陽中微子偶然喺液態氙入面同電子發生彈性碰撞，電子會攞走一小部分能量，形成極其微弱嘅電子反沖。

喺 XENONnT 入面，呢一下反沖會產生兩個可以量度嘅訊號：

• 液態氙即時發出嘅閃爍光；
• 被釋放嘅電子升到氣相之後，產生嘅第二個電致發光訊號。

比較兩個訊號嘅時間同強度，研究人員可以重建事件嘅能量同三維位置。佢哋唔需要逐粒認出「呢一下就係中微子撞擊」；相反，係將大量電子反沖事件嘅能量分布，對照放射性同儀器背景嘅預期形狀，再用統計方法分辨訊號。

要留意，約 17 keV 講緊係今次測量能夠接觸到嘅中微子能量範圍，唔係話每粒中微子都會將完整 17 keV 能量交畀電子。現有公布資料將結果描述為首次觀察低能量太陽中微子，而當中訊號主要係 pp 中微子。 22

pp 中微子係乜？點解可以直接「睇到」太陽核心？

pp 中微子喺太陽核聚變鏈嘅第一步產生：

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

簡單講，兩個質子結合成氘，同時產生正電子同電子中微子，開啟氫逐步轉化成氦嘅過程。pp 鏈係太陽能量嘅主要來源，所以 pp 中微子就好似由太陽核心直接送出嚟嘅訊息，反映緊維持太陽發光發熱嘅核聚變反應。

光由太陽核心行到表面，再向外傳播，需要好長時間；中微子就幾乎一產生便可以穿過核心同太陽物質逃走。因此，測量 pp 中微子，可以更加直接咁檢驗太陽核心而家進行緊嘅核聚變，而唔只係靠陽光推斷過程。

5.9 噸液態氙，點解可以聽到咁微弱嘅訊號？

XENONnT 核心係一個雙相時間投影室（TPC），入面有 5.9 噸具主動探測作用嘅液態氙。液態氙質量越大，罕見相互作用發生嘅機會就越高；而閃爍光同電離訊號嘅組合，就可以提供事件能量、位置，以及反沖種類等資料。 5

但真正嘅難題，唔只係中微子太少，而係背景太多。氡及其衰變產物會產生類似嘅低能量電子反沖，容易同中微子—電子散射混淆。

為咗處理呢個問題，合作團隊加入在線低溫蒸餾系統，持續將氡由液態氙中移除。探測器主動區內嘅 (^{222}\mathrm{Rn}) 活度降至約 (0.90\ \mu\mathrm{Bq/kg})，令氡造成嘅背景達到同不可避免嘅太陽中微子背景相若嘅水平。 1819

探測器設於 Gran Sasso 山底深處嘅地下實驗室，亦有助減少宇宙射線造成嘅事件。喺咁低背景嘅環境下，研究人員先可以用整個能量光譜做擬合，搵出埋藏喺大量雜訊入面嘅中微子訊號。 22

同 2024 年嘅硼-8 中微子結果有咩分別？

今次測量同 XENONnT 於 2024 年公布嘅結果，係兩種唔同嘅相互作用通道。

2024 年嗰次分析針對太陽硼-8（(^{8}\mathrm{B})）中微子，觀察佢哋同氙原子核發生「相干彈性中微子—原子核散射」（CEνNS）。中微子撞到原子核，令成個氙原子核產生反沖；分析所得嘅統計顯著性係 2.73σ，屬於跡象，唔係 5σ 發現。 23

今次低能量結果就係觀察中微子同電子散射，主要接觸到數量更多、能量更低嘅 pp 中微子。換句話講，同一部探測器而家可以睇到太陽中微子留下嘅兩種不同「指紋」：

• 電子反沖：中微子撞電子，今次 pp 中微子測量使用嘅通道；
• 原子核反沖：中微子透過 CEνNS 撞氙原子核，2024 年硼-8 中微子結果使用嘅通道。

兩種通道互相補足，令研究人員可以從唔同能量範圍研究太陽中微子同太陽核心嘅物理過程。

「中微子霧」：暗物質搜尋避唔開嘅背景

對暗物質實驗嚟講，太陽中微子有點似一個又有用、又難以避開嘅對手。佢哋本身係重要嘅物理訊號，但由中微子造成嘅反沖亦可能同 WIMP 暗物質事件相似。

中微子幾乎唔受物質阻隔，所以單靠加厚屏蔽並唔可以將呢種背景清除。當實驗靈敏度不斷提高，暗物質訊號就可能逐步同太陽中微子事件重疊，呢個情況通常被稱為「中微子霧」。XENONnT 早前對硼-8 中微子嘅 CEνNS 跡象，正係暗物質探測器首次直接面對呢類核反沖背景嘅例子之一。 12

不過，「霧」唔等於一道絕對過唔到嘅牆。研究人員仍然可以利用能量分布、不同探測材料、事件方向，以及更準確嘅太陽中微子流量估算，喺統計上分辨 WIMP 同中微子訊號。只係靈敏度越高，改善空間會越嚟越細，而系統誤差亦會變得更加重要。 1

XLZD 會將呢扇窗口推得更闊

下一代液態氙稀有事件天文台 XLZD，計劃採用約 60 噸主動液態氙探測質量，並有機會增加至 80 噸。相比 XENONnT，主動氙質量大約多一個數量級，從而大幅增加暗物質同中微子測量嘅曝光量。 3235

更大質量唔係淨係代表「收到更多事件」。XLZD 有望更精準咁量度 pp 中微子嘅流量同能量光譜，並研究電子中微子由太陽行到地球途中嘅存活機率。另一方面，佢亦會將 WIMP 搜尋推近「中微子霧」主導嘅區域。 3239

XENONnT 呢次結果帶出嘅重點係：暗物質搜尋同太陽中微子天文學，已經唔再係兩條互不相干嘅研究路線。為咗捕捉一個極罕見 WIMP 事件而打造嘅低噪音、超低背景技術，同樣可以用嚟讀取太陽核心核聚變傳出、幾乎無形嘅中微子訊息。