愛丁頓和貝特的理論能很好地說明太陽為什么可以長時間發射如此驚人的能量，從這個意義上講， 它已經經受住了初步的觀測檢驗。但這種檢驗畢竟是很間接的，如果打個比方的話，有點像是通過測量一個黑箱的輸出功能來檢驗有關它內部結構的猜測，哪怕檢驗合格，也未必能讓所有人都信服，因為它終究不如打開黑箱直接窺視里面的結構來得確切。科學家們想要的是打開黑箱直接窺視那樣的確切性。
粗看起來，這胃口似乎有點貪婪，誰能打開一只被2500億個大氣壓所包圍著的，具有1570萬度高溫的黑箱呢？但幸運的是，在這貌似不可能的任務上，大自然卻很慷慨地為我們準備了一件能讓我們直接窺視太陽核心奧秘的工具。
只不過窺視的結果卻讓科學家們足足困惑了30年。
我們先來說說這件“工具”。我們介紹過，“第一類質子-質子鏈”提供了85%左右的太陽能量，而它的第一步是“兩個質子聚合成氫的同位素氘核”。細心的讀者也許早已注意到了，那樣的反應其實是不可能發生的，因為反應前后的電荷數目不同：兩個質子帶兩個單位的正電荷，而一個氘核卻只帶一個單位的正電荷。那樣的反應如果發生的話，現代物理學中最可靠的守恒定律之一的電荷守恒就泡湯了。很明顯，“兩個質子聚合成氫的同位素氘核”那樣的簡略提法只關注了反應過程中的原子核部分，而忽略了反應產物中必須包含的另一個帶正電的粒子。那個粒子叫做正電子，它是電子的反粒子，它的出現保證了電荷守恒。
但這還不夠，因為有一樣重要性不在電荷之下的東西還不守恒，那就是能量。只不過這一點不是僅憑細心就可以發現的，而必須通過實驗。但早在那樣的實驗成為現實之前的20世紀20年代末，物理學家們就已經注意到了在與之類似——即反應產物中有一個電子或正電子——的核反應過程中能量似乎是不守恒的。1930年，泡利提出了一個想法，他認為貌似不守恒的那部分能量，其實是被一種尚未被觀測到的細小的中性粒子帶走了。那種中性粒子起初被稱為“中子”，后因該名稱被一種大質量的中性粒子——即我們如今所說的中子——所霸占而改稱為了中微子。在“兩個質子聚合成氫的同位素氘核”這一反應中，如果把中微子和正電子一起加入到反應產物中去，電荷與能量就都守恒了。
這個由泡利提出的中微子就是能讓我們直接窺視太陽核心奧秘的工具。
中微子這個細小的家伙為什么有那樣的神通呢？那是因為它與物質的相互作用極其微弱，由此導致的一個直接后果，就是穿透能力超強。在物理實驗室里，人們常常用鉛來屏蔽輻射，但中微子卻可以不太困難地穿越整整一光年厚的鉛。正因為有如此超強的穿透能力，它才能在早年的實驗中攜帶能量輕松逃離，給物理學家們留下一個能量不守恒的犯罪現場。也正因為有如此超強的穿透能力，它才能讓我們直接窺視太陽的核心奧秘，因為厚達70萬千米的太陽物質對它來說幾乎是完全透明的。
工具既然有了，那么接下來的問題就是：我們想窺視什么樣的奧秘？在這方面，科學家們的胃口倒是并不貪婪，他們只想確認太陽的核心是不是真的發生著大規模的核聚變反應——如恒星核聚變理論所預言的那樣。確認的方法就是探測核聚變反應中必然會產生的那些中微子，即所謂的太陽中微子。
在介紹那些探測之前，讓我們首先估計一下，假如恒星核聚變理論成立，太陽每秒鐘會產生多少個中微子？這個估計并不困難，因為太陽上的核聚變反應雖然有很多類型，最終結果卻都是將四個質子和兩個電子結合成一個氦原子核，每個這樣的結合過程都將發射兩個中微子。簡單的比較表明，四個質子和兩個電子的總質量比一個氦原子核大了26.7MeV。這表明太陽核心每產生26.7MeV的能量，就會發射兩個中微子。由于太陽的光度約為384億億億瓦，即每秒鐘產生384億億億焦耳的能量。由此不難算出太陽每秒鐘發射的中微子數量約為180萬億億億億個。這是一個什么概念呢？它相當于每秒鐘——不分白天黑夜——都會有幾百億個中微子穿過你身上每平方厘米的面積！這就是愛丁頓和貝特等人的這個恒星核聚變理論所預言，而我們將要去收集證據加以驗證的“某些其他事情”。不過大家不必為這個巨大的數字而擔心，雖然你一生都會“沐浴”在洶涌的中微子洪流中，卻很可能一生都不會有一個中微子與你發生任何相互作用——當然，微不足道的萬有引力除外。
數量如此巨大的中微子在地球附近除了來自太陽核心的核聚變反應外，再沒有第二種可能了，因此只要能從實驗上證實它們的存在及數量，就將是對恒星核聚變理論的判決性支持。但問題是，要想從實驗上證實中微子的存在，必須讓它們在我們的探測器里留下蹤跡。可中微子既然能穿透整個太陽， 穿透整整一光年的鉛，當然也能不留絲毫蹤跡地穿透我們的探測器。它的這種超強的穿透力既是為我們提供信息的前提，同時卻也是對實驗技術的最大挑戰。
但物理學家們還是有辦法的。辦法很簡單，那就是“人海戰術”，這其實是對付小概率事件的通用辦法。我們知道，讓一個人擲30次硬幣要想全都擲出正面幾乎是不可能的（概率只有十億分之一），但如果讓全中國十幾億人每人都擲30次硬幣，那么一輪下來就會有很大的概率出現一個擲出30次正面的人，這就是“人海戰術”的威力。科學家們對付中微子的辦法也是如此，只不過是把“人”換成物質。中微子與物質的相互作用雖然微弱，但只要有合適的探測物質，并且數量足夠多，當大量的中微子與它們擦身而過時，還是會有個別中微子留下蹤跡的。
那么什么樣的物質適合做探測物質呢？1946 年，出生于意大利的核物理學家龐蒂科夫研究了這個問題。他提出了探測物質所應具備的一系列條件，比如：
1. 不太昂貴——因為所需數量很大，太昂貴了負擔不起。
2. 與中微子反應后必須生成放射性元素，以便我們能通過放射性來推斷反應的發生。
3. 所生成的放射性元素必須有合適的半衰期，以便我們既有時間分離它們，又不必等太久。
4. 除中微子外，其他因素造成同樣反應的可能性必須很小，以免干擾結果。
在這樣一些條件下，龐蒂科夫推薦了幾種探測物質，其中最重要的一種是氯的同位素37Cl。它與中微子反應后會生成氬的同位素37Ar（同時放出一個電子以平衡電荷）。37Ar是一種放射性元素，半衰期約為35天。
20世紀50年代，美國物理學家戴維斯率先展開了這方面的實驗研究。考慮到氯在常溫常壓下是氣體，體積過于龐大，戴維斯采用了常溫常壓下呈液態的四氯化碳。他的實驗室位于地下五米左右，使用的四氯化碳約為3800升。在這樣簡陋的條件下，他只能得到一個有關太陽中微子數量的很寬松的上限，比理論值高出了好幾個數量級。
結果雖然比較寒磣，但畢竟是開山之作，戴維斯還是寫成一篇論文發了出去。不料論文在審稿人那里遭到了“溫柔一刀”。審稿人在審稿意見中很幽默地指出：像這種缺乏精度的研究，就好比是站在山頂上，用自己的手去碰月亮，然后得出結論說月亮要比自己的手能碰得到的地方更高。審稿人的結論是：這樣的研究是不應該寫成論文的。
太傷自尊了。
看來必須把實驗做大。從20世紀60年代中期開始，戴維斯與美國天體物理學家巴克爾合作，開始在美國南達科他州一座名為Homestake的金礦的礦井里建造一個巨大的中微子探測器。巴克爾是研究太陽模型的專家，他對太陽中微子流量的理論計算，在幾乎所有太陽中微子探測實驗中都是最重要的參照之一。戴維斯的這個新實驗被稱為Homestake實驗（圖1），它的探測器位于地下1500米深處。這種“深挖洞”的做法是太陽中微子實驗中的標準做法，目的是減少其他因素——比如宇宙線——的干擾。為了便于相互比較，人們往往用等效水深來表示中微子探測器的深度。Homestake實驗中的這個1500米的深度用等效水深來表示大約為 4200 米。在 Homestake 實驗中，探測物質是近40萬升（約600噸）的四氯乙烯。
1967年，戴維斯的實驗裝置基本建成。1968 年，他得到了第一批觀測結果，但誤差很大。直到1970年，經過各種改進，他才得到了具有統計價值（即不至于被誤差淹沒）的結果。這結果是一個好消息和一個壞消息的混合。好消息是他的確探測到了太陽中微子，壞消息則是他探測到的中微子流量明顯小于理論預言。這個結果催生了一個新名詞：太陽中微子問題。
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圖1 Homestake 探測器
Homestake實驗持續進行了25年（1984年之后改由賓西法尼亞大學主持），檢測到的平均中微子流量約為理論預言的1/3。這是一個令人尷尬的結果，因為盡管檢測到的流量只有理論預言的1/3，卻依然是一個除恒星核聚變理論外，絕無任何其他機制可以在地球附近產生的巨大流量，從這個意義上講，它足以作為恒星核聚變理論的鐵證。但另一方面，1/3畢竟不是1，連四舍五入都入不到1。它作為定性證實雖然馬馬虎虎，從定量上講，卻是一個很糟糕的結果。這一點令戴維斯和巴克爾深感不安。自第一批論文發表之后，他們對實驗和理論的各個方面都進行了仔細復核，試圖縮小觀測與理論的差距，卻始終無法如愿。1989年，他們在一篇文章中寫道：“對我們來說很驚訝，也許還相當失望的，是意識到自那些論文發表以來，盡管對細節進行了十幾年的復核及持續改進，卻無論在觀測還是標準理論上都沒什么定性的改變。”
既然自己的努力遇到了挫折，那就看看別人是怎么做的吧。物理學上的任何實驗都必須能夠重復，而且要盡可能由不同的實驗小組、不同的實驗設備、不同的實驗方法、在不同的地點來重復，這樣可以最有效地減少單一小組、單一設備、單一方法所可能存在的從心理因素到系統誤差在內的各種不足。這種研究規范是物理學能夠令人信賴的一個重要原因。（未完待續）
