德国一家科研机构打造的“完美硅球”，表面瑕疵不超过0.3纳米，科学家正尝试重新定义“千克”。

　　图为包含脉冲星的密近双星系统的艺术概念图，图中的线条表示空间的弯曲程度。

　　这些研究者通常默默无闻，却愿意用数年甚至数十年时间来操作精密仪器，使之顺利运转；在实验过程中，他们要控制每一处细节，对于可能扰乱探测信号的背景噪声，与之进行锲而不舍的斗争。他们很享受这种充满不确定因素与挑战的过程，因为他们觉得这就像登山：“过程越艰难，登顶的感觉就越美妙。”

　　近日，位于日内瓦的大型强子对撞机(LHC)和它搜寻“上帝粒子”的任务，无疑是科学界最受关注的焦点之一。

　　其实，还有一些科学家也在致力于同样充满挑战的实验，与LHC项目一样，这些实验可能会改变未来的面貌。在这里，让我们认识5项这类实验，一起期待科技带来的改变和惊喜。

　　探测地外生命：追踪百万分之一的信号

　　1999年，当时还是哈佛大学研究生的戴维·夏邦诺(David Charbonneau)对另一个行星系中，因行星掠过母恒星表面时，恒星亮度发生的微弱变化进行了测量，这是人类首次探测到此类现象。时至今日，追踪这种“凌日”现象，已成为天文学家寻找地外行星的常用方法，而新的挑战在于，弄清这些行星及其大气的组成成分。比如，如果发现某颗行星的大气中含有氧，就可能成为有生命存在的间接证据。但探测这些元素的唯一方法就是，利用恒星星光穿过行星大气形成的光谱，这可是极为微弱的信号。

　　夏邦诺认为，最大的困难在于，“行星仅能遮挡恒星很小一部分”，一颗木星大小的行星掠过太阳大小的恒星时，能遮挡恒星约1%的光芒，而一颗更小的、如地球大小的行星只能遮挡掉0.01%的光芒。

　　“接下来，你要找到这颗行星洋葱般的‘外皮’，也就是它的大气层”，夏邦诺说，只有穿过这层“外皮”的星光光谱，才包含有天文学家想要的信息——这样一来，如果地球大小的行星掠过太阳大小的恒星，可为科学家利用的恒星星光不足百万分之一。

　　尽管在今天，还没有任何一台望远镜的分辨能力，能从恒星星光中追踪到那百万分之一的可用信号，但事情尚有转机。从2005年至今，哈勃、斯皮策望远镜等空间天文台已经捕捉到约40个气态巨行星的大气光谱。“对气态巨行星大气的探测虽不能说是习以为常，但也不再饱受争议。现在的问题是，如何探测地球大小的行星的大气，目前还没人能做到这一点”。

　　对于地球这样绕着太阳样恒星旋转的行星，如果要确定它的大气成分，为地外生命的存在提供最佳证据，就得升级观测设备，提高灵敏度。夏邦诺对“哈勃继任者”韦伯太空望远镜充满憧憬：“到时候会是见证奇迹的时刻，它将给地外生命的搜寻添上最浓墨重彩的一笔。”

　　看穿分子魔镜：制造纯粹的左手或右手分子

　　生物学中，存在着一种奇特的不对称性。很多分子具有“手性”(chiral)，即分子中的原子存在两种互为镜像的排列方式。当化学家合成此类分子时，往往得到的是包含两种手性的混合物，为简单起见，分别称它们“左手分子”和“右手分子”。奇怪的是，生物细胞通常只由“左手分子”构成，但没人知道其中缘故。

　　有一种解释认为，这是自然界中4种基本力中的弱力(weak force)决定的。粒子物理学的标准模型预言了4种基本力，其中弱力是核子和电子间相互作用的传递者，它对左手和右手分子有着不同的作用，而包括引力在内的其他3种基本力，对两种手征分子的作用都是相同的。

　　法国巴黎第13大学的贝努瓦·达尔基耶说，测量两种手征分子间的微小差异，将有助于解释，为何生物偏好左手结构，而他的研究小组也正在为此努力。

　　据达尔基耶所知，他和同事是目前全球唯一进行此项尝试的团队。他们现在需要攻克两个难题：首先是建造极高分辨率的光谱仪，用于测量手性分子的能态。目前，达尔基耶小组拥有的最好设备能探察5/1014的能量差别，比普通光谱仪的分辨能力大概要好100万倍，眼下他们正在建造一台精度更高的仪器——要达到如此高的精度，必须隔绝所有外部振动，保证温度波动不超过0.1℃。不仅如此，为了在所需精度上测量分子振动的频率，达尔基耶的实验室还使用了一台分子钟，并通过光纤与巴黎的世界时标准原子钟保持同步。

　　他们面临的第二个挑战是，合成出一种手征结构不对称现象足够明显的测试分子。这种分子需要有一个较大的中心原子，因为原子理论告诉我们，如果中心原子较大，能将手征结构造成的能量差异最大化。同时，这种分子被加热到气态用于拍摄光谱时，还不容易断裂。尽管达尔基耶在努力尝试，制造出纯粹的左手或右手分子，但他们认为，最佳的选择可能是以甲基三氧化铼为原型，然后用一个硫原子和一个硒原子置换该分子中的两个氧原子。即便最后找到了完美的测试分子，他们还需要一年时间来积累足够数据，以便获得可信的结果。

　　寻找额外维度：排除干扰向微观尺度进发

　　对于现实世界，我们有一个非常基本的认识，几乎没人对此有所怀疑，那就是我们的世界恰好有三个空间维度：左右、前后，还有上下。但超弦理论及其他一些构造“万物理论”的尝试，已经让很多物理学家相信，空间的维度远不止于此。他们认为，这些额外的维度是高度卷曲的，

　　所以我们根本感觉不到，但它们会在很小的尺度上影响引力，使得两个物理间的作用力，稍稍偏离牛顿引力理论的经典结果。因此，如果能在实验中探测到微小尺度上的引力变化，也许就能证实这些额外维度的存在。

　　美国华盛顿大学实验核子物理与天体物理中心的埃里克·阿德尔贝格(Eric Adelberger)的“武器”是扭秤，其实就是18世纪90年代末，英国物理学家亨利·卡文迪许(Henry Cavendish)首次测量万有引力常数所用装置的“升级版”。在这个“现代版”的扭秤中，一根金属杆用丝线悬挂起来，可以自由扭动，金属杆的底端安放着一个探测圆盘，圆盘上钻有一系列小孔。在探测圆盘下方几微米处，还有一个钻有类似小孔的圆盘——这是吸引盘。当吸引盘转动时，小孔之间的盘体会对探测盘的盘体施加一个微弱引力，使探测盘和金属杆转动，从而扭转悬丝，使之转动大约十亿分之一度的微小角度。

　　为了确保探测盘不受地球和吸引盘引力之外其他作用力的影响，整个装置的所有部件都必须用非磁性物质制成，而且所有部件的表面都要镀上一层金，好让仪器所带电荷均匀分布。除此之外，整个装置的制作务求完美，要完全隔绝外部振动，包括停车场的车辆引起的振动。“我们最好的数据是在周末午夜到凌晨4点之间取得的，”阿德尔贝格感叹说，“这一点很讨厌，因为你收获最佳数据的时间很有限，弄得我们现在都成夜猫子了。”

　　精益求精的设计让研究人员可以排除其他影响因素，如果这样仍能观察到探测盘的扭转，他们知道肯定有好戏上演。到目前为止，阿德尔贝格的研究小组可以断定，在44微米及以上尺度肯定没有额外维度存在。他的两个研究生，以及全球其他10多个小组，都正在想方设法继续向微观尺度进发。不过，究竟要多久才能有所发现，取决于这些额外维度的大小。阿德尔贝格认为，如果额外维度卷曲得太厉害，“那答案可能是永远也发现不了。如果在30微米上有可见的卷曲，那只需一年就能发现”。

　　捕捉引力波：十年才能初见端倪

　　斯科特·雷森(Scott Ransom)是美国国家射电天文台的天文学家，在谈到星系中最精准的天然钟表脉冲星(pulstar)时，他嘴里蹦出了一连串的“太棒了”、“酷毙了”这样的词来，并认为脉冲星能让他和其他科学家验证爱因斯坦广义相对论中一个最基本的预言——引力波。“它将为我们打开一扇观测宇宙的全新窗口，”他嚷嚷着，“除了‘光之眼’，我们还有‘质量之眼’。”

　　雷森解释说，按照爱因斯坦广义相对论，引力波是由质量运动引起的时空结构的涟漪，比如说一对互相绕转的中子星(neutron star)就能产生引力波。雷森说，这就像抖动一个电子，会让电子周围的电场和磁场以光及其他形式的辐射向周围传播一样，“当你抖动某个有质量的物体，你就制造出了引力波”。

　　不过令人沮丧的是，就算一系列非常强的引力波扫过地球，也只会让地球直径收缩或扩张不到10纳米，因此那些建在地面上的引力波探测设备，永远无法摆脱背景噪声的干扰，路过的卡车、雷暴甚至千里之外的海滩上起伏的海浪，都会淹没引力波信号。

　　因此，雷森和他的狂热追随者决定独辟蹊径，采取一种成本更低的方式来探测引力波：观测脉冲星。脉冲星是密度极大的天体，有些脉冲星每秒能自转数千次，每次转动都向外辐射出一道脉冲闪光——天文学家对脉冲发出时间的测量能精确到100纳秒之内。由于甚低频(very-low-frequency)引力波会扰动脉冲星和地球之间的时空，导致脉冲时间发生偏移，因此雷森小组打算，监测分布在全天的20个脉冲星，看能否探测到这种时间偏移。他们希望，通过这种方式，能探测到宇宙深处大质量黑洞数年一周的转动、星系相互碰撞等最强引力波源所产生的引力波。

　　借助波多黎各的阿雷西博射电望远镜，这项研究大概要持续观测十年，才能捕捉到由转动黑洞发出的引力波。目前他们只对6颗脉冲星进行了连续5年的准确计时测量。不过，雷森仍旧充满信心：“我们成功的机会与日俱增，只要耐心等待，引力波终将会出现。”

　　重塑千克标准：精确，精确，再精确

　　1千克，这本应是一个不变的常数。但实际上它会变化，这是因为旧有质量标准规定，1千克等于巴黎郊外的一间库房中，那个有120年高龄的铂铱合金圆柱的质量。谁也不知道这个“千克原器”究竟是由于原子落在表面变重了，还是由于原子从表面脱落变轻了，唯一能肯定的是，它的质量肯定在变化——证据是，它的那些重量曾完全一致的复制品，现在已经有了可测量的质量差别。

　　“我们需要弄清楚这件事”，美国标准与技术中心(NIST)的工程师、致力于重新定义质量标准的计量学家琼·普拉特(Jon Pratt)说，千克是唯一一个目前还用实物来定义的基本单位。

　　重新定义千克的基本思路是，将千克与某个精确测量的基本物理常数联系起来，就如同今天用真空中的光速来定义米一样：1米是光在真空中1/299792458秒内通过的距离。这意味着，要定义千克，就必须确定普朗克常数h，它乘上光的频率ν就得到能量，即著名的光电效应方程E=hν；接着，再用更著名的质能方程E=mc2，就可以得出千克质量的定义了。

　　不过，确定普朗克常数的准确数值是个精细活儿，而且目前常用的两种测量方法得到的结果还存在差异，这让上述方法止步不前。

　　在这两种方法中，一种是使用瓦特秤。这种装置其实是一架简单的天平：一端承载着1千克质量的物体，该物体质量用巴黎的千克原器精心校准过；另一端是一个放在磁场中的通电线圈。调整磁场，直到1千克质量与线圈所受的电磁力精确平衡，接下来就可以通过一连串方程，把1千克质量和普朗克常数联系起来。

　　目前由普拉特负责的这台瓦特秤，曾在2007年给出了普朗克常数最准确的测量结果之一：6.62606891×10-34J·s，相对误差仅为36×10-9。不过，英国国家物理实验室(NPL)的瓦特秤给出了与NIST稍有差异的结果。

　　另一种常用方法是，计量一块同位素纯样品中的原子数目，由此确定阿伏伽德罗常数(12克碳12原子所含的原子数目)的数值，而这个数值可通过另一套方程换算成普朗克常数。2008年，德国联邦物理技术研究所的科学家用两个近乎完美的1千克球体进行了实验。这两个球体由99.995%纯硅28制成，他们用高精度激光干涉仪确定球的体积，再用X射线衍射确定球体的晶体结构，以便能在更高精度上对原子进行计数。目前，他们换算得到的普朗克常数与NPL瓦特秤的结果相吻合，但与NIST的结果不一致。

　　2010年，普朗克常数的推荐值是6.62606957×10-34J·s，相对误差44×10-9。有人认为，这已经足以用于千克的重新定义了，但也有更挑剔的人坚持要等各种测量结果吻合得更好一些、测量误差范围缩小到20×10-9以下，才可以重新定义。