精灵暗能量与中微子称重：最新的宇宙学观测以2.7σ显著性测得中微子总质量

在粒子物理标准模型中，中微子最初被认为是无质量粒子。真正改变这一认识的是中微子振荡现象，这也是目前实验上唯一确认的超出标准模型的新物理现象。1998年，日本超级神冈实验在大气中微子实验中观测到清晰的中微子振荡现象；此后，太阳中微子、反应堆中微子和加速器中微子实验不断提高测量精度，“中微子具有非零质量”由此成为实验确认的事实 [2]。

中微子有电子、缪、陶三种“味”态，也就是三种不同的种类。实验产生和探测的是这些味态，在传播过程中，一种味态可以看成三个不同质量态的量子叠加。不同质量状态在传播中积累的相位略有不同，重新叠加后，三种味态出现的概率便会随距离和能量发生变化，这就是所谓的中微子振荡现象（如图1所示）。例如，若起初产生的是电子中微子，经过一段传播后，可能以缪中微子或陶中微子的身份被探测到。

图 1 中微子振荡的示意图：不同质量状态在传播中积累不同相位，重新叠加后，被探测到的“味”态会改变。该图仅作量子叠加示意，味态实际表现为随距离和能量变化的探测概率。图由ChatGPT绘制。

中微子振荡现象之所以能够证明中微子有质量，是因为振荡频率与不同质量态之间的“质量平方差”有关。如果三个质量态都为零，由质量差造成的相对相位变化就不会出现。而三个质量态之间存在两个质量平方差，从而可以确定两种振荡模式，同时也表明至少有两个质量态具有非零质量。但它无法直接确定最轻的那个质量态到底有多重，这就好比只知道三个人彼此之间的身高差，却对其中任何一个人的绝对身高一无所知。

此外，由于目前振荡实验无法确定质量态2和3之间质量平方差的符号，现有振荡数据允许两种质量排序。正质量顺序中，m₁最轻，m₃最重；倒质量顺序中，m₃最轻，而 m₁、m₂较重（如图2所示）。如果把最轻质量取到接近零，三种中微子的总质量 Σm_ν在正质量顺序下最低约为 0.059 电子伏特（eV），在倒质量顺序下最低约为 0.10 eV。实际总质量可以高于这两个数值，它们是由振荡实验确定的物理下限，任何其他限制不应当与这个下限有所冲突。

振荡实验如今已经进入精密测量阶段。2026 年，我国的江门中微子实验（JUNO）发表首个物理结果。利用最初仅仅约 59 天有效数据，JUNO 得到质量态1和2之间的质量平方差测量值Δm²₂₁=(7.50 ± 0.12)×10⁻⁵ eV²；相关参数的综合精度较此前结果提高约 1.6 倍 [3]。JUNO 接下来的核心目标之一，是随着数据积累进一步确定中微子的质量顺序。

图 2 中微子正质量顺序（左）和倒质量顺序（右）示意图。图源：https://tritonstation.com/2021/08/14/。

知道中微子有质量之后，最直接的问题就是如何测量它的绝对质量。当前测量中微子质量最重要的粒子物理实验有两种：β衰变和无中微子双β衰变。β衰变直接利用衰变运动学限制中微子的质量；无中微子双β衰变则同时涉及中微子的质量和它的基本性质。

β衰变提供了目前最直接的运动学测量。实验中，氚核发生β衰变，其中一个中子转变为质子，最终形成氦-3，同时放出一个电子和一个反电子中微子。衰变释放的能量需要在这些粒子之间分配，因此，如果中微子具有质量，电子能够获得的最大能量就会发生变化。KATRIN 实验组正是通过高精度测量电子能谱最末端的形状来推断中微子质量，其最新结果将有效电子中微子质量 m_β的上限推进到 0.45 eV（90% 置信水平），这大致对应三种中微子总质量上限为 1.35 eV，是目前最严格的实验室限制 [4]。

另一条路线是无中微子双β衰变。普通双β衰变中会同时放出两个电子和两个反电子中微子；如果实验观察到只出现两个电子、却没有中微子的衰变，就意味着中微子可能具有一种非常特殊的性质——它可能是马约拉纳粒子（即粒子的反粒子是其本身）。目前最具代表性的实验组是KamLAND-Zen，其使用的是氙-136，将富集的氙溶入液体闪烁体中，寻找氙-136 的双β衰变。目前，KamLAND-Zen还没有发现无中微子双β衰变的迹象，实验将有效质量 m_ββ的上限限制在大约 28-122 meV 内 [5]。这里较宽的范围主要来自核矩阵元理论计算的不确定性；如果进一步由 m_ββ推断中微子总质量，还会受到未知马约拉纳相位及不同质量态之间相消效应的影响。

综上，粒子物理实验目前把中微子的总质量限制在大约 0.06 eV 到 1.35 eV 之间。不过，知道这个范围，并不等于真正“称”出了中微子的绝对质量。一方面，实验室直接运动学测量的灵敏度还没有进入约 0.06–0.10 eV 这一关键区间，而这一区间对判断中微子的质量顺序十分重要；另一方面，无中微子双 β 衰变虽然有望提供更精确的信息，却依赖于目前还没有实验迹象支持的中微子是马约拉纳粒子这一假设。因此，仅靠目前的粒子物理实验，要给中微子“称重”，仍然面临重大的技术挑战。

面对粒子物理实验在直接给中微子“称重”上的困难，宇宙学观测提供了一条独立而独特的路径。它不依赖实验室中的中微子源，而是把整个宇宙当作探针。中微子在宇宙中数量极多。大爆炸后的早期宇宙温度很高，中微子曾与其他粒子处在热平衡中；宇宙冷却后，它们很早便从热等离子体中脱耦，留下遍布今天宇宙的遗迹中微子背景。虽然单个中微子的质量极小，但极大数量累积起来后，它们仍会对宇宙的膨胀和结构形成产生可观测的影响。

这种影响可以分为两个层面。第一是宇宙整体膨胀，也就是“背景”层面。早期的中微子运动接近光速，更像辐射；随着宇宙膨胀和降温，有质量的中微子逐渐表现为非相对论性物质。这个转变会改变不同宇宙成分随时间的比例，会影响距离和膨胀率。第二是宇宙的结构增长，也就是“扰动”层面。冷暗物质运动较慢，容易被引力拉进密度较高的区域；中微子的热运动速度高，在较小尺度上不容易跟着暗物质一起聚集，会在这些区域中自由流动，因此会不利于小尺度的结构形成。中微子总质量越大，对小尺度结构增长的抑制通常越明显。因此，反过来利用对宇宙膨胀历史和结构形成的精确测量，就可以对中微子质量施加强力的限制。

宇宙学称重的优势是灵敏度高，但它不是独立于模型的直接称量——首先必须假定“宇宙是怎样演化的”。实际分析需要先指定宇宙学模型，再由中微子质量、物质密度、哈勃常数、暗能量性质相关参数等共同解释观测数据。这种对所有模型参数进行“全局拟合”的特性，导致中微子质量测量会强烈依赖于所采用的宇宙学模型。

图 3 中微子质量宇宙学测量的暗能量动力学依赖性示意图。图为自行绘制。

中微子质量测量的宇宙学模型依赖性已经受到广泛研究。张鑫团队在此前的工作中系统阐明了暗能量的动力学性质是导致中微子质量宇宙学测量结果产生不确定性的最主要因素，并揭示了具体的影响规律[6,7]：若暗能量为“精质”型，其状态方程参数（即压强与密度之比）w > -1，能量密度随宇宙膨胀而逐渐稀释，这将导致中微子质量的测量值（或上限）相较于标准模型降低；反之，若暗能量为“幽灵”型，其状态方程参数w < -1，能量密度随宇宙膨胀反而增加，则会导致中微子质量的测量值升高。对于状态方程w可穿越-1的“精灵”型暗能量，其影响取决于早期行为，早期表现为精质（幽灵）特性同样会使中微子质量测量值偏低（偏高），如图3所示。

近两年，暗能量光谱仪巡天DESI的观测结果正在同时推动暗能量和中微子质量研究进入新的阶段。DESI通过测量千万个星系和类星体的空间分布（如图4所示），利用重子声学振荡精确重建不同宇宙时期的距离尺度，从而研究宇宙膨胀历史和暗能量性质。

DESI第一年数据与宇宙微波背景和Ia型超新星联合后，已经显示出对动力学暗能量的偏好；随着前三年数据DR2发布，这一趋势仍然存在并有所增强。根据所采用的超新星样本不同，暗能量偏离宇宙学常数的统计显著性最高可达到约4.2σ [8,9]。当前数据更偏好一种从较早时期“幽灵”型状态逐渐演化到晚期“精质”型状态的暗能量。虽然这一迹象还没有达到确认新物理的程度，但暗能量是否具有真实的动力学演化，已经成为DESI时代最重要的宇宙学问题之一。

图 4 DESI绘制的宇宙三维地图。图源：https://www.desi.lbl.gov/。

与此同时，DESI也把宇宙学测量中微子质量的灵敏度推进到了由振荡实验确定的物理质量范围。在标准ΛCDM模型下，宇宙微波背景与DESI DR1联合得到的中微子总质量上限约为0.082 eV；使用DESI DR2数据后，这一上限进一步降低到约0.064 eV，已经非常接近正质量顺序约0.059 eV的最低总质量 [8,9]。这意味着，宇宙学观测第一次真正逼近了粒子物理实验所确定的最低中微子质量尺度。

更重要的是，这两项进展并不是彼此独立的。张鑫团队此前的系统性研究表明，不同暗能量演化会系统性地改变宇宙学对中微子质量的推断，其中早期具有“幽灵”型特征的暗能量通常允许更大的中微子质量[6,7]。 DESI目前偏好的动力学行为恰好属于这一类型。当暗能量被允许随时间演化后，中微子总质量的限制可以由ΛCDM下约0.06 eV的水平放宽到约0.16 eV [10,11]。在一些更具体的扩展模型中，甚至开始给出约0.1 eV的正质量中心值。例如，DESI合作组在一种由“宇宙学耦合黑洞”介导物质向暗能量转化的模型中，通过特定星系形成模型得到了约0.11 eV的中微子总质量 [12]。 

因此，DESI带来的意义已经不只是获得更严格的中微子质量上限。它一方面开始直接检验暗能量是否具有动力学演化，另一方面又把中微子质量测量推进到了0.1 eV及以下的关键范围。在这一阶段，探索暗能量动力学的演化行为与称重中微子，开始成为同一个精确宇宙学问题的两个重要方面。

当前，DESI时代的中微子称重已经出现方向性的变化。长期以来，粒子物理和宇宙学对中微子质量的测量主要表现为不断压低其上限，而随着暗能量动力学逐渐受到观测检验，宇宙膨胀历史和结构增长能够在更加符合数据的宇宙学框架下共同约束中微子质量，非零质量中心值也开始成为可能。东北大学张鑫教授研究团队近期发表在SCIENCE CHINA Physics, Mechanics & Astronomy的研究结果表明，在当前动力学暗能量框架下，现有数据已经能够测得约0.1 eV的非零中微子质量，并给出约2.7σ的正质量迹象 [1]。

研究团队在动力学暗能量框架下研究中微子质量。分析采用广泛使用的w₀w_aCDM模型，同时允许中微子总质量和有效中微子数自由变化，并联合使用宇宙微波背景、DESI DR2重子声学振荡、DESY5超新星和DESY1弱引力透镜数据。这些观测覆盖了从早期宇宙到晚期结构形成的不同阶段，可以同时限制暗能量演化、中微子性质以及物质结构增长。

图 5 中微子总质量后验分布图，引自文献[1]。虚线与点划线标出正、倒质量顺序对应的最低总质量。

联合分析得到的中微子总质量约为0.098 eV，上误差0.016 eV、下误差0.037 eV，对正中微子质量的偏好达到2.7σ，如图5所示。这个质量位于正质量顺序允许的范围内，同时接近倒质量顺序的最低总质量。这一正质量迹象来自多种因素的共同作用。根据该团队此前关于暗能量动力学影响的研究结论，DESI DR2与DESY5偏好的暗能量演化在早期具有“幽灵”型特征，可以允许更大的中微子质量；同时，有质量中微子的自由运动会抑制小尺度结构形成，与DESY1弱引力透镜所偏好的较低结构增长幅度相协调；此外，允许有效中微子数变化后，更低的中微子有效种类数对应较低的遗迹中微子数密度或更冷的中微子背景，为得到相同的晚期背景演化，需要更大的中微子总质量。

为了判断这一结果是否受到参数边界和统计方法的影响，研究团队进一步采用轮廓似然方法进行了检验。得到的最佳拟合质量约为0.082 eV，与贝叶斯分析得到的0.098 eV较为接近。不过，这一结果目前仍然依赖具体的数据组合，例如将DESY5超新星替换为PantheonPlus后，中微子质量只能得到上限。因此，2.7σ的结果目前仍应理解为正中微子质量的迹象，而非对绝对质量的确定测量。

综上，当前精确宇宙学的研究目标正在从“中微子质量上限是多少”，逐渐转向“中微子究竟有多重”。一旦未来数据能够更加稳健地给出非零质量中心值，宇宙学就将真正成为直接确定中微子绝对质量的重要途径。

未来几年，中微子质量研究将同时从粒子物理和宇宙学两个方向继续推进。JUNO将进一步提高振荡参数和质量顺序的测量精度，KATRIN及后续β衰变实验将继续逼近更低的直接质量范围，无中微子双β衰变实验则将从另一个角度检验中微子的基本性质。宇宙学方面，DESI完整数据、星系全形状分析、Euclid、中国空间站巡天空间望远镜CSST，以及下一代宇宙微波背景和弱引力透镜观测，将进一步提高对宇宙膨胀历史和结构增长的测量精度。

随着这些观测逐渐进入0.1 eV甚至更低的质量尺度，中微子质量研究也将进入新的阶段。未来需要同时确定暗能量是否具有真实的动力学演化，并在得到观测支持的宇宙学框架下测量中微子的绝对质量。只有当不同宇宙学数据、不同模型以及粒子物理实验逐渐给出一致的结果，才能判断目前出现的约0.1 eV正质量迹象究竟是统计涨落、模型依赖，还是中微子真实质量在宇宙尺度上的首次显现。

从更广的角度看，中微子质量已经成为连接粒子物理和宇宙学的一项关键测量。振荡实验给出中微子之间的质量差，实验室直接测量限制中微子的绝对质量，宇宙学则利用中微子在百亿年宇宙演化中留下的影响进行称重。如果这些跨越不同尺度的测量最终统一到同一个质量范围，将有望第一次完整确定中微子的质量尺度；如果它们仍然存在无法消除的差异，这种差异本身也可能成为发现新物理、检验粒子物理和宇宙学标准模型的重要线索。

资料来源与延伸阅读

[1] G.-H. Du, T.-N. Li, P.-J. Wu, J.-F. Zhang, X. Zhang, Cosmological preference for a positive neutrino mass at 2.7σ: A joint analysis of DESI DR2, DESY5, and DESY1 data, Sci. China Phys. Mech. Astron. 69, 100413 (2026), arXiv:2507.16589. DOI: 10.1007/s11433-026-3051-4 （点击链接可获取全文）

[2] Y. Fukuda et al. (Super-Kamiokande Collaboration), Evidence for Oscillation of Atmospheric Neutrinos, Phys. Rev. Lett. 81, 1562 (1998), arXiv:hep-ex/9807003. DOI: 10.1103/PhysRevLett.81.1562.

[3] JUNO Collaboration, Measurement of reactor neutrino oscillation with the first JUNO data, Nature 654, 343–348 (2026), arXiv:2511.14593. DOI: 10.1038/s41586-026-10538-z.

[4] KATRIN Collaboration, Direct neutrino-mass measurement based on 259 days of KATRIN data, Science 388, 180–185 (2025), arXiv:2406.13516. DOI: 10.1126/science.adq9592.

[5] S. Abe et al. (KamLAND-Zen Collaboration), Search for Majorana Neutrinos with the Complete KamLAND-Zen Dataset, Phys. Rev. Lett. 135, 262501 (2025), arXiv:2406.11438. DOI: 10.1103/jkf6-48j8.

[6] X. Zhang, Impacts of dark energy on weighing neutrinos after Planck 2015, Phys. Rev. D 93, 083011 (2016), arXiv:1511.02651. DOI: 10.1103/PhysRevD.93.083011.

[7] X. Zhang, Weighing neutrinos in dynamical dark energy models, Sci. China Phys. Mech. Astron. 60, 060431 (2017), arXiv:1703.00651. DOI: 10.1007/s11433-017-9025-7.

[8] DESI Collaboration, DESI 2024 VI: Cosmological Constraints from the Measurements of Baryon Acoustic Oscillations, JCAP 02, 021 (2025), arXiv:2404.03002. DOI: 10.1088/1475-7516/2025/02/021.

[9] DESI Collaboration, DESI DR2 Results II: Measurements of Baryon Acoustic Oscillations and Cosmological Constraints, Phys. Rev. D 112, 083515 (2025), arXiv:2503.14738. DOI: 10.1103/tr6y-kpc6.

[10] G.-H. Du, P.-J. Wu, T.-N. Li, X. Zhang, Impacts of dark energy on weighing neutrinos after DESI BAO, Eur. Phys. J. C 85, 392 (2025), arXiv:2407.15640. DOI: 10.1140/epjc/s10052-025-14094-0.

[11] W. Elbers et al. (DESI Collaboration), Constraints on Neutrino Physics from DESI DR2 BAO and DR1 Full Shape, Phys. Rev. D 112, 083513 (2025), arXiv:2503.14744. DOI: 10.1103/w9pk-xsk7.

[12] S. P. Ahlen et al. (DESI Collaboration), Positive Neutrino Masses with DESI DR2 via Matter Conversion to Dark Energy, Phys. Rev. Lett. 135, 081003 (2025), arXiv:2504.20338. DOI: 10.1103/yb2k-kn7h.