主题：【转帖】宇宙飞弹：天体物理学中的高能粒子

宇宙射线的带电性或组成是什么样的呢?带电荷少的粒子(轻核)在通过星系磁场的运动中具有大的拉莫半径。半径大小与电荷多少成反比，铁核的拉莫半径只有相同能量质子拉莫半径的1/26。按前述推论，质子宇宙射线从星系消失时携带的能量要比铁核携带的能量低些。所产生的结果可能是，从远低于膝的地方开始，宇宙射线轻核数逐渐不断地减少，直到膝的位置轻核已全部消失。就这样，随着宇宙射线能量的增大，在观测到的组分中比膝低处出现逐步改变，到了膝的位置变成几乎全部是重核——恰好就像JACEE实验所提示的那样。

　　请注意，宇宙射线的组成，在不论什么源处都不需要改变。宇宙射线正是在星系中经历一段相当长的时期达到一定数目的，而对高荷电重核来说，这段时间倾向于更长些。

　　这个模型的问题出在对详尽观测数据的拟合上，因为铁核路径的曲率半径要比同样能量质子路径的曲率半径小26倍，并且对于给定的核来说其半径本身正比于能量，于是我们预料在比"质子膝"能量高出26倍的地方会出现一个"铁膝"。在两者之间，还会出现电荷在1到26之间所有粒子的各种"膝"。如果所有粒子的发射源都相同，我们就能充满信心地预告出能谱详尽形状和组分的逐步改变。但这个模型似乎还不能在这样的细致水平上正确地工作。观测到的膝具有不正确的结构，它似乎太陡峭，在能量上没有延伸到26倍的地方。

就这样，正当我们起劲地工作时，遇到了挫折。对于膝的起源仍然得不到令人信服的答案。我们觉得我们的道理是正确的，所遵循的物理概念既直接了当又必须依从，但大自然比我们的愿望和目标要错综复杂得多。当然，我们还没有找出能量远高于膝的宇宙射线是从哪里发出的问题。流行的看法是，它们起源于星系以外的宇宙，但是目前还没办法充满信心地确认出这个场所。

宇宙射线到达的方向

　　我们知道，宇宙射线带有电荷，不能在充满磁场的银河系中直线行进。射电天文学家也在星系际空间检测到了磁场。这些磁场使宇宙射线的行进方向发生偏斜，于是逐渐失掉了起源时的发出方向，或许最高能量宇宙射线除外(偏离的方向最小)。它们仍然可能保留一些原来方向，但由于磁场的作用而扩展到天空广阔的区域。我们发现，宇宙射线的方向效应很少引起惊奇，整个天空的宇宙射线亮度是相当均匀的，偏离几乎总是小于1%并时常小于01%。这一点点偏离也不可预料，所以对它的研究非常重要，又很困难。如果大自然为我们提供的宇宙射线源在我们银河系以内，它们的飞行方向为何能扩散得如此严重，以至在抵达我们地球时比光线从一张高质量白纸上反射出来还要均匀?

有一种解释说，宇宙射线充满我们银河系，或许充满整个宇宙。作为初步猜测，我们想像宇宙射线的平均特性(每立方米包含的粒子数等)是经过长时期充分混合的结果。例如，我们不能期望星系中周期性地把宇宙射线充满然后移空。另一方面，星系很可能类似充满空气的密闭房间。房间里的气体分子全部以很高的速度向任意方向运动，平均起来没有特定运动或方向。充满空气的密闭房间对空气分子来说辨认不出任何特定的到达方向。分子均匀地从所有方向到来，也就是各向同性地飞来。宇宙射线物理学家往往从各向同性中寻找偏离；他们寻找所谓的非各向同性。

　　在这个房间里，我们不会从任何特定方向感受到过剩的压力。我们在空气中挥动手掌，假定手上有压强传感器，就会测出从挥动的前方到后方，空气压力的整个变化。如果使传感器绕手掌转一周，就会测到压力从高到低再到高的一周变化。这样我们就确实能检测出空气分子到达我们的运动手掌的特定方向，这里的最高压力方向不过是一个非常普通的方向，是由围绕手掌一周的压力变化规定的。为什么在这个方向上压力最大?这是由于压力所测量的是给定时间内分子撞击我们手掌的次数，当手掌在空气中运动时前方撞击次数增加的缘故。手掌后方表面在运动时总是由空气分子离去，分子在跟随的过程中往往有的跟不上。因此这里的压力较小。用宇宙射线的术语来说，就是在最高压力方向上存在着非各向同性。

宇宙射线的非各向同性是怎么回事呢?原来，宇宙中的一切都处在运动中。我们的地球正环绕着太阳在轨道上作高速旅行。而太阳围绕着我们的银河系以更高的速度运转，而且银河系本身也在宇宙中作着穿越其他星系的运动。我们有理由预料到宇宙射线将会出现某种与这些运动相联系的非各向同性。问题是这种非各向同性究竟有多么大?

　　这种特定形式的非各向同性称为康普顿盖亭效应。宇宙射线综合非各向同性的预期值取决于运动天体穿过宇宙射线本身总质量的速度。其实际的技术值还多少取决于宇宙射线能谱的形式。我们的太阳系在银河系中的运动速度是约每秒钟200千米，在宇宙射线强度最强与最弱之间造成的预期差约为0.1%。令人失望的是，尽管当前精密的实验在灵敏度上已经达到了这一水准，甚至我们也相信这一差值必定在某种水平上存在，但还是未能使人们信服的观测到康普顿盖亭效应。

去寻找另一个效应也是一件重要的事。许多在我们的星系中起源的宇宙射线，无疑会不断漫游(漫射)到星系际空间。这一过程很像在我们的充满空气分子的密闭的房间中有一股气流。平均地说，预期其中有的会在由磁场引导追随星系旋臂向外运动的旅途中由我们这里经过。

　　在低能区我们曾观测到过这个效应，但所取得的对各向同性的背离远小于1%。由于这项实验中所包含的过程是统计性的，而统计性变化必须由平均得到，所以这个测量要求记录大量宇宙射线。这个效应很小，需要很大的数据组作统计平均。我们知道要想取得0.1%水平的有效结果，就必须要有数目巨大的民意投票者，需要观测到大量的宇宙射线的道理与此完全相同。如此巨大的事件数量要求，只有低能区宇宙射线才能满足，较高能量区出现什么情况只能靠推测了。例如，我们期望在能谱的膝附近会发生某些基本改变，也曾希望这些改变能导致可观测到的非各向同性。可是，我们的实验至今未能达到测出这一效应的灵敏度在最高能量区，确实应该有一种效应存在，但除了有一项令人感兴趣的结果留待稍后讨论之外，当前的观测证明是不成功的，以至我们有一千个理由怀疑我们对高能宇宙事物的现有理解。

　　不可思议的是，又有一种天体物理现象，γ射线爆发，也向我们提出了同宇宙射线起源的方向问题几乎相同的问题。让我们倍感兴趣的是，据猜测它们之间很可能有联系。下一章我们将对此进行讨论。

第七章　宇宙γ射线
 

　　直到20世纪70年代末，宇宙射线所考察的内容几乎只限于对高能带电宇宙射线粒子的研究。20世纪60年代，由于用在高空气球和火箭上的仪器装备的发展，使得宇宙射线科学家用X射线而不只是用光或无线电波对天空进行研究成为可能。原来只是宇宙射线研究的一个令人兴奋的侧面，但不久就成为一个独立的分支。而宇宙射线考察本身却走向沉寂。有许多让人感兴趣的事物值得研究，但看来还达不到有所突破。有许多科学家在这个领域正寻求奇异和古怪的事物，诸如飞行得比光还快的粒子或黑洞的爆炸等。在物理学领域我们需要保持开放的心胸，物理学的任务之一就是探索我们能实现的甚至最无把握的可能性。然而，这些调查研究充其量不过是业余兴奋点。总的看来，宇宙射线研究看来有点不景气。到了1982年，由于德国的一次卓越发现，使情况发生根本改变。自那以后，宇宙射线的探索研究便永往直前地繁荣起来。当今，已经发展成为现代天文学的重大前沿课题之一。

　　宇宙射线不按直线前进是找出它的来源的最大困难所在。宇宙间到处弥漫着磁场，使宇宙射线在从发射源到我们这里的漫长路途中，行进的方向不断改变。有些粒子不带电荷，就不存在这个问题。中微子就是一种不带电的粒子，可是由于它同物质间很少发生相互作用，几乎检测不到它们，所以研究起来极其困难，如若不然，一台检测器应能记录下来数十亿次中微子从它通过。不过，在天文学中，中微子仍有实际利用的可能。虽然仍在幼年时期，但是具有很大把握。

另一个不带电荷的粒子是中子。它除了总电荷数量为零之外，它与宇宙射线中找到的质子非常相像。中子的原来路径不因磁场而偏离。在宇宙射线天文学的研究中，中子是一种理想的粒子，不过中子自己在通过β衰变转变成一个质子和一个电子之前只能生存约15分钟。在15分钟里一个粒子最多也只能行进约从太阳到地球距离的两倍，就天文尺度来说是一段很短的路程。人们可能会认为这样的粒子甚至不能从太阳系以外来到我们这里。不要感到奇怪，上面的认识并不完全正确。具有很高能量的中子事实上能行进很长的距离。这是由相对论性时间膨胀造成的，也就是那个允许μ子穿过大气而未产生衰变的同一个效应。能量为10^15eV(其静质量的100万倍)的中子的寿命，通过同样是100万这个倍数使中子的寿命能延长到30年，以至它能几乎在空间旅行30光年。能量更大的中子能从我们银河系以内的任何地方到达我们这里。第三种直线行进的粒子自然就是γ射线了。它不过是一种光的高能形式，所以就像光一样直线行进。

　　1982年重新激起宇宙射线研究热潮的宣告是德国基尔(Kiel)大学的研究人员作出的。他们用宇宙射线空气簇射阵列，从著名的X射线源CygX^3(天鹅座X3)检测到能量为10^15eV的宇宙射线。这项宣告在同行间到处传播。任何人都未曾料想到能出现这样的信号，部分原因是由于人们原以为绝大部分的宇宙射线是带电粒子，它们不会从发射源直线行进到我们这里。具有很高能量的γ射线能导致产生簇射，这种可能性令人惊奇，因为这些粒子的能量要比任何其他已知γ射线的能量大100万倍。

　　CygX^3是天鹅星座中的一个强X射线源。人们相信它是一个由两颗星组成的双星系统，一颗是普通恒星，另一颗是中子星。它们围绕着系统的质量中心在轨道上每48小时公转一周。致密的中子星以其极强的引力从普通恒星薄弱的外围吸进物质，当物质流源源不断流入中子星时，就可能发出X射线。这种快速运动的"吸积"物质，随着不断冲向中子星而被摩擦加热，而炽热物质发射X射线。基尔大学的研究者们所用的是能量约在10^15eV的相当传统的宇宙射线空气簇射检测阵列，同时采用了快速计时(第五章曾讨论过)以便计算出每个簇射的方向。他们从一年多来记录下来的资料中挑选出所有来自CygX^3大体方向上的簇射，并把每个簇射是在48小时CygX^3轨道周期内的什么时间到达的计算出来。然后他们注意找出是否在这个周期的任何时刻出现过例外过剩事件，结果发现确实出现过。这就是说，具有某种本性的粒子确实是从CygX^3一直旅行到了地球，而且还保持着最初的方向及其相应的时间。这只有在粒子不受磁场偏转一直以直线行进的情况下才能实现。据推测它就是γ射线。这便是有关特高能(UHE)γ射线天文学诞生的故事.

由于已经知道一些其他X射线双星系统，以及能在其他研究组数年来积累的数据组中进行搜寻，于是基尔大学的观测结果立即揭开了一个新的追溯高潮。另外，新的观测还给出了对特高能γ射线有关特性和相互作用进行直接研究的方法。γ射线进入地球大气产生粒子级联的过程与宇宙射线产生广延空气簇射的过程非常相似。预料中的巨大差别可能是，由于簇射中的μ子主要来自π介子衰变，而π介子本身是由初级宇宙射线核的相互作用产生的，所以γ射线簇射出现的μ子很少。影响结果的一点是，在基尔大学的γ射线簇射数据与其他簇射记录之间的μ子含量没有显示出清晰的差别。人们争辩说，在γ射线簇射中会有在极高能量情况下产生μ子的可行机制，所以这不算太大的问题。可是，情况仍然不能令人满意。另一方面，基尔大学的观测结果很快就得到了其他检测器所测结果的支持，在其他X射线双星的方向上也发现了同类信号。似乎一切情况都不错。

　　这一领域在稍后的几年里欣欣向荣。虽然CygX^3仍然保持着光辉地位，又对其他几个源进行了更多的观测。令人遗憾的是，随着时间的流逝，研究者们的忧虑有所增加。从天性来看物理学家们是一个多疑的群体，他们很快就熟悉了这里的种种欠缺。当开始时的欣喜稍稍消退，他们就查明了使人困惑的不协调性。μ子的发出使人忧虑，已发表的一些观测数据互不一致，信号水平往往互相不符，在轨道运行周期内所见到的信号时间也不协调。就观测数据本身而言，其中每个都没什么大问题。观测相当困难，阵列并不是为特定天文观测设计的，所以有少许不一致是意料中的事。不论怎样，最担心的是通常当数据加起来形成全部数据符合后会在结果中使不一致变得更显著，但这种情况并未发生。于是最大的担心又转到CygX^3自己身上，它的信号正在慢慢消失.

像我们的太阳这样的恒星，它的核燃料已经以有规律的方式稳定地燃烧了几十亿年，而且以一个已确立的机制保证在整个漫长时间里其亮度保持稳定不变。天体物理学中更古怪的天体一般缺少这种稳定性，在射电天文学和X射线天文学中，我们通常见到的是变异性。我们曾期望CygX^3有随时间而强烈变化的信号。另一方面，我们最信赖的γ射线源正在逐渐消失。这十分令人不快!更糟的是，CygX^3的消失碰巧发生在我们的实验技术更加精巧，而且又是建造更完善的γ射线簇射检测器的同时。毫无疑问某些显然是确实的观测信息曾统计性地偶然存在于数据之中，但是它们确实存在吗?这确实是该领域的评论家们打破沉默提出的一个骇人听闻的问题。

　　当前的局面是，没有人能绝对相信UHEγ射线天文学领域确实存在或不存在。任何建立在对数据进行仔细统计分析基础上的研究领域，都会对数据集合中存在种种混乱和存在系统的不确定性缺陷有所怀疑。还留下一些似乎令人信服的相互符合一致的观测数据，但观测中的能谱质量不尽相同，有的(或许不少)最终证明并不正确。在特高能γ射线天文学领域，当前运转着的最优良的仪器是CASA MIA(芝加哥空气簇射阵列与密执安逆符合装置)，这是由芝加哥大学与密执安大学组成的研究组在犹他州建造的一组大型空气簇射阵列与μ子检测器的十分精巧复杂的联合装置。这个研究组是由诺贝尔奖获得者J·克罗宁(Jim Cronin)领导的。至今该装置还未能在北部天穹检测到任何清晰的γ射线信号。

　　令人鼓舞但尚未完全证实的一项观测是，对射电天文学家称之为CenA(半人马座A)而光学天文学家称之为NGC5128的一个最近的活动星系的观测结果。有两个研究组声称观测到了来自这个南天天体的UHEγ射线。这两个研究组一个是JANZOS，他们在位于新西兰的一座高山之侧用阵列进行观测，这是一个日本、新西兰、澳大利亚三国合作研究组；另一个是在阿德莱德(Adelaide)用阵列进行观测的宇宙射线研究组，观测地点是该城正北边的巴克兰公园(Buckland Park)。CenA正处于我们预期产生宇宙射线和次级γ射线(通过在星系外侧宇宙射线的相互作用)的那个位置上。另外，它似乎还主要发出能量低于10^14eV的γ射线，这让我们感到鼓舞。因为略微高于这个能量的宇宙射线就会在星系际距离的旅途中与来源于大爆炸的宇宙背景辐射发生相互作用而遭到摧毁.

VHEγ射线天文学的研究可以回溯到20世纪50年代某些先驱者们的工作。当时，在英国哈维尔(Harwell)的基本测量表明，广延空气簇射发射契伦科夫辐射光，在晴朗的无月光夜晚用灵敏的光电倍增管就能比较容易地观测到这种契伦科夫光。这种光紧随簇射粒子几乎在同一时间以短暂的爆炸式闪光抵达地面。每个爆闪只持续10亿分之几秒钟，此刻发出的亮度能大大超过恒星天空的亮度。正在对夜空作监视的单个的光检测光电倍增管对能量为10^15eV附近的宇宙射线簇射非常敏感。发自这种簇射的光脉冲能很容易地被记录下来。如用反射镜把这种光集中到光电倍增管，这段较低的能量就能进行研究。50年代以及稍后的时期，探照灯反射镜已经能广泛提供，用作这一目的也很流行。当前已很难令人相信，但当年在世界最大城市之一的悉尼市靠近市中心就进行过这种观测。显然，最近几十年内光污染才严重起来。实际上是γ射线天文学家在尽可能观测低能量区时才能发挥最大优势。设置在地面上的望远镜所观测的能量范围就在10^12eV以下。观测相对如此之低的能量，必须采用大反射镜尽量汇集大量光能，还必须采取多种手段加强γ射线信号，以防备宇宙射线信号强大背景的干扰。有些装备着巨型反射镜阵列的太阳能发电站，在不能完成原来工作任务时就把一些反射镜用于这一工作。若干年前，阿德莱德大学曾利用了一套典型的太阳能电站系统，它原来是澳大利亚国立大学为新南威尔士内地的蛋白石矿小城怀特克利夫斯(White Cliffs)建造的。该系统具有惊人的汇集契伦科夫光的能力。我们知道这一领域观测的成败在很大程度上取决于仪器设备的精巧与否，而大型反射镜结构在巨大重力的作用下，其建造精度受到限制。

　　当前，奇妙的光电倍增管照相机已经用在捕捉簇射的观测上，它能用十亿分之几秒钟的曝光时间把簇射的图像拍摄下来，而颇为粗笨的太阳能电站反射镜阵列对于获取高质量图像往往不能胜任。