主题：【转帖】宇宙飞弹：天体物理学中的高能粒子

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第九章　最高能宇宙射线和蝇眼（二）
 


巨星系与极小的自旋恒星

　　这个宇宙射线起源模型假定，既有银河系宇宙射线源也有银河系外星系宇宙射线源，但没有提出任何理由!至今没有人提出使人信服的解释，说明恒星、脉冲星、黑洞或整个星系，如何能把粒子加速到观测到的宇宙射线最高能量。我们知道，能够对粒子加速的源必须具备某些条件，但是看来候选源似乎都不能完全满足这些要求。这听起来像是对宇宙射线科研界的过分责备。不过许多人认识到，这儿正是吸引人们去努力追求的最迷人领域之一。宇宙射线天体物理学家相信，他们正处在即将揭露某些意料不到的惊人事物的边缘!诺贝尔奖获得者物理学家理查德·费曼1973年评论说：……在每件事物都被包装得完美无缺……所有实验都相互严格一致，并与理论符合时……人们将学不到任何东西!而另一方向，当实验之间矛盾重重——或者当观测结果按传统观念不可理解，或者当所有模型似乎都没有效果时……人们实际上正在前进，一次突破就在跟前等待着人们!

　　费曼说的是以实验室为基地的粒子物理学，但他的言论确实对处于最高能宇宙射线境况下的人们给予启示。

　　带电粒子的加速既需要磁场也需要电场。在天文环境中电场可能是由于某种方式的电荷分离产生的。如果由于什么原因，在一大块体积范围内，全部正电荷和负电荷分离开来，就产生了巨大的电势差(或电压)，于是形成了强大的电场。这时带正电荷的云所释放的质子被带负电荷的云的强大引力所吸引，于是粒子被加速而获得很大的能量。不过，不存在电场的话，从道理来说，磁场也能使粒子加速。

我们早已知道，磁场能对带电粒子的运动路径产生作用。如果磁场足够强，其实际作用结果有如一面反射镜，能使粒子完全改变方向。粒子物理学先驱物理学家恩里科·费米(EnricoFermi)在宇宙射线加速方向曾首先提出过一个比较旧但很受重视的想法，似乎能用在包含运动磁场的空间区域。假如一颗宇宙射线粒子被接近中的磁场区反射出去，它将从运动磁场区获得一些能量，从而使速度增加。每一次反射粒子只能积累很少一点能量，所以加速过程极度缓慢。一颗宇宙射线粒子必须在一个运动的磁场泡泡区域中反复弹跳几百万年才能得到足够多的能量。看来似乎是只要时间充分长，宇宙射线就能通过这种费米过程得到任意大的能量。遗憾的是这个过程会突然中止。当粒子能量大到某个量值时，它将不再由磁反射镜反弹出去，无论在什么情况下，最后都会到达这一时刻。这时，粒子会切穿磁势垒，结束这个加速过程。当然这要取决于磁场的强度和尺度。假如在充分大的体积内充满了磁场，则甚至高能粒子最终还是被偏转返回，可能加速过程还得继续下去。

　　某个具体天文环境是不是宇宙射线经受费米过程加速的适宜场所有一个理论指标，这个指标是平均磁场强度与该区域整体尺度的数字乘积。科学的说法就是，假定平均磁场强度为B，磁场区的直径为D，则B×D的最小值就表征着粒子能被加速达到的具体能量。如果B值很大，或D值很大，或者二者都很大，则能达到充分大的乘积。在所有这些情况下，宇宙射线粒子都会在磁场区逗留充分长的时间，直到加速达到那样巨大的能量。

　　关于这个B×D规律，首先要说明的是它是费米加速过程的绝对最小能量要求。乘积达不到这个最小值，这一场所就不符合加速过程的要求。特别是要获得较大B×D值，就需要磁场按某种方式运动，而且运动得越快越好。与快速运动的磁场泡碰撞将有更多的能量转移到宇宙射线粒子上。关于能量达到10^20eV的宇宙射线粒子的可能加速场所我们知道些什么?请记住，已经知道这类粒子确实存在，从而它们必定有其被加速的场所。事实是，宇宙间实际上不可能找到能让质子加速到这个必须的BD乘积能量值的场所，即便假定该磁场的运动速度接近光速也还是不行!这就是此时此刻这个理论碰上的根本问题。有两种类型的天体处于有可能担当这个加速场所角色的范围内，其实也都是勉强的解释!一种天体可以从银河系中找到，而另一种天体在银河系外更远的地方。

脉冲星是具有极大磁场的天体样本之一，其磁场要比太阳周围的磁场强大一万亿倍。尽管它们是一种体积奇小的天体(直径只有30千米)，但它的BD乘积仍然足够大，使它当之无愧地挤进了可以考虑的10^20eV高能宇宙射线加速场所之内。加速机制确实并不清楚。在宇宙射线从这个狭小的环境逃掉之前，整个加速过程一定是非常快的。无论怎样，脉冲星的磁场(和电场)出奇的强大。在其中存在着特定的加速过程，这至少是可以接受的!

　　另一个仅有的合理候选源与脉冲星也不会有太大的区别，它由活动星系喷流中的射电热斑构成。这些区域的磁场较弱，其巨大的BD乘积主要是由这种场所的巨大尺度造成的，其尺度之大起码和正常星系差不多。在这里，加速过程可能是一件从容不迫的事情。伴随着宇宙射线粒子与快速运动的磁场间的无规律偶然碰撞，它们被困在这种巨大容器之中会长达几百万年。已经观测到有大量物质从活动星系的喷流中以极高的速度喷射出来的证据。沿着高速喷射的物质同时存在着它携带的磁场，这正好是费米机制所要求的组成条件。射电热斑很可能是某种磁节点或喷流中的不规则性。热斑显示出是喷流中非常活跃的地方，已证实了电子在热斑中能被加速到几百万电子伏的能量。强烈的射电波辐射活动就是高能电子在节点中螺旋状环绕扭曲的磁力线时产生辐射能量的现象。热斑确实是个极其强大的区域，但它足以强大到能把质子加速到比电子能量高100万亿倍的极高能量吗?

　　答案须深入细节去寻找——不规则性磁场的速度、连续磁场的均匀性以及该区域的尺度。似乎上述这些地点就是最高能量宇宙射线的主要争夺者。射电热斑和脉冲星二者从理论上看都可能入选，但是因为射电热斑在重要参量的数值上允许有更大变动余地，所以理论家们更倾向于射电热斑。我们对射电热斑所知道的要比对脉冲星知道的少得多，所以容易编造理由把射电热斑当成最高能量宇宙射线源!真是不凑巧，没有碰到既具有射电热斑的尺度又具有脉冲星的磁场强度的空间区域。这种二者兼备的区域准能把粒子加速到超过观测到的最高能量粒子的能量!这种区域或许在什么地方肯定存在着?天体物理学教给我们的经验是，说"不可能"是要担风险的!

神秘的CygX^3(天鹅座X3)

　　虽然看来脉冲星不像是把宇宙射线加速到最高能量粒子的场所，但却很可能是加速到10^18eV能量的较好场所。在这个研究范围，看起来已经取得一些实验证据，它们大多是由蝇眼实验和AGASA阵列揭示出来的。这与叫做CygX^3(天鹅座X^3)的银河系X射线星有关联。这个天体是在天鹅星座中发现的第三个X射线源，是在1966年用火箭观测发现的。其后1970年乌乎鲁(Uhuru)卫星(NASAX射线观测卫星，以斯瓦西里文的一个单词命名，意思是"自由")的观测显示，来自这个天体的X射线信号，也和来自另外一些X射线源的信号类似，有周期性变化。这种周期变化现象向人们提示，CygX^3不是一颗单一的恒星，而是两颗星在作相互轨道绕行。天文学家们认为，其中一颗是中子星，它的强大引力正把另外那颗主序星伴星大气中的物质剥夺过来。被吸引过来的气体明显地汇聚成环绕着致密中子星的一个盘状物。摩擦使得气体被加热，于是产生了X射线。随着巨大伴星围绕着中子星每48小时在轨道上转一圈，就出现周期性地把X射线源挡住的现象。于是X射线强度随之出现周期性的强弱变化。像CygX^3这种射线双星是一类稀有天体，在银河系和最近的星系(大、小麦哲伦云)中，总共只发现了十几颗这样的天体。在高能天体物理学领域，这类天体属于在全波段上研究得最多的某些天体之一，其辐射能量范围从射电波直到X射线甚至更高。

　　CygX^3是观测到还发射γ射线的少数这种辐射源之一。但令人遗憾的是，由于信号水平很低，观测结果的确实性并不明显。如果γ射线的观测结果确实无误，就能帮助解决有关宇宙射线产生的某些秘密。我们从前面的第七章得知，在20世纪80年代早期采用地面阵列对CygX^3进行的观测，看来表明这个源正在发射10^15eV能量的γ射线。在X射线双星系统中产生γ射线的最有希望的各个模型都提到，γ射线的发射实际上是宇宙射线加速的副产品。宇宙射线是在强磁场和强电场的典型环境中产生的，随着该系统中新的供能粒子的存在就会释放γ射线。当宇宙射线与伴星大气中的气体核发生碰撞时，产生微小簇射，γ射线就是那些级联中的一部分。1984年，里兹大学的希拉斯考察了来自CygX^3的γ射线信号。从这些数值反向推算，他指出单独CygX^3一个天体就能承担起银河系中全部观测到的宇宙射线粒子的加速任务!而且所有粒子的能量都能至少达到10^１６eV。这是一个令人吃惊的思想。凭借这个想法，人们可以争得经费，建造越来越大的地面阵列，以便用更高的灵敏度对CygX^3进行观测研究。你可能已经想起来，遗憾的是这些阵列刚建造好，CygX^3就熄灭了!至今仍未停止关于该发射源是否真正发射过γ射线的争论。但我们知道，它在其他电磁能谱区的辐射也是分散的，所以许多人认为在发射γ射线上，它也是个特例。

1986年，是CygX^3歇斯底里大发作的时期，蝇眼研究组的两个成员杰里·艾尔伯特(Jerry Elbert)和保罗·索末尔斯(Paul Sommers)当年对检测器获得的簇射到达方向的资料进行了考查。他们在分析中把蝇眼取得的全部宇宙射线到达方向的数据都绘制在天球图上。最后完成了一张天空不同部位所到达宇宙射线分布密度的彩色图。横跨天空彩图最大的变化是由所谓曝光效应造成的。天球的某些部分每天通过犹他州阵列的视野，但也有些天空部分蝇眼检测器不易接近。例如，银河系中心的天空位置只能从南半球观测，当艾尔伯特和索末尔斯把曝光效应改正之后，他们发现，在天球图上相当于宇宙射线到达方向最密集位置的最明亮点，落在了CygX^3的方向上!

　　这能说明宇宙射线是CygX^3发射的吗?经过谨慎的分析之后指出，这个信号只能是银河系中从其他地方来的宇宙射线粒子偶然汇集于这个方向的现象。不管怎么说，这个现象发生的概率很小，大约只有1/1500的机会。就使得每个人都信服CygX^3正是高能来源说，这样的确定性水平还很不充分。另一方面，也有许多人认为，天空最热点恰好与高能天体物理中研究最多的源之一符合一致，这是非常值得认真对待的事情。艾尔伯特和索末尔斯所分析研究的蝇眼数据所覆盖的时间从20世纪80年代早期一直到1987年。就其他研究组来说，核查数据资料寻找类似信号，显然是一步重要的研究工作。

泄露给人们的是不令人满意的难以理解的结果。日本的AGASA研究组分析研究了Akeno阵列不同发展阶段所取得的数据。他们从CygX^3揭示出一个与犹他结果的强度和统计确定性相同的信号。就犹他实验的工作者和CygX^3精神的信仰者倾刻受到的鼓舞来看，这确实是一件重大新闻，但仅是昙花一现。消息很快也从A·瓦特逊(Alan Watson)和哈佛拉公园研究组传来，他们也都搜寻了蝇眼和Akeno研究组同一时期的资料，但他们没能从那个发射源找到任何信号!哈佛拉公园天空图中天空的那一部分十分单调，没有从CygX^3发出额外辐射的任何证据。对于这种奇异的不一致仍然没有舆论裁决。如果没有Akeno的观测结果，哈佛拉公园的数据会使许多人相信，犹他观测结果是统计上的侥幸事件，1/1500的聚集机会真的发生了。但是，Akeno的认可完全改变了论据，使得人们直到今天还在搔头皮。

　　假定CygX^3的结果是真的，就要问从它发射出来的是哪种粒子?信号出现在蝇眼和Akeno阵列接收到的最低能量3×10^17eV附近。质子以如此低的能量不可能沿直线路径穿过星系磁场。显然结论首先是，极高能量γ射线引发了这些空气簇射，使其成为曾观测到的最高能量光子。但有人在几年前提出了另一个可能性，提出者中包括密执安大学的L·琼斯(Larry Jones)。

　　琼斯指出，因为中子不带电荷，可以不受阻挠地穿过磁场。对于自由中子(即未被束缚在原子核中的中子)来说，惟一的问题是它会衰变掉。实际情况是，如果把一颗中子放进实验试管中，最典型的观察结果就是，在15分钟以内它会衰变成一粒质子和一粒电子!从表面上看来，中子的寿命不长，不能胜任在恒星间作长距离旅行。但是琼斯和其他人指出，如果中子以接近光速的速度运动，爱因斯坦狭义相对论中提出的时间变慢效应，能使自由中子跨越星系的旅行成为可能!对具有蝇眼能量的粒子来说，中子的时钟走得极慢，地球上15分钟等于它的30，000年。换句话说，爱因斯坦的理论预示着，如此巨大能量的中子能穿越空间3万光年距离而不衰变。CygX^3这一恒星系统与我们之间的距离比3万光年略近一些，来自CygX^3的信号认为是中子是可以接受的。这种中子有可能是发射源加速带电粒子时的副产品。令人遗憾的是，中子产生的空气簇射看来很像γ射产生的空气簇射。例如，碰巧它们引发的两种类型的空气簇射，达到最大尺度时的大气深度都在3×10^17eV能量上。所以，如果确实出现过那个信号，它的真实身份还是个谜。将来的观测实验计划中，必须设计出从γ射线簇射中鉴别出中子簇射的方法。我们期待着从CygX^3的数据资料中获得有关中子的信号。

对这个特具魅力的天体最后再说几句。自1987年以来，蝇眼一直没有观察到来自CygX^3恒星系统的任何信号。可是另一方面，Akeno研究组在20世纪90年代早期观测到它的两桩有关辐射的发射情况，都伴随有很强的射电波爆发。自从1972年9月起，CygX^3的射电能谱范围的变化剧烈，当时安大略的一台射电望远镜观测到首次爆发。该双星系统由温和的射电源一跃而成了天空最明亮的射电源之一，在几天之内射电强度增大了吓人的1000倍。前20年间观测到另外五六次射电爆发。在其中的两次爆发期间，AGASA阵列检测到了明显的宇宙射线信号。令人遗憾的是，两次的信号都不强，而且蝇眼和哈佛拉公园也没观测到。哈佛拉公园阵列于两次事件前已经关闭，而蝇眼在事件期间观测不到CygX^3。爆发出现在一年中(射电)源与太阳正处于同一侧天球上的时期，显然不能被夜晚才能工作的蝇眼检测器查觉。

　　CygX^3的活动激起了澳大利亚物理学家核查SUGAR阵列所记录的南天半球类似的发射源有关信号的愿望。建在新南威尔士的SUGAR阵列，看不到天鹅星座，可是能看到一些其他X射线双星。但是，SUGAR阵列确定入射的宇宙射线方向的能力并不如北方的实验那样好。悉尼的实验者们选择的是用稀疏的阵列来覆盖尽可能最大的面积。终于完成了对两个天体的探索，一个是位于南冕星座有着奇特名字2A1822371的双星。另一个是位于我们邻近星系大麦哲伦云中的类似发射源LMCX^4。两个天体在较低的能量区都发出γ射线，都看成是适宜的候选者。已知它们每个双星系统各自环绕质量中心在轨道上运行的周期分别是，1822约为6小时，LMCX^4约为14天。特别引起人们注意的是，发现来自1822和LMCX^4方向上的SUGAR数据都分别调制着相应的周期。就是在轨道周期的特定时间阵列能记录到较多宇宙射线，但是这些结果的统计权重很低，都还停留在可信度的边上。但连同CygX^3的结果，指出有一类重要的天体，在我们银河系中担负着加速许许多多宇宙射线的任务，于是新的检测器又瞄向一个重大目标。

超星系平面——我们的星系际邻居

　　让我们再回到对能量高于10^19eV的宇宙射线的讨论。我们已经知道，这个能量周围的能谱斜率的改变，形成踝状部分，指明这些粒子起源的不同类别。由于这些粒子具有极高的能量和携带着很小的电荷，所以我们相信它们冲过宇宙磁场时受到的偏转较小。可是，直到最近的测量结果显示，这些粒子的到达方向似乎还是均匀地分布在天空的各个地方。天空任何部分都看不出有到达方向略显汇聚的迹象。这便是使从事这一观测研究的每个人感到最大的失望之处。归根结底，这一领域的大多数实验者，从火山牧场的林斯利和哈佛拉公园的威尔逊开始，就期望宇宙射线的起源在十数年之内通过他们的观测实验会得到解决。30年过去了，虽然排除了许多疑难，但仍然面对着很大困惑。很难找到一个宇宙射线物理学家，他会坚信最高能量宇宙射线粒子是在银河系以内产生的。不过，没有发现到达方向存在明显的聚集现象的事实，并不说明宇宙射线源就在所有的方向上，当然，问题还是由于缺乏数据。30年来，全世界只观测到能量在10^19eV以上的宇宙射线1000例，其中只有100例能量高于6×10^19eV。天图上没有显示出这些粒子的到达方向存在任何聚集现象，或许并不令人吃惊。要想查明到达方向到底是否有任何不显著的聚集现象，还需要统计技术的帮助。

　　但是到底应该向什么地方查看呢?如果我们假定宇宙射线是在银河系以外的其他星系起源的，须考察宇宙射线到达方向是否与星系方向有关才有道理。你如果到郊外去看夜空，就会看到银河像一条宽宽的星带从地平线到另一边地平线。在这条星带的外面你所看到的星星点点，其中有些实际上是遥远的星系。假如通过大望远镜把所有这些星系都绘制成图，就会看出它们均匀地分布在天空上。换句话说，宇宙在大尺度上是各向同性的。因为我们知道星系有成群结队的趋势，所以在较小的尺度上并不真正各向同性。我们所在的星系是20来个星系所组成的一群之中的一个成员，这群星系被称做本星系群!其中最突出的星系是我们的星系和仙女座星系。其余大多为矮星系和大、小麦哲伦云那样的不规则星系，但它们却形成了直经约在400万光年的一个独特群体。在不很远的地方，约在5000万光年的距离处，就是室女座星系团，它是直经约700万光年之内聚集着1000个星系的大星系团。由于离我们相对较近，而且范围较大，这个星系团在北半球的夜空中外观显著。室女座星系团中包含着一些引人注目的天体，包括三个巨椭圆星系，它们每个都大到足以把我们整个本星系群吞下去!

当你听说星系团倾向于成团存在时，可能不会感到惊奇。例如，我们的本星系群和室女座星系团就是同一个星系团的集团的成员，称为超星系团，其直经约有1亿光年。实际上，统观宇宙会使我们想到星系的分布就像一把把的肥皂泡似的。星系所形成的结构类似于一些被空洞隔开的墙，所谓空洞就是星系较少的地带。那么，对宇宙射线起源来说这种结构意味着什么呢?

　　因为我们实际上并不需要考察很远的地方，所以宇宙结构的复杂性质对我们来说可以简化。我们知道，由于格雷森扎采品效应，宇宙微波背景的存在为能量高于6×10^19eV的宇宙射线质子能行进多么远的路程设置了极限。即便是最远的限度，也只能期待最大距离为3亿光年。对可能是重核的宇宙射线也存在类似的距离限度，它们在星系际空间与背景辐射光子的碰撞，使它分裂成碎片。如果我们现在把考察范围局限在3亿光年以内的全部星系上，会发现它们的分布是相对均匀的，但显出某些墙和洞的迹象。特别应当提到的是，有一条墙形结构，是20世纪50年代由法国美国天文学家G·伏库勒(Gerardde Vaucouleurs)发现的，这个墙状结构包含着我们的本星系群，室女座星系团以及其他邻近的星系团。这条墙形结构被称做超星系平面。开始宇宙射线物理学家对这个平面并不在意，直到20世纪90年代初，当在欧洲工作的一位澳大利亚天文学家P·沙佛尔(Peter Shaver)发现了一些相当重要的事件之后，才引起特别的兴趣。在沙佛尔绘制的显示附近强射电星系(而不是全部星系)位置的天图上，发现超星系平面变得更加明显。似乎3亿光年以内的全部强射电星系都处在这个超星系平面约20度以内的地方!把那些强射电星系当成首要的宇宙射线源候选者，引起了部分宇宙射线研究领域的研究者们的关注。