主题：【转帖】宇宙飞弹：天体物理学中的高能粒子

我们知道，极光是由来自太阳的宇宙射线粒子撞击地球上层大气而形成的。研究极光的历史与研究宇宙射线的历史在很长的时间里密不可分。宇宙射线穿过地球磁场所经过的路线很复杂，但在20世纪40年代对地球磁场的结构尚不了解。那时用火箭携带着仪器升上高空对粒子和磁场进行研究。但是许多现象持续的时间很长，要比火箭升空的几分钟长得多。已知宇宙射线强度的慢变化和太阳活动周期相同。还知道会出现强度剧变的宇宙射线暴，人们很想知道它与太阳信息和地磁信息之间的联系。到了50年代中期，对宇宙射线和地球磁场的研究产生了利用人造卫星进行观测的明确需要。宇宙射线物理学家设想出种种实验，并准备实现。令人遗憾的是，并没有紧急卫星飞行的明显必要性。苏联卫星斯普特尼克(Sputnik)的发射升空使局势大大改变。正当冷战高潮时期，发射卫星的能力很快就变成了双方的一项重要宣传手段。

　　当太阳耀斑产生时，在部分太阳磁场中束缚着的许多高能粒子突然获得释放，从太阳直接向外流泻出去，这些就是形成宇宙射线急剧增加的那些粒子。20世纪50年代，美国人E·派克(EugeneParker)预告说，太阳由其外层大气持续地失去气体形成"太阳风"。这种气体是电离化的，它具有很高的导电性。我们把这种物质状态叫做等离子体。其高导电性的结果，随之携带着磁场。这种磁场叫做"冻结的"磁场。这种围绕太阳的磁场具有动态结构，它与连续向外流泻的太阳风联系在一起。如果产生太阳耀斑，带电粒子携带着巨大的能量加入太阳风中，而且这新加入的等离子体行进得要比原来太阳风的主体快些。于是就在太阳风中形成了激波结构，它导致连续流泻到太阳风层的宇宙射线粒子流的崩散。所引起的后果就是，太阳风中的激波结构及其协同磁场影响地球磁场而出现磁暴。特别是，这时的宇宙射线数量(原来直接来自太阳的粒子在增加)随着主要从太阳风层外部射来而减少，并且还由于耀斑向外流泻能量的阻滞作用使宇宙射线入射流延缓。这便是我们就太阳耀斑随后对宇宙射线一连串影响的解释。

利用空间飞行器对这种激波的研究为我们了解宇宙中的激波提供了最直接的信息，尤其是有关激波使粒子加速的信息。利用空间飞行器作研究非常重要，但是费用极其昂贵。幸运的是，这方面的许多研究课题能用设置在地球上的检测器来进行。地面"中子监察器"对最低能量的宇宙射线很敏感，40多年来它为我们提供了大量有价值的信息，所取得的数据至今已能覆盖两个完整的太阳周期。随着认识到太阳活动过程及其对周围太阳风层的作用非常复杂，并且认识到宇宙射线对地球上生命现象和商业行为更具直接影响，所以利用检测器在地面上作长期监测的任务已经成为非常有意义的常规工作。

　　我们把太阳风可以看成一种气候因素，它对地球环境外围区域有特殊影响，对我们人类往往产生不利影响。带电粒子能直接危及人类生命，磁场能对生活离不开的机器引起损坏。在宇宙空间，来自太阳耀斑的粒子辐射(甚至来自太阳系以外的背景宇宙辐射)都能致人死亡。在地球表面上生活，由于有地球磁场和大气吸收的保护，可以免受粒子辐射的危害。然而，已经提出向外发展建立空间站的建议和商用飞机越飞越高的现实，这就会失去大气层的防护。结果将使班机乘务人员和旅客以及宇航员和仪器设备在宇宙射线的辐射曝光下受到伤害，特别是在太阳活动增强时期更加危险。另外，太阳气候产生的磁暴会引发动力输电线产生浪涌(冲击)。随着动力高压输电线路网的规模增加，这种冲击引起的潜在损害会激增，已经发生过以数十亿美元计的损失。为了做到对辐射曝光危险的预警和工商事业设施免遭毁坏，增进我们对宇宙射线辐射过程的了解已刻不容缓。

碳14年代测定

　　低能量宇宙射线质子在大气中能高效率地产生中子。不带电荷的中子能贯穿大气并能用中子监测器在地面上进行监测。中子不仅为我们提供了对低能量宇宙射线直接检测的技术方法，还对空气中和地面上的所有物质连续轰击。特别需要指出的是，中子轰击大气中的碳原子核(在二氧化碳中)，使一些平常的碳12同位素转变成碳14同位素。植物在其能量循环的部分时间里把这种碳14连同其他碳同位素吸收进机体中。整个大气中的碳14和像植物这样的生物系统中的碳里面的碳14比例大体上保持不变，这个大体不变的常数值是由宇宙射线轰击而形成的已知数值。
　　植物死亡后，向大气排放碳的循环过程随即停止，各种碳同位素间的平衡被打破。这里特别要指出，碳14原子核是放射性的，它以可预测的速率衰变着。是由于任何已经死亡的植物物质中的碳14比例将连续减少，所以测出这个比例数值就能得到这种植物死亡后经过了多长时间。碳14的半衰期是5760年，我们取很少一点样品用现代技术确定其中各种碳同位素的丰度，就成为一项对人工制品作数千年内的年代测定的得力技术。

　　要注意，为了很有把握地运用这项技术，我们必须设定宇宙射线的恒久强度。假如用另外的独立办法已经把某些人工制品的实际年龄确定出来，我们就能检验这个恒久强度值。这项技术为我们揭示了，过去的几千年间宇宙射线(太阳活动和地球磁场决定着宇宙射线强度)抵达地面的速率几乎是一个常数。

宇宙射线检测器

　　我们知道，宇宙辐射是通过对高能带电粒子产生的电离现象的观测才发现的。早期的电离检测器当前已不再使用，已经被观测高能带电粒子的其他更快更有效的技术所代替。

　　常有些不需要的辐射背景，掩盖了宇宙射线粒子的效应。通常需要用快速反应的检测设备把要观测的宇宙射线效应从"噪声"污染效应中区分出来。我们已经知道，电离室(20世纪30年代以前主要使用)之后首先主要发展了盖革缪勒计数器。它的工作原理是这样的，当宇宙射线穿过计数器中的气体时使气体产生电离反应。计数器内设有强电场，能使宇宙射线电离出来的气体离子得到充分加速去轰击其他气体分子并产生更多离子。就这样，形成了带电粒子的级联，于是当整个计数器失控类似火花穿过空气那样放电时，就给出一个很强的电信号。这就是说，简单的计数器能给出很强的电信号。在20世纪初的几十年中，这是所能提供的用不灵敏的仪器检测带电粒子的理想方法。另一方面，这种计数器放电后恢复得较慢，因而来不及记录下频繁袭击的粒子，并且只能指出有粒子通过，不能显示初始电离数量(宇宙射线粒子类型的重要线索，或者共有多少粒子)。更好的检测器是正比计数器，全部原理类似，但能在更好的控制条件下运作，所以能给出其大小正比于通过计数器粒子所产生的电离总数量的最后信号。

在需要大型检测器时曾设置过盖革计数器阵列或正比计数器阵列，但是当出现了闪烁检测器后，就又有了一种更简单并更有吸引力的检测仪器便于采用。这种新检测器的成功使用有赖于两个组成因素。第一个组成因素是，有了一种高能带电粒子穿过时能发射光(闪烁)的物质。卢瑟福和他的同事早期在粒子研究中就用过这种物质，他们曾利用显微镜观察硫化锌薄膜以便检测辐射。观察者把粒子通过引起的闪光数记录下来。记录过程单调乏味，而且由于硫化锌不透明，只在表面附近出现闪光时才能检测到，所以效果不好。另外，这种技术还过于依赖观测者的视力和警觉。后来，终于找到了能产生闪光的新材料，于是用某些种塑料和液态材料制作成廉价的大面积检测器。还可以用某些种晶体材料，晶体虽然很贵，但所做成的检测器能给出精确正比于入射电子与光子能量的闪光信号。闪烁检测器的第二个组成因素是，记录闪光的某种部件。闪烁检测器几乎都采用光电倍增管，它是一种对闪烁材料的闪光能迅速灵敏响应的光电管。塑料闪烁器能直接用于制造空间检测器部件，航天器携带着这种检测器对较低能量宇宙射线进行测量。晶体闪烁器也常用在对空间X射线和γ射线的探查中，因为这种晶体有将光子全部吸收并且产生与这些光子能量成正比的光线的能力，所以用来制造X射线望远镜和γ射线望远镜的主要部件。这个部件叫做光谱仪。

　　塑料闪烁器在进行广延空气簇射在地面高度上的检验和测量中占有主要地位。这类簇射往往包含的粒子数目很大，不过它们蔓延的范围面积也很大，因而在地面上每平方米落下的粒子数目相当少。对这样的簇射要作较经济的观测就需要用到廉价的大面积检测器，为了这个目的经常选用塑料闪烁器。一平方米大的检测器很普遍，面积再大10倍的检测器也能制作成单元部件供使用。空气簇射检测器阵列通常由许多这种单元(或许能达到上千个)相互以宽阔的间隔组成，由于采取"符合"运行，所以当检测器记录粒子通过时，数据记录同时启动。随之通过每个检测器的粒子数由电子测量仪器计数，同时每个粒子通过的时间也以10亿分之一秒的时间精度即时记录下来。

要理解这里"快速计时"的意图，还须继续对空气簇射级联的结构作些考察。我们知道，空气簇射中的粒子都有很高的能量，通常比它们的静质量所相应的能量要大得多。例如，空气簇射级联中电子的典型能量为40MeV(如人们所意料的，在某些地方要比80MeV的临界能量低)，可是电子静质量只有0.5MeV。按物理专门术语说，这些粒子是高度相对论性的——，所以它们的飞行速度实际上与光速差不多。这就是说，簇射中的每个粒子都在以相同的速度飞行，整个簇射在通过大气时应当保持着捆成一束的结构。这实际上并不十分正确，由于电子的库伦散射和μ子方向的发散，使得簇射向四边扩展成圆盘状。这个圆盘(以接近光速前进)的中心有几十米厚，离中心核几百米距离的边缘上还要加厚若干米，并轻微地向后弯向其外边缘。

　　就许多实际效果来看，可以把簇射盘想像成以每秒钟300，000，000米(光速)飞行的薄而平的圆板，当它到达检测器阵列时，其粒子将依次通过检测器，相对的时间早晚取决于空气簇射到达的方向。竖直簇射会同时到达全部检测器，另一个方向到达的簇射将会相继横扫阵列各检测器。阵列的快速计时电子线路把扫过各个检测器的时间记录了下来，经过数学推算就能把簇射方向确定出来。就典型尺度为百米左右的簇射来说，精确到几纳秒的电子计时，就能把簇射方向测定到不确定性只有约1度。

有一个颇为奇特的效应，能用来检测相对论性带电粒子，这种效应因其发现者(在20世纪20年代)而命名为契伦科夫(Pavel Cerenkov)辐射。我们知道，光速是所有各种粒子都只能接近而不能达到的最后极限。光速是光在真空中前进的速度。当光在透明物质中传播时，它的速度要比真空光速慢些。慢了多少可由一个称做该物质的折射率的数字来描述。折射率通常是1与2之间的一个数值，等于真空中的光速与透明物质中的光速的比值。因此，在折射率是1.5的玻璃中，光行进的速度是每秒钟300000/1.5(或200000)千米。光速在物质中慢下来是光束与物质分子相互作用的结果，而相对论性粒子穿过透明物质材料时并不遵从这个规律。所以，在透明材料中相对论性粒子的飞行速度实际上能比其中光行进的速度快些。这种奇特的情况显然并不违反狭义相对论，然而，甚至在爱因斯坦时代以前也曾是一个给出很多推测的课题。这种情况的后果也很奇特。

　　我们至少还熟悉另外两种情况，都是能源行进得比所发出的能量还快。飞机飞得比声速快和航船行进得比水波快就是这两种情况。在这两种情况下，能源(飞机和航船)就会产生强烈的激波。带电粒子飞行得比局域光速快时同样产生激波，但所产生的是电磁能激波，导致光能发射而不是发出声能或水波能。所发射的这种光称做契伦科夫光。

契伦科夫光的发射出现在围绕粒子运动方向的圆锥内。在水中或玻璃中，这个围绕的角度约为40°。在空气这样的气体中，也会出现契伦科夫发射，因为折射率与1很接近，所以圆锥的角度很小。水和玻璃的折射率很大，因而发射契伦科夫光的本领很强。实际上是，发射契伦科夫光的数量随着折射率数值的增大而增加。和闪烁器一样，契伦科夫光发射器也能用在带电粒子检测器中，和光电倍增管联合作光的检测之用。20世纪50年代，随着既灵敏又具快速响应的光电倍增管光检测器的应用，使契伦科夫光的利用形成有影响的技术。它能把单个粒子引起的闪光记录下来。对宇宙射线研究特别有用的契伦科夫检测器是深水检测器，它最早出现在伦敦，随后用在英国约克郡设置的哈佛拉公园(Haverah Park)空气簇射阵列中，取得了极好的工作效果。这些检测器由12米深的封闭大水柜构成。由上方把光电倍增管浸泡到水下以便对水进行监视。当空气簇射通过时，电磁成分(因为贯穿能力比"硬的"μ子和核粒子低，往往称做"软的")主要在顶部三分之一的水中产生契伦科夫光，但整个水柜都对贯穿能力更大的μ子很敏感。由电磁成分与μ子成分的信号联合起来形成一个检测信号.
　　我们知道，高能粒子在大气中也能产生契伦科夫辐射。空气折射率虽接近1(在地面的高度上约为1.00027)，但如果粒子能量较高(对电子来说约高于20MeV)，则空气簇射中的许多粒子都能产生契伦科夫光。契伦科夫光相当微弱时(还是因为折射率接近于1)，由于簇射中的粒子很多，往往利用大反光镜把光集中起来，在晴朗无月光的夜晚也能较容易地检测到契伦科夫辐射。对大气中这种契伦科夫辐射的研究，使两项重要观测成为可能。

　　第一，由于空气簇射粒子在所经过的整个大气路径上都产生契伦科夫光，就有可能通过对这种光的测量来推测簇射在大气中展开的方式。这成为推断100万GeV能量级簇射初级宇宙射线粒子质量的一个重要手段。第二，低能量簇射可能只有少数粒子抵达地面，如果利用大型反光镜的话仍然可以对它们产生的大气契伦科夫光作出检测。对于研究能量略高于卫星实际能观测到的最大能量γ射线粒子所产生的簇射，采用这项技术取得了巨大成功。(就像宇宙射线那样，甚高能γ射线也能引发簇射。)而且，契伦科夫光本身的特性能用在获取有关初级粒子本性的信息方面，在这种情况中，由于天文学家进行这些测量本意在于只对γ射线进行观测研究，因而所认可的信息能用于排除非γ射线引发的簇射数目。

20世纪60年代，又提出一项有可能替换的技术，到了80年代，这项技术取得了可观的成果。这项技术包括对簇射粒子横穿大气时产生的荧光进行检测。我们知道，簇射粒子通过电离过程把损失的能量转移给了大气。其中包括从原子移开电子需要耗去的能量。这个过程的发生，簇射粒子必须紧靠大气分子通过，才能保证有足够的能量转移过去。大多数分子都远离粒子路径，以至大能量转移很少成功。粒子对它们只给予轻微的作用力。这点轻微的力同样影响分子，使分子内部的能量分布有所改变。重新分布排列的电子往往不稳定，分子内部会最后回复到最初排列并把转移给它的能量释放出来。这种能量通常是以具有特定波长的光子形式给出的，这个发射过程称为发出荧光。

　　大气中的氮就是通过这种方式发出荧光的。这种蓝色的光很适宜用光电倍增管进行检测，所以能实现在无月光无云的夜晚对大气作观测。荧光过程向检测器发来的光能量比契伦科夫发射的要少，但是用滤光器能把感兴趣的准确波长选择出来，从而可以把这项技术用在极其稀少的最高能量宇宙射线的研究上。这项技术与契伦科夫光的应用比较起来，其最大的长处在于，荧光是向各个方向发射的，所以仪器从簇射的侧面检测与迎头从正面检测一样好。这就表明，凡是需要设置完善的簇射检测装置时，只需把这项技术安置好使其完全胜任普查工作，则全部簇射就能简便地得到检测。关于"蝇眼"宇宙射线检测器及其后继检测器HiRes，以及提议中的巨型奥格尔阵列，留待稍后再作详细讨论。

第六章　初级宇宙射线的特性
 

 

　　关于抵达地球的宇宙射线已经知道了很多，我们探寻这些信息是为了了解宇宙射线在自然界是从哪里产生的和如何产生的。本章将对得到充分测量并已普遍接受的宇宙射线特性作些考察。这些特性是，初级宇宙射线粒子的组成(它们是质子氢原子核、氧原子核、铁原子核，还是其他什么?)，它们的能量和不同能量宇宙射线的相对数量，它们飞抵我们这里的速度和方式。因为必须对飞抵时间和方向都无法预测的单个粒子进行测量，所以这些特性很难观测。结果往往只能取得关于粒子特性的大体了解。不过，我们对于低能量宇宙射线的特性了解得最清楚，这是由于低能量宇宙射线粒子比较丰富，并且能在空间用检测器进行直接测量。

　　宇宙射线方向要受磁场的影响。在较低能量宇宙射线范围，地球磁场和太阳风层磁场影响最大。约10^11eV以上的能量范围，要牵涉到银河系磁场。宇宙射线在磁场中沿着很大的一圈圈螺旋路径行进，随着能量的增大而使偏斜渐渐减小，螺旋的尺度随着宇宙射线能量的增加而增大，并随着粒子电荷的增加而减小。宇宙射线能量超过10^15eV的粒子，螺旋的尺度开始接近我们银河系尺度。在这个能量以下，我们有理由相信，粒子会在银河系以内胡乱漫游很长时间。很容易被认为这段时期它们是陷入星系内。这对搞清楚有多长时间很有帮助，我们认为可以算出它们的寿命。在较高能量范围，我们推测宇宙射线相当快地离开银河系，它们的方向并不像较低能量粒子那样混乱。