主题：【转帖】宇宙飞弹：天体物理学中的高能粒子

这些暂且不说，这个能谱能用来计算宇宙射线的能量密度。能量密度是从理论上理解宇宙射线的一个重要参量。它能告诉我们，对于宇宙间所研究的任何地方来说，每单位体积之中平均有多少能量。例如，我们银河系中能量高于10^9eV的全部宇宙射线(10^9eV是能直接观测的低限)，能量密度约为每立方厘米1电子伏。这一数值与我们银河系中星光的能量密度几乎完全一样，也和银河系磁场的能量密度几乎完全一样，三者符合一致特别值得重视，需要进一步深入研究理解。我们常说这里存在着能量的均分。对此我们有个很好的解释，宇宙射线在强磁场区中弹来跳去持续不断地获取磁场能量，所以会产生这样的结果。涉及这个数字的另外一个不一般情况是，在一定意义下它是人为的。它恰好出现在对其细节上发生了什么不够了解的能谱的较低能量之处。于是人们试图尽量猜测，观测不到的较低能量区可能发生什么情况。如果这宇宙射线能谱强度就是随着能量降低而减小，则我们前面的估算或许是正确的。

　如果只向后扩展而不改变直线走向，用以推测会发生什么，是一件使人迷惑的事。这时我们应当认清两种能量形式。这种情况下的动能密度大为提高但并不引人注目。很有意思而并不使人震惊。然而，如果我们还记得质量也具有能量，则事情会给人们深刻的印象。我们知道，质子的静质量为10^9eV，所以每颗单个较低能量粒子携带着相等的能量。就这样的陡谱而言，随着能谱进一步向低能量扩展，能量(或质量)密度很快变得非常大。从对我们银河系自转方式的研究得知，它所包含的物质要比我们观测能证实的多得多。我们由对低能宇宙射线能谱的推测得出，或许我们能在这里找到足以对银河系自转作出合理解释的足够的物质。如果把猜测推向更低的能量，就会出现能影响宇宙演化的足够的能量。我们把这称之为"热暗物质方案"。我们需要探明这种提法有什么不妥。

对宇宙射线能谱作仔细考察发现，在10^15eV能量附近，能谱开始有些变陡，到了约10^18eV以上又变得平坦。把能谱陡峭处全部人为除去后，就突出了全貌。于是看到它像膝和踝的外形。
能量刚超过10^9eV的宇宙射线，进入大气走不了太远，不易在地面上进行研究。可是由于它数量大，利用卫星进行探测较理想。特别由于核物理技术的发展对这一能量范围宇宙射线的研究十分有利，所以对这类粒子从空间作直接观测较方便。从空间探测的最早期开始，这种观测就一直是航天器的主要工作任务之一。粒子经过检测器时发生什么具体作用取决于粒子的组成(静质量与电荷)及其物理特性与粒子的能量大小。如果采用两种或两种以上不同类型的检测器进行测量，就能把不同组成和能量的粒子的不同效应分开，毫不含混地确认这些不同性质的粒子。在空间能实现对中等能量粒子的探测，能对许多单个宇宙射线粒子的组成作出证认，甚至能辨认检测到的是哪些种元素的同位素。在粒子能量较高时，随着粒子穿透能力的增强和有效粒子数目的急剧减少，使用这种测量方法就变得比较困难了。
　　对低能宇宙射线中存在哪些种原子核粒子进行考察是很自然的，并且还会问到考察结果同预料的是否一致。原来它们是些我们熟悉的元素：氢、氦、碳等原子中的完整原子核。从总体上看，发现它们的比例(即丰度)与我们太阳系中所包含的这些元素的比例大体相同。可还是存在着显著差异，能让我们洞察到这些粒子的起源。

　　最明显的差异出现在原子序数为3、4和5(锂、铍、硼)的元素上。在元素周期表中，它们离表的开头很近(紧跟在氢、氦后面)。因此，它们势必应该随"轻"原子核一起成团集结。可是，我们知道，这几种轻核在宇宙中很难找到。每种只有氢或氦的含量的十亿分之一或者还要少。当我们考察宇宙射线时，却发现轻核大量存在，数量要比预期的大到10万倍。另外，刚刚越过元素周期表中这几种轻元素之后，其他元素原子核就回到了应有的丰度，这种情况着实令人惊奇。初看似乎是，由于某种特殊原因，宇宙射线源的物质除了锂、铍和硼元素更多外，其构成与宇宙其他地方的物质构成基本相同。这样的解释不能让人信服，我们希望找到这些额外元素的另外的来源。

最可信的答案似乎是，大多数轻核并不是从宇宙射线发射源发出的。我们知道，宇宙射线从发射源发出后通过银河系时需要经过漫长而扭曲的路程才能抵达我们这里。我们还知道，我们银河系的构成是在巨大数量的恒星间还有稀薄的气体。这种气体极其稀簿，每立方厘米只有约1粒原子，或许认为是极好的真空更恰当。但是对于在星际介质中永世行进的宇宙射线粒子来说，它就像是核相互作用的靶子一样。在高能核击中其他核构成的靶之后，很可能双双分裂成更小的碎片。因为把核结合在一起的力具有以百万电子伏计的能量，这要比宇宙射线的能量小1000倍，所以对能量在10^10eV左右的宇宙射线粒子来说，就会发生这种情况。像碳、氧和氮这样的较丰富的更重些的核，具有很丰富的轻核质量的两倍以上，它们碎裂后的自然倾向就是变成轻核和其他物质碎片。所以，我们认为那些轻核是一些次级粒子，是其他宇宙射线在发射源与我们之间的路途中产生出来的，这个过程叫做散裂。

　　如果我们对散裂过程能深入了解，就能对宇宙射线从发射源到我们这里平均走过多长的旅程作出估计。我们还需要把星际气体中有多少靶原子以及核反应如何发生等事情搞清楚。有一个问题我们必须认可：需要假定宇宙射线穿过的银河系区域的星际气体相当均匀。因为我们知道，在银河系中强磁场区与气体密度较高的区域有联系，而且宇宙射线的路径取决于这些相同磁场，所以上述假定不见得适宜。理清其中种种关系并非易事，因此先来探寻路途中遭遇到多少物质。答案是其总量相当于数厘米厚的水。看来物质不能算多，但是如果星际介质的密度以每立方厘米多少原子个数计的话，就相当于非常远的距离(或很长的旅行时间)。这样推算，一个典型的宇宙射线粒子(能量为10^9eV的若干倍)在我们银河系中已有几百万年的寿命

实际上这里有了一种核查这个寿命值的方法，因为我们对这种能量较低的宇宙射线的组成已掌握了详尽的信息，使这种核查成为可能。铍10是一种半衰期为160万年的放射性核。这就是说，原来有一定数量的铍10核，160万年以后就只剩下原来数量的一半。另一半已经自发地分裂成其他核。对任何一个特定核衰变过程不能预测，这是对于所研究的许多核的平均效果。再过160万年之后，所剩下的核又有一半衰变掉。这样一来，我们就能通过对宇宙射线中观测到的铍10核数量的测定，来估算出尚未经受衰变过程前总共有多少铍10核(这里必定会考虑到上述铍的产生过程)，于是就能把衰变掉那样多数量的铍核所需要用去的时间估算出来。估算出来的这个时间值比前面从丰度比率的考虑所获得的值大出若干倍。我们假定，宇宙射线核实际上就是旅行了更长的时间，多用去的时间都消耗在那些因靶核过少而未曾产生散裂的地方了。所以，看来好像是宇宙射线因某种过程已从银河系中气体最多的区域排斥出去，或者更可能是，宇宙射线在气体原子密度很低但仍然存在磁场的银河系圆盘外面耗费掉不少时光。
　　有关宇宙射线通过我们银河系时在旅途中呈现的情景，是根据特定能量(若干GeV)的宇宙射线推测的。我们发现，随着宇宙射线能量的增加，取得的推测结果逐渐改变。当我们探求宇宙射线所穿过的吸收物的厚度时，随着能量的增加所得到的厚度值在减小。银河系对控制高能宇宙射线似乎变得软弱无力。把银河系当成"泄漏箱"的想法，对说明整个测量结果很有效。

最好有一个研究整个银河系中宇宙射线分布的方法。有些观测虽然困难但使这个想法成为可能，不过对观测的解释有赖于大量计算机模拟。我们知道，宇宙射线粒子同遍布银河系的弥漫气体发生相互作用，许多相互作用的结果之一是产生γ射线。所产生的γ射线沿着直线前进。NASA发射的康普顿γ射线天文台(CGRO)及其前驱COSB这类空间飞船上的仪器就能检测到这种γ射线。不出所料，这种γ射线在整个天空的分布显示了银河系的大体结构，支持我们关于宇宙射线起源的总体想法。

　　在计算机模拟中，为了产生γ射线，就必须有星系气体与宇宙射线。我们的计算机模型采用星系中气体分布的最好信息数据，对宇宙射线的分布设定各种假设(模型)，并利用观测到的γ射线行进方向，进行了计算机计算模拟。结果证明，实际上宇宙射线强度随着距银河系中心区的距离增大而逐渐减弱，所以我们原来认为的大部分低能宇宙射线起源于星系中的天体的想法，得到进一步支持。

　　我们得到的结论是，从低、中能宇宙射线的特性来看，它们起源于我们银河系以内的主要天体。情况随着能量进一步增加有所改变，粒子在星系平面附近逗留时间较少。那么，随着能量的增大到底发生了什么改变呢?

　　随着能量的增大宇宙射线质量的测量越来越困难。"日美合作乳胶实验"(JACEE)的联合高空气球实验结果，提供了能量高达10^15eV的有价值的重要资料。这项实验是在高空气球浮升到含量不到0.5%的大气顶层进行的。得到的结论是，虽然大气效应仍待改正，这里能不受影响地在大气中观测到宇宙射线。JACEE实验是由日本、美国和波兰研究人员协作进行的，一系列的长期气球飞行已经积累了大量数据。基本实验由检测宇宙射线、测定其电荷和能量等几项工作组成。由于能够进行研究的能量范围宽，所以这些测量特别重要。因为检测系统非常庞大，检测器能在多次飞行中反复利用，所以观测的时间也很长。实验采用大面积和长时间就意味着，宇宙射线粒子虽然稀少，却可以检测到相当数量的高能宇宙射线。

JACEE实验明确指出，较重核(沿元素排序稍后的核)的比例随着能量的增大而增加。如果我们将这一结果的趋势作进一步扩展，就会出现一个令我们感兴趣的提示，在宇宙射线能谱中膝部附近的能量(能量约为10^15eV的若干倍)中，重核可能是主要的成分。这与宇宙整体丰度以氢与氦占突出地位的情况完全相反。

　　可以在10^15eV能量附近对上述组成的提示进行验证吗?原则上当然可以，但实验中出现的困难问题令人胆怯。最近，对此进行了尝试，但是没能取得明确答案。困难在于随着能量增加而粒子数量猛减，也涉及到增大了的贯穿本领。在能量约为10^15eV时，宇宙射线到达的比率仅为每平方米每年约100个。这对于最大也只有几平方米面积的气球和卫星实验来说显然极为困难。特别是，粒子能量的确定通常依赖于在检测器中吸收粒子的大部分能量，对于能量如此大的粒子，每平方厘米检测器面积就要求1千克的吸收物质。于是，一平方米的检测器将需要有10吨吸收物质的质量，这对于作为卫星或气球飞行的负载(尽管苏联早期的实验达到过)来说就过于昂贵了。我们所知道的保持最佳记录的发射观测是，对这些粒子所产生的广延空气簇射级联的研究，目的是用间接的方法检测初级粒子质量和级联能量。

　　把簇射中初级粒子产生了多少粒子测量出来，就有可能确定初级宇宙射线的能量。因测量远在10千米外的单个核的质量纯属尝试，所以确定初级粒子质量更加困难。通常使用的技术是，对大气中簇射的发展细节进行研究，重要的是找到簇射粒子数达到最大值时的大气层深度(厚度)。这是艰巨的测量工作，也是理论工作，这有赖于对这一能量上粒子物理学的理论性理解，同时与能量确定也有相互联系。实验测量由两个数量决定，而这两个数量各自又不独立的情况下，就好像陷入许多微妙的圈套中似的。

总的概念是大质量核(物理学专门术语说成"有较大截面")比轻核(或质子)大些，所以在通过大气时相互作用产生得较早。另外，比较重的核碎裂所形成的级联展开得更快些。这些效应结合起来的结果是，重核初级粒子产生的级联与质子或轻核所引发的级联相比较，前者在较高的高度上达到最大展开。二者的差别可以大到整个大气厚度的1/10。有人可能觉得这个差异容易识别，其实不然。

　　实际情况是，能量为10^15eV附近的粒子级联虽然确实包含着许多粒子(多达几十万个)，但在不同组成间作出确切的选择时所必需的测量过于精细。有些测量有可能进行。当测量问题开始变得重要时，首先开展的一项流行的测量方法是，簇射抵达地面时测定μ子数对其他粒子数(主要是电磁成分)的比率。μ子数对簇射达到极大时的高度并不具有特别强的依赖关系，但是由于电磁组分衰减很快，所以展开得较早的簇射抵达地面时大量电磁成分已经衰变掉。于是就会出现这样的结果：铁核引发的簇射中μ子数与电磁粒子数的比率竟会大于后来才发生的质子簇射。原理虽然很好，但通常没有足够的μ子。在这个能量附近，簇射中μ子数对其他粒子数的典型比率为1∶10，它们也许会弥漫分布在100000平方米的面积上。这样抵达地面的μ子可能只有10000个，因为稀少所以相互间离得很远。对它们作实验测量需要许多大面积的昂贵检测器。

另一项可供选择的更诱人的技术是，利用簇射所产生的向前直进的契伦科夫光直接测量簇射最大值在观测者上方的高度。这既可以通过在地面上测量光的扩展来完成(簇射从高处展开比从低处展开其契伦科夫光的第一级近似值更大)，也可以通过测量光脉冲的时间延续来完成(晚发生的空气簇射会出观长时间延续，这需要进一步说明)。这项技术从理论上看也很完善，但作进一步详细说明就会引起很大问题。

　　采用所有的空气簇射测量技术所遭遇的基本困难是，具有相等能量的两个相同粒子所引发的两个簇射，会以完全同样的方式显现很不一样的发展演变式样。平均说来，我们期望它们有相同的发展式样，但是簇射的发展演变是通过一些统计性的决定过程发生的，而且在发展过程中还会出现巨大的涨落。只要考虑一下首次相互作用就清楚了。假定平均说来质子相互作用后能通过1/10的大气厚度，而重核相互作用后能通过1/30的大气厚度，二者差别是很大的。但是另一方面，一个质子在特定时机会轻易地与大气顶部的空气核发生相互作用，甚至比重核发生相互作用的平均时间还要早。有时重核也能坚持行进到相互作用平均路程的三倍才有适当的机会发生相互作用，这种情况又很像质子。意思是说，在测量中必须清醒地意识到存在着涨落效应。这说明实际情况是很难对付的。

似乎从技术上看很琐碎，但首先遇到的是要解决仅仅与检测簇射有联系的根本问题。一个空气簇射检测阵列对抵达地面的粒子才能响应。因为损耗的减少，到大气深处展开的簇射在地面高度上会比预期的平均情况下包含着更多的粒子。而较早展开的簇射，相应包含的粒子较少。设想有一典型粒子混合物到达大气顶部，在地面的高度上由响应粒子数的检测系统进行检测。平均来看，轻核在所经大气的1/10深度上发生相互作用，但是能一直拖延直到这段路程的3倍之远，抵达全部大气的约1/3深度处。在这种情况下(重核不可能出现这种情况)，对于簇射最大值粒子数目相同的簇射(即能量相同)，轻核簇射在海平面高度上将有多出5倍到10倍的粒子，于是将能检测到更多的粒子。

　　更坏的情况是，能量相同的两个质子有的能检测到，有的检测不到，这要取决于一个簇射在大气中的展开是否随机碰上涨落到比另一个更低的机会，反之亦然。这样导致的效应称做触发偏离，空气簇射阵列在其中作出簇射选择，形成复杂和有偏离的簇射混合物记录。在初级宇宙射线中的相同质子和铁核混合物的情况下，阵列检测到的大多数低能簇射，实际上是因为质子具有比其真正平均值更接近地面的簇射最大值平均深度而取得的。这就说明为什么，虽然在中等能量上已经作过许多测量尝试，而能谱的膝附近的组成仍然是争论的主题。

为什么组成就像我们发现的那样

　　低能量实验提出，能谱在膝的位置上重核占主要地位，尽管如此，至今仍不能确定无疑地认可。如果这种推测是正确的，那个结果合理吗?从表面上看，尽管仍有些令人困惑的细节引起注意，但答案是正确的。基本想法是要通过单一的概念或模型对能谱变陡和组成的改变作出解释。

　　我们银河系中弥漫着磁场，带电的宇宙射线粒子受磁场的束缚和限制只能在星系内慢慢从发射源运动到边缘处，然后消失到星系际空间。宇宙射线粒子的运动过程主要是在星系旋臂的磁场中进行的，在磁场中粒子沿着螺旋状路径行进。星系中的磁场也和旋臂同样具有环绕星系中心的总体结构。星系磁场正好与旋臂一致。然而，由于这种磁场经过超新星和星系转动的数千年的扭曲，已经形成了许许多多迂回曲折的被严重扭曲的磁场结构。所产生的结果是，虽然磁力线本身仍然是连续的，一般并不从星系出去也不进来，但是宇宙射线却能慢慢地从一条磁力线运动到另一条磁力线，特别是在磁场迂回曲折的地方更是如此。于是，宇宙射线不可避免地逐步行进到星系的边缘地带，最后消失在宇宙空间。

　　这一过程发生的速率取决于宇宙射线在磁场中会碰上多少剧烈曲折。那么，我们所说的剧烈曲折是什么意思呢?粗略地说，可以设想成所指的是，磁力线迂回弯曲的距离小于宇宙射线沿螺旋路径完成一圈走过的距离(称为拉莫半径)。在这种情况下，宇宙射线的路径会失去所依附的特定磁力线，而在磁力线间迂回。拉莫半径随着宇宙射线粒子能量的增加而增大，所以具有大拉莫半径路径的高能粒子将遭遇更多的磁力线剧烈曲折。于是，高能粒子比低能量粒子倾向于更快地脱离星系，所以在任何时间星系中的高能宇宙射线总数目都比低能量宇宙射线要少。用这个模型就能说明，在能谱膝的位置以上高能宇宙射线的数目为什么比假如低能谱无限延伸所显示的数目少。