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中的高能粒子 作者:[澳]罗杰·柯莱-第12部分
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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。
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□ ＇澳＇罗杰·柯莱等/著 车宝印/译
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。
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�
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