有健康網

 找回密碼
 註冊
搜索

宇宙射線


   

所謂宇宙射線,指的是來自於宇宙中的一種具有相當大能量的帶電粒子流。1912年,德國科學家韋克多·漢斯帶著電離室在乘氣球升空測定空氣電離度的實驗中,發現電離室內的電流隨海拔升高而變大,從而認定電流是來自地球以外的一種穿透性極強的射線所產生的,於是有人為之取名為「宇宙射線」。

發現

  1912年,德國科學家韋克多·漢斯帶著電離室在乘氣球升空測定空氣電離度的實驗中,發現電離室內的電流隨海拔升高而變大,從而認定電流是來自地球以外的一種穿透性極強的射線所產生的,於是有人為之取名為「宇宙射線」。
  宇宙線亦稱為宇宙射線,是來自外太空的帶電高能次原子粒子。它們可能會產生二次粒子穿透地球的大氣層和表面。射線這個名詞源自於曾被認為是電磁輻射的歷史。主要的初級宇宙射線 (來自深太空與大氣層撞擊的粒子) 成分在地球上一般都是穩定的粒子,像是質子、原子核、或電子。但是,有非常少的比例是穩定的反物質粒子,像是正電子或反質子,這剩餘的小部分是研究的活躍領域。
  大約89% 的宇宙線是單純的質子或氫原子核,10%是氦原子核或α粒子,還有1%是重元素。這些原子核構成宇宙線的99%。孤獨的電子 (像是β粒子,雖然來源仍不清楚),構成其餘1%的絕大部分;γ射線和超高能中微子只佔極小的一部分。
  粒子能量的多樣化顯示宇宙線有著廣泛的來源。這些粒子的來源可以是太陽 (或其它恆星) 上的一些程序或來自遙遠的可見宇宙,由一些還未知的物理機制產生的。宇宙線的能量可以超過10 eV,遠超過地球上的粒子加速器可以達到的10至10 eV,使許多人對有更大能量的宇宙線感興趣而投入研究[1]。
  經由宇宙線核合成的過程,宇宙線對宇宙中鋰、鈹、和硼的產生,扮演著主要的角色。它們也在地球上產生了一些放射性同位素,像是碳-14。在粒子物理的歷史上,從宇宙現中發現了正電子、μ和π介子。宇宙線也造成地球上很大部份的背景輻射,由於在地球大氣層外和磁場中的宇宙線是非常強的,因此對維護航行在行星際空間的太空船上太空人的安全,在設計有重大的影響。

形成

宇宙射線

  宇宙射線(cosmic ray)一般指約在46億年前剛從太陽星雲形成的地球。初生的地球,固體物質聚集成內核,外周則是大量的氫、氦等氣體,稱為第一代大氣[1]

形成地殼

  那時,由於地球質量還不夠大,還缺乏足夠的引力將大氣吸住,又有強烈的太陽風(是太陽因高溫膨脹而不斷向外拋出的粒子流,在太陽附近的速度約為每秒350~450公里),所以以

宇宙射線

氫、氦為主的第一代大氣很快就被吹到宇宙空間。地球在繼續旋轉和聚集的過程中,由於本身的凝聚收縮和內部放射性物質(如鈾、釷等)的蛻變生熱,原始地球不斷增溫,其內部甚至達到熾熱的程度。於是重物質就沉向內部,形成地核和地幔,較輕的物質則分佈在表面,形成地殼。
  初形成的地殼比較薄弱,而地球內部溫度又很高,因此火山活動頻繁,從火山噴出的許多氣體,構成了第二代大氣即原始大氣。
  原始大氣是無遊離氧的還原性大氣,大多以化合物的形式存在,分子量大一些,運動也慢一些,而此時地球的質量和引力已足以吸住大氣,所以原始大氣的各種成分不易逃逸。以後,地球外表溫度逐漸降低,水蒸汽凝結成雨,降落到地球表面低凹的地方,便成了河、湖和原始海洋。當時由於大氣中無遊離氧(O2),因而高空中也沒有臭氧(O3)層來阻擋和吸收太陽輻射的紫外線,所以紫外線能直射到地球表面,成為合成有機物的能源。此外,天空放電、火山爆發所放出的熱量,宇宙間的宇宙射線(來自宇宙空間的高能粒子流,其來源目前還不了解)以及隕星穿過大氣層時所引起的衝擊波(會產生攝氏幾千度到幾萬度的高溫)等,也都有助於有機物的合成。但其中天空放電可能是最重要的,因為這種能源所提供的能量較多,又在靠近海洋表面的地方釋放,在那裡作用於還原性大氣所合成的有機物,很容易被沖淋到原始海洋之中。

宇宙射線產生

  太陽系是在圓盤狀的銀河系中運行的,運行過程中會發生相對於銀河系中心位置的位移,每隔6200萬年就會到達距離銀河系中心的最遠點。而整個「銀河盤」又是在包裹著它的熱氣體中以每秒200公里的速度運行。「銀河盤並不像飛盤那樣圓滑,」科學家稱,「它是扁平的。」當銀河系的「北面」或前面與周圍的熱氣摩擦時就會產生宇宙射線。

研究

  出於對宇宙射線研究的重視,世界各國紛紛投入資金與設備對其展開研究。前蘇聯日本、中國、美國、法國等國家相繼建立了宇宙射線觀測站。雖然宇宙射線的起源尚無定論,但科學家們仍然逐步了解了宇宙射線的種種特性,以及對地球和人類環境的影響。

宇宙射線的起源和傳播

宇宙線中的主要成分──各種原子核-結構圖

  宇宙線的起源通常指宇宙線中的主要成分──各種原子核的發射和加速過程。宇宙線在空間中的運動和分佈,屬於宇宙線的傳播問題。宇宙線的起源和傳播問題是彼此密切相關的:加速和傳播階段不能截然劃分開;相當一部分初級宇宙線原子核產生於傳播過程中。
  宇宙線的起源和傳播是高能天體物理學中一個重要的問題。宇宙線是各種天體演化過程的產物,特別是各種高能天體物理過程的產物,攜帶著這些過程的豐富信息。
  但是,宇宙線起源和傳播的研究有許多困難:首先由於宇宙線帶電粒子在星際空間傳播過程中受到磁場的偏轉,人們無法直接探知它們在空間的分佈,只能由宇宙線在運動和作用過程中發射出的射電波、X 射線和γ射線間接地推斷它們的存在。宇宙線在傳播過程中,還同星際物質作用,不斷改變其能量和組成,觀測到的初級宇宙線成分和能譜,是由原始起源與傳播過程共同決定的。從地球附近初級宇宙線推斷產生源處原始宇宙線的情況,必須考慮宇宙線在傳播過程中同星際物質的作用以及地球和太陽系磁場的調製,由射電、X射線和γ射線觀測推斷銀河系內宇宙線粒子分佈,也必須了解星際介質的分佈情況;但是人們對於太陽系磁場和一些重要的星際介質(如星際氫分子)的認識還只是剛剛開始。此外,隨著初級宇宙線觀測的進展,現有核物理和高能物理知識(如原子核反應截面、長壽命放射性核素的衰變壽命和分支比)的不足,已越來越成為限制人們了解原始宇宙線的重要原因。
  宇宙線高能粒子應起源於各種高能天體或天體高能過程。太陽和其他恆星表面的高能活動、超新星爆發、脈衝星、類星體和活動星系等,都可能是宇宙線源。目前人們普遍認為大多數宇宙線粒子起源於銀河系內。太陽耀斑爆發等高能過程伴隨著粒子的發射,但這種太陽活動只能產生太陽系空間宇宙線粒子的一個小部分,而且太陽粒子平均能量僅數十兆電子伏,大部分宇宙線應來自太陽系之外。銀河系普通恆星的粒子發射只能產生銀河系內宇宙線粒子的一個微不足道的部分,大部分宇宙線應產生於比普通恆星活動更劇烈的過程。
  超新星爆發是銀河系內最猛烈的高能現象。銀河系超新星爆發的平均能量輸出可以滿足維持銀河宇宙線能量密度的需要。蟹狀星雲等超新星遺跡強烈發射高度偏振的非熱射電輻射,它們應當是高能電子在磁場中的同步輻射。超新星遺跡中存在著大量的高能電子,應當是宇宙線高能電子的發源地。人們普遍設想超新星爆發及其遺跡也應當發射高能原子核,成為宇宙射線的主要來源。宇宙線中氫和氦核的相對丰度較太陽系或銀河系平均丰度小,表明宇宙線原子核可能來自恆星演化過程的晚期。宇宙線中重元素(例如Z>60)較多,它們可能是超新星爆發條件下快速中子俘獲過程(γ過程)的產物。宇宙線中一些元素的豐中子同位素較多,也表明宇宙線可能起源於超新星爆發形成的豐中子環境中。但是,迄今並無直接的證據說明超新星及其遺跡發射高能原子核。超新星爆發所釋放的能量如何轉化為粒子的動能,以及從很多超新星這樣的分立源如何能形成宇宙線粒子的冪律能譜,都是超新星起源模型所面臨的困難。對於初級宇宙線元素丰度的新近測量結果的分析表明,原始宇宙線重元素的相對丰度分佈接近於太陽系的分佈,與γ過程預期的分佈差別甚大,也同超新星起源模型不一致。
  E.費密曾於1949年提出宇宙線在星際介質中統計加速的機制:帶電粒子在同隨機運動的磁場不斷地碰撞中得到加速。費密加速機制可以解釋宇宙線的冪律能譜。但是,費密機制要求粒子另有初始加速過程,要求有足夠的能量供給星際介質中磁場的運動;同時費密機制不利於加速重原子核,難以解釋觀測到的宇宙線丰度分佈。近來的X射線觀測發現,超新星遺跡中至少在104年內存在著強烈的激波。理論分析表明,星際介質中的激波可以有效地加速宇宙線粒子,而且可以產生冪律能譜。由超新星爆發等高能活動引起的較強烈的激波在星際空間高溫稀薄氣體中可能傳播足夠長的路程,使激波加速機制可能有效地加速宇宙線粒子。但是,近來發現原始宇宙線元素丰度分佈與原子第一電離能密切相關:第一電離能愈低的元素,原始宇宙線丰度與太陽丰度之比愈大。所以,宇宙線起源和加速區域的溫度不能太高(<104開),使超新星爆發和高溫氣體中的加速機制遇到了困難。X射線天文觀測發現,銀河系中為數眾多的晚期恆星(K型和M型矮星)雖然光輻射微弱,但X射線發射和耀斑活動(從而粒子發射)的高能過程卻仍然很活躍,因而可能是宇宙線的重要發源地。但它們發射出的粒子如何進一步得到加速,也是一個沒有解決的問題。 銀河系內產生的高能宇宙線粒子,如果自由地在空間中傳播,則應在103~104年時間內飛出銀河系。由初級宇宙線元素相對丰度推得宇宙線粒子平均穿過的物質厚度約為5克/厘米2,而銀盤中星際氣體的平均密度約為1氫原子/厘米3,則宇宙線在銀盤中的平均滯留時間約3×106年,比自由粒子穿越銀盤的時間長得多。所以星際空間中宇宙線粒子不是自由地傳播而是在非均勻分佈的星際介質中擴散,並且可能在銀河系邊界處受到反射。從初級宇宙線中一些長壽命同位素(如10Be)相對丰度推得的宇宙線平均壽命 (塼107年)比在銀盤中的滯留時間長,所以銀河宇宙線粒子在其壽命內的大部分時間中可能是在圍繞銀盤的某個物質稀薄的區域──宇宙線暈中傳播的。 目前人們關於銀河系的知識和對宇宙線的觀測,還不足以構成和判斷細緻的宇宙線傳播模型。在處理與宇宙線傳播效應有關的問題(例如從初級宇宙線組成和能譜推斷原始宇宙線的組成和能譜)時,常採用一些簡化的穩態傳播模型,例如漏箱模型。漏箱模型假定銀河系內宇宙線粒子密度不隨時間和地點變化,宇宙線粒子在銀河系內擴散,通過邊界以一定的概率緩慢地向銀河系外泄漏。 雖然自60年代以來,隨著初級宇宙線以及射電、X射線和γ射線天文觀測的進展,人們對於宇宙線起源和傳播的認識在不斷深入,但由於問題的複雜性,迄今尚未能得到較為滿意的模型。人們對於極高能量宇宙線的了解就更少了;即使對於這部分宇宙線的成分,都還缺乏任何明確的認識。銀河系磁場不能貯存能量高於 1018電子伏的粒子,銀河系內起源的極高能粒子應當呈現高度的各向異性;但能量高於1018電子伏宇宙線粒子方向的各向異性度揥10%,而且較多的粒子並非來自銀河系中心,所以極高能宇宙線粒子可能起源於銀河系外。由於河外星系的空間密度很低,河外區域必須存在比銀河系強大得多的宇宙線粒子源,才能解釋觀測到的極高能宇宙線粒子流。

觀測方式

宇宙射線-高能粒子流圖冊(5張)
  我們知道,宇宙線主要是由質子、氦核、鐵核等裸原子核組成的高能粒子流;也含有中性的珈瑪射線和能穿過地球的中微子流。它們在星系際銀河和太陽磁場中得到加速和調製,其中一些最終穿過大氣層到達地球。人類對宇宙射線作微觀世界的研究過程中採用的觀測方式主要有三種,即:空間觀測、地面觀測、地下(或水下)觀測。

建立觀測站

  為了有效和長期對宇宙射線進行觀測,各國都相繼建立了觀測站。1943年,前蘇聯在亞美尼亞建立了海拔3200米的阿拉嘎茲高山站;日本在戰後建立了海拔2770米的乘鞍山觀測所;1954年我國建立了海拔3200米的雲南東川站。1990年,中日雙方共同合作建立了西藏羊八井宇宙射線觀測站。幾乎所有外來的高能宇宙線,除中微子外在穿過大氣層時都要與大氣中的氧、氮等原子核發生碰撞,並轉化出次級宇宙線粒子,而超高能宇宙線的次級粒子又將有足夠能量產生下一代粒子,如此下去,將會產生一個龐大的粒子群;這一現象是1938年由法國人奧吉爾在阿爾卑斯山觀測發現的,並取名為「廣延大氣簇射」。

廣延大氣簇射研究過程

  在廣延大氣簇射過程中,能量低於10的14次方電子伏特的粒子很難到達3000米以下的低空,而是在4000米處超高能粒子群發展到極大。由於西藏羊八井地處海拔4300米,終年無積雪,地勢平坦開闊,在能源、交通及生活上都具有便利條件,科研人員可在此進行長年不間斷觀測。 以羊八井的閃爍體探測器為例,當粒子穿過閃爍體時在其中損失能量使閃爍體發生熒光,這一束閃光經過光陰極轉換和光電倍增管放大后變為一個電脈衝信號。這個信號經過電纜被送到電子學記錄系統,由磁帶進行全年不間斷記錄。同時我們可以想到,如果我們在單位面積上安裝的閃爍體越多、密度越大;所接收的射線粒子也越多,記錄就更精密。除閃爍體探測器以外,羊八井站建成的宇宙射線採集方式還有:80平米乳膠室和地方性簇射探測器;中子堆中中子望遠鏡;試驗型50平米RPC地毯式探測器。
  宇宙射線還存在著轉化、簇射的過程。除中微子外,幾乎所有的高能宇宙射線,在穿過大氣層時都要與大氣中的氧、氮等原子核發生碰撞,並轉化出次級宇宙線粒子,而超高能宇宙線的次級粒子又將有足夠能量產生下一代粒子,如此下去,一級一級的轉化,將會產生一個龐大的粒子群。1938年,法國人奧吉爾在阿爾卑斯山觀測發現了這一現象,並將其命名為「廣延大氣簇射」。

影響

大氣層阻擋

  雖然當宇宙射線到達地球的時候,會有大氣層來阻擋住部分的輻射,但射線流的強度依然很大,很可能對空中交通產生一定程度的影響。比方說,現代飛機上所使用的控制系統和導航系統均有相當敏感的微電路組成。一旦在高空遭到帶電粒子的攻擊,就有可能失效,給飛機的飛行帶來相當大的麻煩和威脅

科學家認為

  還有科學家認為,長期以來普遍受到國際社會關注的全球變暖問題很有可能也與宇宙射線有直接關係。這種觀點認為,溫室效應可能並非全球變暖的惟一罪魁禍首,宇宙射線有可能通過改變低層大氣中形成雲層的方式來促使地球變暖。這些科學家的研究認為,宇宙射線水平的變化可能是解釋這一疑難問題的關鍵所在。他們指出,由於來自外層空間的高能粒子將原子中的電子轟擊出來,形成的帶電離子可以引起水滴的凝結,從而可增加雲層的生長。也就是說,當宇宙射線較少時,意味著產生的雲層就少,這樣,太陽就可以直接加熱地球表面。對過去20年太陽活動和它的放射性強度的觀測數據支持這種新的觀點,即太陽活動變得更劇烈時,低空雲層的覆蓋面就減少。這是因為從太陽射出的低能量帶電粒子(即太陽風)可使宇宙射線偏轉,隨著太陽活動加劇,太陽風也增強,從而使到達地球的宇宙射線較少,因此形成的雲層就少。此外,在高層空間,如果宇宙射線產生的帶電粒子濃度很高,這些帶電離子就有可能相互碰撞,從而重新結合成中性粒子。但在低空的帶電離子,保持的時間相對較長,因此足以引起新的雲層形成。

美國科學家還認為

  此外,幾位美國科學家還認為,宇宙射線很有可能與生物物種的滅絕與出現有關。他們認為,某一階段突然增強的宇宙射線很有可能破壞地球的臭氧層,並且增加地球環境的放射性,導致物種的變異乃至於滅絕。另一方面,這些射線又有可能促使新的物種產生突變,從而產生出全新的一代。這種理論同時指出,某些生活在岩洞、海底或者地表以下的生物正是由於可以逃過大部分的輻射才因此沒有滅絕。從這種觀點來看,宇宙射線倒還真是名副其實的「宇宙飛彈」。

意義

  今天,人類仍然不能準確說出宇宙射線是由什麼地方產生的,但普遍認為它們可能來自超新星爆發、來自遙遠的活動星系;它們無償地為地球帶來了日地空間環境的寶貴信息。科學家希望接收這些射線來觀測和研究它們的起源和宇觀環境中的微觀變幻。
  宇宙射線的研究已逐漸成為了天體物理學研究的一個重要領域,許多科學家都試圖解開宇宙射線之謎。可是一直到現在,人們都並沒有完全了解宇宙射線的起源。一般的認為,宇宙射線的產生可能與超新星爆發有關。對此,一部分科學家認為,宇宙射線產生於超新星大爆發的時刻,「死亡」的恆星在爆發之時放射出大能量的帶電粒子流,射向宇宙空間;另一種說法則認為宇宙射線來自於爆發之後超新星的殘骸。
  不管最終的定論將會如何,科學家們總是把極大的熱情投入到宇宙射線的研究中去。關於為什麼要研究宇宙射線,羅傑·柯萊在其著作《宇宙飛彈》作出了精闢的闡釋
  「宇宙射線的研究已變成天體物理學的重要領域。儘管宇宙射線的起源至今未能確定, 人們 已普遍認為對宇宙射線的研究能獲得宇宙絕大部分奇特環境中有關過程的大量信息:射電星系、類星體以及圍繞中子星和黑洞由流入物質形成的沸騰轉動的吸積盤的知識。我們對這些天體物理學客體的理解還很粗淺,當今宇宙射線研究的主要推動力是渴望了解大自然為什麼在這些 天體上能產生如此超常能量的粒子。」

研究歷史

研究開始

  1903年,盧瑟福(Ernest Rutherford,1871-1937)(左圖)和庫克(H.L.Cooke)研究過這個問題。他們發現,如果小心地把所有放射源移走,在驗電器中每立方厘米內,每秒鐘還會有大約十對離子不斷產生。他們用鐵和鉛把驗電器完全屏蔽起來,離子的產生幾乎可減少十分之三。他們在論文中提出設想,也許有某種貫穿力極強,類似於γ射線的輻射從外面射進驗電器,從而激發出二次放射性。
  1909年,萊特(Wright)為了搞清這個現象的緣由,在加拿大安大略(Ontario)湖的冰面上重複上述實驗,發現遊離數略有減小。
  1910年,法國的沃爾夫(Father Theodor Wulf)在巴黎300米高的埃菲爾塔頂上進行實驗,比較塔頂和地面兩種情況下殘餘電離的強度,得到的結果是塔頂約為地面的64%,比

宇宙射線

他預計的10%要高。他認為可能在大氣上層有γ源,也可能是γ射線的吸收比預期的小。
  1910-1911年,格克耳(Alfred Gockel)在瑞士的蘇黎世讓氣球把電離室帶到4500米高處,記錄下幾個不同高度的放電速率。他的結論是:「輻射隨高度的增加而降低的現象……比以前觀測到的還要顯著。」
  這種源的放射性與當時人們比較熟悉的放射性相比具有更大的穿透本領,因此人們提出這种放射性可能來自地球之外——這就是宇宙射線最初的跡象。
  奧地利物理學家赫斯(Victor Franz Hess,1883-1964)是一位氣球飛行的業餘愛好者。他設計了一套裝置,將密閉的電離室吊在氣球下,電離室的壁厚足以抗一個大氣壓的壓差。他乘坐氣球,將高壓電離室帶到高空,靜電計的指示經過溫度補償直接進行記錄。他一共製作了十隻偵察氣球,每隻都裝載有2~3台能同時工作的電離室。
  1911年,第一隻氣球升至1070米高,在那一高度以下,輻射與海平面差不多。翌年,他乘坐的氣球升空達5350米。他發現離開地面700米時,電離度有些下降(地面放射性造成的背景減少所致),800米以上似乎略有增加,而後隨著氣球的上升,電離持續增加。在1400米~2500米之間顯然超過海平面的值。在海拔5000米的高空,輻射強度竟為地面的9倍。由於白天和夜間測量結果相同,因此赫斯斷定這種射線不是來源於太陽的照射,而是宇宙空間。
  赫斯認為應該提出一種新的假說:「這種迄今為止尚不為人知的東西主要在高空發現……它可能是來自太空的穿透輻射。」1912年赫斯在《物理學雜誌》發表題為「在7個自由氣球飛行中的貫穿輻射」的論文。
  赫斯的發現引起了人們的極大興趣,從那時開始,科學界對宇宙射線的各種效應和起源問題進行了廣泛的研究。最初,這種輻射被稱為「赫斯輻射」,後來被正式命名為「宇宙射線」。當時,許多物理學家懷疑赫斯的測量,並認為這種大氣電離作用不是來自太空,而是起因於地球物理現象,例如組成地殼的某種物質發出的放射性。現在認為,宇宙線是來自宇宙空間的高能粒子流的總稱。
  1914年,德國物理學家柯爾霍斯特(Werner Kolhorster,1887-1946)將氣球升至9300米,遊離電流竟比海平面大50倍,確證了赫斯的判斷。
  1922年,美國科學家密立根(Robert Andrews Millikan,1868-1953)(左圖)和玻恩(I.S.Bowen)將這些實驗拿到55000英尺的高空去做,為了解決這種輻射的來源,他們先是在高山頂上測量,後來又把裝有驗電器和電離器的不載人的氣球升到高空來測量大氣的電離作用。
  1925年夏,密立根和助手們在加利福尼亞州群山中的Muir湖(繆爾湖)和Arrowhead湖(慈菇湖)的深處做實驗,試圖通過測量電離度與湖深的變化關係來確定宇宙射線的來源,之所以選擇這兩個湖,是因為它們都是由雪水作為水源,可以避免放射性污染;而且,這兩個湖相距較遠,高度相差6.675英尺,這樣可以避免相互干擾和便於比較。
  1925年11月9日,國家科學院在威斯康星州的Madison召開會議,密立根報告了測量的結果,他的結果表明,這些射線不是起源於地球或低層大氣,而是從宇宙射來的,密立根同意當時大多數人的觀點,認為宇宙射線是一種高頻電磁輻射,其頻率遠高於X射線,是後者平均頻率的1000倍。他認為,這種射線的穿透力既然比最硬的γ射線還強許多,當然不會由帶電粒子組成。如果假定宇宙射線真是像陰極射線那樣的帶電粒子流,那它能穿透相當於6英尺厚度鉛塊的穿透力,將使這些粒子具有當時難以想像的高能量。如果假定宇宙射線由光子(即電磁輻射的量子)組成,那麼宇宙射線輻射到地球時,其飛行路線將不受地磁的影響;相反,如果宇宙射線是由帶電粒子組成,則它將肯定受到地磁場的影響,飛到高緯度地區的宇宙射線帶電粒子將多於低緯度的地區,即有「緯度效應」(latitude effect),而密立根的測量結果表明,宇宙射線來自四面八方,不受太陽和銀河系的影響,也不受大氣層或地磁緯度的影響。
  1927年,斯科別利茲(Dimitr Skobelzyn)利用雲霧室攝得宇宙射線痕跡的照片,根據徑跡在雲霧室里的微小偏轉,第一次確認了宇宙線粒子徑跡。
  1927-1929年,荷蘭物理學家克萊(J.Clay,1882-1955)在從荷蘭到印度尼西亞爪哇島的旅行中,發現了緯度效應的蹤跡——靠近赤道處宇宙射線強度比較低。

博思

  博思(Walther Bothe,1891-1957)提出的符合計數法是在蓋革計數器的基礎上發展起來的,他所做的革新是利用兩個計數管,使得只有電離碰撞在兩個計數管中同時發生時,這兩個計數管才會計數。他利用符合法來判斷能量和動量守恆定律對光子和電子的每一次碰撞是否都有效,或者說這些定律是否是作為一種統計平均才成立。為了利用計數器研究被散射的α粒子和反衝電子之間是否符合,他與蓋革考察了單個的康普頓散射,得到的結論是:能量和動量守恆定律對光子和電子之間的每一次碰撞都是有效的。從此,符合法在宇宙線的研究中得到了廣泛應用。1930年前後,宇宙線領域里的一些重要發現幾乎都和符合法分不開。符合法的發明也為核物理、α射線超聲波等方面的研究提供了有效工具。博思與玻恩共同分享了1954年度諾貝爾物理學獎。

正電子的發現

  1931年秋季,在羅馬召開的國際核物理會議上,物理學家們向密立根提出的宇宙射線的電磁本質假說發起了公開的挑戰。義大利物理學家羅西(Bruno Benedetto Rossi,1905-1993)(右圖)在分析大量實驗數據的基礎上提出:從海平面觀察到的宇宙線,本質上是由能量非常高的帶電粒子組成;從強磁場使其偏轉顯示的結果來看,它們的能量大約高於幾十個億電子伏,遠大於密立根的估計值。這些帶電粒子也許是在大氣層中,由宇宙輻射源初始的高能γ輻射產生的,但這種γ輻射(即光子)的能量遠遠高於密立根所說的「原子構造」時釋放的能量。還有第二種可能,即宇宙線中觀察到的高能粒子就是最初的宇宙輻射,或者至少是它有意義的一部分。
  密立根讓研究生安德遜利用強磁場中的雲室,直接測量宇宙射線的能量,但安德遜的工作卻否定了密立根的假說,還導致了正電子的發現。
  1932年,C.D.安德森(Carl David Anderson, 1905-1991)(左圖)發現了正電子,這是宇宙射線研究的第一項引人注目的成果。
  C.D.安德森是美國加州理工學院物理教授密立根(R.A.Millikan)的學生,從1930年開始跟密立根做宇宙射線的研究工作。從1930年起C.D.安德森負責用雲室觀測宇宙射線。安德森採用一個帶有非常強磁鐵的威爾遜雲室來研究宇宙射線。他讓宇宙射線中的粒子通過室內的強磁場,並快速拍下粒子徑跡的照片,然後根據徑跡長度、方向和曲率半徑等數據來推斷粒子的性質

發現一條奇特的徑跡

  1932年8月2日,C.D.安德森在照片中發現一條奇特的徑跡,這條徑跡和負電子有同樣的偏轉度,卻又具相反的方向(右圖),顯示這是某種帶正電的粒子。從曲率判斷,又不可能是質子。於是他果斷地得出結論,這是帶正電的電子。狄拉克預言的正電子就這樣被安德森發現了。
  當時C.D.安德森並不了解狄拉克的電子理論,更不知道他已經預言過正電子存在的可能性。狄拉克是在他的相對論電子理論中作出這一預言的。從他的方程式可以看出,電子不僅應具有正的能態,而且也應具有負能態。他認為這些負能態通常被佔滿,偶爾有一個態空出來,形成「空穴」,他寫道:「如果存在空穴,則將是一種新的,對實驗物理學來說還是未知的粒子,其質量與電子相同,電荷也與電子相等,但符號不同。我們可以稱之為反電子。」他還預言:「可以假定,質子也會有它自己的負態。……其中未佔滿的狀態表現為一個反質子。」關於反質子的預言,到1945年才由西格雷(Emilio Segrè)證實。

英國物理學家布萊克特

  英國物理學家布萊克特(Baron Patrick Maynard Stuart Blackett, 1897-1974)從1921年起進行改進威爾遜雲室照相技術以研究原子核的人工轉變。1924年,他用雲室照片首次成功地驗證了人工輕核轉變,即氦-14核俘獲α粒子變為氧-17。1925年,他創製了雲室照相受自動計數器控制的裝置。在C.D.安德森發現正電子后的短短幾個月,布萊克特就用他拍攝的正負電子成對產生過程的宇宙線徑跡照片有力地證實了正電子的存在。
  由於宇宙射線和正電子的發現有密切聯繫,諾貝爾委員會將1936年諾貝爾物理學獎授予這兩個相關項目的赫斯和安德森,而布萊克特因改進威爾遜雲室以及由此在核物理領域和宇宙射線方面作出的一系列發現,獲得了1948年度諾貝爾物理學獎。

美國物理學家康普頓

  美國物理學家康普頓(Arthur Holy Compton,1892~1962)(右圖)因發現康普頓效應(也稱「康普頓散射」)于1927年獲諾貝爾物理學獎。他的主要興趣是核物理研究,他預見核能會給人類帶來巨大的利益,為了充分利用核能,康普頓決定先研究宇宙射線,計劃在1932年對地磁緯度不同和高海拔的地方,進行宇宙射線強度等方面的測量,康普頓組織了6個遠征隊,到世界各地的高山、赤道附近低緯度區等進行了廣泛測量,以便對初始的宇宙射線到底是光子還是帶電粒子作出合理的判斷,康普頓本人主持了美國中西部的落磯山脈以及歐洲南部的阿爾卑斯山脈、澳大利亞、紐西蘭、秘魯和加拿大等地的兩個遠征隊。
  1932年3月18日,康普頓開始了行程5萬餘英里,遍歷五大洲,跨越赤道5次的遠征,遠征開始時,康普頓傾向接受密立根的(光子的)假說,在廣泛測量之後,他的觀點有了根本性的變化,他斷定:海平面的宇宙射線強度可以相當滿意地表示為只是地磁場傾角的函數;宇宙射線的強度隨高度連續地XX,密立根所斷言的在9000米處有最大值並不存在。9月份以後,康普頓陸續收到60多位科學家在分佈範圍極廣的69個觀測站測量到的數據,反映了緯度從北78°到南46°、經度從東175°到西173°這個地理經緯度的範圍內,宇宙射線強度的分佈情形,康普頓宣布宇宙線存在緯度效應,並認為宇宙射線是帶電的高能粒子。
  密立根在1932年也進行了範圍較廣泛的觀測。加利福尼亞理工學院一位年青物理學家內赫(H.V.Neher)發明了一種高靈敏度的自動記錄驗電器。空軍的負責人同意密立根使用轟炸機,可將測量儀器帶到8000多米高空。9月底,密立根在氣象署的幫助下利用氣球到平流層作了測量。如果宇宙射線真是帶電粒子流,密立根應當有條件得到康普頓相同的結論的,但他們由觀測所得到的結論卻完全不同(左圖為密立根發表的文章)。

美國物理學會

  1932年12月底,美國物理學會在新澤西州大西洋城(Atlantic City)召開會議,密立根和康普頓這兩位諾貝爾物理獎獲得者就宇宙射線的本質進行了激烈的爭論。康普頓在會議上報告:不同緯度處宇宙射線強度有明顯不同,說明初始宇宙射線有帶電粒子的特徵,並提出了支持這種觀點的三種實驗。密立根在大西洋會議上宣讀了內赫跨越赤道航行的測量結果,沒有發現緯度效應。由於雙方都宣稱自己有實驗為證,無法統一思想,但大多數物理學家已經開始轉向承認康普頓的觀點。
  1935年11月11日,由兩名勇敢的駕駛員(Albert W. Stevens和Orvil A. Anderson)駕駛探測者2號氦氣球(體積為113000立方英尺)上升到官方記錄的22066米的高空,收集了大氣、宇宙線和其他數據。
  美國加利福尼亞理工學院的內德梅耶(Seth Neddermeyer,1907-1988)(右圖)和安德森(Carl D. Anderson)1934年提出假設:具有高度貫穿力的蹤跡是質量在電子與質子之間的粒子的蹤跡。(左圖為安德森與內德梅耶)
  1936年,他們在宇宙射線中發現了一種帶單位正電荷或負電荷的粒子,質量為電子的206.77倍,人們以為它就是湯川秀樹1930年預言的介子,稱它為μ介子,後來發現這種粒子其實並不參與強相互作用,是一種輕子,所以改名為μ子。
  1938年,奧格爾(Pierre Auger,1899-1993)(右圖)發現了廣延空氣簇射。簇射是由原始高能粒子撞擊產生的次級亞原子粒子。他發現簇射的能量高達 1015 電子伏特,即當時已知的一千萬倍。
  1940年3月9日,一架比奇AD-17雙翼飛機在海拔21050英尺高空飛越南極,為美國探險隊測量宇宙線。
  1946年,物理學家羅西(Bruno Rossi)與查才品(Georgi Zatsepin)領導的小組進行了首次空氣簇射結構的實驗(右圖)。研究小組創建了首個探測空氣簇射的相關探測器陣列。
  1946年,兩位英國科學家羅徹斯特(George D.Rochester)和巴特勒(Clifford C.Butler,1922-1999)拍了許多雲霧室事件的照片,在其中一張照片中,發現了些形狀象字母V的徑跡。只有承認質量近似為494MeV/c2 的粒子在飛行中衰變成二個π介子時生成這些徑跡,才能對此作出解釋。人們確信存在一種新的粒子,根據其徑跡形狀,就叫它V粒子(左圖)。這種V粒子現在叫作K0粒子,這就是後來被稱為奇異粒子的一系列新粒子發現的開始。
  1947年8月16日,物理學家波默蘭茨(Martin Pomerantz)宣布放飛了4個攜帶宇宙線探測儀的氣球(左圖),在至少127000英尺的高度越過了南極地區。
  1947年,英國的鮑威爾(Cecil Frank Powell,1903-1969)等人創造了將核乳膠用氣球送到高層空間去記錄宇宙線的方法,在玻利維亞安第斯山地區從宇宙射線中發現了湯川秀樹1930年所預言的π介子,質量約為電子質量273倍,它與原子核之間有很強的相互作用,稱為帶電π介子。π介子存在的時間僅有兩億分之二點五秒,之後便分裂為μ介子,μ介子存在時間相對較長,為百萬分之一秒,並以每秒鐘上萬公里的速度飛行。
  湯川秀樹與鮑威爾分別于1949年和1950年獲得諾貝爾物理學獎。
  1948 年,劍橋大學的天文學教授霍伊爾(Fred Hoyle,1915-2001)(左圖)與邦迪(Hermann Bondi )、戈爾德(Thomas Gold )一起提出了「穩恆態宇宙理論」,該理論認為宇宙在大尺度上,包括任何時候和任何地方,都是一樣的。在這個「穩恆態」宇宙中沒有開始,沒有結束。星系在各個方向上簡單地飛離,就像烤蛋糕時蛋糕上的葡萄乾隨著蛋糕膨脹而遠離。為了填補星系退行后留下的虛空並保持宇宙總的外觀,他們假定物質在星系際空間無中生有地創生,物質的創生率(每立方公里每年產生一個粒子)恰好用來形成新的星系。
  1948年,伽莫夫(George Gamow,1904-1968)和阿爾法(Ralph Asher Alpher,1921-)也提出了宇宙是從一個原始高密狀態演化而來的理論,並請著名核物理學家貝蒂(Hans Bethe)一起署名,這一理論被稱作αβγ( Alpher, Bethe,& Gamow )理論,霍伊爾在1952 年把它稱為「大爆炸理論」(the Big Bang ),但他認為宇宙不會在一聲爆炸中產生。
  1949年,費米(Enrico Fermi,1901~1954)發表宇宙射線理論,嘗試以超新星爆發的磁力衝擊波來解釋宇宙射線的粒子加速機制,但未足以解釋最高能宇宙射線的存在。
  1962年,美國麻省理工學院的林斯里(John Linsley)與同事,利用新墨西哥州火山農場10平方公里的空氣簇射探測器組探測到一個能量估計為 1020 電子伏特的宇宙射線。
  1965年,美國貝爾電話實驗室的彭齊亞斯(Arno Penzias,1933-和威爾遜(R.W.Wilson)無意中發現了大爆炸理論預言的宇宙微波背景輻射。他們本想要使用一根大型通信天線進行射電天文學的實驗研究,但因不斷受到一個連續不斷本底雜訊的干擾,使得實驗無法進行下去。那個雜訊的波長為7.35厘米,相當於3.5k溫度的黑體輻射,其各向同性的程度極高,而且與季節變化無關。幾乎一年,他們想盡辦法跟蹤和除去這個雜訊但絲毫不起作用,便打電話給普林斯頓大學的羅伯特·迪克(Robert Henry Dick, 1916~),向他描述遇到的問題,希望他能作出一種解釋。迪克馬上意識到兩位年輕人想要除去的東西正是迪克研究組正在設法尋找的東西——宇宙大爆炸殘留下來的某種宇宙背景輻射。彭齊亞斯和威爾遜獲得了1978年諾貝爾物理學獎。
  1966年,格雷森( Kenneth Greisen)、查才品(Georgi Zatsepin)和古茲文(Vadem Kuzmin)認為,高能宇宙線與微波背景輻射相互影響減小了能量,因此宇宙射線的能量應低於5 x 1019電子伏特。(右圖為衛星記錄的宇宙微波背景圖)

現代的宇宙線探測方式

  直接探測法——1014eV以下的宇宙射線,通量足夠大,可用面積約在平方公尺左右的粒子探測器,直接探測原始宇宙射線。這類探測器需要人造衛星或高空氣球運載,以避免大氣層吸收宇宙射線。
  間接探測法——1014eV以上的宇宙射線,由於通量小,必須使用間接測量,分析原始宇宙射線與大氣的作用來反推原始宇宙射線的性質。 當宇宙射線撞擊大氣的原子核后產生一些重子、輕子及光子(γ 射線)。這些次級粒子再重複作用產生更多次級粒子,直到平均能量等於某些臨界值,次級粒子的數目達到最大值,稱為簇射極大,在此之後粒子逐漸衰變或被大氣吸收,使次級粒子的數目逐漸下降,這種反應稱為「空氣簇射」。地球地表的主要輻射源是放射性礦物,空氣簇射的次級粒子是高空的主要輻射源,海拔20公里處輻射最強,100公里以上的太空輻射則以太陽風及宇宙射線為主。
  空氣簇射的成份主要以輕子居多,重子最少。探測空氣簇射有三種方式:地面(及地下)陣列、契倫可夫望遠鏡、螢光望遠鏡。
  地面(及地下)陣列通常需要多個帶電粒子探測器組成,分佈于廣大平坦的區域,次級粒子才能有充足的取樣,可全年操作。契倫可夫望遠鏡可探測由次級粒子產生的契倫可夫光,螢光望遠鏡可探測帶電粒子遊離氮氣產生的螢光,這兩種望遠鏡只能在夜間操作且需避開城市光源,平均操作時間只有10%。
  宇宙射線為來自太陽系以外的高能量粒子,能量約從109eV to 1020eV以上。在靠近地球的太空中,每秒每平方公分約有一個宇宙射線穿過。宇宙射線的主要成份是質子,及其它核種從氦核到鐵核以上,甚至微量的鑭系元素。人造粒子加速器其最高能量約為1013eV。右圖顯示了宇宙射線的能譜,橫跨12個數量級的能量。能譜上有兩個有重要物理意義的轉折點,1015eV稱為膝點(knee),3′1018eV稱為踝點(ankle)。極高能宇宙射線(Ultra High Energy Cosmic Rays: UHECR)主要研究1018eV以上的宇宙射線。為什麼會有這麼高的能量?它們的來源在那裡?它們是什麼粒子?這些都是宇宙射線物理學家的研究課題
  UHECR的研究經費在美國超導對撞機(Superconducting Super Collider)計劃終止后快速增加,並成為天文粒子物理學研究的三大主流之一(另兩項為微中子與暗物質)。

手機版|小黑屋|Archiver|國民健康/健康檢查/健康知識 | liyanyan@kimo.com | | Healthcare

GMT+8, 2014-10-1 03:55 , Processed in 0.115466 second(s), 3 queries , Gzip On, Memcache On.

Powered by Discuz! X3.2

© 2001-2013 Comsenz Inc.

返回頂部