[科普中国]-宇宙射线探测器

简介

在近代物理学发展史上，宇宙射线的研究占有重要的地位。很多新的粒子最先就是在宇宙射线中发现的。这使得人们越来越认识到天体物理、宇宙射线和高能物理密不可分。最近的研究发现表明，地面宇宙射线的观测已经成为探索宇宙起源、天体演化、空间环境、气候变化等科学之谜的重要途径之一。另外，宇宙射线对地球环境以及生物的多样性也会产生重要影响。因而探索地面宇宙射线也逐步得到了人们的重视。

宇宙线可以分为初级宇宙线和次级宇宙线。初级宇宙线是指地球大气层外的高能粒子流，其中约有90%的质子、9%的α粒子、1%的电子和其他少量的重元素原子核。初级宇宙线粒子能量的多样性显示了这些粒子的来源可能是太阳(或其它恒星)或来自遥远的宇宙(例如：超新星爆发，脉冲星等)。初级宇宙线的能量可以超过1020eV，远大于粒子加速器可以达到的1012至1014eV，从而使得许多人对高能量宇宙线的研究感兴趣。次级宇宙线则是初级宇宙线与大气层中氮、氧、氩等原子核发生强子簇射和电磁簇射后产生的各种射线。它由µ轻子、中子、电子、γ射线和质子的混合物组成。初级宇宙线在与大气原子核相互作用的过程中产生大量π介子，π介子则会衰变成µ子和对应的中微子，而µ子在传输过程中可再衰变成电子和反电子中微子。在众多次级宇宙线中，µ子拥有相对较长的寿命，可以在衰变前穿透大气层。因此地面上的次级带电宇宙线中约有90%是µ子。

近半个世纪以来，在宇宙射线现象与全球气候变化以及大范围环境变化间的关联研究方面已有大量的工作。由于到达地面的µ子是初级宇宙线与大气层簇射过程的产物，因而µ子射线的通量和大气物质的构成有关。由于这些已观测到的大范围环境变化受到多种因素影响，且宇宙线效应相对较小，因此需要仔细处理观测数据，从中提取宇宙射线影响的弱信号。积累不同地区、不同海拔上µ子通量的信息对研究宇宙射线与大气、农业等领域之间的关联都是非常必要的。同时大量长期的µ子射线数据可让大众直观地感受到宇宙线的存在，从而使得小型宇宙线探测仪可以成为公众了解高能物理和空间环境的一个窗口。

传统的核物理探测设备基于先进的NIM机箱、插件和数据获取系统，因而可以很好地对高能射线实施精确测量。但是，传统的核物理实验设备价格昂贵、体积大、不便于携带，所以研制安全、便携、相对廉价的高性能小型宇宙线探测仪对多地区多点测量是必要的。闪烁体探测器作为非常成熟的探测器，对带电粒子的探测效率非常高，且制作方便。闪烁体探测器是小型宇宙射线探测仪的首选。考虑到紧凑性，研制小型宇宙射线探测仪需要把灵敏探测体、光电转换和放大、信号成型和筛选，数字显示以及高压电源模块进行简化并有机的整合起来1。

宇宙射线探测宇宙线粒子进入大气层之后，和大气中的原子核进行相互作用，产生级联的广延大气簇射过程。在地球表面接收到的带电粒子，绝大多数是原初宇宙线在大气中产生的次级粒子，通过对这些次级粒子的捕捉，可以实现对原初粒子的重建2。

对原初宇宙线粒子的直接测量，只能在大气层以外的空间实验站进行，也就是气球，卫星和空间站上进行。但是，因为空间实验的特殊性，对实验的载负和功耗有着强烈的约束，这些实验的探测面积无法做的很大，同时对宇宙线的观测的能量上限也不够高。

硬件构造和调试在宇宙射线观测中，我们采用的是自己研制的一款小型宇宙射线探测仪。探测仪的实物图和内部结构如图所示。该宇宙射线探测仪是由上、下两个平行正对的条形闪烁体探测器组成的一个望远镜系统。采用望远镜系统结构，既可以通过符合测量的方法降低随机噪声本底，又可以测量不同天顶角方向的宇宙射线流量。符合测量要求探测仪的两个闪烁体探测器同时发生响应时才计数，即意味着有宇宙射线穿过两个闪烁体探测器。探测器的随机噪声不具有时间的关联性。在噪声计数率低的情况下，两个闪烁体探测器同时产生一个背景噪声的概率几乎为零。非符合测量是指仅利用一个探测器测量计数。

本实验测量所用的宇宙射线探测仪造价低廉、便携安全且稳定可靠。其硬件主要构成为：塑料闪烁体×2、光电倍增管×2、电子计数显示模块、模块电源以及Cockcroft-Walton升压电路板。带电粒子通过物质材料时会电离和激发材料中的原子分子。闪烁体探测器的原理就是收集闪烁体中原子分子退激发的荧光光子来探测经过闪烁体的高能射线。光电倍增管放置在闪烁体的末端，用来收集多次散射进来的光子，并进行光电转换和信号放大。光电倍增管在进行电子倍增时需要几百甚至上千伏特的高压。针对宇宙射线探测仪小型便携的特点，中国科学院近代物理研究所为其开发了Cockcroft-Walton升压电路板。该升压电路具有功耗低、安全、并且成本低廉的特点，适用于小型以及超小型的闪烁体探测器。

为了了解宇宙射线探测仪的稳定性，我们对环境敏感的升压模块进行了测量。测量的结果列在表中。我们调节Cockcroft-Walton升压电路板的可调电阻，测量了其在5种不同升压倍率下的电压波动情况。测量过程中，升压电路板保持和光电倍增管的打拿极相连。表展示了测量的电压平均值和标准偏差。Cockcroft-Walton升压电路板的电压稳定性较好，电压波动小于1%。

为了解闪烁体探测器的随机热噪声的情况，测量了闪烁体探测器计数随光电倍增管电压的变化情况，同时也测量了上、下两个闪烁体探测器在表电压设置下的计数率。在每个电压设置下，我们测量十分钟时间内的计数。总共测量时间两个小时左右。如果没有剧烈的太阳活动(大型太阳耀斑等)，则在两个小时内，次级宇宙射线的通量变化不大。上、下两个闪烁体的计数率随升压电路输出电压的变化关系如图所示。随光电倍增管上电压的增大，两个闪烁体探测器的计数率均有所增加，并且随电压近似呈线性关系。计数率的增加是光电倍增管的热电子噪声造成的。光电倍增管打拿极之间电压增大致使光电倍增管的倍增因子增大，同时对热电子噪声的探测效率也随之增加，从而导致了探测器计数率的提高。