[科普中国]-次级宇宙线

发现历史

1933 年美国物理学家罗西1采用由三个计数管组成的望远镜装置, 在地面上对宇宙射线的次级粒子性质进行了研究, 这个实验不仅进一步证实了次级宇宙射线主要是由带电粒子组成, 而且通过次级宇宙射线在铅层内的吸收测量表明, 当铅层厚度增加到10cm以内, 宇宙射线强度将减少30%， 当铅层继续加厚时, 射线强度的变化却非常小, 甚至铅层增加到一米厚时, 射线强度大约仍有50%, 由此可知, 次级宇宙射线是不均匀的, 至少应是由两类不同粒子组成, 其中一类粒子在不到10cm的铅层则几乎全被吸收；而另一类粒子却能穿过相当厚的铅层而不被吸收, 罗西把穿透能力较小的前者称为次级宇宙射线的“软成分” , 后者称为“硬成分”

通过磁云室等实验证明, 宇宙射线中的硬成份主要是由带正、负电荷的粒子组成, 分析它们的径迹可以肯定这些粒子不是质子, 而是质量介于电子和质子之间的粒子, 即所谓的产子,产子是高能质子同原子核作用所产生的‘ 介子的衰变产物, 即

由于产子在产生时的速度很高, 那么由于相对论效应它表现出来的寿命也会延长, 因此在大气中可走很长的距离, 所以在接近海平面处其硬性部份几乎全是产子 至于中微子, 由于它不带电,所以穿透能力更强, 能量不到十亿电子伏特的中微子, 能穿过整个地球直径的物质层。

随着宇宙射线工作的开展, 于1933年英国的布来开等人, 他们把云室放在两个计数器之间, 当粒子通过计数器时, 云室就自动拍下照片 人们用这种自动作用的云室发现了一些所谓的电磁簇射事例 在电磁簇射过程中要产生大量的粒子, 经过分析研究现已知道电磁簇射的形成是高能带电粒子或光子通过电磁级联产生的 我们知道, 当快速电子通过物质时产生韧致辐射, 放出高能( 光子, 这种高能( 光子与原子核作用, 又产生正、负电子对, 其中的正电子可以与物质中的电子相结合发生淹灭辐射放出两个( 光子, 这些( 光子又可产生电子对, 这样, 正、负电子对和韧致辐射的交迭发生, 使电子和光子的数目迅速增加, 形成电磁簇射。

1938 年巴黎高等师范学院的俄歇等人2, 用盖革一米勒计数器发现了广延空气簇射现象, 这个现象的产生过程是, 初然宇宙射线中的超高能粒子, 同大气层中原子核碰撞产生出第一代粒子, 新产生的第一代拉子又继续和大气中的原子核相碰, 产生更多的第二代粒子, 这些接二连三的核作用形成所谓的核级联, 在核级联过程中产生大量粒子 在核级联的初期阶段所产生的带电, 介子, 速度较高, 产生相对论寿命延长, 所以它一般不衰变而与空气中的原子核发生碰撞 在核级联后期所产生的带电, 介子, 由于速度较小, 相对论效应不明显, 所以很快发生衰变 在核级联中产生的中性护介子可转化为一对高能( 光子, 这些高能( 光子又可形成前面所讲的电磁簇射, 产生大量的电子和光子 由于核级联和电磁簇射两个过程的盈加, 粒子数猛烈增加, 一般可以达到1012个, 象下雨一样迅速落到几平方公里的地面上, 这就是所谓的广延空气簇射, 研究广延空气簇射除了利用盖革/米勒计数器还可用电离室和闪烁计数器等观测方法1962年斯卡里等人就是利用闪烁计数器组成的阵列测得能量为1020eV的广延空气簇射事例, 目前美国和日本正在研究借助大气荧光拍摄广延空气簇射的技术, 从1962. 到1974年间, 曾几次试图建造这样的一个实验系统, 但都失败了.

1972 年我国的宇宙射线工作者, 在研究广延空气簇射时, 曾发现一个质量比质子质量大十倍的事例, 据分析估计, 它很可能是理论上预言的层子􀀁又叫夸克􀀂目前也有人从广延空气簇射现象中寻找超过光速的所谓快子。对于宇宙线中超高能现象的研究, 除在地面上进行广延空气簇射外, 也可用乳胶室, 把它放在山顶上􀀁或气球上􀀂 , 可以连续记录超高能事例, 我国的西藏高山乳胶室就是为开展这方面工作而建立起来的。

吸收次级宇宙线的强度（单位时间内通过单位立体角单位面积的粒子数）与大气深度和天顶角有关3。

宇宙线进入大气层后，随大气深度（到大气层边缘的距离，通常用在这一距离内单位横截面间的物质的量来表示,单位为克/厘米2）的增加，次级宇宙线不断产生，宇宙线平均能量逐渐降低，其强度最初是逐渐增大，在海平面上12～22公里高度处宇宙线强度有极大值，以后因大气吸收，强度逐渐减弱。由于地磁效应，在地磁极区初级宇宙线包含有较多的低能粒子，其强度比地磁赤道区约高一个量级，但能量较低的粒子产生的次级粒子的数量较少，也容易被吸收，因而随着大气深度的增加，地磁极区的宇宙线强度较快地达到极大，以后吸收也较快,它与地磁赤道区的宇宙线强度差别逐渐减小,在海平面二者间的差别仅约为14%。在海平面宇宙线强度约为1.1×109cm9·s-1·sr-1，这个强度比极大值处低20～50倍。

次级宇宙线的天顶角分布也反映它在大气中的吸收特性,在大天顶角方向,宇宙线穿过的大气吸收层比垂直方向厚，其强度就弱。以I(x,θ)表示大气深度为x、θ方向的宇宙线强度，一般有I(x，θ)=I(x，0)cosθ，其中I(x，0)为垂直方向的宇宙线强度。n值随宇宙线成分及大气深度不同而异,在同一深度n值越大表明它在大气中的吸收越快。对海平面宇宙线有n=2。

强子成分初级宇宙线中原子核进入大气后4，在几十克/厘米2深度内几乎全部因与大气核作用而碎裂,故次级宇宙线中的强子成分不再包含原子核，大部分是核子，少部分是介子。它们在大气中的吸收较快，吸收长度λa≈100克/厘米2,即在大气深度为x处观测强子成分垂直方向的强度为I(x，0)=I(0)exp(-x/λa)，其中I(0)为大气顶端的强子成分强度（近似于初级宇宙线强度）。在海平面带电强子成分的强度约为 1×104cm9·s-1·sr-1，约比初级宇宙线强度低三四个量级。在地面上能量大于E的带电强子数目即积分能谱可表为N(>E )∝(E+D)-m，其中D≈9×108eV,m=2,对于能量E>1010eV区域能谱与初级宇宙线相似,这是一个很陡的谱,即每当能量高一个量级，宇宙线的强度要降两个量级。因此研究流强极为微小的超高能宇宙线事例要有大规模的探测器并且放置在尽可能高的地方去观测。如放置在5500米高山上的乳胶室,每平方米每年可得到一个观察能量超过1014eV的宇宙线作用事例，而要观察1018～10τeV的广延大气簇射事例则需要把探测器布置在若干平方公里范围。宇宙线的中子成分对于能量高于1010eV的高能部分,在地面上观察到的强度与能谱均与质子相似，但能量低于500MeV的宇宙线的中子强度比质子大，在海平面宇宙线中包含了能量从eV到100MeV的中子, 其强度为10-3cm9·s-1·sr-1量级。对能量高于1010eV的宇宙线强子以I(x,θ)=I(x,0)cosθθ表其天顶角分布，在5500米高山有n=5，在海平面n值更大。

光子电子成分初级宇宙线中只有百分之几的电子成分和一些低能光子2，次级宇宙线中的光子电子成分主要来自宇宙线与大气核作用产生的π0介子衰变放出的γ光子，这些γ光子在大气中电磁级联簇射，所以从大气顶端开始光子电子成分随大气深度强度逐渐增大，在海平面上15～20公里高空达到极大值，此时它的强度约占宇宙线强度的3/4，比初级宇宙线的强度还高一倍左右。以后它在大气中逐步被吸收，因为它主要来源于强子成分的核作用，所以其能谱形式及吸收规律和强子成分相近，天顶角分布也与强子成分相近。但到达海平面，有部分光子电子成分是μ子成分的作用产物,在地下还可以探测到强度很低的光子电子成分,它们基本都是μ子成分的作用产物，这时光子电子成分的能谱形式和天顶角分布就与强子成分不一样。由于光子电子成分容易被铅吸收，常称为宇宙线的软成分（实验上指被10厘米铅吸收的宇宙线为宇宙线的软成分）。

μ子成分宇宙线中的μ子是π±、K±介子的衰变产物3。初级宇宙线进入到大气层不到100克/厘米2的深度范围，多数会发生核作用，产生π±、K±，在12～20公里高空空气稀薄，介子在此发生次级作用的几率较小而衰变几率大，多数μ子在此层产生。故称之为μ子产生层。μ子产生的平均高度约为100克/厘米2（大概对应于16公里左右的高空）,称为μ子的产生高度,μ子寿命较长（约2×10-6秒），它在物质中运动损失能量也小，因而有很强的穿透力，通常很容易穿过10厘米厚的铅吸收体,故称μ子成分为宇宙线的硬成分。临近地面随大气厚度增加，宇宙线的其他成分被大气逐渐吸收,强度逐渐减小，而μ子成分吸收慢，它的强度逐渐超过其他成分,在海平面μ子成分的强度占宇宙线强度的3/4,约8×10-3cm9·s-1·sr-1。

海平面宇宙线的天顶角分布主要反映μ子成分的天顶角分布，即I(x,θ)=I（x,0）cos2θ。但对能量大于1012eV的高能μ子成分具有完全不同的天顶角分布,这是因为在大天顶角方向大气吸收层较厚,经过路程较长,通常μ子成分能量约为(1～10)×1010eV有较大的几率被吸收或衰变,而对于能量大于1012eV的μ子在大天顶角方向，不被吸收也不会衰变，相反在大天顶角方向有较厚的μ子产生层，产生的μ子数目多，对于这种高能μ子成分具有I(x,θ)=I(x,0)secθ的天顶角分布。

μ子成分是π±、K±的衰变产物，故其能谱与π、K的能谱相关，以dN/dE表示介子能谱，则μ子成分能谱可表为dNμ/dE=(dN/dE)B/(B+E)。对于π,B=9×1010eV；对于K,B=5.2×1011eV。即在E