第八章 最高能宇宙射线和蝇眼
对宇宙间最高能粒子进行检测是一项技术挑战。更加困难的是,把仪器设备安
置在高空气 球和卫星上带上天空进行的天体物理观测实验。 如果是为了检测来自
恒星和星系的X射线或γ射线辐射, 这项技术就有很大的意义。我们知道地球大气
是这些种辐射的强吸收物,气球或卫星能使观测在大气以上进行。另一方面,如果
打算用这种办法捕捉超高能宇宙射线, 就必 须有极大的耐心。能量高于10
19eV的宇宙射线粒子,平均每年在1平方千米的面积 上只落下一颗。换成空间
观测, 利用面积为1平方米的典型卫星检测器拦截的话,等待100万年才有 可能检
测到1颗这类宇宙射线的粒子!
你可能这样想,科学家们在极稀少的采集物面前研究这些宇宙射线一定倍感失
望。但是实际上,与某些其他项研究的同行们比较起来,总还算比较幸运。例如,
建造巨大检测器用来观测来自坍缩恒星的引力波,或者利用检测器去观测来自活动
星系的高能中微子,那就更没有把握。我们知道,极高能量的宇宙射线是存在的,
而且是可检测到的! 同样的这些话,对于引力波或高能中微子就不能说。超过30
年的长期精心观测,确实观测到了一小撮能量大于1020eV的宇宙射线粒子。
它们并不是从原来预期的某些方向射来的。 事实上,随 着时间的推移,我们已经
认识到追究这些极高能量粒子的起源极其困难。尽管我们对这方面的知识有了很大
进步, 并将在本章对此给予阐述,我们仍然在找某些出路。我们即将看到,下 一
阶段的探索需要面对从未提出过的最辉煌科学计划,并进行国际性的合作研究,然
后才有可 能搞明白, 质量只有一千亿亿亿分之一千克的质子为什么能有由房顶落
地的一块砖头那样大的 能量。
与其诅咒大气是一种辐射的吸收物,不如说说我们看到宇宙射线物理学家如何
利用大气的优 点。 除了人们感兴趣的最低能量宇宙射线,因其粒子异常丰富能用
小型气球和卫星进行检测器监视外,科学家们利用大气能使稀有的粒子更容易看到。
宇宙射线在大气中产生的广延空气簇射将初级粒子的能量转变成很大数量的次级高
能粒子。这些高能粒子造成空气以几种方式发光(特别指契伦科夫光和荧光),因
而能在远处对宇宙射线进行检测。 簇射以最完美的碟形 前沿传播,使得在地面上
设置粒子检测器阵列对宇宙射线进行检测成为可能。 在地面上对空气 簇射的落点
数目取样,就能充分确定我们想知道的宇宙射线最初的到达方向、能量和质量等信
息。第一套巨型阵列
自从奥格尔发现了广延空气簇射时起,科学家们就在世界各地的一些荒凉不毛
之地建造了越来越大的检测器阵列。但是直到20世纪60年代初,还没有专门为探索
能量超过1017eV 的最高能粒子的起源建造足够大的阵列。 麻省技术研究所
富于创造力的B·罗西(Bruno Rossi) 研 究组,在用闪烁检测器测量空气簇射的
技术上作出重要贡献之后, 就建造了专门检测最高能量 粒子的观测台。在新墨西
哥州遥远的火山牧场区(Volcano Ranch) ,J·林斯利(John L insley)领导的
一个研究组建造和操作着这个新的阵列。 该计划所运行的第一套巨型阵 列由19台
检测器组成,每台的面积是33平方米,分布在8平方千米面积的地面上。
火山牧场阵列以这个早期形式一共远转了3年, 搜集到能量高于1018eV
的簇射10 00次,为我 们的有关知识基础作出了基本贡献。
例如它发现甚至超高能宇宙射线的到达也没有优势方向。换句话说,林斯利所
能告诉我们的仍然是到达方向是各向同性的。虽然较低能量宇宙射线的各向同性人
们已经理解, 当时很 多人仍然对此感到意外。于是必须作的研究工作就是,运动
带电粒子是如何同磁场发生相互作 用的。
我们已经知道,对于典型的宇宙射线,由于带电宇宙射线粒子在我们银河系中
围绕着纠缠扭曲的磁场作着螺旋运动,所以我们不可能由到达方向追溯到它的天文
发射源。然而 ,对最 高能粒子来说,我们期望它出现显著的不同。运动着的带电
粒子在磁场中所经受的弯曲总量与 磁场强度和粒子电荷成正比。特别要提到的是,
随着粒子能量的增加而弯曲会减少。所以,当我们考察的粒子能量越来越高时,一
方面粒子越来越稀少,另一方面它们的运动路经越来越直。确实是这样,我们对火
山牧场的数据所期望的东西是,它能显示出宇宙射线集中到达的方向在银河带的方
向上。观测结果不是这样,只能理解为这就表明宇宙射线不是起源于我们 银河系。
总之,相对很少的簇射数,尤其是最高能量粒子的轨道最接近直线,这就意味着任
何 结论都不很稳固。
图81 火山牧场站观测到的具有高过(图略)
林斯利通过他的阵列还获得了一项和各向同性结果同样重要,但更激动人心的
发现。一天有个特别的空气簇射降临到阵列上。这个簇射的不平常之处是,在广阔
分布着的检测器中检测到了很大数量的簇射粒子。一般典型的簇射只有四五个检测
器记录下粒子通过,而这个特别的簇射有15个检测器作出检测记录,粒子数比通常
的簇射多得多。对这个单一事件作了详细分析之后得出的结论是,这次簇射是由一
个能量超过1020eV的宇宙射线粒子激发出 来的, 它是那时观测到的具有最
高能量的粒子,它比用奥格尔的先驱空气簇射实验检测到的粒子的能量大100000
倍。 林斯利事件的细节情形立刻发表在有声誉的期刊《物理学评论通讯 》(1963
年) 上,并引起了广泛的关注。这个宇宙射线粒子的奇异本性于3年之后,其重大
意义显得更加突出。人们认识到,这样巨大能量的宇宙射线将同大爆炸火球遗留下
来的冷却辐射 发生强烈的相互作用。宇宙射线和微波背景
1965年发现宇宙微波背景之后只过了一年,K·格雷森(Kenneth Greisen)在
美国, 同时G· 扎采品(Ge orgiZatsepin)在苏联,就提出来一个对林斯利及其
后继者们产生较大影响的新理论。 格雷森和扎采品认识到,能量高于约6×10
19eV的宇宙射线质子将要与微波背景遭遇灾难 性碰撞, 经过每一次这种碰撞,
质子就会损失其能量的很大一部分。 这两位科学家利用了地球上控 制实验中搜集
到的有关质子与电磁辐射光子之间产生碰撞的广泛实验数据。
他们是怎样把用适中的质子能量作的实验与最高能量宇宙射线的巨大威力二者
联结起来的呢? 这里所涉及的基本物理过程我们是很熟悉的,这就是多普勒效应。
我们都懂得,急速驶来的火车汽笛声音调会变高。相同的道理,当高度相对论性宇
宙射线质子向着微波宇宙背景的 低能量长波光子冲去时, 质子所见到的光子波长
会变短,直到就所涉及的质子看来,微波背景 光子转变成γ射线!这种效应被描述
为光子的相对论性兰移。这个过程中的碰撞与在通常实验室的实验中所作的激起低
能质子向着γ射线粒子撞去的过程, 二者是没有区别的。在实验室 中这一碰撞的
结果就是喷射出包括中微子和π介子的许多基本粒子。质子和γ射线的一些联合能
量转化成π介子的质量,π介子有三种(一种带正电,一种带负电,一种不带电),
其质量约为电子的100倍。 高能宇宙射线质子与软弱的微波光子间在空间的碰撞也
产生相同的π介子和中微子喷射, 碰撞会使宇宙射线损失约20%的原始能量。令人
感兴趣的是,碰撞中 可能发生质子转变成中子的变化。
格雷森和扎采品认识到,这个效应只会从最高能宇宙射线中剥夺能量。只有携
带着高于6×1 019eV阈值能量的那些质子才能见到微波光子可以达到产生π
介子的充分兰移。 只是 这些宇宙射线在碰撞中损失能量。所以,只要空间充满宇
宙射线,而且大多数都平稳地穿过称作微波光子的辐射海洋的同时,最高能粒子碰
到的这同一种辐射就像撞到砖墙上似的。 平均来说, 一颗这样的宇宙射线粒子每
2000万年会遭遇一次碰撞, 碰撞会使它损失掉原来能量的20%。假如宇宙射线发射
源充分靠近我们,发生这种碰撞不会遇到有没有可能的问题。但是如果发射源离我
们非常遥远,比如说比15亿光年还远,这个过程就将意味着,见不到任何高于格
雷森扎采品阈值的质子宇宙射线。六七次碰撞将剥夺掉它们的大部分能量。我们
现在认为,那些其他元素核的各种宇宙射线粒子在能量达到这样高时,也会遭遇灾
难性的 相互作用, 不过它们是和星光的光子发生碰撞。这些较重宇宙射线粒子的
典型平均碰撞时间间 隔会比质子2000万年一遇的典型平均时间短些。
把砖墙比作2000万年发生一次的碰撞,这恰当吗? 或许并不恰当,但是在宇宙
那样庞大的场合中一段2000万光年的距离确实不算什么。天文学家们在比这个距离
还远500倍的距离上(100亿光年以外),也就是在接近可观测宇宙的边上,对类星
体作考察。所有这些目标都非常重要。如果我们看见能量为1020eV左右的宇
宙射线,我们就是看到了宇宙中邻近区域(比如说15亿光年以内)获得加速的粒
子。 因此,林斯利观测到这个最高能量宇宙射线 粒子的第一个事例就极其重要。
不需要为寻找它的起源而再对整个宇宙进行搜寻, 它肯定诞生在 我们的“后院”
里。
格雷森扎采品效应和其他类似过程的存在,使寻求1020eV能量的粒子
的起源变得更容易同时也更困难。从此我们不需要再到很远处去寻找这种宇宙射线
粒子的发射源, 我们知 道在宇宙的邻近区域也不存在超明亮的类星体型的天体
(对发射源的引人入胜的猜测)。所以,我们没有关于类星体怎样把宇宙射线加速
到如此巨大能量的理论,似乎是因为发生在虚空的空间中的一种效应,就把类星体
的竞赛资格除名了。 我们必须继续向不太显著的发射源探索 ,或许邻近的值得注
意的活动星系是最高能宇宙射线的发射源。 总而言之,这些粒子必须有个 获得巨
大加速的场所!世界各地的巨型阵列
在林斯利的开拓性尝试之后,特别是在火山牧场的意外事例的诱惑下,其他人
也打算加入探索活动。从20世纪60年代中期,在英国、苏联和澳大利亚,都采用形
形色色的技术筹 划和建造了检测阵列。 英格兰北部靠近里兹市的哈佛拉公园阵列
于1968年建成。 它比火山牧场阵列大50%,地面覆盖面积为12平方千米。这个研究
组原来是由J·威尔逊(John Wilson) 领导的(后来由A·瓦特逊领导),由包括
里兹大学、 杜尔罕姆大学、诺廷翰大 学和伦敦大学的数所大学联合组成。哈佛拉
公园阵列在地面上采用一项新方法来检测空气簇射。他们用设置在阵列中各个不同
位置的大水柜代替了塑料闪烁器组成的检测器。总面积为55 0平方米的检测器排列
在缓缓起伏的约克郡山谷,一共使用了600吨水。由于水中行进的近光 速粒子能发
出契伦科夫光,所以水是一种既廉价又高效的检测材料。
我们早先已经知道,契伦科夫发现带电粒子高速通过介电材料(由分子两侧显
出轻微的电失 衡的那种分子构成的材料) 时,能使介质中的分子发射光子。水和
空气都是介电材料。更重要的是,如果在这种材料中,粒子速度超过了光速,介质
分子发射的光就会聚集在一起形成强烈的光激波前沿。由于空气簇射中的高能粒子
的行进速度接近真空光速, 而水中的光速只有真空光速的70%,所以当空气簇射穿
过水柜时,其中的水就能放出强烈短暂的契伦科夫闪光。这种浅兰色闪光短到仅有
十亿分之二十秒,极灵敏的光电倍增管捕捉到它随即转 变成的电脉冲。
威尔逊、瓦特逊及其同事们探讨了契伦科夫效应,成功地建造了光密水柜式检
测器,水柜薄薄的镀锌钢壳对高能簇射粒子完全没有阻拦。有人说他们幸运地用了
约克郡的纯净水,其中不含任何杂物,否则不但会产生腐蚀,而且在温暖黑暗的环
境下会滋生各种微生物。哈佛拉公园阵列整整运行了23年,在1991年关闭阵列的最
后时刻在站址上举行的感人的集会 上, 该实验过去和当时的一大群研究者在此时
聚集在一起享用了一种清凉饮料。这饮料既非香槟也不是净化的约克郡淡色啤酒,
而是从中央水柜舀出来的23年的陈水!幸运的是,这水 如往日的清新香甜,完全没
有受几十年来数十亿簇射电子、μ子和γ射线粒子贯穿的污染!
另一个巨型阵列是20世纪60年代初建造的。地点在距哈佛拉公园绕地球半圈那
么远的苏联东 部省伊尔库茨克, 从国立莫斯科大学来的一群物理学家在那里开展
了艰难的工作。这个阵列把火山牧场和哈佛拉公园的构成部分结合起来,在塑料闪
烁检测器阵列间点缀着契伦科夫光检测器阵列。到了70年代中期,该计划覆盖的检
测面积有20平方千米。 它的契 伦科夫光检测器所用的介电物质不是水而是另一种
能发出浅兰闪光的熟知通用介电材料——空气。他们把大气当作检测器介质,裸露
的光电倍增管阵列指向天空,在晴朗的夜晚检测来自巨型 大气簇射的闪光。
你可能会这样想,在星光和包括气辉在内的其他大气发射等全部背景光之中,
将不可能见到从空气簇射发出的闪光。但是,因为空气簇射包含着很大数量的相对
论性粒子,所以这些空气簇射能产生总量庞大的契伦科夫光。具备了兼有两种方式
监测簇射的能力, 既能通过粒子 轰击到地上又能通过大气高处的发光,确实是这
套检测系统的巨大优势。有件事应该提及,它使得伊尔库茨克的科学家和哈佛拉公
园的科学家在测定原始初级宇宙射线粒子的能量上有了校验各自方法的独立办法。
正像我们不久就将看到的这种对大气中簇射的展开作考察 的特别附加能力是非常
重要的。
在活跃的20世纪60年代这十年间,澳大利亚科学家同样并不悠闲。他们建造了
一个宇宙射线 观测台,它是从未有过的最大建设,其地面覆盖面积为70平方千米。
是由B·麦克库斯克尔(Brian Mc Cusker)及其悉尼大学的同事们建造的。定名为
SUGAR阵列,位于新南威尔士州纳拉伯瑞(Narrabri)附近的皮利加(Pilliga)国
家森林。 SUGAR是高能天体物理学领域首次编造的首字母缩略词之一,代表悉尼大
学巨空气簇射记录器的意思。阵列中47个站的每一个由 埋在土壤下2米深处的两个
闪烁检测器构成。因为埋在地下,所以检测器对空气簇射中的贯穿成分μ子较敏感。
这就意味着,阵列整体对数量较多而兴趣较小的低能宇宙射线所产生的空气簇射并
不敏感。
因为SUGAR阵列的尺度很大, 不得不在数据收集上采用一些新技术。事实上,
对它的革新也就指出了当今阵列创新计划的方向。在以往,所有阵列都采用电缆把
每个检测器连结起来通 向中心数据收集站。 在皮利加国家森林的复杂地形上,采
用这种办法通过遥远的距离很不实际。悉尼科学家利用精巧的电子技术,把47台检
测器的数据都适时录在磁带记录器上,通过来自中心站的无线电信号使每个检测站
的时钟都保持同步。SUGAR阵列也同当时所有其他阵列 一样,通过精确测量簇射到
达广泛分布在各站的检测器的时间, 来测定簇射的到达方向。因此 ,各站时钟的
同步精度必须优于一亿分之五秒,在20世纪60年代末这确是一次巨大的技术挑战 ,
但他们实现了。 SUGAR从1968年起完整地积累了11年的测量数据,它是在南半球建
成的具有观测研究能量高于1017eV宇宙射线能力的惟一阵列。在它的成果遗
产中, 我们将考察它 身后留下的一个关于大麦哲伦云中宇宙射线源的诱人信息。
新型检测器——蝇眼
一般说来SUGAR阵列周围的气候, 即新南威尔士北部的气候,以天空晴朗和大
气清澈而著称。于是,附近建有若干个天文台,其中包括英澳望远镜天文台以及
澳大利亚望远镜的前身天文台等。20世纪60年代末,这里也吸引了康乃尔大学的格
雷森产生某些想法。 格雷森就是 曾提出高能宇宙射线与微波背景产生相互作用的
那位科学家。
雷森正在考虑把他的独特的新宇宙射线检测器转移到一个更适宜的地方。他的
研究组一直在纽约州伊萨卡(Ithaca)的多阴天又潮湿的环境下,在距大学才数千
米的地方操作着他们的“蝇眼”检测器。这台称为蝇眼的光学实验仪器设备,是因
其多镜面光学系统与昆虫复眼有类似结构而取名的。和伊尔库茨克的契伦科夫光检
测器一样,它也是一台在无月光的夜晚对空气簇射产生的光发射作探寻的仪器。在
伊萨卡要开展这样的工作几乎是世界上最不适宜的地方,
而把这个实验迁移到
SUGAR的站址去进行, 在那里使某些簇射观测采用两种技术来作将会使观测研究的
威力大为提高。但令人遗憾的是,在有了这一想法一年以后,由于颇有前途的蝇眼
在试用中的失败,导致格雷森放弃了迁移计划。蝇眼检测空气簇射虽不成功,但其
创 新尝试并没白废。 蝇眼的经历仍在发展,它当今已经演变成所有已建成的宇宙
射线检测器中 最具有多种能力又最灵敏的仪器设备。 为了了解格雷森初次试用的
失败原因和问题是如何解决 的,还须从这项技术的某些细节说起。
在莫斯科原子核研究所工作的A·E·楚达科夫(A.E.Chudakov)是由空气簇射
中检测契伦科夫光的先驱者之一。他在20世纪50年代所进行的一系列实验奠定了在
伊尔库茨克成功建造契伦 科夫阵列的基础, 而且他的思想还导致蝇眼的诞生。由
空气簇射发出的契伦科夫光辐射的一个特点是,围绕簇射的每个相对论性粒子发出
一束狭长的圆锥形兰光。 这个圆锥在空气中的宽度大约只有1°的张角,这就意味
着在契伦科夫光抵达地面时所出现的光盘面积与簇射粒子本身的撞击地面面积非常
接近。 观察契伦科夫光和观察簇射粒子一样,其最大方便之处是,在簇 射进展中
的各阶段自始至终粒子都在发光。这就使得获取簇射的从始至终整个发展过程的某
些精确信息成为可能。正像我们已经知道的,这就为我们提供了更多有关原始宇宙
射线本性的知识,特别是有关质量方面的信息,它能让我们对能量估算得更准确。
契伦科夫光虽然短暂但是很亮,如果碰巧簇射从检测器的正上方到达的话闪光就更
亮。 不过,因光束很窄不可能从侧 面对簇射作观察。50年代楚达科夫认识到,空
气簇射中还有另一种向各个方向各向同性发 射的光源。 如果能用检测器把这种光
收集起来, 只要足够多就有可能从旁边甚至远处对簇射进行 监视,不需要为了看
到簇射而使检测器放置在其正下方。 楚达科夫清楚地看到,这就开启了在 地面上
利用相对较小的检测器在很大的面积上查看簇射的大门。
一只简单的萤光管使楚达科夫受到启发。当电流流经管内两电极之间时,电子
与气体分子发 生碰撞, 把分子中的电子激发到高能态。同那些受激电子一样,在
回到其平常状态时, 过剩能 量以光子的形式释放出来。这便是荧光过程或闪烁现
象。 楚达科夫指出,宇宙射线空气簇射就 如同电流——它产生出运动带电粒子,
主要以电子和正电子的形式穿过空气。如同许多好想法一样,当楚达科夫竭力要从
1956年作的小型试探实验中检测空气簇射发出的荧光时, 并没有 出现荧光,由簇
射发射到侧面的光确实十分微弱。
可是楚达科夫的工作引起了东京大学须贺(K.Suga)以及格雷森的兴趣,他们
在60年代初独立地分别对这个课题进行了探讨。 格雷森的一位名叫A·邦纳(Alan
Bunner)的毕业学生,自从成为NASA的上层管理人员起,就接受了一项在空气组成
中寻找发射荧光的成 分的 任务。他还打算测出所有各种发射的强度。这项尝试要
求一些细致的在实验室完成的实验:使快速电子束通过压力和温度逐渐改变的柜中
空气, 模拟簇射粒子穿过 大气层。从典型的空气簇射在地面以上10千米至15千米
处开始产生, 邦纳就需要从头模拟那里寒冷和稀 疏的对流层大气,一直模拟到地
面附近我们熟悉的气压和气温。他证实了大多数有用的荧光源起始于分子氮的若干
个激发态N2。氮是大气中最丰富的气体。它发射的光刚刚超出可见光 谱的兰端,
已进入近紫外区。遗憾的是,邦纳发现这种光只能发射得非常的微弱,这就说明了
楚达科夫早先失败的原因。 邦纳见到,每颗快速电子在空气中行进1米只能发出四
五个光子的 紫外光。 使人们感到意外的是所发射的荧光总量与空气压力和温度的
联系并不特别紧密。高压强空气并不像人们可能期望的那样会产生较强的荧光。这
是因为在较稠密的空气中会更多地产生邻近气体分子间的碰撞,而这种碰撞会在分
子有机会发射光子之前就把受激发原子的能量除去。格雷森在邦纳和一群毕业生的
协助下,开始把这些知识派上了很好的用场。他们在1967年建造了真正的第一台蝇
眼检测器。
康乃尔的科学家建造了一座有多种颜色由25个侧面构成的建筑物,看起来更像
是儿童游戏馆而不是严肃的天体物理观测台!其中16个侧面均嵌有500毫米直径的窗
户,它们实际上是收集并汇聚来自空气簇射的荧光的透镜。当人们看到建筑物内的
大量电缆与电子仪器设备时,准会忘掉它的儿童游戏馆外形。观测台以内有16套比
窗口稍小的特定结构, 一共安装着505个电光倍增管,它们通过透镜凝视着天空等
待搜集微弱的闪光。 这套建造构思模仿蝇眼的光学 系统,设计成使每个光电管都
盯住一块特定的夜空。从505个光电倍增管传来的电信号分别显示在由505面示波屏
幕组成的各自屏幕上, 当光电倍增管的一组电子线路检测到宇宙射线信 号时,显
示屏上的信号图像就适时地被拍照下来。通过这种方法就把天空的每个“象素”非
常便利地展现了出来。那些学生们常常耗费很长时间,从成百上千卷照相记录胶片
中凝视搜寻 确实可信的宇宙射线事例。
格雷森和他的学生们期望发现空气簇射的印记。它由开始出现在指向高空的某
一光电倍增管显示屏上的光信号构成,随即相继通过一连串其他象素。在当时的技
术条件下,这确实是一项艰巨的任务,格雷森把高能物理学研究新领域中的经验运
用到尽力检测暗弱簇射的工作上。 这项任务可以比作,对一个只有5瓦的蓝光小灯
泡以光速猛烈冲过大气的过程进行检测! 令人遗憾的是,格雷森的研究组从未搜寻
到认为确实可信的这类事例。他们因缺乏廉价的电子仪器设备和缺乏廉价的大型光
线汇集装置而导致失败。 无论如何,设计思想是正确的。在康 乃尔,有一位名叫
乔治·卡西迪(George Cassiday) 的年轻毕业生,当时正从事一项另外的实验,
那是一个比较传统的高能物理加速器实验。但是,他深受论证巨大宇宙加速器存在
可能性的激励,并对格雷森的成功和最后失败给予极大的关注。蝇眼的犹他州版本
1970年卡西迪迁移到盐湖城, 到犹他大学做博士后研究工作。他除了在J·柯
费尔(Jack Keu ffel) 领导的宇宙射线研究组从事他所喜爱的智力活动外,还能
参与他毕生感兴趣的各项户外活 动, 从长跑和徒步走直到滑雪和激流游泳。甚至
当前依然经常见到卡西迪在盐湖城大街上进行半局马拉松长跑。在这个摩门教影响
很深的州和城市, 由于他的幽默感使他保持着清醒的 头脑。他对敲门传教的摩门
传教士的回应是敬他们一杯啤酒, 通过这一行动明确地表示他对来 访者的欢迎,
他们通常也接受这种祝愿。
柯费尔研究组的专长是探测来自空气簇射的高能μ子相互作用。他们的大型实
验是在靠近历 史名镇公园城(Park City)的银矿矿井中进行的。这个历史名镇当
今由于成为R·莱德福德 (R ob ert Redford) 一年一度主持兴办的太阳舞蹈
(Sundance) 电影节的会址而更加闻名。这个研究 组的兴趣集中在高能μ子怎样
与检测器上方的岩层发生相互作用, 而不是在初级宇宙射线的天 体物理学探索。
就像在高能粒子物理学领域早先的许多先驱者那样,他们乘来自宇宙加速器的粒子
束之便进行研究。但在1972年,卡西迪省悟到,用蝇眼这样的检测器有可能把天体
物理学的研究和粒子物理学的研究结合起来。他说服柯费尔,使他相信格雷森的想
法需要进一步试验,并立即投入为期一年的设计研究。进行了一系列计算和计算机
模拟以后,卡西迪深信,如果采用更加先进的现代高速电子仪器,则格雷森的想法
是可行的。 到了1975年,这个研究组得 到了政府的资助,于是开始新的试验。非
常不幸,就在那同一年,柯费尔在一次爬山运动中死于心脏病,卡西迪失去了他最
伟大的良师益友,但他有能力担当起这个研究组的领导工作,能把蝇眼计划引向成
功的结局。
卡西迪认为,新的蝇眼装置除了需要更好的电子仪器之外,还需要更大的光收
集器。为了把更多的来自夜空的微弱光汇聚到光电倍增管组件上,把格雷森检测器
的05米直径的透 镜换成了15米直径的曲面反射镜。 不过新检测器的特性
还与原来的检测器一样,每一个光电倍增管都监视一个惟一的天空单元面积(或象
素)。因为政府资助代理机构想要证明新的设计概念要比先前的好得多,于是卡西
迪和他的研究组把几个反射镜和几件原型电部件带到林斯利的火山牧场阵列的所在
地,新墨西哥的阿尔布科克(Albuquerque)。这时正值新墨西哥的晴朗夜晚时期,
在监视天空的阵列中又加之以他们的检测器, 共同等待 着大型空气簇射的到来。
开始有过几次失败,但后来在林斯利的检测器上检测到簇射粒子的同时,实验者们
也欣喜地检测到了荧光。这不仅是符合测量的一次成功,而且卡西迪和林斯利共同
认为,两种技术在地面高度上所确定的簇射尺度相同,达到了优于10%的精度。
这些激动人心的结果使得对整个计划的资助有了保证。这时恰好是为蝇眼选定
永久站址的好时机。在盐湖城的西边大约140千米的地方,就在头盖骨山谷(Skull
Valley) 印第安人保 留地的近旁,设置着巨大的美国陆军达格威(Dugway)实验
基地。该基地已建立50多年,覆盖着犹他州西北角的重要部分。达格威对于卡西迪
研究组确实能提供一些方便。 举一个例子来说 ,这里有发电站和其他基础设施,
虽在一个偏僻的荒芜地区,却远离了足以使灵敏的光电倍增管陷入困境的城市灯光。
有军队的安全防护更不必担心野蛮行为的侵扰。这个地址惟一的缺点是,偶然的军
事演习会使得科学家们每年有几天不能顺利到达站址。 1977年,整个“蝇眼 ”结
构在小花岗岩山(Little Granite Mountain)的山顶开始建造。它是一座130米高
的小山 , 在小山顶上观看,四周的荒漠和稍远的群山一览无余,景色壮丽。犹他
研究组建造了67个反射镜 单元, 在每个反射镜的焦平面上安装着一个由12只或者
14只光电倍增管组成的组件。把反射 镜的指向设计成:全部880只光电倍增管的每
一只监视着夜空不同的一块5度直径的六角形部分。 反射镜安装在21米直径的波
纹铁管的一端,很像一个大储水桶。夜晚在操作开始时,马达旋转拖动反射镜筒使
每个反射镜都朝向指定的天空部分。 白天时,为了保护仪器设备 和使光电倍增管
不受气候和强烈日光的照射, 要把反射镜指向大地。图82 宇宙射线簇射的蝇眼
像
最初的犹他州蝇眼检测器采用67台反射镜汇集夜空图像,每台反射境包含着一
丛光电倍增管。这里图形中每个六角形象素代表着一只光电倍增管的视野。当一串
光电倍增管看见一个光信号时,就是检测到一次空气簇射,就像图中画成黑色的象
素所显示的那样。
也和检测来自空气簇射的契伦科夫光类似,蝇眼受夜晚的天光和天气的限制,
它每个月的观测时间只限于晴朗无月的夜晚。由于那里气候条件好,可用于观测的
时间每年都长达18%。不过在实施中,蝇眼的运作时间只是12%,其运行时间的减
少因技术上采用巨大的覆盖面积而得到补偿。蝇眼能监视到的大气体积从小花岗岩
山伸展到20千米。所以,这样一套1000平方千米覆盖面积和监视时间为一年的12%
的系统, 其灵敏度相当于覆盖面积为120平方千米 并监测时间为一年的100%的地
面阵列。
在蝇眼的控制室中,在计算机和20个两米高的电子仪器架近旁竖立着一个蓝色
的塑料半球。在检测器夜晚运作的时间里,这个特殊物件吸引着蝇眼操作者的注意
也引起参观者的兴趣。这个装在墙壁上的半球的直径约有一米半,代表着蝇眼上方
的夜空半球。镶嵌在塑料半球上的880个红色小灯泡代表着880个光电倍增管所监视
的天空方向。 每当蝇眼检测到一次空气簇 射,这一事件就会用红光重新在半球上
演示出来。操作者看见一串红光在向前运动,它指明簇射通过大气的路径。为了使
演示能适应人类的视力以便看得清楚, 显示时把簇射在路径上行 进的速度放慢了
100万倍!同时,全部光电倍增管监视簇射所获得的数据信息,包括闪光强度、到达
时间,都由计算机记录下来。抵达时间能测到一亿分之五秒的精度。
光电倍增管“点火”时的指向信息和点火时间的信息随后用于簇射轴位置的确
定,簇射轴是簇射在空间沿着它发生和展开的一条假想线。知道了簇射轴和沿轴各
个位置上看到的闪光总数量,就能计算出簇射发展的所有阶段共产生了多少粒子。
蝇眼直接测出称作“展开曲线”的这种独有能力,是它的主要特长,这就使得犹他
科学家实现了用直接了当的办法估算出原始宇宙射线能量的愿望。展开曲线还为他
们提供了出色的掌握有关粒子质量的办法。 在每晚 的运行操作中,操作者能通过
注视演示光的闪现, 可以确信不时发出闪光的美丽簇射在正平稳 地激起检测器在
正常运作。人们不时会因看到显示器上拼写出表明簇射的文字而倍感惊喜! 还是由
卡西迪偶然想到的,利用计算机的运作把偶然出现的闪烁变成可以理解的消息,并
能经常引起人们惊喜,特别是能让那些习惯卡西迪式世俗幽默的操作者们感到高兴!
正当发现蝇眼看不见20千米以外的空气簇射微弱的荧光时,这个检测装置却看
见另外的更加遥远的光源。还在建设期间,有一个夜晚,卡西迪打开新的一组碰巧
指向北方地平线的反 射镜。 突然发生了让他感到极其讨厌的现象,他发现检测器
中的好几百个光电倍增管以15秒的间歇时间很规则的被点燃。卡西迪和他的同事
们跑到室外去看那个方向上想像中的光源, 但 是什么也没看见。后来的几个夜晚
仍继续进行检测,并且把反射镜的位置尽量调到更准确的指向,终于看到有个跳动
的东西奔向想像中的光源。 最后,科学家们发现,原来在距蝇眼100千米以外的大
盐湖岸边,矗立着一座国际冶铅公司的冶炼厂大烟囱,顶端安装着飞机预警频闪灯!
这家公司并不在规定关掉灯光的范围内,于是卡西迪不得不设计一套电子线路,按
照每15秒的规律把那个干扰信号放在蝇眼的时间盲区里。(后来,因铅市场萧条,
冶炼厂停 产,烟囱也就毁掉了。)
后来又在众目睽睽下发现了一个更壮丽的背景光源。 从盐湖城CBS转播站来了
一帮电视工作者,他们把摄像机架到了蝇眼的控制室,准备在10点钟的新闻节目中
把生活图像发回转播站。当显示器上闪起红色灯光时,科学采访员正在论述蝇眼的
光显示器的功能,以便指出天空正在出现巨大簇射闪光。犹他大学的科学家们对电
视摄像组的采访感到厌烦,有个名叫B· 凯第(Bob Cady)的毕业生一改平常沉静
拘谨的习惯,泄漏出一条本地电视新闻听不到的消息。于是人们全部冲出室外去看
是什么在天空中闪亮,原来是苏联卫星正在陨落以引人注目的景像 重新进入大气。
联邦调查局(FBI)盐湖城分部的某个人,那天晚上一定看过第5频道。第二天
联邦调查局给大 学打电话召请该实验组的一位代表去他们的办公室。 他们打算派
给蝇眼一个犹他科学家未曾想过的阴险用途,就是对洲际弹道导弹的重新进入大气
进行天空监视。 FBI特别担心“另一方”可能已经认识到蝇眼的优越性能。卡西迪
挑选P·吉尔哈迪(Peter Gerhardy) 去访问FBI办 公室。代理人会见了蝇眼的代
表,质问他蝇眼的人是否接近过什么外国来的研究组。吉尔哈迪操着浓重的澳大利
亚口音回答说,最近他接触过成群的外来陌生人,不过他们全都是美国人 !
蝇眼从1978年建成一直成功地运转到1993年。在运行到一半时间的时候,犹他
州科学家又给这个系统增添了第二只眼。称做蝇眼Ⅱ的设施建在从小花岗岩山谷底
看刚超过3千米的地点, 它由36个反射镜单元构成,只覆盖半个夜空,而且也是在
原来蝇眼的覆盖范围以内。这个研究组打算建一处第二站址,而且早已注册登记,
但还没有等到国家科学基金的资助。 19 67年,格雷森明白了对每个簇射都进行立
体观测的优越性,而卡西迪研究组正处在可以实 现这一想法的位置上。我们知道,
计算宇宙射线能量的第一步是,确定簇射在空气中的展开轴线。用单独蝇眼完成这
件事首先要标明簇射产生的闪光是从哪个光电倍增管开始的。由于在光显示器半球
上的显示, 使得识别点燃的那些光电倍增管变得很方便。这些光电倍增 管在夜空
半球上形成一条线,它确定了一个空间平面,平面包含着簇射轴与蝇眼。这个平面
被称作簇射检测器平面。传统蝇眼的办法是,根据每个光电倍增管的点燃时间,
用计算的方法决定簇 射轴在平面内的取向。 这样就确定出簇射路径的实际几何情
况。
如果用两只蝇眼观看同一个簇射,每只能确定自己的一个簇射检则器平面。
采用快速分析程序,使两个平面相交出一条直线就能很快地确定簇射轴线的空间位
置。对簇射进行立体观测所确定的簇射轴位置更加精确,这是因为不再只是根据光
电倍增管的点燃时间,而这个时间的准确性往往受反射镜不完善等问题的影响。经
过对簇射轴估算的改进,加上用双蝇眼观测取得的簇射展开曲线,于是就得到了更
好的初级宇宙射线能量表述。从1985年以来,这两台检测装置在犹他州西部的荒漠
地区采用双眼立体观测的办法观测到许多簇射。为卡西迪及其研究组积累了很大的
一套精良的簇射测量资料。不过,能用双眼立体观测方法检测的簇射还需要具备稍
特殊的几何特点,另外的许多簇射资料是只用原来的蝇眼Ⅰ取得的。在探索不可思
议的宇宙射线带来的更多信息时,“双眼”观测数据和“单眼”观测数据有着不同
的 用途。Akeno(明野)巨型空气簇射阵列
在讨论蝇眼和同类其他大型装置发现了一些什么之前,需要先说说最近巨型阵
列的运转情况。 1975年,若干个日本的大学在以Akeno(明野)农区为基地的一系
列初次建立从未有过的 更大实验中开始工作。这个地方在东京以西200千米。随着
阵列的由小到大,从1984年的1平方千 米至20平方千米,到1991年的100平方千米,
观测站在视野和重要性方面也由小变大。当前,这是以往建成的最大地面阵列,是
人们见过的世界上最大的科学实验。按照传统地面阵列,100平方千米的Akeno巨型
空气簇射阵列AGASA,使用了100多个塑料闪烁检测器,用来测量到达地面的空气簇
射。 另外还有一套(30台)混凝土覆盖着的附加 检测器,是为测量簇射产生的贯
穿力很强的μ子成分而建造的。
在半农村式的Akeno地区, 实验者们既享福又受苦。一方面,把检测器安置在
牧场中部和城镇住宅后院需要商谈的技巧,而林斯利在火山牧场或卡西迪在达格威
就不需要进行商谈。 另 一方面,道路网和电力线等基础设施已经存在,使得对检
测器提供能源和服务变得容易,甚至能把每个检测器都用光纤与中心数据收集站连
结起来。 AGASA检测器当前是一套最先进的仪器设备,这套地面阵列具有无与伦比
的灵敏度和多种功能。 它曾取得几项重大发现,而且仍然具有另外5年到10年的运
转寿命。 下面我们就要描述它的某些发现。中心问题十分明 确,这些宇宙射线是
什么?它们是从哪里来的?
对最高能宇宙射线我们知道了什么?
进行了30年测量之后,值得注意的一个仍旧未变的情况是,还是没找到最高能
粒子到达的显著优势方向。林斯利在火山牧场阵列首先提出这个结果,但是为了进
一步证实这个结果许 多研究组继续勤奋地工作了二十来年。 早年所期望的银河系
平面上会成为这种粒子源点燃着的灯塔的那种景像并没有发生。从银河方向来的宇
宙射线和从天空任何其他方向来的同样多。 换 句话说,看来到达方向的各向同性
的程度很高。这种局面之所以能引起人们的兴趣正是由于感 到它不可理解!如果宇
宙射线确实是在我们自己这个星系以内加速到巨大能量的, 那么预期在 银河方向
上就会看到较多事例。这就得设想,宇宙射线在最高能量情况下星系磁场对它的路
径 作用很弱, 它基本上按直线行进。或许我们所掌握的磁场强度是错误的,或者
我们关于宇宙射线 在其轨道上所带电荷的认识是错误的, 我们将要看到这都不大
可能。而另一方面,或许这种粒子是由我们星系以外产生的,我们希望在星系间的
宇宙空间磁场更弱,这样在粒子通过非常大的距离时,路径应当比较直。然后我们
就能预期看到高能粒子从天空所有方向以相同的概 率抵达我们这里吗?答案是大概
不会如此。
下面的说法肯定没错:假如你用一架威力很大的光学望远镜指向天空的任何部
分,你的视野中必然出现星系。它或者是像我们银河系这样的正常星系,或者是强
大的射电星系或类星体。这些天体在天空的分布是相当均匀的。假如宇宙射线是从
这类天体的一小部分中产生的,我们不是就看见空中任何方向都出现宇宙射线了吗?
是的, 应该是这样,但是在没有基本微波 背景的情况下才会是这样,然而这种大
爆炸遗迹却一直存在着。它使我们想起,这种辐射在高能宇宙射线粒子能在宇宙空
间行进多远距离上所设置的限制, 实际上所设置的是一个很严的 限制。据估算高
能宇宙射线粒子最远约只能行进3亿光年的距离,而大多数粒子都走不了这样 远。
我们通过望远镜所看到的大部分星系都比这一距离更远,而邻近我们的星系在天空
的排列分布明显成团成群很不均匀。我们一直没能见到成群宇宙射线抵达方向的类
似分布,这一事实似乎结束了简单的银河系外起源模型。看起来似乎是,无论银河
系起源还是银河系外星系 起源, 这 类 简单设想的模型都回答不了宇宙射线起源
的完整过程。 最大可能是,两种起源的混合才是起源的 真实情景,确实各种观测
实验结果也都支持宇宙射线的混合起源理论。
我们在前面看到,多年进行基本测量实验的成果之一是取得了宇宙射线能谱。
该能谱标志着 在每个能量数值上测量到的宇宙射线相对数量, 从能谱上看到随能
量数值增大宇宙射线粒子数 目急速减少。 当能量按因数10增大时,高过那个能量
后宇宙射线的数量约按因数100减少。在 很宽的能量范围内从丰富的低能量宇宙射
线一直到能量再高1000万倍的宇宙射线, 这个拇指规律 都极为准确。另一个表述
的说法是这个能谱曲线图显然平淡无奇,只是在我们熟知的平滑能谱上出现轻微的
偏离。 在各种巨型阵列以及蝇眼所测量的能量范围,在3×1018eV左右能谱
的外形特征是斜率有显著变化。这一能量以上能谱曲线下降趋于缓慢。其外形已知
像“踝”的样子。所有观测实验都测量出这个同样的形状。但这段位置的最优秀图
像是蝇眼研究组于19 93年在其观测研究结果中公布的, 其中发表了以立体观测模
式汇集的详细数据。
蝇眼所提供的结果,因其独特而使人兴奋。清楚的踝形图像在这段能量范围与
宇宙射线能量 测量到的结果相互印证。 从蝇眼的角度统观整个簇射的展开,就能
把初级宇宙射线的质量划分 为轻粒子(如质子和氦核)、中等粒子(如碳或氧核)
和重粒子(例如铁核) 。根据簇射在大气中达到 最大尺度穿过的大气深度就能取
得这个分类结果。从前已经提到,重初级粒子引发的簇射展开得十分快,与质子簇
射比较起来,达到最大尺度时进入大气较浅。如果你考虑到铁核是56个质子和中子
紧紧捆绑在一起的重颗粒, 它的行为就很容易理解了。当一颗携带着能量E的宇宙
射线铁粒子进入大气与一个空气分子发生碰撞时,56个质子和中子就从碰撞火球中
立即释 放出来。 每个粒子带去约E/56大小的一份能量,随后每个粒子又都引发一
个次级簇射。 每个次 级簇射只分到初始能量的一小部分,展开得十分快,全部空
气簇射是这些次级簇射的总和。 对比来看,携带能量E的质子,在引发单簇射后达
到最大尺度须经过较长时间。就这样,立体蝇眼阵列根据“最大尺度的深度”为簇
射作了分类。 据此,犹他科学家找到了簇射粒子能量 与能谱踝形曲线部分的相关
性。
这个成果于1993年发表在很有声望的科学期刊《物理学评论通讯》上,引起了
天体物理学领域许多人的关注。犹他州研究组还发现,宇宙射线粒子的典型质量随
着能量由1018eV左右的较低能量增大到1019eV的较高能量而变化,这
个变化是逐步的。在较低能量处重粒子(像铁核)有显著的百分比,而逐步变化到
在最高能量处轻粒子(主要是质子)成为主要组成。宇宙射线质量的这一变化发生
在能谱的踝形处这同一能量区上其意义导至许多推 测。 犹他州研究组提出一个非
常简单的解释。 基本想法是,宇宙射线射来的低能部分起源于我 们银河系以内,
高能部分来自银河系以外。两种起源很像是提供了两种不同的组成,各自会有自己
与另一个不一样的能谱形状。陡峭的低能量能谱直接加上较平坦的银河系外起源的
宇宙射线能谱就得到观测到的有着踝形特征的合成曲线图。因为质子能够很好地胜
任在星系际空间遥远距离上的旅行,所以在模型中粒子射来的高能部分看到以质子
占优势是很合理的。像铁核这样的重宇宙射线粒子可能就是那些较远的星系产生的,
但是它们较容易与充满整个空间的星光光 子通过碰撞分裂成碎片 (最终分裂成质
子和中子)。
这个简单的理论,对最高能量宇宙射线的能谱和质量特性给出一定的解释,对
于它们到达方向的均匀性也说得通。我们心中有了这幅图像就不再期望银河系平面
是宇宙射线的主要到达 方向了。 尽管绝大部分较低能量的重粒子是我们星系中产
生的,它们在穿过星系磁场时其路径也严重扭曲了(比质子所带电荷多26倍的铁核,
通过复杂的星系磁场时也形成了弯曲复杂的路径,很容易出现从其发射源相反的方
向到达地球的情况,甚至比1018eV能量还高的粒子也会发生这种情况)。在
最高能量上, 质子宇宙射线不是在银河系中起源的,所以到 达方向不是银河系。
该模型假定银河系外宇宙射线源是均匀分布的, 于是最高能量宇宙射线的到 达方
向也是均匀分布的。这里并没有指明那些银河系外宇宙射线源的本性或能谱中较低
能量处的我 们星系中宇宙射线源的本性。 但作为出发点,因为同所取得的各种观
测实验结果符合得很好, 所以这 个简单的图像极为诱人。巨星系与极小的自旋恒
星
这个宇宙射线起源模型假定,既有银河系宇宙射线源也有银河系外星系宇宙射
线源,但没有提出任何理由!至今没有人提出使人信服的解释,说明恒星、脉冲星、
黑洞或整个星系,如何能把粒子加速到观测到的宇宙射线最高能量。我们知道,能
够对粒子加速的源必须具备某些条件, 但 是看来候选源似乎都不能完全满足这些
要求。 这听起来像是对宇宙射线科研界的过分责备。不 过许多人认识到,这儿正
是吸引人们去努力追求的最迷人领域之一。 宇宙射线天体物理学家相 信,他们正
处在即将揭露某些意料不到的惊人事物的边缘! 诺贝尔奖获得者物理学家理查德·
费曼1973年评论说:……在每件事物都被包装得完美无缺……所有实验都相互严格
一致,并与理论 符合时……人们将学不到任何东西!而另一方向,当实验之间矛盾
重重——或者当观测结果按传统观念不可理解,或者当所有模型似乎都没有效果时
……人们实际上正在前进,一次突破就在跟前等 待着人们!
费曼说的是以实验室为基地的粒子物理学,但他的言论确实对处于最高能宇宙
射线境况下的 人们给予启示。
带电粒子的加速既需要磁场也需要电场。在天文环境中电场可能是由于某种方
式的电荷分离产生的。如果由于什么原因,在一大块体积范围内,全部正电荷和负
电荷分离开来, 就产生 了巨大的电势差(或电压),于是形成了强大的电场。这
时带正电荷的云所释放的质子被带负电荷的云的强大引力所吸引,于是粒子被加速
而获得很大的能量。不过,不存在电场的话,从 道理来说,磁场也能使粒子加速。
我们早已知道,磁场能对带电粒子的运动路径产生作用。如果磁场足够强,其
实际作用结果有如一面反射镜,能使粒子完全改变方向。粒子物理学先驱物理学家
恩里科·费米(Enrico Fermi)在宇宙射线加速方向曾首先提出过一个比较旧但很
受重视的想法, 似乎能用在包含运动磁场的 空间区域。假如一颗宇宙射线粒子被
接近中的磁场区反射出去, 它将从运动磁场区获得一些能 量,从而使速度增加。
每一次反射粒子只能积累很少一点能量, 所以加速过程极度缓慢。一颗 宇宙射线
粒子必须在一个运动的磁场泡泡区域中反复弹跳几百万年才能得到足够多的能量。
看来似乎是只要时间充分长,宇宙射线就能通过这种费米过程得到任意大的能量。
遗憾的是这 个过程会突然中止。 当粒子能量大到某个量值时,它将不再由磁反射
镜反弹出去, 无论在什么 情况下,最后都会到达这一时刻。这时,粒子会切穿磁
势垒,结束这个加速过程。当然这要取决于磁场的强度和尺度。假如在充分大的体
积内充满了磁场,则甚至高能粒子最终还是被偏转返回,可能加速过程还得继续下
去。
某个具体天文环境是不是宇宙射线经受费米过程加速的适宜场所有一个理论指
标, 这个指标 是平均磁场强度与该区域整体尺度的数字乘积。科学的说法就是,
假定平均磁场强度为B,磁场区的直径为D,则B×D的最小值就表征着粒子能被加速
达到的具体能量。如果B值很大,或D值很大,或者二者都很大,则能达到充分大的
乘积。 在所有这些情况下,宇宙射线粒子都 会在磁场区逗留充分长的时间,直到
加速达到那样巨大的能量。
关于这个B×D规律,首先要说明的是它是费米加速过程的绝对最小能量要求。
乘积达不到这个最小值, 这一场所就不符合加速过程的要求。特别是要获得较大B
×D值, 就需要磁场按某种方式运动,而且运动得越快越好。与快速运动的磁场泡
碰撞将有更多的能量转移到宇宙射 线粒子上。 关于能量达到1020eV的宇宙
射线粒子的可能加速场所我们知道些什么?请记 住,已经知道这类粒子确实存在,
从而它们必定有其被加速的场所。 事实是,宇宙间实际上不可 能找到能让质子加
速到这个必须的BD乘积能量值的场所,即便假定该磁场的运动速度接近光速也还是
不行! 这就是此时此刻这个理论碰上的根本问题。有两种类型的天体处于有可能担
当这个加速场所角色的范围内,其实也都是勉强的解释! 一种天体可以从银河系中
找到,而另 一种天体在银河系外更远的地方。
脉冲星是具有极大磁场的天体样本之一,其磁场要比太阳周围的磁场强大一万
亿倍。尽管它们是一种体积奇小的天体(直径只有30千米),但它的BD乘积仍然足
够大, 使它当之无愧 地挤进了可以考虑的1020eV高能宇宙射线加速场所之
内。 加速机制确实并不清楚。在宇 宙射线从这个狭小的环境逃掉之前,整个加速
过程一定是非常快的。 无论怎样,脉冲星的磁场(和 电场)出奇的强大。在其中
存在着特定的加速过程,这至少是可以接受的!
另一个仅有的合理候选源与脉冲星也不会有太大的区别,它由活动星系喷流中
的射电热斑构成。这些区域的磁场较弱,其巨大的BD乘积主要是由这种场所的巨大
尺度造成的,其尺度之大起码和正常星系差不多。在这里,加速过程可能是一件从
容不迫的事情。 伴随着宇宙射 线粒子与快速运动的磁场间的无规律偶然碰撞,它
们被困在这种巨大容器之中会长达几百万年。已经观测到有大量物质从活动星系的
喷流中以极高的速度喷射出来的证据。沿着高速喷射的物质同时存在着它携带的磁
场,这正好是费米机制所要求的组成条件。射电热斑很可能是某种磁节点或喷流中
的不规则性。 热斑显示出是喷流中非常活跃的地方,已证实了电子在热 斑中能被
加速到几百万电子伏的能量。强烈的射电波辐射活动就是高能电子在节点中螺旋状
环绕扭曲的磁力线时产生辐射能量的现象。热斑确实是个极其强大的区域,但它足
以强大到 能把质子加速到比电子能量高100万亿倍的极高能量吗?
答案须深入细节去寻找——不规则性磁场的速度、连续磁场的均匀性以及该区
域的尺度。似乎上述这些地点就是最高能量宇宙射线的主要争夺者。射电热斑和脉
冲星二者从理论上看都可能入选,但是因为射电热斑在重要参量的数值上允许有更
大变动余地,所以理论家们更倾向于射电热斑。我们对射电热斑所知道的要比对脉
冲星知道的少得多,所以容易编造理由把射电热斑当成最高能量宇宙射线源! 真是
不凑巧,没有碰到既具有射电热斑的尺度又具有脉冲星的磁场强度的空间区域。这
种二者兼备的区域准能把粒子加速到超过观测到的最高能量粒子的能量! 这种区域
或许在什么地方肯定存在着?天体物理学教给我们的经验是,说“不可能”是 要担
风险的!神秘的CygX3(天鹅座X3)
虽然看来脉冲星不像是把宇宙射线加速到最高能量粒子的场所,但却很可能是
加速到10 18eV能量的较好场所。 在这个研究范围,看起来已经取得一些实
验证据,它们大多是由蝇眼实验和AGASA阵列揭示出来的。这与叫做CygX3(天鹅
座X3) 的银河系X射线星有关 联。这个天体是在天鹅星座中发现的第三个X射线
源,是在1966年用火箭观测发现的。其后19 70年乌乎鲁(Uhuru)卫星(NASA X射
线观测卫星, 以斯瓦西里文的一个单词 命名,意思是“自由”)的观测显示,来
自这个天体的X射线信号,也和来自另外一些X射线源的信号类似,有周期性变化。
这种周期变化现象向人们提示,CygX3不是一颗单一的恒星,而 是两颗星在作相
互轨道绕行。天文学家们认为,其中一颗是中子星,它的强大引力正把另外那颗主
序星伴星大气中的物质剥夺过来。被吸引过来的气体明显地汇聚成环绕着致密中子
星的一个盘状物。 摩擦使得气体被加热,于是产生了X射线。随着巨大伴星围绕着
中子星每48小时在轨道上转一圈,就出现周期性地把X射线源挡住的现象。于是X
射线强度随之出现周期性的强弱变化。 像CygX3这种射线双星是一类稀有天体,
在银河系和最近的星 系(大、小麦哲伦云)中,总共只发现了十几颗这样的天体。
在高能天体物理学领域,这类天体属于在全波段上研究得最多的某些天体之一,其
辐射能量范围从射电 波直到X射线甚至更高。
Cyg X3 是观测到还发射γ射线的少数这种辐射源之一。 但令人遗憾的是,
由于信号水平 很低, 观测结果的确实性并不明显。如果γ射线的观测结果确实无
误,就能帮助解决有关宇宙射线产生的某些秘密。我们从前面的第七章得知,在20
世纪80年代早期采用地面阵列对Cyg X3进行的观测,看来表明这个源正在发射10
15eV能量的γ射线。 在X射线双星系统中产生γ射线的最有希望的各个模型
都提到, γ射线的发射实际上是宇宙射线加速的副产品。宇 宙射线是在强磁场和
强电场的典型环境中产生的,随着该系统中新的供能粒子的存在就会释放γ射线。
当宇宙射线与伴星大气中的气体核发生碰撞时,产生微小簇射,γ射线就是那些级
联 中的一部分。1984年,里兹大学的希拉斯考察了来自Cyg X3的γ 射线信号。
从这些数值反向推算, 他指出单独Cyg X3一个天体就能承担 起银河系中全部观
测到的宇宙射线粒子的加速任务! 而且所有粒子的能量都能至少达到1016
eV。 这是 一个令人吃惊的思想。凭借这个想法,人们可以争得经费,建造越来越
大的地面阵列, 以便用 更高的灵敏度对Cyg X3进行观测研究。你可能已经想起
来,遗憾的是这些阵列刚建造好 ,Cyg X3就熄灭了!至今仍未停止关于该发射源
是否真正发射过γ射线的争论。 但我们知 道,它在其他电磁能谱区的辐射也是分
散的,所以许多人认为在发射γ射线上,它也是个特例 。
1986年,是Cyg X3歇斯底里大发作的时期,蝇眼研究组的两个成员杰里·艾
尔伯特(Jerry Elber t) 和保罗·索末尔斯(Paul Sommers)当年对检测器获得
的簇射到达方向的资料进行了考查。他们在分析中把蝇眼取得的全部宇宙射线到达
方向的数据都绘制在天球图上。 最后完成了一张天空 不同部位所到达宇宙射线分
布密度的彩色图。横跨天空彩图最大的变化是由所谓曝光效应造成的。天球的某些
部分每天通过犹他州阵列的视野,但也有些天空部分蝇眼检测器不易接近。例如,
银河系中心的天空位置只能从南半球观测,当艾尔伯特和索末尔斯把曝光效应改正
之后,他们发现,在天球图上相当于宇宙射线到达方向最密集位置的最明亮点,落
在了Cyg X 3的方向上!
这能说明宇宙射线是Cyg X3发射的吗? 经过谨慎的分析之后指出,这个信号
只能是银河系 中从其他地方来的宇宙射线粒子偶然汇集于这个方向的现象。 不管
怎么说, 这个现象发生的概率 很小,大约只有1/1500的机会。就使得每个人都信
服Cyg X3正是高能来源说,这样的 确 定性水平还很不充分。另一方面,也有许
多人认为,天空最热点恰好与高能天体物理中研究最多的源之一符合一致,这是非
常值得认真对待的事情。艾尔伯特和索末尔斯所分析研究的蝇眼数据所覆盖的时间
从20世纪80年代早期一直到1987年。 就其他研究组来说,核查数据资 料寻找类似
信号,显然是一步重要的研究工作。
泄露给人们的是不令人满意的难以理解的结果。 日本的AGASA研究组分析研究
了Akeno阵列 不同发展阶段所取得的数据。他们从Cyg X3揭示出一个与犹他结果
的强度和统计确定性相 同的信号。 就犹他实验的工作者和Cyg X3精神的信仰者
倾刻受到的鼓舞来看,这确实是一 件重大新闻,但仅是昙花一现。消息很快也从A
·瓦特逊(Alan Watson)和哈佛拉公园研究组传来,他们也都搜寻了蝇眼和Akeno
研究组同一时期的资料,但他们没 能从那个发射源找到任何信号!哈佛拉公园天空
图中天空的那一部分十分单调, 没有从Cyg X3发出额外辐 射的任何证据。对于
这种奇异的不一致仍然没有舆论裁决。 如果没有Akeno的观测结果,哈佛拉公园的
数据会使许多人相信,犹他观测结果是统计上的侥幸事件,1/1500的聚集机会真的
发生了。但是,Akeno的认可完全改变了论据,使得人们直到今天还在搔头皮。
假定Cyg X3的结果是真的,就要问从它发射出来的是哪种粒子? 信号出现在
蝇眼和Akeno阵列接收到的最低能量3×1017eV附近。质子以如此低的能量不
可能沿直线路径穿过星系磁场。显然结论首先是,极高能量γ射线引发了这些空气
簇射,使其成为曾观测到的最高能量光子。但有人在几年前提出了另一个可能性,
提出者中包括密执安大学的L·琼斯(Larr y Jones)。
琼斯指出,因为中子不带电荷,可以不受阻挠地穿过磁场。对于自由中子(即
未被束缚在原 子核中的中子) 来说,惟一的问题是它会衰变掉。实际情况是,如
果把一颗中子放进实验试管中,最典型的观察结果就是,在15分钟以内它会衰变成
一粒质子和一粒电子! 从表面上看来,中子的寿命不长,不能胜任在恒星间作长距
离旅行。但是琼斯和其他人指出,如果中子以接近光速的速度运动,爱因斯坦狭义
相对论中提出的时间变慢效应,能使自由中子跨越星系的旅行成为可能! 对具有蝇
眼能量的粒子来说, 中子的时钟走得极慢,地球上15分钟等于它的30,000年。换
句话说,爱因斯坦的理论预示着 ,如此巨大能量的中子能穿越空间3万光年距离而
不衰变。Cyg X3这一恒星系统与我们之 间 的距离比3万光年略近一些,来自Cyg
X3的信号认为是中子是可以接受的。 这种中子有可 能是发射源加速带电粒子时
的副产品。令人遗憾的是,中子产生的空气簇射看来很像γ射产生的空气簇射。例
如, 碰巧它们引发的两种类型的空气簇射,达到最大尺度时的大气深度都在3×10
17eV能量上。所以,如果确实出现过那个信号,它的真实身份还是个谜。将
来的观测实验计划中,必须设计出从γ射线簇射中鉴别出中子簇射的方法。我们期
待着从Cy g X3的数据资料中获得有关中子的信号。
对这个特具魅力的天体最后再说几句。自1987年以来,蝇眼一直没有观察到来
自Cyg X3恒 星系统的任何信号。可是另一方面,Akeno研究组在20世纪90年代早
期观测到它的两桩有关辐 射的发射情况, 都伴随有很强的射电波爆发。自从1972
年9月起,Cyg X3的射电能谱范围的 变化剧烈,当时安大略的一台射电望远镜观
测到首次爆发。该双星系统由温和的射电源一跃而成了天空最明亮的射电源之一,
在几天之内射电强度增大了吓人的1000倍。前20年间观测到另外五六次射电爆发。
在其中的两次爆发期间,AGASA阵列检测到了明显的宇宙射线信号。令人遗憾的是,
两次的信号都不强, 而且蝇眼和哈佛拉公园也没观测到。哈佛拉公园阵列于两 次
事件前已经关闭,而蝇眼在事件期间观测不到Cyg X3。爆发出现在一年中(射电)
源与太阳 正处于同一侧天球上的时期, 显然不能被夜晚才能工作的蝇眼检测器查
觉。
Cyg X3的活动激起了澳大利亚物理学家核查SUGAR阵列所记录的南天半球类
似的发射源有 关信号的愿望。建在新南威尔士的SUGAR阵列,看不到天鹅星座,可
是能看到一些其他X射线 双星。 但是,SUGAR阵列确定入射的宇宙射线方向的能力
并不如北方的实验那样好。 悉尼的实 验者们选择的是用稀疏的阵列来覆盖尽可能
最大的面积。 终于完成了对两个天体的探索,一个是位 于南冕星座有着奇特名字
2A1822371的双星。 另一个是位于我们邻近星系大麦哲伦云中的 类似发 射源
LMC X4。两个天体在较低的能量区都发出γ射线,都看成是适宜的候选者。已知
它们 每个双星系统各自环绕质量中心在轨道上运行的周期分别是,1822约为6小时,
LMC X4约为1 4天。 特别引起人们注意的是,发现来自1822和LMC X4方向上
的SUGAR数据都分别调制着相应 的周期。就是在轨道周期的特定时间阵列能记录到
较多宇宙射线,但是这些结果的统计权重很 低 ,都还停留在可信度的边上。但连
同Cyg X3的结果, 指出有一类重要的天体,在我们银 河系中担负着加速许许多
多宇宙射线的任务,于是新的检测器又瞄向一个重大目标。超星系平面——我们的
星系际邻居
让我们再回到对能量高于1019eV的宇宙射线的讨论。我们已经知道,这
个能量周围的 能谱斜率的改变, 形成踝状部分,指明这些粒子起源的不同类别。
由于这些粒子具有极高的能 量和携带着很小的电荷, 所以我们相信它们冲过宇宙
磁场时受到的偏转较小。可是,直到最近的测量结果显示,这些粒子的到达方向似
乎还是均匀地分布在天空的各个地方。天空任何部分都看不出有到达方向略显汇聚
的迹象。这便是使从事这一观测研究的每个人感到最大的失望之处。归根结底,这
一领域的大多数实验者, 从火山牧场的林斯利和哈佛拉公园的威尔逊 开始,就期
望宇宙射线的起源在十数年之内通过他们的观测实验会得到解决。30年过去了,虽
然排除了许多疑难,但仍然面对着很大困惑。很难找到一个宇宙射线物理学家,他
会坚信最高 能量宇宙射线粒子是在银河系以内产生的。 不过,没有发现到达方向
存在明显的聚集现象的事实,并不说明宇宙射线源就在所有的方向上,当然,问题
还是由于缺乏数据。30年来,全世界只观测到能量在1019eV以上的宇宙射线
1000例, 其中只有100例能量高于6×1019eV。天图 上没有显示出这些
粒子的到达方向存在任何聚集现象, 或许并不令人吃惊。要想查明到达方向到 底
是否有任何不显著的聚集现象,还需要统计技术的帮助。
但是到底应该向什么地方查看呢? 如果我们假定宇宙射线是在银河系以外的其
他星系起源的 , 须考察宇宙射线到达方向是否与星系方向有关才有道理。你如果
到郊外去看夜空, 就会看到 银河像一条宽宽的星带从地平线到另一边地平线。在
这条星带的外面你所看到的星星点点,其中有些实际上是遥远的星系。假如通过大
望远镜把所有这些星系都绘制成图,就会看出它们均匀地分布在天空上。换句话说,
宇宙在大尺度上是各向同性的。 因为我们知道星系有成群 结队的趋势,所以在较
小的尺度上并不真正各向同性。 我们所在的星系是20来个星系所组成的 一群之中
的一个成员,这群星系被称做本星系群! 其中最突出的星系是我们的星系和仙女座
星系。其余大多为矮星系和大、小麦哲伦云那样的不规则星系,但它们却形成了直
经约在400万光年的一个独特群体。 在不很远的地方,约在5000万光年的距离处,
就是室女座星系团, 它是直经约700万光年之内聚集着1000个星系的大星系团。由
于离我们相对较近,而且范围较大,这个星系团在北半球的夜空中外观显著。室女
座星系团中包含着一些引人注目的天体, 包 括三个巨椭圆星系,它们每个都大到
足以把我们整个本星系群吞下去!
当你听说星系团倾向于成团存在时,可能不会感到惊奇。例如,我们的本星系
群和室女座星系团就是同一个星系团的集团的成员, 称为超星系团,其直经约有1
亿光年。实际上,统观宇宙会使我们想到星系的分布就像一把把的肥皂泡似的。星
系所形成的结构类似于一些被空洞隔开的墙,所谓空洞就是星系较少的地带。那么,
对宇宙射线起源来说这种结构意味着什 么呢?
因为我们实际上并不需要考察很远的地方,所以宇宙结构的复杂性质对我们来
说可以简化。我们知道,由于格雷森扎采品效应,宇宙微波背景的存在为能量高
于6×1019eV 的宇宙射线质子能行进多么远的路程设置了极限。即便是
最远的限度,也只能期待最大距离 为3亿光年。对可能是重核的宇宙射线也存在类
似的距离限度, 它们在星系际空间与背景辐射 光子的碰撞,使它分裂成碎片。如
果我们现在把考察范围局限在3亿光年以内的全部星系上, 会发现它们的分布是相
对均匀的,但显出某些墙和洞的迹象。特别应当提到的是,有一条墙形结构,是20
世纪50年代由法国美国天文学家G·伏库勒(Gerard deVaucouleurs)发现的 ,
这个墙状结构包含着我们的本星系群,室女座星系团以及其他邻近的星系团。这条
墙形结构被称做超星系平面。开始宇宙射线物理学家对这个平面并不在意,直到20
世纪90年代初,当在欧洲工作 的一位澳大利亚天文学家P·沙佛尔(Peter Shaver)
发现了一些相当重要的事件之后, 才引 起特别的兴趣。在沙佛尔绘制的显示附近
强射电星系(而不是全部星系)位置的天图上,发现超星系平面变得更加明显。似
乎3亿光年以内的全部强射电星系都处在这个超星系平面约20度以内的地方!把那些
强射电星系当成首要的宇宙射线源候选者, 引起了部分宇宙射线研究领域 的研究
者们的关注。
特别是, 哈佛拉公园阵列的瓦特逊和J·劳埃德伊文斯 (Jeremy Lloyd
Evans) 以 及两位有创新 才能的理论家T·斯坦尼夫(Todor Stanev)和P·别尔
曼(Peter Biermann) ,决定再一次对来 自哈佛拉公园、火山牧场以及伊尔库茨
克的数据资料进行检验。 他们渴望知道到底有没有宇宙射线 由超星系团平面发出
的任何线索。1995年发表了他们的研究结果,由于他们确实从数据检验中找到某些
超星系方向上宇宙射线到达方向的聚集迹象, 所以在天体物理学界激起了 很大兴
趣。这个研究组所提出的问题是,如果假定最高能量宇宙射线就是从天空所有方向
上到达的,那么偶然观测到的汇聚的到达方向其概率有多大? 到达方向均匀的假定
是适宜作出检验的假说,如果这个概率很小,则为可供选择的假说所提供的权重侧
重在宇宙射线的到达方向并不均匀。计算表明,观测到偏离均匀性的概率为0035。
数值虽小但并没有小到足以确认超星系平面就是宇宙射线来源之一。
疑惑依然遗留在许多人的心中,认为瓦特逊和他的同事们不够幸运,观测到一
个偶然的方向聚集而不是均匀的到达方向? 这个工作仍然在鼓励其他人把超星系平
面当作有可能的宇宙射 线发射源区域来对待。在阿德莱德学习的一个学生L·秋莱
(Lisa Kewley) 和她的两位导师一同考察了南半个天球 ,看那 里是否存在着类
似的来自超星系的成团到达现象。 SUGAR阵列是南半球建成的惟一检测系统,它监
视的天空区与其他检测系统很不相同。它能看到北方阵列看不到的超星系平面区域。
但是非常令人失望, 在秋莱小姐考察宇宙射线最高能量SUGAR事例的到达方向时,
该超星系 平面附近未见有成团到达的迹象。 显然这就又引出某些有趣的问题。难
道北半个天球取得的结果错了吗? 还是超星系平面南方区域的星系所产生的宇宙射
线粒子数与北方区域的有所不同? 看来僵局还得留待观测到更多最高能星粒子之后
才有可能打破。所幸不一定需要再等待30年,第一流的新型检测器有的正在建造有
的正在设计。前进的步伐会不断加快。高分辨率的蝇眼——“HiRes”
尽管蝇眼检测器过去的观测实验相当成功,还是没能解决关于最高能量宇宙射
线起源的根本问题。许多人对此都感到失望,而直接推动该项实验的卡西迪更是如
此。卡西迪把自己专业生涯的大部分时间精力投入到这里。20世纪80年代后期,他
的兴趣开始转向其他方向。 他买 到一辆红色高速跑车,另外还开始写教科书,科
学工作也转到物理学的其他领域,甚至包括生命力学。大家都认为这是宇宙射线研
究领域的很大损失, 可是卡西迪一直迷恋着改变后的兴 趣方向。不过他的原研究
组中还有些其他资深成员准备继续干下去,其中有卡西迪在康乃尔大 学时的同事G
·洛赫(Gene Loh)和P·索考尔斯基(Pierre Sokolsky)。他是一位宇宙射线研
究领域的新来者,先前在纽约的布鲁克海汶国家实验室作中微子物理学工作,后来
才到到犹他研究组。当时是1987年,开始计划向第二代蝇眼检测器进军。在若干年
前,卡西迪和研究组其他成员已经非正式地对新的计划有所考虑,只是到了这一年
才开始进行认真计算。目的是向资金经办机构美国国家科学基金会提出申请报告。
方向很明确,为了增加观测事件率,新检测 器必须能对更远的簇射进行检测。
最初的蝇眼能在1000平方千米的面积上检测最高能量空气簇射, 这还很不够!
新检测器的检测面积至少需要比这大5倍。 要想看得更远的一个明显的办法就是加
大光线收集器——反射镜的面积,这样就能捕获到从更远的簇射发出的微弱闪光。
新反射镜将用2米直径的, 而不是原来所用的15米的。这样反射镜的面积可以增
大的因数略小于2。在反射镜焦面上放置 的光检光电倍增管情况怎样呢? 在原来的
蝇眼上使用的光电倍增管所给出的图像是一系列六角形象素,每个象素约横跨5°。
这样粗糙的天空图像需要作改进的理由起码有好几条。首先,新检测器所要观察的
簇射距离很远,因而簇射长度相应的视角很小。出现在30千米外大气底层10千米的
大部分簇射的展开活动, 其张角只有20°。整个簇射只能填充在4个蝇眼光电倍增
管的象素之内, 所以只能取得亮度与到达时间的4组测量数据。另外,即便是较近
的簇射,能获取到簇射展开的较细的情节,其好处也是显然的。在确定到达方向、
计算能量和宇 宙射线质量上, 将使得检测器的功能得到改进。从科学观点和经费
许可两方面来看, 犹他研究组认为把象素直径定成1°是较为理想可行的。可是,
象素直径按因数5减小时,覆盖天空同样面积所需要的象素数量将按因数25增大!高
分辨率的新蝇眼设计方案“HiRes”就是按照这个 要求建造的。
从启动HiRes计划的时候起, 有一件事就很明确,那就是沿着蝇眼Ⅰ和蝇眼Ⅱ
的立体观测 的成功路线继续前进。 我们已经讨论过,用两套分离的蝇眼检测器观
测簇射显著地改善了宇宙射线到达方向和能量的测量精度。 HiRes方案是个雄心勃
勃的计划。该研究组将建立三个HiR es站址,各站建在等边三角形的顶点位置,边
长为15千米。比相互距离为3千米的老检测器布局增大了很多,可以想见到HiRes的
威力之大。这个计划还显示了犹他研究组的实验者们集中攻克最高能量(最明亮)
宇宙射线簇射的愿望与决心。每个站址上都包括一共78台反射镜,每台反射镜的焦
面上都群集着256只光电倍增管。换句话说,HiRes设计要求采用的光电倍增管竟多
达60000只!这项计划绝不是犹他研究组独自能够对付的。索考尔斯基说服他的研
究中微子物理学的老同事们作为合作者来参加这项计划。从哥伦比亚大学和伊利诺
斯大学来参加的那些研究组,对粒子加速器上进行的大型实验很有经验,能把工程
和物理方面的经验和知 识注入该项计划。 1992年,来自阿德莱德大学的宇宙射线
研究组在同蝇眼有过长期合作的基础上 也正式加入这项任务。 在以往合作的十年
中,曾有4位阿德莱德大学的哲学博士毕业生在研究 计划中拿到了研究职位。
20世纪90年代初,并不是向美国基金经办机构申请巨额经费的好时机。那时对
整个HiRes计 划所要求的大约1500万美元的经费一直未能完全如愿。不过,从首要
的基金经办机构国家科学基金会 得到的资助, 从其帐簿记录来看,强度从来不亚
于任何其他计划项目。当前,已经取得了对一项规模有所降低的计划版本的全额资
助。这个计划版本由分布在两个检测站址的总共72台反射镜单元构成。这是第一阶
段的目标,建造工程计划到1999年完成。(第二阶段的目标还是完成原来的计划版
本,大概要到第一阶段工程的末期才会得到资助。)两个站址中的一个就设置在达
格威(Dugway)试验基地原蝇眼旧址小花岗岩山。第二个站址设置在荒漠谷另一侧
离第一个站址13千米远的驼脊山。荒漠谷一带用于美国陆军军火试验。从1992年起,
在两个站址上,利用原型反射镜单元已经收集到完全超过原来期望的大量的优秀簇
射数据。 HiRes的合作成员们正在期待着第一阶段工程的最后完成。到那时,检测
器的收集面积将超过5000平方千米,每一个高能簇射都能被两处HiRes站址监测到。
那时就会得到从未有过的宇宙射线 簇射最佳测量数据。 对能量高过1019eV
的宇宙射线, 每年达到300的数据率,必定会把这个研究组推上最后拣出能谱踝形
周围事物本质是什么的最优越最权威的地位。 下列这些问 题将有望得到回答:格
雷森扎采品截止真的存在吗? 最高能量区的宇宙射线全部都是质子吗?宇 宙射线
到达方向的出发点能倒推到超星系平面吗?曾经观测到的最高能量粒子
早到1993年, HiRes计划的资助地位就已得到大幅度提高。当时,有位名叫戴
宏跃(Dai Hong yu e) 的中国年轻科学家,那年正是他在犹他宇宙射线研究组工
作的第四个年头。 为了编辑宇宙 射线能量谱,戴宏跃正在对原来蝇眼取得的资料
进行数据分析。在检核过程中有一部分工作是在计算机显示屏上展示大气中空气簇
射展开的图像。每个簇射事件,都要把测得的簇射尺度如何随着簇射一步步深入大
气而变化的图像展示在屏幕上。他很快地把一张张图像中未作充分分析的事例的经
迹保留下来。这是对这些簇射的初次筛选分析,所以有些还需要进一步研究。个个
事例看来都很正常,测量得出了漂亮的形态和比例适当的轮廊。他在其中有一个事
例出现时停顿下来略作喘息,正为出现这样一件完美的独特事例而感到欣喜。他把
目光移向图像的竖轴,竖轴标示着的数值表明簇射的尺度,也就是表明级联中带电
粒子的数目。他看到的情景使他大为吃惊。簇射尺度登上了使人震惊的2000亿粒子
数,这比该检测器观测到的大多数簇射要大出1000倍。这一事例是戴宏跃直至当时
见到过的最大簇射!图83 曾记录到的一次最大能量空气簇射
用蝇眼检测到的由宇宙射线激发的这次簇射,其能量为3×1020eV,
这次簇射在尺度最大时竟包含着2000亿颗粒子。图线表明簇射尺度如何随着穿越大
气的深度在变化。
戴宏跃把艾尔伯特和索末尔斯从隔壁办公室喊过来,开始对这个特别事例进行
研究。他们首先试图找出对这一事例的分析是否有什么错误! 什么样的错误能把簇
射显示到如此巨大? 研究过程非常琐细,该研究组为了探查明白不管多远存在着的
每个可能性, 花费了好几个星期 的工作时日。他们最终的结论是,这个簇射具有
极高的能量,来源于一颗能量为3×1020eV的初级宇宙射线!整个蝇眼看到这
个单一事例要比月亮还亮。 所形成的漂亮轮廓就代表 了至今所观测到的最高能量
宇宙射线(确实是最高能量的基本粒子)!
虽然轮廓的展开可以给出对宇宙射线能量的很好估算,但要想验明这个粒子的
质量却很难。我们知道,这是因为即便是由能量相同而且质量相同的粒子引发的簇
射, 也能以略微不同的方 式展开。蝇眼测量簇射尺度最大时的深度的技术,使得
从一组簇射来考查结果成为可能。 然后就 有可能确定到底是质子簇射还是铁核簇
射或者是混合簇射才能对这组样本作出更好的描述。然而,对于单个簇射用同样的
说法去描述就非常困难。对戴宏跃事件的最佳猜测是,它是由中等质量的核产生的
(可能像氧核那样的核) ,但并不能把就是质子排陈掉。从我们早先讨论 过的较
低能量蝇眼数据的趋势来看,质子更符合人们的期望。
这颗极高能量宇宙射线粒子是1991年10月15日夜间到达的,因为对蝇眼数据需
要进行复杂的 分析, 一直掩盖了一年略多点时间之久才被戴宏跃揭示出来。这颗
粒子的发现在许多方面都具有重要意义。它的能量远远超过蝇眼宇宙射线粒子表中
以前所保持的记录。 过去记录的宇宙 射线的最高能量是8×1019eV, 是在
1984年检测到的,原以为这个最高能量记录会一直保持到永远。蝇眼与其他检测器
不一样,它从未检测到能量接近1020eV的宇宙射线,研究组觉得似乎蝇眼能
证实格雷森扎采品截止的存在。 这种认识广泛存在于宇宙射线研究 者们中间。
其他研究组确实也有过观测到若干个能量为1020eV左右的簇射的报告,其中
包括20世纪60年代林斯利在火山牧场观测到的簇射以及在哈佛拉公园和SUGAR观测
到的一些 簇射。 不过,这些实验的标度并不可靠,尤其是巨大能量情况下更不可
靠。但是能对整个簇射展开过程进行观察的蝇眼方法,却被看成是测定能量的好办
法。于是,全部争论的焦点集中到1991年 10月发生的戴宏跃事例上。
蝇眼所取得的宇宙射线能谱看来很有些奇特,其中在两个最高能量事例之间的
图线上出现了一个大的间隙。看来仍然有存在着格雷森扎采品截止的可能性。我
们知道它是由于微波背景辐射的阻挡使得大部分较高能粒子到达不了地球而出现的。
只有这样一个事例,而且发生在截止能量的上方,提示我们设想事件的起源有可能
在“本地区” 。这颗粒子未曾穿越巨大 的银河系外的空间因而能量损失不大。很
有可能宇宙射线源有远有近。可是,为什么我们没能 检测到更多超高能粒子呢?
戴宏跃的巨型簇射宣布不久, 日本在AGASA的研究组也发现了这种事例。1992
年, 一个特别大的簇射恰好落在了实验阵列粒子检测器所覆盖的面积上。AGASA簇
射事例与蝇眼事例的类似之处是,二者都取得了完美的测量数据,能比较直接地确
定出这颗粒子的能量约为2×1020eV。 所以,在蝇眼研究组仍然保有最高记
录的同时,又增添了一个认为极高能粒子 源有可能在我们本星系近邻中的证据!在
前后相继很短的时间里居然发现了两起最高能宇宙射线事例,你或许会感到不可思
议。是的,我们也认为在意料之外。可是我们知道,面积占100平方千米的AGASA具
有当前运行实验中谁都比不了的最大数据收集面积,而且仅仅投入运行一两年。因
此,有哪个研究组能用地面阵列检测到稀有的高能事件的话,最有可能就是日本研
究组。
蝇眼和AGASA公布发现极高能粒子事例的当时, 人们的最大兴趣都是关注簇射
的到达方向。对这种粒子的路径作反向追踪能找到它们的起源吗? 能找到同时也找
不到。你一定记得,宇宙射线路径的弯曲情况取决于粒子带电数量,银河系外磁场
强度以及路径的长度。根据对磁 场强度的最佳估算,能量为3×1020eV的质
子的路径在穿越15亿光年的路途中, 最多偏转1 0°。换句话说,假定这颗粒子
是质子, 假定它穿越了微波背景阻挠下所能达到的最大距离 ,那么在寻找强射电
星系或其他什么发射源时,所关注的天空面积可以不必太大。蝇眼极高能事例发生
在御夫星座的方向上,几乎是我们银河系中心所在方向的相反方向。遗憾的是,在
理应搜寻的天空区域里不存在强大的射电星系。在比15亿光年近和天空到达方向
10°以内的广阔空间里有两个值得注意的星系。可是看不出它俩具备据推测高能粒
子加速必须有的喷流和 有射电瓣等条件。 可是,如果把搜寻范围稍微放宽一些,
就会在到达方向的12°以内找到 一个强射电星系,这个天体的名称是3C134。不巧
的是,当前还未能估算出该星系的距离有多远。在可见光波段我们观察这个星系的
视线被银河系中的一块巨型气体云遮挡住了,使得对 该星系光谱的测量发生困难,
致使通过红移估算距离的办法没法利用。幸运的是由射电波段(射电波很强)可以
检测到这个天体,从其射电信号在天空扩展的范围很大可以得知这个射电源相对较
近,很可能在15亿光年以内。尽管从技术上看来比较困难,当前还是向光学天文
学家们提出了测出该星系红移的要求。
AGASA检测到的巨型簇射是由双鱼星座方向到达的粒子引发的。 在这个事例上
碰上了好运气。那里有一个称做NGC315的强射电源,与测得的该宇宙射线粒子到达
方向相距约10°角距。红移测量表明这个星系正好就在15亿光年的极限距离处。
这个星系因为是惟一的候选者,所 以确定为粒子发射源的可能性非常大!
由于在我们的能量超过1020eV的宇宙射线粒子表中仅仅有两个事例,因
此最高能量粒 子是在强射电星系的射电瓣中被加速的说法还是不能深信。 这是个
可恶的逗弄人的线索。很有可能我们恰好被射电星系候选者靠近宇宙射线到达方向
所愚弄。 可能纯属偶合或者某些假设 有错。例如,宇宙射线路径弯曲可能比我们
假设的更利害。 溢出星系外的星系际空间磁场有可 能比我们设想的更强,或者所
议论的宇宙射线粒子实际上并不是质子而是带更多电荷的核。 我 们此时此刻只能
这样说, 我们认为我们对磁场的估算十分正确,整个蝇眼所 测的质量构成结果指
出最高能粒子是质子。答案自然是,我们需要观测到更多这类超高能粒子,看是否
达到方向能汇 集在3C134和NGC315!X粒子
自从蝇眼粒子与AGASA粒子的细节情况公布以后, 以射电星系起源缺乏可信性
作 为契机,就打开了某些有趣的取代想法的闸门。最使人们感兴趣的一种想法是,
宇宙射线根本就不是在 星系或脉冲星这类天体中按照传统的那些说法被加速的。
我们列举的传统过程是粒子开始只有很少能量而且增加缓慢。而代替的理论却说,
超高能粒子是突然冒出来的! 这是“颠倒”理论的一个例子。它强调说,通过超大
质量母粒子的衰变,就直接由原封不动的巨大能量创生出了超高能粒子。换句话说,
宇宙射线的能量直接来自衰变粒子的一部分质量。根据爱因斯 坦的质能等价原理,
这种过程当然符合规律。不过,进行衰变的基础粒子要有极其巨大的质量。电子质
量的等效能量仅是511KeV, 而质子质量的等效能量约为109eV,是电子的约
两千倍。我们假设的“X”粒子,至少必须具有比电子大1万亿倍的能量才能产生出
蝇眼粒子。
企图把数种自然界的基本力统一到用单一种力来描述的某些所谓大统一理论预
言说,这些粒 子的质量(相应的等效能量)已高达1024eV的范围!它们是大
爆炸之后立即形成的粒子,按照标准理论的说法,它们产生后很快就会衰变掉。不
过,人们相信,有一部分X粒子陷进了 宇宙时空的“圈栏”之中。这类被称做拓扑
缺陷的“圈栏”,与时空结构中另外的著名“缺陷”(黑洞)具有某些共同的特性。
理论还预言到,坍缩中的拓扑缺陷能随时释放出X粒子。然后X粒子自然衰变,
将质量转变 成若干个能量极其巨大的粒子。 这些粒子包括γ射线、中微子、质子
和中子。令人感兴趣的是,拓扑缺陷不需要与射电星系或其他一般物质汇集成的天
体物理源有什么联系。它们能随机分布在宇宙空间,仍乎从不知道的地方就可以产
生出高能量宇宙射线。这样一个理论,与预测宇宙射线到达方向和星系团之间的联
系的想法比较起来,确实有其诱人的选择价值。预期 单个X粒子能衰变成一群不同
类型的各种高能粒子, 对于在罕见的宇宙射线极高能量事件中搜寻这类 迹象,是
对将来实验水平的挑战。实际上,人们期待的是,衰变所释放的大部分粒子将是超
高能γ射线。检测器能认证γ射线引发的空气簇射是大量附加物的汇集。因为质子
产生的簇射 与γ射线产生的簇射有相似性, 在其产生的当时,完全可能确认蝇眼
簇射和AGASA簇射是由这 些奇异的光子样本引发的!
对于拓扑缺陷方案再作一个最后的注解。我们早已指出,在由蝇眼测定出来的
能谱图中,在 8×1019eV和最高能量事件之间出现一个宽宽的“空隙”。假
如新实验搜集到的更多数据并不改变这个空隙,则拓扑缺陷模型的存在地位将会得
到加强。这一模型能很自然地预言超高能粒子的产生,而不涉及较低能量粒子。这
个理论假定,我们见到的较低能量粒子是在较传统的“颠倒”加速过程中产生的。
假如颠倒过程决定最高能量粒子的产生的话,就看不到任何能量空隙了。总之,假
如我们能观测到有3×1020eV的粒子由邻近的活动星系发出的话, 我们就也
能预期观测到能量为1×1020eV或2×1020eV的粒子从 同类天体发出。
亦凡公益图书馆(shuku.net)
下一章 回目录