中的高能粒子 作者:[澳]罗杰·柯莱-第18章
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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 LloydEvans）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0。035。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HiRes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10^19eV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 Hongyue）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！
用蝇眼检测到的由宇宙射线激发的这次簇射，其能量为3×10^20eV，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3×10^20eV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8×10^19eV，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10^20eV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10^20eV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2×10^20eV。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3×10^20eV的质子的路径在穿越15亿光年的路途中，最多偏转10°。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�
