中的高能粒子 作者:[澳]罗杰·柯莱-第4章
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奥格尔完成的这项研究工作给出一个使人震惊的结果，就是他计算出整个簇射的能量大得惊人。从理论推断和云室测定的证实，一次簇射中每个粒子有几千万电子伏的平均能量。由于奥格尔从符合测量知道了粒子的数目如何随距簇射中心的远近而变化，所以他能估算出一次大的簇射能包含的粒子总数。原来这些大簇射每次竟包含100万颗或者更多的粒子。于是，整个簇射的能量至少达到100万（粒子数）个1000万（每个粒子的平均能量）电子伏。计算结果并未扣除簇射穿过大气损失的能量。已知这个损失值是上述计算结果的1/10到1％。就这样，奥格尔测得了当时无法接受的来自宇宙的高能粒子能量，而且差不多找到了某些关于它们存在的解释。比较起来，光学天文学用到的光子能量才1电子伏，这要比宇宙射线的能量小1000万亿倍。稍后，我们将阐述当今已经知道的在某些天体上能使粒子达到这样高能量的若干机制。许多加速机制确实会存在，但是当前我们尚不能指出，以哪种解释为主来说明大自然能把单个粒子加速到前述那个最高能量。
粒子物理和宇宙射线
就二次世界大战开始时人们所知道的宇宙射线现象来说，只需要用很少几种类型粒子就足以作出解释。它们就是核子（质子和中子）、电子（包括它的反粒子正电子）、γ射线、中微子以及μ子。理论上还需要有介子，它是抗拒质子正电荷间相互排斥，使原子核结合在一起的强作用力。因为必须提供很强的核子胶合剂，这就意味着介子在其间所起的作用必定极强。假如介子从原来的宇宙射线原子核相互作用中释放出来，必将极强烈地再与空气的原子核相互作用。其结果就是，介子在原子核之外的环境下寿命应该很短暂。
遗憾的是，在宇宙射线簇射中观测到的μ子（当年把它当成了这种介子）显然具有较长的寿命，在扣除了因相对论效应而延长的寿命时间后，它们在衰变前仍然有足够的时间抵达地面。可见担负强作用力任务的介子必定与簇射中检测到的μ子不是同一种粒子。
利用不断进步的观测技术，为了对宇宙射线所提供的μ子和其他高能粒子特性进一步理解，仍在继续进行着不懈的探索。当云室由其他检测仪器触发运转时，由于它的高效率曾经成为强有力的研究工具。有一段时间，照相乳胶的使用成为粒子物理学中给出新发现的得力技术。这种方法是第二次世界大战刚结束后不久由英国布里斯托大学的C·包威尔（Cecil Powell）首先设计的。这项技术的工作过程是，在高能粒子穿过乳胶（类似照相机中胶片上的乳胶）时，路径记录便留在乳胶中，胶片经过显影轨迹就显现出来。
当前，一项有关技术正用在辐射工作工人的受辐射监视上，他们的工作服上携带着一个胶片徽章，它能对辐射曝光剂量作累积记录。照相乳胶包含着相当重的原子核，能作为与粒子相互作用的有效靶子。不过，在使用胶片时，还间或需要几件辅助仪器设备，当乳胶技术用在粒子物理的研究时，其显影工作和显微镜查看工作都是专门技术。核技术胶片上用的是厚乳胶，所以能把宇宙射线相互作用的图像较完整的记录下来。当把胶片带到高空时，就受宇宙射线作用而曝光，那里宇宙射线级联中仍然存在很多高能量粒子。（有些本身是初级粒子）。观测场所可能是高山地面站，或者把仪器设备负载在气球或火箭上。二战后的一段时间，英国布里斯托大学曾成为这项工作的麦加圣地。采用核乳胶技术获得的一项巨大成果是，1947年找到了第二种类型的〃介子〃。
这种被命名为π介子的新粒子，是高能相互作用中产生的，它很快就衰变成次级粒子…μ子。科学家发现，这类真正的汤川秀树粒子共有三种，一种带正电荷，一种带负电荷，一种是中性的。正π介子和负π介子衰变后，产生了簇射中的正μ子和负μ子。中性π介子衰变后，几乎即刻就变成了γ射线粒子对。在簇射中，是这些γ射线粒子引发了电磁级联。一切均已齐备。圆满说明观测到的宇宙射线特性所必需的粒子集体已经齐全。
现在，我们对来自空间的宇宙射线有了一个形象的理解，其主要组成是带正电的原子核（质子、氦核等）。它们携带的巨大能量分布在很宽的能量范围。其中任何击中大气的粒子，与空气原子核相互作用后，就产生π介子。荷电π介子在极短的时间内衰变成高能μ子，μ子能贯穿大气直抵地面。中性π介子几乎立即衰变成γ射线，γ射线引起电磁级联。虽然每次级联的寿命相对很短，但随着原始粒子在大气中的深入行进，继续不断地损耗能量而一次又一次地引起更进一步的电磁级联。结果就在地面上出现了电磁级联形成的μ子、电子、正电子以及γ射线粒子的粒子混合。这种轰击还可能有一个从原始宇宙射线遗迹保留下来的中心高能核心。
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□ ＇澳＇罗杰·柯莱等/著 车宝印/译
第三章 宇宙射线及其所在的宇宙
地面上遇到的〃宇宙射线〃粒子并不是从遥远星系长途运动到来的原始粒子。它们是由初级粒子的能量产生的〃次级〃宇宙射线。这些次级宇宙射线出现在穿过大气的复杂的粒子级联中。以粒子簇射形式出现的这种级联，揭示有关初级宇宙射线的大量特性。已知能量最大的单个初级宇宙射线粒子具有50焦耳的能量，它相应于在大约一秒钟里从一个光球发出的功率：虽然不是测量到很多个，但对于单个粒子来说能量确实是极其巨大的。遗憾的是，如此高能量宇宙射线的到达率极小，典型的测量数值为每平方千米每世纪以数个粒子计。不过，较低能量的宇宙射线却数量很大，最低能量的更是密度高。例如，当我们在地面高度时，每秒钟会有100个低能量宇宙射线粒子穿过我们的身体。
宇宙射线的研究已变成天体物理学的重要领域。尽管宇宙射线的起源至今未能确定，人们已普遍认为对宇宙射线的研究能获得宇宙绝大部分奇特环境中有关过程的大量信息：射电星系、类星体以及围绕中子星和黑洞由流入物质形成的沸腾转动的吸积盘的知识。我们对这些天体物理学客体的理解还很粗浅，当今宇宙射线研究的主要推动力是渴望了解大自然为什么在这些天体上能产生如此超常能量的粒子。
初级宇宙辐射由荷电粒子构成是这项研究工作的基本障碍。荷电粒子不像几乎全部其他天文学研究领域中以各种方式利用的光粒子，荷电粒子会被弥漫在整个宇宙的磁场弯曲转向。结果是几乎各种情况的荷电宇宙射线粒子都不带有起源处方向的信息记录，使我们无法作位置天文学的探索。对宇宙射线到达方向的测量研究会获得宇宙磁场的有用信息，但对认证宇宙射线的起源用处很少。
然而，我们已经观测到宇宙射线强度的增加与太阳耀斑发生的时间相同，所以我们得知有些最低能量的宇宙射线来源于太阳上的爆发活动。由于射电天文学家观测到射电波由超新星或超新星遗迹中的高能宇宙射线产生，所以较高能量的宇宙射线粒子的被加速可能与超新星爆发有关。至于探讨最高能量宇宙射线，我们必须关注宇宙中最不寻常的天体来推测宇宙射线的起源。因此，宇宙射线天体物理学包含着许多最壮观的天文现象和天文学〃动物园〃中很多不寻常的成员。为了理解宇宙射线的重要意义需要对这个〃动物园〃的特性范围（range）进行探索。这是一场大灾变在其中扮演重要角色的戏剧。活动星系、超新星和中子星统统朦胧扮演上场。请允许我们在深入探讨这片未知领域之前，首先考察一番整个宇宙的现代图像。
我们在宇宙中所处的位置
我们的太阳坐落在一个巨大旋涡星系的偏向一边的地方。这个星系就是银河系。它是一个聚集着1000亿颗恒星，直径达8万光年的圆饼状结构。银河系的构造很有趣，中心部分稍微鼓胀，四五条旋臂形成星系的旋涡形状。天文学家已经测出这个星系在绕着中心转动。太阳沿其轨道旋转一圈须用去2亿年，运行的速度快得难以令人置信，竟高达每秒钟230千米。银河系是一个看来普通的星系，它包含着各个生命阶段的恒星。许许多多新的恒星正在旋臂中孕育形成，那里仍然有充足的气体和尘埃，不断成为种子物质。另外，星系的中心呈现出发红的老恒星过剩的样子，表明星系中心比外围区域恒星开始形成的更早些。
天文学家于1918年测定了太阳和地球在银河系中的位置。仅仅几年之后，他们就开始看到更加广阔的景象。20世纪20年代早期，美国天文学家V·M·斯莱弗（Vesto Melvin Slipher）发现了星系的〃红移〃，开创了宇宙大小尺度的研究。当时普遍认为大多数恒星都属于我们银河系。天空中现在已知是另外星系的那些暗弱的小小斑点，当时也认为是属于银河系的部分。把它们称作星云，混同于超新星爆发后留下的云状物，以为它们同恒星养殖场有联系。例如，由于不知道实际的距离而把和我们相邻的仙女座星系认为是仙女座星云。但为什么产生红移呢？1842年，奥地利物理学家克里斯琴·多普勒（Christian Doppler）首先描述了现今以他名字命名的效应。随着列车开近，列车鸣笛声调变高。这种我们熟悉的现象是由于运动中的声源，使声波压紧而造成的。压紧的声波波长缩短而频率增高或声调升高。列车离去时产生相反的效应——拉疏的声波使频率减小或声调降低。频率改变的量级直接联系着列车的速度。这就是多普勒效应。光源的运动也会观察到这种效应。斯利弗在从星云射来的光线中探寻着多普勒效应。
他利用摄谱仪（实际上是一块玻璃三棱镜）把遥远星云射来的光线分解成不同组分的波长。他注意到，具有特定样式的光谱特征并未落到预期波长处，而那些波长数值原本是在实验室中测出来的。它们既能向光谱的红色一端移动——〃红移〃，这里出现波长增大表明光源正在远去；也能向光谱的兰色一端移动——〃兰移〃，光源正在接近。斯利弗避开银河系最密集的恒星带部分而把注意力集中在星云上。他的第一个目标是显眼的仙女座星云，检测出它呈现兰移，而大多数其他星云都呈现红移。一般说来，斯利弗发现暗弱星云正在远去，或者叫做退行，速度极快。然而，银河系最密集部分以内的星云，其光谱位移却很小，并似乎红移与兰移恰好相等。
20世纪20年代末，另两位美国天文学家E·哈勃（Edwin Hubble）和他的助手M·赫马森（Milton Humason），完成了再次进一步洞察宇宙的工作。赫马森使用25米直径的威尔逊山望远镜在7年的时间里取得超过100个暗弱星云的照片。赫马森在威尔逊山天文台建设时期原来是一个赶骡车运料上山的赶车人，终于被提升到守门人的位置，最后成为一位望远镜光谱学家。他所做的仔细而不辞辛苦的工作包括，从拥挤的恒星场中挑选出暗弱星云，然后把望远镜的入射狭缝定位到星云上。遥远星云微弱的光斑既暗弱又模糊，照相曝光时间必需长达数小时直到好几夜。当今，现代望远镜上已经用上优秀的跟踪机构，星象追随任务变得非常容易。然而，那时有着献身精神的赫马森必须在漫长的寒夜里连续不停地检查望远镜的对准和调准狭缝的位置。幸运的是，他的全部工作都没有白废。
哈勃和赫马森既利用取得的光谱测定了星云的速度，还试图采用称做赛弗特变星的特殊恒星测定我们到星云的距离。这种恒星的亮度变化很有规律，其他天文学家对邻近赛弗特变星的观测指出，通过测得它们的平均亮度和亮度变化频率就能算出赛弗特变星的距离。1923年10月6日夜里，哈勃在仙女座星云中发现了一颗赛弗特变星。使他无比惊奇的是，他算出到仙女座星云的距离是100万光年（后来改正为稍远于200万光年），同银河系的直径约8万光年比较，这一距离要比银河系的尺度大得多。直到此时，天文学家们才确信许多星云并不是本地气体云，而是遥远的星系，有的就和我们银河系类似，有些更小，也有更大的。仙女座星云于是立刻变成了仙女座星系。
哈勃和赫马森已经取得很多星系的距离和速度的数据。他们发现较近的星系有些呈现红移，有的像仙女座星系那样显示兰移。这表明本地星系运动复杂，被邻近的星系施以引力作用的效应显著。然而，更远的星系却全部向远处飞奔！运用经典多普勃方程，由红移算出退行速度，这个表观速度正是星系离开我们的速度。当哈勃画出星系退行速度随距离变动的图解后，他发现了当今称作哈勃定律的直线关系。星系距我们越远，它的退行速度越快。使他特别惊奇的是，任何方向上星系都在退行并能达到很大的速度。距我们1亿光年远的星系正在以每秒钟1500千米（500万千米/小时）的速度逃离而去！哈勃发现宇宙在膨胀。
大爆炸理论
为什么星系背离我们向四面八方飞奔？我们处在宇宙中的一个特殊位置上吗？宇宙有多大？这就是哈勃的天文工作发现对后来数十年间在广泛的社会民众中引起的一些问题。在开始提出过许多不成功解释之后，大爆炸理论对宇宙膨胀给出合理解释。大爆炸理论还能圆满说明为什么宇宙中包含着如此大量的氦，以及为什么我们淹没在充满整个宇宙的微波辐射的海洋中。
大爆炸理论最初是在1946年，由乔治·伽莫夫（George Gamow）、拉尔夫·阿尔芬（Ralph Alpher）和罗伯特·赫尔曼（Robert Hermann）提出来的。许多后继者逐步使得这个理论更加精炼。这个理论的大前提是宇宙有诞生之时。当今我们确信，宇宙是在100亿到200亿年前，从一个极端强烈的火球开始生成的。那次事件的爆炸性质激起膨胀过程，当然不是按照一般熟悉的爆炸方式。事件本身很难刻画，为了便于想像，这里提出一个经典类比来说明宇宙膨胀过程——膨胀中的气球。想像有一个表面贴有许多硬币的气球，每个硬币代表一个星系。这里我们把整个宇宙限定在气球表面。（这种类比的主要问题是用二维表面代表三维宇宙！）随着吹大气球，〃星系〃间的间隔增大。想像我们站在其中一个硬币上。将看到每个其余硬币都离开我们远去，而且越远的硬币向远方运动得越快
