超高能使者——宇宙线
Angela V. Olinto　文　　X.-M. Deng　译
	观测到的最高能粒子——宇宙线——的起源将在未来的几年里开始为人所知。到2012年，也就是宇宙线被发现100周年之际，新建成的超高能宇宙线天文台、高能γ射线和中微子天文台将会一起来揭开宇宙线的神秘面纱。而宇宙线的起源很可能与宇宙中最高能的现象有关。 　　宇宙线有悠久的历史。1912年当维克托·赫斯（Victor Hess）用气球把验电器带到海拔5千米的高度并测量到一种神秘的来自于太空而不是地面的电离辐射时，宇宙线拉开了它的帷幕。尽管在高海拔处高能质子的流量会有一定的减弱，但是通过观测在高海拔云室和照相乳胶中的高能质子，早期的宇宙线物理学家们发现了许多基本粒子，例如正电子、 μ介子和π介子等。1938年，皮埃尔·俄歇（Pierre Auger）证明了超高能宇宙线引发了地球大气中的广延空气簇射，这一过程把宇宙线最初的能量分配到了数十亿个达地面的较低能粒子上。1962年，由约翰·林斯利（John Linsley）所领导的火山牧场阵列（Volcano Ranch array）观测到了一次能量达到几十焦耳或大约1020eV（电子伏）的宇宙线事件。4年后，美国的格雷森（Greisen）和前苏联的杰特斯平（Zatsepin）与库兹闵（Kuzmin）预言了能量超过1020eV时宇宙线谱的突然陡峭是宇宙线同宇宙微波背景（CMB）相互作用的结果。在格雷森这篇里程碑式的的文章中，他指出测量这一流量上的陡增能澄清超高能宇宙线的起源。 　　一系列不同的技术已经使得宇宙线观测的能量范围达到了109-1020eV。在能量小于1014eV的情况下，用气球和太空实验可以直接探测宇宙线。超过这个能量，对于太空探测而言宇宙线流量太低，只能通过观测宇宙线的大气簇射来进行研究。直接探测显示，在能量较低的情况下，由于太阳风中的磁场，宇宙线流量会受到太阳活动周的影响。同时这一磁场还屏蔽掉了能量低于109eV的带电粒子，使它们无法进入太阳系。从几GeV（1GeV=109eV）到几PeV（1PeV=1015eV），宇宙线谱可以很好的由谱指数为-2.7的幂律谱所描述，即每单位时间、单位面积、单位立体角内到达地球的动能为E的宇宙线数目为J(E)∝E-2.7。在能量更高的情况下，能谱会陡增到J(E)∝E-3，这一过渡区域被称为“膝”。在能量达到大约1018eV时，能谱会再一次变硬（陡），被称为“踝”。最后，在大约1020eV时，格雷森、杰特斯平和库兹闵预言，由于和宇宙微波背景辐射发生相互作用产生介子，超高能宇宙线会损失能量。这个最后的特征由它的提出者命名，被称为“GZK截断”。由于这些特征可以为宇宙线的产生和传播机制提供线索，所以它们在能谱上的确切位置和形状目前都在进一步的研究之中。 　　对低能宇宙线成分的研究可以揭示宇宙线核子在银河系中传播的历史。在宇宙线中丰核的散裂产物比太阳系的要多得多。举个例子，宇宙线中主要由碳和氧散裂生成的的锂、铍和硼比太阳系中的多5个数量级。过高的丰度同散裂截面一起显示了宇宙线在银河系传播时的面密度为5-10g/cm2，相应的传播距离为1Mpc（等于3×1024cm），远大于银盘的厚度（0.4pc）。 　　当能量低于1015eV时，宇宙线主要由轻核（质子和氦）组成。在“膝”以上的部分，宇宙线中的核子会变得更重。理论模型预言了这一向重元素的转变。宇宙线在银河系的磁场中传播时，有可能会逃逸，这倚赖于它的刚性（能量与电荷的比值）。在这个物理图像下，“膝”描绘了从银河系束缚轨道向逃逸轨道的转变，因此导致了谱指数的变化。这一模型和其他理论的实验检验目前正处在大量观测中。领导这些观测的是卡尔斯鲁厄簇射核心阵列探测器（KASCADE），这一实验使用电磁、μ介子、强子粒子探测器研究能量范围在“膝”（1015-1017eV）附近的大气簇射。观测数据提供了从轻核向重核转变的证据，并且暗示当能量超过1017eV时铁核将占主导。一个被称为“KASCADE-Grande”的实验在不远的未来可以把探测范围提高到10^(18)eV，以便来检验这一预言。在更远的未来超高能宇宙线天文台在低能端的扩展，诸如地面俄歇μ介子和填充阵列（AMIGA）、皮埃尔·俄歇天文台的高仰角俄歇望远镜项目（HEAT）、低能望远镜阵列（TALE）的扩展项目，它们都将试图建立起宇宙线从“膝”以上到超过“踝”区域研究间的桥梁。 　　在宇宙线起源的许多模型中，根据1949年恩里科·费米（Enrico Fermi）提出并发展起来的一阶费米加速度机制，加速银河系中宇宙线的主要是超新星遗迹中的随机激波加速过程。超新星遗迹的激波加速可以自然地产生一个所需的幂律谱，其具有所需的能量，而且还可以解释观测到的宇宙线成分。尽管这一物理图像仍然缺乏直接证据，但是最近已经发现了支持这一模型的间接证据。钱德拉卫星拍摄的第谷超新星遗迹和超新星1006的X射线图像显示，相对论性电子在超新星遗迹边缘一个极其狭窄的区域内获得了能量，在那里磁场达到了几百微高斯。同时，高能体视系统（HESS）的大气切伦科夫成像望远镜（IACT）阵列已经获得了第一张超新星遗迹的TeVγ射线图像。更值得注意的是RXJ1713.7-3946的图像，它清晰地显示了超新星遗迹壳层发出了TeVγ射线，这与在高能强相互作用下中性π介子衰变产生γ射线相一致。为了更清晰地区分强相互作用产生的γ射线和电子逆康普顿散射产生的TeVγ射线这两者之间的不同，把RXJ1713.7-3946的观测能谱线拓展到HESS能量阈值以下就显得至关重要。这在不远的未来可由γ射线大视场空间望远镜（GLAST）卫星完成，它计划于2007年发射。 　　即使超新星遗迹中的激波加速可用来解释宇宙线加速到“膝”这一现象，但仍然很难想象这一机制能加速到1016eV以上。在最高能量下，似乎需要更加强大的加速机制。另外，随着原始宇宙线能量的增加，银河系磁场对粒子运动轨迹的影响也会减少。当宇宙线达到1019eV以上时，宇宙线的轨迹应当反向指向宇宙线的发源地——这也意味着宇宙线天文学变得可行了。迄今为止，观测显示最高能宇宙线的方向分布是各向同性的。在没有银盘及其附近结构的证据下，这种各向同性断言了这些能量最高的粒子起源于银河系外。如果超高能宇宙线（能量大于1018eV）产生于在整个宇宙均匀分布的河外源，并假设能量为1018eV的质子能够毫不费力的穿过整个宇宙，那么天空中超高能宇宙线到达方向的分布在一阶近似下将是各向同性的。随着1019-1020eV的宇宙线的观测资料开始在统计上增多，GZK效应应当在超高能宇宙线到达方向的分布中引入一个显著的改变。与各向同性的宇宙不同，我们应当在局部10-100Mpc的范围内看到各项异性的银河系分布。 [图片说明]：预计中的超高能宇宙线到达的方向，左图能量范围大于1019.5eV，右图能量范围大于1020.5eV，其中假设了超高能宇宙线的源与暗物质分布相关。图片所显示的是到达事件的密度对比度的对数，从10-2.2（蓝色）到1（红色）。 　　如果假设超高能宇宙线的源和宇宙中暗物质的分布相关，那么能量在1019.5eV-1020.5eV之间的超高能宇宙线的到达方向分布会呈现出各项异性。在最高能端这一差异只有2倍，这一微小的各向异性相当于宇宙线流量每一百年、每平方千米小于1个粒子。这给带电粒子天文学带来了巨大的挑战。最近建造的和未来的超高能宇宙线天文台将通过覆盖3000平方千米或是更大的面积来应答这一挑战，例如皮埃尔·俄歇天文台的南部观测站和提意中的皮埃尔·俄歇天文台的北部观测站计划以及空间任务等。 　　超高能宇宙线可通过两种方式被探测到：（闪烁或切伦科夫水箱的）地面阵列和荧光望远镜。当广延空气簇射的次级粒子到达地面时，地面阵列可以对它进行取样。探测超高能宇宙线的大型阵列包括在英国约克郡设置的哈佛拉公园（Haverah Park）探测器阵列（1967-1987年）、悉尼大学大型空气簇射记录器（SUGAR）（1968-1979年）、雅库茨克（Yakutsk）（1991年至今）、在皮埃尔·俄歇天文台之前最大的明野巨型空气簇射阵列（AGASA）。AGASA的111个表面探测器覆盖了100平方千米，运转时间超过10年（1990-2004年）。在这个项目的寿命中它的曝光能力达到了1.6×103L（这里L是用约翰·林斯利命名的曝光能力的单位，L=1平方千米·立体角·年）。“蝇眼”（Fly's Eye）探测器则为基于大气荧光的另一探测技术奠定了基础。1991年它探测到了能量为3×1020eV的宇宙线事件。荧光技术由高分辨“蝇眼”（HiRes）实验得到了进一步发展，它的曝光能力在前不久超过了AGASA。当簇射空中发生时，这些天文台可以探测大气中氮分子所发出的荧光。镜面会把紫外荧光聚焦到光电倍增管，从而记录下在大气中快速运动的簇射形式。与地面阵列不同，这一技术能直接地观测到簇射最强的时候。然而，由于它的低占空比，因此它在晴朗无月的夜晚才能处于最佳运转状态。 　　自从1966年预言GZK截断以来，这一领域的进步已经被达到比104L更大曝光能力的实验挑战所阻碍。HiRes和AGASA天文台就GZK截断是否存在给出了相互矛盾的结果，这是由于采用低统计量和在能量范围上的系统差异所引起的。建成的皮埃尔·俄歇天文台不久也将面临曝光能力的挑战。当2007年竣工时，皮埃尔·俄歇天文台南部观测站的四架荧光望远镜和切伦科夫水箱阵列将覆盖3000平方千米。这两类探测器的首次混合使用利用了两大技术的优势：高统计量和能高质量重建10%荧光望远镜所观测到的簇射所需的地面阵列的几何口径。在建造期间该天文台已经开始搜集数据，到2008年其曝光能力有望可以达到104L。在这个曝光能力范围内，该天文台能对能量在1017.5-1020eV间的宇宙线能谱进行高统计量测量以及成分估计。另外为了解决GZK截断附近的超高能宇宙线能谱在形状上的矛盾，皮埃尔·俄歇天文台南部观测站将有助于确定发生在1017-1019eV之间的从星系到河外星系宇宙线的转变。在这一大能量范围之上的精确能谱和成分的测量将限制超高能宇宙线源的能谱与组成以及源的分布和磁场对超高能宇宙线传播的影响。 [图片说明]：皮埃尔·俄歇天文台的切伦科夫水箱。 　　皮埃尔·俄歇天文台南部观测站将会探测曝光能力在104L范围的宇宙线，并且可以对GZK截断进行精确的测量。此外，诸如南极冲击暂现天线（ANITA）、超级射电冰切伦科夫实验（SuperRICE）、冰立方（IceCube）、低频阵（LOFAR）和一平方千米天线阵（SKA）等中微子望远镜将探测来自超高能宇宙线和宇宙微波背景相互作用（这一过程导致了GZK截断）所产生的中微子流量。对超高能宇宙线的多方探测将确定它们来自银河系外，并有望确定潜在的源头。揭示超高能宇宙线源的重要环节是探测超高能宇宙线到达方向的各项异性。现在新一代天文台计划将能达到这一目标。在地面上，计划中的皮埃尔·俄歇天文台的北部观测站将在下一个十年覆盖10370平方千米，曝光能力达到105L。在太空中，荧光望远镜计划从国际空间站或卫星上俯视地球。曝光能力达到105L的时代将开启带电粒子天文学中的新领域。
出自：Science 发布日期：2007-01-05

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