互动科普

这些粒子所带有的能量超过宇宙中的其它任何粒子。它们的起源虽然尚不清楚，但可能并不遥远。

大约每秒钟都有一个亚原子粒子进人地球的大气层，它所带的能量相当于一块投掷得很远的石块。这一事实意味着，在宇宙中的某处存在着某些力，它们能向一个质子施加比地球上最强大的加速器所能施加的能量还要大1亿倍的能量。这些力在什么地方?它们又是如何施加这些能量的?

自1912年首次发现宇宙线以来，这些问题始终萦绕在物理学家们的心头，(虽然这些问题所谈到的实体现在已知是粒子，宇宙“线”这一名称仍延用下来。)星际介质含有元素周期表中每一种元素的原子核，这些原子核都在电场和磁场的作用下运动。如果没有地球大气的筛滤作用，宇宙线将会对人类健康构成严重威胁。事实上，住在高山地区的人或频繁乘飞机的人就接受了能够加以测量的剂量的额外辐射。

也许这种辐射的最显著特征是研究人员迄今尚未找到宇宙线能谱的自然终端。大多数已知的带电粒子源——如太阳和太阳风——都有一个特征性能量极限。它们根本不会产生具有高于这一极限的能量的粒子。相反，宇宙线尽管数量正在减少，却似乎具有天体物理学家所能测量的那样高的能量。由于目前不存在大得足以对所预测极少数量的入射粒子进行取样的探测器，宇宙的能量数据大约应该在一个质子的静质能量3000亿倍的水平上。

然而，由于撞击大气层的宇宙线粒子会产生无数的次级粒子(这些粒子很容易探测)，每隔几年都能观测到超高能量宇宙线的证据。例如，1991年10月15日，设在美国犹他州沙漠里的一个宇宙线观测站记录到了从一个 50焦耳(3 X 1020电子伏特)宇宙线产生的次级粒子簇射。虽然宇宙线通量随能量增大而减少，这一下降到了大约1019电子伏特处便趋于稳定，这表明超高能宇宙线的机制与较低能量的那些射线的机制不一样。

1960年，印度孟买塔塔研究所的Bernard Peters指出，较低能的宇宙线主要是在银河系中产生的，而高能宇宙线则来自更遥远的来源。之所以这样认为的一个理由是，比方说一个带有1019，电子伏特能量的宇宙线质子，不会被一个星系通常所产生的任何磁场显著地偏转，因此它的运动比较呈直线。如果这样的粒子来自我们银河系内部，我们也许能期望看到从各种方向飞来不同数量的粒子，因为银河系并不是在我们周围对称排列的。但事实上，粒子的分布是各向同性的。而且较低能量宇宙线的分布也是如此，它们的方向是分散的。

超新星泵

这种勉强的推论说明对于宇宙线的起源还知之甚微。对于宇宙线可能是怎样产生的，天体物理学家已经有了一些似乎合理的模型，但却没有肯定的答案。这种状况可能是由于地球上和产生宇宙线的区域之间的条件存在着难以想象的巨大差别。星际空间每立方厘米只含有1个原子，这比我们在最佳人造真空下的密度要低得多。此外，这些空间中充满着巨大的电场和磁场，它们与比中性原子数量还要少的分散带电粒子群密切相关。

这一空间环境远不是人们所能想象的那样平静，较低的密度允许电力与磁力在巨大的距离和时间尺度上起作用，而这样一种作用在地球上的材料密度中却很快就会衰减完了。因此，星系空间充满着部分离子化气体的湍动等离子体，这种等离子体能量巨大，处于剧烈活动的状态。由于天文距离是如此之大，这种等离子体的运动往往难以在人类的时间尺度上进行观测。然而正是这样大的距离却允许甚至很中等的力量产生惊人的效果。在地球上的一台加速器中，一个粒子可能只要几微秒就能飞逝而过，但在一个宇宙加速器中，它可能要几年或者甚至几千年时间。（这一时间尺度由于超高能宇宙线所处的受相对论效应影响的奇怪框架而进一步复杂化。如果我们能观察这样一个粒子1万年，就这个粒子而论，这一时间阶段只相当于1秒钟。）

天文学家长期以来一直猜想，大部分的星系宇宙线(能量低于大约1018电子伏特的宇宙线)源自超新星。这一理论使人相信的一个理由是，为维持向我们银河系中提供所观侧到的宇宙线原子核，所需要的能量只是略少于每世纪发生3次超新星爆发向星系介质所传递的平均动能。在银河系中很少有(如果有的话)其他具有这样大能量的来源。

当一个巨大的恒星塌缩时，该恒星的最外面的部分以每秒高达10000公里或更高的速度爆炸。当一个白矮星在一场热核爆炸中完全瓦解时，也会释放出类似数量的能量。在这两类超新星中，所喷射出来的物质以超音速膨胀，向周围介质驱动一阵强烈的激波。这种激波可望在它们所通过的物质中加速这些物质的原子核，从把这些原子核转化成宇宙线。由于宇宙线是带电的，它们在星际磁场中会沿着复杂的路线运动。因此，从地球上所观测到的宇宙线方向并不能为它们的原始起源地点提供什么信息。

通过观测某些时候与超新星残余相关的同步加速辐射，研究人员发现了超新星能够起加速器作用的更直接证据。同步加速辐射是高能电子在那种有可能成为宇宙线加速器的强磁场中运动时所具有的特征，在某些超新星残余中存在同步加速X射线说明了特别高的能量。(在地球上的设备中，由于发射强度随着粒子速度的加快而增大，同步加速发射限制了一个粒子的能量。在加速到某一程度时，辐射从一个正在加速的粒子抽走能量与粒子获得能量一样快。)最近，日本的X射线卫星Asca从超新星1006的壳层拍摄了一些图像，该超新星是距今990年前爆发的。与该超新星残余的内部所产生的辐射不一样，从壳层所发出的X射线辐射具有同步加速辐射所特有的特征。天体物理学家推论，那里的电子正在被加速到1014电子伏特(即100TeV)。

安装在康普顿伽玛射线天文台(Compton Gamma Ray Observatory)上的EGRET探侧器也被用来研究被确认为超新星残余的下射线点源。所观测到的强度与能谱(高达10亿电子伏特)与中性π介子衰变的一个起源相一致。中性π介子可以通过来自爆发恒星的残余的宇宙线与附近的星际气体撞击而产生。然而有趣的是，用地球上的惠帕尔天文台来搜索同样一些恒星残余所发出的能量更高得多的γ射线，却没有看到如果超新星把粒子加速到1014电子伏特或更高能量所应能看到的那种水平的信号。

测试高能宇宙线与超新星之间的联系的一种补充方法涉及到宇宙线原子核的基本组成。一个带电粒子在磁场中的轨道的尺寸与它的单位电荷总动量成正比，因此，较重的原子核对于一定的轨道尺寸就具有较大的能量。任何在轨道尺寸基础上(如有限的加速区域)限制对粒子加速的过程，就会导致在高能段较重原子核的过量。

我们希望最终能够有所进展，并寻找在特定类型的超新星中有加速的元素特征。例如，一个白矮星爆炸的超新星会加速分布在局部星际介质中的任何原子核。一个巨大恒星在塌缩后所形成的超新星则相反，它会加速周围的星风(星风在恒星演化的较早阶段是原始恒星的外层所特有的)。在某些情况下，星风能包含较大比例的氦、碳或者甚至更重的原子核。

当高能宇宙线与地球大气中的原子相互作用并形成次级粒子簇射时，想鉴别高能宇宙线的愿望只能落空了。因此，为了绝对准确地了解宇宙线原子核的组成，必须在宇宙线到达稠密大气之前进行测量。遗憾的是，要收集到100个能量接近1014电子伏特的宇宙线粒子，将需要1个面积为10平方米的探测器在轨道上运行3年。目前典型的暴露更相当于1平方米的探测器只运行了3天。

研究人员正在用一些设计巧妙的实验来解决这一难题。例如，美国国家航空和航天局(NASA)已经开发出一些技术，将大的有效载荷(大约3吨重)用高空气球升空达许多天之久。这些实验所需费用仅为相当的卫星探侧器的很小一部分。这种类型的实验中最成功的一些气球飞行已在南极进行。在南极，高层大气风几乎总是绕着南极作恒定的环状运动。

在南极洲麦克默多湾，如果发送一个有效载荷，将几乎按照以南极为中心的恒定半径运行，并最终回到发送点附近。有些气球绕着南极洲飞了10天之久。我们中的Swordy正与芝加哥大学的Dietrich Muller和Peter Meyer合作，操作一个10平方米的探测器。该探测器能在这样一次飞行中测量高达1015电子伏特的重宇宙线。还打算在赤道附近利用类似的飞行把暴露时间延长到大约100左右。

跨越星系间空间

研究更加高能的宇宙线(由尚未知晓的来源产生的宇宙线)需要大型的地面探测器，这种探测器通过监测巨大的有效区域达数月或数年来克服低通量所带来的困难。然而必须从由入射宇宙线原子在高层大气中引发的次级粒子(电子、μ介子和γ射线)级联中提取信息。这种间接方法只能在统计基础上说明宇宙线组成的一般特征，而不能鉴别每个入射原子核的原子序数。

在地面上，由一个宇宙线粒子所引发的几百万次级粒子会散布到半径达数百米的范围。由于不可能用探测器覆盖这样大的面积。探测器通常在几百个离散的位置上对这些大气簇射进行取样。

技术进步已经允许这些装置去收集更加精确复杂的数据集，从而提高了我们能从每次簇射所得到的结论的水平。例如，Cmnin和Swordy所参加的在犹他州进行的CASA一MIADICE实验测量了在地面上的电子和拜子分布。该实验也探测了在大气中不同的高度上由簇射粒子所产生的切伦科夫光(当粒子超过光速在周围介质中运动时所产生的一种光激波)。这些数据使得我们能够更可靠地重建簇射的形状，从而更可靠地猜测引发簇射的宇宙线的能量和本质。

本文作者中的Gaisser正用一组设备探测到达南极点表面的簇射。这项实验与AMANDA实验配合进行AMANDA实验通过观测在冰盖深处产生的切伦科夫辐射来探测同一簇射所产生的高能μ介子。AMANDA的主要目标是捕捉宇宙加速器所产生的痕量中微子，它们在通过地球后会产生向上的簇射。

除了收集更好的数据之外，研究人员还在改进模拟大气簇射如何演变的详细计算机模型。这些模拟有助于我们了解地球上的测量的有效有力与局限性。扩展到直接探测更高能量的宇宙线的实验(这些实验允许地球上的与空中的探测器都来观测同样类型的宇宙线)，也将有助于校正我们在地面上获得的数据。

罕见的庞然大物

能量高于1020电子伏特的宇宙线撞击地球大气的频率只有大约每年每平方公里1个。因此，要对它们进行研究需要真正庞大无比的大气簇射探测器。除了1991年在犹他州观测到的事件之外，在美国其他地方，在日本的明野、英国的哈弗拉派克、西伯利亚的雅库茨克等地也观测到了能量超过1020电子伏特的粒子。

这样高的能量给人们提出了一道难解的问题。一方面，它们很可能来自银河系之外，因为没有哪一个已知的加速机制能够产生这样高能的粒子，也因为它们来自各个方向，即使一个星系磁场也不足以使它们的轨迹弯曲。另一方面，它们的起源可能在大约300万光年之外，因为否则的话这些粒子会在与宇宙微波背景相互作用时失去能量(宇宙微波背景是宇宙在大爆炸中诞生时所留下来的辐射)。在存在着最高能量的宇宙线的相对论宇宙中，即使单独一个射频光子也拥有足够的力量来夺走一个粒子的大部分能量。

如果这样高能粒子的起源是在整个宇宙中均匀分布的，它们与微波背景的相互作用会造成能量超过5x1019电子伏特的粒子的数量急剧下降，但事实并非如此。然而超过这一名义上阀值的事件还太少，我们还无法确切知道究竟发生了什么。但即使我们所观测到的有限几个事件还是为我们提供了进行理论推测的难得机会。由于这些宇宙线基本上没有被微弱的星系间磁场所偏转，测量一个足够大的样本的运动方向应能产生宇宙起源位置的明确线索。

猜测一下这些起源可能是什么是很有意义的。最近有三个假说提出了可能的范围：星系黑洞吸积盘、γ射线爆发和宇宙结构中的拓扑缺陷。

天体物理学家预言，需要有10亿个太阳质量或更大的黑洞在活动星系核中吸积物质才能把相对论性物质喷流以接近光速推到星系间空间深处。这种喷流已经用射电望远镜绘了图。波恩的马克斯普朗克射电天文研究所的Peter L.Biermann及其同事提出，在这些射电波瓣上所看到的热点是把宇宙线加速到超高能量的激波前沿。有某些迹象表明，最高能量的宇宙线在某种程度上遵循天空中的射电星系分布。

关于γ射线的推测来自这样一种理论，即γ射线爆发是由相对论性爆炸产生的，也许来自中子星的聚结。罗马天文台的Mario Vietri和普林斯顿大学的Eli Waxman分别注意到，在这种激变事件中所获取的能量与支持所观测到的最高能量宇宙线通量所需的能量之间存在着粗略的匹配。他们指出，这些爆炸所驱动的超高速激波起到了宇宙加速器的作用。

也许最引人注目的说法是，超高能粒子的存在是由于单极子、弦、畴壁和其他可能形成于早期宇宙的一些拓扑缺陷的衰变。这些假说性的物体据信栖身于自然中基本场的更早更对称阶段的残余之中，当时引力、电磁力、弱核力和强核力都合为一体。在某种意义上，它们可以被看作无限小的、保存着刚刚存在于大爆炸后瞬间的小块宇宙的包。

随着这些小包的塌缩以及小包中力的对称的破坏，其中所储藏的能量以超重粒子的形式释放出来，这些超重粒子马上衰变成能量超过已知超高能量宇宙线10万倍的粒子的喷流。在这样的情况下，我们所观测到的超高能量宇宙线属于宇宙粒子级联中比较疲弱的产物。

无论这些宇宙线的起源是什么，我们的任务是收集到足够的宇宙线，以探寻它们与河外天体之间的详细相关性。日本的AGASA阵列现在具有一个200平方公里的有效面积，在美国犹他州进行的新飞眼Hi Res实验将占地1000平方公里。然而每一个探测器只能每年捕捉到几个超高能量事件。

过去几年中，Cronin和里兹大学的Alan A.Watson一直致力于带头收集更大的超高能量宇宙线样本。这一项目称为Auger项目，它以首先研究由宇宙线引起的相关簇射粒子现象的法国科学家Pierre Auge r命名。这一项目要为9000平方公里面积提供探测器，以便能够每年测量几百次高能事件。这样一个探测器场将包含许多个分布在间距为1.5公里的方格网状区域上的探测站，单独一次高能事件有可能触发几十个站。

1995年在费米国立加速器实验室召开的一次关于Auger项目设计工作会议表明，太阳能电池、移动电话和全球定位系统接收机等现代最新技术如何能使得建造这样一个系统变得大为容易。大约花费5000万美元就能建造一个相当于罗德岛那么大的探测器。要覆盖整个天空，计划要建两个这样的探测器，北半球和南半球各一个。

在研究人员面对建造和运行这样巨大的探测器网络的问题时，还存在着一些根本性的间题。自然还能产生比我们所看到的粒子能量更高的粒子吗?还能存在更高能量的宇宙线，或者我们已经在开始探测我们的宇宙可能产生的最高能量的粒子了吗?

（王世德 译 郭凯声 校）