这最后一章所涉及的测量不再局限于对电磁辐射的观测 第15章 宇宙射线、中微子、引力波观测 15.1宇宙射线观测 15.2中微子观测 15.3引力波观测
第15章 宇宙射线、中微子、引力波观测 15.1 宇宙射线观测 15.2 中微子观测 15.3 引力波观测 这最后一章所涉及的测量不再局限于对电磁辐射的观测
15.1宇宙射线观测 1912年，奥地利科学家韦克多·汉斯(Victor·Hess)带 着电离室乘气球升空探测空气中的电离度的实验中，发现电离 室内的电流随着海拔升高而增大，从而认定电流是来至地球外 的一种穿透性极强的射线引起的，后来有人为其取名为“宇宙 射线”。汉斯以此发现获得136年的诺贝尔物理学奖。 二十世纪30年代到50年代，一门宇宙射线物理学的分支学 科诞生了。首先与它伴随发展起来的是粒子物理学，因为宇宙 线是当时唯一可利用的高能粒子源，用它轰开了基本粒子世界， 在宇宙线中发现了一系列基本粒子，推动了早期粒子物理学和 高能加速器的发展
15.1 宇宙射线观测 1912年，奥地利科学家韦克多·汉斯（Victor·Hess）带 着电离室乘气球升空探测空气中的电离度的实验中，发现电离 室内的电流随着海拔升高而增大，从而认定电流是来至地球外 的一种穿透性极强的射线引起的，后来有人为其取名为“宇宙 射线”。汉斯以此发现获得1936年的诺贝尔物理学奖。 二十世纪30年代到50年代，一门宇宙射线物理学的分支学 科诞生了。首先与它伴随发展起来的是粒子物理学，因为宇宙 线是当时唯一可利用的高能粒子源，用它轰开了基本粒子世界， 在宇宙线中发现了一系列基本粒子，推动了早期粒子物理学和 高能加速器的发展
宇宙线的起源是天体物理学最感兴趣的课题之一，它携带着其 产生地、宇宙空间以及太阳系和地球的空间环境的丰富信息， 联系着天体的演化、太阳风与地磁场、空间气候、大气物理和 宇宙中的高能现象，是多个学科关注和积极参与的研究领域。 ●1. 宇宙线的成分：至今，我们对这些来自地球以外的宇宙空 间的高能粒子的成分有了全面的了解。大约89%的宇宙线是单 纯的质子或氢原子核，9%是氦原子核或粒子，还有不到1%是 重元素的核（如铁核）。这些原子核构成宇宙线的99%。孤独 的电子（粒子，虽然来源仍不清楚）构成其余1%的绝大部分； Y射线和超高能中微子只占极小的一部分。从宇宙线中还发现 了正电子、μ子、π介子、K介子、A、B、等基本粒子
宇宙线的起源是天体物理学最感兴趣的课题之一，它携带着其 产生地、宇宙空间以及太阳系和地球的空间环境的丰富信息， 联系着天体的演化、太阳风与地磁场、空间气候、大气物理和 宇宙中的高能现象，是多个学科关注和积极参与的研究领域。 1. 宇宙线的成分：至今，我们对这些来自地球以外的宇宙空 间的高能粒子的成分有了全面的了解。大约89% 的宇宙线是单 纯的质子或氢原子核，9%是氦原子核或α粒子，还有不到1%是 重元素的核（如铁核）。这些原子核构成宇宙线的99%。孤独 的电子（β粒子，虽然来源仍不清楚）构成其余1%的绝大部分； γ射线和超高能中微子只占极小的一部分。从宇宙线中还发现 了正电子、μ子、π介子、κ介子、Λ、Ξ、Σ等基本粒子
●2.宇宙线的能谱：它们的能谱如图12.1所示。在能量 <10eV的能段受太阳活动的调制，1015~1016eV能谱拐折称 “膝区”，1018~1019eV能谱另一拐折称“踝区”，观测到粒 子的最高能量约为102eV称GZK截断(1966年，美国的 Greisen和俄国的Zatsepin和Kuzmin分别独在各自国家的刊物 上发表了论文，假设大部分高能宇宙射线是质子，得出的结 果认为超高能质子与CMB的光子反应导致能量损失，使得能 量大6×1019eV的质子不可能到达地面)。迄今已有二十多个 事例能量大于1020ev,如何解释？尚待研究
2. 宇宙线的能谱：它们的能谱如图12.1所示。在能量 <109eV的能段受太阳活动的调制，1015 ~1016eV能谱拐折称 “膝区”，1018~1019eV能谱另一拐折称“踝区”，观测到粒 子的最高能量约为1020eV称GZK截断（1966年，美国的 Greisen和俄国的Zatsepin和Kuzmin分别独在各自国家的刊物 上发表了论文，假设大部分高能宇宙射线是质子，得出的结 果认为超高能质子与CMB的光子反应导致能量损失，使得能 量大6×1019eV的质子不可能到达地面）。迄今已有二十多个 事例能量大于1020 ev，如何解释？尚待研究
103 10° I m2s! 103 在能量<10eV的能段受太 109 阳活动的调制， 1012 膝区 1015~1016eV能谱拐折称 I m2yr- “膝区”，1018~1019eV能 1059 1018 谱另一拐折称“踝区”， 观测到粒子的最高能量约 102 I km2yr! 为1020eV称GZK截断。 1024 踝区 1027 截断 10 10 103101510171019 102 E(eV) 图12.1宇宙线粒子的能谱
在能量<109eV的能段受太 阳活动的调制， 1015∼1016eV能谱拐折称 “膝区”，1018∼1019eV能 谱另一拐折称“踝区”， 观测到粒子的最高能量约 为1020eV称GZK截断。 图12.1 宇宙线粒子的能谱 膝区 踝区 截断
●3。探测方式：宇宙线的观测有空间观测与地面观测两种， 空间观测要发射探测器上天，探测器面积不能做的很大，探 测时间受限制，对于1014V以下的宇宙射线，通量足够大，可 用面积约在平方公尺左右的粒子探测器，直接探测原始宇宙 射线。探测的能量不能很高、能量范围较窄。 地面观测可以将探测器的面积做大，张角可达2π立体角 观测时间不受限制，对于1014eV以上的宇宙射线，例如，最高 能量>1019eV的粒子，每年、每平方公里、每单位立体角才有 一个粒子，必须采用地面探测器。但是，由于大气地面的探 测只能是间接的探测，影响探测的因素多，误差大
3. 探测方式： 宇宙线的观测有空间观测与地面观测两种， 空间观测要发射探测器上天，探测器面积不能做的很大，探 测时间受限制，对于1014eV以下的宇宙射线，通量足够大，可 用面积约在平方公尺左右的粒子探测器，直接探测原始宇宙 射线。探测的能量不能很高、能量范围较窄。 地面观测可以将探测器的面积做大，张角可达2π立体角， 观测时间不受限制，对于1014eV以上的宇宙射线，例如，最高 能量>1019eV的粒子，每年、每平方公里、每单位立体角才有 一个粒子，必须采用地面探测器。但是，由于大气地面的探 测只能是间接的探测，影响探测的因素多，误差大
● 高能宇宙线粒子进入大气层，与大气层空气中的原子核 发生多次核作用，形成级联簇射，从而产生大量的次级粒子 的过程，称为广延大气簇射(Extensive Air Shower,EAS), 参见图12.2。 地面观测的是由广延大气簇射生成的次级宇宙线，然后 根据其观测结果推算出原始宇宙线的物理特性。广延大气簇 射现象是1938年由法国物理学家皮埃尔俄歇(Pierre Auger, 1899-1993)在阿尔卑斯山观测发现的
高能宇宙线粒子进入大气层，与大气层空气中的原子核 发生多次核作用，形成级联簇射，从而产生大量的次级粒子 的过程，称为广延大气簇射（Extensive Air Shower, EAS）， 参见图12.2。 地面观测的是由广延大气簇射生成的次级宇宙线，然后 根据其观测结果推算出原始宇宙线的物理特性。广延大气簇 射现象是1938年由法国物理学家皮埃尔·俄歇（Pierre Auger， 1899-1993）在阿尔卑斯山观测发现的
Cosmic Ray (p,alfa,...) Atmospheric Nucleus To EM Shower Nucleons, Ketc. 图12.2广延大气簇射（EAS) Atospheric Nucleus EM Shower To Nucleons, Ketc. u EM Shower
图12.2 广延大气簇射（EAS）
Primary particle (iron nucleus) First interaction Pion decays N YO 60 Pion-nucleus interaction N Second interaction Key Neutrino (V) o Neutron Proton Electron(e】 0 Photon (Y) Pion ( Muon (u)
4.目前世界上最大的宇宙线观测站，以皮埃尔俄歇命名的观 测站，它是2008年建成，有18个国家的约500多位科学家合作， 迄今对宇宙射线的成分和能谱取得了一系列令人瞩目的成果。 皮埃尔·俄歇宇宙线观测站坐落在阿根廷西部海拔1350米的 草原上，为了探索高于107eV的宇宙线的起源与特性，研究自然 界中这些能量最高的粒子的相互作用。 它采用两种独立的方法测定和研究高能宇宙线。一种技术是 通过与表面探测器内水槽中的水产生的切伦柯夫效应探测高能 粒子；另一种是用荧光望远镜观测地球大气高层发射的近紫外 光从而得到大气簇射发展的踪迹。因此，有两种设备，一种是 表面探测器阵，另一种是荧光望远镜组
4. 目前世界上最大的宇宙线观测站，以皮埃尔·俄歇命名的观 测站，它是2008年建成，有18个国家的约500多位科学家合作， 迄今对宇宙射线的成分和能谱取得了一系列令人瞩目的成果。 皮埃尔·俄歇宇宙线观测站坐落在阿根廷西部海拔1350米的 草原上，为了探索高于1017eV的宇宙线的起源与特性，研究自然 界中这些能量最高的粒子的相互作用。 它采用两种独立的方法测定和研究高能宇宙线。一种技术是 通过与表面探测器内水槽中的水产生的切伦柯夫效应探测高能 粒子；另一种是用荧光望远镜观测地球大气高层发射的近紫外 光从而得到大气簇射发展的踪迹。因此，有两种设备，一种是 表面探测器阵，另一种是荧光望远镜组
