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北京大学物理学院天文学系00级 吴飞：《极高能宇宙线的研究进展》 北京大学物理学院天文学系00级 吴飞：《极高能宇宙线的研究进展》 图3 大气荧光探测器工作原理[19] (1)能谱 其中,是实验观测到的100EeV附近的宇宙线通量,是光子的衰减距离,是X粒子的质量.从上式可知,为解释宇宙线极高能区的能谱,假定,则X粒子衰变率应.
※※※※※※ 否定狭义相对论的天文发现http://bbs1.xilu.com/cgi-bin/bbs/view?forum=newphysics&message=8953 《论证绝对静止参照系存在的必要性》http://bbs2.xilu.com/cgi-bin/bbs/view?forum=hongbin&message=76918 |
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中国科学院高能物理研究所马宇倩 况浩怀 白新华：《宇宙线天体物理中的几个重要问题》 第18卷 第4期物 理 学 进 展Vol. 18 ,No . 4 1998年12月PRO GRESS IN PH YSICSDec. ,1998 宇宙线天体物理中的几个重要问题 马宇倩 况浩怀 白新华 (中国科学院高能物理研究所) 摘要 宇宙线是来自宇宙空间的高能粒子流,研究宇宙线的起源,加速,传播机制及其所涉 及的天体物理和宇宙学过程是宇宙线天体物理研究的重要内容.本文介绍并讨论其中几个 涉及物理学一些基本问题的重要课题的研究现状及前景,其中包括极高能宇宙线的观测研 究,太阳中微子能谱的实时测量,宇宙线中新粒子的搜寻等. 关键词 宇宙线 极高能宇宙线 天体物理 中微子天文 γ射线天文 收稿日期:1998—07—01 ;修回日期:1998—11—05 1 引言 宇宙线是来自宇宙空间的高能粒子流的总称,包括以质子为主的各类元素的原子核, 电子,中微子,高能γ射线和其他可能的未知粒子.通常,人们习惯于把其中的带电粒子 部分称为宇宙线,而单独地讨论高能γ射线和中微子,这是因为它们的产生,性质和探测 的方法有各自的特点.在其产生处的宇宙线通常被称为原始宇宙线,在常规的加速机制 中,原始宇宙线都是带电粒子或原子核,而γ射线和中微子是它们传播过程中的次级产 物.经过传播,能够到达地球大气层外的宇宙线称为初级宇宙线.初级宇宙线的能量跨 度很大,由于地磁场的影响,能够到达地球附近的带电粒子,能量最低的是太阳宇宙线,约 1 GeV左右,目前能够测到的最高宇宙线能量达到3×1020eV ,相当于50焦耳,一个微观 粒子具有了宏观量级的能量.对不同能区的宇宙线,采用不同的观测技术,研究不同的物 理过程.用空间或地面的探测装置观测和分析初级宇宙线的成分,丰度,能谱,到达的方 向和时变规律,研究高能宇宙线的产生,加速和传播机制,寻找和观测高能宇宙线源,是目 前宇宙线天体物理研究的重要内容.自1912年宇宙线被发现以来,它就一直扮演着联系 高能天体物理,粒子物理和宇宙学的重要角色,特别是近20年来,已经获得了一系列重要 结果.在世纪之交时期,更是有一些重要的项目已从设想计划阶段逐步过渡到实施阶段, 宇宙线天体物理将会随之有一个新的飞跃. 对100 MeV以上的高能γ射线的研究,是探测宇宙线源的重要途径之一.从 COS - B卫星开始运行以来,这方面积累了大量数据,尤其是能量大于100 MeV银面弥漫 1995-2005 Tsinghua Tongfang Optical Disc Co., Ltd. All rights reserved. γ射线的强度分布的获得以及高能γ脉冲星的发现,很好地揭示了超新星爆发产生的激 波对星际介质中核粒子的加速是宇宙线的一个重要的来源.近十年来, EGRET在 MeV—GeV能区和Whipple 10 m望远镜在TeV能区的一系列A GNγ射线源的发现,证 实了一类BLLac天体也是高能宇宙线源,至少是高能电子源,这一进展有力地推动了新 一代高能和甚高能γ射线源的观测计划,如分别致力于向更高能端(数百GeV)和更低能 端(～50 GeV)推进的大型空间/地面项目GLAST和V ER ITAS ,将填补目前空间和地面 观测能区间隙. 能量高于1019eV宇宙线的性质,它们的产生和传播是高能宇宙线研究领域中的另 一个主要内容,并且在可以预计的将来,宇宙线仍是研究该能区物理的唯一的实验手段. 实验上甚至观测到能量明显高于著名的GZK截断的宇宙线事例,达到312+ 014 - 015×1020eV , 对与其相关的高能天体物理,粒子物理和宇宙学中的基本问题的研究极可能是发现新现 象,揭示新规律的突破点.随着超大规模地面大气簇射探测阵列运行和维护技术的进展, 以及大气荧光探测技术的日益成熟,对极高能区宇宙线进行系统观测研究的计划也逐步 由R &D阶段步入了具体实施阶段.Auger/ HiRes/ TA计划将成为21世纪初规划最大, 能区最高的宇宙线观测项目,其结果可能对当今物理学的一些基本问题的解决起关键性 作用. 中微子天文观测是宇宙线源研究的又一重要方面.结合对水和冰中的切仑科夫光进 行观测的计划就有多项;对太阳中微子的观测研究也取得了可贵的进展.近年来,人们还 致力于太阳中微子实时能谱测量技术的改进,这方面如果能够取得突破,会大大加速中微 子物理的研究进程. 寻找宇宙线中的未知粒子,始终是宇宙线天体物理的重要领域.利用加速器装置进 行宇宙线课题的研究是一种新的尝试.高能所和欧洲核子中心L3组合作,试图利用目 前世界上最大的磁谱仪发现宇宙线中的新粒子,新现象,这不仅能够大大提高粒子的鉴别 能力和精度,而且能够获得有关宇宙线的其他许多信息.若能证实未知的长寿命重质量 新粒子的存在,将具有突破目前基本粒子物理标准模型的重大意义,对宇宙暗物质的研究 也会作出重要贡献.该项目的第一阶段任务已经完成,期望在20世纪的最后两年内获得 有意义的结果. 本文将在下面几节中分别对这几个重要课题作一介绍,其中高能γ的部分在其他文 中另有介绍(谭有恒,1998). 2 极高能宇宙线的起源和观测 211 极高能宇宙线的起源 能量高于1019eV的宇宙线被称为极高能宇宙线,对它们的研究对天体物理,宇宙学 和粒子物理都有特殊的物理意义. 首先,极高能宇宙线必须是宇宙起源的.一个1018eV(1 EeV)的质子在银河系磁场 (微高斯量级)中的拉莫半径Rkpc≈E18/(ZBμG)≈1 kpc ,已经接近银盘的厚度,对大部分极 483物理学进展18卷 1995-2005 Tsinghua Tongfang Optical Disc Co., Ltd. All rights reserved. 图1 高能量的宇宙线轻核,银河系是包容不住的.然 而,由于217 K微波背景辐射的存在,能量达到 一定阈值的粒子会通过各种方式损失能量,例 如,质子会通过光致π产生而损失能量,光子会 发生正负电子对产生过程,即使原始宇宙线具有 更高的能量,通过这些能量损失过程,它们的能 量也会很快降到各反应阈能以下.例如,能量在 5×1019eV以上的质子有大约10—100 Mpc的 作用长度,因此,在地球上能够观测到的能量高 于5×1019eV的质子应该是在小于一个作用长 度～50 Mpc的范围内产生的.虽然中微子或其 它种类的中性弱作用粒子在传播过程中可以不 受干扰,由于它们与物质相互作用的截面甚小, 基本不会在地球大气中形成簇射.总的说,宇宙 本身对极高能宇宙线是不透明的,这就是著名的GZK截断效应(Greisen , 1966 ; Zat sepin & Kuzmin , 1966).但是,在60年代至今的30年内,人们已记录到9个能量在1020eV以 上的事例,现有实验得到的能谱在极高能区虽然有变扁平的迹象(见图1),但由于事例数 太少,仍无法确认理论预言的GZK截断现象. 在距离地球～50 Mpc的范围内,有什么样的天体以何种方式产生能量如此之高的宇 宙线呢 经典的费米加速机制(Fermi ,1949)和银河系的漏箱模型从统计意义上可以很好 地解释银河系宇宙线的能谱:粒子通过与一个大范围内运动的磁等离子体多次相遇而获 得加速,也可能逃逸而不再增加能量,经过多步作用后,累积效应使粒子具有幂律能谱. 当粒子在一个具有宏观运动速度β的大尺度等离子体或激波中加速时,可能获得的最大 能量可以定性地表示成Emax∝β×Ze×B×L,其中B和L分别为加速区的磁场强度和 尺度(Drury ,1983 ; Lagage , 1983).超新星爆发产生的激波对星际介质中的粒子加速,可 以达到1015eV的能量,因而,它被普遍认为是超高能原始宇宙线的源.如果将这一机制 运用于极高能宇宙线的产生,那么,或者要有更大的尺度,如射电星系或星系团的尺度,或 者需要存在非常极端的加速区条件,如有超强电磁场,高束喷注的活动星系核,或某种喷 注的相对论效应等.详细的研究表明,在距离地球～50 Mpc的范围内,能够满足这些条 件的天体是十分有限的.如果考虑了粒子在加速的同时还会有同步辐射等能损过程,大 尺度激波加速的可能的源只剩下R GH(radiogalaxy hot - spot) (Hillas ,1984).因此,如果 极高能宇宙线真的产生于该范围内,它们就应该来自一些分立的方位.由于银河系磁场 (～10- 9G)和河外磁场(～10- 12G)对这么高能量的带电粒子的偏转角贡献很小(按θ≤ Lkpc×Z×BμG/E18=LMpc×Z×Bn G/E18,对能量对1019eV的质子,10kpc的河内距离 或10Mpc的河外距离分别有θ≤1°),因此,实验上应该能够观测到它们源的空间分布. 但是,对已经观测到的103例能量大于40EeV宇宙线的方向分析表明,无论是相对星系 坐标系还是相对超星系坐标系,都没有足够的统计证据表明它们带有特殊的方向性 (Uchihori ,1997). 583 4期马宇倩等:宇宙线天体物理中的几个重要问题 1995-2005 Tsinghua Tongfang Optical Disc Co., Ltd. All rights reserved. 图2 与上述的加速机制不同的另一个解释是,这些极 高能宇宙线可能是能量更高的宇宙线"减速"而产生 的,即所谓的"Top - down"机制.为了解释GZK截断 能量以上的宇宙线事例,这种机制所要求的原始谱确 实能够在一些像拓扑缺损(TD : Topological defect)坍缩 /湮灭这样的模型中自然地得到.在这种图像中,按照 大统一理论(GU T),作为对称性自发破缺的产物,早期 宇宙中形成的拓扑缺损会辐射出超重的X粒子,原则 上它应该具有GU T对称破缺相变能量标度的质量～ 1025eV ,X粒子的衷变将产生几万个轻子和夸克,夸克 强子化产生的强子喷注包括极高能的π和少量的核 子.有π就会有γ射线,中微子和电子.TD演化能够 直接产生10倍于核子强度的原始极高能光子和中微子,这和加速机制中的情况不同,在 加速机制中,极高能量的光子和中微子都是由二次作用产生的,主要来源于核子与背景辐 射光子作用形成的π子的衰变.许多工作都对TD演化形成的谱作了分析和计算, P. Bhattacharjee等综合,比较了各种计算的结果(P. Bhattacharjee ,1996 ; Sigl ,1996),给出了 估算的极高能区γ射线,核子和中微子和微分通量,图2就是一个观测谱的例子.计算所 采用的参数是:假定mx= 2×1025eV ,星系际磁场的强度EGM F～10- 12G ,H0= 75km. sec- 1. Mpc- 1和零宇宙常数.由图可见, TD演化的观测谱有明显的特点.例如:γ射线和 核子通量在～1020eV左右各有一个明显的降低,在更高能区又增强;在1014eV - 1019eV 能区它们的通量都很小,因而,可以认为在初级宇宙线能谱中能量小于1019eV的宇宙线 粒子主要是由加速机制产生的;在极高能γ射线存在,在1019eV能区,γ射线与宇宙线 (CR)总通量的比γ/ CR≥011 ,并且,在～1020eV以上的能量区内,γ射线的通量明显高于 核子的通量;有高通量的极高能中微子存在.虽然在目前理论中,对TD模型的宇宙线绝 对流强有不同的估算方法,但是,这些特点基本上是保持不变的,而且它们和加速机制形 成的宇宙线谱有明显的不同,因而,对极高能区的宇宙线的观测研究,包括对它们的成分, 入射方向和能谱的测量,对确定它们形成的机制具有明确的价值.也正是由于极高能宇 宙线可能形成于这种TD演化过程,对它的研究对粒子物理和宇宙学也具有重要的意义. 212 Auger/ HiRes/ TA计划 观测极高能宇宙线大体上有两种方法.一是采用大气荧光探测技术.宇宙线进入大 气后形成的簇射中有大量的带电粒子,它们激发的N2分子和N+ 2离子在退激时会辐射出 各向同性的荧光,用大型聚焦镜收集簇射发展路径上发出的荧光,并利用放置在焦面上的 光电倍增管阵列记录这些荧光信号的到达时间和强度,就能够确定大气簇射的纵向发展 图像,从而定出原初粒子的能量,种类和到达方向.采用这种方法的典型的装置是将于 1999年投入运行的HiRes ,它由42面直径为115 m到2 m的球面镜系统组成一个阵列, 覆盖360°的方位角和3°～33°的仰角,每个镜子的焦面放置16×16个光电倍增管阵列,提 供16°×16°的视场,其中每个光电倍增管对应1°的天区.HiRes共有两个站组成,他对 683物理学进展18卷 1995-2005 Tsinghua Tongfang Optical Disc Co., Ltd. All rights reserved. 1020eV能量的簇射,其有效覆盖度为1000 km2. sr ,簇射极大Xmax的精度可望达到 20 mg/ cm2,能量分辨可达10 %.该探测方法的主要缺点是只能在睛朗无月的夜晚进行 观测,所以实际观测时间很短.目前只能达到10 %.它对大气的光学性能也有较高的要 求,实验过程中要进行严格的监测. 观测极高能宇宙线的另一种方法是采用地面阵列,测量地面上簇射中次级粒子的密 度.地面阵列是按一定间隔布设的一系列粒子探测器,如塑料闪烁计数器或水契仑可夫 探测器,通过它们测量簇射面中粒子(主要是μ和电磁粒子)的径向密度分布和到达时 间,推断出初级宇宙线的能量,成分和入射方向.典型的装置如日本的A GASA空气簇射 阵列,它由111个212 m2的塑料闪烁计数器组成,覆盖面积达100 km2.它在5年的观测 时间内,曾记录到36个能量高于4×1019eV的事例.这种方法的一个主要的缺点是分辨 原初粒子种类的能力差,因而也影响到对其初能的确定. 极高能宇宙线的通量很低,如能量大于1019eV的宇宙线大约为～1个/ km2/year ,能 量大于1020eV时只有～1个/ km2/year.对它们的系统研究需要用巨型EAS阵列才可能 进行.由19个国家参加,集地面阵列和大气荧光探测器于一体的Auger计划是本世纪末 和下一世纪初该能区规模最大的宇宙线观测计划.Auger计划将在南北半球建造两个相 同的宇宙线观测站,提供全天区的曝光以观测极高能宇宙线源的分布.每个站的地面阵 列由大约1600个间隔115 km,直径10 m2,高112 m的水契仑可夫探测器组成,对能量高 于1019eV的簇射,其总覆盖度将达14000 km2. sr.每个站同时设有3个大气荧光探测 "眼",以测量簇射的纵向发展.这样的设计即能够克服单纯大气荧光探测中效率较低的 缺点,又能够提高对宇宙线原初粒子的一些主要物理量的观测精度.对1020eV的质子 的模拟计算表明,其测量精度能够达到:角度～0136°,簇射中心位置～29 m ,能量分辨～ 215 %.美国的HiRes还和日本的TA合作,计划设置6个大气荧光观测站和1个大气荧 光,大气契仑科夫光观测站,站与站间隔30 km ,对能量为1020eV的宇宙线将提供不低于 30000 km2. sr的天区覆盖度,并能够通过对大气契仑科夫光的观测研究高能γ射线.该 计划预期每年能够获得6千至1万个能量大于1019eV的事例,60至100个能量大于1020 eV的事例.对1019eV和1020eV能量的宇宙线,其预期的测量精度是:角度～215°/ 115°,能量分辨优于～215 %/ 20 % ,并能够分辨出原初粒子中的重核和轻核. 可以预期,Auger/ HiRes/ TA的实施将会大大加速对宇宙线能谱中最高一个能段的 物理研究进程.值得提到的是,中国是Auger国际合作组的正式成员之一,自1995年以 来,我国的一些宇宙线工作者始终参与了这一合作项目的工作,在该计划的物理设计,探 测器的模拟计算,探测器的性能测试和部分配套元件的研制方面都做了一定工作. 3 太阳中微子观测 311 太阳中微子的产生 太阳中微子都是电子中微子.Bet he在1939年就提出太阳中心存在持续进行的热核 反应(Bet he ,1939),这个过程中还产生中微子.其主要成分是pp反应产生的中微子:4p 783 4期马宇倩等:宇宙线天体物理中的几个重要问题 1995-2005 Tsinghua Tongfang Optical Disc Co., Ltd. All rights reserved. 图3 →4He + 2e++ 2υe+ 2γ,辐射能量小于0142 MeV 的连续能谱.产生的4He约有15 %的概率生成7 Be ,7Be吸收一个电子,产生能量为0136 MeV或 0186 MeV的单能中微子,另有0102 %的7Be与质 子作用产生8B ,8B经过β衷变会产生极大能量约 为15 MeV的连续谱中微子,Bahcall等(Bahcall , 1992 ;Bahcall ,1995)对太阳中微子进行了长期的 研究,建立了标准太阳模型(SSM),计算所得的太 阳中微子能谱见图3所示. 312 太阳中微子的探测 太阳中微子到达地球时的流强是很大的,计算的pp中微子流强可达～1011个/ (cm2MeV S),8B中微子也达到～105个(cm2MeV S),但是,由于中微子与物质作用截面 非常小,探测非常困难,一般要在深层地下低放射性本底环境下布置大体积的探测器进行 测量.世界上已有四个地下实验室共五套装置已成功地探测到太阳中微子,表1列出这 些装置的主要性能和观测结果. Homestake实验采用探测37Cl和中微子反应产生的37Ar的产额的方法,从60年代建 设备,70年开始收集数据.表1中列出的是其累积了25年的结果.该实验首先指出有 太阳中微子短缺的问题,实验和理论的分歧达data/ SSM =(32±5)% ,因为37Cl实验主要 对8B中微子灵敏,而8B中微子产额和太阳中心区温度Tc的关系近似为∝Tc 18,因而, Tc 很小的差别就可能引起很大的计算误差.所以,这个实验引起了极大的兴趣,促成了其它 太阳中微子探测实验对此进行检验. 表1 已成功探测到太阳中微子的设备和主要结果 实 验探 测 原 理阈 能主 要 结 果 Homestake 615吨C2Cl4 υe 37Cl→e-37Ar 7Be(20 %),8B(80 %) 01814 MeV (2155±0117±0118)SNUs data/ SSM =(32±5)% GALL EX 30吨氯化镓 υe 71Cl→e-71Ge pp(60 %),7Be(30 %) 8B(10 %) 01233 MeV (79±10±6)SNUs data/ SSM≈60 % SA GE 60吨镓 同上01223 MeV (74- 12 + 13 - 7 + 5)SNUs data/ SSM≈60 % Kamiokande 3000吨水 υee→υee 8B中微子 715 MeV υe流强( (219±012±013)×106cm- 2S- 1 data/ SSM≈50 % Super K. 50000吨水 同上615 MeV (2137- 0105 + 0106 - 0107 + 0109)×106cm- 2S- 1 (374天数据,每天记数～1615) 3ISNU = 10- 36个计数/靶原子sec. ,第二项为统计误差,第三项为系统误差 883物理学进展18卷 1995-2005 Tsinghua Tongfang Optical Disc Co., Ltd. All rights reserved. 由于利用71Ga与中微子反应测71Ge产额的实验对pp中微子灵敏, GALL EX和 SA GE(Amselmann ,1995 ; Abdnurashitov ,1995)的实验测出的中微子短缺达40 % ,其中, SSM(B P92)为(13115+ 7 - 6)SNUs.这两个实验用51Cr的431 keV中微子源作了绝对校正, 保证实验的系统误差 7 MeV的事例有～30°的角分辨能力,测出了太阳方向一个 峰结构,所以事例是可靠的.Super K.将现有的实验规模扩大至22000吨/ 50000吨,将 记录的太阳中微子事例率提高到每天1615个.它们的结果约为SSM(B P92)的50 %. 综合起来看,上述各实验在所标误差范围内是可靠的,都比SSM预言的通量少.按 标准模型和各个实验流强的比较,8B中微子剩余～50 % ,再结合37Cl实验结果,7Be中微 子几乎全部丢失,只剩余 90 %.但带来的矛盾是,由于8B 是由7Be反应而得出的,为何实验上只见8B中微子,而不见7B e的 7Be的到何处去了 其 解释有多种可能:(I)SSM本身就不对或计算不准确,(ii)SSM对,只是中微子在穿出太阳 时,以及在由太阳到地球飞行中因振荡丢失一部分.如果存在中微子质量差Δm2= 7× 10- 6eV2和混合角sin22θ= 0106时,中微子穿出太阳的上述丢失几率可以解释实验与 SSM的差别.检验上述结果的关键问题是能否判断7Be中微子真的丢失了.一种方法是 直接测量7Be中微子的通量. Super K.将进一步累积数据,增加统计量,希望能准确地测量8B中微子作用产生的 电子谱,通过对谱形的分析来判断是否有中微子振荡.Super K.太阳中微子事例率高,统 计误差将会足够小,但系统误差很大,所以他们准备在地下建造一台小型电子加速器作绝 对校正. 37Cl和71Ga实验都是放射化学实验,它们只能记录各种作用产生的中微子总数,不能 区分中微子反应的能量和类别,因而也不能提供实时的测量.Super K.是可以提供实时 测量,但是阈能较高,需要有一个实验能够测出低能太阳中微子实时能谱. 313 现在正进行预先研究的一些实验项目 BOREXINO装置设在意大利Gran Sasso地下实验室,中心为300吨液体闪烁体,中 层有2米矿物油作屏蔽.置于17m3的高纯水箱内.对闪烁体中放射性元素含量有如下 的一些要求:低于10- 16g/g的U和Th ,低于10- 14g/g的40K ,40C的含量要求少于10- 17 倍的12C含量.达到这个标准后就可能测出7Be中微子的计数.据称小型实验已达到上 述低放射性本底标准,至于300吨的规模时能否达到,达到后又能否长期保持,都有待实 践检验. SNO(加拿大的Sudbury中微子观测站)的结构与Kamiokande类似,区别在于其中心 装有1000吨重水,因此除了υee弹性散射事例之外,还有υxD→p nυx反应,该反应产生的 中子会被溶于重水中的少量NaCl中的35Cl吸收而放出6 MeV的γ射线.从原理上讲, 不仅可测υe事例数,还可以测量到υe振荡后变成的υτ,υμ数,因而检验中微子振荡.但 983 4期马宇倩等:宇宙线天体物理中的几个重要问题 1995-2005 Tsinghua Tongfang Optical Disc Co., Ltd. All rights reserved. 是,我们认为由于这种γ已与太阳方向无关联,因而会淹没在本底信号中,实验很难测出 来.类似的例子是Gran Sasso地下实验室的千吨液体闪烁体,L VD实验设计时曾认为可 以测太阳中微子,结果是被本底信号掩盖. 法,美,意等合作的HELLAZ项目,设计用2000 m3,10大气压8吨重的充He多丝室 测量υee弹性散射的电子迳迹,在电子能量为100 keV时角分辨可达35 mrad(～2°).由 径迹射程可测出电子能量,加上电子与太阳方向的夹角,就可以推算出太阳中微子的能 量.在假定有与BOREXINO相同的低放射性本底水平时,Monte Carlo模拟结果显示,这 样的实验可以测出pp和7Be中微子能谱. 314 太阳中微子的高效率实时能谱测量 最近Raghavan(Raghavan ,1997)提出了一个新的实验方案.其基本原理是寻找一种 稳定核素,当它吸收中微子时会产生一个电子和一个短寿命的激发态核素:υe+ I0→e-+ F3,由于该反应阈能具有确定值,电子就会具有和中微子能量唯一对应的能量,通过对电 子能量的较为准确地测量,就可以定出中微子的能量.该原理的另一个优点是,由于反应 产物中处于激发态的核素会退激放出γ射线,利用它作为符合门信号,会降低至少两个数 量级的背景信号.只要寻找到合适的靶核素,其反应阈能可以保证不同能量的中微子发 生反应,便可实现对太阳活动实时的低本底,高效率观测.表2列出了176Yb ,160Gd和82Se 三种核素的中微子反应道的基本参数. 表2 Yb , Gd和Se三种核素的中微子反应道的基本参数 靶核F3(keV)τ(ns)Qυ(keV)υe灵敏 176Yb(1217 %)-α 2β 19415 33910 50 prompt 301 445 pp ,7Be ,pep ,CNO ,51CrⅠ&Ⅱ 7Be ,pep ,CNO ,51CrⅡ 160Gd(2117 %)-α -β -γ -δ -ε 13817 23218 47812 57115 66417 8 prompt '''''' 245 339 584 677 771 pp ,7Be ,pep ,CNO ,51CrⅠ&Ⅱ '' 7Be ,pep ,CNO. ,51CrⅡ '''' 82Se(912 %)751010173pp ,7Be ,pep ,CNO. ,51CrⅠ&Ⅱ 图4是通过Yb和Gd各反应道可测得的中微子信号的示意图,它们都以吸收中微子 反应的阈能为零点.显然,各类中微子被清楚地分离出来,其中黑色三角是中微子源51Cr 的位置.51Cr源发出的是能量分别为431 keV和751 keV的中微子,正适合对pp中微子 和7Be中微子的定标. 这种原理的测量,关键要解决Yb和Gd高掺杂比例的液体闪烁体的研制.按预先研 究的结果,实验上能够实现重量比达10 %的掺杂物,同时其效率可达到无掺杂液闪的 60 %.如果将液体闪烁体做成4 m长,015 m宽的条形拼成100公斤的探测器,经过对反 093物理学进展18卷 1995-2005 Tsinghua Tongfang Optical Disc Co., Ltd. All rights reserved. 图4 应强度和背景计数的估计,表3列出了对两种物质在10吨含量情况下能够达到的事例率 及本底信号的估计.采用这种方法的高信噪比的优点是显而易见的. 表3 太阳中微子年事例率和本底率 pp7BepepCNO注 Yb(10吨)信号/年1918316106 本底/年0174850 Gd(10吨)信号/年13468375未作本底估计,但激发态退激有2 个γ更容易去除本底 我国是出产稀土元素的大国,世界上90 %的Yb和Gd产于中国,价格适宜,10吨原 料估计价格约千万人民币,使用百余吨液体闪烁体构成的探测装置与其它大型中微子项 目比较,规模适中.同时,我国有一批理论和实验物理学家对中微子物理有浓厚的兴趣, 有相当的实验和理论研究基础.Raghavan的方案一经提出,就引起了国际同行兴趣,同 时他们也纷纷要求中方参加该合作计划,这对中国在该领域的科技工作者是一个很好的 机会.目前,此项目还处于方案讨论的阶段,许多问题有待进一步深入的工作,如更准确 的事例率估算方法;高纯度的靶核材料和10- 10量级低放射性本底的液体闪烁体的研制 加工;高比例的Yb和Gd掺杂技术,如何保持掺杂后的闪烁体的光输出特性及保证其长 期稳定性等.相信通过我们的努力和国际合作,这些问题可以得到解决. 4 利用大型磁谱仪寻找宇宙线中的新粒子 411 物理背景 1972年,我国宇宙线工作者使用设在云南高山站的大型磁云室观测到一个可能的重 193 4期马宇倩等:宇宙线天体物理中的几个重要问题 1995-2005 Tsinghua Tongfang Optical Disc Co., Ltd. All rights reserved. 粒子事例.事例包括3条径迹,作用顶点交于云室上方的石蜡靶中.分析表明,其中的2 条径迹分别代表π-和质子,第3条径迹有高动量,弱电离,长寿命的特点,被判断为一个 质量大于10 GeV/ c2的粒子,由此可以推断产生这3条径迹的母粒子也是一个重质量粒 子之后,胡宁教授(胡宁,1972)分析指出,云南事例应该是一个大质量粒子.90年代,何 祚庥(何祚庥,1995)等对云南事例进行了再分析,结论是一个入射的重质量粒子和一个靶 核子碰撞,在末态的3个粒子中有一个重粒子C ,它的质量大于43 GeV/ c2,寿命大于 01406×10- 9秒.如果C粒子不稳定,将通过弱作用衰变成一个重的中性粒子C0和一对 轻子. 为了寻找更多类似云南站事例的数据,我国宇宙线工作者(丁林恺, 1996a , 1996b ; Chen ,1997)还重新分析研究了深层地下Kolar金矿宇宙线实验曾经报导的8个反常事 例,发现这些事例的共同特点是:由大天顶角和上行方向的入射粒子引起,有2根或2根 以上的径迹交于空气中,交会到岩石的距离约为70 cm ,说明入射粒子是弱作用衰变,平 均寿命为10- 9秒,次级粒子有大的张角,说明衰变母粒子低速,其洛仑兹因子γ= 2～3 ,其 不变质量大于2～3 GeV/ c2.实际上,根据加速器实验提供的证据,任何长寿命的重质量 粒子,其质量应该大于40 GeV/ c2,由Kolar事例率推出这类事例的通量应该有(2145± 0187)×10- 2/ m2sry.其后,对意大利L VD数据的分析,进一步证实了类似Kolar事例 的存在,并得到此类奇异事例的事例率为:(215±019)×10- 2/ m2. sr.y. 综合以上这些实验,我们认为可能存在这样一幅物理图像:宇宙线中存在一种中性重 质量(> 40 GeV/ c2),弱作用粒子C0,它与物质发生弱作用碰撞,产生比它稍重的C±,即 云南站C粒子或Kolar衰变粒子,C±寿命约为10- 9秒,通过弱作用衰变为中性重次级粒 子及其它普通粒子,即Kolar图像. 为了证实这个推断,需要能够准确测定新粒子质量或不变质量的下限.通过测定粒 子的动量和速度,或衰变粒子的动量和速度,便可推断粒子的质量或不变质量的下限.我 国宇宙线工作者提出与欧洲核子研究中心(CERN)的L3组合作,在目前世界上最大的磁 谱仪L3基础上,增加独立的宇宙线信号测量系统,在进行加速器实验的同时,研究宇宙 线中新粒子,新现象. 412 L3C L3磁谱仪位于日内瓦6°E46°N 52 m的地下,对大气族射中的电磁成分和强子簇射 分别有290倍的辐射长度和80倍的吸收长度,能够到达它的只有能量高于15 GeV的μ 子.谱仪高1516 m ,长1316 m ,由7800吨8面体5100高斯的强场磁铁为主体,内置3层 主漂移室,能够提供1000 m3的有效探测空间.由漂移室信号可重建粒子径迹,最大可测 动量为2500 GeV/ c ,对45 GeV的单能μ子能量(动量)分辨能力可以达到215 %.为做 宇宙线实验,在谱仪的上方和左右两侧覆盖共216 m2的塑料闪烁体探测器(叫做TO探 测器)确定入射粒子的时间零点,用粒子在TO探测器和漂移室着火点间的飞行时间差可 确定粒子的速度.飞行时间的测量精度为4 ns ,速度β的测量精度和径迹长度及粒子本 身的速度有关,分析表明Δβ的范围为～0103—011.TO探测器的研制采用了最新的光 纤耦合技术,经济,简便,易于安装.为了独立于加速器实验的宇宙线观测,L3C还研制独 293物理学进展18卷 1995-2005 Tsinghua Tongfang Optical Disc Co., Ltd. All rights reserved. 立的漂移室电子学和TO探测器电子学系统,研制独立的触发判选,数据采集和径迹重建 系统.预计谱仪将对奇异事例有500 m2. sr的接收度,一年时间的有效运行大约能够得 20个奇异事例.目前一个面的TO探测器已经完成.上述方案将在今年内全面实现. 在研究奇异事例的同时,谱仪观测得到的高质量数据还可用来研究宇宙线物理前沿 领域的其它课题,如精确测量20—2000 GeV/ c宇宙线μ子谱,μ子的角分布,时变特性, 由此可推断大气中微子谱,研究大气中微子反常问题:精确测量自下而上μ子的积分流 强,可以研究中微子深度非弹散射的性质:测量TeV量级的(即100 GeV附近μ子)初级 宇宙线的月影或日影,可得TeV能区反质子或反α粒子的流强或流强上限.可以预言这 一项目会在2000年前后得到一批有意义的成果,若能获得支持新粒子存在的证据,将会 促进对粒子物理标准模型的更深刻的理解. 5 总结 极高能宇宙线,太阳中微子和宇宙线中奇异粒子是当今宇宙线和天体物理学中几个 被普遍关注的重要研究领域.本文概略地介绍了其中一些主要研究课题的物理背景,研 究现状和本世纪末到下个世纪初的一些主要的实验计划.可以预期,这些项目的实施,必 将大大加速宇宙线,天体物理以及与其相关的其它学科的研究进程,并可能作出突破性的 成果. 积极参与其中一些关键性的研究项目,将会直接促进我国在这些领域内的科研水平 的提高.在提到的一些实验计划中,中国或是正式成员,或是积极的参加者,而L3C就是 由我国科学工作者提出并以我们为主的一个重要项目.我国有一批物理学家对这些领域 中的物理和实验有浓厚的兴趣,积累了一定的实验和理论研究经验,在一些项目中有我们 独特的优势,如何有效地发挥出这些优势,将决定中国今后在这些研究领域中作出什么样 的贡献.这也是值得我们认真讨论和思考的问题. 参考文献 [ 1 ] J .N. Abdurashitov , et al. ,N ucl.Phys.B.Proc.S uppl. ,38(1995)60. [ 2 ] P.Amselmann et al. ,N uclPhysBProcS upppl.38(1995)68. [ 3 ] J .N. Bahcall and M. 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All rights reserved. ※※※※※※ 否定狭义相对论的天文发现http://bbs1.xilu.com/cgi-bin/bbs/view?forum=newphysics&message=8953 《论证绝对静止参照系存在的必要性》http://bbs2.xilu.com/cgi-bin/bbs/view?forum=hongbin&message=76918 |