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primary cosmic ray

  在地球大气层外,尚未与大气发生相互作用的高能粒子流(宇宙线)。其中包括在源区产生的粒子流及其在空间传播过程中的次级产物。迄今,已在初级宇宙线中发现了元素周期表上直到锕系的几乎所有的元素。粒子的能量从103eV一直持续到1020eV以上。初级宇宙线携带着有关产生源、银河和日地空间的物质特征和物理过程的信息。因此它的信息对于天体物理学、高能物理学乃至环境科学等都是很重要的。迄今为止,除了知道近处的太阳、木星对低能宇宙线有贡献外,人们从实验上尚未确切了解初级宇宙线的产生源在哪里(见宇宙线的起源和传播)。

目录

观测

  对每核子能量低于10GeV的初级宇宙线,利用气球、火箭、卫星或宇宙飞船运载的小型设备已作了较大量较精确的观测。随着能量的增高,由于流强的递减,设备尺度要求增大,观测时间要延长,难以广泛进行直接测量,但也有少数大型气球实验,着力于获取 1011~1013eV能区的某些信息(例如质子和铁核能谱)。在更高能区,有关初级宇宙线的信息,一般只能从地面大型设备的长期观测数据中间接获取(见宇宙线的观测)。

成分

  初级宇宙线主要由各种元素的裸核组成。在不同能区它们的丰度比也不尽相同。在106~1010eV能区,质子、氦核及其他元素的丰度比约为1:1/7:1/60。此外,初级宇宙线中还有中微子、X 射线、γ射线电子和反物质等。

  通常用相对丰度来表示宇宙线中核及电子等其他粒子的丰度,并以某元素的相对丰度为100。如以质子的相对丰度为100,直到1TeV能量的测量给出,初级电子的相对丰度约为1。迄今实验上只发现了e+和圶两种反粒子,正电子的相对丰度约为0.1左右,在10GeV能区反质子的相对丰度为(5.2±1.5)×1-4。初级宇宙线的成分可以按元素成分划分,也可以按同位素成分划分。

元素成分

  即电荷成分。在低能区,已精确地测量了由H到Ni的所有元素丰度。图1表示了卫星运载的仪器在每核子能量为70~280MeV时测得的 Z≤28的宇宙线元素丰度(或称宇宙线丰度)分布。从整体看,它与太阳系、银河系的物质的平均元素丰度(又称宇宙丰度)分布相似:都以氢和氦为主要成分,对Z≥6的核都有明显的偶奇性;但在两个局部有显著的差异: ①宇宙线中的Li、Be、B的丰度比宇宙丰度大(称为超丰)约106倍, 说明这些元素大多是较重的宇宙线核在宇宙空间与星际物质相互碰撞(如C、N、O的散裂反应)的次级产物;②Z=21~26的元素的丰度比宇宙丰度约大10~102倍,这可能是因加速过程导致的。

  1965年后,在宇宙线中陆续发现比铁重的元素。现在,对初级宇宙线的元素测量已作到了锕系。图2表示Z=25~60的宇宙线超重核丰度分布,并与太阳系的元素丰度分布对比。一般说,与较轻的核相比,宇宙线超重核的丰度分布更接近于源的丰度分布,可认为,它们在某种程度上能代表源区内部热核反应等过程产生的物质的分布。在较高的能区,宇宙线中有重核丰度增加的趋势。

  在超高能区,主要依靠广延大气簇射(见超高能宇宙线),实验间接提供信息。由于问题涉及到各自采用的超高能区核作用模型假定,对初级成分的解释目前还很不统一。但有许多证据显示,虽然在1014~1016eV区间存在重核丰度增加的迹象,但氢核仍占相当大的比例。

同位素成分

  即诸元素的同位素的成分。研究宇宙线中的同位素,是研究宇宙线源和宇宙线传播的一种有效手段。例如,可以从2H和3He的丰度去估计在星际物质中宇宙线的路程长度;从对3H和10Be的同位素观测得到地球附近和银河内宇宙线的寿命;从13C对12C的相对丰度比了解宇宙线源中的核合成类型等。

  目前已测量了氢、氦等轻元素以及氖、镁、硅、铁等的同位素丰度。目前,已公认宇宙线22Ne对20Ne的相对丰度比太阳系的大数倍,Mg的同位素也可能有类似的情况。它们为解释银河宇宙线起源问题提供了一些线索,但毕竟还是正在探索中的问题。

能谱

  初级宇宙线的能谱简称初能谱。它联系到宇宙线的起源、传播、调制及相互作用等多方面问题。但由于实验上的难度更大,一般只能给出全粒子谱。质子谱和电子谱已作到TeV以上,但其他元素,如He、C、N、O、Ne等,只在低能区(每核子能量揥GeV)才有能谱数据。在低能区,能谱出现了一些复杂的情况。例如,在每核子能量埄10MeV附近的He、O反常超丰;一些元素的能谱走向有一个方向反转。以质子谱为例,它在揥10MeV积分流强I(>E)∝E-3,而在约10MeV~1GeV又反转到接近于I(>E)∝E。这种结构及谱的细节随时间的较大变化,说明太阳粒子流对低能宇宙线的贡献及银河宇宙线受到太阳活动喷发的带有磁场的等离子体流(即太阳风)的明显的调制。

  在高能区,能谱都可用I(>E)∝200712031200103-00.gif的负幂律形式来表达。图3表示上述能区的质子和电子初能谱。其中低于1GeV的部分,在太阳宁静期和活动期有显著的不同。

  在超高能区,全粒子谱在两处表现出典型结构。一是在稍高于1015eV处的谱形变陡,称为“膝”(积分谱幂数γ值从约1.7变到约2.2);另一处是在1019eV附近谱形变平,称为“踝”(γ变到1.35),如图4所示。对其成因,有与宇宙线起源和银河磁场有关的种种解释,但迄今尚无统一完满的结论。此外,由于极高能宇宙线在它漫长的旅途中,会与充满宇宙的3K微波背景辐射发生光核反应,理论预言,初能谱将在稍高于 1019eV的地方发生高能截断。但实际观察中并未出现这一情况,从而为超高能宇宙线起源的研究提出了新问题。

各向异性度

  来到地球及近地空间的宇宙线,一般具有106~108年的年龄,它们在其漫长的旅途中受到银河、太阳和地球磁场的调制和约束,有与星际磁场、气体和背景光子相互碰撞的曲折历史,多半已“忘记”了其产生源的方向(中微子、光子除外),而具有各向同性的性质。但是E>1014eV的粒子,将不受太阳磁场的偏转, E>1017eV 的粒子在磁场作用的拉莫尔进动半径将大于银河系的尺度,从而能指示出其产生源的方向。图5表示随能量的增长各向异性度增长的情况。图的横坐标为宇宙线粒子的能量,纵坐标是宇宙线强度随赤径变化的傅里叶分析的第一谐波振幅。可见,在E<1014eV,宇宙线是各向同性的;E>1014eV后,各向异性度明显上升。E>1019eV后,几乎所有的宇宙线都来自高银纬。这些情况究竟意味着什么,与能谱的结构有无内在的联系,尚待进一步积累更多的广延大气簇射事例,才能得到明确的认识。

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  参考书目

  G.Setti, G.Spada and A.W.Wolfendale,ed.,Origin of Cosmic Rays,D.Reidel Publ.,Dordrecht,1981.

  S. Hayakawa, Cosmic Ray Physics, Wiley-Interscience,New York,1969.

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