中国科学技术大学：《实测天体物理学基础》课程教学资源（课件讲稿）第15章 宇宙射线、中微子、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 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