宇宙射線探測器

宇宙射線探測器是指位於大氣層之外的氣球、空間站上，能夠對宇宙中原始粒子進行探測的儀器。宇宙線粒子進入大氣層之後，和大氣中的原子核進行相互作用，產生級聯的廣延大氣簇射過程。在地球表面接收到的帶電粒子，絕大多數是原初宇宙線在大氣中產生的次級粒子，通過對這些次級粒子的捕捉，可以實現對原初粒子的重建。

基本介紹

• 中文名：宇宙射線探測器
• 外文名：Cosmic ray detectors
• 學科：天文學
• 套用：宇宙射線的探測
• 意義：推動暗物質的研究
• 粒子：µ輕子、中子、電子、γ射線

簡介

在近代物理學發展史上，宇宙射線的研究占有重要的地位。很多新的粒子最先就是在宇宙射線中發現的。這使得人們越來越認識到天體物理、宇宙射線和高能物理密不可分。最近的研究發現表明，地面宇宙射線的觀測已經成為探索宇宙起源、天體演化、空間環境、氣候變化等科學之謎的重要途徑之一。另外，宇宙射線對地球環境以及生物的多樣性也會產生重要影響。因而探索地面宇宙射線也逐步得到了人們的重視。

宇宙線可以分為初級宇宙線和次級宇宙線。初級宇宙線是指地球大氣層外的高能粒子流，其中約有90%的質子、9%的α粒子、1%的電子和其他少量的重元素原子核。初級宇宙線粒子能量的多樣性顯示了這些粒子的來源可能是太陽(或其它恆星)或來自遙遠的宇宙(例如：超新星爆發，脈衝星等)。初級宇宙線的能量可以超過1020eV，遠大於粒子加速器可以達到的1012至1014eV，從而使得許多人對高能量宇宙線的研究感興趣。次級宇宙線則是初級宇宙線與大氣層中氮、氧、氬等原子核發生強子簇射和電磁簇射後產生的各種射線。它由µ輕子、中子、電子、γ射線和質子的混合物組成。初級宇宙線在與大氣原子核相互作用的過程中產生大量π介子，π介子則會衰變成µ子和對應的中微子，而µ子在傳輸過程中可再衰變成電子和反電子中微子。在眾多次級宇宙線中，µ子擁有相對較長的壽命，可以在衰變前穿透大氣層。因此地面上的次級帶電宇宙線中約有90%是µ子。

近半個世紀以來，在宇宙射線現象與全球氣候變化以及大範圍環境變化間的關聯研究方面已有大量的工作。由於到達地面的µ子是初級宇宙線與大氣層簇射過程的產物，因而µ子射線的通量和大氣物質的構成有關。由於這些已觀測到的大範圍環境變化受到多種因素影響，且宇宙線效應相對較小，因此需要仔細處理觀測數據，從中提取宇宙射線影響的弱信號。積累不同地區、不同海拔上µ子通量的信息對研究宇宙射線與大氣、農業等領域之間的關聯都是非常必要的。同時大量長期的µ子射線數據可讓大眾直觀地感受到宇宙線的存在，從而使得小型宇宙線探測儀可以成為公眾了解高能物理和空間環境的一個視窗。

傳統的核物理探測設備基於先進的NIM機箱、外掛程式和數據獲取系統，因而可以很好地對高能射線實施精確測量。但是，傳統的核物理實驗設備價格昂貴、體積大、不便於攜帶，所以研製安全、便攜、相對廉價的高性能小型宇宙線探測儀對多地區多點測量是必要的。閃爍體探測器作為非常成熟的探測器，對帶電粒子的探測效率非常高，且製作方便。閃爍體探測器是小型宇宙射線探測儀的首選。考慮到緊湊性，研製小型宇宙射線探測儀需要把靈敏探測體、光電轉換和放大、信號成型和篩選，數字顯示以及高壓電源模組進行簡化並有機的整合起來。

宇宙射線探測

宇宙線粒子進入大氣層之後，和大氣中的原子核進行相互作用，產生級聯的廣延大氣簇射過程。在地球表面接收到的帶電粒子，絕大多數是原初宇宙線在大氣中產生的次級粒子，通過對這些次級粒子的捕捉，可以實現對原初粒子的重建。

對原初宇宙線粒子的直接測量，只能在大氣層以外的空間實驗站進行，也就是氣球，衛星和空間站上進行。但是，因為空間實驗的特殊性，對實驗的載負和功耗有著強烈的約束，這些實驗的探測面積無法做的很大，同時對宇宙線的觀測的能量上限也不夠高。

硬體構造和調試

在宇宙射線觀測中，我們採用的是自己研製的一款小型宇宙射線探測儀。探測儀的實物圖和內部結構如圖所示。該宇宙射線探測儀是由上、下兩個平行正對的條形閃爍體探測器組成的一個望遠鏡系統。採用望遠鏡系統結構，既可以通過符合測量的方法降低隨機噪聲本底，又可以測量不同天頂角方向的宇宙射線流量。符合測量要求探測儀的兩個閃爍體探測器同時發生回響時才計數，即意味著有宇宙射線穿過兩個閃爍體探測器。探測器的隨機噪聲不具有時間的關聯性。在噪聲計數率低的情況下，兩個閃爍體探測器同時產生一個背景噪聲的機率幾乎為零。非符合測量是指僅利用一個探測器測量計數。

本實驗測量所用的宇宙射線探測儀造價低廉、便攜安全且穩定可靠。其硬體主要構成為：塑膠閃爍體×2、光電倍增管×2、電子計數顯示模組、模組電源以及Cockcroft-Walton升壓電路板。帶電粒子通過物質材料時會電離和激發材料中的原子分子。閃爍體探測器的原理就是收集閃爍體中原子分子退激發的螢光光子來探測經過閃爍體的高能射線。光電倍增管放置在閃爍體的末端，用來收集多次散射進來的光子，並進行光電轉換和信號放大。光電倍增管在進行電子倍增時需要幾百甚至上千伏特的高壓。針對宇宙射線探測儀小型便攜的特點，中國科學院近代物理研究所為其開發了Cockcroft-Walton升壓電路板。該升壓電路具有功耗低、安全、並且成本低廉的特點，適用於小型以及超小型的閃爍體探測器。

為了了解宇宙射線探測儀的穩定性，我們對環境敏感的升壓模組進行了測量。測量的結果列在表中。我們調節Cockcroft-Walton升壓電路板的可調電阻，測量了其在5種不同升壓倍率下的電壓波動情況。測量過程中，升壓電路板保持和光電倍增管的打拿極相連。表展示了測量的電壓平均值和標準偏差。Cockcroft-Walton升壓電路板的電壓穩定性較好，電壓波動小於1%。

為了解閃爍體探測器的隨機熱噪聲的情況，測量了閃爍體探測器計數隨光電倍增管電壓的變化情況，同時也測量了上、下兩個閃爍體探測器在表電壓設定下的計數率。在每個電壓設定下，我們測量十分鐘時間內的計數。總共測量時間兩個小時左右。如果沒有劇烈的太陽活動(大型太陽耀斑等)，則在兩個小時內，次級宇宙射線的通量變化不大。上、下兩個閃爍體的計數率隨升壓電路輸出電壓的變化關係如圖所示。隨光電倍增管上電壓的增大，兩個閃爍體探測器的計數率均有所增加，並且隨電壓近似呈線性關係。計數率的增加是光電倍增管的熱電子噪聲造成的。光電倍增管打拿極之間電壓增大致使光電倍增管的倍增因子增大，同時對熱電子噪聲的探測效率也隨之增加，從而導致了探測器計數率的提高。