基本介紹
- 中文名：次級宇宙線
- 外文名：secondary cosmic ray
- 產生原因：初級宇宙線與大氣作用產生
- 屬於：射線
- 生成：產生的π0或η介子
- 組成單位：粒子
- 強度關係：與大氣深度和天頂角有關
- 發現時間：1933 年
- 發現人：美國物理學家羅西
發現歷史,吸收,強子成分,光子電子成分,μ子成分,地下宇宙線,中微子成分,次級宇宙線強度的時間變化,
發現歷史
1933 年美國物理學家羅西採用由三個計數管組成的望遠鏡裝置, 在地面上對宇宙射線的次級粒子性質進行了研究, 這個實驗不僅進一步證實了次級宇宙射線主要是由帶電粒子組成, 而且通過次級宇宙射線在鉛層內的吸收測量表明, 當鉛層厚度增加到10cm以內, 宇宙射線強度將減少30%， 當鉛層繼續加厚時, 射線強度的變化卻非常小, 甚至鉛層增加到一米厚時, 射線強度大約仍有50%, 由此可知, 次級宇宙射線是不均勻的, 至少應是由兩類不同粒子組成, 其中一類粒子在不到10cm的鉛層則幾乎全被吸收；而另一類粒子卻能穿過相當厚的鉛層而不被吸收, 羅西把穿透能力較小的前者稱為次級宇宙射線的“軟成分” , 後者稱為“硬成分”
通過磁雲室等實驗證明, 宇宙射線中的硬成份主要是由帶正、負電荷的粒子組成, 分析它們的徑跡可以肯定這些粒子不是質子, 而是質量介於電子和質子之間的粒子, 即所謂的產子,產子是高能質子同原子核作用所產生的‘ 介子的衰變產物, 即
由於產子在產生時的速度很高, 那么由於相對論效應它表現出來的壽命也會延長, 因此在大氣中可走很長的距離, 所以在接近海平面處其硬性部份幾乎全是產子 至於中微子, 由於它不帶電,所以穿透能力更強, 能量不到十億電子伏特的中微子, 能穿過整個地球直徑的物質層。
隨著宇宙射線工作的開展, 於1933年英國的布來開等人, 他們把雲室放在兩個計數器之間, 當粒子通過計數器時, 雲室就自動拍下照片 人們用這種自動作用的雲室發現了一些所謂的電磁簇射事例 在電磁簇射過程中要產生大量的粒子, 經過分析研究現已知道電磁簇射的形成是高能帶電粒子或光子通過電磁級聯產生的 我們知道, 當快速電子通過物質時產生韌致輻射, 放出高能( 光子, 這種高能( 光子與原子核作用, 又產生正、負電子對, 其中的正電子可以與物質中的電子相結合發生淹滅輻射放出兩個( 光子, 這些( 光子又可產生電子對, 這樣, 正、負電子對和韌致輻射的交迭發生, 使電子和光子的數目迅速增加, 形成電磁簇射。
1938 年巴黎高等師範學院的俄歇等人, 用蓋革一米勒計數器發現了廣延空氣簇射現象, 這個現象的產生過程是, 初然宇宙射線中的超高能粒子, 同大氣層中原子核碰撞產生出第一代粒子, 新產生的第一代拉子又繼續和大氣中的原子核相碰, 產生更多的第二代粒子, 這些接二連三的核作用形成所謂的核級聯, 在核級聯過程中產生大量粒子 在核級聯的初期階段所產生的帶電, 介子, 速度較高, 產生相對論壽命延長, 所以它一般不衰變而與空氣中的原子核發生碰撞 在核級聯後期所產生的帶電, 介子, 由於速度較小, 相對論效應不明顯, 所以很快發生衰變 在核級聯中產生的中性護介子可轉化為一對高能( 光子, 這些高能( 光子又可形成前面所講的電磁簇射, 產生大量的電子和光子 由於核級聯和電磁簇射兩個過程的盈加, 粒子數猛烈增加, 一般可以達到1012個, 象下雨一樣迅速落到幾平方公里的地面上, 這就是所謂的廣延空氣簇射, 研究廣延空氣簇射除了利用蓋革/米勒計數器還可用電離室和閃爍計數器等觀測方法1962年斯卡里等人就是利用閃爍計數器組成的陣列測得能量為1020eV的廣延空氣簇射事例, 目前美國和日本正在研究藉助大氣螢光拍攝廣延空氣簇射的技術, 從1962. 到1974年間, 曾幾次試圖建造這樣的一個實驗系統, 但都失敗了.
1972 年我國的宇宙射線工作者, 在研究廣延空氣簇射時, 曾發現一個質量比質子質量大十倍的事例, 據分析估計, 它很可能是理論上預言的層子又叫夸克目前也有人從廣延空氣簇射現象中尋找超過光速的所謂快子。對於宇宙線中超高能現象的研究, 除在地面上進行廣延空氣簇射外, 也可用乳膠室, 把它放在山頂上或氣球上 , 可以連續記錄超高能事例, 我國的西藏高山乳膠室就是為開展這方面工作而建立起來的。
吸收
次級宇宙線的強度（單位時間內通過單位立體角單位面積的粒子數）與大氣深度和天頂角有關。
宇宙線進入大氣層後，隨大氣深度（到大氣層邊緣的距離，通常用在這一距離內單位橫截面間的物質的量來表示,單位為克/厘米2）的增加，次級宇宙線不斷產生，宇宙線平均能量逐漸降低，其強度最初是逐漸增大，在海平面上12～22公里高度處宇宙線強度有極大值，以後因大氣吸收，強度逐漸減弱。由於地磁效應，在地磁極區初級宇宙線包含有較多的低能粒子，其強度比地磁赤道區約高一個量級，但能量較低的粒子產生的次級粒子的數量較少，也容易被吸收，因而隨著大氣深度的增加，地磁極區的宇宙線強度較快地達到極大，以後吸收也較快,它與地磁赤道區的宇宙線強度差別逐漸減小,在海平面二者間的差別僅約為14%。在海平面宇宙線強度約為1.1×109cm9·s-1·sr-1，這個強度比極大值處低20～50倍。
次級宇宙線的天頂角分布也反映它在大氣中的吸收特性,在大天頂角方向,宇宙線穿過的大氣吸收層比垂直方向厚，其強度就弱。以I(x,θ)表示大氣深度為x、θ方向的宇宙線強度，一般有I(x，θ)=I(x，0)cosθ，其中I(x，0)為垂直方向的宇宙線強度。n值隨宇宙線成分及大氣深度不同而異,在同一深度n值越大表明它在大氣中的吸收越快。對海平面宇宙線有n=2。
強子成分
初級宇宙線中原子核進入大氣後，在幾十克/厘米2深度內幾乎全部因與大氣核作用而碎裂,故次級宇宙線中的強子成分不再包含原子核，大部分是核子，少部分是介子。它們在大氣中的吸收較快，吸收長度λa≈100克/厘米2,即在大氣深度為x處觀測強子成分垂直方向的強度為I(x，0)=I(0)exp(-x/λa)，其中I(0)為大氣頂端的強子成分強度（近似於初級宇宙線強度）。在海平面帶電強子成分的強度約為 1×104cm9·s-1·sr-1，約比初級宇宙線強度低三四個量級。在地面上能量大於E的帶電強子數目即積分能譜可表為N(>E )∝(E+D)-m，其中D≈9×108eV,m=2,對於能量E>1010eV區域能譜與初級宇宙線相似,這是一個很陡的譜,即每當能量高一個量級，宇宙線的強度要降兩個量級。因此研究流強極為微小的超高能宇宙線事例要有大規模的探測器並且放置在儘可能高的地方去觀測。如放置在5500米高山上的乳膠室,每平方米每年可得到一個觀察能量超過1014eV的宇宙線作用事例，而要觀察1018～10τeV的廣延大氣簇射事例則需要把探測器布置在若干平方公里範圍。宇宙線的中子成分對於能量高於1010eV的高能部分,在地面上觀察到的強度與能譜均與質子相似，但能量低於500MeV的宇宙線的中子強度比質子大，在海平面宇宙線中包含了能量從eV到100MeV的中子, 其強度為10-3cm9·s-1·sr-1量級。對能量高於1010eV的宇宙線強子以I(x,θ)=I(x,0)cosθθ表其天頂角分布，在5500米高山有n=5，在海平面n值更大。
光子電子成分
初級宇宙線中只有百分之幾的電子成分和一些低能光子，次級宇宙線中的光子電子成分主要來自宇宙線與大氣核作用產生的π0介子衰變放出的γ光子，這些γ光子在大氣中電磁級聯簇射，所以從大氣頂端開始光子電子成分隨大氣深度強度逐漸增大，在海平面上15～20公里高空達到極大值，此時它的強度約占宇宙線強度的3/4，比初級宇宙線的強度還高一倍左右。以後它在大氣中逐步被吸收，因為它主要來源於強子成分的核作用，所以其能譜形式及吸收規律和強子成分相近，天頂角分布也與強子成分相近。但到達海平面，有部分光子電子成分是μ子成分的作用產物,在地下還可以探測到強度很低的光子電子成分,它們基本都是μ子成分的作用產物，這時光子電子成分的能譜形式和天頂角分布就與強子成分不一樣。由於光子電子成分容易被鉛吸收，常稱為宇宙線的軟成分（實驗上指被10厘米鉛吸收的宇宙線為宇宙線的軟成分）。
μ子成分
宇宙線中的μ子是π±、K±介子的衰變產物。初級宇宙線進入到大氣層不到100克/厘米2的深度範圍，多數會發生核作用，產生π±、K±，在12～20公里高空空氣稀薄，介子在此發生次級作用的幾率較小而衰變幾率大，多數μ子在此層產生。故稱之為μ子產生層。μ子產生的平均高度約為100克/厘米2（大概對應於16公里左右的高空）,稱為μ子的產生高度,μ子壽命較長（約2×10-6秒），它在物質中運動損失能量也小，因而有很強的穿透力，通常很容易穿過10厘米厚的鉛吸收體,故稱μ子成分為宇宙線的硬成分。臨近地面隨大氣厚度增加，宇宙線的其他成分被大氣逐漸吸收,強度逐漸減小，而μ子成分吸收慢，它的強度逐漸超過其他成分,在海平面μ子成分的強度占宇宙線強度的3/4,約8×10-3cm9·s-1·sr-1。
海平面宇宙線的天頂角分布主要反映μ子成分的天頂角分布，即I(x,θ)=I（x,0）cos2θ。但對能量大於1012eV的高能μ子成分具有完全不同的天頂角分布,這是因為在大天頂角方向大氣吸收層較厚,經過路程較長,通常μ子成分能量約為(1～10)×1010eV有較大的幾率被吸收或衰變,而對於能量大於1012eV的μ子在大天頂角方向，不被吸收也不會衰變，相反在大天頂角方向有較厚的μ子產生層，產生的μ子數目多，對於這種高能μ子成分具有I(x,θ)=I(x,0)secθ的天頂角分布。
μ子成分是π±、K±的衰變產物，故其能譜與π、K的能譜相關，以dN/dE表示介子能譜，則μ子成分能譜可表為dNμ/dE=(dN/dE)B/(B+E)。對於π,B=9×1010eV；對於K,B=5.2×1011eV。即在E<B能區μ子能譜與介子能譜相似，但到E≥1012eVB時,有dNμ/dE≈(1/E)dN/dE,這是因為介子的衰變幾率與其能量成反比，而其作用幾率近於常數的緣故。因而在高能區μ子成分能譜比強子能譜更陡，所以探測1014eV的超高能宇宙線μ子是很困難的課題。
地下宇宙線
在地下宇宙線其他成分很快被吸收，μ子成分強度也逐漸減弱。在地下 200米水當量（每100克/厘米2的地層厚度稱一米水當量）處 μ子成分強度為109cm9s-1·sr-1, 在地下4000米水當量處μ子成分強度為10-8cm9·sr-1 ，從1.2×104米水當量起到更深的地下有一近似為恆定的μ子成分強度, 約為2×10-12cm9s-1·sr-1，而水平方向此值約高一倍，這是宇宙線中微子與地球作用的產物。
中微子成分
次級宇宙線的中微子（主要vμ）的強度及能譜均可較準確的計算。在實驗上，由於中微子與物質作用幾率極小，因此它與初級宇宙線的中微子成分一樣，作用事例極少(其強度也不因吸收減弱)，只有在深層地下當其他宇宙線成分都被吸收後，它的作用事例才顯示出來。
次級宇宙線強度的時間變化
連續測量地面宇宙線強度，發現它有百分之幾的小變化（在極個別情況下強度可有短時的成倍增長）。引起這些變化的原因除了是因初級宇宙線強度變化外。地球氣象條件的變化（大氣壓、高層大氣的溫度和密度變化）也能引起宇宙線強度的微小變化。中國和世界其他一些國家都設有地面觀測台站記錄宇宙線μ子和中子強度以及總強度的變化。
