（理论物理专业论文）在羊八井设置强子量能器研究宇宙线膝区成分.pdf

西南交通大学硕士研究生学位论文第l 页 摘要 1 9 5 8 年，在空气簇射( a s ) 实验中发现宇宙线总粒子谱在几个p e v 的地 方有个膝，在膝以后幂能谱变陡，幂指数由一2 7 到一3 0 。到今天为止， 所有的空气簇射实验都观测到膝的存在，无一例外。但是对于膝的位置和形 状，不同的实验间尚存在一定的差异。经过四十多年的a s 实验观测和理论探 讨，对于宇宙线膝区的成分进行了持续的研究，至今尚未得到一致的结论， 它仍然是实验宇宙线物理研究中争论的热点问题之一。 对于膝的成因，已提出了多种模型。宇宙线膝区成分问题，连系于高能 宇宙线的起源，加速和传播，是宇宙线物理中的重要问题之一：宇宙线膝区 成分问题还可能联系于高能粒子相互作用的新粒子新现象，如果得到证实， 则具有重要的粒子物理意义。要检验或分辨提出的各种模型，就需要知道宇 宙线膝区的成分，测量每种成分的能谱。 在大气层外直接测量每个宇宙线粒子的能量和电荷数，可以获得可靠的 成分和能谱，但是这些对宇宙线原初粒子直接进行测量的实验却受到空间运 载能力的限制，至今只测到了l o o t e v 的能区，并且从目前的水平看来，在短 期内达不到膝区。 到目前为止，对宇宙线膝区成分的研究，只有靠在地面观测由高能宇宙 线粒子在大气层中引起的广延大气簇射( e a s ，或a s ) 一般地，观测a s 中 的电子数，或p 子数，或c h e r e n k o v 光量，以及它们的横向分布特征，通 过m o n t ec a r l o 模拟( 其中包括粒子相互作用模型) 来推导出关于成分的 结论。 而已有的研究膝区成分的a s 实验，至今未得到一致的结论。宇宙线膝区 实验研究之所以存在互不一致的结论，一个重要的原因，是实验结论对 m o n t ec a r l o 所用的粒子作用模型存在依赖另一个重要的原因，是a s 实验 所选用的观测量对初级粒子的成分不够灵敏已有的实验，或者没有对a s 轴心区高能强子进行测量( 因为未设置强子量能器) ，或者未能对a s 轴心区 高能强子进行有效测量( 因为将强予量能器设置在低海拔甚至海平面，例如 k a s c a d e ) 西南交通大学硕士研究生学位论文第1 i 页 本工作针对后一问题，拟采用对初级粒子成分更为灵敏的a s 轴心区高 能强子的有关观测量及观测量的函数组合，对宇宙线膝区成分作出新的判 断。 本文利用羊八井宇宙线观测站a r g o 地毯式阵列，并设想将即将退役的 德国k a s c a d e 实验阵列中的强子量能器安装在a r g o 的中心，二者组合，在 固定一种相互作用模型( c o r s i i ( a q g e j e t ) 的基础上，取两个极端成分( 即 假设宇宙线总粒子谱由纯质子和纯铁核组成) ，采用m o n t ec a r l o 方法，用 质子和铁核作为宇宙线入射粒子，模拟在高海拔进行宇宙线膝区空气簇射的 观测。按照实验条件产生两个m o n t ec a r l o 事例样本。 比较两个样本中各个观测量的分布。希望它们尽可能的分开。虽然目前 还不能确定o g s j e t 模型的完全正确性，但一般认为： 1 ) o g s j e t 模型基本正确； 2 ) 对寻找成分灵敏观测量，模型差一点影响不大。 通过分析模拟的事例样本，本文确定了事例选择条件，使约2 年的实验 观测能得到一个具有合理大小的事例样本；它们的初能分布在膝区；而且一 系列新的观测量具有好的成分灵敏度。同时分析结果表明：与其他膝区成分 的实验相比，观测量的数目更多，信息量更大；新的a s 实验观测量比低海拔 a s 实验采用的观测量，或者不使用轴心量能器的a s 实验采用的其它观测量， 对初级宇宙线的成分更为灵敏。 本工作在m o n t ec a r l o 中采用，按照本课题的设想，在高海拔设置大面 积的强子量能器来观测膝区a s 轴心区的高能强子，如能实现，在世界上属 于首次采用强子量能器加完整的全覆盖阵列进行研究，也具有重要的创新 意义 关键词：宇宙线空气簇射膝区成分量能器a r g o 高能强子成分 西南交通大学硕士研究生学位论文第| ii 页 a b s t r a c t g r o u n d - b a s e da i r - s h o w e re x p e r i m e n t so b s e r v ec o s m i cr a y sw i t he n e r g i e s u pt o1 0 0 e e v ( 1 0 ”e v ) m e a s u r e m e n t ss of a rr e p o r t e ds u g g e s t t h a tt h es l o p eo f t h ea l l - p a r t i c l es p e c t r u mi nt h ee n e r g yr a n g eo f a b o u t1 0 0 - 1 0 0 0 t e vi ss o m e w h a t f l a t t e rt h a nt h a to b s e r v e da tl o w e re n e r g i e s ，w h i l ea th i g h e re n e r g i e so v e rs e v e r a l t i m e s1 0 0 0 t e vt h ee n e r g ys p e c t r u mb e c o m e ss t e e p e rw i t ht h es l o p eo f a b o u t 3 o t h eb r e a ki nt h eo v e r a l is p e c t r u ma ta r o u n d1 0 0 0 t e vi so f t e nr e f e r r e dt oa s t h e k n e e i nt h es p e c t r u m i ti sc o m m o n l yu n d e r s t o o dt h a tt h ek n e eo f t h e p r i m a r yc o s m i cr a ys p e c t r u mh a si t so r i g i ni nt h ea c c e l e r a t i o na n dp r o p a g a t i o no f h i g he n e r g yc o s m i cr a y si nt h eg a l a x y w h i l et h e r ei sn oc o n s e n s u so nt h eo r i g i no f c o s m i cr a y sw i t he n e r g i e s b e y o n dt h ek n e e ，o b s e r v a t i o n so fc o s m i cr a y si ns u c hah i g he n e r g yr e g i o nm a y n a t u r a l l ys t a n di nn e e do fa n o t h e ra c c e l e r a t i o nm e c h a n i s m so rn e wc o s m i cr a y s o u r c e t h u s m e a s u r e m e n t so ft h ep r i m a r yc o s m i cr a y sa r o u n dt h ek n e ea r ev e r y i m p o r t a n ta n di t sc o m p o s i t i o ni sf u n d a m e n t a li n p u tf o ru n d e r s t a n d i n g t h ep a r t i c l e a c c e l e r a t i o nm e c h a n i s mt h a tp u s h e sc o s m i cr a y st ov e r yh i g he n e r g i e s h o w e v e r , b e c a u s eo f e x t r e m e l yl o wa n ds t e e p l yd e c r e a s i n gf l u xa th i g he n e r g i e s ，d i r e c t m e a s u r e m e n to f p r i m a r yc o s m i cr a y so nb o a r db a l l o o n sa r es t i l ll i m i t e di nt h e e n e r g yr e g i o nt ob e l o waf e wh u n d r e dt e v t od a t e t h ek n e ec o m p o s i t i o no f p r i m a r yc o s m i cr a y sh a sb e e ns t u d i e db yo b s e r v i n ga i rs h o w e rw i t hal a r g e g r o u n d - b a s e da p p a r a t u s i no r d e rt os t u d yt h ec o m p o s i t i o na r o u n dt h ek n e e ，m e a s u r e m e n t so f m u o n c o n t e n ti ne a c ha i rs h o w e ro rm u o n si nd e e pu n d e r g r o u n d ，m e a s u r e m e n t so f l a t e r a ld i s t r i b u t i o no fa i rs h o w e r c h e r e n k o vl i g h t s ，o rm a x i m u md e p t ho fs h o w e r u s i n ga i rc h e r e n k o vt e l e s c o p e s ，a n dm u l t i p a r a m e t e rm e a s u r e m e n t so fa i rs h o w e r h a v eb e e nc a r r i e do u ta n dd e v o t e dt od r a w i n gac o n c l u s i o na b o u tt h ek n e e c o m p o s i t i o n i ns p i t eo fg r e a te f f o r t ss of a r , h o w e v e r , t h e r ei sad i v e r g e n c eo f c o n c l u s i o no nt h ec o m p o s i t i o nf r o me x p e r i m e n tt oe x p e r i m e n ta n dt h ek n e e c o m p o s i t i o ni ss t i l lt h eq u e s t i o na ti s s u e a n o t h e ra p p r o a c hm a y b er e q u i r e dt o g e tm o r ed i r e c ti n f o r m a t i o na b o u tt h ec o m p o s i t i o n 西南交通大学硕士研究生学位论文第l v 页 i ti sb e l i e v e dt h a tm e a s u r i n gt h eh i g he n e r g yh a d r o n si na sc o r e sa th i g h a l t i t u d e s ( 1 i k ey a n g b a j i n g ) c a np r o v i d es o m en e w o b s e r v a b l e sw h i c ha r es e n s i t i v e t ot h ec o s m i cr a yc o m p o s i t i o na tt h ek n e er e g i o n a s s u m i n gah a d r o nc a l o r i m e t e r ( 1 i k et h ek a s e a d ec a l o r i m e t e r ) i ss e tu pa t t h ec e n t e ro f a r g oa r r a y ，t h ee v e n ts e l e c t i o nc o n d i t i o n sa r es t u d i e d b e s i d e sr e l y i n go nt h eh a d r o n i ci n t e r a c t i o nm o d e l s ，t h e r em i g h tb ea n o t h e r r e a s o na b o u tt h ed i f f e r e n tc o n c l u s i o n so f t h ek n e ec o m p o s i t i o n ：o b s e r v a b l e su s e d m a y n o tb ev e r ys e n s i t i v et ot h ep r i m a r yc o m p o s i t i o n i no r d e rt og e tm o r es e n s i t i v eo b s e r v a b l e st op r i m a r yc o m p o s i t i o n ，w e i n t e n dt om e a s u r ea i rs h o w e r sa th i g h e ra l t i t u d e sw i t hah a d r o n i cc a l o r i m e t e rt o r e c o r dt h eh i g he n e r g yh a d r o n sa ta sc o r e sa n dw i t ha r g ot or e c o r dt h es h o w e r p a r t i c l e s t h es i m u l a t i o ns t u d yt e l l su st h a t i fs e t t i n gu pak a s c a d e l i k e c a l o r i m e t e ra tt h ec e n t e ro f t h ea r g o a r r a y ，d u et ot h ea d v a n t a g eo f h i g ha l t i t u d e o f t h eo b s e r v a t i o nl e v e l ，o n ec a ng e ta ne v e n ts a m p l ed u r i n g1 - 2y e a r s e x p o s u r e f o rt h a ta l ls e l e c t e de v e n t sa r ei nt h ek n e ee n e r g yr e g i o n ，c o m p o s e do f h i g h e n e r g yh a d r o n sn e a ra sc o r e s ，a n dt h es a m p l eh a sa r e a s o n a b l es i z e i ti ss e e nt h a tm a n yo b s e r v a b l e s ，a ss h o w ni nt h ef i g u r e su s e di nt h ep a p e r ， a r es e n s i t i v et ot h ec o m p o s i t i o ni nt h ek n e er e g i o n t h e s eo b s e r v a b l e sc a l lp r o v i d en e w p a r a m e t e r si fo n ea p p l ya m u l t i - p a r a m e t e ra n a l y s i so ra na n na n a l y s i st o w a r d saf u r t h e rp r o g r e s si nt h e s t u d yo f t h ec o s m i cr a yc o m p o s i t i o ni nt h ek n e ee n e r g yr e g i o n k e yw o r d s ： c o s m i cr a y ；a i rs h o w e r ：k n e ec o m p o s i t i o n ；c a l o r i m e t e r ： a r g o ；h i g he n e r g yh a d r o nc o m p o s i t i o n 西南交通大学硕士研究生学位论文第1 页 1 1 宇宙线基础 第1 章引言 宇宙线是来自于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，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，射线和 中微子，这是因为他们的产生、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，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 g e v 左右，目前能够测到的最高宇宙线能量达到3 1 0 ”e v ， 相当于5 0 焦耳，一个微观粒子具有了宏观量级的能量。对于不同能区的宇宙 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1 9 1 2 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2 0 年以来， 已经获得了一系列重要结果。在近年来，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，宇宙线天体物理研究将会随之有一个新的飞跃。 1 1 1 宇宙线研究简史 1 9 0 0 年，通过测量收集到的静电荷，c t r w i l s o n 发现连续的大气电离。 当时人们以为这是由于地球的自然辐射活动。为了对此进行验证，1 9 1 2 年， 维也纳大学的v i c t o rh e s s 乘着搭载了电离室的气球升到5 公里的高度，他 发现如预期那样，直到大约7 0 0 米的高度电离率开始下降，但随着高度的增 加电离率增加，并且确认白天和晚上的强度没有差别。因此，v i c t o rh e s s 西南交通大学硕士研究生学位论文第2 页 指出电离源在更外层的空间，电离辐射也不是起源于太阳，宇宙辐射变成了 常识。 1 9 2 5 年，英国物理学家r a m i l l i k a n 第一次引入了“宇宙射线”这个 词，并且沿用至今。1 9 2 8 年，j c l a y 发现电离率随纬度的增加而增加，这表 明电离源是带电粒子且受到地磁场的偏转。1 9 2 9 年，利用新发明的云雾室， d v s k o b e l z y n 首次观测到宇宙线粒子的轨迹。虽然他错误的认为观测到的 是宇宙高能y 光子( 他称为。超，辐射”) 产生的康普顿电子，但他的实现 方法对后来的宇宙线实验产生了重要影响。1 9 3 2 年，美国物理学家 c d a n d e r s o n 利用s k o b e l z y n 的云室方法发现了第一个反物质粒子正电子， 证实了d i r a c 的相对论量子力学理论关于存在反粒子的预言。a n d e r s o n 还在 云室中发现了子，最初人们以为是汤川秀树预言的介子，但后来发现它没 有强相互作用的性质。正电子和口子是人们利用宇宙线发现的最早的亚原子 粒子，它们的发现开辟了基本粒子物理研究的新领域。1 9 4 7 年，l a t t e s o e c h i a l i n i 和p o w e l l 在高山曝光的核乳胶中发现了石介子。这样，在汤川 预言之后1 2 年发现了汤川粒子。同时r o c h e s t e r 和b u l t e r 在云室里发现了 质量约为1 0 0 0 m 。的荷电粒子产生的径迹( k 介子) 。粒子物理学家直到二十 世纪5 0 年代粒子加速器的出现前一直利用宇宙线进行实验“1 。 1 9 3 8 年，法国物理学家p a u g e r 侣1 与其同事利用多个盖革一弥勒计数管 组之间的符合计数率发现宇宙线的广延大气簇射。他们在实验中测量了计数 管组间的符合计数率与他们之间距离的关系，发现和他们预期的相反，符合 计数率并没有随计数管之间陆离的增加而迅速下降到零，而是先随距离增加 很快下降，然后基本保持到相距3 0 0 米的距离。它们的发现揭示了高能宇宙 线粒子可以通过地面实验来研究，为宇宙线的研究打开了一扇窗口。 1 9 6 3 年j l i n s l e y 0 1 等人利用美国新墨西哥v o l c a n or a n c h 建立的地面 探测器阵列发现了第一个能量大约是1 0 ”e v 的极高能宇宙线粒子。1 9 6 6 年当 宇宙微波背景辐射发现后不久，g r e i s e n “1 ，z a t s e p i n 和k u z m i n “就注意 到高能宇宙线质子会和宇宙微波背景的光子作用而损失能量，形成能谱上所 谓的g r e i s e n - z a t s e p i n - k u z m i n 截止( g z k - c u t o f f ) 。后来，美国的f l y s e y e 【6 7 1 实验在1 9 9 1 年测到了目前观测到的最高能量的宇宙线粒子 ( 3 x l o e v ) ，1 9 9 4 年日本的a g a s a 实验也测到了( 1 7 2 6 ) 1 0 2 0 e v 的 宇宙线事例m ”。实验与理论的矛盾引起了各种各样的猜测。为了解决这个 问题，1 9 9 5 年人们开始建造专门研究极端高能宇宙线的a u g e r 实验“”。 西南交通大学硕士研究生学位论文第3 页 直到1 9 5 3 年，加速器实验技术成熟之前，宇宙线一直在粒子物理的研究 中起着重要的作用。即使现在加速器成为粒子物理的重要手段，也仍然需要 借助宇宙线来研究的能段，因为它的能量范围比加速器高得多。现在，对宇 宙线的起源，加速和传播机制的研究已经和粒子物理、宇宙学、天体物理相 交叉综合，成为物理学研究的前沿。 1 1 2 宇宙线的能谱 粒子物理学家使用与众不同的眼光看世界，他们通过观察宇宙中的高能 粒子，还寻找可能构成暗物质的奇异新粒子，能量范围从低能区( 1 0 7 e v ) 到高能区( 1 0 2 1 e v ) 直跨1 3 个数量级( 1 0 m e v g e v t e v 一尸e 矿一e e v 一历矿) ，流量落差达3 0 多个数量级。其整体能谱特征和流量变化如( 图 1 - 1 ) 所示。在如此宽的能域内，其能谱总的结构呈现为非热幂律谱特征，能 量e 处单位能段的流量，( 功* e ，在e p e v 处，谱变陡，幂指数口从2 7 转变为3 0 ，这一特征称为宇宙线能谱的。膝”( k n e e ) 。而当e e e v 时， 谱又变得较平，该处称为宇宙线能谱的“踝”( a n k l e ) 。 善 主 图1 - 1 ：宇宙线流量图，从g e v t e v p e v e e v 的1 2 个数量级能 量范围内，流量差达3 0 个数量级。其中点线谱显示出e 3 的能谱特征n 1 1 西南交通大学硕士研究生学位论文第4 页 1 1 3 宇宙线的分类、成分、起源和传播 我们按观测对象的不同，把大气层外的宇宙线称为。初级宇宙线”，包 括p ，h e ，l i ，b e ，b ，c ，n ，0 ，f e ，e ，y ，y ，所有稳定的带电粒予 和寿命大于1 0 6 年的不稳定原子核。而把大气层内由初级宇宙线粒子与大气 原子核碰撞产生的，包括寿命较长的不稳定粒子称为“次级宇宙线。 按起源的不同，初级宇宙线又分为太阳宇宙线，银河宇宙线和河外宇宙 线。太阳宇宙线能量较低，小于1 0g e v ，这部分宇宙线的强度具有与太阳 剧烈活动同步的时变特征。近年来地面宇宙线实验结果表明，大的太阳耀斑 及伴随的高能过程，能将太阳质子加速到2 0 2 5 g e v 的能量。太阳宇宙线沿 着行星际空间磁场的磁力线传播，在地球附近受地磁场的偏转而到达有限的 范围。来自太阳的宇宙线相对较少，大多数字宙线粒子起源于银河系内。银 河宇宙线可达到较高的能量。超新星遗迹，脉冲星等高能天体被认为是最可 能的银河宇宙线源。超新星爆发是银河系内最猛烈的高能过程之一。从能量 角度看，由于银河宇宙线粒子的不断逃逸，要维持宇宙线的准稳定强度所需 的功率输入约为1 0 ”e r g s 。按照每1 0 0 年平均3 次超新星爆发，每次平均释 放能量1 0 5 1 e r g 来估算，超新星爆发可提供的功率输入约为1 0 4 2 e r g s 。可见， 河内超新星爆发所释放的能量能够满足维持银河宇宙线能量密度基本稳定的 需要。另外，近年来测得蟹状星云t e v 能区的y 发射，应当是高能电子和他 们的同步辐射光子所发生的逆康普顿散射。而这些高能电子被认为是由超新 星遗迹加速的。能量应当在1 0 ”e v 以上。人们设想超新星遗迹也能将质子和 其他的原子核加速到如此高的能量。河外宇宙线的能量最高，一般大于 1 0 ”e v 。这部分宇宙线在银河磁场内的回转半径大于银河系的尺度，所以应 该来自更遥远的河外天体。活动星系核，类星体等都可能是河外宇宙线源。 目前已经探测到二十几个能量大于1 0 ”e v 的事例。极高能宇宙线的研究有可 能给人们带来宇宙深层次的更多信息。 目前能量低于1 g e v 的初级宇宙线的成分已经基本清楚，约9 8 的核和 2 的正负电子。其中约有9 0 9 6 的核是h ，约9 是h e ，其余的是重核。除此之 外，初级宇宙线中还有高能光子，中微子，以及某些至今尚未探知的粒子。 1 1 4 宇宙线观测技术 宇宙线的能谱自m e v 延续到1 0 加e v 。当宇宙线粒子传播到地球时，必穿 过地球大气层这道屏障，因而会发生强烈的相互作用，使得在地面直接观测 西南交通大学硕士研究生学位论文第5 页 宇宙线受到严重的限制。对于流量大的低能宇宙线粒子可直接在大气外层空 间用核辐射探测器进行测量( 如用气球、卫星、空间站等) ：而对于高能宇宙 线，由于其流量小，空间探测设备的有效面积受到限制，只能采取地面间接 测量。在大气层外，宇宙线的典型流量值分别是； 1 0 ”e v 事例数 。l o o k m y 一： 1 0 ”e v 的事例数为一l i o n 2 y 一； 1 0 2 0 e v 的事例数为 l l a n - 2 c e n t u r y - 1 。地面间接测量方法总体上可分为两大探测技术“”，一是采 用大气荧光探测技术，宇宙线原初粒子( 如质子、原子核) 进入大气后形成的 簇射中有大量的带电粒子，由它们激发空气中的2 分子和；离子在退激时 会辐射出各向同性的荧光，其波长约3 5 0 4 5 0a m 的蓝光范围，在簇射轴附近 的荧光最强，通过光电倍增管收集簇射轴附近的荧光和到达时间以及方位角 就可以估计出原初粒子的能量、种类和到达方向，这种技术最先被f l y se y e 实验所采用，现在h i r e s 和a u g e r 也使用这种技术。这种探测方法的缺陷在 于必须在晴朗无月的夜晚进行，实际有效的观测时间很短，且对大气的光学 性能要求很高。荧光探测方法通过收集宇宙线簇射过程中经由电磁通道所释 放出的能量来反推原初粒子的总能量，它可以测量簇射粒子数随大气深度的 分布函数札( x ) ，测出最大簇射深度瓦，并绘出级联曲线af l y se y e 曾 记录过一个最大事例，其能量约在一3 x l o ”e v ，其曲线如( 图1 2 ) 所示“1 ， 其最大深度估计为( 7 8 0 + 4 0 ) g c m - 2 。这样原初粒子的能量可由曲线对路径积 分得到，如下式： e 二= e of 也( 功出 ( 卜1 ) 其中是电磁通道所放出的能量。岛而是电子临界能量与辐射长度之 比。m ( 工) 是簇射大气深度函数。关于这方面的详细计算可参阅k a k i m o t o 等 人的文章“”。 西南交通大学硕士研究生学位论文第6 页 第二种方法是利用地面阵列测量地面簇射的次级粒子密度。从这些探测 中获得的信号可以研究簇射的径向分布的详细结果以及可以确定簇射中心的 位置。但是这种粒子密度探测方法的缺点是分辨原初粒子种类的能力差。 撵麈( 覃位曲时) 图1 _ 2 ：f l y se y e 试验记录的最大粒子事件能量为3 x 1 0 2 0 e v ，其最 大深度约为( 7 8 0 + 4 0 ) g c m - 2 【。 通过第一种观测手段，可以得到簇射最大时的深度，由第二种观测手段 可给定深度处子对电子光子的比率等。至于如何根据这些信息来确定初级 入射宇宙线粒子的能量、方向等特性，目前各台站一般都采用相类似的蒙特 卡罗计算方法，即依据一个可测量的参数( 如距离簇射芯6 0 0 m 处的粒子密 度) ，对初级粒子的能量作参数化估计，从而得到有关初级粒子的一些信息， 如方向、能量、成分等。然而，因测量极高能宇宙线的探测技术不能对能量 进行绝对的定标，用蒙特卡罗计算方法来确定初级宇宙线能量的方式显得并 不完美。 对于能量在i o o m e v i o o t e v 粒子的探测主要是空间直接粒子的探测。 例如p r o t o n s a t e l l i t e s ，m a s s ，l 队p ，s a n r i k u b a l l ，r u n j o b ，j a c e e 等。目前能 够精确粒子谱成分的直接空间探测只能达到1 0 0 t e v ，如r u n j o b ，j a c e e 。遗 憾的是不能精确测定到p e v 能量范围的能谱化学成分，即不能精确确定“膝” 西南交通大学硕士研究生学位论文 第7 页 的位置，目前根据多个不同的地面间接实验的数据拟合得到“豚”的位置大 概在2 5 p e f 范围内。有待希望空问探测技术的发展，将直接测量的能量上 限再延伸。但是在短期内达不到“膝”区。 羊八井a r g o 实验和德国的k a s c a d e 实验都属于地面e a s 阵列实验。将两 者的优势加以结合，我们期望能得到更好的关于膝区成分的结果以及其他的 物理上的重大进展。 图卜3 ：地面阵列记录到的某一事件中的子径向密度分布星号表示拟 合后簇射核的位置“” 1 2 粒子及粒子相互作用 到目前为止，对宇宙线膝区成分的研究只有靠地面观测广延大气簇射。 一般而言，是观测a s 中的电子数，或子数，或c h e r e n k o v 光量，以及它们 的横向分布特征，通过m o n t ec a r l o 模拟( 其中涉及到粒子相互作用模型) 来推导出关于成分的结论。为此，我们介绍一下基本粒子，表征粒子基本性 质的有关物理量和涉及到的粒子间的相互作用。 在粒子物理标准模型框架下，基本粒子分为轻子( 1 e p t o n ) ，夸克( q u a r k ) 和规范粒子( g a u g ep a r t i c l e ) 轻子包括e ，f ，圪，匕，一及其反 西南交通大学硕士研究生学位论文 第8 页 粒子；q u a r k 包括u ，d ，c ，s ，t ，b 及其反粒子；规范粒子包括y ，w + ， 形一，z o ，胶子( g l u o n ) 。 强子( h a d r o n ) 是由2 3 个价q u a r k ，一些海q u a r k 对及胶予组成；介 子( m e s o n ) 是由2 个价q u a r k ，如矿( u d ) ，k + ( u s ) 。重子( b a r y o n ) 是 由三个价q u a r k ，如p ( u u d ) ，a ( u d s ) ，q 一( s s s ) 其中p ，n 叫核子 ( n u c l e o n ) 。重于核子的叫超子( h y p e r o n ) 部分子( p a r t o n ) 一q u a r k 和胶子 的统称 我们介绍一下表征粒子性质的有关物理量。质量m ，电荷z ，寿命t ，自旋 i ，字称p 等，能量e ，动量卢，只，尸v ，尸：；横动量b ，纵动量兄，速度b = v c 。 l o r e n t z 酹，5 乃万； f e y n m a n 变量砟= 2 最“( 兄是基于c m s 坐标系而言的) ； 快度( r 即i d i t y ) ) ，= 1 2 l n e e + 一只p l ； 赝快度( p s e u d 。r a p i d i t y ) r l = - i 1l n 留i 8 粒子相互作用过程的几个主要守恒量：能量、动量、电荷、轻子数、重 子数。 1 2 1 电磁相互作用 带电粒子在穿过介质时以两种方式损失其能量： 射( 光子) 能量损失。 入射荷电粒子与介质原子外层电子的弹性碰撞， 能量。可用下面的式子来计算电离能量损失。 电离能量损失与发射辐 使原子电离，自身损失 j d e 。2 2 了z 去f ( f 1 2 , f 2 ，k ) ( 1 - 2 ) i 2 2 j 万 r ，1 一) 其中z 表示入射粒子电荷；卢表示入射粒子速度；z ，a 表示介质的原子 序及原子量：i 表示介质原子的平均电离电位；z 嘣表示最大可传递动能 西南交通大学硕士研究生学位论文第9 页 当入射带电粒子与介质原子最接近距离较原子半径( s1 0 c 埘) 还小， 而同核的半径忙1 0 1 3c ，1 ) 相比较又足够大时，带电粒子可以在介质原子核的 库仑场中遭受到核的库仑散射，使其轨迹发生偏转，并伴随着弱的电磁辐射 的发射，即韧致辐射。此时作用在带电粒子的库仑场被考虑成是位于原子核 中心的点电荷历所产生的。快速的电子的辐射损失主要是由介质原子核的电 场对电子的减速作用而发生。能量主要是以光子发射的形式而损失掉，因此 而得名韧致辐射。 e 图卜4 ：电子的韧致辐射示意图 p + ( z ，彳) 一p + ，+ ( z ，句 ( 1 3 ) 电子的辐射能量损失用下面的公式计算； 警z 堕a ( 1 n 舅+ 与1 8 ；o ( 1 - 4 ) 出、z 托 五 其中墨定义为介质的辐射长度。它的物理意义是，电子在介质中因辐射 损失而使能量减低至原初能量的时所穿过的介质厚度，单位是：。 ，c，p 喇 带电重粒子( 质子，介子等) 的辐射过程与电子的情况有所不同。由于 带电重粒子有较电子大得多的质量，在通过原子核附近时，经受较小的偏转。 加速度较小，因此只有较小的辐射损失。若带电重粒子质量为m ，则它在介 质中的韧致辐射损失是相同速度的电子的韧致辐射的) 2 倍 西南交通大学硕士研究生学位论文第1 0 页 快速带电粒子在介质中辐射损失和电离损失相等时的粒子能量称为该介 质的临界能量e 。对于电子，临界能量可以近似的表示为： e 。= 8 0 0 ( m e v ) f ( z + 1 2 ) ( 1 - 5 ) 若粒子能量e e ，则以辐射损失为主。若e p + + p 一+ ( z ，a ) ( 1 7 ) 图卜6 ：每单位辐射长度微分电子对产生的几率，即产生的正电子能谱。 实线表示空气，虚线表示铅。曲线上的数字表示原初光子的能量e ，。 电磁相互作用除上面介绍的韧致辐射、荷电粒子在介质中的多次散射和 光子的正负电子对产生之外，还有光电效应，c o m p t o n 散射，逆c o m p t o n 散 射，同步辐射，光子一光子作用，c h e r e n k o v 辐射和穿越辐射等等。总的来 说，电磁相互作用是发生在带电荷( 或带磁荷) 的粒子闯的作用，由光子参 与或者通过光子作用，这在理论上用o e d ( 量子电动力学) 有很好的描述。 西南交通大学硕士研究生学位论文第12 页 1 2 2 弱相互作用 弱相互作用是基本粒子之间一种特殊作用，它和强相互作用，电磁作用 和万有引力作用并称为四种基本作用力。由于弱相互作用比强相互作用和电 磁作用的强度都弱，故有此名。有两种弱相互作用且强度相同，都比强相互 作用弱1 0 1 2 倍，相互作用时间约为1 0 。一1 0 - 8s 。用电弱统一理论对弱相互作 用有很好的描述。 i 图卜7 ：弱相互作用示意图。 1 2 3 强相互作用 强相互作用是作用于强子之间的力，是所知四种宇宙间基本作用力最强 的，也是作用距离最短的( 大约在l o - 1 5 m ) ，在理论上由量子色动力学( q c d ) 描述。 强相互作用可分为弹性( e l e a s t i c ) 散射和非弹性作用( i n e l e a s t i c i n t e r a c t i o n ) 。在弹性散射中，强子之间有动量交换，但是不产生新粒子， 如：口- f b - - 4 口+ b 。 西南交通大学硕士研究生学位论文第13 页 p 图l - 8 ：弹性散射示意图。 而非弹性作用则产生至少一个新粒子或者有多粒子产生( 我们也经常称 之为。多重产生”) 如：p + p - p + p + 石o ，p + p p + p + 矿+ 万一， p + p - p + p + n z + m k 等等。 p 图卜9 ：非弹性作用示意图。 非弹性作用又可分为软作用( s o f ti n t e r a c t i o n ) 、硬散射( h a r d s c a t t e r i n g ) 和半硬过程( s e m i - h a r dp r o c e s s ) 。软作用是小动量交换过程， 在边缘发生碰撞，因而有大的碰撞参量。目前，o c d 对这样的过程尚不可求 解，硬散射是大动量的交换过程对心发生碰撞，因而有小的碰撞参量。目前， 用微扰q c d 可求解这样的过程。半硬过程是中等动量交换的过程。 图1 - 1 0 ：非弹性作用的三种过程 西南交通大学硕士研究生学位论文第14 页 非弹性作用又可分为衍射( d i f f r a c t i o n ，d ) 和非衍射 ( n o n d i f f r a c t i o n ，n d ) 。其中衍射又可分为单衍射( s d ) 和双衍射( 叻) 。 非弹性衍射作用还可分为单衍射和非单衍射( n s d ) 。其中单衍射包括弹 丸单衍和靶单衍。非单衍射包括非衍射和双衍射。 而按实验方法，又常将非弹性作用过程分为单举过程( i n c l u s i v e p r o c e s s ) 和遍举过程( e x c l u s i v ep r o c e s s ) 。这两个过程的区别是，单举过 程是在一个相空间元中只测一个末态粒子而不计其它，所有的末态粒子都有 可能出现在这个相空间元中，而遍举过程测量的是所有末态粒子。 对于非弹性作用的多粒子产生可分为中心区( c e n t e rr e g i o n ) ( i x f l o 0 5 ) 。由于粒 子的横动量总保持一个小值，碎裂区粒子一般位于朝前区( f o r w a r dr e g i o n ) ， 即出射角很小的锥内。因此对撞机实验难于探测。 用于描述强相互作用的基本理论是q c d ，但对低动量传递过程，q c d 尚不 能求解，只有依赖加速器数据和唯象模型。而对于描述强子作用的任何模型， 需给出以下物理量的分布及其随能量的变化：强子作用截面、次级粒子多重 数( m u l t i p l i c i t y ) 、次级粒子动量和领头粒子( 1 e a d i n gp a r t i c l e ) 。 1 3 级联簇射过程 1 3 1 电磁簇射 高能电子或光子在厚介质中通过朝致辐射和对产生一代代增殖，通过电 离而损失能量，通过多次散射( 及c o m p t o n 散射) 朝横向展开。形成具有纵 向发展和横向分布的电子一光子簇射，称为电磁级联簇射。 西南交通大学硕士研究生学位论文第15 页 图1 - 1 1 ：电磁级联簇射示意图 电磁级联簇射是一个复杂的过程，簇射的大小( s i z e ) 表示在介质深度t 处的电子总数n e ；用簇射的年龄参量s 来描述簇射的发展阶段。 j = 三_ 一 ( 卜8 ) t + 2 1 n ( e o | e 3 其中：t 是单位辐射长度的大气深度( 对大气l r 1 = 3 7 1 9 e m 2 ) ，疋是 临界能量( 对大气e = 8 1 m e v ) ，毛是原初能量。 簇射都要经历一个由小 及大再逐渐减小的过程，s l 。表示簇射处于衰减阶段。 簇射横向扩展用m o l i e r e 单位描述，( r m = e 蜀e ，其中e 是多次 散射特征能量，对大