（理论物理专业论文）朝前区强子相互作用及pair非弹性作用截面研究.pdf

西南交通大学硕士学位论文第1 页 摘要 目前在空间运载工具上进行的对初级宇宙线成分和能谱的直接测量只能达 到1 0 e v ，短期内难以达到1 0 ”e v 能区。膝区宇宙线成分的研究都依赖在地面 对大气簇射( a s ) 的测量，即所谓间接测量。分析间接测量的数据并导出物理结 果，必须依靠m o n t ec a r l o 模拟。迄今的实验结果表明，不论采用何种分析方法， 膝区宇宙线成分的结论都对m o n t ec a r l o 模拟中使用的强子作用模型有依赖，至 今不同实验对膝区宇宙线成分所作出的结论存在明显分歧；即使同一实验，采 用不同实验装置记录不同观测量，也对膝区成分报道了互不一致的结论。针对 膝区宇宙线成分研究中存在的问题，近年来提出了进一步检验和改进强子作用 模型的要求。 根据m o n t ec a r l o 对宇宙线大气簇射传播过程的描写和模拟，大气簇射( a s ) 的发展主要受强子作用模型中朝前区粒子产生以及质子空气核( p a i r ) 非弹性作 用截面的影响。由于多数朝前区粒子产生于小传递动量过程( 即软作用) ，微扰 q c d 不适用于求解软作用，存在各种描写软强子作用的唯象模型。因而，检验 强子作用模型应主要从这两方面着手。 所有描述宇宙线大气簇射的唯象模型中未知参量的确定，都依赖于加速器 实验提供依据。但是至今的加速器实验能够提供建立模型的依据并不充分，目 前强子作用加速器实验的状况是：当能量低于2 t e v 时，有比较充分的建立模型 依据；但当能量高于1 0 t e v ，由于加速器实验未能获得有关运动学区( 朝前区) 的 信息，建立模型的依据愈来愈不充分。因此对强子相互作用模型的检验或改进 应主要放在朝前区并应从l o t e v 能区开始。 本工作假定把一台高性能和大接收度的强子量能器安置在羊八井a r g o 阵 列的中央，以探测直达质子事例以及探测低空a s 事例的轴心。为了证实本工 作能够得到的物理结果，本工作采用m o n t ec a r l o 方法模拟宇宙线大气簇射，采 用c o r s i k a 中的q g s j e t 强相互作用模型产生m o n t ec a r l o 的a s 事例样本， 让所有m o n t ec a r l o 事例通过强子量能器和a r g o 阵列，形成m o n t ec a r l o 的观 测事例样本，然后确定两组事例选择条件，选出两个事例样本，分别进行朝前区 西南交通大学硕士学位论文第1 1 页 强子相互作用以及p a j r 非弹性作用截面研究。 本工作证实：通过模拟2 3 年的实验数据，可以以小于1 的统计误差重新 测得l - 2 0 t e v 的p a i r 非弹性作用截面。与已有的测量该能区截面的其它实验方 法相比，这一方法采用a s 反符合辨别直达质子，具有更高的准确性及可靠性， 其结果可用于对当前a s 模拟计算中正在使用的截面进行校验；同时采用本实 验方案可以得到一个足够大的低空事例样本，从而能够有效的对目前正在使用 的各种唯象模型的朝前区强子作用的性质从1 0 t e v 能区进行检验。 在高海拔地区( 羊八井4 3 0 0 m ) ，通过强子量能器结合a r g o 地毯式全覆盖 探测器阵列对a s 的响应，测量p a i r 非弹性作用截面的作法还是首次，明显优 于以前用过的其它方法；同时由于羊八井得天独厚的地理条件，对探测首次作 用发生在低空的a s 事例具有绝对的优势，因此可以对目前使用的强相互作用 模型进行有效的检验。 关键字：强子量能器；a r g o ；强子相互作用；p - a i r 非弹性作用截面 西南交通大学硕士学位论文第1 i i 页 a b s t r a c t s of a r , t h ed i r e c to b s e r v a t i o no f h i g he n e r g yc o s m i cr a y sb ys a t e l l i t ec a l lo n l y r e a c h l 0 1 4 e vi t ，sd i f f i c u l tt or e a c h1 0 1 5 e vi nt h er e a l f u t u r e t h es t u d yo f t h e c o m p o s i t i o no f c o s m i cr a y sa tt h e k n e e h a st or e l yo nt h ei n d i r e c to b s e r v a t i o no f a i r s h o w e r s ( a s s ) p r o d u c e db yp r i m a r yp a r t i c l e s i nt h ed a t aa n a l y z i n g ，am o n t ec a r l o s i m u l a t i o ni sn e e d e d ，h e r e t o f o r e ，n om a t t e rw h i c hm o d e li sa d o p t e d , t h ed i s a g r e e m e n t i so b v i o u si nt h ec o n c l u s i o no f t h ec o m p o s i t i o no f k n e e i nm a n yk n e ec o m p o s i t i o n s t u d i e so fr e c e n ty e a r s ，s i g n i f i c a n td i s c r e p a n c i e se x i s ta m o n gd i f f e r e n tm e a s u r e m e n t s ， p r e s e n t i n gan e c e s s i t yo f a ni m p r o v e di n t e r a c t i o nm o d e l i n g a c c o r d i n gt ot h ed e s c r i p t i o na n ds i m u l a t i o no fa s si nm o n t ec a r l oc o d e ，t h e g r o w t ho fa s sa r em a i n l yi n f l u e n c e db yt h eh a d r o n i cp a r t i c l e sp r o d u c t i o ni nt h e f o r w a r dr e g i o na n dt h ep - a i ri n e l a s t i cc r o s ss e c t i o n t h ep a n i c l ep r o d u c t i o ni nt h e f o r w a r dr e g i o nb e l o n g s 协t h es o f ti n t e r a c t i o n sf o rt h a tp q c dc a n n o tb ea p p l i e d s o f a r o n l ys o m ep h e n o m e n o l o g i c a lm o d e l s a r eu s e df o rt h e i r d e s c r i p t i o n ，8 0 ， e x a m i n a t i o no ra m e l i o r a t i o no fh a d r o n i ci n t e r a c t i o nm o d e l ss h o u l db em a i n l yb a s e d o nt h e s et w o p o i n t s t h ea s c e r t a i n m e n to fp a r a m e t e ri nt h ep h e n o m e n o l o g i c a lm o d e l sd e p e n d so n a c c e l e r a t o re x p e r i m e n t b u tu pt ot h ep r e s e n t ，t h ew a r r a n t yg o t t e nf r o ma c c e l e r a t o r e x p e r i m e n ti sd e f i c i e n t t h es t a t u so fa c c e l e r a t o re x p e r i m e n ti s ：t h ew a r r a n t yo f c o n s t i t u t i n gm o d e l si sp l e n i t u d i n o u si nt h ee n e r g yr e g i o nu n d e r2 t e v ；b u ta tt h e e n e r g yr e g i o no fh y p e r - l o t e v , b e c a u s eo ft h el a c ko fi n f o r m a t i o ni nt h ef o r w a r d r e g i o n ，t h ew a r r a n t yi sm o r ea n dm o r ei n a d e q u a t e s o ，e x a m i n a t i o no fh a d r o n i c i n t e r a c t i o nm o d e l ss h o u l db ec a r r i e do u ta tt h ef o r w a r dr e g i o na n dc h o o s et h ee n e r g y r e g i o nf r o mi o t e v f o rt h e s ep u r p o s e sw es u g g e s tt os e tu pa b i gh a & o nc a l o r i m e t e ri nt h ec e n t r a l p a r to ft h ey a n g b a j i n ga r g oa r r a yt or e c o r dt h ed i r e e t l ya r r i v e dp r o t o n sa n dt o r e c o r dt h o s ea sc o r ee v e n t st h a ta r ep r o d u c e da t1 0 wh e i g h t s i no r d e rt os e eh o wt h e p h y s i c sg o a l sc a nb er e a c h e d , r u nm o n t ec a r l os i m u l a t i o nw i t hc o r s i k a - q g s j e t m o d e lt os i m u l a t ea s s ，a n dt h e n ，d r o pa l lo ft h em o n t ec a r l oe v e n t st ot h e 西南交通大学硕士学位论文第1 v 页 c a l o r i m e t e ra n da r g o d e t e c t o r , a tl a s tm a k ec e r t a i nt h es e l e c t i n gc r i t e r i o nt og e tt w o s a m p l e s t os t u d yt h eh a d r o n i ci n t e r a c t i o ni nt h ef o r w a r dr e g i o na n dc a l c u l a t et h ep - a i r i n e l a s t i cc r o s ss e c t i o n i ti sc o n f i r m e dt h a tt h ep - a i ri n e l a s t i cc r o s ss e c t i o nc a nb er e - c a l c u l a t e dw i t ha s t a t i s t i ce l l o rl e s st h a n1 b ys i m u l a t i n ge x p e r i m e n t a ld a t af o r2 - 3y e a r s c o m p a r e d w i t ho t h e re x p e r i m e n t si nt h i se n e r g yr e g i o n ，w es e l e c td i r e c t l ya r r i v e dp r o t o n sb y a sa n t i - c o i n c i d e n c e ，b yt h i sw a y , w ec a ng e td i r e c t l ya r r i v e dp r o t o n sw i t ha h i g h e r v e r a c i t ya n dr e l i a b i l i t y ；a n db e s i d e s ，t h es a m p l es i z eo fa sc o r ee v e n t st h a ta r e p r o d u c e da tl o wh e i g h t si sp l e n i t u d i n o u s ，t h u si tc a nb eu s e df o rt h ec h e c k i n go f h a d r o n i ci n t e r a c t i o nm o d e l sa tt h ef o r w a r dr e g i o nf r o m i 0 t e v i t st h ef i r s tt i m et ou s eh a d r o nc a l o r i m e t e rp l u sa r g oa tt h eh i 曲a l t i t u d et o m e a s u r e 也ep a i ri n e l a s t i cc r o s ss e c t i o n , a n di tw o u l db em o r ep r e d o m i n a n tt h a n o t h e re x p e r i m e n t ；i na d d i t i o n ，b e c a u s eo fa d v a n t a g e dg e o g r a p h i c a lc h a r a c t e ra t y a n g b a j i n g ，i t se x i m i o u st or e c o r dt h o s ea sc o r ee v e n t st h a ta r ep r o d u c e da tl o w h e i g h t s ，t h u si t w o u l db ee f f e c t i v et oc h e c kt h eh a d r o n i ci n t e r a c t i o nm o d e l sa tt h e f o r w a r dr e g i o nf r o m l o 尼圹 k e yw o r d s ：h a d r o nc a l o r i m e t e r , a r g o ，h a d r o n i ci n t e r a c t i o n , p - a i ri n e l a s t i cc r o s s s e c t i o n 西南交通大学硕士学位论文第1 页 1 1 宇宙线基本知识 第1 章引言 宇宙线是来自宇宙空间的高能粒子流，自从宇宙形成以来，它们一直在轰 击我们地球，是人类唯一可以获得的来自太阳系以外的物质样品。其天然地将 微观粒子世界与字观天体世界相联系，使得宇宙线在粒子物理、天体物理和宇 宙学的研究中起着重要的作用。随着高能粒子加速器的出现，以加速器为主的 实验手段在粒子物理研究取得了辉煌成就。但对加速器尚未达到的能区，或 1 0 t e v 以上能区的朝前区粒子的研究，加速器实验已无能为力，非加速器实验 手段得到越来越多的重视和开发。宇宙线研究作为非加速器物理研究的一个主 要部分，得到进一步的重视和发展。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【1 1 ，成为物理学研究的 前沿。 1 1 1 宇宙线的分类及成分 按观测对象分类，宇宙线可以分为：初级宇宙线成分和次级宇宙线成分。 来自大气层外，从天体物理源中加速出来且尚未与大气发生作用的宇宙线称为 初级宇宙线。对初级宇宙线的研究始于近几十年通过外太空卫星观测，初级宇 宙线主要由裸原子核组成，在g e v 能区附近成分主要是质子约占7 9 ，氦核约 占1 4 ，其他重核约占5 r 2 1 ，另外还有1 的电子和不足1 的光子和少量的中 微子【3 1 。初级宇宙线的平均能量约为2 0 1 0 8 e v ，总流强约为1 c m 2 s ，相应的 能量密度约为l e v c m 3 。 原初宇宙线进入大气后，与大气发生相互作用产生的各种粒子称为次级宇 宙线。主要由刀介子，子，正电子、负电子、中子、，光子组成，还有k 介 子、超子等一切已知和未知的基本粒子【4 】。较高能量的次级宇宙线也能和大 西南交通大学硕士学位论文第2 页 气发生相互作用产生其次级宇宙线，如此继续，次级又产生其次级，从而形成 核级联及电磁级联。 按照起源地的不同，宇宙线可分为太阳宇宙线、银河宇宙线和河外宇宙线。 太阳宇宙线能量较低，这部分宇宙线的强度具有与太阳剧烈活动相同步的时变 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 将太阳质子能量加速到2 0 2 5 g e v 。太阳宇宙线沿着行星际空问磁场的磁力线传 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，大多数宇宙线粒子起源于银河系内。 银河宇宙线覆盖了膝前的大部分能段，其低能部分受太阳活动调制。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。从能量角度来看，由于银河宇宙线粒子的不断 逃逸，要维持宇宙线强度所需的功率输入约为1 0 4 1 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， 应当是高能电子和它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 1 毛v 以上。人们设想超新星遗 迹也能将质子和其它原子核加速到如此高的能量。 河外宇宙线的能量往往大于1 0 1 8 e v 。这部分宇宙线在银河磁场内的回转半 径大于银河系尺度，不能被银河磁场所约束，而且银河系内也没有发现能将粒 子加速到这么高能量的天体源，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的源，目前已经探测到二十几个能量大于1 0 2 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。 1 1 2 宇宙线的能谱 宇宙线初级谱可以用幂函数来表示，即能量在e 到e + d e 间隔内的初级宇 宙线粒子数正比于e d e ，口称为能谱指数。能谱指数口在不同的能量范围有 不同的值。可以从能谱上更清楚地看到能谱指数的变化，如图卜1 ：在1 0 1 1 1 0 1 5 e v 能谱段，能谱指数2 7 ，在1 0 1 6 1 0 培e v 能段，能谱指数为3 ，在1 0 ”1 0 1 6 e v 西南交通大学硕士学位论文第3 页 能段能谱发生拐折，这通常被称为宇宙线的“膝”；在1 0 1 7 1 0 1 8 e v 能段能谱发 生第二次拐折，该能段通常被称为宇宙线的“第二膝”；在大约1 0 1 9 e v 处，能 谱又变平，能谱指数为2 7 ，这称为宇宙线能谱的“踝”：能量高于1 0 2 0 e v 的宇 宙线在其传播过程中，会与宇宙中的3 k 微波背景辐射发生光核反应，理论预言， 初能谱将发生高能截断。 1 0 z ll e 缝l o 强l o 聪l o 塔l o 埔l o 蜉l 臻1 8 糟l o 泌l 虹 嚣礴忿琏d 嘲 图1 - 1 宇宙线总粒子微分能谱【习 总体说来宇宙线能谱很陡，随着能量升高宇宙线的流强迅速减少。因此探 测超高能宇宙线必须采用大面积探测器。例如，在大气外层能量大于1 0 1 2 e v 宇 宙线粒子流强约为l c m 2 * s ，1 0 1 4 e v 宇宙线粒子流强约为1 ，c m 2 * h o u r ，1 0 埔e v 宇 宙线粒子流强约为3 m 2 * y e a r ，1 0 i s e v 宇宙线粒子流强约为1 k m 2 * d a y ，大于 1 0 2 0 e v 宇宙线粒子非常少，其流强仅有0 0 3 k i n 2 * y e a r 。 目前己探测到的宇宙线能量从1 0 6 e v 到1 0 2 0 e v 跨越了1 4 个数量级，粒子 流强跨越了3 0 个数量级的范围。 1 1 3 宇宙线的起源及加速机制 宇宙线的起源是高能天体物理学的重要研究课题，迄今还不能做出明确的 西南交通大学硕士学位论文第4 页 解释。一般认为，大部分宇宙线起源于银河系内。普通恒星只能产生少量较低 能量的宇宙线。超新星爆发、超新星遗迹以及脉冲星等可能是重要的宇宙线源， 其依据是初级宇宙线中重元素的相对丰度比较高。这表明宇宙线的起源与恒星 晚期演化阶段的天体活动有关，因为恒星晚期演化才能生成较多的重元素。超 新星正处在这样的演化阶段上。同时，从超新星遗迹的射电、可见光、x 射线 及y 射线观测表明，超新星遗迹正在不断地向外喷射高速运动的电子流，当然， 也有可能喷射高速运动的质子流。另外从银河系超新星爆发输出的平均功率来 看也足以维持宇宙线密度所需要的能量损耗率，而普通恒星的输出功率要比它 小得多。此外，超新星爆发之后有的可以形成一个高速旋转的中子星一脉冲星， 这种星体表面有极强的磁场使带电粒子加速而产生高能宇宙线粒子。但也有些 理论认为大部分宇宙线起源于银河系外，因为河外星系中存在着很多射电星系、 活动星系以及类星体等高能天体。据分析，这些高能天体都可能是很强的宇宙 线源。 关于能量高于1 0 1 8 e v 的极高能宇宙线起源问题更不清楚，由于这种及高能 粒子受银河系磁场偏转较小，而测量到的这种极高能宇宙线粒子并不明显的集 中指向银盘，故一般认为这种极高能宇宙线粒子多数起源于银河系外。 1 2 级联簇射 1 2 1 电磁级联 高能电子或光子与物质相互作用时，辐射出的光子或产生的电子对一般仍 具有较高的能量，光子仍可能转换成电子对，电子仍可能辐射出光子。这样的 过程不断地继续下去，电子光子的数目以指数方式增长，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 电子光子簇射，称为电磁级联簇射，如图1 - 2 ： 西南交通大学硕士学位论文第5 页 p 图卜2 电磁级联簇射 电磁级联簇射是一个复杂的过程，簇射的大+ ( 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： s ：! l 一 ( 卜1 ) t + 2 b a ( e o | e 3 其中：f 是以辐射长度为单位的大气厚度( 对大气1 1 1 = 3 7 1 9 e r a ：) ，巨是临 界能量( 对大气丘= 8 1 m e v ) ，磊是原初能量。簇射都要经历一个由小及大再 逐渐减小的过程，如图1 - 3 所示，在簇射发展的前期，电子光子的数目逐渐增 加，此时j l ，表示处于簇射衰减阶段，电子光 子的数目逐渐减少。 西南交通大学硕士学位论文第6 页 图1 - 3 电磁级联纵向发展 簇射横向扩展用m o l i e r e 单位描述，( r u = 臣k e ，其中e 是多次散射 特征能量，对大气巨= 2 1 m e v , 瓦为辐射长度。表示能量为临界能量的电子 经过一个辐射长度的介质，由于多次散射而得到的平均横向展开。大气中的电 磁级联大量产生的电子，主要由于多次散射，加上c o m p m n 散射以及轫致辐射 和对产生的张角，而向横向展开。在一定大气深度电磁级联电子数的横向分布可 以用n k g ( n i s h i m u r a - k a m a t a - g r e i s e n ) 函数描述： 印一c 专一”毒“j ， z ， 其中c ( s ) ，为与年龄有关的归一化因子，卜2 式对年龄参量s 在1 0 1 4 有 效。 级联簇射是一个非常复杂的过程，难以进行严格的解析计算，轻介质( 例如 空气) 中电磁级联的纵向发展可以近似方法来处理。一般采用r o s s i 和g r e i s e n 引入的所谓a 近似和b 近似方法近似求解： a 近似即在级联簇射过程中，忽略电子的电离损失和光子的c o m p t o n 散射， 西南交通大学硕士学位论文第7 页 此时级联簇射主要是轫致辐射和对产生，在轻介质中其相互作用截面可以用份 额能量e 反( e 为次级电子的能量) 来表示，即在任意大气深度t 处，电子数目 可以用1 - 3 式近似描述： n ( e o ，e ，) = ( 岛e , 力， ( 卜3 ) 此时电磁级联的纵向发展可以用微分方程近似求解。a 近似只有当次级电 子的能量远大于临界能量时才成立。当次级电子的能量接近临界能量时，电离 损失变得很严重，此时可以用b 近似。 b 近似不忽略电离损失，但将电离损失近似视为一常数，此时在某大气深度 ，处，电子数目为： 虬( 昂，e ，t ) = ( e e o ，e e ，f ) ， ( 1 - 4 ) 在实际应用中，这些近似往往不能给出准确结果，目前更普遍的是采用 m o n t ec a r l o 方法模拟在具体的介质条件下级联簇射的各个过程，进行近似计算。 1 2 2 核电磁混合级联簇射 高能强子通过物质时与核发生碰撞，产生许多次级强子，其中大部分是万介 子。霈介子中的矿很快衰变为两个y 光子，引起电磁级联簇射。矿介子有一部 分衰变为矿。z 子在物质中穿透一段距离后，也有可能衰变为电子。没有衰变 的矿以及其他强子( 包括作用后的领头强子) ，可能再次与核发生碰撞，并继 续上述各个过程。如此一代一代地发展，直到次级粒子的能量低到不能再产生 核作用为止，此后主要是次级粒子衰变和吸收的过程。这个过程称为核级联簇 射。因为它是核作用和电磁级联簇射的混合过程，所以又称为核电磁混合级联 簇射。 质子引起的混合级联和光子引起的纯电磁级联具有不同的特征如图1 - 4 所 示：混合级联中存在强贯穿性的次级粒予，可以直接贯穿到达观测面，纯电磁 级联不存在强贯穿性的次级粒子；混合级联纵向发展的不如纯电磁级联有规则， 混合级联发展的过渡曲线不如纯电磁级联平滑；同时混合级联横向分布均匀性 及对称性都不如纯电磁级联。 西南交通大学硕士学位论文第8 页 2 d 2 - 3 k 剐 罅属 生 。j i i igamm ， fl 纠 f | 。j| | 蝎啦 过多 - 50，5- 5 o r s f l a d i a ld i s t a n c e ( k i n ) f a o i a ld i g l a n c ec k m ) 图l _ 4 混合级联与纯电磁级联的不同特征 1 2 3 广延大气簇射 图1 - 5e a s 示意图 言邑蓦星ll善茗6loh 西南交通大学硕士学位论文第9 页 高能初级宇宙线粒子进入大气层与空气原子核发生作用，产生多个强子。 这些强子在空气中又继续作用，产生愈来愈多的强子。次级强子中的石。衰变成 y 光子，在空气中发展为电磁级联簇射；矿，k 2 还能衰变出子。到达地面时， 这些粒子的数目总加起来可以有1 0 3 1 0 ”个，覆盖面积达到上千平方米到几十 平方公里，这一过程称为广延大气簇射( e x t e n s i v ea i rs h o w e r , e a s 或a s ) 。 自从1 9 1 2 年v i c t o rh e s s 6 通过高空气球探测发现宇宙线后，早在1 9 3 8 年 a u g e r 就发现了广延大气簇射，并认识到地面广延大气簇射是由于高能宇宙线 原初粒子与地球大气相互作用产生次级粒子的结果 7 】。由于初级宇宙线粒子被 地球大气屏蔽，对初级宇宙线的观测只能在外层空间直接测量，而直接测量( 如 高空气球、航天飞船、空间站等) 均要受到载荷的限制，对1 0 0 t e v 以上能区失 去统计性。因此，目前对更高能量宇宙线的探测只有采用大型地面探测仪器探 测它们产生的广延大气簇射。 簇射发展的开始阶段粒子数倍增。然后达到极大，随着越来越多的簇射粒 子低于进一步产生粒子的阂能，簇射粒子数即不断衰减。在地面簇射荷电粒子 中约9 0 是电子，约1 0 是t 子，仅有l 的强子。一般可以通过在地面观测到的 荷电粒子总数n 以及荷电粒子成分的横向分布重建初能，e 。n x l 0 9 e v ，并 估计簇射的年龄。簇射的高能粒子集中在e a s 轴心( 即初级粒子入射方向的延 线) 区。 e a s 次级粒子不同成分的横向分布是不同的：强子的横向分布是它们产生 时刻所得到的横动量引起的；电子主要是由于多次散射而铺开，子有显著的 横向铺开，因为随着能量降低，疗介子发生衰变的概率增大，发射角也随之增 大。在簇射心区附近，电子密度比子密度高出几百倍，在远离心区的地方， 为主要成分。所以光予引起的簇射比较集中，横向扩展较小；质子引起的簇射 则比较分散，涨落大，横向扩展很大。最后形成中间粒子密集，边缘稀薄的圆 盘状，如图1 - 6 所示：初能很高的原初粒子产生的e a s 会覆盖很大的面积，若 要严格测量簇射的大小必须用面积达几平方公里的探测器。实际上，为了减小 设备规模，只是抽样测量簇射密度。轴心附近的厚度约一米( 粒子数密度最大) ， 边缘增加到约1 0 0 m ，轴的方向代表原初宇宙线粒子的入射方向。 西南交通大学硕士学位论文第1 0 页 图1 - 6 广延大气簇射横向分布示意图 至今，关于1 0 1 5 e v 以上宇宙线的全部信息( 能谱、强度、成分、方向等) 都 来自于对e a s 的观测，目前还无法对如此高的能量进行直接观测。e a s 阵列实 验的优点是宽视场、可长期稳定运行。缺点是能量和成分估计的模型依赖、纵 向发展测量的间接性和无法有效区分质子与y 光子。 1 3 强子碰撞的多粒子产生 1 3 1 碰撞过程的分类 按照入射粒子的不同，高能碰撞过程分为：轻子轻子碰撞、轻子强子碰撞、 轻子核碰撞、强子强子碰撞、强子核碰撞、核核碰撞。最常见的多重产生过 程是强子强子碰撞，它包括用质子、万介子、k 介子束流射到固定靶上，与靶 中的核子产生碰撞，以及用对撞机实现的质子质子对撞和质子反质子对撞。通 常称入射强子的运动方向为纵向，在初态，只有纵向动量，没有横向动量，通 过相互作用，在末态中产生出来的粒子具有横动量。 实验表明，在高能强子强子碰撞的末态，有两个粒子基本上带有和入射强 西南交通大学硕士学位论文第1 1 页 子相同的量子数( 特别是有和入射强子相同的电荷) ，并沿着和入射强子的运动方 向相近的方向运动，它们称为“带头粒子( 1 e a d i n gp a r t i c l e s ) ”，平均说来，带头粒 子带走入射粒子一半的能量。除了带头粒子以外的其他粒子是在碰撞过程中通 过相互作用产生的，它们是多粒子动力学研究的主要对象。 强子强子碰撞分为弹性碰撞和非弹性碰撞两大类。在弹性碰撞过程中，入 射粒子的性质不变，而且没有新粒子的产生，在高能情况下，弹性碰撞约占总 碰撞事件的2 0 。 非弹性碰撞又分为单衍射、非单衍射碰撞。在单衍射分解过程中，有一个 入射粒子的性质不变，只发生简单的反冲；另一个则受到激发，分解为若干个 粒子，典型的例子是： p + p - p + ( 尸+ 矿+ 万一) ， p + p - p + ( n + 矿+ 万o ) ， ( i - 5 ) ( 卜6 ) 单衍射分解的第一阶段与弹性碰撞一样，是一个二体n - 体的过程，这种 过程具有和光学衍射相似的性质，有一个尖锐的向前衍射峰，因而产生出来的 粒子的动量基本上向着前方，在垂直方向上的动量分量，即横动量p r 很小。 不属于单衍射分解的多粒子产生过程，称为非单衍射过程。随着碰撞能量 的提高，非单衍射过程末态粒子的平均纵向动量不断增大，而平均横动量改变 很少。当碰撞质心系总能量从几个g e v 增大到几百个g e v 时，平均横动量 只从0 3 g e v e 增加到0 5 g e v c 。 在非弹性碰撞过程中，动量转移小的过程称为软过程，动量转移大的过程 称为硬过程。在一次非弹性碰撞中，有时只有软过程，有时软硬过程兼而有之。 能量较低时，有很小的比例( 大约l ) 是硬过程，随着碰撞质心能量的升高硬过 程的比例增大。这类过程的末态中有横动量很大的粒子，其横动量高达几十个 g e v c ，并且常常会形成大横动量的喷注。 1 3 2 描述多粒子末态的物理量 ( 1 ) 多重数 描述单个多粒子末态事件的一个重要的参量是在这一事件中产生的粒子 数，称为。多重数”，常用符号? i t 表示。由于一般探测器只对带电粒子敏感，实 西南交通大学硕士学位论文第1 2 页 验上常常只给出带电粒子数，称为“带电多重数”。 ( 2 ) 纵动量、横动量和横质量 任一末态粒子( 设其质量为埘，能量为e ) 的动量p 可以按入射粒子动量方向 分解为纵动量岛和横动量所。如前文所述，平均横动量 基本不随碰撞能 量而改变，当质心系总能量山很大时，p l 。可以很大，而肼和m 都可以很小。 定义横质量： m r - - 4 p ；+ 埘2 ， ( 卜7 ) 质壳关系式可以写为： 占2 = ，2 + 册2 = 彳+ 霹， ( 1 8 ) ( 3 ) 快度 高能实验数据分析可以采用不同的惯性参考系。常用的有实验室系和质心 系。对于两个质量相同的粒子相互对撞的实验，实验室系就是质心系；而对于 固定靶实验，实验室系是靶静止系。不同参考系之间沿纵向以很高的速度相对 运动，相应的变换称为纵向洛仑兹变换。多粒子末态的各种有物理意义的分布 都应在纵向洛仑兹变换下具有不变性。显然，横动量分布满足这一条件，而纵 动量分布不满足。定义某一粒子的快度为： v ：三l n 旦丑，( 1 9 ) 。 2 e 一岛 ( 4 ) 赝快度 如前文所述，末态粒子绝大多数是万介子，其质量m = o 1 4 g e v 。在高能情 况下，大多数末态粒子的动量p 远大于这一数值，因而可以在质壳关系式卜8 中略去质量肌，这样就有 e z p ， ( 1 一1 0 ) 用曰表示末态粒子动量与纵向( 入射粒子动量方向) 动量之间的夹角，则有 确= p c o s o ， ( 1 1 1 ) 将卜1 0 ，卜1 1 式代入卜9 有 y 。! l n ! ! ! ! 翌：地t a n 旦，( 1 1 2 )y 一皿= 一m 一，l l z ， 2l c o s 口2 定义：玎= 一i n t a n ( 0 2 ) 为赝快度。 在p 脚的条件成立时，赝快度近似等于快度。实验上，0 角容易测量， 西南交通大学硕士学位论文第1 3 页 因而赝快度也比较容易测量。常常用赝快度分布来代替快度分布。两者基本上 相同，只有在口z 万2 ( 此时，) ，zo a l ；0 ，因而p 肼的条件不成立) 的地方才 有显著差别嘲。 西南交通大学硕士学位论文第1 4 页 第2 章检验强子相互作用模型的必要。i 生 2 1 膝区宇宙线成分研究现状及存在问题 1 9 5 8 年，k r i s t a i n s e n 和k u l i k o v 在e a s 实验中发现，宇宙线总粒子谱在 3 - 5 p e v 有个膝，在膝之后能谱变陡，幂指数由2 7 到3 0 ，通常把这个变化的 区域称为膝区。在一个平滑的谱上出现这种明显的拐折，往往联系于某些特殊 的物理过程，比如宇宙线粒子的起源、加速机制、银河系的调制、传播机制以 及原初成分的变化等。膝现象自发现以来一直是人们关注的焦点，虽然膝的存 在己被广泛接受，至今所有的空气簇射实验都观察到膝的存在，但对于膝的位 置、形状，特别是膝区原初成分的争论一直没有停止过，不同实验之间尚存在 一定差异，如图2 - l 所示，各家实验能量重建存在1 5 的偏差。 p r i m a r ye n e r g ye 8 g e v 图2 - 1 各家实验对膝区宇宙线总粒子谱测量的不同结果【9 】 feo缛气s-|s h。山c。山葛1)c=；=口 西南交通大学硕士学位论文第1 5 页 2 1 1 直接测量的局限性 在大气层外进行的空间实验直接测量初级宇宙线的成分，不受地球大气层 对宇宙线粒子的吸收影响，得到每个宇宙线粒子的能量和电荷数，可获得可靠的 成分和能谱，具有较高的准确性。直接测量实验需要卫星或气球搭载探测器进 行。目前正在进行的气球探测实验有j a c e e ( 美国、日本合作乳胶室实验) 1 0 l ， r u n j o b ( 俄罗斯、日本合作实验) 1 1 】，但是搭载探测器进行实验受飞行时间 及运载能力的限制，不可能得到足够大的事例样本；类似的直接测量实验还有 a m s 磁谱仪实验( 即将在宇宙空间站进行) 【12 1 ，a t i c ( 利用气球搭载探测器进 行) 1 3 1 实验。 总之，直接测量实验造价昂贵，受到空间运载能力的限制，所能携带的探测 器面积( 约m 2 ) 、接收度以及探测时间是有限的，至今只测到1 0 0 t e v 能区，至 于更高能区，只能探测到个别事例，不具有统计意义。由于直接探测的诸多局 限在短期内不可能解决，为了探测到足够多的事例数，目前对膝区宇宙线成分 的研究，只能依靠采用大型装置的地面实验来间接进行。 2 1 2 膝区宇宙线研究的“二义性”困扰 到目前为止，对膝区宇宙线成分的研究，只有依靠间接观测e a s 。间接测量 主要的实验手段有地面阵列、空气簇射轴心探测器、地下探测器，以及空气 簇射纵向发展探测器。一般采用手段是通过观测e a s 中的电子数，口子数，或 c h e r e n k o v 光量，以及它们的横向分布特征，并通过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。 间接测量的优势在于不受探测器接收度( 面积及时间) 的限制，且造价低廉、 易于维护，但必须从e a s 观测量重建初级粒子的能量及质量( 即粒子的成分) ， 在重建过程中有许多不确定性，主要表现在： i ：事例能量的重建依赖于m o n t ec a r l o 采用的强子作用模型而强子作用模 型的建立依赖于加速器实验。在2 t e v 以上能区的朝前区【1 4 1 ，加速器实验未能 提供建立模型的信息，因此目前所建立的模型具有不确定性。 西南交通大学硕士学位论文第1 6 页 i i ：事例质量的重建也依赖于m o n t ec a r l o 采用的强子作用模型。 根据e a s 的观测量，对初级粒子成分所作出的结论依赖于强子作用模型， 采用不同的模型，得到初级粒子的成分就会发生变化；反之，如果利用e a s 观 测量研究强子作用，其结论又依赖于初级粒子成分。 现有的直接测量宇宙线实验，受如2 1 1 节所述诸多限制，在1 0 0 t e v 以上 还不能给出准确的初级宇宙线成分谱；同时利用目前的加速器实验建立强子作 用模型还存在许多不确定j 陛【”】。初级粒子成分的不确定性与强子作用的不确定 性的相互缠绕，这两个不确定性相互干扰，造成了膝区宇宙线研究的最大难题 一“二义性”困扰。 目前宇宙线界对膝区宇宙线研究【1 6 】主要采用的方法是： 采用某种强子作用模型，如c o r s i k a - q g s j e t 或c o r s i k a s m y l 上，由 e a s 数据来导出膝区成分的结果。事实表明，不论采用何种分析方法，膝区宇宙 线成分的结论都对m o n t ec a r l o 模拟中使用的强子作用模型有依赖。 ； 墨 | q g s j e l s l b y l l 图2 2 不同模型得到宇宙线平均原子质量比较【1 1 图2 2 为不同实验测得宇宙线的平均原子质量，左图采用q g s j e t 模型， 右图采用s i b y l l 模型。显然采用采用s i b y l l 模型得到的宇宙线乎均原子质 量要高于q g s j e t 模型，可见采用不同模型得到的膝区成分差别是比较明显的。 经过四十多年的e a s 实验观测和理论研究，膝的成因尚未获得令人信服的 解释，存在着不同的模型和设想，不同实验对膝区宇宙线成分所作出的结论存 在明显分歧【ls 】；即使同一实验，采用不同实验装置记录不同观测量的地面宇宙 |to营_-t1)_lj-4 西南交通大学硕士学位论文第1 7 页 线实验研究，也对膝区成分报道了多种互不一致的结论。因此，近几年宇宙线膝 区成分问题仍然是实验宇宙线物理研究中争论的热点问