宇宙線的觀測儀器本質上就是高能粒子探測器。一般用切倫科夫計數器、閃爍計數器或固體徑跡探測器測定粒子的速度和電荷，用量能器和徑跡室測量粒子的能量和次級粒子的徑跡。
基本介紹
- 中文名：宇宙線
- 描述：就是高能粒子探測器
- 特點：能量高、能域寬、能譜陡等
- 要求：探測面積大,觀測時間長
簡介,類型,
簡介
宇宙線的觀測
宇宙線實際上是存在於宇宙空間的高能粒子，宇宙線的觀測儀器本質上就是高能粒子探測器。與加速器的粒子束相比，宇宙線具有能量高、能域寬（從幾千電子伏到 1020電子伏）、能譜陡、流強弱、能量不單一和粒子成分複雜等特點,因此要求對它的探測面積大,觀測時間長。為了避開不需要的粒子背景，區別不同類型的粒子和初、次級宇宙線,選擇不同能區的粒子,宇宙線的觀測分為高空、高山、海平面和地下觀測幾種方式。宇宙線的研究大體可分為初級宇宙線（包括日地空間物理）、天體物理和高能物理研究三個方面，前二者都是在大氣層頂部或大氣層外進行觀測，後者一般是在地面（包括高山）或地下進行觀測。
類型
高空觀測 運載高空觀測儀器的手段有飛機（飛行高度10～20千米）、氣球（飛行高度30～50千米，見彩圖）、火箭和人造衛星（遠離大氣層）。初級宇宙線（日地空間物理主要通過對它的研究）主要是各種原子核，研究中觀測的物理量主要是它們的電荷、速度、能量及其含量豐度以及它們與靶物質的核作用過程和截面等。一般用切倫科夫計數器、閃爍計數器或固體徑跡探測器測定粒子的速度和電荷，用量能器和徑跡室測量粒子的能量和次級粒子的徑跡。圖1是一個在氣球上觀測初級宇宙線的例子。圖中1是氣體切倫科夫計數器,測量粒子能量；2和6是固體介質（1厘米厚塑膠和聚四氟乙烯）切倫科夫計數器，測量粒子電荷；3～5是由有機玻璃、鐵板和正比計數器組成的粒子描跡儀；7是由乳膠疊、X射線感光片和塑膠徑跡探測器片組成的量能器；8是閃爍計數器,與切倫科夫計數器聯合做記錄觸發並測量次級粒子爆。整個裝置觀測能量範圍為(2～100)×1012電子伏。
天體物理觀測內容包括天體發射的射線(主要是X、γ射線)強度及其隨時間的變化、能譜、射線源的位置和線度等。強度和能譜的測量,按能量的高低不同,常採用多絲正比室、半導體探測器、 閃爍計數器〔NaI（Tl）、CaI(Tl)〕、火花室和漂移室等加上金屬準直器組成射線望遠鏡。例如圖2是中國在氣球上觀測中子星X射線的望遠鏡。主晶體CaI(Tl)用於探測中子星的硬X 射線（30～300千電子伏）、NaI(Tl)晶體用於禁止散射和反照的γ射線本底，塑膠閃爍體用於禁止帶電粒子，兩者均為主動式禁止，鉛錫銅的井型夾層和銅片準直器用於限制視場角和作被動式禁止，三種閃爍體的閃爍光都用同一個光電倍增管測量，用電子學脈衝形狀鑑別方法鑑別來自三種閃爍體的信號並做分別處理。測量的有用信號數位化後送到調頻系統，經調製發回地面接收，解調後送微型計算機處理。
射線源的位置和線度用空間成像技術（多孔編碼板成像和旋轉調製成像技術）測定。
高山觀測 超高能宇宙線能量每增加一個數量級宇宙線流強就降低約兩個數量級，其中強子成分在大氣中發生多次作用，能量降低並逐漸被吸收。為了研究超高能強作用並採集足夠多的作用事例，需要到高山布置大面積探測器進行觀測。有觀測強子作用過程和尋找新粒子的磁譜儀和量能器，觀測超高能核作用的乳膠室兩大類。 中國雲南高山站（海拔3200米）的大型雲室磁譜儀和西藏甘巴拉山（海拔5500米）乳膠室（見彩圖）就屬於這兩類。乳膠室由X 射線感光片與薄鉛板(或鐵板)交替水平疊放組成（圖3）。一個超高能γ光子(或電子)進入乳膠室產生電磁級聯簇射,逐漸發展到極大而後衰減,簇射粒子（光子、電子）在X射線感光片上產生黑斑。強子進入乳膠室(圖4)可在室內發生核作用,所產生的π0介子衰變為2γ光子也能在X 射線感光片上形成黑斑。通過測量黑斑在不同深度處的黑度，可以定出粒子的能量。通常用薄型乳膠室測量γ簇射，用厚型室加以靶層觀測高能強子核作用過程。乳膠室的工作能區為1014～1016電子伏。 海平面觀測 能量為1014～1020電子伏的初級宇宙線（主要是質子和原子核）進入大氣層產生廣延大氣簇射。其中的強子、新粒子集中在簇射軸心區，γ、e和X子可以擴展到半徑幾十米到幾公里的面積上。因此須用大量不同類型的探測器布成陣列來觀測。多數陣列在海平面，也有在高山的。一個綜合性的陣列包括：①心區強子探測器，觀測強子核作用級聯和能量。②心區電子探測器，主要是塑膠閃爍計數器或火花室等。觀測簇射軸心位置、心區電子密度和空間結構，特別是觀測多心結構研究核作用過程中的大橫動量現象。③快時間探測器（四個以上的塑膠閃爍計數器），安放在陣列中心區，測量簇射前沿結構和到達方向。④外圍電子密度計數器（塑膠閃爍計數器），測量簇射電子密度及其橫向分布，確定簇射大小和原初粒子能量。⑤X子探測器。將塑膠閃爍計數器或正比計數器放在一定吸收物下面（或地下），分布在陣列外圍,測量簇射中一定能量以上的X子密度及其橫向分布。⑥大氣切倫科夫和螢光探測器。用光電倍增管在無月清澈夜晚對準天空觀測簇射中的帶電粒子激發空氣分子而產生的切倫科夫光和大氣螢光，可以研究單個簇射在大氣層中的縱深發展，以便研究核作用機制，鑑別原初粒子類型。
此外,高能X子物理研究中，在海平面也用大型磁譜儀測出X子在磁場中的偏角，確定X子動量，從而研究高能宇宙線X子的能譜及其與物質的作用過程。
地下觀測 地下觀測主要是研究超高能X子和中微子。因為宇宙線中的強子、e、γ和低能X子都被地層吸收，只有高能X子能穿入地下。觀測方法是用多層吸收體和閃爍計數器（或正比計數器、氖管描跡儀等）交替疊放組成X子望遠鏡或描跡儀,記錄粒子的徑跡和作用圖像。例如圖5是蘇聯在礦井下850米水當量深度處的閃爍計數器望遠鏡，分為四層,總高11米,面積16×16米2。共有3132個閃爍計數器。他們用此裝置觀測超高能X束(圖6)，X子與物質的作用事例，以及超高能X子的天頂角分布和中微子產生的X子、反中微子產生的e+事例等。
射線源的位置和線度用空間成像技術（多孔編碼板成像和旋轉調製成像技術）測定。
高山觀測 超高能宇宙線能量每增加一個數量級宇宙線流強就降低約兩個數量級，其中強子成分在大氣中發生多次作用，能量降低並逐漸被吸收。為了研究超高能強作用並採集足夠多的作用事例，需要到高山布置大面積探測器進行觀測。有觀測強子作用過程和尋找新粒子的磁譜儀和量能器，觀測超高能核作用的乳膠室兩大類。 中國雲南高山站（海拔3200米）的大型雲室磁譜儀和西藏甘巴拉山（海拔5500米）乳膠室（見彩圖）就屬於這兩類。乳膠室由X 射線感光片與薄鉛板(或鐵板)交替水平疊放組成（圖3）。一個超高能γ光子(或電子)進入乳膠室產生電磁級聯簇射,逐漸發展到極大而後衰減,簇射粒子（光子、電子）在X射線感光片上產生黑斑。強子進入乳膠室(圖4)可在室內發生核作用,所產生的π0介子衰變為2γ光子也能在X 射線感光片上形成黑斑。通過測量黑斑在不同深度處的黑度，可以定出粒子的能量。通常用薄型乳膠室測量γ簇射，用厚型室加以靶層觀測高能強子核作用過程。乳膠室的工作能區為1014～1016電子伏。 海平面觀測 能量為1014～1020電子伏的初級宇宙線（主要是質子和原子核）進入大氣層產生廣延大氣簇射。其中的強子、新粒子集中在簇射軸心區，γ、e和X子可以擴展到半徑幾十米到幾公里的面積上。因此須用大量不同類型的探測器布成陣列來觀測。多數陣列在海平面，也有在高山的。一個綜合性的陣列包括：①心區強子探測器，觀測強子核作用級聯和能量。②心區電子探測器，主要是塑膠閃爍計數器或火花室等。觀測簇射軸心位置、心區電子密度和空間結構，特別是觀測多心結構研究核作用過程中的大橫動量現象。③快時間探測器（四個以上的塑膠閃爍計數器），安放在陣列中心區，測量簇射前沿結構和到達方向。④外圍電子密度計數器（塑膠閃爍計數器），測量簇射電子密度及其橫向分布，確定簇射大小和原初粒子能量。⑤X子探測器。將塑膠閃爍計數器或正比計數器放在一定吸收物下面（或地下），分布在陣列外圍,測量簇射中一定能量以上的X子密度及其橫向分布。⑥大氣切倫科夫和螢光探測器。用光電倍增管在無月清澈夜晚對準天空觀測簇射中的帶電粒子激發空氣分子而產生的切倫科夫光和大氣螢光，可以研究單個簇射在大氣層中的縱深發展，以便研究核作用機制，鑑別原初粒子類型。
此外,高能X子物理研究中，在海平面也用大型磁譜儀測出X子在磁場中的偏角，確定X子動量，從而研究高能宇宙線X子的能譜及其與物質的作用過程。
地下觀測 地下觀測主要是研究超高能X子和中微子。因為宇宙線中的強子、e、γ和低能X子都被地層吸收，只有高能X子能穿入地下。觀測方法是用多層吸收體和閃爍計數器（或正比計數器、氖管描跡儀等）交替疊放組成X子望遠鏡或描跡儀,記錄粒子的徑跡和作用圖像。例如圖5是蘇聯在礦井下850米水當量深度處的閃爍計數器望遠鏡，分為四層,總高11米,面積16×16米2。共有3132個閃爍計數器。他們用此裝置觀測超高能X束(圖6)，X子與物質的作用事例，以及超高能X子的天頂角分布和中微子產生的X子、反中微子產生的e+事例等。
