能量很高的初級宇宙線進入地球大氣後，同空氣中的原子核連續發生強作用和電磁作用，產生大量次級粒子的現象。
基本介紹
- 中文名：空氣簇射
- 外文名：air shower
- 能量值：高於1014電子伏
介紹,定義,探測方式,宇宙線,空氣簇射實驗,
介紹
定義
能量在10'4eV以上的宇宙線，由於通量小，只能採用間接測量，通過分析原初宇宙線與大氣的相互作用來反推原初宇宙射線的性質。當宇宙線與大氣的原子核發生碰撞後產生了一些光子(Y射線)、輕子和重子。這些次級粒子再重複作用產生更多下一級粒子，直到平均能量等於某臨界值時，次級粒子的數目達到最大值，這個值被稱為簇射極大值，此後粒子通過被大氣吸收或逐漸衰變，使次級粒子的數量降低，整個過程稱為“空氣簇射”。地面上的主要輻射源是放射性礦物質;高空的主要輻射源是空氣簇射的次級粒子，海拔在20公里處輻射最強，100公里以上的宇宙輻射的主要形式則是宇宙射線和太陽風。
探測方式
空氣簇射的成份中重子較少、輕子居多。空氣簇射的探測方式主要有三種方式：螢光望遠鏡、切倫可夫望遠鏡、地表或地下陣列。切倫可夫望遠鏡主要採集次級粒子產生的切倫可夫光;螢光望遠鏡可觀測到帶電粒子游離氮氣產生的螢光，以上兩種望遠鏡的特點是只能在夜間工作並且不能有明亮的千擾光源，因此平均工作的時間僅有約10%"'';地表或地下陣列則往往需要多個單元探測器組成，其特點是分布於廣闊平坦的區域，次級粒子事例很多，有可全年操作的優點。
利用散布在大範圍內的多個探測器組成的陣列來記錄空氣簇射粒子，可以把觀測超高能初級宇宙線粒子的有效面積擴大到一平方公里左右。有關極高能量初級宇宙線的知識（能譜、方向等），就是研究廣延空氣簇射得到的。對於能量高於 1011電子伏的宇宙γ射線，可以在地面觀測其空氣簇射所產生的切連科夫輻射。目前全世界共有廣延空氣簇射陣列近三十個，面積最大的在澳大利亞悉尼。
宇宙線
能量高於 1014電子伏的初級宇宙線可產生數萬到上億個粒子（絕大部分是電子和光子），它們分布在數百米距離內，幾乎同時到達地面。這種大範圍的空氣簇射現象叫做廣延空氣簇射。粗略地說，落到地面上的空氣簇射粒子總數，正比於初級宇宙線的能量。利用空氣簇射現象，可以在地面上探測能量極高的初級宇宙線。能量愈高，宇宙線粒子流強愈弱。每平方米麵積上，平均一個月才射入一個能量高於 1016電子伏的初級宇宙線粒子。
空氣簇射實驗
自從奧格爾發現了廣延空氣簇射時起，科學家們就在世界各地的一些荒涼不毛之地建造了越來越大的探測器陣列。
但直到20世紀60年代初，還沒有專門為探索能量超過10eV的最高能粒子的起源建造足夠大的陣列。麻省技術研究所羅西（Bruno Benedetto Rossi，1905-1993）研究組，在用閃爍探測器測量空氣簇射的技術上作出重要貢獻。
林斯利（John Linsley，1925-2002）領導的研究組在新墨西哥州遙遠的火山牧場區（Volcano Ranch）建造和操作著這個新的陣列。第一套巨型陣列由19台探測器組成，每台的面積是33平方米，分布在8平方公裡面積的地面上。火山牧場陣列運行了3年，蒐集到能量高於10eV的簇射1000次，為有關知識基礎作出了基本貢獻。
林斯利通過他的陣列還獲得了一項和各向同性結果同樣重要，但更激動人心的發現。1962年的一天有個特別的空氣簇射降臨到陣列上，廣闊分布的探測器探測到很大數量的簇射粒子。一般典型的簇射只有四五個探測器記錄下粒子通過，而這個特別的簇射有15個探測器作出記錄，粒子數比通常的簇射多得多。詳細分析之後得出的結論是，這次簇射是由一個能量超過10eV的宇宙射線粒子激發出來的，它是那時觀測到的具有最高能量的粒子，它比用奧格爾的先驅空氣簇射實驗探測到的粒子的能量大100,000倍。這個結果發表在《物理學評論通訊》(1963年)上，引起了廣泛的關注。這個宇宙射線粒子的奇異本性於3年之後，其重大意義顯得更加突出。人們認識到，這樣巨大能量的宇宙射線將同大爆炸火球遺留下來的冷卻輻射發生強烈的相互作用。
建在東京以西200公里明野（Akeno）地區的巨型空氣簇射陣列AGASA （Akeno Giant Air Shower Array）（右圖）由小到大，面積從1984年的1平方公里至20平方公里，到1991年的100平方公里，觀測站在視野和重要性方面也由小變大。100平方公里的巨型陣列使用了111個塑膠閃爍探測器，用來測量到達地面的空氣簇射，天頂角(zenith angle)約涵蓋至45度。另外還有27個混凝土覆蓋著的附加探測器，為測量簇射產生的貫穿力很強的μ子成分而建造。每個探測器都用光纖與中心數據收集站連結起來。
當宇宙射線粒子穿過空間時，會同充滿整個宇宙的低能質子相碰撞，從而損失能量。按照愛因斯坦的狹義相對論，來自銀河系以外、到達地球的宇宙射線，將遇到如此之多的減能碰撞，以至於它們最大可能的能量為5×10電子伏，這個數值被稱為GZK極限。1994年，AGASA和俄羅斯西伯利亞東部的雅庫次克研究小組分別報告探測到了 2 x 10電子伏特的宇宙射線。這一能量超過費米國家加速器實驗室Tevatron加速器可以加速的質子能量的1億倍。
1995-2005年，AGASA多次探測到超過GZK極限的宇宙射線。理論上它們僅能來自銀河系，但天文學家在銀河系卻未曾發現這種宇宙射線源。一種可能是AGASA的測量結果有誤，另一種可能性則是狹義相對論錯了。
一個龐大的國際合作項目Auger Project將取代AGASA的地位，它將分別於南美洲的阿根廷及北美洲的美國猶他州各建立一個面積約5000平方公里的地面陣列，並將在陣列中加入數個類似HiRes的螢光探測器。Auger試圖以混合地面陣列與大氣螢光兩種探測器的方式，了解兩種探測器的差異，互相校正能量定標，解決AGASA與Fly's Eye的衝突。HiRes與SLAC(Standard Linear Accelerator Center)現正聯手研究空氣在不同氣壓、成份下的螢光效率，對HiRes能量定標的問題會有很大的幫助。
