关注公众号

关注公众号

手机扫码查看

手机查看

喜欢作者

打赏方式

微信支付微信支付
支付宝支付支付宝支付
×

宇宙微波背景辐射

2020.10.06

宇宙微波背景辐射

1965年,美国贝尔电话实验室的彭齐亚斯(Arno Penzias,1933-)(左一)和威尔逊(R.W.Wilson)(左二)无意中发现了大爆炸理论预言的宇宙微波背景辐射。他们本想要使用一根大型通信天线进行射电天文学的实验研究,但因不断受到一个连续不断本底噪声的干扰,使得实验无法进行下去。那个噪声的波长为7.35厘米,相当于3.5k温度的黑体辐射,其各向同性的程度极高,而且与季节变化无关。几乎一年,他们想尽办法跟踪和除去这个噪声但丝毫不起作用,便打电话给普林斯顿大学的罗伯特·迪克(Robert Henry Dick, 1916~),向他描述遇到的问题,希望他能作出一种解释。迪克马上意识到两位年轻人想要除去的东西正是迪克研究组正在设法寻找的东西——宇宙大爆炸残留下来的某种宇宙背景辐射。彭齐亚斯和威尔逊获得了1978年诺贝尔物理学奖。

1966年,格雷森( Kenneth Greisen)、查才品(Georgi Zatsepin)和古兹文(Vadem Kuzmin)认为,高能宇宙线与微波背景辐射相互影响减小了能量,因此宇宙射线的能量应低于5 x 1019电子伏特。(右图为卫星记录的宇宙微波背景图)

宇宙线探测方式


直接探测法——1014eV以下的宇宙射线,通量足够大,可用面积约在平方公尺左右的粒子探测器,直接探测原始宇宙射线。这类探测器需要人造卫星或高空气球运载,以避免大气层吸收宇宙射线。

间接探测法——1014eV以上的宇宙射线,由于通量小,必须使用间接测量,分析原始宇宙射线与大气的作用来反推原始宇宙射线的性质。 当宇宙射线撞击大气的原子核后产生一些重子、轻子及光子(γ 射线)。这些次级粒子再重复作用产生更多次级粒子,直到平均能量等于某些临界值,次级粒子的数目达到最大值,W020101116405454848288.jpg称为簇射极大,在此之后粒子逐渐衰变或被大气吸收,使次级粒子的数目逐渐下降,这种反应称为“空气簇射”。地球地表的主要辐射源是放射性矿物,空气簇射的次级粒子是高空的主要辐射源,海拔20公里处辐射最强,100公里以上的太空辐射则以太阳风及宇宙射线为主。

空气簇射的成份主要以轻子居多,重子最少。探测空气簇射有三种方式:地面(及地下)阵列、切伦可夫望远镜、荧光望远镜(左图)。

地面(及地下)阵列通常需要多个带电粒子探测器组成,分布于广大平坦的区域,次级粒子才能有充足的取样,可全年操作。切伦可夫望远镜可探测由次级粒子产生的切伦可夫光,熒光望远镜可探测带电粒子游离氮气产生的熒光,这两种望远镜只能在夜间操作且需避开城市光源,平均操作时间只有10%。W020101116405454912861.gif

宇宙射线为来自太阳系以外的高能量粒子,能量约从109eV to 1020eV以上。在靠近地球的太空中,每秒每平方公分约有一个宇宙射线穿过。宇宙射线的主要成份是质子,及其它核种从氦核到铁核以上,甚至微量的镧系元素。人造粒子加速器其最高能量约为1013eV。右图显示了宇宙射线的能谱,横跨12个数量级的能量。能谱上有两个有重要物理意义的转折点,1015eV称为膝点(knee),3′1018eV称为踝点(ankle)。

极高能宇宙射线(Ultra High Energy Cosmic Rays: UHECR)主要研究1018eV以上的宇宙射线。为什么会有这么高的能量?它们的来源在那里?它们是什么粒子?这些都是宇宙射线物理学家的研究课题。

UHECR的研究与早期宇宙与微波背景、微中子与暗物质成为现代天文粒子物理学研究的三大主流。  

GAMMA 射线暴


伽玛射线是一种能量极高的电磁波,伽玛射线暴(gamma-ray burst,GRB)是指几十亿年前在遥远的宇宙深处发生的能量强烈释放,导致在极短的时间之内(千分之一秒到几分钟不等)就有大量的伽玛射线降临地球的现象。自1967年发现伽玛射线暴现象以来,这种宇宙伽玛射线暴究竟来自何处?很长时间以来都是一个谜,甚至被称为“天文学界的最大谜团”。这个现象吸引了许多天文学家投入研究。

近年来,随着人造观测卫星技术的不断进步和数量的不断增加,人类正在逐步揭开伽玛射线暴的起源之谜。特别是自2005年以来,利用美国2004年11月发射的“雨燕”号探测器和日本Hete-2号观测卫星的观测结果,在研究宇宙伽玛射线爆发的追本溯源方面,科学家们取得了许多重大成果。

早期宇宙起源研究


 1948 年,剑桥大学的天文学教授霍伊尔(Fred Hoyle,1915-2001)(左图)与邦迪(Hermann Bondi )、戈尔德(Thomas Gold )一起提出了“稳恒态宇宙理论”,该理论认为宇宙在大尺度上,包括任何时候和任何地方,都是一样的。在这个“稳恒态”宇宙中没有开始,没有结束。星系在各个方向上简单地飞离,就像烤蛋糕时蛋糕上的葡萄干随着蛋糕膨胀而远离。为了填补星系退行后留下的虚空并保持宇宙总的外观,他们假定物质在星系际空间无中生有地创生,物质的创生率(每立方公里每年产生一个粒子)恰好用来形成新的星系。

1948年,伽莫夫(George Gamow,1904-1968)(右图)和阿尔法(Ralph Asher Alpher,1921-)也提出了宇宙是从一个原始高密状态演化而来的理论,并请著名核物理学家贝蒂(Hans Bethe)一起署名,这一理论被称作αβγ( Alpher, Bethe,& Gamow )理论,霍伊尔在1952 年把它称为“大爆炸理论”(the Big Bang ),但他认为宇宙不会在一声爆炸中产生。

1949年,费米(Enrico Fermi,1901~1954)(左图)发表宇宙射线理论,尝试以超新星爆发的磁力冲击波来解释宇宙射线的粒子加速机制,但未足以解释最高能宇宙射线的存在。 

最初的迹象


宇宙射线的迹象在最初用游离室观测放射性时就被人们注意到了,起初曾认为验电器的残余漏电是由于空气或尘土中含有放射性物质造成的。

1903年,卢瑟福(Ernest Rutherford,1871-1937)(左图)和库克(H.L.Cooke)研究过这个问题。他们发现,如果小心地把所有放射源移走,在验电器中每立方厘米内,每秒钟还会有大约十对离子不断产生。他们用铁和铅把验电器完全屏蔽起来,离子的产生几乎可减少十分之三。他们在论文中提出设想,也许有某种贯穿力极强,类似于γ射线的辐射从外面射进验电器,从而激发出二次放射性。

1909年,莱特(Wright)为了搞清这个现象的缘由,在加拿大安大略(Ontario)湖的冰面上重复上述实验,发现游离数略有减小。

1910年,法国的沃尔夫(Father Theodor Wulf)在巴黎300米高的埃菲尔塔顶上进行实验,比较塔顶和地面两种情况下残余电离的强度,得到的结果是塔顶约为地面的64%,比他预计的10%要高。他认为可能在大气上层有γ源,也可能是γ射线的吸收比预期的小。

1910-1911年,格克耳(Alfred Gockel)在瑞士的苏黎世让气球(右图)把电离室带到4500米高处,记录下几个不同高度的放电速率。他的结论是:“辐射随高度的增加而降低的现象……比以前观测到的还要显著。”

这种源的放射性与当时人们比较熟悉的放射性相比具有更大的穿透本领,因此人们提出这种放射性可能来自地球之外——这就是宇宙射线最初的迹象。


推荐
热点排行
一周推荐
关闭