初級宇宙線

　　在地球大氣層外，尚未與大氣發生相互作用的高能粒子流（宇宙線）。其中包括在源區產生的粒子流及其在空間傳播過程中的次級產物。迄今，已在初級宇宙線中發現瞭元素週期表上直到錒系的幾乎所有的元素。粒子的能量從10³eV一直持續到10²⁰eV以上。初級宇宙線攜帶著有關產生源、銀河和日地空間的物質特徵和物理過程的資訊。因此它它的信息對於天體物理學、高能物理學乃至環境科學等都是很重要的。迄今為止，除瞭知道近處的太陽、木星對低能宇宙線有貢獻外，人們從實驗上尚未確切瞭解初級宇宙線的產生源在哪裡（見宇宙線的起源和傳播）。

　　觀測　對每核子能量低於10GeV的初級宇宙線，利用氣球、火箭、衛星或宇宙飛船運載的小型設備已作瞭較大量較精確的觀測。隨著能量的增高，由於流強的遞減，設備尺度要求增大，觀測時間要延長，難以廣泛進行直接測量，但也有少數大型氣球實驗，著力於獲取 10¹¹～10¹³eV能區的某些信息（例如質子和鐵核能譜）。在更高能區，有關初級宇宙線的信息，一般隻能從地面大型設備的長期觀測數據中間接獲取（見宇宙線的觀測）。

　　成分　初級宇宙線主要由各種元素的裸核組成。在不同能區它們的豐度比也不盡相同。在10⁶～10¹⁰eV能區，質子、氦核及其他元素的豐度比約為1:1/7:1/60。此外，初級宇宙線中還有中微子、X 射線、γ射線電子和反物質等。

　　通常用相對豐度來表示宇宙線中核及電子等其他粒子的豐度，並以某元素的相對豐度為100。如以質子的相對豐度為100，直到1TeV能量的測量給出，初級電子的相對豐度約為1。迄今實驗上隻發現瞭e⁺和P兩種反粒子，正電子的相對豐度約為0.1左右，在10GeV能區反質子的相對豐度為(5.2±1.5)×1^-4。初級宇宙線的成分可以按元素成分劃分，也可以按同位素成分劃分。

　　元素成分　即電荷成分。在低能區，已精確地測量瞭由H到Ni的所有元素豐度。圖1表示瞭衛星運載的儀器在每核子能量為70～280MeV時測得的 Z≤28的宇宙線元素豐度（或稱宇宙線豐度）分佈。從整體看，它與太陽系、銀河系的物質的平均元素豐度（又稱宇宙豐度）分佈相似：都以氫和氦為主要成分，對Z≥6的核都有明顯的偶奇性；但在兩個局部有顯著的差異: ①宇宙線中的Li、Be、B的豐度比宇宙豐度大（稱為超豐）約10⁶倍， 說明這些元素大多是較重的宇宙線核在宇宙空間與星際物質相互碰撞(如C、N、O的散裂反應)的次級產物；②Z=21～26的元素的豐度比宇宙豐度約大10～10²倍，這可能是因加速過程導致的。

　　1965年後，在宇宙線中陸續發現比鐵重的元素。現在，對初級宇宙線的元素測量已作到瞭錒系。圖2表示Z=25～60的宇宙線超重核豐度分佈，並與太陽系的元素豐度分佈對比。一般說，與較輕的核相比，宇宙線超重核的豐度分佈更接近於源的豐度分佈，可認為，它們在某種程度上能代表源區內部熱核反應等過程產生的物質的分佈。在較高的能區，宇宙線中有重核豐度增加的趨勢。

　　在超高能區，主要依靠廣延大氣簇射（見超高能宇宙線），實驗間接提供信息。由於問題涉及到各自采用的超高能區核作用模型假定，對初級成分的解釋目前還很不統一。但有許多證據顯示，雖然在10¹⁴～10¹⁶eV區間存在重核豐度增加的跡象，但氫核仍占相當大的比例。

　　同位素成分　即諸元素的同位素的成分。研究宇宙線中的同位素，是研究宇宙線源和宇宙線傳播的一種有效手段。例如，可以從²H和³He的豐度去估計在星際物質中宇宙線的路程長度；從對³H和¹⁰Be的同位素觀測得到地球附近和銀河內宇宙線的壽命；從¹³C對¹²C的相對豐度比瞭解宇宙線源中的核合成類型等。

　　目前已測量瞭氫、氦等輕元素以及氖、鎂、矽、鐵等的同位素豐度。目前，已公認宇宙線²²Ne對²⁰Ne的相對豐度比太陽系的大數倍，Mg的同位素也可能有類似的情況。它們為解釋銀河宇宙線起源問題提供瞭一些線索，但畢竟還是正在探索中的問題。

　　能譜　初級宇宙線的能譜簡稱初能譜。它聯系到宇宙線的起源、傳播、調制及相互作用等多方面問題。但由於實驗上的難度更大，一般隻能給出全粒子譜。質子譜和電子譜已作到TeV以上，但其他元素，如He、C、N、O、Ne等，隻在低能區(每核子能量≲GeV)才有能譜數據。在低能區，能譜出現瞭一些復雜的情況。例如，在每核子能量≃10MeV附近的He、O反常超豐；一些元素的能譜走向有一個方向反轉。以質子譜為例，它在≲10MeV積分流強I(>E)∝E^-3，而在約10MeV～1GeV又反轉到接近於I(>E)∝E。這種結構及譜的細節隨時間的較大變化，說明太陽粒子流對低能宇宙線的貢獻及銀河宇宙線受到太陽活動噴發的帶有磁場的等離子體流(即太陽風)的明顯的調制。

　　在高能區，能譜都可用I(>E)∝

的負冪律形式來表達。圖3表示上述能區的質子和電子初能譜。其中低於1GeV的部分，在太陽寧靜期和活動期有顯著的不同。

　　在超高能區，全粒子譜在兩處表現出典型結構。一是在稍高於10¹⁵eV處的譜形變陡，稱為“膝”（積分譜冪數γ值從約1.7變到約2.2）；另一處是在10¹⁹eV附近譜形變平，稱為“踝”（γ變到1.35），如圖4所示。對其成因，有與宇宙線起源和銀河磁場有關的種種解釋，但迄今尚無統一完滿的結論。此外，由於極高能宇宙線在它漫長的旅途中，會與充滿宇宙的3K微波背景輻射發生光核反應，理論預言，初能譜將在稍高於 10¹⁹eV的地方發生高能截斷。但實際觀察中並未出現這一情況，從而為超高能宇宙線起源的研究提出瞭新問題。

　　各向異性度　來到地球及近地空間的宇宙線，一般具有10⁶～10⁸年的年齡，它們在其漫長的旅途中受到銀河、太陽和地球磁場的調制和約束，有與星際磁場、氣體和背景光子相互碰撞的曲折歷史，多半已“忘記”瞭其產生源的方向(中微子、光子除外)，而具有各向同性的性質。但是E>10¹⁴eV的粒子，將不受太陽磁場的偏轉， E>10¹⁷eV 的粒子在磁場作用的拉莫爾進動半徑將大於銀河系的尺度，從而能指示出其產生源的方向。圖5表示隨能量的增長各向異性度增長的情況。圖的橫坐標為宇宙線粒子的能量，縱坐標是宇宙線強度隨赤徑變化的傅裡葉分析的第一諧波振幅。可見，在E＜10¹⁴eV，宇宙線是各向同性的；E>10¹⁴eV後，各向異性度明顯上升。E>10¹⁹eV後，幾乎所有的宇宙線都來自高銀緯。這些情況究竟意味著什麼，與能譜的結構有無內在的聯系，尚待進一步積累更多的廣延大氣簇射事例，才能得到明確的認識。

　　

參考書目

　G.Setti， G.Spada and A.W.Wolfendale，ed.，Origin of Cosmic Rays，D.Reidel Publ.，Dordrecht，1981.

　S. Hayakawa， Cosmic Ray Physics， Wiley-Interscience，New York，1969.