|||||| 更多
比特客户端
我们也在这里：
八万公民科学家绘制“手抄版”30万星系地图
关键字：星系 星系动物园2
　　图中显示的为NGC 4565星系，是一个盘状星系，我们观测的角度为侧向，几乎看到了整个星系的剖面情况
　　据国外媒体报道，研究人员发布了包含至少30万个邻近星系的庞大目录，其中有超过8.3万名公民志愿者参与分类，对观测数据中的1600万星系进行检索筛选，获得的信息量大约为30万个星系，科学家认为这项调查有助于我们更多地对宇宙进行了解。图中显示的为NGC 4565星系，是一个盘状星系，我们观测的角度为侧向，几乎看到了整个星系的剖面情况，中央核区也出现的了隆起现象，还存在颜色逐渐加深的尘埃盘。科学家认为我们对星系进行研究，可了解恒星形成和星系旋转速度相关联的现象。
　　本项计划被命名为“星系动物园2”，其中有许多公民研究人员加入，他们是一些天文爱好者，对观测数据的分类是一项庞大的计划而繁琐的计划，通过电脑对星系的大小和颜色等属性进行分类还“马马虎虎”，电脑软件可以识别这些星系特征，但是要对形状和结构进行分类，那只能靠人眼了。根据明尼苏达大学科学和工程博士后研究员凯尔威利特介绍：“我们已经能够收集到关于庞大星系特征的目录，对宇宙中数量巨大的邻近星系进行收集和统计。”世界各地研究人员开始检查数据，获得更加详细的星系类型情况。
　　2009年2月至2010年4月，“星系动物园2”的志愿者数量达到8万多人，他们筛选的数据来自斯隆数字巡天图像，较为简单的星系分类方法如是否为螺旋星系，还有旋臂的数量，是否具有类似银河系的特征，其中恒星较为聚集的区域大致情况如何，这些志愿者一般通过业余时间在网上进行工作。
　　天文学家通过巡天观测到的星系图像数据庞大，无法完成分类，但是电脑技术还无法识别更加复杂的特征，只能由志愿者进行。建立庞大的星系有助于科学家对银河系周围邻近星系进行调查，甚至有助于未来构建银河系周围的星系地图，对星际导航等技术有着重要帮助。
相关文章：
[ 责任编辑：姜静 ]
软件信息化周刊
比特软件信息化周刊提供以数据库、操作系统和管理软件为重点的全面软件信息化产业热点、应用方案推荐、实用技巧分享等。以最新的软件资讯，最新的软件技巧，最新的软件与服务业内动态来为IT用户找到软捷径。
商务办公周刊
比特商务周刊是一个及行业资讯、深度分析、企业导购等为一体的综合性周刊。其中，与中国计量科学研究院合力打造的比特实验室可以为商业用户提供最权威的采购指南。是企业用户不可缺少的智选周刊！
比特网络周刊向企业网管员以及网络技术和产品使用者提供关于网络产业动态、技术热点、组网、建网、网络管理、网络运维等最新技术和实用技巧，帮助网管答疑解惑，成为网管好帮手。
服务器周刊
比特服务器周刊作为比特网的重点频道之一，主要关注x86服务器，RISC架构服务器以及高性能计算机行业的产品及发展动态。通过最独到的编辑观点和业界动态分析，让您第一时间了解服务器行业的趋势。
比特存储周刊长期以来，为读者提供企业存储领域高质量的原创内容，及时、全面的资讯、技术、方案以及案例文章，力求成为业界领先的存储媒体。比特存储周刊始终致力于用户的企业信息化建设、存储业务、数据保护与容灾构建以及数据管理部署等方面服务。
比特安全周刊通过专业的信息安全内容建设，为企业级用户打造最具商业价值的信息沟通平台，并为安全厂商提供多层面、多维度的媒体宣传手段。与其他同类网站信息安全内容相比，比特安全周刊运作模式更加独立，对信息安全界的动态新闻更新更快。
新闻中心热点推荐
新闻中心以独特视角精选一周内最具影响力的行业重大事件或圈内精彩故事，为企业级用户打造重点突出，可读性强，商业价值高的信息共享平台；同时为互联网、IT业界及通信厂商提供一条精准快捷，渗透力强，覆盖面广的媒体传播途径。
云计算周刊
比特云计算周刊关注云计算产业热点技术应用与趋势发展，全方位报道云计算领域最新动态。为用户与企业架设起沟通交流平台。包括IaaS、PaaS、SaaS各种不同的服务类型以及相关的安全与管理内容介绍。
CIO俱乐部周刊
比特CIO俱乐部周刊以大量高端CIO沙龙或专题研讨会以及对明星CIO的深入采访为依托，汇聚中国500强CIO的集体智慧。旨为中国杰出的CIO提供一个良好的互融互通 、促进交流的平台，并持续提供丰富的资讯和服务，探讨信息化建设，推动中国信息化发展引领CIO未来职业发展。
IT专家新闻邮件长期以来，以定向、分众、整合的商业模式，为企业IT专业人士以及IT系统采购决策者提供高质量的原创内容，包括IT新闻、评论、专家答疑、技巧和白皮书。此外，IT专家网还为读者提供包括咨询、社区、论坛、线下会议、读者沙龙等多种服务。
X周刊是一份IT人的技术娱乐周刊，给用户实时传递I最新T资讯、IT段子、技术技巧、畅销书籍，同时用户还能参与我们推荐的互动游戏，给广大的IT技术人士忙碌工作之余带来轻松休闲一刻。
微信扫一扫
关注Chinabyte第八章　最高能宇宙射线和蝇眼（二）
< 免费电子书下载 < 点点记在线电子书
第八章　最高能宇宙射线和蝇眼（二）
巨星系与极小的自旋恒星
　　这个宇宙射线起源模型假定，既有银河系宇宙射线源也有银河系外星系宇宙射线源，但没有提出任何理由!至今没有人提出使人信服的解释，说明恒星、脉冲星、黑洞或整个星系，如何能把粒子加速到观测到的宇宙射线最高能量。我们知道，能够对粒子加速的源必须具备某些条件，但是看来候选源似乎都不能完全满足这些要求。这听起来像是对宇宙射线科研界的过分责备。不过许多人认识到，这儿正是吸引人们去努力追求的最迷人领域之一。宇宙射线天体物理学家相信，他们正处在即将揭露某些意料不到的惊人事物的边缘!诺贝尔奖获得者物理学家理查德?费曼1973年评论说：……在每件事物都被包装得完美无缺……所有实验都相互严格一致，并与理论符合时……人们将学不到任何东西!而另一方向，当实验之间矛盾重重――或者当观测结果按传统观念不可理解，或者当所有模型似乎都没有效果时……人们实际上正在前进，一次突破就在跟前等待着人们!
　　费曼说的是以实验室为基地的粒子物理学，但他的言论确实对处于最高能宇宙射线境况下的人们给予启示。
　　带电粒子的加速既需要磁场也需要电场。在天文环境中电场可能是由于某种方式的电荷分离产生的。如果由于什么原因，在一大块体积范围内，全部正电荷和负电荷分离开来，就产生了巨大的电势差(或电压)，于是形成了强大的电场。这时带正电荷的云所释放的质子被带负电荷的云的强大引力所吸引，于是粒子被加速而获得很大的能量。不过，不存在电场的话，从道理来说，磁场也能使粒子加速。
　　我们早已知道，磁场能对带电粒子的运动路径产生作用。如果磁场足够强，其实际作用结果有如一面反射镜，能使粒子完全改变方向。粒子物理学先驱物理学家恩里科?费米(EnricoFermi)在宇宙射线加速方向曾首先提出过一个比较旧但很受重视的想法，似乎能用在包含运动磁场的空间区域。假如一颗宇宙射线粒子被接近中的磁场区反射出去，它将从运动磁场区获得一些能量，从而使速度增加。每一次反射粒子只能积累很少一点能量，所以加速过程极度缓慢。一颗宇宙射线粒子必须在一个运动的磁场泡泡区域中反复弹跳几百万年才能得到足够多的能量。看来似乎是只要时间充分长，宇宙射线就能通过这种费米过程得到任意大的能量。遗憾的是这个过程会突然中止。当粒子能量大到某个量值时，它将不再由磁反射镜反弹出去，无论在什么情况下，最后都会到达这一时刻。这时，粒子会切穿磁势垒，结束这个加速过程。当然这要取决于磁场的强度和尺度。假如在充分大的体积内充满了磁场，则甚至高能粒子最终还是被偏转返回，可能加速过程还得继续下去。
　　某个具体天文环境是不是宇宙射线经受费米过程加速的适宜场所有一个理论指标，这个指标是平均磁场强度与该区域整体尺度的数字乘积。科学的说法就是，假定平均磁场强度为B，磁场区的直径为D，则B×D的最小值就表征着粒子能被加速达到的具体能量。如果B值很大，或D值很大，或者二者都很大，则能达到充分大的乘积。在所有这些情况下，宇宙射线粒子都会在磁场区逗留充分长的时间，直到加速达到那样巨大的能量。
　　关于这个B×D规律，首先要说明的是它是费米加速过程的绝对最小能量要求。乘积达不到这个最小值，这一场所就不符合加速过程的要求。特别是要获得较大B×D值，就需要磁场按某种方式运动，而且运动得越快越好。与快速运动的磁场泡碰撞将有更多的能量转移到宇宙射线粒子上。关于能量达到10^20eV的宇宙射线粒子的可能加速场所我们知道些什么?请记住，已经知道这类粒子确实存在，从而它们必定有其被加速的场所。事实是，宇宙间实际上不可能找到能让质子加速到这个必须的BD乘积能量值的场所，即便假定该磁场的运动速度接近光速也还是不行!这就是此时此刻这个理论碰上的根本问题。有两种类型的天体处于有可能担当这个加速场所角色的范围内，其实也都是勉强的解释!一种天体可以从银河系中找到，而另一种天体在银河系外更远的地方。
　　脉冲星是具有极大磁场的天体样本之一，其磁场要比太阳周围的磁场强大一万亿倍。尽管它们是一种体积奇小的天体(直径只有30千米)，但它的BD乘积仍然足够大，使它当之无愧地挤进了可以考虑的10^20eV高能宇宙射线加速场所之内。加速机制确实并不清楚。在宇宙射线从这个狭小的环境逃掉之前，整个加速过程一定是非常快的。无论怎样，脉冲星的磁场(和电场)出奇的强大。在其中存在着特定的加速过程，这至少是可以接受的!
　　另一个仅有的合理候选源与脉冲星也不会有太大的区别，它由活动星系喷流中的射电热斑构成。这些区域的磁场较弱，其巨大的BD乘积主要是由这种场所的巨大尺度造成的，其尺度之大起码和正常星系差不多。在这里，加速过程可能是一件从容不迫的事情。伴随着宇宙射线粒子与快速运动的磁场间的无规律偶然碰撞，它们被困在这种巨大容器之中会长达几百万年。已经观测到有大量物质从活动星系的喷流中以极高的速度喷射出来的证据。沿着高速喷射的物质同时存在着它携带的磁场，这正好是费米机制所要求的组成条件。射电热斑很可能是某种磁节点或喷流中的不规则性。热斑显示出是喷流中非常活跃的地方，已证实了电子在热斑中能被加速到几百万电子伏的能量。强烈的射电波辐射活动就是高能电子在节点中螺旋状环绕扭曲的磁力线时产生辐射能量的现象。热斑确实是个极其强大的区域，但它足以强大到能把质子加速到比电子能量高100万亿倍的极高能量吗?
　　答案须深入细节去寻找――不规则性磁场的速度、连续磁场的均匀性以及该区域的尺度。似乎上述这些地点就是最高能量宇宙射线的主要争夺者。射电热斑和脉冲星二者从理论上看都可能入选，但是因为射电热斑在重要参量的数值上允许有更大变动余地，所以理论家们更倾向于射电热斑。我们对射电热斑所知道的要比对脉冲星知道的少得多，所以容易编造理由把射电热斑当成最高能量宇宙射线源!真是不凑巧，没有碰到既具有射电热斑的尺度又具有脉冲星的磁场强度的空间区域。这种二者兼备的区域准能把粒子加速到超过观测到的最高能量粒子的能量!这种区域或许在什么地方肯定存在着?天体物理学教给我们的经验是，说&不可能&是要担风险的!
神秘的CygX^3(天鹅座X3)
　　虽然看来脉冲星不像是把宇宙射线加速到最高能量粒子的场所，但却很可能是加速到10^18eV能量的较好场所。在这个研究范围，看起来已经取得一些实验证据，它们大多是由蝇眼实验和AGASA阵列揭示出来的。这与叫做CygX^3(天鹅座X^3)的银河系X射线星有关联。这个天体是在天鹅星座中发现的第三个X射线源，是在1966年用火箭观测发现的。其后1970年乌乎鲁(Uhuru)卫星(NASAX射线观测卫星，以斯瓦西里文的一个单词命名，意思是&自由&)的观测显示，来自这个天体的X射线信号，也和来自另外一些X射线源的信号类似，有周期性变化。这种周期变化现象向人们提示，CygX^3不是一颗单一的恒星，而是两颗星在作相互轨道绕行。天文学家们认为，其中一颗是中子星，它的强大引力正把另外那颗主序星伴星大气中的物质剥夺过来。被吸引过来的气体明显地汇聚成环绕着致密中子星的一个盘状物。摩擦使得气体被加热，于是产生了X射线。随着巨大伴星围绕着中子星每48小时在轨道上转一圈，就出现周期性地把X射线源挡住的现象。于是X射线强度随之出现周期性的强弱变化。像CygX^3这种射线双星是一类稀有天体，在银河系和最近的星系(大、小麦哲伦云)中，总共只发现了十几颗这样的天体。在高能天体物理学领域，这类天体属于在全波段上研究得最多的某些天体之一，其辐射能量范围从射电波直到X射线甚至更高。
　　CygX^3是观测到还发射γ射线的少数这种辐射源之一。但令人遗憾的是，由于信号水平很低，观测结果的确实性并不明显。如果γ射线的观测结果确实无误，就能帮助解决有关宇宙射线产生的某些秘密。我们从前面的第七章得知，在20世纪80年代早期采用地面阵列对CygX^3进行的观测，看来表明这个源正在发射10^15eV能量的γ射线。在X射线双星系统中产生γ射线的最有希望的各个模型都提到，γ射线的发射实际上是宇宙射线加速的副产品。宇宙射线是在强磁场和强电场的典型环境中产生的，随着该系统中新的供能粒子的存在就会释放γ射线。当宇宙射线与伴星大气中的气体核发生碰撞时，产生微小簇射，γ射线就是那些级联中的一部分。1984年，里兹大学的希拉斯考察了来自CygX^3的γ射线信号。从这些数值反向推算，他指出单独CygX^3一个天体就能承担起银河系中全部观测到的宇宙射线粒子的加速任务!而且所有粒子的能量都能至少达到10^１６eV。这是一个令人吃惊的思想。凭借这个想法，人们可以争得经费，建造越来越大的地面阵列，以便用更高的灵敏度对CygX^3进行观测研究。你可能已经想起来，遗憾的是这些阵列刚建造好，CygX^3就熄灭了!至今仍未停止关于该发射源是否真正发射过γ射线的争论。但我们知道，它在其他电磁能谱区的辐射也是分散的，所以许多人认为在发射γ射线上，它也是个特例。
　　1986年，是CygX^3歇斯底里大发作的时期，蝇眼研究组的两个成员杰里?艾尔伯特(Jerry Elbert)和保罗?索末尔斯(Paul
Sommers)当年对检测器获得的簇射到达方向的资料进行了考查。他们在分析中把蝇眼取得的全部宇宙射线到达方向的数据都绘制在天球图上。最后完成了一张天空不同部位所到达宇宙射线分布密度的彩色图。横跨天空彩图最大的变化是由所谓曝光效应造成的。天球的某些部分每天通过犹他州阵列的视野，但也有些天空部分蝇眼检测器不易接近。例如，银河系中心的天空位置只能从南半球观测，当艾尔伯特和索末尔斯把曝光效应改正之后，他们发现，在天球图上相当于宇宙射线到达方向最密集位置的最明亮点，落在了CygX^3的方向上!
　　这能说明宇宙射线是CygX^3发射的吗?经过谨慎的分析之后指出，这个信号只能是银河系中从其他地方来的宇宙射线粒子偶然汇集于这个方向的现象。不管怎么说，这个现象发生的概率很小，大约只有1/1500的机会。就使得每个人都信服CygX^3正是高能来源说，这样的确定性水平还很不充分。另一方面，也有许多人认为，天空最热点恰好与高能天体物理中研究最多的源之一符合一致，这是非常值得认真对待的事情。艾尔伯特和索末尔斯所分析研究的蝇眼数据所覆盖的时间从20世纪80年代早期一直到1987年。就其他研究组来说，核查数据资料寻找类似信号，显然是一步重要的研究工作。
　　泄露给人们的是不令人满意的难以理解的结果。日本的AGASA研究组分析研究了Akeno阵列不同发展阶段所取得的数据。他们从CygX^3揭示出一个与犹他结果的强度和统计确定性相同的信号。就犹他实验的工作者和CygX^3精神的信仰者倾刻受到的鼓舞来看，这确实是一件重大新闻，但仅是昙花一现。消息很快也从A?瓦特逊(Alan
Watson)和哈佛拉公园研究组传来，他们也都搜寻了蝇眼和Akeno研究组同一时期的资料，但他们没能从那个发射源找到任何信号!哈佛拉公园天空图中天空的那一部分十分单调，没有从CygX^3发出额外辐射的任何证据。对于这种奇异的不一致仍然没有舆论裁决。如果没有Akeno的观测结果，哈佛拉公园的数据会使许多人相信，犹他观测结果是统计上的侥幸事件，1/1500的聚集机会真的发生了。但是，Akeno的认可完全改变了论据，使得人们直到今天还在搔头皮。
　　假定CygX^3的结果是真的，就要问从它发射出来的是哪种粒子?信号出现在蝇眼和Akeno阵列接收到的最低能量3×10^17eV附近。质子以如此低的能量不可能沿直线路径穿过星系磁场。显然结论首先是，极高能量γ射线引发了这些空气簇射，使其成为曾观测到的最高能量光子。但有人在几年前提出了另一个可能性，提出者中包括密执安大学的L?琼斯(Larry
　　琼斯指出，因为中子不带电荷，可以不受阻挠地穿过磁场。对于自由中子(即未被束缚在原子核中的中子)来说，惟一的问题是它会衰变掉。实际情况是，如果把一颗中子放进实验试管中，最典型的观察结果就是，在15分钟以内它会衰变成一粒质子和一粒电子!从表面上看来，中子的寿命不长，不能胜任在恒星间作长距离旅行。但是琼斯和其他人指出，如果中子以接近光速的速度运动，爱因斯坦狭义相对论中提出的时间变慢效应，能使自由中子跨越星系的旅行成为可能!对具有蝇眼能量的粒子来说，中子的时钟走得极慢，地球上15分钟等于它的30，000年。换句话说，爱因斯坦的理论预示着，如此巨大能量的中子能穿越空间3万光年距离而不衰变。CygX^3这一恒星系统与我们之间的距离比3万光年略近一些，来自CygX^3的信号认为是中子是可以接受的。这种中子有可能是发射源加速带电粒子时的副产品。令人遗憾的是，中子产生的空气簇射看来很像γ射产生的空气簇射。例如，碰巧它们引发的两种类型的空气簇射，达到最大尺度时的大气深度都在3×10^17eV能量上。所以，如果确实出现过那个信号，它的真实身份还是个谜。将来的观测实验计划中，必须设计出从γ射线簇射中鉴别出中子簇射的方法。我们期待着从CygX^3的数据资料中获得有关中子的信号。
　　对这个特具魅力的天体最后再说几句。自1987年以来，蝇眼一直没有观察到来自CygX^3恒星系统的任何信号。可是另一方面，Akeno研究组在20世纪90年代早期观测到它的两桩有关辐射的发射情况，都伴随有很强的射电波爆发。自从1972年9月起，CygX^3的射电能谱范围的变化剧烈，当时安大略的一台射电望远镜观测到首次爆发。该双星系统由温和的射电源一跃而成了天空最明亮的射电源之一，在几天之内射电强度增大了吓人的1000倍。前20年间观测到另外五六次射电爆发。在其中的两次爆发期间，AGASA阵列检测到了明显的宇宙射线信号。令人遗憾的是，两次的信号都不强，而且蝇眼和哈佛拉公园也没观测到。哈佛拉公园阵列于两次事件前已经关闭，而蝇眼在事件期间观测不到CygX^3。爆发出现在一年中(射电)源与太阳正处于同一侧天球上的时期，显然不能被夜晚才能工作的蝇眼检测器查觉。
　　CygX^3的活动激起了澳大利亚物理学家核查SUGAR阵列所记录的南天半球类似的发射源有关信号的愿望。建在新南威尔士的SUGAR阵列，看不到天鹅星座，可是能看到一些其他X射线双星。但是，SUGAR阵列确定入射的宇宙射线方向的能力并不如北方的实验那样好。悉尼的实验者们选择的是用稀疏的阵列来覆盖尽可能最大的面积。终于完成了对两个天体的探索，一个是位于南冕星座有着奇特名字2A1822371的双星。另一个是位于我们邻近星系大麦哲伦云中的类似发射源LMCX^4。两个天体在较低的能量区都发出γ射线，都看成是适宜的候选者。已知它们每个双星系统各自环绕质量中心在轨道上运行的周期分别是，1822约为6小时，LMCX^4约为14天。特别引起人们注意的是，发现来自1822和LMCX^4方向上的SUGAR数据都分别调制着相应的周期。就是在轨道周期的特定时间阵列能记录到较多宇宙射线，但是这些结果的统计权重很低，都还停留在可信度的边上。但连同CygX^3的结果，指出有一类重要的天体，在我们银河系中担负着加速许许多多宇宙射线的任务，于是新的检测器又瞄向一个重大目标。
超星系平面――我们的星系际邻居
　　让我们再回到对能量高于10^19eV的宇宙射线的讨论。我们已经知道，这个能量周围的能谱斜率的改变，形成踝状部分，指明这些粒子起源的不同类别。由于这些粒子具有极高的能量和携带着很小的电荷，所以我们相信它们冲过宇宙磁场时受到的偏转较小。可是，直到最近的测量结果显示，这些粒子的到达方向似乎还是均匀地分布在天空的各个地方。天空任何部分都看不出有到达方向略显汇聚的迹象。这便是使从事这一观测研究的每个人感到最大的失望之处。归根结底，这一领域的大多数实验者，从火山牧场的林斯利和哈佛拉公园的威尔逊开始，就期望宇宙射线的起源在十数年之内通过他们的观测实验会得到解决。30年过去了，虽然排除了许多疑难，但仍然面对着很大困惑。很难找到一个宇宙射线物理学家，他会坚信最高能量宇宙射线粒子是在银河系以内产生的。不过，没有发现到达方向存在明显的聚集现象的事实，并不说明宇宙射线源就在所有的方向上，当然，问题还是由于缺乏数据。30年来，全世界只观测到能量在10^19eV以上的宇宙射线1000例，其中只有100例能量高于6×10^19eV。天图上没有显示出这些粒子的到达方向存在任何聚集现象，或许并不令人吃惊。要想查明到达方向到底是否有任何不显著的聚集现象，还需要统计技术的帮助。
　　但是到底应该向什么地方查看呢?如果我们假定宇宙射线是在银河系以外的其他星系起源的，须考察宇宙射线到达方向是否与星系方向有关才有道理。你如果到郊外去看夜空，就会看到银河像一条宽宽的星带从地平线到另一边地平线。在这条星带的外面你所看到的星星点点，其中有些实际上是遥远的星系。假如通过大望远镜把所有这些星系都绘制成图，就会看出它们均匀地分布在天空上。换句话说，宇宙在大尺度上是各向同性的。因为我们知道星系有成群结队的趋势，所以在较小的尺度上并不真正各向同性。我们所在的星系是20来个星系所组成的一群之中的一个成员，这群星系被称做本星系群!其中最突出的星系是我们的星系和仙女座星系。其余大多为矮星系和大、小麦哲伦云那样的不规则星系，但它们却形成了直经约在400万光年的一个独特群体。在不很远的地方，约在5000万光年的距离处，就是室女座星系团，它是直经约700万光年之内聚集着1000个星系的大星系团。由于离我们相对较近，而且范围较大，这个星系团在北半球的夜空中外观显著。室女座星系团中包含着一些引人注目的天体，包括三个巨椭圆星系，它们每个都大到足以把我们整个本星系群吞下去!
　　当你听说星系团倾向于成团存在时，可能不会感到惊奇。例如，我们的本星系群和室女座星系团就是同一个星系团的集团的成员，称为超星系团，其直经约有1亿光年。实际上，统观宇宙会使我们想到星系的分布就像一把把的肥皂泡似的。星系所形成的结构类似于一些被空洞隔开的墙，所谓空洞就是星系较少的地带。那么，对宇宙射线起源来说这种结构意味着什么呢?
　　因为我们实际上并不需要考察很远的地方，所以宇宙结构的复杂性质对我们来说可以简化。我们知道，由于格雷森扎采品效应，宇宙微波背景的存在为能量高于6×10^19eV的宇宙射线质子能行进多么远的路程设置了极限。即便是最远的限度，也只能期待最大距离为3亿光年。对可能是重核的宇宙射线也存在类似的距离限度，它们在星系际空间与背景辐射光子的碰撞，使它分裂成碎片。如果我们现在把考察范围局限在3亿光年以内的全部星系上，会发现它们的分布是相对均匀的，但显出某些墙和洞的迹象。特别应当提到的是，有一条墙形结构，是20世纪50年代由法国美国天文学家G?伏库勒(Gerardde
Vaucouleurs)发现的，这个墙状结构包含着我们的本星系群，室女座星系团以及其他邻近的星系团。这条墙形结构被称做超星系平面。开始宇宙射线物理学家对这个平面并不在意，直到20世纪90年代初，当在欧洲工作的一位澳大利亚天文学家P?沙佛尔(Peter
Shaver)发现了一些相当重要的事件之后，才引起特别的兴趣。在沙佛尔绘制的显示附近强射电星系(而不是全部星系)位置的天图上，发现超星系平面变得更加明显。似乎3亿光年以内的全部强射电星系都处在这个超星系平面约20度以内的地方!把那些强射电星系当成首要的宇宙射线源候选者，引起了部分宇宙射线研究领域的研究者们的关注。
　　特别是，哈佛拉公园阵列的瓦特逊和J?劳埃德伊文斯(Jeremy LloydEvans)以及两位有创新才能的理论家T?斯坦尼夫(Todor
Stanev)和P?别尔曼(Peter Biermann)，决定再一次对来自哈佛拉公园、火山牧场以及伊尔库茨克的数据资料进行检验。他们渴望知道到底有没有宇宙射线由超星系团平面发出的任何线索。1995年发表了他们的研究结果，由于他们确实从数据检验中找到某些超星系方向上宇宙射线到达方向的聚集迹象，所以在天体物理学界激起了很大兴趣。这个研究组所提出的问题是，如果假定最高能量宇宙射线就是从天空所有方向上到达的，那么偶然观测到的汇聚的到达方向其概率有多大?到达方向均匀的假定是适宜作出检验的假说，如果这个概率很小，则为可供选择的假说所提供的权重侧重在宇宙射线的到达方向并不均匀。计算表明，观测到偏离均匀性的概率为0.035。数值虽小但并没有小到足以确认超星系平面就是宇宙射线来源之一。
　　疑惑依然遗留在许多人的心中，认为瓦特逊和他的同事们不够幸运，观测到一个偶然的方向聚集而不是均匀的到达方向?这个工作仍然在鼓励其他人把超星系平面当作有可能的宇宙射线发射源区域来对待。在阿德莱德学习的一个学生L?秋莱(Lisa
Kewley)和她的两位导师一同考察了南半个天球，看那里是否存在着类似的来自超星系的成团到达现象。SUGAR阵列是南半球建成的惟一检测系统，它监视的天空区与其他检测系统很不相同。它能看到北方阵列看不到的超星系平面区域。但是非常令人失望，在秋莱小姐考察宇宙射线最高能量SUGAR事例的到达方向时，该超星系平面附近未见有成团到达的迹象。显然这就又引出某些有趣的问题。难道北半个天球取得的结果错了吗?还是超星系平面南方区域的星系所产生的宇宙射线粒子数与北方区域的有所不同?看来僵局还得留待观测到更多最高能星粒子之后才有可能打破。所幸不一定需要再等待30年，第一流的新型检测器有的正在建造有的正在设计。前进的步伐会不断加快。
高分辨率的蝇眼――&HiRes&
　　尽管蝇眼检测器过去的观测实验相当成功，还是没能解决关于最高能量宇宙射线起源的根本问题。许多人对此都感到失望，而直接推动该项实验的卡西迪更是如此。卡西迪把自己专业生涯的大部分时间精力投入到这里。20世纪80年代后期，他的兴趣开始转向其他方向。他买到一辆红色高速跑车，另外还开始写教科书，科学工作也转到物理学的其他领域，甚至包括生命力学。大家都认为这是宇宙射线研究领域的很大损失，可是卡西迪一直迷恋着改变后的兴趣方向。不过他的原研究组中还有些其他资深成员准备继续干下去，其中有卡西迪在康乃尔大学时的同事G?洛赫(Gene
Loh)和P?索考尔斯基(Pierre Sokolsky)。他是一位宇宙射线研究领域的新来者，先前在纽约的布鲁克海汶国家实验室作中微子物理学工作，后来才到到犹他研究组。当时是1987年，开始计划向第二代蝇眼检测器进军。在若干年前，卡西迪和研究组其他成员已经非正式地对新的计划有所考虑，只是到了这一年才开始进行认真计算。目的是向资金经办机构美国国家科学基金会提出申请报告。方向很明确，为了增加观测事件率，新检测器必须能对更远的簇射进行检测。
　　最初的蝇眼能在1000平方千米的面积上检测最高能量空气簇射，这还很不够!新检测器的检测面积至少需要比这大5倍。要想看得更远的一个明显的办法就是加大光线收集器――反射镜的面积，这样就能捕获到从更远的簇射发出的微弱闪光。新反射镜将用2米直径的，而不是原来所用的15米的。这样反射镜的面积可以增大的因数略小于2。在反射镜焦面上放置的光检光电倍增管情况怎样呢?在原来的蝇眼上使用的光电倍增管所给出的图像是一系列六角形象素，每个象素约横跨5°。这样粗糙的天空图像需要作改进的理由起码有好几条。首先，新检测器所要观察的簇射距离很远，因而簇射长度相应的视角很小。出现在30千米外大气底层10千米的大部分簇射的展开活动，其张角只有20°。整个簇射只能填充在4个蝇眼光电倍增管的象素之内，所以只能取得亮度与到达时间的4组测量数据。另外，即便是较近的簇射，能获取到簇射展开的较细的情节，其好处也是显然的。在确定到达方向、计算能量和宇宙射线质量上，将使得检测器的功能得到改进。从科学观点和经费许可两方面来看，犹他研究组认为把象素直径定成1°是较为理想可行的。可是，象素直径按因数5减小时，覆盖天空同样面积所需要的象素数量将按因数25增大!高分辨率的新蝇眼设计方案&HiRes&就是按照这个要求建造的。
　　从启动HiRes计划的时候起，有一件事就很明确，那就是沿着蝇眼Ⅰ和蝇眼Ⅱ的立体观测的成功路线继续前进。我们已经讨论过，用两套分离的蝇眼检测器观测簇射显著地改善了宇宙射线到达方向和能量的测量精度。HiRes方案是个雄心勃勃的计划。该研究组将建立三个HiRes站址，各站建在等边三角形的顶点位置，边长为15千米。比相互距离为3千米的老检测器布局增大了很多，可以想见到HiRes的威力之大。这个计划还显示了犹他研究组的实验者们集中攻克最高能量(最明亮)宇宙射线簇射的愿望与决心。每个站址上都包括一共78台反射镜，每台反射镜的焦面上都群集着256只光电倍增管。换句话说，HiRes设计要求采用的光电倍增管竟多达60000只!这项计划绝不是犹他研究组独自能够对付的。索考尔斯基说服他的研究中微子物理学的老同事们作为合作者来参加这项计划。从哥伦比亚大学和伊利诺斯大学来参加的那些研究组，对粒子加速器上进行的大型实验很有经验，能把工程和物理方面的经验和知识注入该项计划。1992年，来自阿德莱德大学的宇宙射线研究组在同蝇眼有过长期合作的基础上也正式加入这项任务。在以往合作的十年中，曾有4位阿德莱德大学的哲学博士毕业生在研究计划中拿到了研究职位。
　　20世纪90年代初，并不是向美国基金经办机构申请巨额经费的好时机。那时对整个HiRes计划所要求的大约1500万美元的经费一直未能完全如愿。不过，从首要的基金经办机构国家科学基金会得到的资助，从其帐簿记录来看，强度从来不亚于任何其他计划项目。当前，已经取得了对一项规模有所降低的计划版本的全额资助。这个计划版本由分布在两个检测站址的总共72台反射镜单元构成。这是第一阶段的目标，建造工程计划到1999年完成。(第二阶段的目标还是完成原来的计划版本，大概要到第一阶段工程的末期才会得到资助。)两个站址中的一个就设置在达格威(Dugway)试验基地原蝇眼旧址小花岗岩山。第二个站址设置在荒漠谷另一侧离第一个站址13千米远的驼脊山。荒漠谷一带用于美国陆军军火试验。从1992年起，在两个站址上，利用原型反射镜单元已经收集到完全超过原来期望的大量的优秀簇射数据。HiRes的合作成员们正在期待着第一阶段工程的最后完成。到那时，检测器的收集面积将超过5000平方千米，每一个高能簇射都能被两处HiRes站址监测到。那时就会得到从未有过的宇宙射线簇射最佳测量数据。对能量高过10^19eV的宇宙射线，每年达到300的数据率，必定会把这个研究组推上最后拣出能谱踝形周围事物本质是什么的最优越最权威的地位。下列这些问题将有望得到回答：格雷森扎采品截止真的存在吗?最高能量区的宇宙射线全部都是质子吗?宇宙射线到达方向的出发点能倒推到超星系平面吗?
曾经观测到的最高能量粒子
　　早到1993年，HiRes计划的资助地位就已得到大幅度提高。当时，有位名叫戴宏跃(Dai Hongyue)的中国年轻科学家，那年正是他在犹他宇宙射线研究组工作的第四个年头。为了编辑宇宙射线能量谱，戴宏跃正在对原来蝇眼取得的资料进行数据分析。在检核过程中有一部分工作是在计算机显示屏上展示大气中空气簇射展开的图像。每个簇射事件，都要把测得的簇射尺度如何随着簇射一步步深入大气而变化的图像展示在屏幕上。他很快地把一张张图像中未作充分分析的事例的经迹保留下来。这是对这些簇射的初次筛选分析，所以有些还需要进一步研究。个个事例看来都很正常，测量得出了漂亮的形态和比例适当的轮廊。他在其中有一个事例出现时停顿下来略作喘息，正为出现这样一件完美的独特事例而感到欣喜。他把目光移向图像的竖轴，竖轴标示着的数值表明簇射的尺度，也就是表明级联中带电粒子的数目。他看到的情景使他大为吃惊。簇射尺度登上了使人震惊的2000亿粒子数，这比该检测器观测到的大多数簇射要大出1000倍。这一事例是戴宏跃直至当时见到过的最大簇射!
　　用蝇眼检测到的由宇宙射线激发的这次簇射，其能量为3×10^20eV，这次簇射在尺度最大时竟包含着2000亿颗粒子。图线表明簇射尺度如何随着穿越大气的深度在变化。
　　戴宏跃把艾尔伯特和索末尔斯从隔壁办公室喊过来，开始对这个特别事例进行研究。他们首先试图找出对这一事例的分析是否有什么错误!什么样的错误能把簇射显示到如此巨大?研究过程非常琐细，该研究组为了探查明白不管多远存在着的每个可能性，花费了好几个星期的工作时日。他们最终的结论是，这个簇射具有极高的能量，来源于一颗能量为3×10^20eV的初级宇宙射线!整个蝇眼看到这个单一事例要比月亮还亮。所形成的漂亮轮廓就代表了至今所观测到的最高能量宇宙射线(确实是最高能量的基本粒子)!
　　虽然轮廓的展开可以给出对宇宙射线能量的很好估算，但要想验明这个粒子的质量却很难。我们知道，这是因为即便是由能量相同而且质量相同的粒子引发的簇射，也能以略微不同的方式展开。蝇眼测量簇射尺度最大时的深度的技术，使得从一组簇射来考查结果成为可能。然后就有可能确定到底是质子簇射还是铁核簇射或者是混合簇射才能对这组样本作出更好的描述。然而，对于单个簇射用同样的说法去描述就非常困难。对戴宏跃事件的最佳猜测是，它是由中等质量的核产生的(可能像氧核那样的核)，但并不能把就是质子排陈掉。从我们早先讨论过的较低能量蝇眼数据的趋势来看，质子更符合人们的期望。
　　这颗极高能量宇宙射线粒子是日夜间到达的，因为对蝇眼数据需要进行复杂的分析，一直掩盖了一年略多点时间之久才被戴宏跃揭示出来。这颗粒子的发现在许多方面都具有重要意义。它的能量远远超过蝇眼宇宙射线粒子表中以前所保持的记录。过去记录的宇宙射线的最高能量是8×10^19eV，是在1984年检测到的，原以为这个最高能量记录会一直保持到永远。蝇眼与其他检测器不一样，它从未检测到能量接近10^20eV的宇宙射线，研究组觉得似乎蝇眼能证实格雷森扎采品截止的存在。这种认识广泛存在于宇宙射线研究者们中间。其他研究组确实也有过观测到若干个能量为10^20eV左右的簇射的报告，其中包括20世纪60年代林斯利在火山牧场观测到的簇射以及在哈佛拉公园和SUGAR观测到的一些簇射。不过，这些实验的标度并不可靠，尤其是巨大能量情况下更不可靠。但是能对整个簇射展开过程进行观察的蝇眼方法，却被看成是测定能量的好办法。于是，全部争论的焦点集中到1991年10月发生的戴宏跃事例上。
　　蝇眼所取得的宇宙射线能谱看来很有些奇特，其中在两个最高能量事例之间的图线上出现了一个大的间隙。看来仍然有存在着格雷森扎采品截止的可能性。我们知道它是由于微波背景辐射的阻挡使得大部分较高能粒子到达不了地球而出现的。只有这样一个事例，而且发生在截止能量的上方，提示我们设想事件的起源有可能在&本地区&。这颗粒子未曾穿越巨大的银河系外的空间因而能量损失不大。很有可能宇宙射线源有远有近。可是，为什么我们没能检测到更多超高能粒子呢?
　　戴宏跃的巨型簇射宣布不久，日本在AGASA的研究组也发现了这种事例。1992年，一个特别大的簇射恰好落在了实验阵列粒子检测器所覆盖的面积上。AGASA簇射事例与蝇眼事例的类似之处是，二者都取得了完美的测量数据，能比较直接地确定出这颗粒子的能量约为2×10^20eV。所以，在蝇眼研究组仍然保有最高记录的同时，又增添了一个认为极高能粒子源有可能在我们本星系近邻中的证据!在前后相继很短的时间里居然发现了两起最高能宇宙射线事例，你或许会感到不可思议。是的，我们也认为在意料之外。可是我们知道，面积占100平方千米的AGASA具有当前运行实验中谁都比不了的最大数据收集面积，而且仅仅投入运行一两年。因此，有哪个研究组能用地面阵列检测到稀有的高能事件的话，最有可能就是日本研究组。
　　蝇眼和AGASA公布发现极高能粒子事例的当时，人们的最大兴趣都是关注簇射的到达方向。对这种粒子的路径作反向追踪能找到它们的起源吗?能找到同时也找不到。你一定记得，宇宙射线路径的弯曲情况取决于粒子带电数量，银河系外磁场强度以及路径的长度。根据对磁场强度的最佳估算，能量为3×10^20eV的质子的路径在穿越15亿光年的路途中，最多偏转10°。换句话说，假定这颗粒子是质子，假定它穿越了微波背景阻挠下所能达到的最大距离，那么在寻找强射电星系或其他什么发射源时，所关注的天空面积可以不必太大。蝇眼极高能事例发生在御夫星座的方向上，几乎是我们银河系中心所在方向的相反方向。遗憾的是，在理应搜寻的天空区域里不存在强大的射电星系。在比15亿光年近和天空到达方向10°以内的广阔空间里有两个值得注意的星系。可是看不出它俩具备据推测高能粒子加速必须有的喷流和有射电瓣等条件。可是，如果把搜寻范围稍微放宽一些，就会在到达方向的12°以内找到一个强射电星系，这个天体的名称是3C134。不巧的是，当前还未能估算出该星系的距离有多远。在可见光波段我们观察这个星系的视线被银河系中的一块巨型气体云遮挡住了，使得对该星系光谱的测量发生困难，致使通过红移估算距离的办法没法利用。幸运的是由射电波段(射电波很强)可以检测到这个天体，从其射电信号在天空扩展的范围很大可以得知这个射电源相对较近，很可能在15亿光年以内。尽管从技术上看来比较困难，当前还是向光学天文学家们提出了测出该星系红移的要求。
　　AGASA检测到的巨型簇射是由双鱼星座方向到达的粒子引发的。在这个事例上碰上了好运气。那里有一个称做NGC315的强射电源，与测得的该宇宙射线粒子到达方向相距约10°角距。红移测量表明这个星系正好就在15亿光年的极限距离处。这个星系因为是惟一的候选者，所以确定为粒子发射源的可能性非常大!
　　由于在我们的能量超过10^20eV的宇宙射线粒子表中仅仅有两个事例，因此最高能量粒子是在强射电星系的射电瓣中被加速的说法还是不能深信。这是个可恶的逗弄人的线索。很有可能我们恰好被射电星系候选者靠近宇宙射线到达方向所愚弄。可能纯属偶合或者某些假设有错。例如，宇宙射线路径弯曲可能比我们假设的更利害。溢出星系外的星系际空间磁场有可能比我们设想的更强，或者所议论的宇宙射线粒子实际上并不是质子而是带更多电荷的核。我们此时此刻只能这样说，我们认为我们对磁场的估算十分正确，整个蝇眼所测的质量构成结果指出最高能粒子是质子。答案自然是，我们需要观测到更多这类超高能粒子，看是否达到方向能汇集在3C134和NGC315!
　　自从蝇眼粒子与AGASA粒子的细节情况公布以后，以射电星系起源缺乏可信性作为契机，就打开了某些有趣的取代想法的闸门。最使人们感兴趣的一种想法是，宇宙射线根本就不是在星系或脉冲星这类天体中按照传统的那些说法被加速的。我们列举的传统过程是粒子开始只有很少能量而且增加缓慢。而代替的理论却说，超高能粒子是突然冒出来的!这是&颠倒&理论的一个例子。它强调说，通过超大质量母粒子的衰变，就直接由原封不动的巨大能量创生出了超高能粒子。换句话说，宇宙射线的能量直接来自衰变粒子的一部分质量。根据爱因斯坦的质能等价原理，这种过程当然符合规律。不过，进行衰变的基础粒子要有极其巨大的质量。电子质量的等效能量仅是511KeV，而质子质量的等效能量约为10^9eV，是电子的约两千倍。我们假设的&X&粒子，至少必须具有比电子大1万亿倍的能量才能产生出蝇眼粒子。
　　企图把数种自然界的基本力统一到用单一种力来描述的某些所谓大统一理论预言说，这些粒子的质量(相应的等效能量)已高达10^24eV的范围!它们是大爆炸之后立即形成的粒子，按照标准理论的说法，它们产生后很快就会衰变掉。不过，人们相信，有一部分X粒子陷进了宇宙时空的&圈栏&之中。这类被称做拓扑缺陷的&圈栏&，与时空结构中另外的著名&缺陷&(黑洞)具有某些共同的特性。
　　理论还预言到，坍缩中的拓扑缺陷能随时释放出X粒子。然后X粒子自然衰变，将质量转变成若干个能量极其巨大的粒子。这些粒子包括γ射线、中微子、质子和中子。令人感兴趣的是，拓扑缺陷不需要与射电星系或其他一般物质汇集成的天体物理源有什么联系。它们能随机分布在宇宙空间，仍乎从不知道的地方就可以产生出高能量宇宙射线。这样一个理论，与预测宇宙射线到达方向和星系团之间的联系的想法比较起来，确实有其诱人的选择价值。预期单个X粒子能衰变成一群不同类型的各种高能粒子，对于在罕见的宇宙射线极高能量事件中搜寻这类迹象，是对将来实验水平的挑战。实际上，人们期待的是，衰变所释放的大部分粒子将是超高能γ射线。检测器能认证γ射线引发的空气簇射是大量附加物的汇集。因为质子产生的簇射与γ射线产生的簇射有相似性，在其产生的当时，完全可能确认蝇眼簇射和AGASA簇射是由这些奇异的光子样本引发的!
　　对于拓扑缺陷方案再作一个最后的注解。我们早已指出，在由蝇眼测定出来的能谱图中，在8×10^19eV和最高能量事件之间出现一个宽宽的&空隙&。假如新实验搜集到的更多数据并不改变这个空隙，则拓扑缺陷模型的存在地位将会得到加强。这一模型能很自然地预言超高能粒子的产生，而不涉及较低能量粒子。这个理论假定，我们见到的较低能量粒子是在较传统的&颠倒&加速过程中产生的。假如颠倒过程决定最高能量粒子的产生的话，就看不到任何能量空隙了。总之，假如我们能观测到有3×10^20eV的粒子由邻近的活动星系发出的话，我们就也能预期观测到能量为1×10^20eV或2×10^20eV的粒子从同类天体发出。
□ [澳]罗杰?柯莱等/著　车宝印/译
想要更多的免费电子书下载，请光临