Department of Engineering Physics

高能宇宙线粒子探测实验

前言

人类对于宇宙线的观测始于奥地利物理学家维克托·赫斯（Victor Hess，1883～1964），他于1912年乘坐热气球吊篮升上离地面五公里的高度，随后成功降落在距离柏林约50公里的皮斯科，如图1所示。在赫斯的飞行过程中，他注意到随着气球高度的上升，辐射水平也在上升，5公里处的电磁辐射强度约为地面辐射强度的9倍。赫斯由此猜测：卢瑟福（Ernest Rutherford，1871～1937）曾经在地面上观测到的各向同性的电磁辐射可能来源于大气层之外，这次飞行事件也被视为宇宙线天文学的开端。这种辐射最初被称为“赫斯辐射”，后来被罗伯特·密立根（Robert Millikan，1868～1953）正式命名为“宇宙射线”，或称为“宇宙线”。

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图1：赫斯结束他的飞行，降落在距离柏林约50公里的皮斯科

一. 宇宙线研究简史

自从赫斯发现宇宙线之后，宇宙线的研究就迎来了蓬勃的发展，以下是一个简单的宇宙线研究发展脉络的梳理。

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图2：第一次确认宇宙线粒子径迹

  1. 1924年，德国物理学家瓦尔特·博特（Walther Bothe，1891～1957）发明了符合计数法：如果两个信号在规定时间内被两个计数器同时计数，则在输出端只产生一个信号，即符合信号，博思利用这一方法探测到了宇宙线。
  2. 1925年，密立根提出宇宙线的纬度效应（latitude effect）：如果宇宙射线由中性光子组成，那么宇宙射线辐射到地球时，其飞行路线将不受地磁的影响；相反，如果宇宙射线是由带电粒子组成，则它将受到地磁场的影响，飞到高纬度地区的宇宙射线带电粒子将多于低纬度的地区。密立根本人没有观测到纬度效应，所以他认为宇宙线的本质是中性的光子。但是随后荷兰物理学家雅克比·克莱(Jacob Clay，1882～1955）发现了这一效应的迹象，第一个提出宇宙射线可能是带电粒子，并提供了证据。
  3. 1927年，迪米特·斯科别利兹（Dimitr Skobelzyn，1892～1990）利用云雾室首次捕捉到了宇宙线径迹的照片，如图2所示。同时他也看到了宇宙线径迹会在云雾室中发生微小的偏转。
  4. 随着越来越多实验结果的出现，意大利物理学家布鲁诺·罗西（Bruno Rossi，1905～1993）于1931年公开挑战密立根曾经提出的宇宙线是中性光子的假说。1932年，美国物理学家康普顿（Arthur Compton，1892～1962）基于他广泛而深入的测量，宣布宇宙线存在纬度效应，宇宙线中包含带电粒子。
  5. 1932年，密立根的学生卡尔·安德森（Carl Anderson，1905～1991）利用云雾室成功地在宇宙线中发现了保罗·狄拉克（Paul Dirac，1902～1984）预言的正电子，如图3所示。这是宇宙射线研究的第一项引人注目的成果。
  6. 1935年，汤川秀树（1907～1981）提出核子之间的相互作用力是通过交换介子来产生的，他根据这种力的力程估计介子的质量约为电子质量的200倍，随后在1936年，又是卡尔·安德森，和他的学生赛斯·尼德梅尔（Seth Neddermeyer，1907～1988）发现了一种质量约为电子质量的200倍的粒子：缪子（μ），但是这种粒子和核子的相互作用很弱。人们后来才明白汤川预言的粒子是π介子，其质量和缪子相近。

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图3：云雾室中的正电子

自此之后，一发而不可收。科学家除了在宇宙线中发现了μ（1936年）， π±介子（1947年）等粒子之外，甚至还发现了很多奇异粒子：包括Κ介子（1948年），Λ（1951），Ξ（1952年），Σ（1953年）。可以说，对于宇宙线的研究，极大地推动了早期粒子物理学的发展。宇宙线作为当时唯一可用的高能粒子源，一下子轰开了人类对于微观世界的大门。

二. 大气簇射

原初宇宙线产生于宇宙中尚未可知的深处，其中大部分是质子(氢原子核)和各种原子核。原初宇宙线到达地球后，从太空射到地面时需要穿过大气层，它们会和大气中的原子核发生相互作用，产生次级粒子，因此原初宇宙线中的原子核在很大程度上反应掉了，导致原初宇宙线大部分都不会到达地面。
原初宇宙线产生的次级粒子主要是π介子，它们在飞行过程中又会和大气中的原子核发生碰撞，或者衰变来产生更次级的粒子：μ，e±，γ和中微子。就这样不断地发生级联反应，最终大量的次级粒子射向海平面，如图4所示。

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图4：大气簇射

三. 本实验探测器和探测原理简介

在本实验中主要利用大气中丰富的缪子作为被探测粒子。他们主要是由来自宇宙中高能粒子（如质子）在穿过大气层时与大气中的微观粒子发生碰撞而产生，可以带一个单位的正或负电荷，质量约为105.7 MeV，在海平面上的缪子的平均通量大致为1/cm2/minute，角分布基本服从cos2θ分布（θ的0度对应天顶方向）。 我们的实验采用固体塑料闪烁体来探测宇宙线广延大气簇射过程所产生的缪子。缪子沉积在闪烁体中会使得闪烁体发光，下面先介绍闪烁体发光原理。

3.1 有机闪烁体发光原理简介：

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图5：乙烯中的σ键和π键

有机物中有两种电子分布，一种为σ键，可构成C-C和C-H强组合，另一种为π键，一般构成C-C之间的松散组合。例如在乙烯中，图5左侧，在C-C之间有一个为π键，其他全部为σ键，由于π键和σ键的不同，比较正确的物理描述应把π键单独画出，例如图5右侧中的红色短线。

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图6：σ键和π键

很多有机物都有π键，如图6中的粉色和蓝色的键。灰色的σ键稳固了整个分子的结构，这些π键电子则比较自由，相对来说不是很稳定。在图6中左上角的苯环结构如果用一个相对真实的空间比例来表述的话应如图7所示，红色和蓝色部分为π键电子云的位置，进一步展示了π键的松散结果。

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图7：苯环中松散的π键

π键容易被离子电离激发到高能级，在退激过程中会有发光现象，原则上只要是有π键的有机物都有闪烁发光的现象，但产额，波长不尽相同，一部分产额高，发光在可见光范围内，容易收集，可利用光电效应探测，一部分则不能用作闪烁体。
闪烁体的激发和退激发光过程可以用图8说明：绿色箭头表示了初始的能量吸收和激发，吸收能量一般较高，不在可见光范围；在内部它们会先选择一些寿命较短的方式退激，即红色箭头所示，典型的寿命是1e-12s；最后是较慢的蓝色箭头，寿命1e-9s，带宽与可见光波长吻合，并且1e-9s基本上决定了闪烁体探测器的响应速度。

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图8：闪烁体的激发和退激发过程

3.2 光电倍增管原理简介：

宇宙线与大气中的原子核碰撞产生的带电粒子，或者是宇宙线中的中微子与靶物质的带电流过程和弹性散射过程产生的带电粒子，这些带电粒子在水中的切伦科夫光或者在闪烁体中的闪烁光都可以用光电倍增管来收集。
光电倍增管（photomultiplier tube，简称PMT）的原理可用图9表示，它展现了一个完整的光电子在PMT中倍增的过程：入射光可能在光阴极上发生光电效应，打出几个光电子，在第一打拿级和光阴极之间的电压会形成一个电场，原初的光电子因此会继续飞向第一打拿级，并且获得一定的动量，在第一打拿级上打出更多的次级电子，同样加在第一和第二打拿级之间的电压形成的电场将继续加速这些次级电子，当他们到达第二打拿级时将打出跟多的电子，形成一个放大过程，直到最后的阳极，形成一个电压脉冲信号。

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图9：光电子在PMT中的倍增过程

我们的高能宇宙线粒子探测实验将利用宇宙线缪子开展一系列物理和探测器实验。

本实验组包括五个子实验：
实验一. 观察PMT上的信号。
实验二. 宇宙线缪子计数测量。
实验三. 宇宙线缪子寿命测量。
实验四. 宇宙线缪子飞行时间测量。
实验五. 闪烁体中的光衰减长度。

扩展书目

  1. 《粒子探测器与数据获取》，谢一冈等，科学出版社，2003。
  2. 《粒子探测技术》，汪晓莲，李澄，邵明，陈宏芳，中国科学技术大学出版社，2009。
  3. 《粒子探测器》，Claus Grupen，Boris Shwartz著，朱永生，盛华义译，中国科学技术大学出版社，2015。
  4. 《Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiment— A how-to Approach》, 2rd Revised Edition, W.R. Leo, Springer-Verlag, 1994。
  5. 《Radiation detection and measurement》，Glenn F. Knoll。

参考材料

  1. Introduction to cosmic rays of CERN。
  2. Introduction to cosmic rays of NASA。
  3. Pierre Auger Observatory。
  4. IceCube Neutrino Observatory。
  5. 中国科学院高能物理研究所：宇宙射线研究的发展。
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清华大学