草草写过《多束接收系统》与《射电干涉仪与综合孔径望远镜》两篇文章之后，本系列开始离开电磁波谱。毕竟天体信息的载体除却电磁波外还有其他几种。虽然还是以电磁波最为重要，想全面了解天体特性，其他几点却是不可忽略，更且它们还能突破电磁波的种种限制，揭示某些单纯通过电磁辐射难以了解的机制。

宇宙线就是上述载体之一，是带电粒子，如电子、离子和其他基本粒子等，可以认为它们是来自天体的实物样品。本文的关注的主要是带电粒子成分的探测。由于自身的电荷，这些粒子从射线源运行至地球的过程中并非沿直线前进，而是要受到星际和星系际磁场的影响，因此辨别其确切来源相当困难。但这并非意味着宇宙线一无是处：它们是是研究星系磁场的重要线索，还可以充分利用其中的高能部分来检验基本物理理论，同时其成分也可以用于限制核合成模型。

宇宙线的早期探索要追溯到19世纪末。英国的Charles Wilson在进行静电学研究时，发现无论如何也无法完全消除验电器金属箔的放电。他推测，可能的原因之一是来自大气以外的电离效应。之后的1912年，维也纳大学的Victor Hess乘气球（左图，图片提供：University of Bristol）升至数千米的高空，发现了来自大气以外的辐射，后来又进一步确认辐射并非来自太阳。1925年，密立根引入了“宇宙线”这个名词，Hess本人也因此项研究获得1936年的诺贝尔物理学奖。

随后对宇宙线的研究多用机载和气球设备完成，如1932年秋密立根搭乘柯蒂斯B-2秃鹰型轰炸机测量了不同高度上宇宙线的强度，1935年有探险者II号气球（右图，图片提供：NASA）升空，1940年春又有双翼机飞越南极测量宇宙线，等等。而火箭这一新生事物也很快用于运载宇宙线探测仪器：1950年，美国海军实验室在地理赤道与地磁赤道交点处首度发射了探测宇宙线的探空火箭。

由前所述，不难发现一个问题：宇宙线的探测需要在高空进行。原因很简单：地球浓密的大气会阻隔绝大多数宇宙线粒子。Hess当年的实验就已经发现，宇宙线只影响到2000米以上的地方，在5000米以上高空辐射才急剧增加。当然，这是生命存在的前提，但也对探测带来了相当的不便。就算是地基探测器也往往需要在高原选址，特别是对于能量较低的粒子，如中国西藏的羊八井宇宙射线观测站。不过对于高能粒子另当别论，因为其所依据的探测原理（往往是大气簇射）中，探测的最佳高度是直接取决于海拔的。

早年的宇宙线探测器相当简陋，中学实验室里常见的金属箔验电器也在常备设施之列，此外还有沃尔夫电离室。随着核物理的发展，宇宙线研究也增添了不少利器，如1911年制成的威尔逊云室和1918年发明的盖革—弥勒计数器。

威尔逊云室中充有过饱和蒸汽。如果让过饱和蒸汽突然膨胀冷却，同时向云室中射入带电粒子，蒸汽就会以带电粒子为凝结核，凝成液滴，因此沿粒子运动的轨迹就会形成一条雾线，也就是追踪到了粒子的运动。虽然粒子很小，但雾线却是相当明显，肉眼完全可见。结合磁场，粒子的电荷和质量也是容易测出的。至于盖革计数器，是在接近真空的容器上加以高压，一旦有带电粒子射入，引起稀薄气体电离，产生的离子和电子又进一步导致其他原子电离，由此带来的级联效应会在外电路产生强电脉冲。后来又有改进的正比计数器面世。当然，计数器只能给出入射粒子的数目，并不能区分种类和能量。

威尔逊在1911年发表的α粒子云室轨迹（图片提供：剑桥大学）

结合盖革—弥勒计数器与威尔逊云室，让计数器作为云室的触发装置，又使探测器的威力进一步发挥出来。1932年，安德森正是利用这样的设备发现了正电子。

此外还有乳胶室，是在二战结束以后发展起来的。粒子与乳胶的作用会留下记录，只需进行显影操作，就可以判断出粒子的轨迹。π介子的发现就是核乳胶技术的功劳。

当下的宇宙线探测器原理不外乎三种：记录型探测器、可见光信号型探测器和电效应探测器。乳胶室、威尔逊云室和盖革—弥勒计数器是三者的早期代表。由于它们的效率较低、恢复时间较慢，且操作相对复杂，如今已很少使用。现在常用的设备是闪烁计数器、切伦科夫探测器等。

早年，原子物理学先驱卢瑟福就使用过闪烁计数器，它是使用一类特殊材料，高速粒子穿过时会激发其中的原子或分子发出光辐射。不过卢瑟福当年用的闪烁材料是不透明的硫化锌，只能观察表面的闪烁，记录也全凭人工完成，枯燥乏味且不甚准确。现在的闪烁计数器以透明塑料、液体或晶体为闪烁体，记录工作则由灵敏的光电倍增管完成。闪烁体材料选择多样，可以是搀杂催化剂的碘化钠、碘化铯晶体，也可以是有机晶体（如蒽），或是PPO、NE213等有机液体和高聚物之类的塑料成分。其中蒽是校准材料，定义其闪烁效率为0.05。晶体闪烁体较为精确，且输出的闪光正比于入射能量，方便能谱的测量。高能X射线和伽玛射线光谱仪也常用这类晶体制成。塑料则以廉价见长，利于广泛应用。

高能宇宙线在穿过大气层时，往往会发生广延大气簇射。初级宇宙线粒子与大气中的原子核相互作用，产生大量次级粒子，次极粒子再与其他原子核作用，依此类推。这一效应最早由法国物理学家Pierre Victor Auger发现。此过程产生的粒子数目的确不少，但分布范围也是相当广泛。这样，低价的塑料闪烁体就有了用武之地。由成百上千个相距数十米的闪烁体组成的阵列覆盖面积往往达到平方公里的量级，典型的例子是东京大学的明野阵、南极地区的SPASE-2阵列和羊八井的ASγ阵列。

羊八井宇宙射线观测站的ASγ闪烁体阵列，共有700余个闪烁体（图片提供：中国科学院高能物理研究所）

中国和意大利合作的ARGO同样位于羊八井，它采用的则是阻抗板（RPC）计数器，属平行板气体探测器之列。阻抗板为单层酚醛质地，地毯式地覆盖6000余平方米的面积，这样探测效率比传统的闪烁计数器高出很多。数据的读出工作则通过边缘的铝条完成。

ARGO实验大厅内的阻抗板计数器（图片提供：The ARGO-YBJ Experiment）

至于切伦科夫探测器，与之前介绍过的切伦科夫望远镜原理类似，以水或空气为介质，探测簇射次级粒子产生的切伦科夫辐射。由于水的折射率大于空气，运行在其中的高能粒子更容易超过介质光速，因此水切伦科夫探测器对检测宇宙线更为实用，如1968年英国利兹大学在Haverah公园建造的探测器即属此列，用排列在不同位置的深水箱来达到足够的覆盖面积，主要用于能谱较硬、穿透力较强的μ子探测。更为野心勃勃的计划是Pierre Auger观测站，以簇射发现者的名字命名。其位于阿根廷的南站2004年即已投入使用，即将竣工。南站完成后，将拥有一千余架水探测器，覆盖面积超过3000平方公里，可以保证2周左右探测到一次超高能宇宙线事件；同时选址在美国科罗拉多的北站也即将开工。BTW，为减小干扰，μ子探测器一般都设在地下或是深水池中，如明野的附加探测器。位于南极的VULCAN则是大气簇射切伦科夫探测器，可与SPASE-2阵列联合工作。不过由于切伦科夫辐射非常微弱，它只能在无月的夜晚工作。

位于南极洲的VULCAN（圆柱体）和SPASE-2（六边形）探测器（图片提供：University of Leeds）

而将切伦科夫探测器和闪烁计数器结合，也会开辟出一片新天地。1956年，依阿华州立大学的Frank McDonald做到了这一点，制成了一台可以同时测量宇宙线电荷和速度的设备。此类仪器对测量铁之前的元素丰度颇为实用。

切伦科夫探测器的另一问题是如何区分产生自带电粒子与高能伽玛光子的辐射。这两种渠道产生的辐射锥形状并不相同，且粒子簇射由于侧向动能较大，因此分布范围更广，区分起来倒不是太大的问题。

探测宇宙线的另一条渠道是探测荧光。荧光是由带电宇宙线粒子穿过大气激发分子（尤其是氮分子）产生的，与日光灯的发光原理类似。荧光探测技术的发展则与核试验的监测有关。1960年代，康乃尔大学的Kenneth Greisen建造了第一台荧光探测器（右图），外观呈多面体状，侧面装有收集荧光的透镜，内有光电倍增管，每个光电管监视特定的一块天区。这是借鉴了蝇眼的工作原理，但由于种种限制，并没有探测到可靠的信号。1976年，犹他大学率先探测到了宇宙线引起的荧光。1981年，67台反射镜联合组成的蝇眼探测器在犹他州西部的沙漠地带落成，并运行到1993年。它曾与稍后落成的蝇眼II一道对宇宙线进行了立体探测。蝇眼的接替者是HiRes，实验于1997年开始，延续到了2006年。其对高能宇宙线的探测发现了截断的迹象（即所谓Greisen-Zatsepin-Kuz’min效应），与先前明野等站的结果不尽相同，由此也引发了研究高潮。

蝇眼（图片提供：Physics Department, University of Utah）

Pierre Auger观测站也设有探测紫外荧光的设备。南站共有24架望远镜，可以与水切伦科夫探测器结合使用。

Pierre Auger的荧光望远镜（上）与水切伦科夫探测器（下）（图片提供：Pierre Auger Observatory）

随着探测器阵列的增大和探测器彼此间距的拉远，数据传输也面临着和射电天文领域的甚长基线干涉类似的问题。解决方式也是类似的：各探测器独立记录，并彼此保持时钟同步。这一技术早在1960年代即已实现。

在地面探测器发展的同时，气球探测也没有停滞。如1952年的气球火箭研究仔细测量了不同经纬度上的宇宙线强度，1961年的云雀气球在全美国范围内的探测、1992年IMAX实验对宇宙线成分的测量等。

当然，地面（甚至气球）的宇宙线探测器很难探测到初级粒子，何况低能粒子只能在大气之外测量。于是空间探测应运而生，太空时代早期的月球2号和3号探测器、探险者7号、10号和12号卫星都进行了相关研究，而1997年发射的ACE卫星更是专门致力于宇宙线探测。另外丁肇中先生主持的阿尔法磁谱仪也是空间探测宇宙线的尝试，预计将于2008年安装到国际空间站上。

至于宇宙线探测的成果，就算写上十篇文章都不一定能全面覆盖，所以，还是留待日后有时间再细讲吧……

参考资料：

[1] The History of Cosmic Ray Studies
[2] Cosmic Ray Astronomy Satellites & Missions
[3] 《宇宙飞弹》，罗杰·柯莱等 著，车宝印 译
[4] Cosmic Rays: - Detection and Composition
[5] Scintillation Counter
[6] Pierre Auger Observatory
[7] History of the Air Fluorescence Technique