超越理论极限的宇宙线粒子，究竟是什么？_风闻
返朴-返朴官方账号-关注返朴（ID：fanpu2019）,阅读更多！38分钟前
撰文 | 夏晨
2021年5月27日，美国Telescope Array（TA）实验探测到了一个超高能量宇宙线粒子，这个发现在两年之后的2023年11月发表到了《科学》（Science）杂志[1]。TA合作组中一位日本研究员还为它起了名字叫Amaterasu，即“天照”，日本神话中代表太阳的天照大神。（看过动漫《火影忍者》的朋友应该对这个词不陌生，宇智波兄弟发动写轮眼天照技能时喊的就是“Amaterasu！”）
这个粒子有什么神奇之处呢？它的能量非常高，达到244EeV (1EeV=10^18eV)！这个能量比人类现有最强粒子加速器所能制造的能量高出了3亿倍。天照粒子虽然名字借用了太阳，但是和太阳并没有什么关系，它比太阳宇宙线的能量高了万亿倍。天照粒子在人类探测到的宇宙线粒子能量排名中位列第二名，第一名是Oh-My-God (OMG) 粒子注释1，1991年被TA实验的前身HiRes（High Resolution Fly’s Eye）实验探测到，能量约为310EeV。
能量排名第二显然不是登上《科学》的全部原因。真正让人感兴趣的是，此次事件的粒子能量超过了100EeV，而根据现有的理论和天文观测，这是不可能的。
宇宙线简介
我们先来了解一下宇宙线。1912年，奥地利裔美国物理学家维克多·赫斯（Victor Hess），为了研究空气电离的原因，乘坐热气球升至5千米高空。他发现空气电离率随着海拔升高而降低，这符合放射性来自地表的传统猜测；但到了700米左右，电离率反而开始增加，最后超过地表电离率数倍。他提出大气层外存在穿透性很强的辐射，将空气电离。罗伯特·密立根（Robert Millikan）认为赫斯猜测的辐射是伽马射线（即高能光子），引入了宇宙射线 (Cosmic Ray）这个名称，中文通常简称为宇宙线。
后续研究证实宇宙线确实存在，赫斯也因发现宇宙线获得了1936年诺贝尔物理学奖。但其主要成分不是光子，而是高能带电粒子，其中90%是质子，其余是电离的原子核、电子、正电子和反质子等。宇宙线中的元素种类非常丰富，并且大部分元素的相对丰度与太阳系的元素相对丰度接近，这表明我们的太阳系在宇宙中并不特殊。根据现有理论，比质子和氦更重的元素，比如组成生命体的碳、氧、钙等，大部分都是在恒星内部核聚变生成的。大质量恒星演化到末期发生超新星爆发，这个过程不仅会合成更重的稀有元素，还会抛射大量物质到宇宙空间中去。有的物质在超新星遗迹的冲击波中继续被加速成为宇宙线，有的冷却下来形成行星，也可能合成出一些有机物，成为生命诞生的种子。可以说，宇宙线是星尘，我们也都是星尘。
宇宙线在历史上与粒子物理的发展紧密相关。大型粒子加速器发明之前，宇宙线几乎是唯一的高能粒子源。1932年，美国物理学家，密立根的学生卡尔·安德森（Carl Anderson），在宇宙线中发现了正电子，这是人类第一次看到反物质。安德森与赫斯同年获得了诺贝尔物理学奖。20世纪40年代末人们通过宇宙线发现了子、介子和奇异粒子，这些都是里程碑式的发现。如今，粒子加速器的能力接近人类所能建造的极限。为了寻找新物理，人们再次将目光投向宇宙线这类高能天体物理对象。例如，通过宇宙线中的反物质寻找暗物质粒子的信号，在超高能宇宙线中寻找洛伦兹对称性的破坏等。
由于星际空间遍布着不规则的磁场，而宇宙线又是带电荷的，它们在传播过程中会不停地拐弯。从星系尺度上来看，宇宙线的运动是类似于布朗运动的随机游走。所以宇宙线并不是一条条直线，而更像是一团雾，笼罩着整个星系。这正是研究宇宙线的困难所在，我们探测到的宇宙线几乎是各向同性的，很难推测它们来自哪里。
目前除了带电宇宙线，大气层还接收到电中性的高能伽马光子和中微子。这些中性粒子确实沿直线传播，可以追溯到高能天体活动源，有助于理解宇宙线的起源和传播过程。位于四川稻城的高海拔宇宙线观测站（LHASSO，拉索），通过对伽马射线的观测，在天鹅座恒星形成区发现了一个巨型泡状结构，历史上首次找到了10PeV（1016eV）能量宇宙线的起源天体。（参见：《拉索发现巨型超高能伽马射线泡认证第一个超级宇宙线加速源》）该天体位于银河系内，被称为超级宇宙线源，但它的能量仍比天照粒子能量低了1万倍。因此天照粒子更有可能是在银河系外更加剧烈的天体活动中产生的。
宇宙线的能谱和探测
宇宙线的能量跨度非常大，从1MeV（106eV）到OMG粒子级别的300EeV (3×10^20eV)。下图展示的是宇宙线流强，或者说能谱（单位时间单位能量单位立体角中通过单位面积的粒子个数）：
图中黑色点表示的宇宙线总能谱近似满足幂律谱，即在双对数坐标图上是一条直线。在幂律谱基础上的主要结构是高能区域的几个小拐折。天体物理学家把宇宙线能谱形象地比喻成人的腿，左边的拐折是“膝盖”（knee），右边的拐折是“脚踝”（ankle）。在数据丰富之后，膝与踝中间还能出现一个小拐折，被称为“第二个膝盖”（second knee)。这些拐折可能暗示了宇宙线不同的起源机制。右边能谱终止的地方就是天照粒子和OMG粒子的位置，有时也被称为“脚趾”（toe）。
总的来说，宇宙线的流强主要集中在几个GeV附近，并随着能量增加快速减少。1GeV能量的宇宙线每平方米每秒就能收集到一万个，而能量高于10EeV的宇宙线粒子，即使在1平方公里面积上，探测到的概率也可以说是百年一遇。
不同能量段需要使用不同的探测方法，能量较低部分可以直接探测，高能量部分只能间接探测。宇宙线直接探测就是用粒子探测器直接接收宇宙线粒子。因为大气层的存在，地面上接收到的宇宙线实际上是原初宇宙线与大气层碰撞后产生的次级宇宙线。要直接探测原初宇宙线，只能到大气层外面去。可以使用热气球把探测器送到空气稀薄的高空，或者发射卫星到外太空。例如我国的悟空号暗物质探测卫星（DAMPE），其本质就是一个宇宙线探测器。悟空号使用的探测器类型是量能器，通过测量入射粒子在量能器中的能量沉积，来分辨粒子的种类和能量大小。它通过观测到的宇宙线能谱异常来间接寻找暗物质。
1976年诺贝尔物理学奖得主丁肇中领导的阿尔法磁谱仪（AMS-02）实验，是另一个著名的宇宙线直接探测实验。AMS-02于2011年发射，安装在国际空间站上。磁谱仪带有磁铁，利用不同电荷粒子在磁场中偏转角度的不同，对粒子种类的分辨能力比量能器更强。但受到磁铁磁场强度的限制，探测的能量上限通常比量能器要低。
人类发射的宇宙线探测器还有许多，比如著名的旅行者1号和2号（Voyager 1,2），尽管它们的主要观测目标是木星、土星，但它们上面都配备了宇宙线系统。目前它们是唯一的一对在太阳系之外直接探测宇宙线的探测器。（编者注：参见《她拍下的这张照片，让人类重新思考宇宙和自身》）
不过，卫星上的宇宙线探测器只有1平方米大小，且不说它们可测量的能量上限不够高，就算可以测量天照粒子的能量，偶遇它的几率也只有亿分之一。高能量宇宙线实在太少了，直接探测显然是不现实的。幸运的是，大气层虽然干扰直接探测，但它自己也相当于是一个巨大的量能器，我们可以反推原初宇宙线的性质。
单个高能宇宙线粒子与大气层中的物质碰撞后，可能产生μ子、中微子、正反电子、高能伽马光子等等次级粒子，这些次级粒子能量仍然很高，在大气层中运动继续产生新粒子，新粒子再生新粒子，这一过程被称为级联反应（cascade）。最后到达地面的次级粒子数量可以达到数百万个之多。宇宙线在大气中的级联反应也被称为广延大气簇射（Extensive Air Shower），或简称大气簇射。实际上宇宙线直接探测使用的量能器就是利用类似的级联反应原理，只不过是发生在人造探测器中的缩小版。
宇宙线间接探测就是利用大气簇射，在地面铺设探测阵列（比如前文提到的LHASSO），探测次级粒子来反推出大气中的能量沉积，进而推测出原初宇宙线的能量、方向，甚至分辨它的粒子类别。在地面的探测器可以间隔几公里放一个，铺开成上千平方公里的探测网，这样大的面积就可以在有限的时间内捕捉到超高能量的宇宙线。
TA实验
这次看到天照粒子的TA实验就是地面间接探测实验。它位于美国犹他州西部沙漠，海拔1400米，共有507个3平方米的塑料闪烁体探测器，间隔1.2千米排列，组成地面探测阵列，探测面积达到700平方千米。
本次的天照粒子事例，天文学家探测到了大量的μ子，由此推断天照粒子应该是原子核，而不是高能光子，并用其能量信息重建原初宇宙线的能量。而每个探测器响应的时间先后顺序，可以用来反推出原初宇宙线的运动方向。
TA实验还配备有荧光望远镜，用来测量大气中氮气分子受到激发之后发出的荧光（原理类似日常使用的荧光灯）。换句话说，我们可以通过荧光望远镜知道宇宙线粒子究竟由什么元素构成。大气簇射以入射宇宙线为中心，锥形向前扩张，到某一深度后达到最大，这一深度通常记为Xmax。空气中78%是氮气，氮气分子受到大气簇射中的高能光子激发后发出低能量的荧光，通过荧光望远镜观察荧光的范围就可以得出大气簇射发展的程度，测量出Xmax。如果宇宙线是原子核，一般来说越重的核素对应的Xmax会越小，通过简单的线性拟合或者复杂的机器学习方法，宇宙线的核素可以由Xmax反推出来。但是，相比于宇宙线直接探测中人工设计的量能器，大气簇射的计算存在很大的不确定性，所以宇宙线间接探测对核素的分辨并不十分准确。
超越极限的粒子
为什么说能量超过100EeV的天照粒子、OMG粒子都是不应该出现的呢？这还得从宇宙大爆炸说起。
1965年，美国射电天文学家阿诺·彭齐亚斯（Arno Penzias）和罗伯特·威尔逊（Robert Wilson），在调试与卫星通信的天线时发现，不管天线指向什么方向，在白天还是黑夜，总会测到7.35厘米波长左右的微波噪声。他们发现的噪声，实际上是美国物理学家乔治·伽莫夫（George Gamow）、拉尔夫·阿尔菲（Ralph Alpher）和罗伯特·赫尔曼（Robert Herman）在1948年预言的宇宙微波背景辐射（Cosmic Microwave Background, CMB）。CMB是支持宇宙大爆炸理论的关键证据，现代宇宙学正是建立在宇宙大爆炸理论之上。
现代宇宙学认为宇宙起源于一个点的大爆炸，诞生之初宇宙温度非常高，基本粒子可以轻松挣脱彼此之间的束缚，粒子与反粒子不断产生又湮灭，整个宇宙处于热平衡的混沌状态。随后宇宙不断膨胀冷却，在温度降低的过程中，基本粒子开始脱离热平衡，互相结合形成各种各样的物质。在大爆炸之后约38万年，温度降到3000K，电子与质子结合形成中性的氢原子。宇宙中的光子不再被电子和质子弹来弹去，开始沿直线自由传播，从此宇宙变得透明。这些自由的光子均匀分布在整个宇宙中，直到137亿年后的今天仍在自由传播，只不过温度降到了2.7K，成为我们观测到的CMB。这些光子的能量分布满足黑体辐射谱，是当初宇宙处于热平衡状态的有力证明。
就在宇宙微波背景辐射发现一年之后的1966年，美国天文学家肯尼斯·格雷森（Kenneth Greisen），苏联天文学家格奥尔基·扎采平（Georgiy Zatsepin）和瓦迪姆·库兹明（Vadim Kuzmin）分别在同年4月和8月发表了一篇论文，指出超高能宇宙线在飞行的过程中，会与无处不在的CMB中的光子发生碰撞，从而损失能量。他们预言高于某一能量之后，宇宙线能谱将会出现截断，这就是著名的GZK截断，以他们姓氏的首字母命名。
如果超高能宇宙线是质子，质子与光子碰撞可能发生逆康普顿散射过程，产生正反电子对，还可能产生π介子，这些过程都会使质子损失一部分能量。前两个过程由电磁相互作用主导，而π介子的产生来自强相互作用，损失的能量远大于前面两者，但是需要质子达到的能量阈值更高。通过黑体辐射谱，给定温度就能算出光子的平均能量和平均数密度。格雷森利用当前宇宙CMB光子的平均能量7×10^（-4）eV（当时对CMB温度的测量值是3K），估算得到π介子产生的能量阈值约为10^20eV，也就是100EeV。每立方厘米大约有550个光子，可以算出宇宙线质子的平均自由程约为1.3Mpc（Mpc是天文单位百万秒差距，约等于300万光年）。也就是说，质子大约飞行1.3Mpc会与光子碰撞一次产生π介子。每次碰撞大约损失20%的能量，直到能量低于100EeV，不能再发生π介子产生过程。
如果超高能宇宙线是更重的原子核，它们同样也会与CMB光子碰撞，发生光致蜕变过程（photodisintegration），即重核碎裂成轻核，这个过程的能量阈值约为5×10^18eV每核子（质子和中子统称核子）。因此不管超高能宇宙线是哪种核素，GZK截断都是存在的。
因此，在地球上不太可能测到能量高于100EeV的超高能宇宙线，除非它们起源在离地球比较近的地方，比如隔壁的仙女座星系（约254万光年）。虽然这是天文数字，但也别觉得太远，如果244EeV能量的天照粒子是质子，它的速度只比光速慢了10^23分之一（千万亿亿分之一）。由于狭义相对论的尺缩效应，我们看到的254万光年，在天照粒子看来只有1亿公里，比旅行者1号还近100倍注释2！对于天照粒子来说，只不过5分钟旅途而已。就算天照粒子是平均寿命只有15分钟的中子，它也能从仙女座跑到地球。对于地球上的观察者来说，254万光年确实要花254万年，这与天照粒子自己感觉到的5分钟并不矛盾，因为与尺缩效应相辅相成的是时间膨胀效应，地球观察者会发现天照粒子的时间流逝得非常缓慢。
天照粒子之谜
天照粒子240EeV的能量显然已经超过100EeV的GZK截断了。这样高的能量，在星际间磁场中的偏转不会太显著，通过对磁场建模，研究人员可以计算粒子运动轨迹，推测它的起源方向。遗憾的是，天照粒子到达时，因为月光很亮，TA的荧光探测器没有开机，所以没能分辨它是哪种核素。研究人员只能先做假设，再分析。结果发现，不管将其假设成质子，碳、硅还是铁原子核，以及调整星系间磁场的模型，结果都是天照粒子的源头指向一片没有什么活跃星系的虚空。在这片虚空中有一个遥远的星系可能产生超高能宇宙线，然而它的距离有600Mpc，传播这么远的距离能量还超过GZK截断基本是不可能的。
TA合作组的论文计算表明，如果天照粒子是质子，并且初始能量为1000EeV，只可能产生在27Mpc的距离内。如果初始能量再提升10倍，也需要产生在61.9Mpc的距离内。再换成更重的铁原子核计算，结果距离更近一些，分别是10.3Mpc和13.1Mpc。在这些距离之内找不到合适的宇宙线源。
论文最后还报告了TA实验在2008年5月至2021年11月之间，一共探测到28个能量大于100EeV的宇宙线事例，它们方向的分布是各向同性的。有趣的是，超高能宇宙线能谱确实存在GZK截断，也是由TA实验的前身HiRes在2010年首次发表确认的。对于超GZK区域，还需要更多的事例，才能统计出光滑的能谱。2019年提出的GRAND（Giant Radio Array for Neutrino Detection）项目，计划2030年之前，在全球建成20个1万平方千米的射电天线阵列，总共20万根天线覆盖20万平方千米的面积。目标就是探索超高能宇宙线的起源之谜。
结语
TA实验组做了能做的分析，最后还是搞不清楚天照粒子的起源，在论文结尾这样写道：
“在附近回溯不到能产生244EeV能量的宇宙线源，可能是由于粒子的偏转比预测的更大，由初级粒子更重或磁场比使用的模型更强所导致。除此之外，存在超GZK的超高能宇宙线也可能表明我们对粒子物理的理解还不完整。如果存在不与CMB相互作用的未知类型的粒子，它们或许可以从更遥远的活跃星系传播到地球并保持其能量。通过观察到的事件，我们无法区分这些可能性。”
科学研究就是这样，面对未解之谜，研究员们绞尽脑汁，提出一堆的错误理论。新的实验数据得到之后，一个个地排除。最后少数幸运儿的理论经受住了考验，其余都成了炮灰，但所有人的努力都是值得的注释3。
宇宙线已经发现了超过一百年，我们取得了了不起的成就——测量到了跨越10个数量级的全能段宇宙线能谱，知道宇宙线的组成，发展了计算它们相互作用的理论，甚至将探测器送到了太阳系的边界并且保持着联络。尽管如此，关于它们的起源和传播，我们仍知之甚少。局限在渺小蓝星上的人类，想尽一切上天入地的手段，只是为了探索更多宇宙的奥秘。
注释
1. OMG粒子：可以译为沃德天粒子。
2. 原谅我故意混淆概念，1亿公里是在天照粒子静止参考系，旅行者1号距离地球约240亿公里是在地球静止参考系。
3. 借用电影《爱情神话》的一句台词：这世界上从来没有值得不值得，只有欢喜不欢喜。
参考文献
[1] R. U. Abbasi, M. G. Allen, R. Arimura, and others, An Extremely Energetic Cosmic Ray Observed by a Surface Detector Array, Science 382, 903 (2023).
本文受科普中国·星空计划项目扶持
出品：中国科协科普部
监制：中国科学技术出版社有限公司、北京中科星河文化传媒有限公司
1. 进入『返朴』微信公众号底部菜单“精品专栏“，可查阅不同主题系列科普文章。
2. 『返朴』提供按月检索文章功能。关注公众号，回复四位数组成的年份+月份，如“1903”，可获取2019年3月的文章索引，以此类推。
版权说明：欢迎个人转发，任何形式的媒体或机构未经授权，不得转载和摘编。转载授权请在「返朴」微信公众号内联系后台。