高能粒子

早期的高能粒子來源於天然放射性元素如鈾、鐳等放出的高能射線。

盧瑟福證明原子有核模型的散射實驗用的就是鐳放出的α粒子。後來的高能粒子源有所擴充，小居里夫婦發現了人工放射性，獲得了諾貝爾獎，赫斯發現了能量極高的宇宙射線，與正電子的發現者安德森共同獲得了諾貝爾獎（正電子是安德森利用雲室從宇宙射線中發現的）。

但從30年代開始，這些手段已經無法滿足實驗要求，50年代後，粒子加速器和對撞機等現代大型實驗裝置應運而生，大批粒子不斷被發現。

加速器和對撞機的機理類似，都是利用電磁場來加速帶電粒子。早期的加速器有高壓倍加器、迴旋加速器、靜電加速器等，後來又相繼發明同步迴旋加速器、高能粒子對撞機、直線加速器、電子感應加速器等。經過了60多年的努力，使人工獲得的高能粒子能量提高了8個數量級，從幾百keV到幾十個TeV。

太陽活動產生的高能粒子流，又稱太陽高能粒子。太陽活動主要是耀斑活動。太陽宇宙線的主要成分是質子和電子，也包括少量其他核成分。近年來的觀測已證實，有的耀斑也輻射中子。 太陽宇宙線並不是孤立的，它是收到星系的引力作用，激發出的內在 的粒子運動，從而產生的光、磁等看的見的與看不見的射線。

通過實驗手段對高能量基本粒子進行的探測 ^[4]  。從20世紀50年代開始，由於高能加速器技術的發展，被加速粒子的能量越來越高，因此，在不同的時期，“高能”的定義是不同的。在60年代，幾吉電子伏就認為是屬於高能範圍。到了80年代，幾十吉電子伏以上才夠得上稱為高能。為了着重敍述高能粒子的探測方法，這裏把幾吉電子伏能量的粒子認為是高能粒子。

在所有的高能粒子中，除了電子e和質子p可以用加速器加速的辦法達到高能量以外,其他的高能粒子,如帶電的π±介子、K±介子、反質子圴、Σ±超子、μ±子(也包括e和p)和不帶電的（即中性的）中子n、K 介子、Λ 超子、γ光子、J/ψ粒子、μ子中微子v_μ、電子中微子v_e等等，都只能在粒子的相互作用中產生。對於高能粒子相互作用，一般可表示成以下形式：A+B→C+D+E+F+…,A為入射的高能粒子，B為靜止的靶粒子（在AB對撞的情況下，A和B在質心繫都為高能粒子），C、D、E、F等為A和B作用後產生的次級粒子。高能粒子探測的基本內容就是：記錄次級粒子數目,確定次級粒子本身的性質(質量、電荷、壽命)以及確定次級粒子的運動量(能量、動量、飛行方向)。

探測高能粒子的基本原理是依據帶電粒子與物質原子的電離或激發作用，不同粒子有不同電離(和激發)強度與動量的關係曲線。現代的絕大多數探測器都是根據這個原理製成。帶電粒子可以直接被探測器（如核乳膠、氣泡室、流光室、多絲正比室；漂移室等）探測到，因此可直接測定其性質。而中性粒子不能使物質原子產生電離（或激發），因此必須通過間接方式來確定其性質，如通過探測其衰變的帶電粒子或探測與物質作用產生的帶電粒子。在某些情況下，還可利用高能帶電粒子的切倫科夫輻射效應、穿越輻射效應等作為探測原理。此外，由於各種粒子本身的性質不同(如強子、光子和輕子等)，在探測方法上也有很大的差別。

需要確定哪些次級粒子性質取決於實驗本身的要求。只要求測定一個次級粒子的性質的實驗叫做單舉實驗；要求測定全部次級粒子的性質的實驗叫做遍舉實驗。不管哪種實驗，對於要測定的具體次級粒子，一般都要求探測出它是什麼粒子（亦即確定其質量和電荷，有時還要求確定其壽命），它的動量以及它的飛行方向，對於每個相互作用，通常還要求確定由作用產生的總的次級粒子數目。

1930年，美國物理學家勞倫斯發明了迴旋加速器，並因此獲得了諾貝爾獎，但由於相對論效應，粒子的加速會使質量增大，從而只能使粒子獲得幾百keV的能量 ^[5]  。

同步加速器的發明克服了這一缺點，美國費米實驗室的質子同步加速器軌道半徑為1km，利用超導磁場，可將質子加速到1TeV。

同步加速器產生的同步輻射進一步限制了粒子能量的增大，故近年來物理學家們又開始發展直線加速器，因為直線運動的粒子沒有同步輻射。20世紀的最後幾十年是對撞機的時代，弱點統一理論預言的中間玻色子也在對撞機中被發現。歐洲質子對撞機對撞能量已達14TeV，並且已經開始建造更大型的對撞機，希望能夠找到與質量起源聯繫密切的希格斯玻色子。對撞機還可以利用兩個重粒子的對撞模擬宇宙大爆炸。

電子感應加速器是一種利用感生電場來加速電子的新型加速器，同步加速器適合加速重粒子（如質子），但是很難加速電子，感應加速器克服了這一困難。如今感應加速器中產生的γ射線可以做光核反應研究，還可以用於工業無損、探傷和醫療等領域。先進的高能加速器和對撞機主要用於前沿科學，而低能加速器卻已經廣泛轉為民用，在材料科學、固體物理、分子生物學、地理、考古等學科有重要應用。

被加速的粒子可以通過輻照改變材料的性質或者誘發植物基因的突變培育新品種，可以診斷並治療腫瘤，還可以生產大量同位素，用於工、農業生產。當然，加速器只能加速帶電粒子，現如今廣泛應用的中子探傷技術、中子干涉測量技術、中子非彈性散射等所用的中子是由核反應堆中產生的。 ^[6] 

在高能粒子物理散射實驗中，僅僅有高能粒子還不夠，還必須有先進的粒子探測器來收集信息。粒子探測器是利用粒子與物質的相互作用原理來產生信號的。帶電粒子在物質中運動的主要能量損失是電離損失，通過測量單位路程的能量損失可以判別粒子的類型 ^[7]  。

低能在物質中運動的主要能量損失是光電效應，其次較弱的因素還有康普敦散射、瑞利散射、布里淵散射、拉曼散射等，能量大於1MeV的光子能量損失主要原因是產生了正負電子對。高能電子入射到物質中時，由於突然減速，會產生高能軔致輻射，高能光子又會激發正負電子對……如此產生一連串的連鎖反應，可以形成電磁簇射，簇射深度稱為輻射長度，與粒子能量和介質密度有關，高能光子也可以形成簇射。

當帶電粒子在介質中的速度大於介質中的光速時，會產生一種類似於聲學中的“衝擊波”一樣的輻射，稱為切連科夫輻射。切連科夫因為發現這種輻射而獲得了諾貝爾獎。

高能粒子實驗裝置指的是用以發現高能粒子並研究和了解其特性的主要實驗工具。高能物理實驗需要三大條件：一是粒子源；其次是探測器，用以觀察、記錄各種高能粒子，大體上可以分成電探測器和徑跡探測器兩類；第三是用於信息獲取和處理的核電子學系統。

徑跡探測器包括雲室、泡室等探測裝置。在歷史上，人們曾利用這類探測器在科學上得到重要成果。例如，1932年，C.D.安德森用雲室發現了正電子。1960年，中國科學家王淦昌發現反西格馬負超子所用的探測器就是24升丙烷泡室。但是，這類探測器已不屬於現代的主要實驗裝置。

在同步加速器上進行高能物理實驗，常使用前向譜儀。這是在束流前進方向上有目的地安排一系列電探測器，包括閃爍描跡器、多絲正比室、漂移室、契侖科夫計數器、全吸收量能器等探測裝置。例如,用來發現J粒子的雙臂譜儀就是一種前向譜儀。

在對撞機上進行高能物理實驗時，所用譜儀的安排則另有特點。探測器在結構上應儘可能地從各方面包住對撞區，形成接近4π的立體角。例如，束流管道外包以漂移室,再包以閃爍計數器,外面再包以簇射計數器。簇射計數器外面有大型磁鐵形成軸向磁場。磁鐵外面包以μ子計數器等，形成多層疊套結構。中國正在興建的第一台正負電子對撞機上所用的探測裝置即屬此類型。

所有這些探測高能粒子的實驗裝置，一般體積都在100～200米3以上，重量達數百噸。然而,其定位精度要求達到10-4米量級，定時精度達到10-10 秒量級,信號通道數達104～105,數據率到107位每秒量級，連續工作時間達103小時以上。因此,完成這樣高指標的信息測量工作，必須擁有龐大、複雜、精密的核電子學系統。

利用這些相互作用原理，針對不同的要求，可以設計出不同類型和功能的粒子探測器。較早的有威爾遜雲室，後來又發明了氣泡室、乳膠室、多絲正比室、漂移室等，最後又發明了切連科夫探測器。

超級神岡中微子探測器是專門用來探測宇宙中最難束縛的幽靈：中微子的，探測器用了50500噸水作為切連科夫探測器，探測到的光（切連科夫輻射）輸入計算機。實驗結果證實了中微子振盪的存在，並且揭示了太陽中微子的失蹤之謎。這些探測器配合粒子加速器可以用來探測多種粒子的軌跡、能量、類型等，它們是加速器的眼睛。

粒子物理實驗所得到的粒子散射截面等數據，結合大爆炸宇宙學恰好可以解釋宇宙中元素的組成和相對丰度。

在137億年前，宇宙誕生並開始膨脹，原始宇宙處於超高温和超高密度的狀態，超高能光子激發出大量的粒子，光子們走不了幾步就會與某個粒子（比如電子）碰撞，光根本透不出來，不得不與其它粒子形成了熱平衡（平衡輻射又叫普朗克輻射）。