发布时间 : 星期三 文章20世纪物理学各个分支发展概况更新完毕开始阅读
一颗名为Ulysses的人造卫星，发射轨道偏离黄道平面并飞过太阳两极上空，它的任务是对太阳风等离子体和日冕的三维结构进行实地观察。如果我们要在地面或地面附近观察从星系源射来的宇宙线，那么这区域就是这些宇宙线必须通过的局部环境。所谓的反常宇宙线的发现，给该区域星际物质提供了直接的研究样品。这些宇宙线是扫过太阳系附近，被日冕内层剥离掉电子的中性原子的原子核，它们在日冕边缘激波处的太阳风中被加速。由于这个过程的各阶段都能相当详细地观察到，这些资料给我们了解更远的有相似过程的宇宙线源提供了依据。
1997年高新太阳风成分探测器（Advanced Composition Explorer）发射的另一个任务是送回有关太阳风的成分、太阳高能粒子、太阳磁场和日地间环境等的数据，也要测量星系宇宙线中的原子核。它可利用其有利的条件，在地面以上百万英里远的太阳风中对太阳活动作实时监测。从星系宇宙线中测到的镍和钻原子核发现，它们各自的核合成与被加速之间有一个相当长的时间差（大于10万年）。这说明宇宙线相对来说是由古老的物质加速而成的，不是超新星爆发刚喷发的。
中微子质量
近十年内物理学的最值得称道的新成果可能要算中微子振荡的发现。而它的有力的证据绝大部分是日本神冈的超神冈研究集团（Super－Kamiokade Collaboration）提供的。这个实验是在日本神冈的一个很深的锌矿中进行的，用了 5万吨纯净水、卫1000多个（直径50厘米）的大型光电倍增管。这种光电倍增管是早年观测到SN1987A超新星中微子爆发所用的探测器的后代。宇宙线在大气层中发生核相互作用产生的中微子在这些探测器中引起的相互作用，最初是当作质子衰变本底来研究的。由于探测到的中微子束遍 及大批的中微子径迹长度，包括大约从探测器上面 15 000米直接产生的中微子到从下面穿过地球大于1000万米到达探测器的中微子，这样的实验对发展探索中微子振荡很有意义。
中微子振荡（如在电子中微子和卜子中微子之间，或μ子中微子和T子中微子之间，或某些组合）只有在中微子具有有效质量的条件下才能发生。一些决定组合程度和中微子质量大小的参数可能是搞清楚基本粒子质量来源的关键。因此，可以想像这些结果的重要性。弄明白中微子振荡的这一证据与其他的振荡征兆（特别是太阳中微子丢失）的一致性，是当前基本粒子理论工作的一个主要焦点。
开劈TeV天体物理学研究的窗口
三十多年前，J．Jelley首先在地平面上测到能量在ITeV左右的粒子与高层大气相互作用产生的切连科夫辐射的闪光。这就意味着从地面上研究TeV能量的y射线天文学是可能的。然而，由于宇宙线带电粒子产生的大量本底闪光的干扰，使这种方法实际上没有某种附加的鉴别措施还是无法实现的。最近十年来由于在切连科夫望远镜上引用了精确成象系统（sophisticated imagingsysterns），使这项实验技术出现了重大的突破，它在降低本底上改进如此之大，只要用Whipple望远镜，在TeV能量范围真正地实测天文学现在也成为可能了。
开辟一个新的观察窗口，和往常一样，会偶然发现某些未知的现象。这里，Whipple和相继出现的某些研究集体，发现了两个密近的布拉札星体（Blazar）有很强的快速变化的发射。这些星体是河外星系天体，它们具有发射物质的核（向着一个中心是质量特别巨大的黑洞吸积而发射增强）。我们也会偶然在这些中心处看到几乎沿着核发射物质形成的相对论性喷发的轴发射的情况。爆发时，这些核在TeV能区发射的功率超过了其他所有波长的发射功率！这些观测把研究范围集中在星系间的红外本底辐射和有关量子引 力效应可能对高能光子的传播产生的影响上。
除了河外星系的发射源外，还有几个银河星系发射源已被探测到，其中包括最早由Whipple集团用他们的成象技术测到而公布的蟹状星云。也曾从一个贝壳形超新星的遗迹（SN1006）边缘处探测到TeV能量的发射，这与电子被加速到100TeV量级的能量是一致的。原则上讲，通过中性。介子的产生和随后的衰变过程，也应能探测到超新星遗迹中高能质子的存在，这些超新星遗迹正如大家公认的，是星系中产生大量宇宙线的源。
能量特别大的粒子存在吗？
1965年发现了宇宙大爆炸引起的微波背景辐射后不久，美国的Greisen、俄国的Zatsepin和Kuzmin
分别独立地提出，能量大于 1020eV的质子与微波背景辐射可以发生相互作用，通过光子－π介子反应，并在5个百万秒差距量级长度上丢掉能量。这长度在宇宙学范围只是相当短的距离。这就可以认为超高能宇宙线能谱在此将出现中断。然而现在看来，这显然也不正确。Arrays在美国和日本都已探测到少量的粒子，其能量明显超过了1020eV。对高能粒子来说，用“常规”发射源来构建可行的模型是有不可克服的困难的。从此引发出了大批关于可能的新物理学的构想。当然，这还需要更多的数据来验证，但这样能量的粒子只有每一百年每平方公里一粒的流量！
对未来的展望
空间粒子探测器
一个磁谱仪（AMS）已在穿梭飞行的航天飞机上进行测试，并将计划安放在筹建中的空间站上接收粒子。重点是寻找反物质和测量宇宙线中的反质子，随后还要用气球上的探测器进行系列的不间断测量。星际介质中，高能宇宙线产生的反质子是探索宇宙线传播的有力工具。宇宙间暗物质湮灭，也可能形成更奇特的成分。
直接研究能量大于 1014eV宇宙线原子核的组成，是一个重要挑战性的课题，通常的加速模型（基于超新星遗迹中激波加速）已不能用了。研究此项目的空间计划正在进行之中。
对最高能量宇宙线粒子的探索
我们的一个非常重要的任务是扩大我们对最高能量宇宙线的知识，是要在覆盖较大天空范围内获得一组能量超过1020eV，能用作统计的事例。为此目的Auger课题的任务是建造两组非常巨大的探测器组，其中一组放在北半球，另一组放在南半球。
有人提出一种新奇的设想，就是从空间合适的观测点对大气层中高能宇宙线粒子产生的大范围大气簇射形成的荧光，进行成象和观测。有几个建议已经发表了，这些建议用上了自适应光学。计算功能、图象识别和信号处理等领域不断发展的新成果，可以想像，这定是新千年的一项激动人心的、具有挑战性的科研项目。
下一代的γ射线天文学
TeV γ射线天文学成象技术的成功，引发了许多关于建造天义学的这个分支的新的观察仪器的建议。例如建议在美国和纳米比亚建造巨大的新“望远镜”，定能使观测覆盖南、北天空。另外，还有一些更大胆的建议，要促使这种技术也能用于较低能阈。
在GeV能区与新的TeV能区窗口之间，有一个寻常空间Y射线观测方法无法使用的空隙，填补这个空隙就成了Y射线天文学的一项十分重要的任务。建造大范围空间y射线望远镜（GLAST）正将用于此项目的。它是一个需要许多高能物理学家和空间科学家合作才能完成的研究项目。
另一种激动人心的研究，是要利用这些新仪器用来发现高能y射线径迹的可能性。河外星系的转动曲线表示，在星系体的晕中应有大量和我们知道的物质一样的暗物质存在。有一种可能的情况是，这种物质是以十分奇特、很重的中性微粒子“neutralinos”（中性χ粒子）的形式存在，是加速器实验中至今尚未发现的（虽然加速器实验数据已有间接暗示，似乎存在着这种奇特的粒子）。湮灭通道可包括高能γ射线或粒子的喷发，这将产生过多的反质子或高能中微子。因为在地球或太阳的核心处，中性χ粒子（neutralinos）会被俘获而集中，从而造成中微子产生的反应事例过多。
一门新的天文学
在天体物理学领域内，不论在什么地方，高能质子发生相互作用，总会有π介子产生。每一个中性。介子衰变成一对γ光子。在这类过程中，也会产生带电π介子，它们的继续衰变中还会有中微子产生。任何一种宇宙的加速机构，只要附近有气体，就有可能成为一个能产生高能光子和高能中微子的发射源。光子也能在纯电磁过程中由电子产生（例如初致辐射）。因而，中微子天文学也是一种对γ射线天文学的补充，它具有把强子源与纯电磁作用的光子源区分开的能力。甚至，由于中微子的反应截面很小，中微子还
可能直接从天体物理学的高能核心源涌出。
为了克服中微子相互作用概率很小的困难，需要使用很大的探测器。至今实现了最大的灵敏区体积的探测器是南极的μ子和中微子探测器组群（AMANDA）。它是用来寻找在探测器灵敏区及其下面区域，由中微子相互作用产生的，向上运动的μ子发射的切连科夫辐射闪光的。AMANDA用了一块透明的大冰块，实际上就是在南极的冰盖下深处安装了光探测器。欧洲有几个研究集体用的是另一种方法，他们把探测器安放在海洋深处。这两项研究最终目标都是为了实现大型灵敏区体积（1立方千米）的目的。这些探测装置，也许能使我们找到从遥远的天体物理学源射来的，几倍TeV能量的中微子的机会有所增大。
结束语
宇宙线物理学正在非加速器粒子物理学和粒子天体物理学两个方面，对我们认识宇宙做出重要的贡献。新千年的前几十年内，一批设计和建造中的新仪器设备定将不断研制出来。历史告诉我们，装有灵敏探测器而使功能扩大的仪器，常常发现超出其本身所抱探测目的之外的更多的事例。我们也许会碰到某些新的惊人发现。
千禧年之际的低温物理学
更低的低温
寻求更低的温度、由此导致的非同寻常的发现和各类宏观量子力学效应的研究是低温物理学的主要特点。粗略地说，在过去一个多世纪里，所创低温记录以每10年降低10倍的速率被刷新。1908年，比绝对零度只高3度的宇宙背景温度（3K）在实验室中获得。与此相比，粒子物理学家们取得了类似的进展。在世纪初，电子只能加速至千电子伏（keV），而现时在费米实验室（Fermilab）和欧洲联合核子中心（CERN），电子和质子的能量已达至万亿电子伏（TeV）。而在更短的时间里，半导体工业也向微型化发展。从第一只毫米长度的晶体管被安装进集成电子器件起，晶体管的尺度以每年缩小十倍的速率递减。这些都是其他人类成就所不能比拟的。
在不懈的努力中，具有里程碑意义的成就包括：1908年昂内斯（Onnes）在4 K温度下使氦液化；1926年由德拜”（Debye）和吉奥克”（Giauqule）各自独立提出了的固体的磁致冷却方法；用3He稀释4He以达至 0． 002 K低温的方法是首先由伦敦（London）建议的，Das在1964年实现，并经由许多人花费几十年时间才完善化；戈特（Gorier）于1934年建议，由科逖（Kurti）在1956年，以及众所周知的罗纳斯玛（Lounasmaa）在1970年，所实现的原子核磁冷却；最后是由汉施（Hansch）和施奥罗（Schawlow）建议，经朱橡文（Steven Chu）实现的μK原子激光冷却，而菲利浦”（Philips）借助磁致陷阶使激光冷却达到了更低的温度。而按照柯恩（Cohen）和谭诺吉（Tannoudji）在1989年的建议，这一技术还可以改进，达到亚pK的温区。
科学发现
超导
低温物理学家为他们在凝聚态物理领域里取得的一系列具有基本意义的发现而自豪。这些发现有些出于偶然，有些则出于为回应理论上的挑战而做的不懈研究。最先，或者说最伟大的发现是金属的超导电性。在足够低的温度下，周期表一半以上的金属，以及许多合金和化合物，进入一种无电阻状态。如果把超导体做成线圈，并在线圈内通入电流，电流将持续数年而没有明显的衰减。超导电流不受杂质、原子振动或晶体缺陷影响。昂内斯在1911年的发现一直没有得到令人满意的解释，直到巴丁（Bardeen）、库柏（CooPer）和施里弗（Scllrieffer）在1957年提出了他们的理论。从理论上来说，电子在低温下结合成对，而这些电子对的运动是彼此相关的。作为整体，电子对可以用一个波函数或更新的序参量Y＝eif来描写。由于极富创意，这个理论在许多其他物理领域里被采纳。按照巴丁等人的理论，超导转变温度的上限约为 25～30 K。对于一些人来说，限制意味着挑战。尽管后来新类型的超导体陆续被发现，但它们的温度上限均不超过23 K。相形之下，柏诺兹（Bednorz）和缨勒（Mueller）在1986年发现了高温超导体，它激起了高度兴奋和
许多人的后继发现。这些奇异的铜氧化合物把超导温度上限推至 150 K，许多理论家在试图搞清潜在的超导机制。
超流
比超导更早发现，实验工作者花费30年而始终搞不懂的，是低于2K的液氦4He的超流性［卡皮察（Kapitza）和阿伦（Alien），1938］。超流体显示了持续的流动性或零粘度，以及量子化的涡旋。提出一个完善的超流理论要面临更艰巨的挑战，然而，通过唯象理论，特别是朗道（Landau）和费曼（Feynman）等人的工作，我们对超流有了较好的理解。同样，我们认为氦原子的运动是相干的，可以用一个宏观量子波函数来描写。
50年来，液氦3He，氦的轻同位素，被公认类似于与金属中的电子气体，3He原子和电子都可以被当作自旋为1/2的粒子气体。在搞清超导机制后，3He原子也可能配对，凝聚而成宏观量子态，这个想法曾引起一阵兴奋。几经失败，这个想法又被放弃了。然而，当欧士若夫（Osherbff）、李（Lee）和理查逊（Richardson）在1972年进行某项研究时，却意外发现了 0．003 K的超流转变。 正如后来柏诺兹（Bednorz）和缨勒（Mueller）的发现刺激了超导领域的研究一样，这项发现开辟了一个新的研究领域，使极低温物理学的研究重新活跃起来。极低温下的3He转变，再使超流体进入一个新的状态，而新的超流体由于奇异的结构和磁性质，显得非常复杂。也许，3He超流研究所展示的显著特征是理论和实验之间的密切配合，理论显示了以相当的精确度解释奇异性质和指点新方向的能力。
约瑟夫森效应
1962年，一位名叫约瑟夫森的剑桥大学研究生用两个方程式来描述电子对如何产生超导“隧穿”，即电子对从一个超导体穿越非常狭窄的空隙进入另一个超导体。“隧穿电流”不是靠外加电压，而是靠电子对在两个不同超导体内相干因子的相位差f1一f2来维持。这又是一个在宏观尺度上展现出来的量子力学效应。如果在两超导体间加上电压（V），隧穿电流便会以频率（2e/h）V振荡。其中，e为电荷，h为普朗克作用量子。两个方程很快被证明，它开创了一个重要的研究领域。约瑟夫森方程显示f1一f2以及隧穿电流对微弱的外磁场敏感，这就为异常灵敏的探磁仪的发明铺平了道路。由于隧穿结和外空间的电感不匹配，外加电压导致的振荡电流不产生显著的电磁辐射。然而，微波辐射和隧穿电流可以相混，测得的沙皮诺（Shapiro）阶变电压与频率f＝（2e/h）V发生响应。约瑟夫森效应的一个重要的应用是通过方程定义，并由实际的约瑟夫森结测量的标准电压。约瑟夫森结一直被用来作为检测量子力学的基本手段，并由此导致量子电路理论，它对未来的电子学具有重要意义。
量子霍尔效应
1980年克利青（Klitzing）在研究低温下二维半导体的霍尔电阻时做出了一项重要发现。霍尔电阻定义为外加磁场下，横向电压和纵向电流之比。这个电阻应正比于外磁场，反比于载流子数。而他却发现，当他改变载流子数时，霍尔电阻显示出一系列很平的台阶，这些电阻平台的高度等于（h/2e）/N，N为整数。测量的精确度不超过十万分之一。精确度后来又被提高至亿分之一。对于一个存在杂质，缺陷和原子振动的固体来说，这样精确的测量是惊人的。经过理论家们几番错误的尝试，劳夫林（Laughlin）给出了处于磁场下的二维电子气的拓扑量子描述而找到了问题的答案。现在，电阻的单位已经由量子霍尔效应来定义。按照过去的方法定义的标准电阻单位——欧姆，其精确度为每年随时间线性变化亿分之五。量子霍尔效应使标准电阻可以用量子模型来定义，而未来的发展尚属未知。斯托莫（Stormer）和崔倚（Dan Tsui）使用了非常纯净的半导体，外加强磁场和低温，从而发现了分数值N的电阻平台。这意味着基本电荷不是e，而是e的分数值。理论上，劳夫林用电子关联作用而产生的复合准粒子阐明了这一点。
玻色—爱因斯坦凝聚
不久前，一项涉及极高的实验技巧而安排周密的研究计划最终使非凡的发现诞生了。研究的初衷缘自爱因斯坦（Einstein）75年前的一个预言。1924年玻色（Bose）寄给爱因斯坦一篇关于他所建立的量子统计力学论文。爱因斯坦很欣赏这篇论文，一边安排出版，同时进一步发展了玻色的思想。他通过一些方程