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19世紀末期，電磁學已經完成，化學的原子說也已成型。但原子又是什麼組成的？科學家開始研究次原子的領域，逐漸發展出20世紀的近代物理。

20 世紀初的極限運動：發現宇宙線

初期，科學家發現某些礦物有α、β、γ三種輻射線，除了會使照相底片感光以外，也會游離空氣，使帶電的驗電器逐漸失去電荷，因此驗電器就可以測出游離粒子數。1897 年，湯姆森（Joseph John Thomson, 1856~1940）測量到陰極射線（與β射線具有相同性質）的電荷質量比（e/m）。1909年密立根（Robert Andrews Milikan, 1868~1953）從油滴實驗發現電荷有最小的單位e=1.6×10^-19庫倫，由此可推測出陰極射線的質量m；這個粒子就是電子。1911年拉塞福（Ernest Rutherford, 1871~1937）由α射線在金箔的散射實驗，發現原子內的構造類似行星與恆星的關係，證實了原子核的存在。此時科學家只知道原子裡有電子與原子核而已。

1911~1912維克爾．海斯（Victor Hess, 1883~1964）帶著驗電器登上氣球，在高空測量游離粒子數飛行（圖一）。他發現從地表約1.5公里以上，大氣中的游離粒子數隨海拔高度上升而增加（圖二）；與來自地表放射性礦物的預期相反，因此推論此輻射源必定來自地球以外。海斯也利用日蝕時做實驗，發現即使太陽被遮蔽，仍有相同的游離粒子，證實了這種輻射源可能不是太陽。1932 年密立根命名此種輻射為「宇宙輻射」（cosmic radiation），後人又通稱為「宇宙線」（cosmicray）。海斯因發現宇宙線而在1936年獲得諾貝爾物理獎。直到1919年拉塞福才發現質子，所以宇宙線其實比質子有著更悠久的歷史！

圖一：（A）沃爾夫驗電器，（B）海斯所用的氫氣球，（C）海斯在1912年8月降落後的留影。

圖二：海斯與羅西測量大氣游離輻射隨高度變化的關係。

當年海斯使用沒有加壓的開放式吊籃， 飛到最高5350公尺高空做實驗，其困難猶如攀登喜馬拉雅山。後續的研究更是讓宇宙線學家上山下海，因此將早期的宇宙線研究稱之為20世紀初的極限運動，可說是毫不遜色！今年是發現宇宙線的一百週年，為了紀念海斯百年前的先鋒英雄式的創舉，我們舉辦一系列的科普演講活動，本文針對民眾對宇宙線最常問的幾個問題作簡短回答。

宇宙線是什麼？

海斯雖知道這些高空輻射源來自地球以外，但仍不知究竟是甚麼造成輻射。後來有其他學者從平地到高山、甚至在輪船上巡迴全球，進行類似實驗。集合各地的數據後，發現宇宙線通量（每單位面積單位時間單位立體角的粒子數 1/m² s sr）與地磁場的緯度有關（稱為緯度效應），暗示宇宙線應該是帶電的粒子。1930年代發展出新的探測技術，可以測出宇宙線的方向；接著發現了從西方來的宇宙線比從東方來的宇宙線多（稱為東西效應）。以帶正電的粒子為例，從西方來的軌跡來自於太空，但從東方來的低能量粒子的軌跡會被地球阻擋，因此不可能是宇宙線。綜合緯度效應與東西效應，宇宙線學家證實了宇宙線主要是由帶正電的粒子組成。

同一時期，除了感光乳膠片以外，物理學家開發許多測量這些宇宙輻射，例如：雲霧室、火花室等。從這些實驗中發現到許多與一般的電子質子不同的新粒子，例如1932年安德森（Carl D.  Anderson, 1905~1991）從雲霧室的照片發現正子：與電子類似但帶正電的反物質。後來證實這些粒子都是原始的宇宙線與大氣作用產生的次級粒子，又稱為次級宇宙線；海斯等人所測到的就是這些次級宇宙線。早期的粒子有關的研究需要利用次級宇宙線。直到1950年代人造粒子加速器出現以後，物理學家開始用可控制的粒子束作實驗，逐漸演變成為現代的核子物理與粒子物理。

次級宇宙線中，常見的粒子除了電子（β射線）、正子及原子核以外， 還有緲子（μ, muon）與微中子（ν, neutrinos）這兩種輕子。緲子跟電子類似，但質量是電子的270倍；緲子具有很強穿透力，可以穿越數千公尺岩石到達地下，後面會再提到緲子的應用。

海斯雖然證實宇宙線與太陽無關，但地面上長期的監測宇宙線計數，卻發現跟太陽黑子數有相反的變化：黑子數越多時、宇宙線數量較低。這個關聯性直到1960年代進入太空時代才有解答。科學家發現太空竟然充滿輻射性，這就是被地磁場束縛住的電子與質子所形成的范艾倫輻射層。另外也發現太陽風與太陽風暴，這些都是太陽表面噴發出來由電子、質子混雜在磁場所形成電漿。因此把來自地球以外的宇宙線分成太陽宇宙線（solar cosmicray）與銀河宇宙線（galactic cosmic ray）。1970年代附近，科學家將粒子偵測器放上氣球或衛星，到高空直接測量原始的宇宙線。發現原始銀河宇宙線約為86％的質子、13％的氦核、1％的其他更重的原子核，電子的比例只有約0.1％。

太陽風往太陽系外吹襲，因此會影響由太陽系往地球進來的銀河宇宙線通量。太陽表面的活動又以黑子數為代表，有著約為11年的週期性變化。太陽活躍期時，黑子數多、太陽風較強、因此宇宙線的通量下降。因此宇宙線的通量也隨著太陽的週期而變化，如圖三所示。

圖三：上半段為太陽黑子數，可以明顯看出約11年的週期性變化，下半段為格陵蘭島上的Thule中子計數器測到的宇宙線數據。兩者明顯有負相關，這是宇宙線受太陽風阻擋的結果。（圖片來源：neutronm.bartol.udel.edu）

宇宙線物理

宇宙線的偵測分成直接與間接兩種，直接偵測必須以衛星或高空氣球攜帶類似粒子物理實驗的儀器，遠離大氣層的干擾才能偵測原始宇宙線。由於偵測器的體積有限，故只能偵測通量高的低能量事例，能量上限約10¹⁴eV 。目前最先進的偵測器是由丁肇中院士主持的α磁譜儀（Alpha Magnetic Spectrometer，簡稱AMS）， 2011年5月24日登上太空站。短短一年的時間，已經收集到比以往100 年所收集到的所有宇宙線還多的數據。相信未來會有更詳實的數據，促使更多的成果出現。 ……【更多內容請閱讀科學月刊第516期】