宇宙线的第一场碰撞
从高空气球到质子—氧核实验，物理学家如何理解来自宇宙的高能粒子
从高空气球到质子—氧核实验，物理学家如何理解来自宇宙的高能粒子
一颗高能质子进入地球大气后，往往会在抵达地面之前与空气中的原子核发生碰撞。随后产生的粒子继续碰撞、衰变，形成横跨大片区域的空气簇射。地面探测器记录到的是这段复杂过程留下的粒子和光。要据此判断最初那颗粒子的能量与种类，就必须先知道，它在大气中经历了什么。
2026 年 9 月 14 日，ATLAS 合作组在《物理评论快报》发表了一项质子—氧核碰撞研究。实验用大型强子对撞机的可控碰撞，测量与宇宙线撞击大气密切相关的粒子产生过程。它给出了一个明确结果：接受检验的模型，没有一个能够同时解释全部测量。理解这项工作的意义，需要从宇宙线研究如何走到今天讲起。
从发现天外辐射，到依靠大气观测宇宙
1912 年，维克托·赫斯乘气球升到约 5300 米高空，测量空气中的电离。仪器记录的电离率在高空显著增加，支持了辐射从大气上方进入地球的判断。此后，宇宙线成为研究高能粒子的重要来源。正电子以及其他多种粒子的发现，都与宇宙线实验有关。直到高能加速器兴起，物理学家才逐渐能够在实验室里系统地制造和研究这些过程。CERN 科学史
与此同时，研究者开始理解地面上的粒子从何而来。1938 年，皮埃尔·奥热及同事在阿尔卑斯山区布设探测器，发现相隔数十米的仪器仍会同时记录到粒子。这样的符合事件表明，一次高空相互作用可以产生覆盖大范围的次级粒子。他们据此研究了广延空气簇射，并推断原初粒子的能量可以达到约 10¹⁵ 电子伏特，也就是 1 PeV。CERN：广延空气簇射的发现
这项认识使更高能宇宙线的观测成为可能。宇宙线能量越高，数量通常越少，卫星和气球搭载的有限探测面积很难收集足够事件。地面实验可以覆盖更广的区域，记录簇射中的粒子；光学仪器也可以观测簇射激发大气产生的荧光。原初粒子的信息由此保留在粒子数目、空间分布、到达时间和簇射发展过程之中。
但这种方法也增加了一层推断。相同的地面信号，在不同相互作用模型下，可能对应不同的初始能量或原子核成分。假如一个模型在给定条件下产生的 μ 子偏少，研究者就可能需要增加模拟中的重核比例，才能重现观测。宇宙线成分与碰撞机制之间的关联，成为解释数据时必须处理的问题。
图 1｜空气簇射的简化过程。高能强子可以继续与空气核碰撞；中性 π 介子主要衰变为光子，推动电磁级联；带电 π 介子和 K 介子的衰变则产生 μ 子与中微子。图中省略了大量反应通道，粒子数和长度均不按比例。
已经知道强相互作用，为什么仍然需要实验模型
宇宙线与空气核碰撞受量子色动力学，也就是 QCD 支配。困难在于，知道基本理论之后，还需要算出一次具体碰撞会产生什么。
在动量转移较大的过程中，夸克和胶子的相互作用可以使用微扰方法计算。但一次普通强子碰撞中，大量粒子的产生涉及较小的动量转移，以及夸克、胶子最终形成强子的过程。这里的相互作用很强，难以用同样的方法可靠计算。一个入射质子撞上原子核时，还可能涉及多个核子，以及多次部分子相互作用。部分子指质子和中子内部的夸克、胶子。
因此，完整的碰撞模拟需要把理论计算、现象学机制和实验调参结合起来。EPOS、QGSJET、Sibyll 等模型被广泛用于宇宙线研究；PYTHIA 及其用于核碰撞的 Angantyr 模型，也可以参与这类比较。不同模型对能量如何分配、多次相互作用如何关联、强子怎样形成，采用了不同处理。
问题在于，过去用于约束模型的高能加速器数据，大量来自质子—质子碰撞，以及涉及铅等重核的碰撞。地球大气主要由氮和氧组成。模型从质子碰撞推广到轻核体系时，仍然需要验证。即使能够描述质子—质子数据，也不能由此确定，它已经正确处理了质子与空气核的相互作用。
2025 年 7 月的 LHC 质子—氧核运行，正是针对这一缺口。实验让每个质子能量为 6.8 TeV 的质子束，与每核子能量为 3.4 TeV 的氧-16 束迎面碰撞，得到 9.62 TeV 的每核子对质心能量。氧核包含 8 个质子和 8 个中子，在核组成上比单个质子更接近大气中的碰撞对象。
这一碰撞能量对应约 49 PeV 的宇宙线质子撞击静止靶核。两个数字使用了不同参考系：对撞机两束粒子迎面运动，而大气中的靶核近似静止。后者有相当一部分能量用于整个系统的整体运动。按每核子碰撞计算，高能极限下有 E ≈ sNN / (2mp)，其中采用自然单位制。将 9.62 TeV 平方后代入，就得到约 4.9 × 10¹⁶ eV。
49 PeV 已高于宇宙线能谱在数 PeV 附近出现的膝区。这使实验能够在与高能宇宙线研究相关的能量上，直接检验轻核碰撞中的粒子产生机制。
两亿多次碰撞，怎样成为一组可信的测量
这项分析选出了约 2.46 亿个事件。研究者主要利用 ATLAS 内部径迹探测器，重建带电粒子在磁场中的运动轨迹，并据此确定动量和方向。数据经过触发、顶点重建等效率修正后，用于截面计算的事件数约为 2.51 亿。
实验有明确的观测范围：一个事件至少包含一个横向动量 pT 大于 500 MeV、赝快度绝对值 |η| 小于 2.5 的初级带电粒子。横向动量表示垂直于束流方向的动量；赝快度由出射角定义，η = 0 对应垂直于束流的方向，|η| 越大越靠近束流轴。本次选取主要覆盖探测器的中央角区。
这些条件决定了结果的含义。实验直接统计的是指定范围内的初级带电粒子，并对其寿命和来源作了定义；太软、太靠近束流方向的粒子，以及中性粒子，没有全部进入这组测量。后面出现的粒子数，均指这个范围内的数目。
大量事件降低了统计误差，但探测器仍会漏掉部分轨迹，也会记录到次级相互作用产生的粒子。研究者需要修正重建效率、扣除背景，并通过反卷积还原被探测器分辨率改变的分布。他们还使用不同模拟生成器检验这些修正对模型假设的依赖。因此，这项测量的不确定性主要来自探测器与分析方法的系统误差。常见区域的精度达到百分之几，罕见的高粒子数和高动量区域则有更大的误差。
实验首先回答了一个基本问题：在限定的观测条件下，质子—氧核碰撞发生得有多频繁？物理学使用截面描述这种相互作用概率。这里的截面是有效面积，单位 mb 为毫巴恩，1 mb = 10⁻³¹ 平方米。
图 2｜论文图 1。左图比较直接测量的限定区域截面与模型预测，实心点为数据；右图给出外推的质子—空气非弹性截面，橙色点为本研究，其他点来自宇宙线实验。右图上方刻度是等效宇宙线能量。
直接测得的限定区域截面为 396 ± 6（实验）± 9（亮度）mb。亮度表示对撞机提供的有效碰撞机会数，它的标定影响截面的归一化。将两项误差按平方和合并，总误差约为 11 mb。
这个结果与 EPOS LHC-R 和 HIJING 的预测相容，低于其他受检模型的预测，差异至少达到三个标准差。例如，PYTHIA Angantyr 在同一区域给出约 442 mb，DPMJET 给出约 476 mb。限定条件下的碰撞发生率，已经足以区分这些模型。
不过，要把结果用于质子与空气的相互作用，还要走两步。首先，估计那些没有在观测范围内留下合格带电粒子的非弹性碰撞。不同模型预测的接受率从约 84% 到 96% 不等，作者据此取平均值并估计理论误差，得到完整非弹性质子—氧核截面 438 ± 6 ± 10 ± 30 mb。随后，再使用模型计算的质子—氮核与质子—氧核截面之比，并按空气由约 78% 氮、22% 氧构成的近似进行转换，得到：
质子—空气非弹性截面：406 ± 6（实验）± 9（亮度）± 28（理论）mb。
从 396 mb 到 406 mb，中间包括观测范围之外的外推，以及氧核到空气组成的转换。最后的理论误差已经大于实验误差，合并后的总不确定性约为 30 mb。较大的误差也使外推结果与模型之间的差异降到约两个标准差以内。评价这项工作的精度时，需要同时保留这两个层次：限定区域的数据很精确，对完整大气碰撞的推断仍然依赖模型。
模型的偏差，藏在粒子怎样共同产生之中
截面给出碰撞的发生率，粒子分布则进一步说明碰撞内部发生了什么。论文比较了四类分布：每次碰撞产生多少带电粒子，粒子的横向动量多大，平均横向动量怎样随粒子数变化，以及粒子沿不同方向如何分布。
图 3｜论文图 2(a)、2(b)。左图横轴为带电粒子数，右图横轴为横向动量。黑色数据点与彩色模型线的差别，在各自下方的 MC/Data 比值图中更容易看出：比值为 1 表示预测与数据一致。两图上半部均使用对数纵轴。
粒子数分布揭示了最直接的困难。没有一个模型能正确描述整个分布。Angantyr 和 QGSJET III 在较低粒子数区域相对接近数据，但到了高粒子数尾部，前者低估、后者高估，偏差可以达到一个数量级。这里指的是这些罕见事件的发生概率差很多，并不意味着每次碰撞的粒子数都相差十倍。
尾部事件与一次碰撞中发生多少次部分子相互作用、这些相互作用如何分配能量密切相关。模型如果只在常见事件上表现良好，仍可能错误预测高活动度碰撞。EPOS 则暴露出另一种情况：它对能量守恒和多次相互作用的处理有助于描述质子—质子数据，但推广到质子—氧核后，预测了过多的低粒子数事件。这说明，跨碰撞体系的检验能够揭示原有调参数据没有充分约束的机制。
横向动量分布提供了另一组信息。较低动量区更受软过程和强子化影响，较高动量区逐渐体现可用微扰方法处理的硬过程。Angantyr 在这一分布上最接近数据，全范围内偏差不超过约 12%。DPMJET、HIJING 和 Sibyll 预测的谱偏硬，也就是相对产生了更多高横向动量粒子；QGSJET 则偏软。一个模型对截面的描述较好，并不保证它也能正确描述粒子的动量。
更能说明机制差异的，是第三个量：粒子数增多时，平均横向动量如何变化。
图 4｜论文图 2(c)。数据中的平均横向动量随粒子数上升。QGSJET 和 Sibyll 在高粒子数区域的曲线较平，未能跟上这一趋势。下方比值图展示相对偏差。
数据表明，在粒子数更多的事件中，粒子的平均横向动量也更高。要解释这种关联，需要同时处理粒子数量与动量分配。仅仅在模拟中重复加入彼此独立、性质相近的相互作用，很难自然产生相同的变化。
论文将这一上升趋势解释为稠密部分子环境中色相干效应的体现。色是 QCD 中的荷，与可见光颜色无关。多个夸克、胶子系统之间的色联系，会影响它们最终形成多少强子，以及动量如何分配。模型通过不同的现象学方案处理相关效应：DPMJET 使用弦融合，EPOS 使用核芯—晕区方法，PYTHIA 使用色重联。这些模型能够在约 8% 的偏差内描述上升趋势。论文所比较的 QGSJET 和 Sibyll 版本没有建模相应的色相干效应，对粒子数的依赖明显偏弱。
这给模型改进提供了具体方向，同时仍保留了机制上的开放性。多种不同方案都可以部分解释同一个趋势，这组数据尚不能单独选定唯一的微观机制。它也没有单独确立质子—氧核碰撞产生了夸克—胶子等离子体。
图 5｜论文图 2(d)。横轴刻画粒子的出射方向，纵轴是平均每个事件、每单位赝快度产生的带电粒子数。正 η 为氧束方向。这里的分布只涵盖满足横向动量要求的带电粒子。
最后，方向分布考察粒子沿束流两侧的产生情况。数据在 η 约 1.1 处达到约 5.2 的峰值，Angantyr 在不确定性内描述了这一分布。入射粒子种类与两束流的每核子能量都不对称，使这个体系无需关于 η = 0 对称。不同模型对软、硬过程的组合，也会改变分布的宽度与高度。
四组分布连起来，论文的结论就很清楚了。模型必须同时解释碰撞发生率、粒子数量、动量分布以及数量与动量之间的关联。只改善其中一个量，可能仍然留下其他方向的偏差。这批数据的价值，正是对这些相互关联的预测施加了共同约束。
更准确的碰撞模型，会怎样改变我们对宇宙线的认识
最直接的后续工作，是利用新数据重新调整和检验相互作用模型，再把改进后的模型用于完整空气簇射模拟。这个过程将影响宇宙线研究中的两类判断。
第一类是原初粒子的能量与质量组成。质子与空气的非弹性截面影响第一次碰撞发生的大气深度；后续碰撞中的粒子产生和能量分配，则影响簇射何时达到最大规模，以及最终有多少粒子抵达地面。在其他条件不变时，较小的截面对应更长的平均相互作用长度，第一次碰撞平均会发生在更深的大气中。但完整簇射还取决于多个过程，新结果对最终成分推断的净影响，需要通过重新模拟来确定。
成分之所以重要，是因为质子、氦核和更重原子核的相对比例，以及这些比例随能量的变化，约束了宇宙线加速与传播模型。磁场对粒子的作用与其电荷有关，不同核种还会经历不同的相互作用和破碎过程。减少空气簇射模型的误差，就有助于更可靠地检验宇宙线来源及银河系内外成分的变化。
第二类是长期受到关注的 μ 子问题。在若干超高能宇宙线观测中，空气簇射模拟产生的 μ 子少于数据所要求的数量；使用簇射最大深度与地面信号推断的成分，也可能不一致。奥热合作组 2024 年的一项联合分析发现，在其方法假设下，同时改变模型的簇射最大深度和地面强子信号，才能更好地解释观测。这说明相关偏差涉及多个相互关联的观测量。奥热合作组，2024
μ 子数量与级联中的能量分配密切相关。中性 π 介子把能量送入光子、电子和正电子构成的电磁级联；带电介子则可能继续参与强相互作用，并在衰变时产生 μ 子。每一代碰撞中的差异经过多代累积，就可能改变地面的 μ 子含量。因此，直接约束轻核碰撞中粒子如何产生，是研究这一问题的重要实验输入。
本次 ATLAS 数据测量了中央角区的初级带电粒子，尚未完整测量中性粒子的能量份额、极前向的能量输运，也没有覆盖整场簇射中所有能量和入射粒子种类。论文没有展示使用新数据调参后的完整簇射结果，也没有量化 μ 子偏差能够缩小多少。将它用于 μ 子问题，接下来需要结合前向测量、不同粒子种类与不同能量的数据，检验模型修改能否同时改善对撞机和宇宙线观测。
回到这项研究本身，它完成了一件具体而重要的工作：在已知束流、已知碰撞对象和可量化探测效率的条件下，测出了与高能大气相互作用直接相关的一组数据。过去需要从地面簇射信号中共同推断的宇宙线成分与碰撞性质，现在有一部分获得了独立实验约束。
从赫斯在气球上确认天外辐射，到奥热利用地面符合事件认识空气簇射，再到 ATLAS 在实验室里研究质子与氧核的碰撞，研究方法一直在变化。今天，这些可控碰撞能够帮助我们判断：地面上看到的粒子分布，在多大程度上来自宇宙线本身的性质，又在多大程度上受到我们对大气相互作用理解的影响。
延伸阅读：人物、机构与观测概念
ATLAS 合作组：一项实验背后的国际科研组织
ATLAS 合作组是围绕 ATLAS 实验建立的国际科研协作组织。CERN 是提供加速器与实验设施的欧洲核子研究组织，LHC 是负责加速并使粒子相撞的大型强子对撞机，ATLAS 则是在其中一个碰撞点周围记录粒子产物的通用探测器。合作组承担探测器的建设、运行、维护、数据处理和物理分析。ATLAS 的研究范围很广，涵盖希格斯玻色子、标准模型精密检验、强相互作用以及新粒子搜寻；2012 年，它与另一项独立实验 CMS 共同宣布发现了一个新的玻色子，后续研究确认其性质符合希格斯玻色子。CERN：ATLAS 实验
据合作组官网介绍，ATLAS 有超过 5500 名成员，包含物理学家、工程师、技术人员和学生，其中约 3000 人具有科学论文署名资格。具体分析通常由较小的团队推进，但每项结果都依赖长期积累的探测器、软件、校准和运行工作，并须经过合作组内部审查。因此，论文通常以整个合作组署名。这也解释了本文所读论文的一个版面特点：核心分析篇幅有限，文末却列出了很长的作者与机构名单。ATLAS：合作组与组织方式
维克托·赫斯：从仪器的缓慢放电追查辐射来源
维克托·弗朗茨·赫斯（Victor Franz Hess，1883—1964）出生于奥地利，早年的研究与放射性和大气电学有关。当时，物理学家发现，装有空气的验电器即使经过良好绝缘，仍然会缓慢失去电荷。原因之一是辐射使空气分子电离，产生的带电粒子让空气能够导电。于是，一个看似属于仪器测量的问题，变成了对环境辐射来源的追问。
如果电离主要由地面放射性物质引起，离开地面后，电离率应当逐渐下降。赫斯为高空气球实验改进了仪器，减小温度和气压变化的影响，再比较不同高度的记录。他发现，电离率在上升初期有所降低，随后却随高度显著增加。夜间与日食期间的观测又表明，太阳不能解释这类辐射的主要来源。这一研究的关键，在于利用高度和观测条件的变化，逐步区分几种可能的解释。马克斯·普朗克核物理研究所：赫斯的研究经历
1936 年，赫斯因发现宇宙线获得诺贝尔物理学奖。1931 年，他已在因斯布鲁克附近的哈费勒卡山建立高海拔研究站，使宇宙线研究能够长期持续。1938 年，纳粹掌权后，他遭到解职并流亡美国，随后在纽约福特汉姆大学任教。赫斯的研究生涯因此同时经历了早期高空实验、长期观测站建设，以及欧洲科学家在战争前后的迁徙。因斯布鲁克大学：赫斯生平
皮埃尔·奥热：从空气簇射到国际科学合作
皮埃尔·维克托·奥热（Pierre Victor Auger，1899—1993）是法国实验物理学家，研究涉及原子物理、核物理和宇宙线。对本文而言，他的重要贡献是通过空间上分开的探测器，研究一次高能宇宙线事件产生的大范围空气簇射。这种方法使研究者可以利用许多次级粒子的共同信号，推断远高于当时加速器能力的原初粒子能量。今天，位于阿根廷的皮埃尔·奥热天文台以他的名字命名。奥热天文台：奥热其人
在其他物理学语境中，奥热的名字还常见于奥热效应：原子内层电子出现空位后，外层电子填补空位所释放的能量，可以传递给另一个电子，使它逸出原子。这是原子内部的一种无辐射退激发过程，与空气簇射属于不同尺度的问题。他在原子物理和宇宙线研究中均有重要贡献，体现了早期实验物理学家跨领域开展研究的特点。
战后，奥热逐渐投入科学组织工作，担任联合国教科文组织自然科学部门负责人，并参与推动 CERN 的创建。他还与意大利物理学家爱德华多·阿马尔迪等人推动欧洲空间研究合作，1964 年成为欧洲空间研究组织 ESRO 的首任总干事。ESRO 是后来欧洲空间局 ESA 的前身之一。因此，奥热与本文的联系同时涉及实验方法和科研组织：他参与发展的宇宙线观测方法延续至今，他推动的跨国合作形式也成为大型实验的重要基础。ESA：奥热与欧洲科学合作
奥热天文台：怎样用大片地面观测一次高空事件
皮埃尔·奥热天文台位于阿根廷西部，主要研究超高能宇宙线。它的两类核心探测设备观测同一场簇射的不同部分：地面水切伦科夫探测器记录穿过水体的带电粒子所产生的光，荧光望远镜记录簇射激发大气产生的紫外荧光。前者提供到达地面的粒子信号，后者追踪簇射在大气中的发展。对两类设备都记录到的事件，研究者可以联合检验能量、成分和相互作用模型。奥热天文台：混合探测方法
这也解释了正文为什么会同时讨论簇射最大深度与地面 μ 子信号。它们约束的是同一场事件中不同的物理过程；一个模型能否同时解释两者，比只拟合其中一个量更有检验力。
μ 子：为什么短寿命粒子能从高空抵达地面
μ 子属于轻子，是一种基本粒子，质量约为电子的 207 倍。它不参与强相互作用，能够穿过相当厚的物质，在空气簇射中常由带电介子衰变产生。其静止参考系中的平均寿命约为 2.2 微秒，随后会衰变为电子或正电子，以及两个中微子。美国能源部：μ 子简介
寿命这么短的粒子仍能从高空到达地面，涉及狭义相对论的时间膨胀。在地面参考系中，高速 μ 子从产生到衰变的平均时间延长，因此能够飞行更远。其较强的穿透能力和高速运动时延长的平均寿命，共同使它成为地面宇宙线实验的重要观测对象。国际 μ 子对撞机合作组：μ 子与时间膨胀
正文中的 μ 子问题，具体指空气簇射模拟对 μ 子相关观测的描述存在偏差。研究者需要检查介子产生、能量分配和多代级联等过程，确定偏差从哪里积累起来。
参考资料
- ATLAS Collaboration. Measurement of Charged-Particle Production in √sNN = 9.62 TeV Proton-Oxygen Collisions as a Probe of Cosmic-Ray Air Showers with the ATLAS Detector. Physical Review Letters 137, 121901 (2026). DOI: 10.1103/f3nk-5lt9。正文测量结果以用户提供的正式发表版为准。
- CERN. Cosmic rays: particles from outer space.
- CERN. Pierre Auger and colleagues demonstrate extensive air showers.
- Pierre Auger Collaboration. Testing Hadronic-Model Predictions of Depth of Maximum of Air-Shower Profiles and Ground-Particle Signals using Hybrid Data of the Pierre Auger Observatory. Physical Review D 109, 102001 (2024). DOI: 10.1103/PhysRevD.109.102001.
- CERN. ATLAS; ATLAS. The Collaboration.
- Max Planck Institute for Nuclear Physics. Biographical information about Victor Hess.
- Universität Innsbruck. Victor Franz Hess: Biography.
- Pierre Auger Observatory. Who Was Pierre Auger?.
- ESA. Pierre Auger.
- Pierre Auger Observatory. Hybrid Detector.
- U.S. Department of Energy. DOE Explains…Muons.
- International Muon Collider Collaboration. History of the Muon.
原图 © 2026 CERN, for the ATLAS Collaboration，采用 CC BY 4.0 许可。