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柿稀６杂诹Ｗ游锢硌Ъ宜道矗以说氖堑谝慌蠹铀倨髟诘笔币丫ǔ刹⒖荚俗庑┘铀倨骶褪牵翰悸晨撕Ｎ牡耐轿认嗉铀倨鳌⒉死母吣苤首蛹铀倨骱腿漳谕吲分拊雍搜芯恐行模–ERN）的质子同步加速器。在此后的一个长时期内，粒子物理学的重要结果都是用大加速器得到的，而宇宙线研究把它的注意力主要转向天体物理学问题。这种发展趋势是不可避免的，但并不总是符合粒子物理学家的愿望；这是一个可悲的转变。
浪漫的时期过去了，在那个时期，在高海拔的高山实验室对云空照片的研究，可以同滑雪和登山相结合，或者，气球实验可以象我们的意大利朋友所做的那样，在意大利海军的飞机和军舰的支援下，从地中海的一个风景秀丽的岛屿出发。无疑，地中海和煦的太阳对科学实验的成功已作出了贡献。但是，这个欢乐的时期现在已经一去不复返了，粒子研究必须在大加速器机构的“干巴巴的”气氛中进行。
在天体物理学中，宇宙辐射成了一个很有价值的新工具，它有可能在恒星的可见光和红外光所得的信息之外提供新的信息。第一个问题当然是宇宙辐射的起源。福尔布希（Forbush）已经认识到，宇宙辐射的某些低能部分偶尔也从太阳发射出来，就是从太阳表面的某种湍流现象发出。但是很快就知道，要对宇宙线的起源问题作确定的回答，需要对恒星之间、我们的行星系中（这里我可以提醒你们注意比尔曼（Biermann）最先讨论的太阳风）、我们的银河系中、最后在河外空间中的等离子体的电磁场有充分的知识。对这些电磁场的研究成了近年来天体物理学的中心部分，并且利用宇宙辐射已得到了许多信息。关于它的起源，现在普遍的意见似乎是：超新星和它们的遗骸脉冲星是高能宇宙线的主要来源。但是，我不想深入探讨天体物理的细节，而想回到我最初提出的问题：宇宙辐射在哪些地方触及了物理学的基本问题？
我刚才提到了脉冲星，它属于迄今为止观察到的具有最大密度的恒星。它们的物质密度可以和原子核的密度相比较。它们由引力聚集在一起。这样的恒星引起了两个基本问题：一个涉及物质中引力和其他相互作用力之间的关系；另一个涉及到那种较高密度甚至更高密度的物质的状态方程。但在我进入讨论这些问题之前，我还想提一下，甚至在有了大加速器的时代，宇宙线研究对粒子物理学的很重要的问题也有几个很有价值的贡献。
宇宙辐射的粒子具有高达1019电子伏的能量，显然这样高的能量是加速器所不能达到的，至少在最近的将来是不可能达到的。因此，对于这样极高能量的粒子的碰撞只能在宇宙辐射中加以研究。即使低的强度和很少的统计资料不利干得到准确的结果，但还是提出了这样的问题：簇射的截面和其他特性在极高能量范围内应当怎样随能量而变化？在远远超过普通粒子和共振态的能量的地方，是否有一个渐近区，在那里不会发现或预料不会出现比较惊人的新事件或比较剧烈的变化吗，从宇宙辐射所得到的关于这个问题的信息不过是一个模糊的提示，但它还是刺激了理论研究，这种研究在二十多年前导致了这样的推测：任何强子的整个碰撞截面在高能时应当随能量的对数的平方而增加。因此应当有一个渐近区，但是在这个区域中，整个截面不应当是常数，它们应当按照对数的比例而增加。这种推测已在最近用欧洲原子核研究中心的储存环和用巴达维亚加速器所做的实验中得到证实。渐近区域似乎在系统的质量中心从100亿电子伏数量级的能量开始，在欧洲原子核研究中心的储存环中已得到500亿电子伏质子…质子碰撞。巴达维亚加速器的主要贡献是得到这样的结果：对于π子或K子和质子的碰撞也可以观察到对数增加。这对于有一般的渐近区的假设是一个强有力的有利论据，而且这种渐近区在这些实验中已经达到了。为了理解这种渐近区，把粒子描述为连续物质的近乎球状的云就足够了，而丝毫不用涉及组成这些云的粒子本身。这是可以令人满意的，因为“组成”一词在粒子物理中通常已失去它的意义。
近十年来，另一个问题占据了粒子物理学家的思想。我们知道SU3群在粒子谱中起着一种近似对称性的作用。SU3的最简单表示是三维的，因此人们可以期望对应于这种表示应该有三个粒子组成的三重态；这些粒子的电荷是基本电荷的1／3或2／3，它们的名称叫“夸克”。可是，这样的粒子在用大加速器做的实验中从未观察到过。因此，人们设想，夸克也许相当重，它们由很大的结合能结合在一起，所以现有的加速器还不足以把它们分开。在这一点上，宇宙辐射又显得很有用了，因为宇宙辐射的原始射线的能量可以比大加速器的最大粒子能量大几千倍甚至更多倍。甚至在宇宙辐射中也没有发现过夸克这一事实，是不存在夸克的一个很有力的论据。如果这样的结果是最终的结果，在我看来，对于“质子由三个夸克组成”这种说法很难给予任何确定的意义，因为不论是“组成”一词或“夸克”一词都没有确定的意义。那末这样的一个句子怎么能够解释呢，对于其他一些预言过但未发现的粒子，W介子、部分子、胶子、磁单极子、粲粒子，同样的怀疑也是正确的。如果它们不论是在大加速器中或是在宇宙辐射中都不能被观测到，那就难以证明它们在现象论描述中是适宜的概念。这里我们所遇到的状况是量子力学中早已熟悉了的。我们的日常语言引导我们问一些毫无意义的问题。例如，“电子绕原子核运动的轨道是怎么样的？”由于测不准关系，不论“轨道”一词或者“运动”一词，都得不到明确的定义，因此这个问题没有意义。
这把我引导到一个和宇宙辐射中的经验紧密联系的中心问题。但在我讨论问题的经验方面之前，我想先说明一下它在粒子物理学和一般物理学中的基本重要性。
从近几十年来的实验，我们知道，不同的粒子正是成体系的物的不同定态。它们用量子数表示其特征，或者，如果你愿意，也可以用它们在基本群下的变换性质来表示其特征。粒子物理学的理论上的理解只能意味着对粒子谱的一种理解。铁的光谱中单独一条谱线是无法理解的，但是整个光谱却是可以理解的，它可以归结为一个包括26个电子和这个铁原子核的系统的薛定谔方程。
光谱的理论解释的基本要亲是众所周知的，并且从经典物理学和量子力学都可以学到。我们可以设想一条弦的弹性振动，或者在一个空腔中的电磁振动，或者一个原子的定态，譬如说铁原子的定态。在所有这些例子中，我们首先需要一个关于系统的动力学性质的准确陈述，然后我们必须加上特殊的边界条件。在弦的例子中，弦的弹性和动力学性质的精确的数学表述是第一步；然后，通过陈述弦在哪里固定，我们就可以算出振动谱。关于空腔中的电磁振动，麦克斯韦方程确定了系统的动力学性质。边界条件由空腔的形状给定。由于问题的复杂性，常常不能准确地计算整个谱。但对于最低的一些振动，人们应当能够得到合适的近似结果。关于铁原子，它的动力学性质是由量子力学来规定的，那就是由薛定谔方程来规定。加上波函数必须在无穷远处等于零这样一个补充条件，这些定态就确定了。如果原子被封闭在一个很小的盒子中，这些定态就会不同。
从这些类比出发，很清楚，理解粒子谱系的首要条件是物质的动力学的精确的数学表述。显然，粒子这个词不应当进入这个表述。因为粒子是后来由成体系的物的动力学结合上边界条件来定义的；粒子是次级结构。在宇宙中，在我们的周围粒子谱无疑地可以不同于很稠密的中子星的内部，因为在这两个场合中边界条件是不同的。因此可以看出物质动力学的基本重要性，问题在于我们怎样才能掌握它的数学表述。
既然粒子概念在这里没有什么用处，动力学定律的群性质必定起决定性作用。譬如说，振动弦的动力学定律对于时间的移动和沿弦的位置移动是不变的，对于绕弦旋转也是不变的。由于边界条件，第二个不变性被破坏了，第三个不变性通常不被破坏。至于空腔中的电磁振动，对于整个洛伦兹群，动力学定律是不变的：这个不变性只是部分地被边界条件破坏。
对于物质的动力学，已经知道一些主要的不变性：洛伦兹群和同位旋群SU2。标度群可能也应该算在基本的不变性中。但我不想深入探讨动力学定律的这些对称性的细节。我宁愿回到宇宙辐射上来。宇宙辐射研究，或者更一般的天体物理学研究，怎样能对我们关于物质的动力学知识作出贡献呢，
首先谈一谈因果性。我们从色散关系知道，物质的相互作用遵循因果律。这句话的严格的数学表述或许还不完全知道，但我们有可靠的理由认为相互作用可以表述为局部的相互作用，比如就象在量子电动力学中那样。非局部的库伦力同这句话是相容的。从这样一种状况出发，说极高密度物质的研究应该给出关于这种局部相互作用的最直接的信息，从而也给出关于物质的动力学的最直接的信息，这似乎是合理的。
在中子星中，密度和原子核是同一个数量级。在这样的密度时，说原子核由若干核子组成还是有意义的。因为以小量的能量——与一个原子核的静止质量相比是小的——就足以把一个质子或一个中子从原子核中打出。核子在原子核中相互距离仍然很远，即它们的相互作用能量比它们的静止质量小。这在中子星中同样正确，因此有可能对这样的星体物质的状态方程作出估计。可是，如果密度还显著提高，例如在更大质量的恒星中由于引力收缩，那末恒星由什么粒子组成的问题就没有确定的意