我是在与胡红波研究员几次讨论中才逐渐了解超高能宇宙线的。关于超高能宇宙线的探测是很难的，尤其是寻找可能的GZK能量的宇宙线粒子。 GZK截断的全称是Greisen-Zatsepin-Kuz’min截断，讲的是宇宙线粒子与微波辐射背景光子作用导致能谱高能端的cutoff。这个效应的预言提出很早，是在1966年，宇宙微波背景辐射发现后不久，分别由美国的Kenneth Greisen与前苏联的Georgiy Zatsepin和Vadim Kuz’min撰写的两篇文章，几乎同时出现在两国的物理学杂志上，故而后人称其为GZK效应。这一效应的原理是pγ反应生成π介子[其中质子p就是宇宙线的成分，而光子γ则来自微波背景辐射，二者先是产生共振态，再生成π介子]。通过这一过程，质子会不断地损失自身的能量。根据背景光子2.7开的温度，不难求出此反应发生的质子能量阈值，约合6.0X10¹⁹电子伏。再根据此反应的截面（约为10^-28平方厘米）和能损率（大约是每次碰撞质子损失20%的能量），就可以推知超高能宇宙线在能量损失之前的平均自由程——40 Mpc。换句话说，源区距离远于此值的超高能宇宙线是无法接收到的，故而又有“GZK视界”一词。与宇宙学距离相比，这一数字算不得太大。由于一般认为此能段上的宇宙线起源于河外星系，人们自然可以预计，在宇宙线能谱上，6.0X10¹⁹电子伏附近会有流量的显著减小。

  超高能宇宙射线的来源一直是天文学家所关心的问题，它是什么粒子，起源于何处，如何得到的能量，又是如何传播到地球上的，GZK截断存在吗？这些问题是科学家们最关心的,因为它可能与宇宙间的最强的活动过程有关, 有助于揭示宇宙的形成等.

  如何测量6.0X10¹⁹电子伏特或以上能量的超高能宇宙线? 正如前面讲的，这些超高能粒子会与宇宙微波辐射背景发生相互作用，能量会被降低，而产生中性或带电的p介子，带电的p介子会衰变而生成高能的中微子。超高能中微子不受星系间磁场的影响，可以直接到达地球，这样我们可以通过探测超高能中微子来确定10Mpc以外距离的超高能宇宙线的起源。

   以测量超高能中微子为例, 比如: 位于南极的IceCube实验利用一立方公里的冰作探测器，来探测中微子穿过冰层是留下的荧光。但是相对于位于荷兰的NuMoon实验来讲IceCube实验就显得太小了。这里要强调的就是NuMoon实验，它是利用月球作探测器来测量超高能中微子的，是最新的实验装置。 它已经运行取数100个小时，最新的结果（仅用料10个小时的数据）刚刚发表（http://arxiv.org/abs/0808.1878）。

     当超高能中微子穿过月球表面时会产生级联的带电粒子，并形成电磁簇射。带电粒子穿越月球表层会发生契伦克夫辐射，从而形成射电波。NuMoon实验利用探测频率为100-200MHz的射电望远镜在地球上测量这些射电波。 可以寻找是否有GZK能区（10²⁰电子伏特）的超高能中微子宇宙射线存在。当然这些超高能中微子来源于10Mpc距离以外的超高能宇宙线。有助于我们理解超高能宇宙线的起源。还将有助于天文学家了解诸如恒星、星系演化的过程和发现新的物理规律等等。

   NuMoon实验用的the Westerbork Synthesis Radio Telescope 阵列

[宇宙线测量背景知识: 宇宙线测量方式有两种， 一是直接探测: 直接地测量宇宙线需要在大气层外或大气层顶部进行,卫星和高空气球是常用的工具. 直接探测能够比较准确地得到宇宙线的信息, 包括能谱, 成分等; 但由于送上天的设备不能太大,导致了直接探测能力的局限. 我们知道宇宙线能量越高数目越少, 因此直接测量的能量不会太高. 现有的直接探测实验最高探测能量到5x10¹⁸电子伏特； 二是间接探测:宇宙线和大气发生相互作用,产生次级粒子,次级粒子进一步产生三级粒子,并如此发展下去,我们称其为广延大气簇射。利用宇宙线大气簇射进行间接测量。地面探测器接收面积可以做得很大,因而有利于探测稀少的高能事例。 但是由于这是间接探测,由次级粒子反推原初粒子信息,存在一定的不确定性以及模型依赖性。直接探测和间接探测各有优缺点,并正好可以互相补充,使得我们对于全能段宇宙线都有了一定的认识。]