学科的协同性正在发展。天体物理的观测结果正用于解释基本粒子的属性，而同时粒子物理和实验技术既把宇宙的耀眼部分也把其不可视部分展示给我们，这一切是怎样开始的呢？
作为一门新学科，粒子天体物理学诞生于1980年、它把高能天体物理学、宇宙学和粒子物理学熔于一体。这一学科包括新的实验、新的观测和新的理论。例如：暗物质的本质；对来自太阳和超新星的中微子的检测；中子星附近的强大的加速机制的证据，以及关于对我们今天看到的数百万光年的宇宙大尺度结构的形成起着重要作用的宇宙创生时的量子涨落和拓扑结构的假设等问题，都是它研究的范围。
由芝加哥－密立根合作，在犹他州的Dugway建立的广延空气簇射阵就显示了粒子物理和天文学的协同性。这一用于寻找具有1014 eV能量的γ射线星体源的1089个闪烁器的地面阵布满置于地下的μ介子检测器组成，这些检测器把γ射线同质子和另一些强子宇宙射线区分开来。因此，当超高能γ射线与大气作用时，检测器也能检测到类强子可能的反常行为。
在以前天文学和天体物理学的研究中，粒子天体物理学虽已取得一些进展，但现在是首次利用粒子天体物理学这一特别学科进行研究。这一学科分以下三个领域：粒子物理与宇宙学；粒子物理和恒星物理以及包括宇宙射线中的超高能γ射线的高能天体物理。
粒子物理和宇宙学
早期宇宙的物理学与极高能量的粒子物理学密切相关。当我们试图对一些宇宙学的基本问题（例如：无所不在的暗物质的特征是什么？物质与反物质相比为何占优势？宇宙为何变得这样平滑、平坦和这样冷等问题）作出回答时，要把早期宇宙学同粒子物理学区分开来是不可能的。另一方面，宇宙并不总是平滑，那么最终导致星系形成的非均匀性是怎样产生的？
同样，对宇宙的观测，也为粒子物理中统一理论的建立提供了基本的约束。此观测可能是我们关于极高能量（1025 eV！）物理学唯一的信息来源。在那么高能量下，粒子间不同的相互作用想象为统一或一种相互作用。
暗物质问题是目前粒子物理与宇宙学相互关联的最好例子。通过数十年的天文观测，我们可以确信在宇宙中大多数物质是不发光和透明的。各种宇宙学观点都认为暗物质不可能是一般的重子（中子和质子）类物质。如果不是重子，那么暗物质可能是由宇宙早期相变的其它粒子遗迹所构成。理论家们已提出了三种候选粒子：轻中微子，轴子和“WIMP”粒子（参与弱作用的大质量粒子）。
宇宙中正像有2.7 K黑体谱的宇宙光子背景一样，也有一个类似的低能中微子背景。目前已知电子中微子的质量上限约为10 eV，但如果已知的三种中微子的任何一种有大约30 eV的质量，那么便为宇宙学家提供所想要的全部暗物质的质量。由于还没能设计出一种可行的方法来直接检测宇宙中的中微子，因此我们不得不在实验室里寻找非零质量的中微子。
假设的轴子是非常轻的（大约10-3~10-6 eV）赝标量粒子，它是理论家们为基本粒子理论强作用中不产生CP对称破缺而引入的粒子。轴子同一般物质的相互作用强度仅比引力稍强一些。但是，实验家们在应测得300个轴子的事例中仅测到一个。
WIMP是暗物质的较重一种候选者。人们认为它是早期宇宙热平衡时的剩余物质。如果WIMP粒子的丰度确实提供了宇宙学家所需的暗物质的密度，那么它们作用截面与一般弱作用的横截面相同。这一类似可能只是一种巧合，或许从中暗示，在传递弱作用的矢量玻色子（W+、W-和Z0）的质量标度100 GeV上的物理学与暗物质有关！例如：暗物质可能由重中微子或neutralinos粒子组成，neutralinos粒子是由超对称理论所预言的稳定粒子。
当WIMP粒子在实验靶上从原子核散开时，原则上可用反冲方式来检测它。这需要能很好消除放射性本底的非常灵敏的检测器。目前使用电离技术已对检测器作出一个有益的限制，即排除了暗物质是由通常狄拉克型重中微子组成的可能性。但实验家在寻找到neutralinos粒子之前，不得不把放射性本底降低2~3个数量级。这可能要待声子检测或另一些超导体激发技术出现后才能完成。近来随着小的低温检测器的出现，已取得了一些令人鼓舞的结果。凭借寻找暗物质湮灭或衰变形成的更一般物质的方法，也可能在我们银河里搜寻到极难俘获的暗物质。
在宇宙学研究中，所设想的另一些早期宇宙中的粒子，即使不满足暗物质的要求，也可能是重要的。例如：磁单极就是一种有足球场那么大的检测器一直在寻找的粒子，这一检测器在意大利阿布鲁、亚平宁山山下的地下实验室里。
粒子物理和恒星物理
恒星天体物理同粒子物理也有着复杂而密切的联系。例如，中微子在恒星和超新星中大量产生。这些中微子可借用粒子物理和原子核物理中的技术乃至设备来检测。这两门学科间的关系也是协同的，此不但为粒子物理学家研究中微子提供了唯一的机会，而且为天体物理学家提供了基本信息。
太阳中微子 太阳物理学家充满自信地认为太阳内部产生能量的核过程同太阳中微谱的计算结果应一致。过去20年来，放射化学实验一直在南达科它州的Homestake金矿深部进行着。这个实验是为了捕捉大量强有力的太阳中微子轰击600吨纯净的液态氯而产生的放射性氩。但令人不解的是Homestake检测器检测到的氩通量不到“标准太阳模型”所预言的三分之一。这一赤字的存在最近已由日本－美国合作制造安装在日本Kamioka铅锌矿的检测器所证实。原来这一检测器是用来检测质子衰变的，为了检测切伦科夫辐射，在大量水中安装了光电管来监控切伦科夫辐射。而切伦科夫辐射是由来自太阳的中微子弹性散射引起的反冲电子形成的。
由于计算通量和观测通量间的矛盾，这一所谓的“太阳中微子问题”或许告诉我们在太阳内部的过程同我们所期望的不同，特别是Homestake和Kamioka的实验所发现的中微子谱的高能端相对应的核过程相当稀少。另一方面，或许问题不在于太阳中微子的产生，而在于它从太阳核心到地球上的检测器这一旅程中。例如，如果中微子具有质量，观察到的通量赤字可能是由于电子型中微子蜕变成另一种“风味”的中微子引起的。
为了把天体物理的赤字起源与粒子物理的赤字起源区别开来，有必要测量在太阳核内主要的质子－质子聚变反应所产生的低能中微子的通量，标准太阳模型不能容忍这种含糊不清。遗憾的是，这些所有重要的P-P中微子的能量上限为0.42 MeV，这远低于氯和水的切沦科夫检测器灵敏度的阈值。
两个实验小组正在进行的镓实验或许能解开这个谜。一个实验小组是苏－美联合在高加索山脉建造的Baksan地下实验室；另一个是欧洲的Gran Sasso实验室。Baksan小组最近报告了令人焦虑的初步结果，即在低能处，中微子赤字甚至更大。如果这一新结果能被证实，这将表明赤字的根源在于不同“风味”中微子间的振荡。
巨大的第二代水的切伦科夫实验已作了改进。在Sudbury中微子观测台，在位于多伦多以北200英里的一个深矿井里，加拿大－美国合作用数千吨重水建造了一个探测器，这个探测器除了能高效率地测量电子同电子中微子弹性散射外，当有分裂物氘核时，还能记录到另一些风味的中微子。
超新星 非常幸运，在我们建立中微子天文学时，天体中发生了最重要的事件。1987年超新星爆发，自望远镜发明以来，肉眼可见的超新星爆发，这还是第一次。当时两个水的切伦科夫实验（Kamioka和Ivvine-Michigan-Brookhaven探测器）碰巧正在寻找质子衰变。它们都检测到少量来自超新星爆发的中微子，观测到的通量与按对超新星的理解所建立的理论不矛盾。这给我们以深刻的印象。如果下次在我们银河系里有一个超新星爆发（无论是肉眼可见还是不可见），那时，Sudbury实验室或类似设备正好_行，那就必定将检测到数千个来自超新星爆发的中微子事件。这将使我们能研究从塌缩恒星所发射出来的中微子与时间的依赖关系。也使我们确定μ型中微子和τ型中微子的质量上限为100 eV成为可能。
高能天体物理
高能天体物理与粒子物理也有着直接的联系。一方面，粒子物理拓宽了天体物理中的中微子源和更高能量的宇宙辐射的观察范围，并为天体的加速机制的研究提供了线索。另一方面，在宇宙辐射中发现的极高能量（1020eV以上）的粒子也能为我们提供在这一能量上的粒子间相互作用的信息。因为人造加速器要达到这么高的能量是不可想象的。
γ射线 放入卫星轨道的仪器能探测一定范围能量的X射线和γ射线。但对高于1010 eV能量的射线，由于其通量太/h，放入轨道的望远镜难以观察。很幸运，1011 eV以上的宇宙γ射线会产生地面仪器所能检测到的足够强的空气簇射。
探测这些γ射线要用到两项基本技术。如果初始γ射线的能量小于1013 eV，簇射会在大气上层消失，所产生的切伦科夫辐射可用带光电管的特别望远镜观测到。这项技术已完全可用来检测来自蟹状星云的1012 eV能量的γ射线。惠普尔（Whipple）观测台的10米切伦科夫望远镜就是用于此目的的。
对1014 eV以上能量的射线，由于有足够的簇射粒子到达地面，所以可用大的检测阵来检测。人们在地面上10到20米范围安装由面积为1平方米的可塑性闪烁器阵。这对研究高能宇宙射线来说是一项成熟的技术。早在1980年在利兹（英国城市）的宇宙射线研究小组就报道过有关来自天鹅座X-3方向的X射线双星的高达1015 eV以上能量的大量的大气簇射。当然，来自点源的宇宙射线是中性的，否则银河系的磁场将改变荷电粒子的方向。这些令人瞩目的观察激励人们建造用于研究点源宇宙射线的更大的检测阵。这些检测阵中较为突出的是在美国洛斯阿拉莫斯城1987年建成的天鹅检测阵以及刚刚在犹他州沙漠地带建立的芝加哥－密执安检测阵。自1986年以来，除了关于天鹅座的大量报道外，还报道来自武仙座X-1双星方向的突然出现辐射，而对观测点源发射的1014 eV以上能量的γ射线一直没取得重要的发现。在未来几年这些新的检测阵随着灵敏度的提高，将可用来对点源作更多的研究。
除去一些自然突发的因素，来自X线射双星的簇射还有一个令人困惑的地方：这些高能光子（如果确是光子的话），从产生簇射的方式看，像是奇异的类重子。同时它们也产生很多的介子。如果这些推断被洛斯阿拉莫斯和Dugway的地面检测阵所证实，这将意味着要么在这么高能量上基本粒子理论还不能对光子与物质的相互作用进行描述，要么开始时不是真正的光子而是某些难以俘获的新的核素。当它们从点源发射出来时，是不带电的粒子，但我们知道，由于经历了这么长的宇宙旅程，它们也不是中性强子。
高能中微子可能为我们在银河系提供了另外一个天体物理加速器的窗口。如果像高能γ射线一样，高能中微子从点源发射出来，并被观测到，这将清楚地证明、强过程在此起了重要的作用。
穿过地球的中微子会产生向上运动的μ介子，而μ介子能够由适当的地下检测器记录到。但由于这种信息太小，所以探测器的面积要几个棒球场那么大。位于夏威夷海岸的DUMAND实验室首先表示要开垦这一处女地。最近，DUMAND实验室将切伦科夫探测器浮在海面上，同时进行海底固定。如果γ射线通量有Kiel小组于1983年报告的那么高，那么这一探测器足以探测到一些来自天鹅座X-3的中微子。
荷电宇宙线包括除了质子以外的所有已知元素的原子核，以及电子、正电子和反质子。它们的能量在106~1020 eV范围。对这一由相对论粒子构成的稀薄等离子体的研究与我们这里提出的大多数课题紧密相关。对于1014 eV以上能量的荷电粒子，宇宙射线的检测最好在大气层以上进行。核粒子数分布和宇宙射线能谱将给我们提供加速机制的重要线索。近10年来我们对宇宙射线，特别是对GeV能区的了解，取得了引人注目的进展。近来通过对依赖于电离势的丰度的观察表明，在粒子注入到星际介质的过程中，原子的性质显得很重要。丰度也对我们银河系化学演化的各阶段的核合成提供重要信息。近10年在确定宇宙射线粒子的特征约束时间方面也取得了进展。从各种放射性同位素的丰度、人们得到了大约1千万年的平均值。人们发现反质子和正电子比预料的要稍多一些，为此提出了一个有趣的假设：它们中的一些或许就是难以俘获的暗物质粒子的湮灭产品。
由于1014 eV以上能量的初级荷电宇宙射线的通量太小，难以在太空中直接测量。人们不得不采用地面检测阵来观测由初级射线产生的广延大气簇射。最高能量区域的特别有趣。1020 eV能量的初级射线的存在是令人吃惊的，因为我们似乎还不知道什么过程能产生如此高能量的粒子。在银河系的磁场中1019 eV能量的质子回旋半径可同银河系的大小相比拟。因比，其磁场不能长时间约束住这些粒子。
另一方面，如果这些非常活跃的质子在银河系之外区域，由于质子同2.7 K的宇宙背景中的软光子碰撞而产生π介子，则其谱线在1020 eV处应有一个尖锐的截断。由于这些碰撞碎片的堆积，在这截断后面也有一个平坦光谱段。
而今被新的芝加哥－密立根检测阵所围绕的犹它州立大学的“千里眼”正在寻找上述这样的特征。它的马赛镜和光电倍增管跟踪来自夜晚天空中超高能质子和γ射线的荧光闪烁。已记录到数百个大于1019 eV能量的事件，但这些检测到的谱线确实暗示着在1019 eV以上能区有一平坦谱段。然而，1020 eV以上的能量还没有检测到，所有这些都预示着超高能宇宙射线都是银河系外的质子，但要下最后的结论还需更多的统计、为此有人提出具有更高分辨率的更新千里眼将可能释开这个谜。
[Physics Today，1991年4月号］