彭曉艷，袁 強(qiáng)

(中國科學(xué)院紫金山天文臺，暗物質(zhì)與空間天文重點實驗室，南京210008)

1 簡要歷史

宇宙線是來自宇宙空間的高能粒子，一般指帶電粒子，包括各種原子核、正負(fù)電子、反質(zhì)子等。能量足夠高的γ 光子和中微子具有顯著的粒子效應(yīng)，而且往往在大氣或探測器中發(fā)展出級聯(lián)簇射，與普通宇宙線粒子并無明顯差別，因此它們通常也被廣義地稱為宇宙線。

宇宙線的發(fā)現(xiàn)源自20世紀(jì)初對空氣電導(dǎo)性的研究。最初人們普遍認(rèn)為空氣的電導(dǎo)性產(chǎn)生于巖石放射性。然而自Pacini 等人[1]進(jìn)行一系列實驗(海平面及海水中、鐵塔上、高空氣球)后，人們逐漸清楚地認(rèn)識到，導(dǎo)致空氣電離的源并非來自地球。1912年Hess[2]首次發(fā)現(xiàn)隨著海拔升高空氣電離度顯著增加，該觀測結(jié)果成功地證明導(dǎo)致空氣電離的輻射來自于外太空，Hess 因此獲得1936年諾貝爾物理學(xué)獎。后來Millikan 將這種地外輻射稱為宇宙線。

宇宙線對粒子物理早期發(fā)展起著引領(lǐng)作用。在大型人造加速器技術(shù)成熟以前，宇宙線幾乎是研究高能粒子物理的唯一工具。人們從宇宙線中發(fā)現(xiàn)了一批新的粒子，主要包括：

(1)1932年Anderson[3]發(fā)現(xiàn)正電子(1936年諾貝爾獎)；

(2)1936年Anderson 和Neddermeyer[4]發(fā)現(xiàn)μ輕子；

(3)1947年Rochester 和Butler[5]發(fā)現(xiàn)K 介子；

(4)1947年Lattes 等人[6]發(fā)現(xiàn)π 介子(1950年諾貝爾獎；理論物理學(xué)家湯川秀樹因為提出核力的介子理論而獲得1949年諾貝爾獎)；

(5)1949年Chang[7]發(fā)現(xiàn)μ原子；

(6)1950年Hopper 和Biswas[8]發(fā)現(xiàn)Λ 重子。

到20世紀(jì)50年代后，粒子加速器逐漸取代了宇宙線，在粒子物理研究中起著越來越重要的作用。宇宙線的研究重心則逐漸轉(zhuǎn)移到相關(guān)的天體物理和宇宙學(xué)問題上了。

1934年Rossi[9]發(fā)現(xiàn)擺放在不同位置的儀器往往會同時記錄下宇宙線事例，表明它們來自于同一原初事件。隨后Auger[10]獨立發(fā)現(xiàn)了該現(xiàn)象，這被稱作宇宙線的空氣簇射，由原初粒子跟空氣原子核發(fā)生相互作用產(chǎn)生的大量次級粒子形成。1937年，Bhabha 和Heitler[11]提出宇宙線的空氣簇射理論，該理論至今仍然是地面觀測宇宙線的基礎(chǔ)。

由于受到地球大氣的阻擋，原初宇宙線粒子一般需要使用空間或者高空粒子探測器進(jìn)行觀測。受技術(shù)手段和實驗成本的限制，空間探測器規(guī)模通常難以做大；宇宙線粒子能譜為冪律譜(見圖1)，低能粒子多而高能粒子少，因此空間直接探測的對象只能是能量較低的粒子( 100 TeV)。高能粒子無法在空間進(jìn)行直接觀測。幸運的是，它們在地球大氣中可以引發(fā)級聯(lián)簇射，利用地面探測簇射次級粒子可以間接探測它們。地面實驗規(guī)?？梢宰龅煤艽螅虼丝梢詫⒂^測延伸到很高的能段(1020eV 以上)。圖1 匯總了宇宙線主要成分的觀測能譜[12?30]。其中100 TeV 以下的粒子由空間探測器直接探測，人們能很好地分辨粒子種類；高能段成分測量比較困難，給出的是全粒子能譜。下面將重點介紹直接探測方面的主要進(jìn)展。

圖1 宇宙線主要成分能譜觀測匯總[12?30]

2 代表性實驗

2.1 氣球?qū)嶒?/h3>

從20世紀(jì)50年代起，人們就開始通過高空氣球?qū)嶒瀸υ跤钪婢€粒子進(jìn)行觀測[31]。受技術(shù)條件限制，長期以來氣球?qū)嶒炓?guī)模難以做大，所做的觀測也主要針對低能宇宙線粒子。然而，由于成本比空間衛(wèi)星低很多，即便是到今天，氣球?qū)嶒炘谟钪婢€直接觀測中仍然發(fā)揮著重要的作用。近期主要的氣球?qū)嶒灠–REAM (cosmic ray energetics and mass), ATIC(advanced thin ionization calorimeter), TRACER(transition radiation array for cosmic energetic radiation)等。通過直接測量獲得的宇宙線最高能量(約1 PeV)來自氣球?qū)嶒濺UNJOB[32]。能量在太電子伏至拍電子伏之間宇宙線能譜測量的結(jié)果比較準(zhǔn)確，也由氣球?qū)嶒灲o出，并且人們發(fā)現(xiàn)宇宙線能譜在數(shù)百吉電子伏處存在拐折(sub-TeV ankle)[14,33]。2008年南極氣球?qū)嶒濧TIC 給出直至太電子伏的宇宙線正負(fù)電子總能譜測量[18]。

2.2 “旅行者”號探測器(Voyager)

氣球?qū)嶒炗衅渚窒扌裕阂环矫鏆堄啻髿鈱χ苯訙y量產(chǎn)生一定的影響；另一方面氣球飛行的軌跡不容易控制，導(dǎo)致測量環(huán)境不可控，且系統(tǒng)誤差也會偏大。因此發(fā)射空間衛(wèi)星探測器仍然是精確觀測宇宙線的首選。早期的空間實驗包括美國“探險者”號、“發(fā)現(xiàn)者”號、“先驅(qū)者”號、“旅行者”號等，以及前蘇聯(lián)的“電子”號、“質(zhì)子”號等繞地或行星際項目。值得一提的是“旅行者”號系列的“旅行者1 號”。搭載“旅行者1 號”的飛船于2012年8月25日穿越了太陽系日球?qū)禹?，成為第一個離開太陽系進(jìn)入星際空間的人造設(shè)備?！奥眯姓?號”上搭載了11 臺科學(xué)儀器，分別用于行星科學(xué)、空間環(huán)境、行星際磁場、宇宙線等研究。其“宇宙線系統(tǒng)”和“低能帶電粒子設(shè)施”目前仍在正常工作，并且不斷地向地球傳回數(shù)據(jù)，其中包含有星際空間高能粒子信息，該信息對于認(rèn)識銀河宇宙線起源以及宇宙線粒子在太陽系內(nèi)的傳輸具有重要意義。

2.3 反物質(zhì)探測和輕核天體物理學(xué)探測載荷

反物質(zhì)探測和輕核天體物理學(xué)載荷(Payload for Anti-matter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics, PAMELA)是由意大利、俄羅斯、德國和瑞典聯(lián)合研制的空間高能粒子探測器。PAMELA 的主要儀器包括磁譜儀、閃爍體探測器、電磁量能器以及中子探測器。磁譜儀主要用于測量入射粒子的剛度(或荷質(zhì)比)和電荷符號，閃爍體探測器提供觸發(fā)信息并可以進(jìn)行電荷測量，電磁量能器可以鑒別輕子和強(qiáng)子并測量正負(fù)電子能量，中子探測器可以進(jìn)一步區(qū)分輕子和強(qiáng)子。PAMELA 總重約470 kg，幾何接受度為21.5 cm2·sr。它的主要科學(xué)目標(biāo)是進(jìn)行反物質(zhì)粒子和暗物質(zhì)粒子探測，同時也研究宇宙線傳播、太陽和空間物理等。PAMELA 于2006年6月15日發(fā)射，于2016年停止數(shù)據(jù)下傳。PAMELA 儀器雖小，卻取得了多項重要的發(fā)現(xiàn)，有力地推動了粒子天體物理領(lǐng)域的發(fā)展。

2.4 阿爾法磁譜儀

阿爾法磁譜儀(Alpha Magnetic Spectrometer, AMS)是由著名華裔科學(xué)家丁肇中領(lǐng)導(dǎo)的大型空間站宇宙線探測項目，由美國能源部提供主要經(jīng)費支持，來自16 個國家和地區(qū)的60個機(jī)構(gòu)共同參與建設(shè)，包括中國科學(xué)院高能物理研究所(簡稱高能所)、中國科學(xué)院電工研究所、中國運載火箭技術(shù)研究院、北京航空航天大學(xué)、東南大學(xué)、山東大學(xué)、上海交通大學(xué)、中山大學(xué)、臺灣“國家太空中心”、臺灣“中央研究院”、臺灣“中央大學(xué)”、臺灣中山科學(xué)研究院等機(jī)構(gòu)。AMS 的原型探測器AMS-01 于1998年6月搭載于發(fā)現(xiàn)號航天飛機(jī)繞地飛行兩個星期，驗證了其設(shè)計的可行性。經(jīng)過優(yōu)化設(shè)計的AMS-02 探測器于2011年5月搭載于奮進(jìn)號航天飛機(jī)升空，安置在國際空間站上。AMS-02 主要的子探測器包括穿越輻射探測器、飛行時間計數(shù)器、硅徑跡探測器(包括磁鐵)、切連科夫探測器和電磁量能器。幾個子探測器分別獨立測量各類粒子的電荷和能量。AMS-02 的首要科學(xué)目標(biāo)是尋找宇宙中的反物質(zhì)和暗物質(zhì)。自投入運行以來，AMS-02 獲取的數(shù)據(jù)顯著地改善了宇宙線直接觀測的精度，并且有效地拓寬了對反物質(zhì)粒子如正電子和反質(zhì)子的觀測能段。AMS-02 將宇宙線的研究帶入了精確時代。預(yù)計AMS-02 將運行到2028年，并與國際空間站同時退役。

3 宇宙線直接探測的幾個進(jìn)展

3.1 正、負(fù)電子超

2009年P(guān)AMELA 合作組報道了正電子占正負(fù)電子總和的比例的測量結(jié)果，表明當(dāng)能量大于10 GeV 時，正電子比例呈現(xiàn)持續(xù)明顯上升的趨勢[34]，見圖2 a)。一般而言，宇宙線正電子來自于宇宙線質(zhì)子和星際介質(zhì)非彈性碰撞，因此人們可以通過宇宙線質(zhì)子能譜(正比于E?2.8)估算出正電子能譜(約正比于E?3.6)。與質(zhì)子能譜相比，正電子能譜更軟，兩者的能譜指數(shù)相差了0.8，其原因主要是由于正電子在傳播過程中通過同步輻射和逆康普頓散射而快速丟失能量。而(負(fù))電子能譜之前的測量結(jié)果雖然有較大誤差，但大體上能譜正比于E?3.3，因此預(yù)期正電子比例將隨著能量增加而下降。PAMELA 的這一發(fā)現(xiàn)意味著需要額外的正電子來源，一時之間引起了人們廣泛的討論。最可能的一類正電子來源是脈沖星，也有很多學(xué)者提議用暗物質(zhì)粒子湮滅或衰變來解釋該正電子超[35,36]。最近HAWC 實驗對鄰近的兩顆脈沖星(Geminga 和Monogem)的γ 射線進(jìn)行觀測，結(jié)果發(fā)現(xiàn)這兩個脈沖星產(chǎn)生的正負(fù)電子可能不足以解釋觀測到的正負(fù)電子超[37]。但HAWC 組假設(shè)脈沖星附近的擴(kuò)散系數(shù)和銀河系平均擴(kuò)散系數(shù)相同，并且這個數(shù)值遠(yuǎn)低于常規(guī)的銀河宇宙線擴(kuò)散系數(shù)。實際上，如果宇宙線只在脈沖星附近數(shù)十秒差距區(qū)域內(nèi)擴(kuò)散緩慢而在更遠(yuǎn)的地方按照銀河系平均擴(kuò)散系數(shù)傳播，AMS-02 等實驗觀測到的正電子超和HAWC 觀測到的γ 射線可以同時得到解釋[38]。

同一時期，ATIC 氣球?qū)嶒瀃18]、Fermi 衛(wèi)星[39]，以及地面切連科夫望遠(yuǎn)鏡實驗HESS[20]等給出了對正負(fù)電子總能譜直至數(shù)太電子伏的高精度測量，它們發(fā)現(xiàn)正負(fù)電子總能譜上也存在超出，可能與正電子比例的超出具有同一來源，即銀河系中存在同時產(chǎn)生高能正負(fù)電子(很可能是正負(fù)電子對)的源[40]。最近，中國的暗物質(zhì)粒子探測衛(wèi)星報道了其對正負(fù)電子總能譜約5 TeV 的精確測量，并首次直接測量到能譜約0.9 TeV 處的拐折[19]。我們后面還將詳細(xì)介紹暗物質(zhì)粒子衛(wèi)星的結(jié)果。

圖2 a)正電子比例隨能量的變化[34,41?47]；b)正負(fù)電子總能譜[18?20,48?55]

3.2 反質(zhì)子

反質(zhì)子的產(chǎn)生機(jī)制和正電子類似，主要來自于宇宙線和星際介質(zhì)的碰撞。因為質(zhì)子-質(zhì)子非彈性碰撞截面對能量依賴很小，因此我們推斷高能段(約10 GeV)反質(zhì)子產(chǎn)生能譜和質(zhì)子能譜類似。在低能段，由于反質(zhì)子產(chǎn)生閾的限制，能譜更硬。在經(jīng)歷了星際傳播過程之后，比例在高能段應(yīng)該隨著能量按E?δ的規(guī)律下降，其中δ為擴(kuò)散系數(shù)隨能量變化的冪律譜指數(shù)。AMS-02 對宇宙線B/C 的觀測結(jié)果表明δ ≈1/3[60]。不過B/C 與擴(kuò)散系數(shù)之間并非簡單對應(yīng)，而是與傳播模型有關(guān)。對不同的傳播模型進(jìn)行計算，得到δ ≈0.3～0.6[61]。

觀測的反質(zhì)子流強(qiáng)以及比例整體演化與理論預(yù)期相符，如圖3 所示，圖中虛線和實線分別為太陽調(diào)制前后的模型預(yù)期。低能段流強(qiáng)受太陽調(diào)制影響，在不同時間呈現(xiàn)出一定變化。如果假設(shè)反質(zhì)子與質(zhì)子的太陽調(diào)制效應(yīng)相同，一類模型①這類模型假設(shè)宇宙線在星際空間中傳播時會和隨機(jī)磁湍流相互作用而獲得加速，稱為重加速。這類模型可以很好地符合觀測到的B/C 比例數(shù)據(jù)[61]。預(yù)期的反質(zhì)子流強(qiáng)在能量低于10 GeV 時，比數(shù)據(jù)略低(見圖中實線)。如果反質(zhì)子受到的太陽調(diào)制效應(yīng)更小，那么模型預(yù)期有可能與觀測相符。太陽調(diào)制效應(yīng)的電荷依賴性還需要進(jìn)一步的研究。此外，不同的傳播模型(例如考慮宇宙線的整體對流)給出的結(jié)果也略微不同[61]。

圖3 a)反質(zhì)子能譜；b)反質(zhì)子-質(zhì)子比例[21,22,56?58]

3.3 原子核能譜

因為核素宇宙線的豐度很高，它們的能譜是測量得最好的。原子核的能譜在數(shù)吉電子伏處存在拐折，高能能譜近似為冪律譜并延伸至100 TeV 以上。低能處的拐折是多個效應(yīng)的疊加，包括低能粒子的電離和庫侖散射能耗。經(jīng)歷太陽調(diào)制，粒子能量變成非相對論的①假設(shè)加速產(chǎn)生的粒子動量譜為單一冪律dN/dp ∝p?γ，在相對論極限下dN/dEk ∝，而在非相對論極限下dN/dEk ∝。，并具有從加速源產(chǎn)生的能譜即拐折的冪律譜。氣球?qū)嶒濧TIC 和CREAM 以及空間實驗PAMELA 和AMS-02 均發(fā)現(xiàn)，原子核能譜在約300 GeV 處存在變硬的行為[12,14,33,59]，見圖4。高能譜指數(shù)比低能譜指數(shù)硬約0.13，意味著宇宙線在加速或傳播過程中可能具有更復(fù)雜的特性。AMS-02 關(guān)于原初和次級核素的最新測量結(jié)果表明，與原初核素相比，次級核素(包括Li,Be,B)變硬的程度更大(約0.26)，意味著該能譜變硬的現(xiàn)象是傳播效應(yīng)造成[16,62]。一類擴(kuò)散系數(shù)依賴于空間位置的傳播模型可以用于解釋這些觀測數(shù)據(jù)[63,64]。

圖4 質(zhì)子和He 核能譜[12,14,15,33,48,59]

3.4 宇宙線傳播理論模型

理論方面，人們已經(jīng)建立起一個框架性的圖像，可以較好地解釋大多數(shù)觀測數(shù)據(jù)[65]。下面我們對該模型進(jìn)行簡單介紹。

(1)源 宇宙線的確切起源尚不清楚，超新星爆炸后的遺跡被認(rèn)為是最可能的宇宙線加速源之一，其他種類的源包括銀心超大質(zhì)量黑洞、大質(zhì)量星團(tuán)、脈沖星等。宇宙線源集中分布在銀盤上，也可能與旋臂結(jié)構(gòu)有關(guān)。銀河系彌散γ 射線的觀測認(rèn)為銀心超大質(zhì)量黑洞并非是單一的宇宙線來源[66]。

(2)傳播 宇宙線在銀河系隨機(jī)磁場的作用下以擴(kuò)散方式進(jìn)行傳播。此外宇宙線還可能有整體對流，以及在傳播過程中可能會經(jīng)歷隨機(jī)重加速。擴(kuò)散系數(shù)隨剛度的變化而變化，一般用冪律譜D(R)∝Rδ描述，它反映星際介質(zhì)湍動的統(tǒng)計分布行為。宇宙線的對流和重加速效應(yīng)是否存在，以及它們的效應(yīng)強(qiáng)弱尚無定論。擬合AMS-02 的觀測數(shù)據(jù)(包括質(zhì)子能譜和B/C 比例等)表明適度的重加速效應(yīng)與數(shù)據(jù)吻合得更好[61]。

(3)相互作用 宇宙線在傳播過程中(也有可能在加速的過程中)會與周圍的物質(zhì)和場發(fā)生相互作用，包括彈性和非彈性相互作用，導(dǎo)致能量損失，核碎裂以及產(chǎn)生次級粒子等。宇宙線中的Li,Be,B 以及比Fe 稍輕的系列亞Fe 元素就是通過次級相互作用而產(chǎn)生，它們在宇宙線中的豐度顯著高于恒星核合成過程所能產(chǎn)生的豐度。也因為此，次級-原初粒子的比(如B/C)通常被用于研究宇宙線的傳播過程。

(4)太陽調(diào)制 在進(jìn)入太陽系之后，宇宙線還會受到太陽風(fēng)及其攜帶的磁場的屏蔽作用，導(dǎo)致低能(大致為50 GeV 以下)宇宙線流量被壓低，稱為太陽調(diào)制。太陽調(diào)制具有周期性，并與太陽活動的11 a 周期相對應(yīng)。太陽活動越強(qiáng)，宇宙線流量越低；反之，則越高。一個簡單的太陽調(diào)制模型是力場近似[67]，將太陽系等效于一個勢場，宇宙線粒子在穿過太陽系的過程中會因做功而損失能量。

目前人們采用一些數(shù)值程序包求解宇宙線在銀河系中的傳播和相互作用過程，如GALPROP[68]和DRAGON[69]。

4 中國空間宇宙線研究概述

中國空間科學(xué)研究總體說來起步較晚，歷程艱辛。1976年，中國科學(xué)家提出了第一顆空間太陽觀測衛(wèi)星計劃(天文衛(wèi)星一號)，衛(wèi)星于1978年正式立項，中國科學(xué)院紫金山天文臺(簡稱紫臺)承擔(dān)超軟X 射線探測器、軟X 射線探測器、硬X 射線探測器和紫外探測器的研制。1982年，在已完成電性件桌面聯(lián)試工作之時，國家經(jīng)濟(jì)面臨困境，導(dǎo)致項目夭折。后來紫臺和高能所等單位又陸續(xù)開展了基于氣球的高空高能輻射觀測研究。20世紀(jì)90年代起高能所和紫臺等研究機(jī)構(gòu)利用中國開展載人航天的機(jī)會，在神舟2 號上搭載高能γ 射線譜儀，并成功實現(xiàn)對γ 射線暴和太陽耀斑等的觀測，中國在衛(wèi)星平臺上觀測天體高能輻射領(lǐng)域?qū)崿F(xiàn)了零的突破。隨后，中國科學(xué)家研制完成了X 射線譜儀和γ 射線譜儀并搭載于中國探月飛船，實現(xiàn)對月球高能輻射的觀測和月壤元素豐度的測量。2015年底中國成功發(fā)射暗物質(zhì)粒子探測衛(wèi)星——悟空號，其成為中國空間天文首星。

4.1 暗物質(zhì)粒子探測衛(wèi)星

暗物質(zhì)粒子探測衛(wèi)星(Dark Matter Particle Explorer, DAMPE)是中國科學(xué)院空間科學(xué)戰(zhàn)略性先導(dǎo)科技專項中首批立項研制的4 顆科學(xué)實驗衛(wèi)星之一，其科學(xué)目標(biāo)是以更寬的能段和更高分辨率觀測高能宇宙線和γ 射線，從而間接探測暗物質(zhì)粒子，并同時開展宇宙線物理和γ 天文的研究。

DAMPE 主要由4 個探測器構(gòu)成，由上到下依次為塑料閃爍體陣列探測器(PSD)、硅陣列探測器(STK)、BGO 量能器和中子探測器(NUD)[70]。塑閃陣列探測器主要用于測量粒子電荷并用作γ 射線觀測的反符合儀器；硅陣列探測器采用高位置分辨率的硅微條探測器，主要用于測量入射粒子的方向，也可以測量低Z核素的電荷(Z <8)；BGO 量能器為全吸收型電磁量能器，其厚度為32 個輻射長度和1.6 個核作用長度，主要用于測量粒子能量，并進(jìn)行電磁和強(qiáng)子事例的鑒別。對于能量大于100 GeV 的電子和γ 射線，BGO 量能器能量分辨率優(yōu)于1.5%[19]，并且其能量分辨率比國際上現(xiàn)有的空間探測器好數(shù)倍。此外，利用電磁簇射和強(qiáng)子簇射在量能器中的簇射形態(tài)的差異，BGO 量能器可以非常高效地區(qū)分宇宙線中的電子和質(zhì)子，對質(zhì)子的排斥能力高于99.99%[19]，這有利于人們觀測高能電子，因為宇宙線質(zhì)子的流量是電子的數(shù)百乃至上千倍(見圖1)。中子探測器可以進(jìn)一步區(qū)分質(zhì)子和電子，因為強(qiáng)子簇射產(chǎn)生的中子數(shù)量遠(yuǎn)高于電磁簇射所產(chǎn)生的。

暗物質(zhì)粒子探測衛(wèi)星自2015年12月17日發(fā)射以來，已在軌穩(wěn)定運行兩年多，完成全天掃描4 次，共記錄下超過40 億宇宙線事例?；谇?30 d 的數(shù)據(jù)，科研人員從重建出的28億事例中挑選出150 萬個能量大于25 GeV 的電子(也包括正電子，暗物質(zhì)衛(wèi)星并不區(qū)分正和負(fù)的電荷)，并獲得了世界上精度最高的電子能譜[19]，如圖5 所示。暗物質(zhì)衛(wèi)星的數(shù)據(jù)以高置信度(6.6σ)觀測到在約0.9 TeV 處電子譜的拐折行為。此前只有地面間接測量才能發(fā)現(xiàn)該拐折的跡象[71]，而且系統(tǒng)誤差很大。產(chǎn)生這個拐折的物理原因可能是高能電子源的加速限制[72]，或者是由于源的離散分布特性(反映鄰近某些個源的特征，而不是大范圍內(nèi)的平均效果)。此外，暗物質(zhì)衛(wèi)星給出的高精度觀測數(shù)據(jù)對于解釋正電子超的暗物質(zhì)模型給出很強(qiáng)的限制[73]。特別是由于暗物質(zhì)衛(wèi)星的測量數(shù)據(jù)精度很高，使得解釋正電子超的暗物質(zhì)模型參數(shù)空間被顯著縮小。結(jié)合宇宙微波背景輻射或者γ 射線的觀測，我們發(fā)現(xiàn)一類簡化的暗物質(zhì)湮滅或衰變到輕子的模型已被排除[73]。如果仍然想用暗物質(zhì)模型解釋正電子超，那么必然需要給模型增加額外的自由度來避開上述限制。暗物質(zhì)衛(wèi)星正在進(jìn)一步積累數(shù)據(jù)，希望將來可以探測到電子能譜的精細(xì)結(jié)構(gòu)。

圖5 暗物質(zhì)粒子探測衛(wèi)星測量的宇宙線電子能譜[19]及與其他實驗的對比[20,51?53,71]

4.2 中國空間站高能宇宙線探測器

中國將于2020年前后發(fā)射自己的空間站，空間站將提供一系列艙位進(jìn)行空間科學(xué)實驗。高能所等單位提出研制高能輻射探測設(shè)施(high energy radiation detection facility, HERD)，用于開展暗物質(zhì)探測和宇宙線起源的研究[74]。HERD 通過電磁-強(qiáng)子量能器探測超高能量宇宙線、正負(fù)電子和γ 射線，對電子和宇宙線的設(shè)計幾何因子將達(dá)到3 m2·sr，明顯超過現(xiàn)有探測器。HERD 有望在空間首次將核素宇宙線能譜測量至拍電子伏量級，這將對研究宇宙線起源以及宇宙線“膝”的起因等問題發(fā)揮重要作用。HERD 對正負(fù)電子觀測的幾何因子將比現(xiàn)有實驗增大10 倍以上，將對正負(fù)電子能譜結(jié)構(gòu)甚至各向異性給出高精度測量，可以有效開展暗物質(zhì)探測和鄰近電子宇宙線源等重大科學(xué)問題研究。此外，HERD 還是高能分辨率的γ 射線望遠(yuǎn)鏡，對電子、γ 射線的能量分辨率在10 GeV 以上，優(yōu)于2%，對尋找γ 射線的譜線結(jié)構(gòu)非常有利，也可開展γ 射線天文研究。HERD 探測器設(shè)計思路新穎，采用顆粒狀晶體量能器直接對簇射進(jìn)行三維成像，從而實現(xiàn)五面有效觀測的模式(一般的設(shè)備只能觀測頂面入射的事例)?？茖W(xué)家在量能器外圍放置徑跡探測器和電荷探測器，從而實現(xiàn)對入射宇宙線粒子的能量、電荷、方向等的高精度觀測。HERD 項目組已完成幾套不同規(guī)模的原理樣機(jī)，并在歐洲核子中心開展了數(shù)次束流實驗，驗證了關(guān)鍵技術(shù)的可能性。HERD 是由中國牽頭的國際合作項目，參與國主要包括意大利、瑞士和西班牙等。HERD 探測器計劃于2025年前后發(fā)射。

5 結(jié) 語

本文綜述了空間直接探測宇宙線的一些新進(jìn)展，以及這些結(jié)果對研究宇宙線起源、傳播等基本問題帶來的影響。宇宙線是一個有著百年歷史的研究領(lǐng)域，它與物理學(xué)的若干基本而重要的問題相關(guān)聯(lián)而歷久彌新。隨著技術(shù)水平的不斷提高，宇宙線的測量精度也越來越高，而且精確的觀測結(jié)果也揭示出一些此前沒有發(fā)現(xiàn)或者預(yù)見到的新現(xiàn)象，有效地擴(kuò)大了人們認(rèn)識的宇宙范圍。相信通過進(jìn)一步的努力，諸如暗物質(zhì)本質(zhì)這樣重大問題的答案或許也將逐漸浮出水面。