曹臻 陳明君 陳松戰(zhàn) 胡紅波 劉成 劉燁馬玲玲 馬欣華 盛祥東 吳含榮 肖剛 姚志國尹麗巧 查敏 張壽山 (代表LHAASO合作組)

(1 中國科學(xué)院高能物理研究所粒子天體物理重點實驗室北京100049)

(2 中國科學(xué)院大學(xué)北京100049)

(3 河北經(jīng)貿(mào)大學(xué)管理科學(xué)與工程學(xué)院石家莊050061)

1 引言

廣義的宇宙線是指來自地球外太空的粒子和射線,包括原子核、電子、正電子、反質(zhì)子等帶電粒子以及中子、高能伽馬射線、中微子等電荷中性粒子.狹義的宇宙線是指占99%的原子核,包括從輕(如質(zhì)子、氦核)到重(如鐵核)的原子核.本文采用狹義的宇宙線定義.宇宙線能量跨度覆蓋109–1020eV (相比之下,人工產(chǎn)生的最高能量粒子是大型強(qiáng)子對撞機(jī)(LHC)實驗產(chǎn)生的質(zhì)子,單束流的質(zhì)子最高只能加速到7 TeV,質(zhì)子對撞產(chǎn)生的實驗室系能量只能達(dá)到1017eV).宇宙線的發(fā)現(xiàn)超過百年了,但是宇宙線的起源仍然是一個謎.研究宇宙線起源有兩條重要的途徑:

(1)精確測量宇宙線分成份能譜,通過研究能譜隨能量、成份的變化來揭示宇宙線產(chǎn)生、加速、傳播的機(jī)制.宇宙線以接近光速的速度運(yùn)動,受銀河系磁場的約束而且偏轉(zhuǎn)運(yùn)動方向,在銀河系平均來說停留大約1000萬年.宇宙線的觀測方式有兩種: 一種方式是直接測量,即由航天器或者高空氣球搭載探測器到大氣層外直接探測宇宙線.由于探測器作為載荷卻不能過重過大,飛行時間又有限,而在100 TeV以上宇宙線流強(qiáng)太低,因此無法得到研究100 TeV及以上能譜所需的足夠統(tǒng)計量.另一種方式是間接測量,即在地面建造大型探測陣列,通過探測廣延大氣簇射(EAS),即宇宙線與地球大氣層的原子核碰撞產(chǎn)生的成千上萬的電子(e?)、正電子(e+)、繆子(μ±)、伽馬射線(γ)、強(qiáng)子、切倫科夫光、熒光、射電等次級粒子和輻射,來推出宇宙線的能量和成份.

(2)尋找伽馬射線源,并且精確測量伽馬射線源的能譜,研究伽馬射線的輻射機(jī)制,從而發(fā)現(xiàn)宇宙線源.研究伽馬射線的優(yōu)勢是不受星際磁場的影響,通過精確測量伽馬射線的方向,直接找到產(chǎn)生伽馬射線的天體.甚高能(VHE)伽馬射線天文學(xué)(能量>100 GeV)是研究最高能態(tài)天體物理過程的一門學(xué)科,已成為粒子天體物理的主要分支之一,是目前的國際研究熱點.VHE伽馬射線產(chǎn)生于非熱輻射,與加速機(jī)制模型緊密相關(guān),可以對理論模型進(jìn)行很強(qiáng)的限制.同時,VHE伽馬射線作為極端天體物理過程的研究探針,對于我們研究伽馬暴(GRB)的起源、極端環(huán)境中(中子星、超新星、活動星系核等)的物理行為有著非常重要的作用.VHE伽馬射線的實驗觀測還有助于研究一些更基礎(chǔ)的物理課題,比如尋找來自于星系中的暗物質(zhì)粒子湮滅生成的高能伽馬射線的信號.

中國長期以來致力于宇宙線起源的研究,積累了豐富的經(jīng)驗.20世紀(jì)70年代末,中國科學(xué)家聯(lián)合日本科學(xué)家在海拔5000 m的甘巴拉山開展宇宙線乳膠實驗,90年代又先后與日本及意大利的合作者,在海拔4300 m的西藏羊八井成功開展了國際著名的地面EAS實驗.羊八井實驗在1014–1017eV能量范圍內(nèi)精確測量了宇宙線能譜[1?2],在1012–1015eV能量范圍內(nèi)精確測量了2維的宇宙線各向異性[3?4],在1012–1013eV開展了伽馬射線觀測[5],取得了重要的物理成果.但是由于陣列規(guī)模有限,探測器品種單一,難以鑒別原初粒子是伽馬射線還是宇宙線,靈敏度不高,未能發(fā)現(xiàn)新的伽馬射線源,高海拔實驗的優(yōu)勢還沒有全面發(fā)揮出來.在這些前期工作的基礎(chǔ)上,針對相關(guān)領(lǐng)域的前沿課題,中國正在建立高海拔宇宙線觀測站(Large High Altitude Air Shower Observatory,LHAASO),聯(lián)合運(yùn)用多種探測手段,對EAS展開全成份、立體觀測,比以往的同類型實驗大幅提升角分辨率、能量分辨率、原初成份的鑒別能力等各項性能.本文對LHAASO的實驗裝置、性能優(yōu)勢、物理目標(biāo)做一概要介紹.

2 LHAASO實驗裝置

LHAASO選址在四川稻城海拔高達(dá)4410 m的海子山,緊鄰省道217,離稻城亞丁機(jī)場僅8 km,交通便捷.LHAASO實驗[6]主要包含3個探測器陣列(圖1): 分布面積最大的陣列稱為1平方公里地面粒子探測器陣列(KM2A),在1.3 km2范圍內(nèi)均勻放置地面電磁粒子探測器(ED)和地下繆子探測器(MD); 中心部分是全覆蓋、低閾能、總面積78000 m2的水切倫科夫光探測器陣列(WCDA); 還有可以機(jī)動布置以適應(yīng)不同物理需求的20臺廣角大氣切倫科夫光望遠(yuǎn)鏡(WFCT)組成的望遠(yuǎn)鏡陣列(WFCTA).以下對這些探測系統(tǒng)分別進(jìn)行介紹.

圖1 LHAASO陣列布局Fig.1 The layout of LHAASO detectors

2.1 KM2A

KM2A陣列由5195個ED和1171個MD以及后級的電子學(xué)、定時、數(shù)據(jù)采集、觸發(fā)判選、數(shù)據(jù)處理、標(biāo)定等功能系統(tǒng)組成.ED (圖2)是1 m2的塑料閃爍體探測器,塑料閃爍體中產(chǎn)生的光子經(jīng)光纖收集傳輸?shù)?個1.5英寸光電倍增管(PMT)轉(zhuǎn)化成電信號讀出.ED表面覆蓋5 mm厚的鉛板,用于將EAS中的光子轉(zhuǎn)化成電子以提高探測效率和角分辨率.ED間采取正三角形排布,在1 km2的中心區(qū)域內(nèi)間隔為15 m.外圍區(qū)域內(nèi)相鄰ED間距為30 m,用于判別簇射的芯位落在了陣列以內(nèi)還是以外,總分布面積達(dá)到1.3 km2.ED用于重建原初粒子的能量和方向.MD (圖3)是36 m2的水切倫科夫探測器,用1個8英寸PMT讀出.MD表面覆蓋2.5 m厚土層,土層用于吸收電子和光子,探測繆子的閾能為1.3 GeV.MD間同樣采取三角形排布,間隔為30 m,分布在中心區(qū)域.整個陣列布局如圖1所示,圖中缺少的區(qū)域是因為地質(zhì)條件限制,無法建造MD.因為強(qiáng)子宇宙線的次級粒子中富含繆子,而伽馬射線的次級粒子中繆子很少,所以可以用于區(qū)分伽馬射線和宇宙線.圖4顯示了KM2A對伽馬和宇宙線觀測到的繆子數(shù)與電子數(shù),可以看到兩者具有明顯區(qū)分度,在一定能區(qū)以上可以完全排除掉宇宙線[7].

2.2 WCDA

WCDA (圖5)分成3個水池,由3120個單元探測器以及后級的電子學(xué)、定時、數(shù)據(jù)采集、觸發(fā)判選、數(shù)據(jù)處理、標(biāo)定等功能系統(tǒng)組成.單元探測器(圖6)為5 m×5 m的水域,深度為4.4 m,兩個單元之間用隔光簾隔開,從而避免來自同一次級粒子尤其是繆子信號的串?dāng)_.WCDA共采用3120支大尺寸PMT (其中900支8英寸,2220支20英寸),分別布設(shè)于每個單元的中央,置于水底,向上觀測.另外還在水池中放置3120支小尺寸PMT(其中900支1.5英寸,2220支3英寸),小尺寸PMT放置在大尺寸PMT旁邊,用于擴(kuò)大簇射粒子數(shù)測量動態(tài)范圍,從而實現(xiàn)高能宇宙線的高精度測量.

圖2 ED結(jié)構(gòu)示意圖Fig.2 Schematic view of ED

圖3 MD結(jié)構(gòu)示意圖Fig.3 Schematic view of MD

圖4 KM2A陣列利用測量到的繆子數(shù)(Nμ)與電子數(shù)(Ne)對原初伽馬射線(黑點)和宇宙線(藍(lán)點)進(jìn)行區(qū)分,黑線是兩者的區(qū)分線(模擬計算結(jié)果)[7]Fig.4 Separation between the primary gamma ray (black dots)and nuclei (blue dots)by using the number of electrons Ne and the number of muons Nμ,measured by KM2A.The black line is the separation line (from a simulation calculation)[7]

圖5 WCDA整體布局效果與WCDA布局示意Fig.5 Effective picture and schematic of the overall layout of WCDA

圖6 WCDA探測器結(jié)構(gòu)示意圖Fig.6 Schematic view of the WCDA detector

2.3 WFCTA

WFCTA (圖7)最多由20臺WFCT組成,每臺WFCT由光學(xué)系統(tǒng)、硅光電倍增管(SiPM)陣列、電子學(xué)讀出系統(tǒng)、慢控制系統(tǒng)和檢測系統(tǒng)、標(biāo)定系統(tǒng)及機(jī)械系統(tǒng)6大部分組成[8?9].單臺WFCT的各個組成部分都放置在1個海運(yùn)集裝箱內(nèi),并把集裝箱放置在底盤上,使其便于移動并能夠在仰角0?–90?之間升降.高能宇宙線進(jìn)入大氣層之后能夠引發(fā)廣延大氣簇射,而簇射中的帶電粒子能夠進(jìn)一步輻射出切倫科夫光或者激發(fā)的氮分子退激發(fā)而發(fā)出熒光.而WFCTA正是通過探測這些光子實現(xiàn)對宇宙線探測的.簇射中的切倫科夫光或者熒光由多面反射鏡組成的光學(xué)系統(tǒng)收集并反射聚焦到SiPM陣列上,在SiPM陣列上形成切倫科夫光像或熒光像.每臺WFCT的光學(xué)系統(tǒng)有20面邊長為六邊形的球面子鏡及5塊相應(yīng)的半子鏡拼接而成,總集光面積為5 m2.每面反射鏡的曲率半徑為5.8 m.為了降低視場內(nèi)光學(xué)系統(tǒng)像差引起的光斑能量分布的不一致性,通過光學(xué)優(yōu)化,要求SiPM陣列至反射鏡中心的距離為2.87 m.望遠(yuǎn)鏡采用寬視場設(shè)計,其SiPM陣列共有1024個SiPM按照32×32的布局排列.每個SiPM對應(yīng)的視場約為0.5?×0.5?,單臺望遠(yuǎn)鏡的視場范圍為16?×16?.

圖7 WFCTA結(jié)構(gòu)示意圖Fig.7 Schematic view of WFCTA

除了上述子陣列的各自結(jié)構(gòu),LHAASO具備以下整體特征:

(1)雖然LHAASO探測器單元數(shù)量達(dá)上萬個,但是每個探測器都是將光信號通過光敏器件(PMT或者SiPM)轉(zhuǎn)化成電脈沖信號,信號類型單一、信號特征一致,便于進(jìn)行統(tǒng)一處理;

(2)LHAASO探測器單元均采用小白兔時鐘系統(tǒng)記錄每個信號的到達(dá)時間,精度達(dá)到0.5 ns以上,并且用光纖傳輸數(shù)據(jù),保證了數(shù)據(jù)傳輸?shù)目煽啃?

(3)WCDA和KM2A均采用無硬件觸發(fā)模式,即將所有的過閾信號傳輸?shù)皆诰€數(shù)據(jù)平臺作短暫的緩存,在那里及時進(jìn)行軟件上的觸發(fā)判選,判選后的事例發(fā)送到離線數(shù)據(jù)平臺作永久儲存.WFCTA在硬件的一級觸發(fā)后也同樣作在線軟件觸發(fā).這樣的方式使得觸發(fā)工作具有高度的靈活性和多樣性,可以針對不同的物理目標(biāo)進(jìn)行觸發(fā)設(shè)計,只保留有用的數(shù)據(jù),保證了對海量數(shù)據(jù)充分、高效、快速的利用.

3 LHAASO科學(xué)目標(biāo)

LHAASO的核心科學(xué)目標(biāo)是探索高能宇宙線起源并開展相關(guān)的高能輻射、天體演化、暗物質(zhì)分布等基礎(chǔ)科學(xué)的研究.LHAASO具體的科學(xué)目標(biāo)如下:

(1)探索高能宇宙線起源.通過精確測量伽馬源寬范圍能譜,特別是尋找100 TeV以上能區(qū)的宇宙加速器(Pevatron),研究高能輻射源粒子的特征,探尋銀河系內(nèi)重子加速器的存在證據(jù),在發(fā)現(xiàn)宇宙線源方面取得突破; 精確測量宇宙線能譜和成分,研究加速和傳播機(jī)制.

(2)開展全天區(qū)伽馬源掃描搜索,大量發(fā)現(xiàn)新伽馬源,特別是河外源,積累各種源的統(tǒng)計樣本,探索其高能輻射機(jī)制,包括產(chǎn)生強(qiáng)烈時變現(xiàn)象的機(jī)制,研究以超大質(zhì)量黑洞為中心的活動星系核的演化規(guī)律,捕捉宇宙中的高能GRB事例,探索其爆發(fā)機(jī)制.

(3)探尋暗物質(zhì)、量子引力或洛侖茲不變性破缺等新物理現(xiàn)象,發(fā)現(xiàn)新規(guī)律.

下面對各個物理目標(biāo)逐一進(jìn)行介紹.

3.1 VHE伽馬射線天文學(xué)

在過去的20 yr內(nèi),大氣切倫科夫成像望遠(yuǎn)鏡(IACT)的應(yīng)用在極大地提高角分辨的前提下突破了宇宙線本底排除的瓶頸,開創(chuàng)了VHE伽馬射線天文學(xué).惠普大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡(WHIPPLE)、高能立體大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)(H.E.S.S.)、甚高能輻射成像望遠(yuǎn)鏡陣列系統(tǒng)(VERITAS)、伽馬射線大氣切倫科夫成像望遠(yuǎn)鏡(MAGIC)等IACT實驗發(fā)現(xiàn)了大批伽馬射線源,確定地指出了每一個超新星遺跡、脈沖星、星系中心的超大質(zhì)量黑洞、星暴星系等都是一個TeV宇宙加速器(Tevatron),至少電子肯定已經(jīng)在這些Tevatron中被加速到不低于100 TeV的能量.然而,在GeV處電子只占通常的重子宇宙線流強(qiáng)的1%,在TeV處為0.1%,而且伽馬射線發(fā)射并不一定直接關(guān)聯(lián)于源區(qū)宇宙線的加速,已經(jīng)發(fā)現(xiàn)的TeV伽馬射線源適用于逆康普頓(IC)散射模型,即電子起源.H.E.S.S.實驗的能譜測量局限在100 GeV到幾十TeV,尚不足以最終確定宇宙線源.目前VHE伽馬射線天文學(xué)領(lǐng)域的關(guān)鍵問題在于: 一方面,尚未收集到足夠多伽馬射線源的樣本,無法按其加速行為進(jìn)行分類; 對已知源的能譜和源區(qū)多波段詳細(xì)觀測的樣本也太少,難以在較為普遍存在的規(guī)律性觀測結(jié)果和特殊個體行為之間做出正確的判斷.因此,目前需要的是對整個天空的巡天觀測以發(fā)現(xiàn)大批伽馬射線源.另一方面,需要對伽馬射線源做深度成像觀測、大范圍的能譜測量和盡可能寬廣的多波段觀測研究,徹底弄清伽馬射線的輻射機(jī)制,判選出真正進(jìn)行強(qiáng)子加速的天體源.值得強(qiáng)調(diào)的是,在電子加速機(jī)制中產(chǎn)生最高能伽馬射線的是電子在軟光子上的IC散射,而這一作用過程幾乎不可能產(chǎn)生100 TeV以上的伽馬射線,如果存在,就可以無歧義地確定為宇宙線的起源,因此對Pevatron的搜索是VHE伽馬射線天文學(xué)的新的熱點.

早期的高海拔、全覆蓋實驗ARGO-YBJ (羊八井天體物理地面觀測站)成功地把伽馬探測閾能降低到300 GeV,而MILAGRO (奇跡水切倫科夫望遠(yuǎn)鏡)實驗則由于采用了水切倫科夫技術(shù)技術(shù),既可探測簇射中的電子、伽馬射線和繆子,從而可以有效區(qū)分伽馬簇射和宇宙線簇射事例.因此,建于高海拔的水切倫科夫?qū)嶒灴赏瑫r具有低閾能和高伽馬射線探測靈敏度的優(yōu)點.美國與墨西哥合作的HAWC (高海拔水體切倫科夫天文臺)實驗便是率先實踐這樣一個結(jié)合的范例,2013年HAWC在4100 m海拔成功建造了22500 m2的實驗陣列,靈敏度比ARGO-YBJ和MILAGRO提高了15倍并很快發(fā)現(xiàn)了10多個新的銀河系伽馬射線源[10].

伽馬射線源類型多樣,數(shù)量眾多,包括:

(1)超新星遺跡(SNR)是超新星爆發(fā)拋射物質(zhì)在向外膨脹過程中與星際介質(zhì)相互作用形成的延展天體.SNR長久以來被認(rèn)為是銀河系宇宙線的主要來源.2013年Fermi-LAT (Fermi Large Area Telescope)通過200 MeV以下能譜特征證認(rèn)出2個宇宙線核子源IC443和W44[11],它們就屬于這類SNR,這個發(fā)現(xiàn)被Science雜志評為2013年十大科學(xué)突破之一.此外新星遺跡W51也被發(fā)現(xiàn)為宇宙線核子源.但是其伽馬射線能量比較低,所需宇宙線能量在TeV以下,遠(yuǎn)低于“膝區(qū)”,此外,所證認(rèn)出的核子源的數(shù)量還太少,遠(yuǎn)不能解決銀河系宇宙線的起源問題.

(2)脈沖星風(fēng)云(PWN)是TeV能段河內(nèi)源中最多的一類,目前在TeV能段觀測到的PWN有34個,其中13個在LHAASO視場內(nèi).PWN在各波段一直被認(rèn)為是穩(wěn)定的輻射源,但是2010年蟹狀星云(Crab Nebula)爆發(fā)現(xiàn)象[12?13]的發(fā)現(xiàn)改變了人們看法,并成為最近PWN觀測最重要的進(jìn)展.在2011年4月的大爆發(fā)中,其流強(qiáng)升高了30倍以上,最小的光變時標(biāo)小于1 h,說明其輻射區(qū)非常小,以mGs的磁場強(qiáng)度估算,相應(yīng)同步輻射電子能量需要達(dá)到PeV量級,這么高能量電子對現(xiàn)有的加速機(jī)制是一個挑戰(zhàn).

(3)銀河系彌散伽馬輻射主要產(chǎn)生于宇宙線與星際介質(zhì)氣體強(qiáng)作用產(chǎn)生π0的衰變和電子對星際輻射場的逆康普頓散射,可用以研究銀河系宇宙線的傳播,研究不同區(qū)域的宇宙線和星際介質(zhì)氣體的分布及相互作用.Fermi-LAT和ARGO-YBJ在GeV到TeV的觀測結(jié)果基本與宇宙線傳播模型預(yù)期一致,其能譜也近似為冪律譜,未發(fā)現(xiàn)截斷現(xiàn)象.H.E.S.S.觀測到了銀心附近的彌散伽馬輻射[14],認(rèn)為找到了PeV宇宙線在銀心附近的加速證據(jù),但是H.E.S.S.的測量能量主要在30 TeV以下,需要在一定的能譜譜形(指數(shù)截斷模型)假設(shè)前提下推斷其截斷能量.

(4)高能粒子與星際物質(zhì)或輻射場相互作用產(chǎn)生伽馬輻射,而這些高能粒子是從加速區(qū)逃逸出來的,因此許多VHE伽馬射線源表現(xiàn)為擴(kuò)展源.此外,銀道面彌散伽馬輻射大部分來自宇宙線與星際物質(zhì)及輻射場相互作用產(chǎn)生的輻射,而伽馬射線的觀測是對宇宙線的流強(qiáng)和能譜探測的最直接的探針.宇宙線強(qiáng)子與星際介質(zhì)相互作用產(chǎn)生中性π介子,π介子衰變產(chǎn)生伽馬輻射; 宇宙線電子通過逆康普頓散射產(chǎn)生高能伽馬輻射.通過銀河系彌散伽馬輻射與氫的柱密度形態(tài)進(jìn)行比較,可以得到分別來自這兩類伽馬輻射過程的貢獻(xiàn)或給出相應(yīng)的限制.反之,給定一個銀河系宇宙線分布的模型,中性π介子的組成可以用來探測分子云及氫的柱密度,因此可以測量銀河系不同天區(qū)CO與分子氫的比例.

(5)已經(jīng)發(fā)現(xiàn)的70多個能量大于100 GeV的河外源多數(shù)是活動星系核(AGN),具有顯著的流強(qiáng)隨時間變化的特征,了解這些非?；钴S的星系核(通常是大質(zhì)量黑洞)的演化和與周圍物質(zhì)的相互作用特性具有重要的意義.由于源的距離非常遙遠(yuǎn)(通常>108pc),通過與其他波段的聯(lián)合觀測,其時變現(xiàn)象可以用于探索多個涉及大尺度物質(zhì)分布、河外背景光分布(EBL)、量子引力效應(yīng)等基本天體物理問題.顯而易見,最佳的觀測手段是具有較高靈敏度的能夠24 h連續(xù)監(jiān)測整個天空的大型探測器.除了快速變化的伽馬射線源外,還存在一類空間上擴(kuò)展的源.以美國MILAGRO實驗發(fā)現(xiàn)位于天鵝座方向的源為例,它和Geminga都是天空中相當(dāng)明亮的伽馬射線源,其流強(qiáng)都遠(yuǎn)遠(yuǎn)超出了切倫科夫望遠(yuǎn)鏡所能探測的最低靈敏流強(qiáng),但他們并沒有被這些窄視場的望遠(yuǎn)鏡所發(fā)現(xiàn).這充分體現(xiàn)出寬視場掃描探測器在發(fā)現(xiàn)具有擴(kuò)展特性源上的優(yōu)勢,也給LHAASO或者HAWC等地面探測陣列留下了發(fā)現(xiàn)較強(qiáng)源的寬廣空間,而年齡較大的超新星遺跡往往具有較為擴(kuò)展的輻射區(qū)域,當(dāng)然單位源區(qū)面積上的輻射流強(qiáng)也會相應(yīng)降低,要求探測器具有更高的靈敏度.

(6)GRB是宇宙中最劇烈的恒星級高能爆發(fā)現(xiàn)象,在觀測上,GRB表現(xiàn)為來自宇宙空間的伽馬射線流量短時標(biāo)的突增,典型的GRB持續(xù)時標(biāo)為0.01–1000 s,擁有非熱形態(tài)的拐折冪律譜[15],光變曲線復(fù)雜且快速變化,有不規(guī)則的多脈沖形態(tài).一次GRB釋放的各向同性輻射能可以達(dá)到1046J的量級,甚至更高.GRB的高能輻射一般指的是幾十到上百M(fèi)eV能段之上的部分.Fermi伽馬射線空間望遠(yuǎn)鏡2008年發(fā)射之后,陸續(xù)發(fā)現(xiàn)了近百個擁有高能輻射的GRB.有幾個GRB的能量在10 GeV以上[16–18],GRB130427A[19]達(dá)到94–126 GeV (經(jīng)過紅移修正后),最近MAGIC就探測到GRB 190114C產(chǎn)生的伽馬射線能量>300 GeV[20],表明GRB能產(chǎn)生甚高能的光子.但是我們?nèi)匀徊恢滥茏V能延伸到什么地方,或者說還不知道GRB所產(chǎn)生的高能光子的能量最高能達(dá)到多高.而研究GRB的高能輻射對于全面了解這種劇烈爆發(fā)現(xiàn)象來說至關(guān)重要,它可以為黑洞和致密星相關(guān)物理、高能宇宙線和中微子的產(chǎn)生等問題提供線索,還能夠用于限制GRB的洛倫茲因子、源區(qū)磁化度等關(guān)鍵參量.Fermi伽馬射線空間望遠(yuǎn)鏡受限于其有效面積,探測到的伽馬射線的能量主要還是集中于低能段,高能輻射只占總能量的一小部分.由于對GRB的高能光子探測置信度不足,對于能譜等物理機(jī)制還不能得到確定的結(jié)論.而IACT只能在晴朗無月夜的晚上工作,觀測時間只有10%左右,觀測視場窄小,只能定點觀測,即使出現(xiàn)GRB警報,轉(zhuǎn)動其觀測裝置也需要一定的時間,因此對GRB這種瞬時爆發(fā)現(xiàn)象的觀測存在不足.

此外,電子在宇宙線中只占很小一部分,但是電子是已知的最基本的穩(wěn)定粒子之一,是探測新物理的重要探針.2008年以來,PAMELA (反物質(zhì)探測和輕原子核天體物理衛(wèi)星實驗)、ATIC (高新薄電離量能器氣球?qū)嶒?、Fermi (費(fèi)米衛(wèi)星實驗)和AMS02 (阿爾法磁譜儀02)等空間實驗在1 TeV以下能區(qū)測量了電子譜,并發(fā)現(xiàn)了超出宇宙線傳播模型預(yù)期的新現(xiàn)象,從而引發(fā)了暗物質(zhì)研究的熱潮.2015年12月17日中國發(fā)射的暗物質(zhì)粒子探測衛(wèi)星“悟空”(DAMPE),其核心課題便是通過對5 GeV–10 TeV電子能譜進(jìn)行高分辨的測量來尋找暗物質(zhì)的證據(jù).

LHAASO的WCDA和KM2A組合將聚焦于VHE伽馬射線天文學(xué).LHAASO具有大視場、全天候、低閾能及高靈敏度的特點,已知的伽馬射線源中103個大于100 GeV源和187個大于50 GeV源在LHAASO視場內(nèi)(圖8).WCDA將巡天觀測100 GeV–30 TeV的伽馬射線天空,在TeV能區(qū)可以達(dá)到<1%蟹狀星云流強(qiáng)的最佳靈敏度(圖9),與歐洲的下一代成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡陣列(CTA)計劃形成優(yōu)勢互補(bǔ).除銀河伽馬射線源觀測外,WCDA將發(fā)現(xiàn)和監(jiān)測諸如GRB和AGN這樣的河外時變源,這對于研究宇宙線的起源加速、GRB和AGN的多波段輻射機(jī)制、河外背景光、星系間磁場和星系演化等問題都具有重要意義.同時,WCDA具有探測擴(kuò)展源的優(yōu)勢,有望探測到更多CTA難以觀測的擴(kuò)展源.KM2A陣列在>30 TeV能區(qū)的靈敏度遠(yuǎn)遠(yuǎn)高于此前的IACT實驗和未來的大型陣列CTA項目(圖9).KM2A將著重于開展30 TeV以上能量的伽馬射線觀測,探測伽馬射線源的高能輻射行為,研究直到PeV能量的銀河系宇宙線源的加速機(jī)制和高能天體的演化.比如,從預(yù)期的KM2A對屬于SNR的IC443和W51C的觀測能譜可以看到(圖10),強(qiáng)子和輕子模型預(yù)期能譜在能量關(guān)鍵點50 TeV以上有5σ以上的高顯著性差異.另外,LHAASO通過測量幾百GeV到上百TeV銀河系彌散伽馬射線以及電子的分布和能譜,將把衛(wèi)星實驗Fermi和地毯式實驗ARGO-YBJ、MILAGRO的測量結(jié)果延伸到更高的能量,對銀河系中宇宙線傳播模型給出強(qiáng)限制.

圖8 已知> 0.1 GeV[21]、> 50 GeV[22]和> 100 GeV[23]伽馬射線源空間位置分布及LHAASO視場(FOV)Fig.8 The spatial distribution of the known gamma-ray sources with emission energy > 0.1 GeV[21], >50 GeV[22],and > 100 GeV[23].The shadow region shows the field of view of LHAASO

圖9 LHAASO的靈敏度及與其他實驗和計劃的對比[7,24]Fig.9 Sensitivity of LHAASO compared with the other experiments[7,24]

圖10 LHAASO對SNR IC 443 (左圖)和W51C (右圖)的能譜測量預(yù)期[25]Fig.10 LHAASO expectation on the measurement of energy spectra of SNR IC 443 (left)and W51C(right)[25]

3.2 宇宙線物理

在跨越10多個量級的能譜上,宇宙線的全能譜(不區(qū)分成份)基本服從隨能量單調(diào)下降的冪律分布,但是存在著4個明顯的拐折: (1)約在4×1015eV處有個變陡的拐折,稱為“膝”; (2)在300–400 PeV內(nèi)有一個更陡的拐折,稱為“第2個膝”; (3)在4×1018eV有個變緩的拐折,稱為“踝”; (4)在1020eV有個截斷,稱為“GZK cutoff”.拐折的成因有多種宇宙線起源的理論假設(shè),這些假設(shè)對膝區(qū)宇宙線各成份的能譜(即分成份能譜)的拐折點、拐折前后的流強(qiáng)大小、冪律指數(shù)、各成份的占比、各成份的拐折點提出了不同的預(yù)期.只有通過對分成份能譜進(jìn)行精確測量,才可以有效評判理論模型,破解能譜拐折成因,解開宇宙線起源的謎團(tuán).

世界上已有眾多簇射地面觀測陣列著重于探測宇宙線膝區(qū)能譜和成份[26–31].這些實驗各自探測一種或者混合觀測多種簇射次級粒子,有的實驗規(guī)模小,高能宇宙線事例統(tǒng)計量不夠高; 有的實驗探測器較為粗糙,性能如能量分辨、原初成份區(qū)分等不夠好; 有的實驗技術(shù)手段單一,無法應(yīng)付宇宙線多能量、多流強(qiáng)、多成份的復(fù)雜情況.目前實驗結(jié)果之間的系統(tǒng)性差異高達(dá)30%,無法對各種膝區(qū)成因的理論假設(shè)作出有效評判.情況類似,在1017–1018eV能量段內(nèi),AGASA (明野巨型空氣簇射陣列)、Fly’eye (蠅眼宇宙線實驗)、HiRes (高分辨率蠅眼宇宙線實驗)等都觀測到了宇宙線能譜的“第2個膝”,但由于各個探測器之間缺乏相對的能量標(biāo)定手段,使得所測量到的“第2個膝”的位置各不相同.對極高能宇宙線的探測只能通過地面實驗間接測量,無法對探測器進(jìn)行絕對能量定標(biāo),不同實驗間也缺乏能量相對定標(biāo)的手段,反映在能譜的測量上,便是大家都測量到了相應(yīng)的能譜拐折,但位置各異,結(jié)構(gòu)不同,無法從中得到一致的結(jié)論.100 TeV以下的空間直接測量能譜為所有地面實驗提供了唯一的參考能量標(biāo)準(zhǔn),與直接測量能譜相比較,通過交叉定標(biāo)將能標(biāo)逐步傳遞到高能端是實現(xiàn)對極高能宇宙線連續(xù)一致測量的唯一有效手段.

LHAASO充分發(fā)揮高海拔優(yōu)勢,擁有多種探測手段,對簇射的縱向發(fā)展和橫向發(fā)展開展完整、立體的觀測,大幅提升宇宙線能量測量精度和成份鑒別能力,包括:WFCTA望遠(yuǎn)鏡所測量到的總光子數(shù)Npe用于宇宙線能量測量; WFCTA望遠(yuǎn)鏡所觀測到的EAS切倫科夫像的形狀,包括像的長短軸比例以及像的質(zhì)心到簇射到達(dá)方向的角距離,與EAS縱向發(fā)展到極大時的位置密切相關(guān); WCDA記錄到的芯區(qū)能量記錄了EAS發(fā)展早期的強(qiáng)子信息; MD記錄到的繆子成份反映了EAS中強(qiáng)子的信息.WFCTA是切倫科夫/熒光望遠(yuǎn)鏡陣列,采用可移動的設(shè)計理念,對不同的觀測模式(切倫科夫觀測模式和熒光觀測模式)、不同的觀測能區(qū),采用不同的陣列布局,實現(xiàn)1013–1018eV分成份能譜的精確測量以及從空間直接測量到極高能的能標(biāo)傳遞工作.WFCTA共分以下4個階段來完成宇宙線分成份能譜測量,其中第1、2、3階段為切倫科夫光模式,WFCTA迎著EAS方向探測直接入射的切倫科夫光,第4階段為熒光模式,WFCTA探測的是EAS側(cè)面的漫散射的熒光(圖11).

圖11 左圖: 在第3階段WFCTA在北天區(qū)的視場方位角90?在正北方.在高度角40?–50?之間的曲線組是月球1 yr中走過的軌跡.右圖: WFCTA在第4階段的陣列排布Fig.11 Left: The field of view of WFCTA in the entire northern sky map at the third stage.The azimuth angle 90?is the due north direction.The curve group with elevation of 40–50 degree indicates the trajectories of the moon in one year.Right: The layout of WFCTA at the fourth stage

第1階段,用6臺WFCT測量1013–5×1014eV宇宙線分成份能譜,把WCDA通過月影標(biāo)定的能標(biāo)傳遞給切倫科夫望遠(yuǎn)鏡,與直接測量實驗如DAMPE、AMS02、CREAM(宇宙線能量與質(zhì)量實驗)等的測量結(jié)果對比,研究能標(biāo)傳遞的誤差和驗證能標(biāo)傳遞的正確性.由于低能段宇宙線統(tǒng)計量足夠大,所以只需要6臺WFCT參與,臨近WCDA中的一個水池布局,實現(xiàn)和直接測量能譜有效的重合并向高能延伸.

第2階段,用6臺WFCT測量1014–1016eV宇宙線分成份能譜.WFCT臨近WCDA一個水池排布.對于能量在1014eV以上的空氣簇射,WFCTA聯(lián)合WCDA一個水池的有效接收度約為9000 m2·sr.WFCTA、WCDA和KM2A的組合可以實現(xiàn)挑選質(zhì)子的純度達(dá)到90%,挑選質(zhì)子和氦核的純度達(dá)到95%,將得到高精度膝區(qū)輕成份能譜(圖12左圖),輕成份膝的結(jié)構(gòu)清晰可辨.

第3階段,用18臺WFCT測量5×1015–1017eV宇宙線分成份能譜.WFCT中心都指向45?的天頂角,繞方位角擺成一圈,覆蓋240?的方位角.18臺望遠(yuǎn)鏡放置在KM2A陣列的中心.這樣布局的好處是可以充分利用ED和MD,且望遠(yuǎn)鏡的有效空間覆蓋面積達(dá)到最大(圖11左圖).此能量段的宇宙線產(chǎn)生的切倫科夫光子數(shù)巨大,為了避免PMT的飽和在鏡筒門口增加紫外波段濾光片,以減少進(jìn)入望遠(yuǎn)鏡內(nèi)的光子數(shù),同時也減少進(jìn)入望遠(yuǎn)鏡內(nèi)的夜空背景光子數(shù).值得強(qiáng)調(diào)的是,由于可以忽略SiPM的老化效應(yīng),而且甚至在滿月的時候閾值都高于夜晚背景光,WFCT能夠在除直視月亮外的所有情況下工作,因此可以在交替關(guān)閉直視月亮WFCT的同時全開啟其他的WFCT,顯著增加觀測時間.對于能量在1016eV以上的空氣簇射,每臺望遠(yuǎn)鏡的有效接收度約為18000 m2·sr.按照每年10%的有效工作時間計算,18臺望遠(yuǎn)鏡每年共可以觀測到500個100 PeV以上的宇宙線事例,將得到高精度膝區(qū)重成份能譜(圖12右圖),鐵核的膝結(jié)構(gòu)清晰可辨.

圖12 左圖: 預(yù)期在第2階段1 yr內(nèi)觀測到的純輕成份能譜.右圖: 預(yù)期在第3階段1 yr內(nèi)觀測到的純重成份能譜Fig.12 Left: The expectation of pure light nuclei energy spectra at the knee region measured at the second stage in one year observation.Right: The expectation of pure heavy nuclei energy spectra at the third stage in one year observation

第4階段,用20臺WFCT測量1017–1018eV之間的宇宙線分成份能譜.利用EAS中次級粒子激發(fā)大氣中的氮分子在退激發(fā)時所發(fā)射出的熒光進(jìn)行觀測.WFCTA 20臺望遠(yuǎn)鏡和LHAASO中心陣列之間的距離約為5 km (圖11右圖).其中包含一個4×4的主陣列和兩邊的輔助陣列.這樣可以實現(xiàn)對宇宙線熒光事例的立體觀測,提高對宇宙線方向和芯位的重建精度以及對簇射發(fā)展的極大位置Xmax的測量精度.在熒光觀測模式下,WFCTA可以觀測到Xmax,而Xmax是包含成份信息的參量.除此之外,WFCTA可以跟KM2A陣列聯(lián)合觀測.因此KM2A可以提供簇射中繆子的信息,以提高鑒別宇宙線成份的能力.初步模擬顯示,在0.2 EeV以上WFCTA望遠(yuǎn)鏡具有較平的接收度,約為79 km2·sr,對應(yīng)的事例率為每年2000個事例.

另外,多家地面宇宙線實驗測量到宇宙線的方向分布存在約1/1000強(qiáng)度的大尺度各向異性,為研究銀河系宇宙線傳播及其與銀河系磁場的相互作用提供了新的和重要的信息.ASγ(羊八井宇宙線觀測站)實驗在國際上率先觀測到了北天區(qū)4–300 TeV宇宙線各向異性的2維分布,并利用300 TeV近乎消失的各向異性結(jié)果證明銀河系宇宙線與星際間氣體物質(zhì)和恒星共同圍繞銀河系中心旋轉(zhuǎn).ARGO-YBJ實驗也以高精度測量了1–30 TeV能區(qū)的宇宙線各向異性,結(jié)果顯示各向異性在4 TeV以下隨能量增加而升高,在10 TeV以上又逐漸下降.ARGO-YBJ對各向異性最新結(jié)果也擴(kuò)展到了520 TeV,確認(rèn)了100 TeV以上各向異性結(jié)構(gòu)發(fā)生了變化.近年來,IceCube (冰立方中微子天文臺)實驗和ASγ實驗分別測量了南北天區(qū)里PeV能量范圍的各向異性,新研究顯示各向異性的空間分布在100 TeV處出現(xiàn)了顯著的變化[32].KM2A有1 km2的探測面積,而且有大量地下繆子探測器,可以區(qū)分不同成分宇宙線,因此未來KM2A可以測量幾十TeV以上不同成分宇宙線的各向異性分布及其隨能量的變化,這將為理解宇宙線各向異性成因提供重要的線索.

3.3 新物理現(xiàn)象

除了TeV伽馬射線天文和宇宙線物理,LHAASO還能夠憑借其優(yōu)勢在探索新物理現(xiàn)象方面發(fā)揮特殊作用,包括:

(1)暗物質(zhì)間接探測.目前世界上最為靈敏的大視場伽馬射線探測器是Fermi衛(wèi)星,其角分辨能力和對于伽馬射線的靈敏度都達(dá)到了前所未有的程度.但由于衛(wèi)星實驗本身的限制,其體積探測器面積只有1 m2左右,因此其對于伽馬射線最高只能探測到約300 GeV.如果要探測更高的能量并達(dá)到更高的靈敏度,就必須建造更大規(guī)模的地面探測器,LHAASO就是這樣的一個探測器.LHAASO和Fermi具有能段互補(bǔ)的作用,而且目前對于解釋ATIC和PAMELA的結(jié)果一般要求暗物質(zhì)粒子的質(zhì)量在1 TeV左右,地面探測器對于這么重的暗物質(zhì)信號更有優(yōu)勢.

(2)利用瞬變現(xiàn)象探索量子引力或洛倫茲(Lorentz)對稱破缺效應(yīng).在相對論和量子場論中,洛倫茲對稱性是一個基本的對稱性.但在普朗克標(biāo)度的高能條件和量子引力條件情況下,洛倫茲對稱性可能會有一定的破缺.現(xiàn)代科學(xué)的發(fā)展已使實驗的精度大大提高,同時宇宙學(xué)尺度的積累致使小的洛倫茲破缺成為可觀測的效應(yīng),這些發(fā)展已使洛倫茲破缺的實驗研究成為可能.洛倫茲破缺的一個重要預(yù)言,就是高能光子的傳播速度相對低能量的光子有所減小.在某一點同時發(fā)射的兩個不同能量的光子,經(jīng)過宇宙學(xué)尺度的長距離傳播,洛倫茲破缺就會積累到使得高能量的光子以比低能光子延遲的時間到達(dá)觀測點.因此,在地球上觀測宇宙學(xué)尺度的伽馬射線源高低能量光子到達(dá)的時間差,就可以測量洛倫茲破缺效應(yīng)的大小或者對相關(guān)理論參數(shù)給予約束.

(3)LHC能量以上新能標(biāo)處粒子物理現(xiàn)象.河內(nèi)宇宙線源的發(fā)現(xiàn)將開啟利用宇宙加速器研究粒子物理問題的新時代.能量高達(dá)數(shù)百TeV的光子和中微子在宇宙加速器周圍的靶物質(zhì)上產(chǎn)生,并傳播到我們的探測器,隨著對源區(qū)及其臨近區(qū)域的多波段觀測日益豐富,其中物質(zhì)和磁場的空間分布和輻射的時變行為也測量得越來越清晰,對相互作用的模型就會產(chǎn)生更加強(qiáng)烈的限制,從而對新能標(biāo)處的粒子物理模型提供有效的實驗檢驗.

4 結(jié)論與展望

2017年以來,LHAASO已經(jīng)開始施工建設(shè),目前進(jìn)展順利,預(yù)計2021年將全部建成.通過運(yùn)用多種探測手段聯(lián)合觀測,并與平方公里的探測面積結(jié)合,LHAASO獲得了史無前例的伽馬射線探測靈敏度,有望發(fā)現(xiàn)銀河系宇宙線的加速源,并為高能天體輻射研究、宇宙學(xué)和新物理學(xué)規(guī)律研究做出貢獻(xiàn).同時,由于高海拔全覆蓋探測器的低閾能特點,LHAASO將實現(xiàn)從空間直接測量到極高能的能標(biāo)傳遞,為宇宙線能譜中兩個“膝”的成因給出重要判據(jù).通過LHAASO這個平臺,中國的宇宙線事業(yè)將跨上一個新的臺階,為人類的科學(xué)事業(yè)做出新的重要貢獻(xiàn),并為未來的發(fā)展奠定堅實的基礎(chǔ).

在LHAASO的基礎(chǔ)上,多種新技術(shù)的研究工作正在展開,例如大口徑廣角水透鏡切倫科夫望遠(yuǎn)鏡[33]、高能宇宙線熱中子探測器[34]、射電天線陣列[35]、SiPM和微通道板型光電倍增管(MCP-PMT)等.依托大科學(xué)裝置,投入少量的種子基金即可培育新技術(shù),是中國科學(xué)院“一三五”戰(zhàn)略的實踐,是科學(xué)實驗工作得以持續(xù)和長久發(fā)展的保證.在LHAASO之后,中國地面宇宙線事業(yè)的選項包括有100 GeV能區(qū)高能伽瑪暴觀測、中微子天文、極高能宇宙線等方面.中國疆域遼闊,地形變化多樣,擁有實現(xiàn)這些計劃的先天地理優(yōu)勢.更高海拔將使實驗獲得更低閾能,從而能夠有效研究更低能段的領(lǐng)域,非常有利于觀測100 GeV能區(qū)的GRB.目前LHAASO海拔4410 m,不過是在青藏高原的邊緣地帶,而在青藏高原的縱深,海拔5000 m甚至6000 m的地方比比皆是,符合實驗場地的要求.較低海拔有助于觀測最高能量的宇宙線.而要想觀測極其稀有的τ中微子,就必須找到相對高度高、跨度大的山體作為轉(zhuǎn)換體,比如新疆巴里坤山、天山.此外,地球的南北兩極宇宙線垂直截止剛度近為零,宇宙線幾乎不受地磁場影響而長驅(qū)直入,在極區(qū)監(jiān)測帶電的太陽質(zhì)子具有地理上的優(yōu)勢.而極地冰川更是已經(jīng)證明了的非?？煽康奶綔y介質(zhì),非常適合進(jìn)行中微子天文觀測.極地科考及其和平使用,對于一個國家來說也具有極為重要的戰(zhàn)略意義.