高 啟，陳天祿，劉茂元，馬帥康，肖迪泫

(1.西藏大學(xué) 宇宙線教育部重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，拉薩 850000；2.西藏大學(xué) 物理系，拉薩 850000)

1 引言

天體源輻射的甚高能(very high energy,VHE,30 GeV～30 TeV)及以上能區(qū)γ射線被認(rèn)為幾乎完全是由相對(duì)論性運(yùn)動(dòng)粒子與周圍物質(zhì)或光子場(chǎng)的相互作用產(chǎn)生的，通過(guò)VHEγ光子的測(cè)量,我們能夠得到宇宙中高能粒子的起源、加速和傳播信息，以及這些過(guò)程發(fā)生的極端環(huán)境[1–4]，如：銀河系和河外星系宇宙線的起源，極端環(huán)境下宇宙線粒子的加速和傳播過(guò)程，γ射線暴(Gamma ray bursts,GRBs)等非熱暫現(xiàn)現(xiàn)象等。同時(shí)，這些VHEγ射線也為多波段、多信使天體物理學(xué)研究提供了一個(gè)獨(dú)特的工具，例如：河外背景光(extragalactic background light,EBL)和星系間磁場(chǎng)信息可以通過(guò)河外源γ射線的測(cè)量來(lái)獲知；潛在暗物質(zhì)粒子的特征γ射線也可能位于VHE 波段[5]等。

由于地球大氣層對(duì)高能光子吸收非常嚴(yán)重，探測(cè)宇宙γ射線的最理想方法是將探測(cè)器送入太空進(jìn)行直接測(cè)量。然而空間探測(cè)器因載荷原因致使有效面積十分有限，而宇宙γ射線流強(qiáng)隨能量呈冪律譜急劇下降，在較高能量時(shí)光子流強(qiáng)非常低。因此，要研究VHE 及以上能區(qū)宇宙γ射線，需要一個(gè)擁有巨大有效面積的探測(cè)器，這遠(yuǎn)遠(yuǎn)超出目前星載設(shè)備的實(shí)際尺寸(約1 m2)。大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡通過(guò)測(cè)量宇宙γ射線引發(fā)的大氣粒子級(jí)聯(lián)(廣延大氣簇射，extensive air shower,EAS)產(chǎn)生的切倫科夫光來(lái)進(jìn)行間接測(cè)量，把地球大氣層作為探測(cè)介質(zhì)，目標(biāo)收集面積很容易超過(guò)105m2。

大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡技術(shù)在γ射線天文學(xué)中的應(yīng)用開(kāi)始于Jelley 和Galbraith 在20世紀(jì)50 年代的探索。由于大量宇宙線帶電粒子的影響，早期探測(cè)并不成功。直到1989年，Whipple 望遠(yuǎn)鏡才首次發(fā)現(xiàn)來(lái)自蟹狀星云的VHEγ射線輻射，這一突破性進(jìn)展得益于Whipple 望遠(yuǎn)鏡發(fā)展了一套有效的方法來(lái)記錄空氣簇射的切倫科夫輻射圖像，而成像特征可以用來(lái)鑒別γ射線和宇宙線帶電粒子(本底)，即γ/p鑒別。20 世紀(jì)90 年代末期，立體成像技術(shù)獲得突破和望遠(yuǎn)鏡口徑的擴(kuò)大，使得大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡靈敏度大大改善。此后，成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡(Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope,IACT)陣列進(jìn)入快速發(fā)展時(shí)期，著名的H.E.S.S.(High Energy Stereoscopic System),MAGIC (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Telescopes),VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) 等望遠(yuǎn)鏡相繼建成，并在VHEγ射線觀測(cè)領(lǐng)域取得了一系列重要成果。

本文以成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡發(fā)展與演變作為主線，介紹了VHEγ射線探測(cè)現(xiàn)狀和原理，對(duì)兩代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡技術(shù)的發(fā)展、演變和關(guān)鍵技術(shù)突破作簡(jiǎn)要回顧與總結(jié)。在此基礎(chǔ)上，介紹了目前主流IACT 陣列及它們的主要成果。并對(duì)現(xiàn)有不同地基γ射線探測(cè)裝置作了介紹，簡(jiǎn)要分析比較了不同裝置優(yōu)缺點(diǎn)，對(duì)下一代地基VHEγ射線探測(cè)技術(shù)的發(fā)展作了展望。

2 VHE γ 射線天文觀測(cè)

在20 世紀(jì)四五十年代宇宙γ射線探測(cè)器出現(xiàn)以前，天文學(xué)家就曾預(yù)言一些天體物理過(guò)程可以產(chǎn)生γ射線輻射，如宇宙線與星際物質(zhì)的相互作用，加速電子和磁場(chǎng)相互作用，超新星爆炸等[6,7]。1968 年，Clark 等人[8]利用OSO3 衛(wèi)星首次觀測(cè)到宇宙γ射線，為人類認(rèn)識(shí)和了解宇宙開(kāi)啟了一扇新的窗口。1972 年，SAS-2(E >35 MeV)衛(wèi)星實(shí)驗(yàn)[9]首次給出了具有統(tǒng)計(jì)意義的γ射線輻射測(cè)量結(jié)果，發(fā)現(xiàn)了蟹狀星云和Vela 星云以及脈沖星的周期信號(hào)，標(biāo)志著γ射線天文學(xué)研究的真正開(kāi)始。20 世紀(jì)80 年代末，成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡Whipple 首先觀測(cè)到蟹狀星云在0.7 TeV 以上能區(qū)的顯著超出，γ射線天文學(xué)進(jìn)入TeV 時(shí)代[10]。除了進(jìn)一步發(fā)展切倫科夫望遠(yuǎn)鏡和衛(wèi)星實(shí)驗(yàn)，科學(xué)家們還對(duì)其他新技術(shù)進(jìn)行嘗試，例如非成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡[11,12]、定日境[13]、廣延大氣簇射次級(jí)粒子探測(cè)技術(shù)等。非成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡、定日境技術(shù)在靈敏度、γ/p 鑒別、能量分辨、角分辨等關(guān)鍵參數(shù)方面無(wú)法與第二代IACT 競(jìng)爭(zhēng)，逐漸被淘汰，而基于高海拔次級(jí)粒子探測(cè)技術(shù)的EAS 陣列(傳統(tǒng)EAS 陣列如ASγ、ARGO-YBJ，水切倫科夫探測(cè)器如Milagro、HAWC 等)探測(cè)技術(shù)則由于其大視場(chǎng)、全天候觀測(cè)等優(yōu)點(diǎn)，21 世紀(jì)初突破γ/p 鑒別這一關(guān)鍵技術(shù)后，在地基VHEγ天文觀測(cè)中得到了長(zhǎng)足發(fā)展，成為IACT、衛(wèi)星實(shí)驗(yàn)之外另一個(gè)成功的觀測(cè)技術(shù)。γ射線天文觀測(cè)技術(shù)演變?nèi)鐖D1 (截至2010 年，地基探測(cè)技術(shù)后續(xù)發(fā)展在2.2,6.1,6.2 節(jié)中做較詳細(xì)的介紹)所示。一般來(lái)說(shuō)，對(duì)E <1 TeV 能量γ射線可以直接探測(cè)，對(duì)E >1 TeV 能量γ射線只能間接觀測(cè)。

圖1 γ 射線探測(cè)裝置演變[14]

2.1 直接觀測(cè)

直接觀測(cè)一般采用高空氣球或者衛(wèi)星搭載，對(duì)γ射線進(jìn)行直接測(cè)量，探測(cè)器包括轉(zhuǎn)換層、徑跡室、量能器和反符合探測(cè)器，較為典型的例子如圖2 所示(Fermi-LAT 探測(cè)器)。當(dāng)γ射線到達(dá)探測(cè)器后，會(huì)與轉(zhuǎn)換層的物質(zhì)發(fā)生作用產(chǎn)生正負(fù)電子對(duì)；通過(guò)徑跡室實(shí)現(xiàn)對(duì)正負(fù)電子對(duì)的徑跡測(cè)量，通過(guò)量能器實(shí)現(xiàn)對(duì)正負(fù)電子對(duì)沉積能量的測(cè)量；根據(jù)這些測(cè)量信息，可以推算γ射線的入射方向和能量。反符合探測(cè)器一般由閃爍體構(gòu)成，用于排除帶電粒子事例。空間探測(cè)器可以從宇宙線中精確地分辨出γ射線事例，并且重建出其方向和能量信息。

圖2 Fermi-LAT 探測(cè)γ 射線原理示意圖[19]

1975―1982 年COSB-2[15]衛(wèi)星觀測(cè)到25 個(gè)大于100 MeV 的宇宙γ射線點(diǎn)源。1991年CGRO[16]衛(wèi)星發(fā)生升空，搭載GRBs 及瞬變?cè)刺綔y(cè)儀(BASTE)、定向閃爍分光計(jì)(OSSE)、成像康普頓望遠(yuǎn)鏡(COMPTEL)和高能γ射線望遠(yuǎn)鏡(EGRET)等探測(cè)器，覆蓋能區(qū)10 keV～30 MeV。1991―2000 年期間CGRO/EGRET (20 MeV～30 GeV) 探測(cè)到近300 個(gè)γ射線源，其中一部分γ射線源得到確認(rèn)，CGRO/BATSE 探測(cè)到2 700 余個(gè)GRBs 并證明GRBs 起源于河外星系[17,18]。2008 年Fermi 望遠(yuǎn)鏡發(fā)射升空，搭載了GBM和LAT 兩個(gè)探測(cè)器：GBM 探測(cè)器主要工作在低能區(qū)(8 keV～40 MeV)，視場(chǎng)達(dá)到9.5 sr，幾乎覆蓋整個(gè)天區(qū)(除地球方向外)；LAT 探測(cè)器主要工作在高能區(qū)(20 MeV～300 GeV)，視場(chǎng)2.4 sr，有效面積約1 m2，能量分辨率小于10%，角分辨率在γ射線能量為100 MeV時(shí)小于3.5°，在γ射線能量大于10 GeV 時(shí)小于0.15°[19]。截止2018 年，F(xiàn)ermi 探測(cè)到5 000 余個(gè)100 MeV～300 GeV 能區(qū)的γ射線源，2 300 余個(gè)GRBs[20,21]，GeV 能段進(jìn)入真正意義上的“千源時(shí)代”，源的種類包括河內(nèi)源，如超新星遺跡(supernova remnants,SNRs)、脈沖星及脈沖星風(fēng)云(pulsar wind nebulae,PWN)、雙星系統(tǒng)(binaries)等；河外源，如活動(dòng)星系核(active galactic nuclei,AGN)、正常星系(normal galaxies)、球狀星團(tuán)(globular clusters)、星爆星系(starburst galaxy)等。

2.2 間接觀測(cè)

間接觀測(cè)通過(guò)測(cè)量進(jìn)入大氣的γ射線和空氣核相互作用產(chǎn)生的次級(jí)粒子或次級(jí)粒子產(chǎn)生的切倫科夫光，來(lái)反推γ射線方向和能量等信息?，F(xiàn)行主流技術(shù)包括基于次級(jí)粒子切倫科夫光探測(cè)的成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡(IACT)陣列和高海拔次級(jí)粒子探測(cè)的EAS 陣列(間接觀測(cè)原理如圖3 所示)。

圖3 地基探測(cè)器觀測(cè)原理[15]

IACT 將宇宙線EAS 次級(jí)粒子在大氣中產(chǎn)生的切倫科夫光經(jīng)過(guò)大口徑鏡面反射聚焦到光電倍增管(photo multiplier tube,PMT)陣列上進(jìn)行宇宙線成像探測(cè)，其典型代表有MAGIC[22],H.E.S.S.[23],VERITAS[24]等。目前主流IACT 利用數(shù)個(gè)望遠(yuǎn)鏡組成的陣列對(duì)宇宙線簇射過(guò)程產(chǎn)生的切倫科夫光進(jìn)行綜合測(cè)量，可以很好地區(qū)分γ射線與宇宙線本底，精準(zhǔn)地重建出原初宇宙γ射線的方向和能量信息。第二代IACT 主要成果將在5.5 節(jié)介紹。

傳統(tǒng)EAS 次級(jí)粒子探測(cè)陣列主要通過(guò)測(cè)量EAS 次級(jí)粒子到達(dá)時(shí)間和密度分布來(lái)重建事例的方向、能量和成分，進(jìn)而測(cè)量宇宙線能譜和各向異性。利用EAS 次級(jí)粒子橫向分布的差異，可以在一定程度上區(qū)分原初γ射線和帶電粒子本底，開(kāi)展γ射線亮源特別是瞬變?cè)吹奶綔y(cè)，如中意合作ARGO-YBJ[25]陣列就采用這一原理。利用相同能量γ簇射和強(qiáng)子簇射產(chǎn)生μ 子數(shù)量存在較大差異，建設(shè)表面陣列加地下μ 子探測(cè)器復(fù)合陣列也可以有效提高EAS 陣列γ/p鑒別能力，如已建成的中日合作ASγ+MD 陣列[26,27]和建設(shè)中的LHAASO-KM2A 陣列即采用此原理[28,29]。ASγ陣列和ARGO-YBJ 陣列在耀變體Mkn421,Mkn501 高態(tài)爆發(fā)監(jiān)測(cè)[30–33]和彌散測(cè)量[34,35]中曾發(fā)揮過(guò)重要作用。2019 年，ASγ+MD 陣列首次觀測(cè)到來(lái)自于蟹狀星云方向的能量高于100 TeVγ射線，將地基γ射線探測(cè)推進(jìn)到亞PeV 能區(qū)，打開(kāi)了一扇嶄新的窗口[36,37]。

水切倫科夫探測(cè)陣列[38]也屬于EAS 陣列，但其探測(cè)原理和傳統(tǒng)EAS 陣列有所差異，主要以EAS 次級(jí)粒子在水體中產(chǎn)生切倫科夫光作為探測(cè)對(duì)象，其用于γ射線天文和中微子天文探測(cè)領(lǐng)域的嘗試開(kāi)始于20 世紀(jì)90 年代，由Milagro 組(原型為Milagrito[39])率先開(kāi)始探索。雖然Milagro 實(shí)驗(yàn)只探測(cè)到幾個(gè)TeV 射線源[40,41]，但已成功將γ射線的探測(cè)閾能降低到約1 TeV 并驗(yàn)證了水切倫科夫技術(shù)在VHEγ射線天文觀測(cè)中的有效性。為進(jìn)一步提高實(shí)驗(yàn)的發(fā)現(xiàn)能力，Milagro 升級(jí)為HAWC[42]，靈敏度提升15 倍，目前已探測(cè)到65 個(gè)TeVγ射線源，其中26 個(gè)為新發(fā)現(xiàn)源，探測(cè)到光子最高能量超過(guò)100 TeV[43,44]。LHAASO-WCDA 陣列也采用了類似原理。

圖4 是不同地基探測(cè)器對(duì)宇宙γ射線點(diǎn)源靈敏度比較，其中LHAASO 和CTA 為正在建造中的探測(cè)裝置，其他實(shí)驗(yàn)裝置已經(jīng)建成。探測(cè)靈敏度定義為：可以探測(cè)到的特定閾值以上的γ射線最低流強(qiáng)(在50 h 觀測(cè)中，最少觀測(cè)到10 個(gè)以上事例，顯著性超過(guò)5σ)。從圖4 可以看到：成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡陣列擁有較低的探測(cè)閾能，其最低閾值接近20 GeV，部分探測(cè)能區(qū)已經(jīng)與衛(wèi)星實(shí)驗(yàn)?zāi)軈^(qū)重疊；在50 GeV～20 TeV 能區(qū)，現(xiàn)有其他類型探測(cè)裝置在靈敏度上幾乎很難與第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡競(jìng)爭(zhēng)；但在20 TeV 以上的超高能區(qū)域，升級(jí)后的ASγ+MD,HAWC 和在建的LHAASO 等高海拔次級(jí)粒子探測(cè)裝置更有優(yōu)勢(shì)。從鑒別能力來(lái)看，目前HAWC 的鑒別能力已經(jīng)達(dá)到與H.E.S.S.等IACT 陣列相當(dāng)，部分運(yùn)行的LHAASO 的鑒別能力已經(jīng)超過(guò)IACT，而且在100 TeV 以上的靈敏度已經(jīng)遠(yuǎn)超此前所有的實(shí)驗(yàn)[29]。另外，成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡陣列視場(chǎng)有限(約4°)，不太容易觀測(cè)到爆發(fā)源、瞬變?cè)?、擴(kuò)展源等，而高海拔次級(jí)粒子探測(cè)裝置大視場(chǎng)、全天候的特性更適合這些源的探測(cè)。從整體來(lái)看，IACT 與EAS 探測(cè)兩種技術(shù)各有優(yōu)點(diǎn)，又相互補(bǔ)充。

圖4 不同探測(cè)器靈敏度比較[45]

3 大氣切倫科夫光

原初宇宙線進(jìn)入地球大氣層后，與空氣核發(fā)生相互作用，產(chǎn)生空氣簇射。當(dāng)簇射產(chǎn)生的帶電粒子速度大于空氣中的光速(v >c/ nair，nair為空氣折射率)時(shí)，將產(chǎn)生切倫科夫輻射。每個(gè)粒子與運(yùn)動(dòng)方向以固定角度(θc)產(chǎn)生切倫科夫光，該固定角度可以表示為：

在海平面時(shí)，該固定角度約為1.3°。

切倫科夫光子產(chǎn)額與波長(zhǎng)λ有關(guān)，其滿足如下公式：

其中，z為帶電粒子核電荷數(shù)，α=為精細(xì)結(jié)構(gòu)常數(shù)。大氣切倫科夫輻射波長(zhǎng)以藍(lán)紫光為主，峰值約為340 nm (大氣切倫科夫輻射單位長(zhǎng)度發(fā)射的光子數(shù)與波長(zhǎng)的平方成反比，而較短波長(zhǎng)輻射則因?yàn)榇髿馕栈緹o(wú)法到達(dá)地面)，持續(xù)時(shí)間為數(shù)ns。

VHEγ射線和宇宙線帶電粒子在大氣中產(chǎn)生切倫科夫光過(guò)程之間存在較大差異。VHEγ射線進(jìn)入地球大氣層后與空氣核發(fā)生作用首先轉(zhuǎn)換成正負(fù)電子對(duì)，隨后韌致輻射與電子對(duì)相互作用引起電磁級(jí)聯(lián)[46]。電磁級(jí)聯(lián)過(guò)程中，粒子經(jīng)歷多次庫(kù)侖散射，簇射橫向發(fā)展，由于切倫科夫輻射角度隨大氣深度變化而引起的聚焦效應(yīng)，最終γ簇射切倫科夫光會(huì)形成一個(gè)切倫科夫“光池”，“光池”內(nèi)切倫科夫光分布較均勻。圖5 是理論模擬10～500 GeV 原初γ射線在海平面形成的切倫科夫“光池”橫向分布，“光池”半徑范圍約130 m。

圖5 Monte Carlo 模擬10～500 GeV γ 射線引發(fā)的空氣簇射中切倫科夫光子在地面的分布[47]

帶電宇宙線粒子(相對(duì)論性質(zhì)子和原子核)也會(huì)在地球大氣中產(chǎn)生空氣簇射，但級(jí)聯(lián)簇射發(fā)展過(guò)程更為復(fù)雜。強(qiáng)子相互作用通過(guò)各種通道進(jìn)行，產(chǎn)生次級(jí)核子以及帶有較大橫向動(dòng)量的帶電和中性π介子。π介子存活時(shí)間較短，基本無(wú)法到達(dá)海平面，中性π介子迅速衰變?yōu)棣蒙渚€，而帶電π介子則產(chǎn)生μ 介子和中微子。由中性π介子產(chǎn)生的γ射線次級(jí)粒子觸發(fā)電磁級(jí)聯(lián)簇射，而壽命較長(zhǎng)的μ 子形成了空氣簇射粒子中最具穿透力的部分到達(dá)地面，其結(jié)果是帶電宇宙線粒子引發(fā)的空氣簇射比γ射線引發(fā)的空氣簇射發(fā)展的規(guī)律性小得多。γ射線和帶電宇宙線粒子簇射圖像分別如圖6a) 和 圖6b)所示(能量均為100 GeV)。宇宙線帶電粒子引發(fā)的空氣簇射和γ射線引發(fā)的空氣簇射形態(tài)的差異使得IACT 陣列能夠通過(guò)切倫科夫光成像差異來(lái)有效地區(qū)分γ射線與大量的各向同性宇宙線帶電粒子本底。

圖6 Monte Carlo 模擬100 GeV 光子和質(zhì)子引發(fā)EAS 次級(jí)粒子分布[47]

4 成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡技術(shù)發(fā)展

4.1 早期探索

大氣切倫科夫光的探測(cè)開(kāi)始于Jelley[48]的一次偶然發(fā)現(xiàn)：到達(dá)地面的宇宙線EAS 次級(jí)帶電粒子很容易通過(guò)它們?cè)谝后w中產(chǎn)生的切倫科夫光脈沖探測(cè)到。Blackett[7]在獲知這一發(fā)現(xiàn)后指出：相對(duì)論性運(yùn)動(dòng)的宇宙線EAS 次級(jí)粒子在大氣中也會(huì)產(chǎn)生切倫科夫光，并且估算出宇宙線EAS 次級(jí)粒子產(chǎn)生的切倫科夫光流強(qiáng)約為夜天光流強(qiáng)的10?4。Galbraith 和Jelley[49]在隨后的大氣切倫科夫光實(shí)驗(yàn)中約每分鐘看到1 或2 個(gè)脈沖，并發(fā)現(xiàn)這些脈沖與宇宙線EAS 陣列探測(cè)到的宇宙線相關(guān)。Galbraith 和Jelley 推斷，不僅宇宙線EAS 次級(jí)帶電粒子可以通過(guò)空氣簇射產(chǎn)生切倫科夫光，有足夠能量的宇宙γ射線EAS 次級(jí)帶電粒子也可以通過(guò)空氣簇射產(chǎn)生切倫科夫光。由于低密度空氣中的切倫科夫輻射角度很小，這些切倫科夫光主要在原始光子位置的約1.5°范圍內(nèi)，因此通過(guò)切倫科夫光輻射的方向就可以確定原初宇宙γ射線源。為了尋找γ射線源，Galbraith 和Jelle[50,51]在1954 年通過(guò)手工方式調(diào)節(jié)望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)，瞄準(zhǔn)強(qiáng)射電天體源Cyg A 和Cas A 以及蟹狀星云，由于曝光時(shí)間太短，加之大角度光圈允許過(guò)多的背景光進(jìn)入，沒(méi)有觀測(cè)到切倫科夫輻射明顯超出。Galbraith 與Jelle 雖然沒(méi)有探測(cè)到宇宙γ射線源，但其提出的探測(cè)思想引起科學(xué)家高度關(guān)注。

1959 年，在莫斯科舉行的兩年一度的國(guó)際宇宙線會(huì)議上，Cocconi[52]提出：相對(duì)論性質(zhì)子碰撞會(huì)導(dǎo)致大量的γ射線從π0衰變而來(lái)，蟹狀星云是TeVγ射線源；并建議通過(guò)各向同性背景中突出的高能簇射點(diǎn)源來(lái)尋找高能γ射線源。

1960 年，Chudakov 團(tuán)隊(duì)[53,54]首先響應(yīng)Cocconi 建議，在前蘇聯(lián)克里米亞半島建成了第一個(gè)用于γ射線觀測(cè)的大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡(ACT)陣列。ACT 陣列由12 個(gè)直徑1.5 m望遠(yuǎn)鏡按照一定間距組合而成。ACT 在1960 年至1964 年為期4 年的觀測(cè)中并沒(méi)有發(fā)現(xiàn)蟹狀星云和其他幾個(gè)射電源附近存在顯著超出的切倫科夫光脈沖[55,56]。同期，Porter[57]也開(kāi)始研究如何使用切倫科夫信號(hào)脈沖(后來(lái)也用無(wú)線電脈沖)探測(cè)空氣簇射，并研制了用于γ簇射切倫科夫光觀測(cè)的“γ光子接收器”。該接收器是一個(gè)簡(jiǎn)單的3 重符合PMT 望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)[58]，由3 個(gè)直徑1 m，焦距f=0.5 m 的望遠(yuǎn)鏡等距安裝以進(jìn)行漂移掃描?！唉霉庾咏邮掌鳌痹诙及亓指浇纳絽^(qū)運(yùn)行數(shù)年，同樣未發(fā)現(xiàn)明顯異常切倫科夫光脈沖。

1966 年，Weekes 加入γ氣球探測(cè)先驅(qū)Fazio 和Helmken 的Smithsonian 項(xiàng)目，開(kāi)始在美國(guó)亞利桑那州Whipple 天文臺(tái)研制10 m 口徑大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡，1968 年望遠(yuǎn)鏡建成并開(kāi)始運(yùn)行。Whipple 望遠(yuǎn)鏡直徑為10 m (f/0.7)，光收集原件最初為12 cm PMT，位于望遠(yuǎn)鏡焦點(diǎn)，接收0.1°天頂角范圍內(nèi)的宇宙γ射線輻射。為了提高觀測(cè)效率，稍后Whipple 望遠(yuǎn)鏡在焦平面上設(shè)置了2 個(gè)PMT，相隔2.4°，驅(qū)動(dòng)望遠(yuǎn)鏡對(duì)準(zhǔn)潛在的γ射線源(射電明亮的類星體、星系或超新星遺跡)，其中一個(gè)PMT 記錄“源”產(chǎn)生的切倫科夫光(向源)，另一個(gè)PMT 記錄背景(本底)產(chǎn)生的切倫科夫光(背源)，期望通過(guò)對(duì)比向源和背源脈沖計(jì)數(shù)率差異來(lái)發(fā)現(xiàn)源。1972 年，Whipple[59]經(jīng)過(guò)2 年多的觀測(cè)后發(fā)現(xiàn)蟹狀星云的向源計(jì)數(shù)有約3σ超出，能量約為0.7 TeV。由于向源和背源模式存在較大的系統(tǒng)性誤差，且蟹狀星云附近1°范圍內(nèi)有一個(gè)非常明亮的恒星干擾，Whipple 研究組并不能確定計(jì)數(shù)超出是來(lái)自于蟹狀星云還是附近的宇宙背景輻射。為了進(jìn)一步降低宇宙線帶電粒子本底輻射，Whipple 望遠(yuǎn)鏡增加了額外的偏置PMT 來(lái)抑制與望遠(yuǎn)鏡光軸有明顯夾角的遠(yuǎn)軸切倫科夫光，以屏蔽大量μ 子產(chǎn)生的大氣切倫科夫光[60]。隨后的幾年里，Whipple 團(tuán)隊(duì)的科學(xué)家們一直致力于對(duì)北天區(qū)進(jìn)行全面掃描，以期通過(guò)尋找某些區(qū)域突然提高的計(jì)數(shù)率來(lái)確定天體源，雖然沒(méi)有發(fā)現(xiàn)明顯的天體源，但多像素PMT 陣列方法朝著正確方向邁出了關(guān)鍵的一步。

在Whipple 望遠(yuǎn)鏡展開(kāi)觀測(cè)的同時(shí)，另一個(gè)由Stepanian 領(lǐng)導(dǎo)的γ射線觀測(cè)團(tuán)隊(duì)1970年開(kāi)始在克里米亞天體物理觀測(cè)站使用2 對(duì)1.5 m 的反射鏡對(duì)潛在的間歇性VHEγ射線源Cygnus X-3 進(jìn)行了長(zhǎng)期觀測(cè)，在20 世紀(jì)80 年代，該團(tuán)隊(duì)工作與Whipple 觀測(cè)團(tuán)隊(duì)發(fā)展切倫科夫成像技術(shù)的工作類似，幾乎同時(shí)引導(dǎo)了切倫科夫成像技術(shù)的發(fā)展。

4.2 成像與Hillas 參數(shù)

1977 年，Weekes 和Turver[61]建議Whipple 望遠(yuǎn)鏡使用一種新型探測(cè)器，這種探測(cè)器通過(guò)在焦平面上使用37 個(gè)PMT 陣列，形成數(shù)碼照相系統(tǒng)以記錄每一次空氣簇射的粗略圖像。這一建議主要設(shè)想是屏蔽所有與設(shè)定方向不一致的簇射圖像以及其他比較復(fù)雜的圖像，以排除宇宙線本底；并提出2 個(gè)相距100 m 的望遠(yuǎn)鏡陣列將給出切倫科夫光立體圖像，簇射軸指向天體輻射源。1981 年，在英國(guó)皇家學(xué)會(huì)會(huì)議上，Weekes 和Turver[62]對(duì)初始的想法做了簡(jiǎn)化，提出“第一代”成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡設(shè)想：采用單望遠(yuǎn)鏡及多像素成像系統(tǒng)，記錄原初γ射線產(chǎn)生的簇射圖像。

Porter,Fegan 和Weeks 隨后開(kāi)始升級(jí)Whipple 望遠(yuǎn)鏡，成像單元由37 個(gè)光電倍增管緊密排列成網(wǎng)格(六角形)，覆蓋焦平面的中心區(qū)域3.5°、像素分辨0.5°。與此同時(shí)，相關(guān)的計(jì)算機(jī)模擬工作也開(kāi)始進(jìn)行，Plyasheshnikov 和Bignami[63]分別展開(kāi)了宇宙γ射線成像的計(jì)算機(jī)模擬工作，結(jié)果顯示γ射線簇射成像有明顯的方向性且與宇宙線本底簇射成像相比更加緊湊。這種緊湊性為判斷宇宙γ簇射提供了一個(gè)簡(jiǎn)單的檢驗(yàn)判據(jù)：最亮的2 個(gè)像素包含超過(guò)75% 的總信號(hào)。利用這一判據(jù)，Whipple 在隨后蟹狀星云的觀測(cè)中發(fā)現(xiàn)向源觀測(cè)計(jì)數(shù)比背源觀測(cè)計(jì)數(shù)超出3～5.6σ[64]，這是成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡第一次成功觀測(cè)。

稍后，Hillas 應(yīng)Weekes 邀請(qǐng)開(kāi)始了專門(mén)針對(duì)Whipple 望遠(yuǎn)鏡特定參數(shù)的細(xì)致模擬工作[65]，主要研究不同能量、不同第一次碰撞高度，不同到達(dá)方向的γ光子、質(zhì)子及其他原子核產(chǎn)生的簇射圖像。模擬結(jié)果表明：大多數(shù)γ射線簇射圖像規(guī)則且對(duì)準(zhǔn)源方向，而強(qiáng)子簇射圖像不規(guī)則且偏離原初強(qiáng)子源的方向。在實(shí)際操作中，如果知道每個(gè)像素的亮度，原始圖像就可以通過(guò)γ簇射圖像質(zhì)心的位置和光強(qiáng)分布的二階矩給出的一個(gè)通過(guò)簇射中心的圖像軸重建并被簡(jiǎn)化為一個(gè)橢圓，原初圖像長(zhǎng)度和寬度為簡(jiǎn)化橢圓的半長(zhǎng)軸和半短軸。Hillas在對(duì)Whipple 望遠(yuǎn)鏡成像進(jìn)行模擬時(shí)，選擇參數(shù)如圖7 所示，原初質(zhì)子(虛線)、與γ射線(實(shí)線)產(chǎn)生的切倫科夫光圖像Hillas 參數(shù)對(duì)比如圖8 所示。由圖8 可以看出，原初質(zhì)子與γ射線產(chǎn)生的切倫科夫光圖像Hillas 參數(shù)存在較大差異，通過(guò)選擇合適的Hillas 參數(shù)，望遠(yuǎn)鏡能夠保留大多數(shù)γ射線，同時(shí)抑制大量的宇宙線本底。例如，通過(guò)調(diào)整最敏感的參數(shù)“方位角寬度”(Azwidth)，可以排除98% 的強(qiáng)子事例，同時(shí)保留67% 的γ射線事例。更多模擬細(xì)節(jié)可以參閱文獻(xiàn)[67]。

圖7 Hillas 參數(shù)[66]

圖8 原初質(zhì)子(虛線)與γ 射線(實(shí)線) EAS 產(chǎn)生的切倫科夫光圖像Hillas 參數(shù)對(duì)比(模擬結(jié)果)[10]

20 世紀(jì)80 年代，隨著中微子實(shí)驗(yàn)的運(yùn)行，物理學(xué)家迫切需要對(duì)VHE 及以上能量γ射線進(jìn)行觀測(cè)，1988 年Whipple 望遠(yuǎn)鏡成像系統(tǒng)進(jìn)行了一次重大升級(jí)，像素單元升級(jí)到109個(gè)。升級(jí)后，像素分辨率提高了1 倍、達(dá)到0.25°，覆蓋天區(qū)2.8°。隨著成像單元的增加，Hillas 對(duì)γ射線的判定規(guī)則也進(jìn)行了相應(yīng)的改進(jìn)，γ射線事例選擇不再唯一注重azwidth 參數(shù)，而是先通過(guò)“類γ射線”事例圖像形狀，如長(zhǎng)度、寬度以及與天體源的距離等等來(lái)進(jìn)行篩選，并利用簇射圖像軸心朝向與天體源方向的夾角“α”來(lái)進(jìn)行進(jìn)一步判斷。除此以外，γ射線事例進(jìn)一步的確認(rèn)還借助計(jì)算機(jī)模擬和超出切倫科夫光池以外簇射事例來(lái)加以輔助。采用新的判斷方法后，在背源探測(cè)中簇射事例近乎隨機(jī)分布，而向源探測(cè)中簇射事例則會(huì)在較小的“α”角度范圍內(nèi)明顯超出，這使得探測(cè)結(jié)果的判斷和評(píng)估更加容易。

升級(jí)后Whipple 望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)目標(biāo)鎖定COS-B (1975―1982 年)發(fā)現(xiàn)的γ輻射源以及CGRO-EGERT 發(fā)現(xiàn)的河外天體源(主要是blazars)，其中CGRO-EGERT 發(fā)現(xiàn)的2 個(gè)著名的γ輻射源Mkn421、Mkn501 和“標(biāo)準(zhǔn)燭光”蟹狀星云很快作為Whipple 望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)目標(biāo)，其他blazars 在稍后數(shù)年也陸續(xù)進(jìn)行了觀測(cè)。其中最大的突破在1989 年，Whipple首次觀測(cè)到來(lái)自于蟹狀星云的VHEγ輻射[10]，開(kāi)啟了地基VHEγ射線天文學(xué)的大門(mén)，具有成像功能的Whipple 望遠(yuǎn)鏡也被稱為第一代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡。

除了Whipple 望遠(yuǎn)鏡，前蘇聯(lián)的Stepanian 觀測(cè)小組在克里米亞天文臺(tái)的研究也采用了類似但更超前的發(fā)展思路。1989 年，該小組完成了相當(dāng)復(fù)雜的GT-48 探測(cè)器——帶有48面(1.2 m)鏡的γ射線望遠(yuǎn)鏡[68]。這些鏡子被分成4 組，每組有12 個(gè)平行的望遠(yuǎn)鏡，其中8 個(gè)裝有37 像素的成像儀，像素間距0.4°，使用正常的PMT 和錐形光導(dǎo)，其他4 個(gè)望遠(yuǎn)鏡使用紫外線敏感光電倍增管以抑制強(qiáng)子簇射背景。整個(gè)望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)分成2 個(gè)部分，間距20 m，來(lái)自不同望遠(yuǎn)鏡成像單元的信號(hào)被疊加在一起。望遠(yuǎn)鏡γ射線事例選擇使用圖像的長(zhǎng)度、寬度和方向參數(shù)(使用Plyasheshnikov 計(jì)算結(jié)果)以及UV 含量。GT-48 能量閾值1 TeV，理論上能夠探測(cè)到上述Whipple 源以及其他VHEγ射線源。令人遺憾的是，GT-48由于系統(tǒng)復(fù)雜程度過(guò)高，不容易升級(jí)且在蘇聯(lián)解體后缺乏經(jīng)費(fèi)支持，在2002 年左右停止運(yùn)行。

4.3 立體觀測(cè)

在第一臺(tái)切倫科夫望遠(yuǎn)鏡被用來(lái)尋找宇宙射線源之后不久，就有科學(xué)家試圖通過(guò)立體觀測(cè)技術(shù)來(lái)提高靈敏度，即用具有一定間隔的幾個(gè)望遠(yuǎn)鏡同時(shí)探測(cè)大氣切倫科夫光。1963年，Chudakov 團(tuán)隊(duì)第一個(gè)嘗試設(shè)計(jì)多望遠(yuǎn)鏡立體系統(tǒng)ACT (ACT 由多臺(tái)望遠(yuǎn)鏡組成，但不能成像)。1975 年，Grindlay 嘗試了一種只有2 個(gè)類似望遠(yuǎn)鏡的立體觀測(cè)方法，2 個(gè)望遠(yuǎn)鏡安裝在1 個(gè)圓形軌道系統(tǒng)上，允許高達(dá)180 m 的間隔。但沒(méi)有成功實(shí)現(xiàn)對(duì)天體源觀測(cè)。

前期立體觀測(cè)嘗試失敗的關(guān)鍵問(wèn)題是未能做到γ/p 鑒別。在使用像素化相機(jī)的Whipple實(shí)現(xiàn)突破性發(fā)現(xiàn)后，Whipple 合作組的一部分成員將原來(lái)位于新墨西哥州的11 m 太陽(yáng)望遠(yuǎn)鏡改造成37 像素的切倫科夫望遠(yuǎn)鏡，并進(jìn)行真正的立體觀測(cè)。不幸的是，這套立體觀測(cè)系統(tǒng)的靈敏度比單獨(dú)的Whipple 望遠(yuǎn)鏡要差。其原因是新望遠(yuǎn)鏡反射鏡的質(zhì)量較差，加之2個(gè)望遠(yuǎn)鏡之間的距離為120 m，γ射線事例不能同時(shí)在2 個(gè)望遠(yuǎn)鏡中探測(cè)到。

第一個(gè)成功實(shí)現(xiàn)立體觀測(cè)并顯著提高探測(cè)靈敏度的原理樣機(jī)系統(tǒng)由HEGRA 合作組建立。該原理樣機(jī)證明立體觀測(cè)技術(shù)具有很大的優(yōu)越性，與同口徑的單面望遠(yuǎn)鏡相比，其靈敏度提高了10 倍以上。在20 世紀(jì)的最后10 年，科學(xué)家們還制造了一些其它的成像和立體觀測(cè)系統(tǒng)(見(jiàn)表1)，但其它立體觀測(cè)系統(tǒng)沒(méi)有達(dá)到HEGRA 實(shí)驗(yàn)的靈敏度。

表1 20 世紀(jì)90 年代主要成像和立體望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)

4.4 HEGRA-CT (high energy gamma ray array-cherenkov telescopes)

HEGRA 實(shí)驗(yàn)包括由250 個(gè)閃爍器組成的空氣簇射陣列和數(shù)個(gè)μ 子探測(cè)器，覆蓋有效面積180 m × 180 m，位于海拔2 200 m 的加那利群島的拉帕爾瑪。閃爍體探測(cè)器探測(cè)能量為40～100 TeV。1998 年在HEGRA 探測(cè)器周圍100 m2范圍內(nèi)建成5 臺(tái)望遠(yuǎn)鏡，形成HEGRA-CT 陣列。HEGRA-CT 陣列是第一個(gè)嚴(yán)格意義上的立體成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)。每臺(tái)望遠(yuǎn)鏡擁有1 個(gè)271 像素的成像系統(tǒng)，鏡面由30 個(gè)直徑60 cm 的小圓鏡拼接而成，有效面積相當(dāng)于1 個(gè)3.3 m 口徑的望遠(yuǎn)鏡，遠(yuǎn)小于Whipple 望遠(yuǎn)鏡口徑。

HEGRA-CT 陣列工作原理如圖9 所示，其原理是利用至少2 臺(tái)成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡，布置在與切倫科夫光池半徑相當(dāng)?shù)木嚯x上(約130 m)，從不同方向測(cè)量γ射線簇射切倫科夫光圖像。與傳統(tǒng)單面望遠(yuǎn)鏡相比，立體觀測(cè)具有明顯優(yōu)勢(shì)：(1)立體技術(shù)通過(guò)2 個(gè)或更多的切倫科夫望遠(yuǎn)鏡在不同的視角下同時(shí)觀察大氣簇射，提高角度分辨率，抑制單臺(tái)望遠(yuǎn)鏡頭尾模糊度，有效改善γ/p分辨能力；(2)立體觀測(cè)冗余的簇射信息可以控制和減少能譜測(cè)定的系統(tǒng)誤差，具有更好的簇射能量測(cè)量能力，結(jié)合更好的角度分辨率，允許研究擴(kuò)展源；(3)多望遠(yuǎn)鏡同時(shí)觸發(fā)會(huì)有效抑制本地μ 子和宇宙線本底產(chǎn)生的干擾，有效降低探測(cè)閾能。

圖9 IACT 立體觀測(cè)原理[66]

HEGRA-CT 陣列[79]極大地證明了立體成像原理，在像素分辨率為0.25°的情況下，對(duì)γ射線的到達(dá)方向定位精度可以達(dá)到0.14°。即使不使用圖像形狀(Hillas 參數(shù))來(lái)排除強(qiáng)子簇射，γ射線點(diǎn)光源也能很容易被識(shí)別出。HEGRA-CT 的能量閾值為500 GeV，通過(guò)保留較小“縮放寬度”和其他特征的圖像可以抑制大約90% 的強(qiáng)子背景，同時(shí)保留50%的γ射線。HEGRA-CT 陣列從1998 年開(kāi)始工作，期間發(fā)現(xiàn)了一批新的γ光源如Cas A,M87,J2032+4130 等。2002 年，項(xiàng)目關(guān)閉，以便在同一位置部署更大的MAGIC 望遠(yuǎn)鏡。MAGIC 與HEGRA-CT 具有相似的望遠(yuǎn)鏡間隔，但具有更低的能量閾值。

5 第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡

1992 年，在兩年一度的國(guó)際宇宙線會(huì)議期間，舉辦了名為“成像大氣切倫科夫探測(cè)器主要發(fā)展”的研討會(huì)，參會(huì)科學(xué)家主要達(dá)成了以下共識(shí)[80]：(1) VHEγ射線源確實(shí)存在；(2)切倫科夫望遠(yuǎn)鏡是迄今為止最有前途的VHEγ射線天文儀器；(3)新的探測(cè)儀器需要更大的光收集器以有效降低探測(cè)閾能；(4)較好的γ/p鑒別能力是探測(cè)技術(shù)成功的關(guān)鍵。這次會(huì)議的最大亮點(diǎn)是關(guān)于切倫科夫探測(cè)技術(shù)探測(cè)原理的討論，肯定了計(jì)算機(jī)技術(shù)和微電子技術(shù)發(fā)展對(duì)于更好地理解空氣簇射的發(fā)展過(guò)程和探測(cè)器響應(yīng)的重大作用，為下一代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡發(fā)展理清了思路。由于成本問(wèn)題，會(huì)議沒(méi)有形成共建大科學(xué)裝置的共識(shí)。但在隨后的幾年里，大型望遠(yuǎn)鏡關(guān)鍵技術(shù)，如γ/p鑒別技術(shù)，更大口徑望遠(yuǎn)鏡，更精細(xì)的成像單元，更強(qiáng)的數(shù)據(jù)讀取能力等分別被有計(jì)劃地進(jìn)行研究，相關(guān)困難逐漸被克服。20 世紀(jì)最后幾年，科學(xué)家們明確了建立數(shù)個(gè)“第二代”成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡的計(jì)劃，這些探測(cè)器具有更大的光收集器和比HEGRA 更精致的像素化相機(jī)。其中H.E.S.S.和MAGIC 的研究成員主要來(lái)自HEGRA 合作組，VERITAS 研究成員主要來(lái)自于Whipple團(tuán)隊(duì)，CANGAROO 則來(lái)自于日本和澳大利亞相關(guān)研究團(tuán)隊(duì)。第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡主要裝置和HEGRA-CT 參數(shù)對(duì)比如表2 所示。由于能量分辨率、角分辨率與γ輻射能量和天體源在望遠(yuǎn)鏡視場(chǎng)中位置有關(guān)，表中給出的能量分辨率、角分辨率是望遠(yuǎn)鏡能達(dá)到的最佳值，典型的第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡實(shí)景圖片如圖10 所示。

表2 HEGRA-CT 與第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡主要參數(shù)[22–24, 79–82]

圖10 第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡典型裝置[22–24]

5.1 MAGIC

因?qū)Φ诙上翊髿馇袀惪品蛲h(yuǎn)鏡技術(shù)方案的分歧，HEGRA-CT 組一分為二，其中Lorenz 等人開(kāi)始研究全新的MAGIC 望遠(yuǎn)鏡，其研究團(tuán)隊(duì)2004 年在原HEGRA 站址新建了MAGIC 望遠(yuǎn)鏡。其目標(biāo)是收集足夠的光子，將250 GeV 左右的閾值能量降低到20 GeV左右，使其探測(cè)能量與衛(wèi)星探測(cè)器重疊(但MAGIC 對(duì)微弱源的靈敏度高得多)。

MAGIC 初期目標(biāo)是通過(guò)改進(jìn)單架(非立體)望遠(yuǎn)鏡的光探測(cè)性能來(lái)實(shí)現(xiàn)：鏡面更大的光學(xué)尺寸——17 m 直徑，更加精細(xì)的成像單元，更高的光轉(zhuǎn)換效率等等。同時(shí)通過(guò)主動(dòng)控制系統(tǒng)不斷調(diào)整1 m 反射鏡片方向來(lái)抵消機(jī)械形變，提高角度分辨率。在其他第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡通過(guò)不同二維圖像簇射軸的交叉點(diǎn)確定γ射線方位時(shí)，MAGIC-I 通過(guò)從圖像質(zhì)心到源的方位角(即圖7 的方位角參數(shù))來(lái)確定天體源的位置[83](與Whipple 采用方法類似)。該方法對(duì)事例超出的貢獻(xiàn)很小，但隨著MAGIC 圖像清晰度的增加，這一方法可以有效地確定天體源位置。

雖然MAGIC-I 靈敏度非常高，但其研究小組很快就意識(shí)到立體觀測(cè)效率更高。2009年，他們?cè)贛AGIC-I 之外85 m 處增加第二架望遠(yuǎn)鏡來(lái)形成MAGIC-II，MAGIC-II 角分辨率在γ射線能量300 GeV 時(shí)為0.11°，在γ射線能量1 TeV 時(shí)為0.08°，有效視場(chǎng)為3.5°，閾值能量為25 GeV。

5.2 H.E.S.S.

H.E.S.S.項(xiàng)目由Hofmann 和Volk 領(lǐng)導(dǎo)，從HEGRA 和CAT 實(shí)驗(yàn)發(fā)展而來(lái)[84]，配備了更強(qiáng)大的望遠(yuǎn)鏡和相機(jī)，以有效擴(kuò)展視場(chǎng)，實(shí)現(xiàn)對(duì)大氣簇射落在陣列周圍更大區(qū)域的切倫科夫光成像、更有效地掃描天空，特別是擴(kuò)展源以及必要的周圍“非源”區(qū)域(大殼超新星遺跡、大質(zhì)量星團(tuán)等)。

H.E.S.S.望遠(yuǎn)鏡2003 年正式開(kāi)始觀測(cè)，最初使用4 面12 m 口徑(H.E.S.S.-I)，成像單元為960 個(gè)PMT，角分辨率為0.16°，視場(chǎng)為5°，閾能300 GeV。2012 年，在原有H.E.S.S.-I 陣列中心增加27 m 口徑望遠(yuǎn)鏡，即H.E.S.S.-II。H.E.S.S.-II 角分辨率為0.07°，視場(chǎng)為3.6°，閾能30 GeV。到目前為止，H.E.S.S.已經(jīng)探測(cè)到100 多個(gè)天體源，其中一半以上位于銀河系低緯度，許多是脈沖星風(fēng)云。這些觀測(cè)結(jié)果還包括雙星系統(tǒng)，可能包括1個(gè)恒星黑洞，4 個(gè)與超新星殘余殼相對(duì)應(yīng)的擴(kuò)展源等。

5.3 VERITAS

VERITAS 項(xiàng)目由Whipple 發(fā)展而來(lái)，在H.E.S.S 提案之前就開(kāi)始規(guī)劃建設(shè)，最初計(jì)劃在原Whipple 臺(tái)基建造一個(gè)7 面望遠(yuǎn)鏡陣列，彼此距離不超過(guò)10 m。但最終只建立了一個(gè)不對(duì)稱的4 面望遠(yuǎn)鏡陣列。VERITAS 實(shí)驗(yàn)由4 面12 m 口徑的望遠(yuǎn)鏡組成，角分辨率為0.15°，視場(chǎng)為4°，閾能為50 GeV。VERITAS 對(duì)γ射線簇射圖像重建時(shí)借鑒了MAGIC-I的“位移方法”，極大地改善了大天頂角源位置的立體重建精度。VERITAS 從2007 年開(kāi)始全面運(yùn)行，截至目前已經(jīng)發(fā)現(xiàn)24 個(gè)新源。

5.4 CANGAROO (Collaboration of Australia and Nippon for a Gamma Ray Observatory in the Outback)

CANGAROO 項(xiàng)目最初使用單個(gè)3.8 m 口徑成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡，成像單元為256個(gè)PMT，角分辨率約0.1°[82]。1992 年CANGAROO-I 開(kāi)始進(jìn)行觀測(cè)，發(fā)現(xiàn)部分天體源信號(hào)源超出，包括RX J 1713.7-3946,Vela-X 和Vela Junior。1999 年，在3.8 m 望遠(yuǎn)鏡旁邊建造了一臺(tái)口徑為7 m 的成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡，成像單元為512 個(gè)PMT，角分辨率約0.15°(CANGAROO-II)。隨后，建造4 臺(tái)10 m 口徑成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡的計(jì)劃被提上日程(CANGAROO-III)，作為第一步，2002 年開(kāi)始將CANGAROO-II 口徑升級(jí)為10 m，像素單元升級(jí)到552 個(gè)PMT，角分辨率約0.2°，隨后的3 臺(tái)望遠(yuǎn)鏡像素單元PMT 由1/2 英寸升級(jí)到3/4 英寸，像素單元?jiǎng)t縮減到427 個(gè)PMT，于2004 年完成建設(shè)。

令人遺憾的是，CANGAROO-I 早期不成熟的圖像分析程序?qū)е聦?duì)SN1006 的錯(cuò)誤測(cè)量[85]，立體陣列CANGAROO-III 建成后，陣列中4 個(gè)望遠(yuǎn)鏡中的第一個(gè)與其他望遠(yuǎn)鏡并不完全匹配，必須從陣列中排除，這使其與H.E.S.S.相比毫無(wú)競(jìng)爭(zhēng)力可言。并且由于意外導(dǎo)致塑料晶體損壞及其他原因，2011 年CANGAROO 項(xiàng)目終止。

5.5 第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡主要觀測(cè)成果

地基VHEγ射線天文學(xué)的成功除了將TeV 以上VHEγ射線源的數(shù)量從1989 年的1個(gè)擴(kuò)展到2020 年的200 多個(gè)，還在于擴(kuò)展了VHE 范圍內(nèi)TeVγ源的種類，促進(jìn)粒子天體物理學(xué)和基礎(chǔ)物理學(xué)的發(fā)展。而這一成功，主要來(lái)自于第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡H.E.S.S.,MAGIC 和VERITAS 對(duì)廣泛天區(qū)的搜索和發(fā)現(xiàn)。目前共發(fā)現(xiàn)TeV 以上VHEγ源228 個(gè)，其中第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)183 個(gè)：H.E.S.S.發(fā)現(xiàn)111 個(gè)TeV 以上VHEγ源，河內(nèi)可認(rèn)證源53 個(gè)，包括24 個(gè)PWN，20 個(gè)SNRs，9 個(gè)雙星系統(tǒng)；河外可認(rèn)證源29 個(gè)，包括AGN 相關(guān)26 個(gè)，與暗物質(zhì)相關(guān)源1 個(gè)，其他類型源5 個(gè)；未認(rèn)證源26 個(gè)。MAGIC 發(fā)現(xiàn)45 個(gè)TeV 以上VHEγ源，河內(nèi)可認(rèn)證源6 個(gè)，包括2 個(gè)PWN、1 個(gè)SNRs、3 個(gè)雙星系統(tǒng)；河外可認(rèn)證源34 個(gè)，其中AGN 相關(guān)源33 個(gè)，GRBs 源1 個(gè)；未認(rèn)證源5 個(gè)。VERITAS 發(fā)現(xiàn)24 個(gè)TeV 以上VHEγ射線源，河內(nèi)可認(rèn)證源5 個(gè)，包括2 個(gè)PWN，2 個(gè)SNRs，1 個(gè)雙星系統(tǒng)；河外可認(rèn)證源15 個(gè)，其中AGN 相關(guān)源13 個(gè)，其它類型源2 個(gè)；未認(rèn)證源4 個(gè)。TeV 以上VHEγ射線源基本信息如表3，第二代IACT代表性成果如圖11 所示。

圖11 第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡代表性觀測(cè)成果

表3 TeV 以上VHE γ 射線源基本信息[86]

5.5.1 脈沖星與脈沖星風(fēng)云(pulsar and pulsar wind nebulae,PWN)

脈沖星是高度磁化、快速旋轉(zhuǎn)的中子星，其產(chǎn)生的外流與周圍的介質(zhì)相互作用，產(chǎn)生一個(gè)沖擊區(qū)，在那里粒子被加速，這一區(qū)域稱為脈沖星風(fēng)云。截止目前，只有2 顆脈沖星TeV 以上VHEγ射線輻射被探測(cè)到(蟹狀星云脈沖星和Vela 脈沖星)，而脈沖星風(fēng)云中則有36 個(gè)TeV 以上VHEγ輻射被探測(cè)到，H.E.S.S.已經(jīng)在源目錄中添加了大量這種類型的天體，其中大麥哲倫星云中的脈沖星風(fēng)云N157B 是唯一的河外恒星源，也是目前探測(cè)到的最遠(yuǎn)的VHEγ射線恒星源。

蟹狀星云是第一個(gè)同時(shí)探測(cè)到脈沖星和脈沖星風(fēng)云VHEγ射線輻射的天體，2008 年，MAGIC 發(fā)現(xiàn)蟹狀星云脈沖星26～100 GeVγ射線輻射[87]。2011 年，VERITAS 探測(cè)到蟹狀星云脈沖星100～400 GeV 的γ射線輻射[88]，輻射光譜遵循冪律衰減，其結(jié)果幾個(gè)月后得到MAGIC 確認(rèn)[89]。2014 年，MAGIC 發(fā)現(xiàn)兩個(gè)脈沖星存在50 GeV 以上橋發(fā)射[90]。2016 年MAGIC 發(fā)現(xiàn)蟹狀星云脈沖星γ輻射截至能量擴(kuò)展到1.5 TeV[91]，對(duì)現(xiàn)有理論提出了重大挑戰(zhàn)。

5.5.2 雙星系統(tǒng)

宇宙中的恒星大約有1/3 屬于雙星系統(tǒng)，這些系統(tǒng)由1 顆大質(zhì)量恒星和1 個(gè)圍繞著共同質(zhì)量中心運(yùn)行的緊湊物體組成。20 世紀(jì)80 年代，天體物理學(xué)家普遍認(rèn)為VHE 射線產(chǎn)生于雙星系統(tǒng)。隨后也發(fā)現(xiàn)了一定數(shù)量VHE 射線源，但沒(méi)有任何證據(jù)證明這些VHEγ源為雙星系統(tǒng)。2005 年，H.E.S.S.首先宣布在南天區(qū)發(fā)現(xiàn)雙星VHEγ源PSR B1259-63 和LS 5039[92,93]，隨后又發(fā)現(xiàn)J1018-589 A 等5 個(gè)雙星VHEγ射線源。2006 年，MAGIC 宣布在北天區(qū)發(fā)現(xiàn)雙星VHEγ射線天體源LSI+61303[94]。2017 年VERITAS 宣布發(fā)現(xiàn)雙星VHEγ射線源PSR J2032+4127[95]。截止目前，IACT 發(fā)現(xiàn)雙星VHE 天體源9 個(gè)，相關(guān)VHE源2 個(gè)，HAWC 發(fā)現(xiàn)2 個(gè)。已知的VHEγ射線輻射周期從4 d 到1 237 d 不等。在雙星系統(tǒng)中測(cè)量到的γ射線流強(qiáng)隨軌道相位而變化。除PSRB1259-63 系統(tǒng)中已知的脈沖星外，其他雙星系統(tǒng)緊湊物體類型、粒子加速機(jī)制、γ射線發(fā)射機(jī)制等尚不清楚。

5.5.3 超新星遺跡

超新星遺跡(supernova remnants,SNRs)是超新星爆發(fā)拋射物質(zhì)與星際介質(zhì)相互作用形成的延展天體，長(zhǎng)久以來(lái)被認(rèn)為是銀河系宇宙線的主要來(lái)源，其最高能量可達(dá)PeV。截至目前，已發(fā)現(xiàn)28 個(gè)超新星遺跡TeV 以上VHEγ源，目前觀測(cè)到γ射線能量較高的是仙后座A (Cassiopea A，截止能量3.5 TeV,MAGIC,2017 年)[96],RX J0852.0-4622 (截止能量6.7 TeV,H.E.S.S.,2017 年)[97]。值得指出的是，近期ASγ+MD 陣列發(fā)現(xiàn)SNR G106.3+2.7是潛在的PeV 加速源[98]。

5.5.4 河內(nèi)PeV 加速源

河內(nèi)宇宙線最高能量可達(dá)數(shù)PeV，這意味著銀河系內(nèi)部存在PeV 加速源，前期觀測(cè)結(jié)果雖然推斷出銀河系存在10 多個(gè)“粒子加速器”可以將粒子加速到幾十TeV，但這些天體源都沒(méi)有觀測(cè)到可以將粒子加速到PeV 相伴的γ射線輻射(γ射線的冪律譜在沒(méi)有截?cái)嗟那闆r下延伸到幾十TeV)。H.E.S.S.合作組通過(guò)對(duì)前10 年觀測(cè)結(jié)果進(jìn)行分析，發(fā)現(xiàn)銀河系中心附近超大質(zhì)量黑洞人馬座A* 存在幾十TeVγ輻射[99]，這些輻射可以看作PeV 粒子加速器存在的證據(jù)，首次證明銀河系內(nèi)部可能存在PeV 加速源。

5.5.5 活動(dòng)星系核(active galactic nuclei,AGN)

在VHEγ射線波段IACT 探測(cè)到90 個(gè)TeV 以上VHEγ射線源。除了脈沖星風(fēng)云N157B、星暴星系(starburst) NGC253 和M82、球狀星團(tuán)Terzan5、大質(zhì)量星團(tuán)Westerlund1,Westerlund2,J1848-018 等7 個(gè)VHEγ射線源之外，其他星系外的VHEγ射線源都與AGN 有關(guān)。這些AGN VHEγ射線源中，F(xiàn)SQR (flat spectrum radio quasars)8 個(gè)，HBL 源52 個(gè)，IBL 源8 個(gè)，LBL 源2 個(gè)。

AGN 是瞬變?cè)?，通過(guò)對(duì)AGN 耀斑γ輻射進(jìn)行觀測(cè)，可以研究超大質(zhì)量黑洞的噴流及其環(huán)境，粒子加速和VHEγ射線發(fā)射機(jī)制。FSQR 耀斑事件目前觀測(cè)到8 個(gè)，2015―2017 年，H.E.S.S.發(fā)表PKS 0736+017,3C279,PKS 1510+089 耀斑期間VHEγ射線測(cè)量結(jié)果[100–102]。MAGIC 也在PKS 1510-089 的2015 年耀斑活動(dòng)期間觀察到γ射線爆發(fā)現(xiàn)象，并在2016 年同時(shí)觀測(cè)到PKS 1510+089γ射線爆發(fā)，發(fā)現(xiàn)VHEγ射線通量發(fā)生劇烈變化時(shí)，GeV 能區(qū)射線通量沒(méi)有明顯變化[103]。BL-Lac 耀斑事件觀測(cè)到4 個(gè)，其中S4 0954+65(blazar,MAGIC,2015),RGB J2056+496(blazar,VERITAS,2016),TXS 0506+056(blazar,MAGIC,2017)是最新發(fā)現(xiàn)，另外一個(gè)是射電星系NGC 1275 的耀斑γ輻射。在2016 年至2017 年間進(jìn)行的幾個(gè)月的觀測(cè)顯示，夜間γ輻射通量變化很大，最亮的γ輻射通量達(dá)到蟹狀星云γ輻射通量的1.75 倍[104]。

5.5.6 伽馬射線暴(Gamma ray bursts,GRBs)

GRBs 是少數(shù)幾種能將粒子加速到極限能量(1019eV)的天體物理物現(xiàn)象之一，是揭開(kāi)超高能宇宙線(ultra high energy cosmic rays,UHECRs)神秘面紗的極佳探針。此前地基觀測(cè)裝置尚沒(méi)有觀測(cè)到100 GeV 以上GRBsγ輻射。2019 年1 月MAGIC 首次觀測(cè)到E >300 GeVγ射線(GRB190114C)[105,106]，從不同能區(qū)確認(rèn)了Fermi-LAT 的觀測(cè)結(jié)果，確定了GRBs 余輝中自康普頓散射成分的存在。H.E.S.S.先后觀測(cè)到GRB180720B 余輝深處大于100 GeVγ輻射和GRB190829A VHEγ輻射[107]，對(duì)現(xiàn)有的電子同步輻射理論提出了重大挑戰(zhàn)。這也是地基觀測(cè)裝置首次測(cè)量到GRBs 余輝階段100 GeV 以上γ輻射，打開(kāi)了GRBs 多波段觀測(cè)一個(gè)新的能量窗口。GRB190114C 和GRB180720B 也同時(shí)被Fermi-LAT 衛(wèi)星觀測(cè)到，從幾keV 至 幾百GeV 能區(qū)對(duì)GRBs 多波段觀測(cè)，為進(jìn)一步研究GRBs 中心引擎和輻射機(jī)制、河外背景光限制等新物理現(xiàn)象提供了更有力的觀測(cè)手段。

5.5.7 河外背景光(extragalactic background light,EBL)

EBL 是整個(gè)宇宙發(fā)出的綜合光，了解EBL 性質(zhì)對(duì)研究大多數(shù)blazar 的本征光譜至關(guān)重要。MAGIC,H.E.S.S.,VERITAS 近些年都進(jìn)行了EBL 測(cè)量工作。H.E.S.S.,VERITAS測(cè)量方法與光譜形狀無(wú)關(guān)，而MAGIC 則采用幾種不同EBL 模型進(jìn)行對(duì)比測(cè)量。雖然采用方法不同，但EBL-SED 形狀和強(qiáng)度測(cè)量結(jié)果基本吻合，不同波段吻合程度稍有差異[108]。

6 IACT 探測(cè)技術(shù)未來(lái)發(fā)展

第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡的成功不僅促進(jìn)粒子天體物理學(xué)和基礎(chǔ)物理學(xué)的發(fā)展，使科學(xué)家們的研究方向從“尋找源頭”到向研究基礎(chǔ)物理和基礎(chǔ)物理問(wèn)題逐漸轉(zhuǎn)變。也激發(fā)了科學(xué)家們升級(jí)、改造現(xiàn)有IACT 望遠(yuǎn)鏡的熱情，建設(shè)或規(guī)劃新的地基VHEγ射線望遠(yuǎn)鏡，不斷探索新的探測(cè)技術(shù)。

6.1 CTA(Cherenkov telescope array)

要大幅提高靈敏度，現(xiàn)有技術(shù)很難通過(guò)改進(jìn)單臺(tái)望遠(yuǎn)鏡性能實(shí)現(xiàn)，但通過(guò)大幅增加陣列結(jié)構(gòu)中的望遠(yuǎn)鏡數(shù)量，則可以實(shí)現(xiàn)這一目標(biāo)。HERGET 原理樣機(jī)已經(jīng)證明，立體觀測(cè)技術(shù)具有很大的優(yōu)越性，與同口徑的單面望遠(yuǎn)鏡相比，其靈敏度大幅提高。CTA[109]正是基于這一考慮，通過(guò)大幅增加陣列結(jié)構(gòu)中的望遠(yuǎn)鏡數(shù)量以實(shí)現(xiàn)靈敏度的提高，通過(guò)設(shè)置不同口徑望遠(yuǎn)鏡，以覆蓋更寬的能量范圍。CTA 計(jì)劃將現(xiàn)有IACT 陣列靈敏度提高10 倍，觀測(cè)能區(qū)跨越4 個(gè)量級(jí)(20～300 TeV)，擬在南北半球(南半球站址為智利阿塔卡瑪沙漠，北半球站址為西班牙加納利島) 各建設(shè)一個(gè)成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡陣列。探測(cè)陣列由大(large-sized telescope,LST)/中(medium-sized telescope,MST)/小(small-sized telescope,SST) 三類望遠(yuǎn)鏡組成，主要參數(shù)如表4。CTA 中型望遠(yuǎn)鏡陣列MST 除了基于傳統(tǒng)反射鏡的原理樣機(jī)之外，還設(shè)計(jì)了史瓦西望遠(yuǎn)鏡原理樣機(jī)(prototype schwarzschild-couder telescope,pSCT)，成像單元采用SiPM，為了便于比較，該望遠(yuǎn)鏡原理樣機(jī)參數(shù)也列入表中。

表4 CTA 陣列參數(shù)[109]

CTA 主要面向相對(duì)論性宇宙粒子起源、極端環(huán)境、新物理等重要科學(xué)前沿領(lǐng)域開(kāi)展探索研究。CTA 更大的視場(chǎng)可以開(kāi)展擴(kuò)展源的觀測(cè)，更好的角分辨率有利于源的細(xì)節(jié)研究，更好的能量分辨率有利于能譜的精細(xì)測(cè)量，更快的轉(zhuǎn)動(dòng)速度利于爆發(fā)源和瞬變?cè)吹挠^測(cè)；而更低的探測(cè)閾能，則可以實(shí)現(xiàn)與衛(wèi)星觀測(cè)的有效銜接。

6.2 基于透鏡的廣角大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡

第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡在50 GeV～20 TeV 能區(qū)對(duì)γ射線觀測(cè)靈敏度遠(yuǎn)高于現(xiàn)有其他探測(cè)裝置，但它們的視場(chǎng)有限(約4°)，不太容易對(duì)爆發(fā)源、瞬變?cè)?、擴(kuò)展源進(jìn)行觀測(cè)?？茖W(xué)家們正在積極探索廣角大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡技術(shù)，提出多種解決方案，其中一個(gè)重要的發(fā)展方向是基于透鏡的大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡技術(shù)[110]。利用廣角透鏡代替?zhèn)鹘y(tǒng)窄視場(chǎng)反射鏡用于測(cè)量高能γ射線這一設(shè)想最初在1998 年由David 等人提出[111]，隨后GAW (Gamma Air Watch)計(jì)劃[112]提出用直徑約3 m 的廣角菲涅爾透鏡觀測(cè)VHEγ射線。JEMO-EUSO (Extreme Universe Space Observatory)實(shí)驗(yàn)計(jì)劃用2 面直徑1 m 廣角菲涅爾透鏡研究超高能宇宙射線[113]。菲涅爾透鏡系統(tǒng)具備大視場(chǎng)、良好透過(guò)率的優(yōu)勢(shì)，但存在加工工藝復(fù)雜、價(jià)格昂貴、離軸大角度成像差等問(wèn)題。受GAW 和JEMO-EUSO 計(jì)劃啟發(fā)，中國(guó)研究人員開(kāi)展了廣角透鏡成像技術(shù)的預(yù)先研究工作，提出了基于水透鏡的廣角大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡的設(shè)想(采用玻璃球殼+高純水模擬人眼構(gòu)造的設(shè)計(jì)方案，可以充分利用高純水對(duì)藍(lán)光的良好透過(guò)率、半球透鏡或厚透鏡離軸大角度成像一致性較好的優(yōu)點(diǎn)，且工藝相對(duì)簡(jiǎn)單)，主要物理目標(biāo)為地基探測(cè)VHEγ暫現(xiàn)源(如GRBs 約100 GeV VHEγ輻射)，并研制了0.9 m 口徑球冠薄透鏡原理樣機(jī)進(jìn)行原理性驗(yàn)證。該原理樣機(jī)已經(jīng)和西藏羊八井小型陣列YBJ-HA 同時(shí)觀測(cè)到宇宙線事例，驗(yàn)證透鏡系統(tǒng)對(duì)大氣切倫科夫光的探測(cè)能力并初步驗(yàn)證廣角性能[114–117]。

6.3 光電傳感器技術(shù)

VHEγ射線天文學(xué)的成功還得益于弱光探測(cè)技術(shù)的不斷發(fā)展，特別是PMT 光電子探測(cè)效率的不斷提高。目前最好的切倫科夫望遠(yuǎn)鏡成像系統(tǒng)在300～650 nm 的典型光譜范圍平均量子效率只有15%～18%，如果能進(jìn)一步提高PMT 量子效率，無(wú)疑將提升現(xiàn)有望遠(yuǎn)鏡陣列的發(fā)現(xiàn)能力。SiPM 實(shí)質(zhì)是由工作在蓋革模式的雪崩二極管(avalanche photodiode,APD) 陣列組成，又被稱為多像素光子計(jì)數(shù)器(multi-pixel photon counter,MPPC)。SiPM相對(duì)傳統(tǒng)PMT 具有量子效率高(SiPM 為80%，PMT 為25%～40%)、工作電壓低(SiPM為2～80 V，PMT 為1～3 kV)、對(duì)磁場(chǎng)不敏感、體積小、結(jié)構(gòu)緊湊、量產(chǎn)價(jià)格低等優(yōu)勢(shì)。該技術(shù)最早由FACT (First G-APD Cherenkov Telescope) 開(kāi)始探索并取得成功[118,119]，MAGIC 研究團(tuán)隊(duì)也在發(fā)展這一技術(shù)[120]。未來(lái)LHAASO/WFCTA[121]和CTA/SST[122]照相機(jī)也將使用SiPM。

7 總結(jié)

20 世紀(jì)50 年代，射電天文學(xué)及稍后的X射線天文學(xué)激發(fā)了人們“通過(guò)新窗口觀察宇宙”的愿望，人們開(kāi)始探索從地面上利用廣延大氣簇射相對(duì)論性次級(jí)粒子在大氣中產(chǎn)生的切倫科夫光探測(cè)原初宇宙γ射線的可能性。由于探測(cè)器靈敏度較差，加之對(duì)大氣簇射發(fā)展過(guò)程細(xì)節(jié)了解不足，早期的切倫科夫光望遠(yuǎn)鏡不能有效區(qū)分宇宙線帶電粒子成分和γ光子，直到1989 年Whipple 望遠(yuǎn)鏡首次觀測(cè)到來(lái)自于蟹狀星云的VHEγ輻射，才實(shí)現(xiàn)對(duì)原初宇宙γ射線的有效觀測(cè)。成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡經(jīng)歷了早期探索(非成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡)、成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡、立體成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡三個(gè)主要階段，發(fā)展了兩代。其發(fā)展成熟的關(guān)鍵除了望遠(yuǎn)鏡口徑的擴(kuò)大之外，主要基于兩個(gè)方面的原因：(1)是發(fā)展了一套十分有效的γ/p 鑒別技術(shù)，有效地排除了海量的宇宙線帶電粒子本底；(2)是發(fā)展了立體成像技術(shù)，極大地提高了原初γ射線重建的能量精度和角分辨率精度，有效地降低了探測(cè)閾能。經(jīng)過(guò)近70 年的發(fā)展，切倫科夫探測(cè)技術(shù)取得了巨大的成功，以H.E.S.S.,MAGIC,VERITAS 等為代表的立體成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)了100 余個(gè)TeV 以上VHEγ射線能區(qū)的新源，類型包括AGN,SNRs,globular clusters,binaries 等，占TeV 以上VHEγ射線天體源的一半以上。

除了成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡技術(shù)，基于廣延大氣簇射次級(jí)粒子探測(cè)的傳統(tǒng)EAS 陣列、水切倫科夫探測(cè)等等在VHE 特別是20 TeV 以上能區(qū)的γ射線觀測(cè)中也取得了巨大的成功，觀測(cè)到100 TeV 以上超高能γ射線輻射。

相對(duì)X 射線源和GeVγ射線源的數(shù)目，顯然TeV 以上VHEγ射線源的數(shù)目太少，目前的觀測(cè)數(shù)據(jù)還無(wú)法為科學(xué)家深入研究VHE 天體源輻射及其存在的相互作用機(jī)制提供足夠多的樣本。因此VHE 及以上能區(qū)γ射線天文觀測(cè)技術(shù)還需要大力發(fā)展，包括更低的閾能、更大的視場(chǎng)、更高的角分辨和能量分辨率、更高的靈敏度等。CTA 通過(guò)增加陣列結(jié)構(gòu)中的望遠(yuǎn)鏡數(shù)量以實(shí)現(xiàn)靈敏度的提高，通過(guò)設(shè)置不同口徑望遠(yuǎn)鏡，以覆蓋更多的能量范圍；LHAASO 通過(guò)復(fù)合陣列提高靈敏度并拓寬能量測(cè)量范圍；Aharonian 等人[124]還建議在更高海拔(約5 000 m)建設(shè)大口徑IACT 陣列以降低閾能，提高有效面積、能量分辨率和角度分辨率等；除此以外，更多新的技術(shù)如SiPM 的應(yīng)用、計(jì)算機(jī)的發(fā)展，也將對(duì)VHEγ探測(cè)器性能提升做出貢獻(xiàn)。隨著觀測(cè)技術(shù)的進(jìn)步和新一代觀測(cè)設(shè)備的建設(shè)運(yùn)行，TeV 以上VHEγ射線源將與X 射線、GeVγ射線源一樣，在不久的將來(lái)邁入“千源時(shí)代”，如圖12 所示，VHEγ天文的觀測(cè)將為多波段、多信使天文學(xué)的發(fā)展貢獻(xiàn)“高能”力量。

圖12 不同波長(zhǎng)輻射源的數(shù)目隨時(shí)間和不同探測(cè)器設(shè)備的演化[123]