火眼辣叟：高海拔宇宙線觀測站（LHAASO）首批科學(xué)成果發(fā)表 | 劉四明
注：LHAASO在銀河系內(nèi)發(fā)現(xiàn)大量超高能宇宙加速器，并記錄到能量達(dá)1.4拍電子伏的伽馬光子（拍=千萬億），這是人類觀測到的最高能量光子，突破了人類對銀河系粒子加速的傳統(tǒng)認(rèn)知，開啟了“超高能伽馬天文學(xué)”的時(shí)代。這些發(fā)現(xiàn)2021年5月17日發(fā)表在Nature：https://www.nature.com/articles/s41586-021-03498-z。
圖1 LHAASO位于稻城基地的石碑
火眼辣叟的四大金剛
高海拔宇宙線觀測站是我國十二五期間批準(zhǔn)立項(xiàng)的國家重大科技基礎(chǔ)設(shè)施。英文名字為Large High Altitude Air Shower Observatory, 縮寫LHAASO，讀音為辣叟。Air Shower是高能粒子在大氣層中誘發(fā)的一堵以接近真空中的光速傳播的高能粒子墻，可以把它想象成一堵火墻。LHAASO主要用來探測這堵墻的組成和傳播特征，進(jìn)而獲得誘發(fā)這堵火墻的高能粒子的性質(zhì)?？紤]到近些年我國已經(jīng)建成了“天眼”射電望遠(yuǎn)鏡，發(fā)射了“慧眼”X射線衛(wèi)星。我這里把LHAASO稱作“火眼”，全稱“火眼辣叟”，也就是這篇文章的題目的由來。下面我們會看到，這顆“火眼”還有“金睛”，在探測宇宙線和高能伽馬射線上功能強(qiáng)大！
LHAASO主要包含4種探測手段：在1.3平方公里的范圍內(nèi)均勻分布著5195個(gè)電磁粒子探測器和1188個(gè)繆子探測器，簡稱KM2A（kilometersquare array）陣列；7.8萬平方米的包含3120個(gè)探測器單元的水切侖科夫探測器陣列，簡稱WCDA（Water Cherenkov Detector Array）；和廣角大氣切侖科夫與熒光望遠(yuǎn)鏡，簡稱WFCTA（Wide Field Cherenkov Telescope Array）。通過這4種探測器陣列的聯(lián)合觀測，LHAASO在超高能伽馬射線探測靈敏度、甚高能伽馬射線巡天靈敏度、宇宙線能譜覆蓋范圍和宇宙線成分識別的精確度方面均將達(dá)到國際領(lǐng)先水平。
圖2 LHAASO站點(diǎn)四種探測器
火眼辣叟在超高能伽馬射線觀測初顯身手
自從2017年中期開始建設(shè)以來，KM2A的四分之三陣列已經(jīng)建成并投入運(yùn)行。WCDA的3個(gè)大水池都已經(jīng)投入常規(guī)科學(xué)運(yùn)行。WFCTA的18臺望遠(yuǎn)鏡也進(jìn)入常規(guī)切倫科夫光觀測運(yùn)行模式。這些部分完成的探測陣列在超高能伽馬射線觀測上已經(jīng)取得了重大突破，本文將簡單介紹對KM2A一半陣列308.33有效天觀測數(shù)據(jù)分析得到的初步結(jié)果。
能量比較低的伽馬射線穿越探測器時(shí)可以產(chǎn)生各種電磁信號進(jìn)而被探測到。隨著伽馬射線能量的增加，它的穿透能力也相應(yīng)增強(qiáng)。人類制造的最大的伽馬射線探測器能夠直接測量的光子的最大能量大約是1萬億電子伏（TeV=1012 eV）。這些能量以及更高能的伽馬光子從宇宙空間進(jìn)入大氣層時(shí)會和大氣層中的氣體作用產(chǎn)生各種次級粒子。這些粒子的能量很高，在大氣中的運(yùn)動速度比電磁波的速度還要快進(jìn)而產(chǎn)生切倫科夫光。它們對大氣分子的電離和激發(fā)也可以產(chǎn)生熒光。所有這些過程都在一個(gè)厚度只有幾米（圖3）寬度可達(dá)幾公里的平面里完成，并且整個(gè)平面以超光速接近地面，這就是所謂的大氣簇射。
圖3 火墻透視圖：探測器激發(fā)數(shù)隨時(shí)間（縱軸）和簇射中心的距離（橫軸）的變化。藍(lán)線對應(yīng)于伽馬射線，黑線對應(yīng)于宇宙線。從上到下能量逐漸增加?？v軸時(shí)間乘以光速就給出不同距離處火墻的厚度【1】
我們可以把這個(gè)平面想象成一堵火墻。日常生活中我們時(shí)不時(shí)的都會被這些火墻掃過，在我們的身體中產(chǎn)生一定的輻射劑量。由于這些火墻中的高能粒子密度比較低，并且火墻以光速運(yùn)動，我們無法感知火墻的存在。但是利用高靈敏度的探測器，我們還是可以捕獲這些火墻。辣叟的火眼金睛就是一個(gè)例子。
在大氣中傳播時(shí)，火墻的寬度逐漸增加。并且隨著入射光子能量的增加，這個(gè)火墻的寬度也會增加。除了高能伽馬射線，高能宇宙線（主要是各種原子核和少量電子）也可以產(chǎn)生大氣簇射。但是不同種類的高能粒子產(chǎn)生的簇射的性質(zhì)不同，我們可以在地面上收集這些簇射中的次級粒子，進(jìn)而間接探測原初高能粒子的性質(zhì)。圖4顯示的就是這一簇射過程的示意圖以及LHAASO在地面上布置的各種探測器對其進(jìn)行的測量。
圖4 高能粒子產(chǎn)生大氣簇射以及辣叟的各種探測器對簇射觀測的示意圖(引自英國《自然》雜志，Nature 543, 300-301 (16 March 2017) doi: 10.1038/543300a.)
在此之前的很多實(shí)驗(yàn)，人們探測到的主要是宇宙線產(chǎn)生的簇射。這主要是因?yàn)樵赥eV能段和宇宙線的流量相比，伽馬射線光子的平均流量要高至少3個(gè)數(shù)量級（圖5）。即使在蟹狀星云這個(gè)最亮的伽馬射線天體方向，100TeV以上的宇宙線的平均流量也要比光子高4千倍！因此大氣中產(chǎn)生的簇射大部分是由宇宙線產(chǎn)生的。要把這些數(shù)量極其稀少的伽馬射線產(chǎn)生的簇射從宇宙線產(chǎn)生的簇射背景中鑒別出來，人們發(fā)展了一種特殊的探測手段。
圖5 宇宙線流量密度隨宇宙線能量的變化
圖6顯示高海拔宇宙線觀測站（LHAASO辣叟）在1平方公里的范圍內(nèi)布局了電磁信號和繆子探測器，這就是所謂的平方公里陣列（KM2A）。因?yàn)榭娮拥拇┩副绢I(lǐng)比電子高很多，它們可以穿透探測器上面的土壤在地下被探測到。對于給定的能量，宇宙線產(chǎn)生的繆子要比伽馬光子產(chǎn)生的繆子多很多。利用這兩種探測器中收集到的信號的強(qiáng)度之比，人們就可以更好得把伽馬射線產(chǎn)生的簇射甄別出來，這就是所謂的“金睛”。
圖6 由分布在1平方公里范圍的各種探測器組成的高海拔宇宙線觀測站(LHAASO)的遠(yuǎn)景示意圖
雖然只有KM2A一半陣列的數(shù)據(jù)被分析，但是已經(jīng)有80多個(gè)來自蟹狀星云的能量在100TeV以上的類光子事例被探測到。更重要的是，KM2A還探測到一個(gè)能量大于1PeV的類光子事例。圖7左顯示，這個(gè)事例同時(shí)觸發(fā)了辣叟的3個(gè)正在運(yùn)行的探測陣列。其能量測量精度可達(dá)10%，和蟹狀星云無關(guān)的可能性小于2千分之一！同時(shí)辣叟還探測到來自十余個(gè)高能天體的能量在100TeV以上的伽馬射線！
圖7左：辣叟探測到的一個(gè)來自蟹狀星云方向的PeV類光子事例。右圖為建成后探測器的布局
火眼辣叟--超高能伽馬天文學(xué)的定海神針
火眼辣叟的核心科學(xué)目標(biāo)之一是回答宇宙線的起源問題。雖然宇宙線在100多年前就已經(jīng)被發(fā)現(xiàn)，并且在80多年前人們就提出了宇宙線可能主要來自超新星遺跡的學(xué)說【2】，但是直到過去十幾年伴隨著伽馬射線天文的發(fā)展和宇宙線能譜測量方面取得的顯著進(jìn)展，人們才逐步意識到GeV的宇宙線主要來自于超新星遺跡演化晚期的激波粒子加速過程而TeV宇宙線可能主要來自于年輕的超新星遺跡【3，4】。需要指出的是，直到今天，我們還沒有發(fā)現(xiàn)超新星遺跡激波加速可以產(chǎn)生PeV宇宙線的直接證據(jù)。
火眼辣叟的最新觀測表明，超高能伽馬射線似乎和脈沖星風(fēng)云有密切的聯(lián)系。這就意味著PeV宇宙線可能主要來自于脈沖星風(fēng)云這一相對論性高能天體中的持續(xù)粒子加速過程（【5】蟹狀星云是最著名的一個(gè)例子）。在產(chǎn)生脈沖星風(fēng)云的中子星誕生初期，PeV的宇宙線也可能在脈沖星風(fēng)云與其超新星遺跡激波的復(fù)雜相互作用過程中被有效的加速【6】。在火眼辣叟正式投入運(yùn)行的幾年內(nèi)，把其超高能伽馬射線觀測與宇宙線觀測相結(jié)合，我們有望在PeV宇宙線起源問題上取得重大突破。它將發(fā)現(xiàn)上百個(gè)超高能伽馬射線源，并將詳細(xì)測量能量高達(dá)EeV（1018 eV）的宇宙線的性質(zhì)，成為超高能伽馬天文學(xué)的定海神針。
超高能伽馬天文（PeV）是伽馬天文（GeV）和甚高能伽馬天文（TeV）向高能端的自然延伸。如果在GeV和TeV能段我們還能夠探測到來自河外高能源的輻射，在PeV能段，河外源產(chǎn)生的光子將在傳播過程中和微波背景輻射相互作用產(chǎn)生正負(fù)電子對（圖5的宇宙線能譜在100EeV處流量隨能量增加的快速下降也是由于極高能宇宙線和微波背景輻射的相互作用）。我們預(yù)期只有極高能宇宙線（EeV）在銀河系中轟擊原子核可以產(chǎn)生少量PeV伽馬射線。因此我們真正走到了電磁波探測的盡頭！當(dāng)然這個(gè)盡頭也是我們當(dāng)今知識的盡頭，辣叟觀測到的任何反常都將為我們開辟一個(gè)全新的探索空間！
參考文獻(xiàn)
【1】田珍，利用ARGO-YBJ數(shù)據(jù)對宇宙線前鋒面研究與LHAASO KM2A陣列伽馬質(zhì)子鑒別能力預(yù)研，中國科學(xué)院研究生院博士學(xué)位論文，2018
【2】Baade W, Zwicky F. Cosmic rays from super-novae.Astronomy, 1934, 20:259.
【3】Zhang YR, LiuSM, Yuan Q. Anomalous Distributions of Primary Cosmic Rays as Evidence forTime-dependent Particle Acceleration in Supernova Remnants. ApJ, 2017, 844:L3
【4】Zeng HD, XinYL, Liu SM. Evolution of High-energy Particle Distribution in SupernovaRemnants. ApJ, 2019, 874:50
【5】Yuan Q. etal. A STATISTICAL MODEL FOR THE gamma-RAY VARIABILITY OF THE CRAB NEBULA. ApJ,2011, 730:L15
【6】OhiraY, Kisaka S, Yamazaki R. Pulsar Wind Nebulae insideSupernova Remnants as Cosmic-Ray PeVatrons. MNRAS, 2018, 478:926
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