火眼辣叟：高海拔宇宙線觀測站（LHAASO）首批科學成果發(fā)表 | 劉四明
注：LHAASO在銀河系內發(fā)現大量超高能宇宙加速器，并記錄到能量達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)認知，開啟了“超高能伽馬天文學”的時代。這些發(fā)現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立項的國家重大科技基礎設施。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，進而獲得誘發(fā)這堵火墻的高能粒子的性質。考慮到近些年我國已經建成了“天眼”射電望遠鏡，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大！
LHAASO主要包含4種探測手段：在1.3平方公里的范圍內均勻分布著5195個電磁粒子探測器和1188個繆子探測器，簡稱KM2A（kilometersquare array）陣列；7.8萬平方米的包含3120個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鏡，簡稱WFCTA（Wide Field Cherenkov Telescope Array）。通過這4種探測器陣列的聯合觀測，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到國際領先水平。
圖2 LHAASO站點四種探測器
火眼辣叟在超高能伽馬射線觀測初顯身手
自從2017年中期開始建設以來，KM2A的四分之三陣列已經建成并投入運行。WCDA的3個大水池都已經投入常規(guī)科學運行。WFCTA的18臺望遠鏡也進入常規(guī)切倫科夫光觀測運行模式。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有效天觀測數據分析得到的初步結果。
能量比較低的伽馬射線穿越探測器時可以產生各種電磁信號進而被探測到。隨著伽馬射線能量的增加，它的穿透能力也相應增強。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入大氣層時會和大氣層中的氣體作用產生各種次級粒子。這些粒子的能量很高，在大氣中的運動速度比電磁波的速度還要快進而產生切倫科夫光。它們對大氣分子的電離和激發(fā)也可以產生熒光。所有這些過程都在一個厚度只有幾米（圖3）寬度可達幾公里的平面里完成，并且整個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)數隨時間（縱軸）和簇射中心的距離（橫軸）的變化。藍線對應于伽馬射線，黑線對應于宇宙線。從上到下能量逐漸增加?？v軸時間乘以光速就給出不同距離處火墻的厚度【1】
我們可以把這個平面想象成一堵火墻。日常生活中我們時不時的都會被這些火墻掃過，在我們的身體中產生一定的輻射劑量。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例子。
在大氣中傳播時，火墻的寬度逐漸增加。并且隨著入射光子能量的增加，這個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）也可以產生大氣簇射。但是不同種類的高能粒子產生的簇射的性質不同，我們可以在地面上收集這些簇射中的次級粒子，進而間接探測原初高能粒子的性質。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行的測量。
圖4 高能粒子產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.)
在此之前的很多實驗，人們探測到的主要是宇宙線產生的簇射。這主要是因為在TeV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個數量級（圖5）。即使在蟹狀星云這個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！因此大氣中產生的簇射大部分是由宇宙線產生的。要把這些數量極其稀少的伽馬射線產生的簇射從宇宙線產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）。因為繆子的穿透本領比電子高很多，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，宇宙線產生的繆子要比伽馬光子產生的繆子多很多。利用這兩種探測器中收集到的信號的強度之比，人們就可以更好得把伽馬射線產生的簇射甄別出來，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)的遠景示意圖
雖然只有KM2A一半陣列的數據被分析，但是已經有80多個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還探測到一個能量大于1PeV的類光子事例。圖7左顯示，這個事例同時觸發(fā)了辣叟的3個正在運行的探測陣列。其能量測量精度可達10%，和蟹狀星云無關的可能性小于2千分之一！同時辣叟還探測到來自十余個高能天體的能量在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--超高能伽馬天文學的定海神針
火眼辣叟的核心科學目標之一是回答宇宙線的起源問題。雖然宇宙線在100多年前就已經被發(fā)現，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)現超新星遺跡激波加速可以產生PeV宇宙線的直接證據。
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云有密切的聯系。這就意味著PeV宇宙線可能主要來自于脈沖星風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例子）。在產生脈沖星風云的中子星誕生初期，PeV的宇宙線也可能在脈沖星風云與其超新星遺跡激波的復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行的幾年內，把其超高能伽馬射線觀測與宇宙線觀測相結合，我們有望在PeV宇宙線起源問題上取得重大突破。它將發(fā)現上百個超高能伽馬射線源，并將詳細測量能量高達EeV（1018 eV）的宇宙線的性質，成為超高能伽馬天文學的定海神針。
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，河外源產生的光子將在傳播過程中和微波背景輻射相互作用產生正負電子對（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）。我們預期只有極高能宇宙線（EeV）在銀河系中轟擊原子核可以產生少量PeV伽馬射線。因此我們真正走到了電磁波探測的盡頭！當然這個盡頭也是我們當今知識的盡頭，辣叟觀測到的任何反常都將為我們開辟一個全新的探索空間！
參考文獻
【1】田珍，利用ARGO-YBJ數據對宇宙線前鋒面研究與LHAASO KM2A陣列伽馬質子鑒別能力預研，中國科學院研究生院博士學位論文，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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