摘要 高海拔宇宙線觀測站(LHAASO)是人類研究宇宙線最大的實驗裝置之一，其核心科學目標是尋找宇宙線的起源，不但要探測超高能伽馬射線源，也致力于精確測量地球附近帶電宇宙線的成分和能譜，系統地研究宇宙線的加速過程及傳播機制。從發現12個超高能伽馬源(標志著超高能伽馬天文學領域的開啓)，到第一個星表的發布(展現出銀河系豐富多彩的宇宙線加速源的候選天體)，LHAASO已經爲發現宇宙線起源奠定了良好的基礎。此外，這些成果爲後續的宇宙線加速機理和傳播效應的研究指明了方向，同時也爲現有理論與模型提供了精確檢驗的機會與挑戰。文章概述了LHAASO項目的開展背景、望遠鏡主要結構及其在宇宙線物理學中的重大意義，並對其未來的研究方向進行了展望。
關鍵詞 高海拔宇宙線觀測站，粒子天體物理，超高能伽馬射線，宇宙線起源
1 背 景
自奧地利物理學家Victor Hess于1912年發現宇宙線以來，盡管已經過去了一個多世紀，但宇宙線的起源依然是一個懸而未決的謎題。主要是因爲銀河系中的磁場使得宇宙線的路徑發生偏轉，實驗中觀測到的宇宙線喪失了其原始方向的信息，無法直接通過宇宙線的到達方向來追溯其源頭。因此，科學家們只能間接地通過測量伽馬射線或中微子這類中性粒子來尋找宇宙線的起源。由于高能伽馬射線的流強比宇宙線要低4—5個量級，如何排除宇宙線本底一度成爲甚高能(VHE)伽馬射線天文的瓶頸。20世紀90年代，WHIPPLE實驗組成功研制了大氣成像切倫科夫望遠鏡(IACT)，通過大幅提升角分辨率，成功克服了這一難題，其對蟹狀星雲等甚高能伽馬射線源的觀測奠定了甚高能伽馬射線天文學的基礎；隨後，HESS、VERITAS、MAGIC等實驗組利用IACT立體觀測，發現了大量的甚高能伽馬射線源，爲甚高能伽馬天文學樹立了裏程碑。到目前爲止，已探測到幾百個甚高能伽馬射線源。伽馬射線發射並不一定直接關聯于源區宇宙線的加速，已經發現的近百個TeV河內源多數適用于逆康普頓(IC)模型，即電子起源。盡管如此，某些高能源的觀測結果暗示了強子加速器的存在，盡管HESS等實驗的能譜測量局限在一百GeV到幾十TeV (1 TeV=1012 eV)，尚不足以確定其爲宇宙線源，但人們從此看到了揭開宇宙線起源的曙光。
在過去二十年裏，宇宙線研究經曆了重大變革，尤其是發現了大量的伽馬射線源，這爲揭示宇宙線起源謎團邁出了關鍵一步，標志著人類能夠在廣袤的宇宙中確定某個具體的星體或星系是否爲TeV宇宙加速器(Tevatron)。目前的觀測數據足以證明，電子已經在這些Tevatron中被加速到不低于100 TeV的能量。然而，電子只占通常的重子宇宙線流強的萬分之一，甚至十萬分之一。在能夠明確地證明這些宇宙加速器同時或者專門加速重子物質粒子之前，宇宙線起源的難題尚未破解。在對已發現的Tevatron進行能譜精細測量的過程中，一些迹象暗示了強子加速器的可能存在，但目前仍面臨一些挑戰：(1)尚未收集到足夠多的伽馬射線源樣本，無法按其加速行爲進行分類；(2)對于已探測到的源，現有能譜的多波段詳細的觀測數據較少，使得無法在普遍的觀測規律與個別源的特殊行爲之間進行精確判斷。因此，伽馬射線天文學——這個極有可能在短期內實現突破、揭示宇宙線起源之謎的領域，迫切需要擴大對整個天空的巡天掃描觀測，發現更多的伽馬射線源。正如HESS實驗在銀河系中心[1]以及VERITAS實驗在天鵝座區域開展的掃描觀測[2]，雖然這些掃描覆蓋的區域相對較小(大約只占全天空的1%)，但已經獲得了豐富的發現，當然按照預期這些區域源的密度也是最高的。另一方面，人們同樣期待對掃描發現的衆多源做深度成像觀測、大範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制，進而得到産生伽馬射線的宇宙線粒子的加速機制。在一百TeV以上能區，伽馬射線源的搜索也引起了廣泛關注，這些源的發現爲宇宙線起源提供了幾乎毫無爭議的證據，因爲電子在軟光子上的逆康普頓散射過程幾乎不可能産生如此高能量的光子。
在2009年初的香山科學論壇“高能宇宙線物理的若幹前沿問題”上，我國科學家們形成如下共識：粒子天體物理已經發展成爲高能物理一個非常重要的分支，在未來的5到10年內將有望産生具有深遠影響的突破，即可能發現極高能宇宙線的加速器，從而解開宇宙線起源這一世紀之謎。與此緊密相關的還有高能宇宙線本身的加速和傳播機制，以及宇宙演化、高能天體演化等基本問題，由此延伸至銀河系宇宙線源的最高加速能量、電子與質子是否通過不同的機制被加速、天體加速器具有怎樣的性質、有什麽樣的引力和磁場環境、加速能力受到哪些因素制約、伽馬射線暴的爆發機制與宇宙線加速的關系、用宇宙線如何探測暗物質、遙遠的宇宙早期黑洞存在與否，甚至是否存在量子引力效應等等一系列問題。毋庸置疑，宇宙線起源是所有問題中的核心，是迫切需要解決的首要問題。已有二十多年發展曆史的甚高能伽馬天文學正是基于這一重大科學挑戰成熟起來的，其中尤以空氣切倫科夫望遠鏡爲主的高靈敏度定點觀測技術爲典型，至今已取得發現近300顆伽馬源的輝煌成就。不足的是，這項技術受視場範圍窄(小于3°)、曝光時間短(約10%)的限制。隨著大量高亮度源的發現(特別是河內的源)，進一步深化該領域的探索和研究，就必須繼續大力發展寬視場巡天觀測技術，即以我國羊八井ARGO-YBJ和ASγ爲代表的地面粒子探測器陣列技術。這些探測器陣列，在空間角分辨、探測能區和靈敏度等方面都已經不能滿足當前的需求。爲能夠進一步揭示宇宙線起源之謎，會上提出在國內高海拔地區新建一個高海拔宇宙線觀測站項目。
2 LHAASO實驗介紹
高海拔宇宙線觀測站(LHAASO，又稱“拉索”)選址在四川稻城海拔高達4410 m的海子山上，緊鄰217省道，離稻城亞丁機場僅8 km，交通便捷。LHAASO項目經過前期的籌備工作，2017年開工建設。曆時4年，2021年7月，建成由3120個水切倫科夫探測器單元、5216個閃爍計數器、1188個缪子探測器、18台望遠鏡組成的完整陣列[3]，並投入穩定運行。
圖1 LHAASO 陣列航拍圖(上)及探測器布局圖(下)。其中，布局圖中有些地方因地質原因缺失地下缪子探測器(MD)
LHAASO實驗[4]主要包含3個探測器陣列(圖1)：分布面積最大的陣列稱爲一平方公裏地面粒子探測器陣列(KM2A)，在1.3 km2範圍內均勻放置地面電磁粒子探測器(ED)和地下缪子探測器(MD)；中心部分是全覆蓋、低阈能、總面積78000 m2的水切倫科夫光探測器陣列(WCDA)；還有可以機動布置以適應不同物理需求的18台廣角大氣切倫科夫光望遠鏡(WFCT)組成的望遠鏡陣列(WFCTA)。下面對這些探測系統進行分別介紹。
2.1 一平方公裏陣列
地面粒子探測器陣列(KM2A)由5195個電磁粒子探測器和1171個地下缪子探測器以及後級的電子學、定時、數據采集、觸發判選、數據處理、標定等功能系統組成。電磁粒子探測器(圖2(a))是1 m2的塑料閃爍體探測器，其産生的光子經光纖收集，傳輸到光電倍增管轉化成電信號讀出。電磁粒子探測器表面覆蓋5 mm厚的鉛板，用于將空氣簇射中的光子轉化成電子以提高探測效率和角分辨率。電磁粒子探測器之間采取正三角形排布，在1 km2的中心區域間隔爲15 m排布。外圍區域相鄰電磁粒子探測器的間距爲30 m，用于判別簇射的芯位落在了陣列以內還是以外，總分布面積達到1.3 km2。電磁粒子探測器用于重建原初粒子的能量和方向。
圖2 (a)電磁粒子探測器結構示意圖；(b)地下缪子探測器結構示意圖
地下缪子探測器(圖2(b))是36 m2的水切倫科夫探測器，用光電倍增管讀出。地下缪子探測器表面覆蓋2.5 m厚土層，用于吸收電子和光子，探測缪子的阈能爲1.3 GeV。地下缪子探測器之間同樣采取三角形排布，間隔爲30 m，分布在中心區域。整個陣列布局如圖1所示。因爲強子宇宙線的次級粒子中富含缪子，而伽馬射線的次級粒子中缪子很少，所以可以用地下缪子探測器區分宇宙線和伽馬射線。圖3顯示了在模擬計算中，地面粒子探測器陣列觀測到的缪子數與電子數，可以看到宇宙線和伽馬射線具有明顯區分度，在一定能區以上可以完全排除掉宇宙線[5]。
圖3 地面粒子探測器陣列利用測量到的缪子數與電子數對原初伽馬射線(黑點)和宇宙線(藍點)進行區分，黑線是兩者的區分線(模擬計算結果)
2.2 水切倫科夫陣列
水切倫科夫光探測器陣列(WCDA，圖4)分成3個水池，由3120個單元探測器以及後級的電子學、定時、數據采集、觸發判選、數據處理、標定等功能系統組成。單元探測器爲5 m×5 m的水域，深度爲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缪子信號的串擾。水切倫科夫光探測器陣列將大尺寸光電倍增管分別布設于每個單元的中央，置于水底，向上觀測。另外還將小尺寸光電倍增管放置在大尺寸光電倍增管旁邊，用于擴大簇射粒子的動態測量範圍，從而實現高能宇宙線的高精度測量。
圖4 水切倫科夫光探測器陣列整體布局效果與內部布局示意圖
2.3 大氣成像切倫科夫望遠鏡陣列
大氣成像切倫科夫望遠鏡陣列(WFCTA，圖5)由18台大氣成像切倫科夫望遠鏡組成，每台望遠鏡由光學系統、硅光電倍增管陣列、電子學讀出系統、慢控制系統和檢測系統、標定系統和機械系統6大部分組成[6，7]。望遠鏡都放置在一個海運集裝箱內，並把集裝箱放置在底盤上，使其便于移動並能夠在仰角0°—90°之間升降。高能宇宙線進入大氣層之後能夠引發廣延大氣簇射，而簇射中的帶電粒子能夠進一步輻射出切倫科夫光，或者激發的氮分子退激發而發出熒光。大氣成像切倫科夫望遠鏡陣列通過探測這些光子實現對宇宙線的探測。簇射中的切倫科夫光或者熒光由多面反射鏡組成的光學系統收集並反射聚焦到硅光電倍增管陣列上，在硅光電倍增管陣列上形成切倫科夫光像或熒光像。每台望遠鏡的光學系統由20面邊長爲六邊形的球面子鏡及5塊相應的半子鏡拼接而成，總集光面積爲5 m2。爲了降低視場內光學系統像差引起的光斑能量分布的不一致性，通過光學優化，要求硅光電倍增管陣列至反射鏡中心的距離爲2.87 m。
圖5 大氣成像切倫科夫望遠鏡(a)及其光學系統(b)；(c)硅光電倍增管陣列
3 超高能伽馬天文學
3.1 銀河系PeV宇宙加速器
自2019年起，LHAASO開始實行“邊建設、邊運行”的策略，其探測器陣列分階段逐漸開始科學觀測工作。2021年，依托于已完成一半規模的地面粒子探測器陣列，通過2020年11個月的數據收集，在銀河系中發現了12個超高能宇宙粒子加速器[8]，並記錄到最高1.4 PeV (1 PeV=1015 eV)的伽馬射線光子。這個發現刷新了人類對銀河系的傳統認知，並標志著“超高能伽馬天文學”時代的開啓(圖6)[9]。
圖6 LHAASO 實驗中發現的 12 個穩定伽馬射線源示意圖(能量超過 PeV的光子來自天鵝座內非常活躍的恒星形成區)
在2021年7月全陣列建成之後，LHAASO憑借其卓越的探測靈敏度，在短短一年時間內將其發現的超高能伽馬射線源數量增至43個，展現了強大的伽馬射線源探測能力。2023年5月，LHAASO第一期伽馬射線源星表通過arXiv平台向國際發布(圖7)。該星表共計錄入了90個伽馬射線源，其中32個爲新發現，顯著增加了甚高能以及更高能區伽馬射線源的數量，而此前30多年的累積天體源數目僅爲270個。尤爲重要的是，星表中記錄的43個超高能伽馬射線源被視爲探索超高能宇宙線起源的理想候選，遠超LHAASO項目之前不足5個的數量。此外，星表還初步提供了35個天體源的跨越三個量級的能譜測量結果，對深入研究天體輻射機制具有極其重要的價值。該星表發布後在國際上引起了高度關注和熱烈研討，成爲天體物理領域國際研討會的亮點[10]。
圖7 LHAASO第一期星表在1—25 TeV和大于25 TeV能段的顯著性天圖
天鵝座恒星形成區是銀河系在北天區最亮的區域，這裏散布著多個大質量恒星星團。由于大質量恒星生命周期短暫，僅有數百萬年，因此該星團內部充斥著高度活躍的恒星和複雜的強激波環境，成爲加速宇宙線的理想場所。這一引人注目的區域已經被確定爲尋找超高能宇宙線源的最佳天區，成爲揭示宇宙線起源這一“世紀之謎”的關鍵。
隨著時間的推移和數據的累積，研究人員在天鵝座方向，距地球約5000光年處，發現了一個直徑超過1000光年的巨型超高能伽馬射線泡狀結構。在超過三年的觀測期中，LHAASO在這一方向捕獲了66個超過1 TeV的光子，其中有8個光子的能量超過了1 PeV。最高能量的光子達到了2.5 PeV，刷新了已知最高能量光子的記錄。
在這個伽馬射線泡狀結構的中心區域，光子分布更加密集，相較于泡狀結構內的平均光子密度明顯超出。這表明泡狀結構中心必定存在一個宇宙線加速源，向周圍持續注入宇宙線，而這個巨型“泡泡”就是由超級宇宙線加速源産生的。
LHAASO的此次發現不僅首次定位了高能天體物理學家們幾十年來一直尋找的PeV宇宙線加速源，而且證明了銀河系中天體的粒子加速能力，這很可能突破了傳統認爲的PeV極限，將對宇宙線起源的研究産生重要影響。隨著觀測時間的增加，LHAASO將探測到更多的PeV乃至更高能量宇宙線的加速源，有望解決銀河系宇宙線起源之謎。
3.2 銀河系銀盤區域超高能彌散伽馬輻射
銀河系彌散伽馬射線主要産生于宇宙線和星際物質以及星際輻射場的相互作用，因而是研究宇宙線起源和傳播的重要射線。由于宇宙線電子在銀河系磁場和輻射場中快速冷卻，超高能段的彌散伽馬射線被認爲主要來自于宇宙線原子核和物質的非彈性碰撞，進而可以直接探索核素宇宙線的分布，因此其被認爲是粒子天體物理研究中最爲重要的觀測量之一。以往對彌散伽馬射線的觀測主要集中在TeV能量以下，由空間衛星直接測量給出。然而，TeV以上能區的數據匮乏限制了對超高能宇宙線粒子分布的認識。
圖8 LHAASO測量的彌散伽馬射線流強(紅點)和傳統理論模型預期(灰色陰影)的比較。淺藍色陰影區域是傳統模型增大3倍或2倍的結果。其中，(a)爲銀河系內銀盤區域，(b)爲銀河系外銀盤區域
在此背景下，圖8突破性地展示了LHAASO-KM2A對銀河平面內外兩個關鍵區域的超高能段(10 TeV—1 PeV)彌散伽馬射線發射的精確測量。這兩個區域一是內銀盤區域，涵蓋銀河經度(l)15°—125°以及銀河緯度(b)小于5°的範圍；二是外銀盤區域，包括銀河經度125°—235°和銀河緯度小于5°的區域。LHAASO的測量結果不僅填補了TeV以上能區的觀測空白，同樣重要的是，圖8通過細致的能量區間劃分，爲我們提供了一個清晰的視圖，展示了彌散伽馬射線在這些特定天區內不同能區的流強，這對于理解宇宙射線在銀河系中的分布、傳播和相互作用提供了重要的線索。
LHAASO通過對來自于銀盤區域的超高能段彌散伽馬射線輻射的測量，表明輻射強度遠高于理論預期。這是迄今爲止在超高能段給出的最可靠的測量結果，覆蓋能段寬、測量精度高、點源汙染少。LHAASO也首次提供了外銀道面區域的測量結果，該研究成果于2023年10月9日發表于《物理評論快報》[11]。
4 結語及未來展望
在每一個劃時代的探測器投入觀測運行時，由于其領先的探測靈敏度，都會帶來新的發現與機遇。LHAASO已經進入全面觀測狀態，開啓了超高能宇宙線源的發現之旅，使我們能夠迅速地逼近宇宙線起源這一核心科學問題。但是另一方面，從現有的觀測數據可以看到，LHAASO發現的超高能伽馬射線源多數具有空間延展性，並且源區加速區域與物質分布密切相關，一些典型的源甚至擁有多個高能伽馬射線輻射區域。這就給數據與理論分析帶來了較大的不確定性和兼並性，從儀器設備角度來解決此問題就是提高探測的空間分辨率，從而提高超高能段伽馬射線觀測的空間解析能力。在接下來計劃中，LHAASO項目將進一步提高探測的空間分辨率，同時也會進一步提高設備的靈敏度和能量的覆蓋範圍。
圖9 針對選定的超高輻射源：蟹狀星雲、LHAASO J1908、Westerlund 1和中心分子雲(CMZ)，不同望遠鏡陣列的探測靈敏度。注意SWGO提供的曲線是所謂的“稻草人”靈敏度。其中，CTA是切倫科夫望遠鏡陣列，SWGO是南天大視場伽馬射線天文台，ASTRI是由意大利國家天體物理研究所(INAF)主導的切倫科夫望遠鏡陣列，HAWC是墨西哥高海拔水切倫科夫天文台
從第一個LHAASO星表可以看出，超高能伽馬射線源的種類各不相同，如果不能對不同種類源的粒子加速機制和超高能伽馬射線的輻射機制開展充分的統計性研究，對最終全面地理解“膝”以上宇宙線的起源、加速，以及“膝”的成因，仍然缺乏確定性的實驗判據，對模型的依賴性也許還會是一個長期存在的問題。擴大超高能伽馬射線源的樣本數目，增強超高能伽馬天文觀測的整體靈敏度，仍然是一個既緊迫，又非常必要的艱巨任務，應該舉全世界之力(圖9)[12—23]，通過廣泛的國際合作來完成。南天區面對銀河系的主要部分，候選天體比北天區多很多，在南半球開展LHAASO類型的觀測研究，將會是一個成效顯著的成就。目前，國際上發起了名爲“南方大視場伽馬射線觀測站(Southern Wide-field Gamma-ray Observatory，SWGO[24])”的大型國際合作動議，已經啓動了包括探測技術研發、站址選址等各方面的工作。受到LHAASO成果的激勵，中方團隊收到了邀請，並且在2022年加入了SWGO合作組。在這個平台上，各國科學家將聯合研發下一代高靈敏度、高分辨率、大能量範圍的超高能伽馬天文望遠鏡。
LHAASO實驗在整個宇宙線研究曆史上扮演了一個推開超高能伽馬天文學窗口的重要角色，並且將會持續帶來新的發現，這些發現也將繼續給人們帶來新奇、困惑與啓迪。沿著這些發現人們也將繼續探索宇宙，認識宇宙。
作者：劉佳 曹臻
(中國科學院高能物理研究所)
