對宇宙的起源及其演化的好奇與探索, 是人類智慧永恒的原動力. 經過幾千年的探索, 人類已經建立了一個對整個宇宙的物質構成與分布近乎完美的描述, 從小到夸克、輕子以及它們如何組成核與原子、分子、無機和有機的物體、地球、太陽系、銀河系、星系團, 一直大到彌漫在整個宇宙之中的背景輻射場及其非常微弱的分布不均勻性, 人類似乎已經幾乎無所不知. 然而, 當人們以追求完美的眼光重新審視這個復雜的人類知識體系時, 事實并非像看上去那樣完美, 至少在 21 世紀到來之后, 大家還是列出了大約 11 個懸而未決的基本科學問題, 人類尚未找到它們的答案, 大多數問題都已經長期地出現在幾代科學家的研究生涯之中, 圍繞這些問題中任何一個的解決, 都已經成為當今物理學、天文學和宇宙學中最為活躍的巨大研究領域. 例如名列榜首的暗物質存在之謎, 人類尋找暗物質的努力已經遍及世界最大的加速器, 即位于歐洲核子研究中心\\(CERN\\)的大型強子對撞機\\(LHC\\), 也是世界上最大的大科學裝置, 在人類所能及的最小尺度上探索, 但同時也使用如 PLANCK 衛星探測器那樣的太空裝置以整個宇宙為觀測對象來展開搜索. 本文所談的也是與彌漫在整個宇宙之中的高能粒子相關的世紀難題, 名列第5個問題, 即宇宙線起源之謎, 特別是能量非常高的宇宙線起源問題. 102 年以前, 奧地利科學家 Hess 冒著生命危險乘熱氣球多次飛越維也納與柏林之間的高空, 最高達到過 5800 m, 發現了這種來自宇宙太空的粒子流,雖然他因此獲得了 1936 年的諾貝爾獎以表彰他的偉大發現與科學事業的成功, 但關于這些粒子的“身世”從此成謎. 一個世紀以來, 人類對這些粒子起源的探索從未間斷, 發展成為橫跨多個物理學研究領域并且充滿活力的研究方向, 近 20 年來, 這些探測研究的手段呈現出明顯的大裝置化趨勢. 雖然人類對那些藏身于宇宙深處的“加速器”本身仍然知之甚少, 但探索它們的手段已經遍及從南極冰層之下3000 m 深處的中微子探測器, 到位于世界屋脊之上西藏羊八井的大型地面探測裝置, 乃至于遨游太空的空間站上迄今為止人類送抵太空最重的科學探測裝置, AMS02 探測器,人類正在以空前的熱情和投入規模, 逼近這一世紀之謎的謎底.
在過去的一個世紀里, 人類已經了解到宇宙線是由所有穩定的原子核、少量的電子與光子組成, 也可能有中微子. 除了少量能量較低的宇宙線粒子已經確定產生于太陽, 宇宙線主要來自于太陽系以外的銀河系, 而能量更高的宇宙線甚至于來自銀河系以外更加遙遠的地方. 作為來自于外太空唯一的物質樣品, 其豐度在各種元素之間的分布就傳遞了宇宙尺度上物質分布的情況, 目前測得的結果表明, 銀河系內發現的物質豐度非常接近我們太陽系的情況,而更遙遠的物質分布情況是人們更關心的問題. 宇宙線更引人入勝之處在于其非常高的能量, 人類迄今探測到的最高能量的粒子不是在 CERN 的 LHC,也不在美國 Brookhaven 的相對論重離子對撞機\\(RHIC\\)等人工加速器上, 而是落在美國 Utah 沙漠里的探測裝置 Fly’s Eye 附近的宇宙線粒子, 它的能量是 LHC 加速產生的質子能量的 4 千萬倍. 當然, 像這樣的高能粒子并不容易測到, 平均而言, 1 平方公里在 20 世紀可以等到一個. 然而, 隨著能量下降, 宇宙線粒子就急速增多, 大致能量每降低 10 倍, 其數目就會多出 100 倍, 這如此簡單的規律, 竟幾乎精確地描述了從 1 GeV 往上 11 個量級的能量范圍內宇宙線的強度變化! 中間只出現了幾次小小的偏離\\(見圖 1\\).
人們不禁要問, 為什么這么簡單的現象的起源問題會困惑人類達 100 年之久, 而且人類必須要動用大科學裝置來試圖解答這個難題. 本文就從解剖這個核心科學問題以及由此衍生出來的研究領域入手, 介紹相關大科學裝置的情況, 著重闡述我國在沖擊這一世紀難題的國際競爭中如何艱苦奮斗走過 30 多年,終于提出我們的大裝置構想, 并通過它的實施使我國的宇宙線研究步入世界領先的行列.
1、 科學問題及其支柱性研究領域
宇宙線的起源問題包括如下幾個方面, 首先是粒子如何在哪種天體物理環境下將粒子加速到如此高的能量; 由此引申出的一個更具體的問題就是這樣的天體物理環境在哪里存在, 如果人們能夠尋找到這些源天體, 或者這類源天體, 就可以集中所有的觀測手段對源區進行深入的觀測研究, 從而發現這種具有超強能力的宇宙加速器; 下一個更深層次的問題就是揭示其加速原理, 按普通的天文學判斷, 這種加速機制必然不同于人工加速器的原理, 那么對未來的人工加速器有何啟示? 由此不難發現, 其中的關鍵在于在浩瀚宇宙中找到源天體, 本質上的困難是宇宙線的主要成分都是帶正電的原子核, 宇宙中無處不在的磁場嚴重攪亂了宇宙線運動軌跡, 而宇宙線粒子從產生至到達地球之前的旅程如此漫長,約百萬年至千萬年, 使得所有飛到地球的宇宙線粒子呈現一個非常均勻的各向同性, 目前最精確的探測手段只在千分之一甚至于萬分之一的水平上測到一些大范圍的各向異性, 對定位宇宙線粒子的源天體幫助甚微. 只有當粒子的能量非常高, 比如高于LHC 的質子束 1 千萬倍的宇宙線粒子, 在相對很弱的星系際磁場中就可以基本上不被偏轉, 比如累計小于 5°, 這似乎就可以用來縮小源天體的目標范圍了,人們已經沿此方向做出了巨大的努力, 從而發展了稱之為“粒子天文學”的極高能宇宙線觀測研究, 成為探索宇宙線起源的一個非常重要的支柱性研究領域, 由于還是人類探測最高能量粒子的唯一手段,就自然成為宇宙線研究中最引人關注的研究領域之一.
為了避免磁場的影響, 可以采用探測宇宙線在源區伴生的中性粒子的辦法來追蹤宇宙線的源頭.
由于宇宙加速器的周圍應該存在物質或場的分布,因此被加速的宇宙線粒子有較大的概率在逃逸到自由空間之前就已經發生了相互作用, 其產物中自然存在兩種穩定的中性粒子, 伽馬光子和中微子, 分別來自相互作用的中性成分如p0和帶電成分如p±的衰變產物. 由此, 人們發展了以探測高能伽馬光子為核心的各種探測裝置, 覆蓋了從幾十 GeV 到 100 TeV寬廣的能區, 開展了卓有成效的觀測研究, 發現了近150 個高能伽馬射線的源天體 ,成為近 20 年來最為輝煌的高能天體物理領域, 稱為伽馬射線天文學. 然而, 似乎離宇宙線源的發現始終還有一步之遙——所有這些近 150 個源似乎都可以用電子加速器的存在來加以解釋, 尚未發現強子或者原子核也同樣產生于這些加速器的確切證據, 而后者才是宇宙線的起源. 盡管尚未跨過這最后一步, 但畢竟發現了如此眾多的伽馬射線源, 已經大大縮小了目標的范圍, 使人們看到了希望之光, 自然也形成了該領域強勁的發展動力, 探測裝置的規模和未來的計劃越來越宏偉, 對謎底發起了強有力的沖擊.
2、 國際上相關大科學裝置的現狀與發展趨勢
傳統的宇宙線物理研究并非在現代意義的大科學裝置上開展, 而具有小型化、長期積累數據的特點,特別為了盡量減小大氣的吸收效應, 實驗通常在高海拔地區較為偏僻、艱苦的場地上開展, 交通、通訊、后勤支援、數據傳輸等都是限制實驗規模的各種不利因素, 大多數實驗都瞄準較為專門化的課題目標, 盡可能采取單一手段, 甚至于犧牲部分實驗的精度, 或者充分優化實驗的投入與獲取之比. 尤其是宇宙線實驗的粒子源是上天無償賜予, 所以通?？梢员M量延長觀測時間來積累統計量, 這也是有效減小實驗規模的途徑, 某些高山實驗長達 30 年以上, 其間不斷以小規模的投入逐漸提升實驗的性能. 這一傳統事實上妨礙了宇宙線研究領域的快速發展, 也由于太多的小型實驗中, 其系統誤差并沒有得到嚴格控制, 后果是實驗開展得越多, 結果越不確定. 缺乏精確的實驗結果, 相應的理論研究也就裹足不前. 這種尷尬局面終于在人們試圖開展宇宙線中微子探測和能量遠高于 LHC 對撞能量的極高能宇宙線探測實驗時不得不被打破了. 一方面由于其極小的反應截面,中微子實驗必須建造由巨大的靶物質構成的探測器,另一方面來自宇宙的中微子流強極低, 也要求具有巨大的接收面積, 這些與生俱來的特點, 決定了中微子實驗就必然是一個依托于大科學裝置的實驗, 也的確造就了第一個現代意義上的宇宙線大科學裝置,即位于南極冰面下 2–3 km 的 IceCube 實 驗, 它的名字就取自于其 1 立方公里的體積. 前面已經提到極高能宇宙線極低的流強, 在人生短暫的科學生命周期內要完成一個實驗,甚至是一個不以高統計量精確測量為目標的探索性實驗也需要幾千甚而上萬平方公里的探測面積, 這就非大科學裝置莫屬了. 讓我們首先從中微子實驗IceCube 談起.
2.1 中微子天文學及其相關探測裝置
從 2004–2005 工作年度的第一串 IceCube光電倍增管投放成功到 2010 年 12 月 18 日最后一串光電倍增管投入運行, 耗資 3 億美元建設經費的第一個用于宇宙線實驗的現代大科學裝置終于建成, 不但標志著宇宙線實驗進入了大裝置時代, 中微子天文窗口也徐徐地開啟. 早在 1960 年代, 前蘇聯的著名科學家 Markov 等人就提出了建造類似的水下或冰下探測器來探索來自宇宙的中微子, 其物理機理在 20 世紀60 年代已經比較清楚, 那就是如果存在宇宙高能加速器, 產生出 LHC 對撞能量的質子或更重的原子核,很難想象這些粒子是在完全真空的環境里產生并加速到如此之高的能量, 更有可能的情況是少量這些高能粒子成功地逃出加速區域, 穿過茫茫宇宙, 成為我們的宇宙線實驗的觀測對象, 而大量的粒子在源區就與當地的物質作用, 產生出大量的次級強子, 雖然至今這個過程的很多精細的理論和模型研究仍然存在很多未知數, 但當時已經清楚地知道, 這些強烈的相互作用的主要產物將衰變到穩定的輕子, 同時產生 3 個中微子或反中微子, 他們幾乎自由地沿直線飛越整個宇宙. 當它們來到地球, 在足夠大的自然透明介質內部一旦與其中的原子核撞上, 就發生了它們在源區誕生時的那一過程的逆過程, 也就是變成了繆子或電子, 這些粒子在冰里或者水里將產生契倫科夫光, 如果在這些透明介質中規則地用光電倍增管排成一個立方點陣, 就能捕捉到這些光子, 從而重建出射進來的中微子的方向和它所攜帶的能量.
【圖2-7略】
20 世紀 80 年代, 由于深海潛海技術尚不成熟, 類似的實驗計劃 DUMAND 在夏威夷的海面投放了第一串光電倍增管失敗后就終結了. 這個想法最終在堅硬的冰面上得以實現, 分別在寒冷的北方貝加爾湖1.1 km 深的水下和南極 2 km 以下的冰層里找到了幾乎同樣干凈的透明介質, 在十分之一立方公里的規模上, 這項探測技術得到了成功的驗證\\(始于 1996年的 AMANDA 實驗\\). 伴隨著 AMANDA 的成功, 在南極極其特殊的環境里, 也建設起了足以支撐大科學工程的輔助設施, 圖 2 顯示建設 IceCube 所必備的5 MW 電站和鉆 3 km 深冰洞的大型作業條件. 由南極發展戰略的支撐, IceCube 作為第一個宇宙線大科學裝置得到了特殊渠道的經費支持. 自從 AMANDA的第一串光電倍增管埋到2 km深的冰洞里14年之后,IceCube 建成了世界上最大的中微子探測器, 由分布在方圓一平方公里的 86 串光電倍增管組成一立方公里的巨大 3 維點陣, 捕捉闖入其中的中微子. 2013 年,他們終于探測到兩個高能和 26 個能量稍微低一點的宇宙中微子事例, 這一極具沖擊力的開創性探測結果的發表似乎標志著中微子天文學這扇厚重的窗戶已經被微微推開了. 然而, 令人興奮之余, 這些事例中的絕大多數為“級聯事件”, 其方向精度只有10°–15°, 用這樣的幾十個事例開展“天文學研究”,困難似乎并沒有絲毫的減少, 物理學家面對的問題似乎更加嚴峻, 那就是, 顯然只能用不可能太大的經費擴張, 必須實現 10 倍甚至 100 倍的靈敏度的增長,才能積累充足的事例樣本, 開展具有統計學意義的研究. 因此, 探索便宜和高效的中微子探測方法成為未來相關大科學工程的基本任務. 近年來, 人們雖然提出了許多建議和想法, 但要發展成為成熟的大規模探測計劃, 還有漫長的研發道路要走, 而且顯然需要突破性的思路.
2.2 極高能宇宙線粒子天文學及其大型探測裝置
第二個現代意義的宇宙線大科學裝置是位于南美海拔約 1600 m 阿根廷門多薩高原的 Pierre AugerObservatory\\(PAO\\), 一個覆蓋 3000 平方公里的探測器陣列\\(見圖 3\\). 探測能量最高的宇宙線粒子, 不但為了簡單地刷新最高能量粒子的探測記錄, 作為人類可以探測的高能前沿, 還存在大量的未知數和可用于檢驗基本物理規律的極端條件, 從來都是激發人類科學探索沖動的重要領域. 對于宇宙線起源問題,極高能宇宙線\\(高于 LHC 質子能量 7 百萬倍\\)可以直接用作探針, 因為宇宙中的磁場只能將它們折射不到 5°. 前面提到, 這種事例發生率極低, 為了收集足夠多的樣本, Cronin 聯合了美國、英國、德國等 18個國家的物理學家在門多薩廣袤的高原上布置了由水Cherenkov粒子探測器和大氣熒光望遠鏡兩種探測技術組成的巨型復合探測系統. 每當高能宇宙線粒子到達探測器陣列上空的大氣之中, 就在大氣中持續不斷地與原子核碰撞, 級聯產生出幾百億至幾千億個電子、繆子等帶電的基本粒子, 它們均以光速向地面飛行, 再次不斷與原子核彈性散射從而擴散到方圓幾公里的范圍, 形成一個僅僅持續數納秒的粒子陣雨掃過陣列中的水 Cherenkov 探測器. 利用這些間距 1.5 km 的探測器記錄到的粒子總數和它們到達的時間, 人們可以確定出從宇宙中到來的粒子的方向, 還能以一定的精度確定其能量. 為了進一步提高能量確定的準確度和辨認原初粒子的種類的能力,PAO 還裝備了 24 臺能夠探測陣雨中的粒子經過空氣氮分子時激發出的微弱熒光的大型廣角成像望遠鏡,利用熒光強度正比于總粒子數的特征, 將大氣中發生的整個級聯過程描繪出來. 經過幾年的數據收集,PAO 與類似的其他實驗一起, 基本確認了宇宙線粒子在宇宙微波背景輻射場中的吸收而導致的能譜截斷, 標志著賴以預見這一截斷的基本物理規律, 如愛因斯坦的狹義相對論等在如此極端的條件下仍然是正確的. 而且這些最高能量的粒子應該來自于遠遠超出銀河系尺度的宇宙深處, 但由于這種吸收的存在, 我們就不可能預期這些被探測到的粒子是來自于太遠的地方, 這就引發了一系列并不容易解釋的現象. 首先, 人們并沒有發現預期的高能粒子到達方向與這個有限區域內任何可能源天體的關聯,其次, 還發現了一些難于理解的事例特征, 似乎暗示了它們起源于更加鄰近的空間, 其間的候選天體就變得更加稀少, 按理說就應該看到更強的不均勻分布特性. 一個簡單的解決方案就是收集足夠多的樣本, 這就要更大的覆蓋面積和更聰明的計劃. 人們也正試圖跳出大氣層, 把探測器安裝到太空中去, 回看空氣中發生的事例, 還有些其他的計劃, 努力去探索這個仍然是神秘的極高能前沿.
2.3 伽馬天文學的輝煌成就及其下一代 Cherenkov望遠鏡裝置計劃
甚高能伽馬射線是指能量接近1 TeV的光子, 如此之高的能量通常只能在高能粒子相互作用中才能產生, 如果其能量再高到接近 1 PeV, 那就幾乎只有一種來源, 那就是來自幾個 PeV的高能p介子的衰變.
20 世紀 80 年代中期的一個后來證明是錯誤的“發現”即探測到來自遙遠的天鵝座 X 射線雙星 X-3 的 PeV光子, 極大地鼓舞了人們通過探索伽馬射線源來尋找宇宙線起源的熱情, 多種探測技術蓬勃發展, 一個關鍵的技術問題就是如何從一萬個甚至于十萬個的宇宙線背景中將一個光子信號挑揀出來!到 1989年, 大氣 Cherenkov 成像望遠鏡技術脫穎而出, 憑借其精確的對源指向精度、優良的角度分辨能力和一定的原初成分鑒辨能力, 發現了現在被稱之為 TeV 伽馬射線“標準燭光”的蟹狀星云脈沖星風云. 當伽馬光子或同等能量的宇宙線粒子進入大氣之后, 同樣產生前面講到的粒子陣雨, 只是規模要小很多, 例如 1 TeV 的伽馬光子僅產生大約 1000 個次級粒子,在海拔 1000 m的地面橫向擴展大約在一百米的水平,大多數次級粒子的速度超過了空氣中的光速從而發出 Cherenkov 輻射, 因此伴隨著粒子陣雨還夾雜了一場光子的陣雨. 采用一個巨大的反射面將這些光子收集下來, 不但能夠相當準確地確定進入大氣的原初光子所攜帶的能量, 還能在 0.1°的水平上測量出光子的到達方向. 如果將這樣的望遠鏡對準可能的伽馬射線候選源, 就可以探測到來自源方向的伽馬射線, 而僅僅來自于該方向的宇宙線背景就所剩無幾了. 再利用宇宙線事例與伽馬射線事例在望遠鏡上所成之像的形狀略有不同的特征, 還可以進一步壓低宇宙線背景的強度, 提升望遠鏡的靈敏度. 采用這項成功的技術, 早期的 Whipple, Hegra 等實驗很快發現了一批明亮的伽馬射線源. 這項技術因此迅速發展成為大型的望遠鏡陣列, 如位于納米比亞的 HESS陣列、位于大西洋上那帕爾馬島的 MAGIC 陣列和位于美國亞利桑那州的 VERITAS 望遠鏡陣列. 現如今,最大的望遠鏡已經達到 28 m 直徑, 能夠探測比蟹狀星云弱 200 倍的遙遠伽馬射線源. 圖 4 顯示了 HESS陣列的雄姿, 其中最大的望遠鏡重達 500 多噸, 角度分辨本領達到了0.07°. 圖中還顯示了MAGIC陣列中的“高科技”大型望遠鏡, 由于大量采用碳纖維等輕型材料, 17 m 口徑的望遠鏡僅 80 噸左右, 在接到伽馬射線暴預警之后的幾十秒之內, 這個龐然大物就能對準目標, 指向精度達到 0.01°, 因此可以用于伽馬射線暴的高能余暉的觀測.
以此成功的技術為基礎, 甚高能伽馬射線天文學取得了輝煌的成就, 借助于低能 X 波段和伽馬波段觀測到的巨大伽馬源樣本, 在過去的 20 多年里發現了近 150 顆甚高能伽馬射線源.
在銀河系坐標下, 可以看到約 2/3 的源分布在銀河系內, 大部分源認證為脈沖星風云、超新星遺跡、雙星系統、大質量恒星集團等, 約 20 個源則無法辨認. 而聯系到任何新種類的伽馬射線源的認證, 都是重要的發現, 過去 20 多年里, 在 Nature 或 Science 雜志上發表的文章達 16 篇, 成為粒子天體物理領域一大亮點. 從天圖上可以看出, 銀河系外也發現了大量活動星系核, 這些都是位于星系中央超大質量的黑洞, 在大量吸積周圍物質的同時, 形成高速噴發的物質噴注, 在噴注里存在高速運動的激波場, 成為超高能電子和宇宙線粒子加速的極佳候選源. 也許是伴隨著吸積過程的不規則性, 這一類天體具有非常強烈的爆發特征. 因此, 對于望遠鏡這種非全時段的觀測技術, 活動星系核并非最佳的觀測對象, 盡管如此也發現了 50 多顆, 可見其爆發之頻繁和強烈. 距離我們約 4 億光年的 Mrk421 的某次爆發在幾十分鐘內伽馬光子流強變化達到幾十倍甚至一百倍, 不失為發現和研究宇宙加速器的最佳場所. 這些輝煌的成就無疑極大地鼓舞了人們的探索熱情, 建設更大規模的望遠鏡集群, 大幅度提高探測的靈敏度, 成為未來發展的主流, 以 HESS 和 MAGIC 實驗組為核心的Cherenkov 望遠鏡陣列\\(CTA\\)計劃已經得到歐洲粒子天體物理界的廣泛認可, 將成為未來伽馬天文學研究的骨干實驗之一,初步計劃在納米比亞建設一個至少 100 臺望遠鏡組成的陣列, 由直徑28 m, 12 m和更小的望遠鏡組成完全覆蓋從十 GeV 到幾十 TeV 寬廣的伽馬射線能譜,發現強度甚至低至千分之一倍標準燭光的伽馬射線源, 精確測量源內的光強分布并研究其光譜學特征.
整個計劃預計花費約 2 億歐元, 預計今年年內最終確定站址.
3、 我國的大裝置構想及其歷史沿革
我國的宇宙線研究始于 20 世紀 50 年代, 即宇宙線發現 40多年以后, 也是宇宙線實驗中幾個 粒子物理的重大發現之后, 如p介子、中子、正電子的發現等. 當時國力孱弱, 自然不能妄談趕上國際先進水平.
改革開放以后, 采用與國際先進實驗組合作的方式,趕上了20世紀80年代中期開始的那一波甚高能伽馬射線天文學的熱潮. 利用世界屋脊的高海拔觀測基地優勢, 成為研發甚高能伽馬射線巡天觀測技術的重要基地, 位于西藏羊八井的中日合作 ASg實驗在第一顆源即蟹狀星云發現之后不久, 就成功地觀測到來自于它的伽馬光子信號. 隨后與意大利合作的ARGO-YBJ 實驗及美國的 MILAGRO 實驗一道, 分別采用了各自的全新技術, 進一步提高了探測靈敏度. MILAGRO 實驗新發現了幾個伽馬射線源,ARGO-YBJ 實驗在伽馬天文領域取得了豐碩的成果,都在實驗上證明了地面粒子陣列技術所具有的全方位、全時段連續觀測特征, 對于搜索空間上有一定擴展的伽馬射線源, 具有比 Cherenkov 望遠鏡更高的靈敏度. 對于活動星系核等遙遠的瞬變天體現象, 這一技術還有不可替代的全天空不間斷監測能力.
走過了 20 多年艱辛的發展路程, 我國已經成為甚高能伽馬射線天文學研究的第一梯隊中重要一員, 擁有ASg和ARGO-YBJ兩個獨立的國際實驗組\\(見圖6\\),從 2006 年以來保持著全球最高的甚高能巡天掃描伽馬探測靈敏度的紀錄, 近期還通過增加地下繆子和簇芯探測器對 ASg實驗進行了升級. 在過去的十幾年的觀測研究中, 這兩個實驗不但取得了令人矚目的研究成果, 同時也確定了我國未來宇宙線研究的主要發展方向, 特別是鑄成了當今宇宙線研究的大科學裝置建設構想的框架.
根據前面的綜述, 宇宙線的起源問題雖然尚未解決, 在整個 100 GeV 以上的寬廣能譜上, 人們利用所有的探測手段已經展開了豐富多彩的探索性研究,而且每一個研究方向都至少有一個依托大科學裝置的代表性巨型實驗, 包括 IceCube 這樣的純粹探索性的實驗, 隨著這些巨型實驗的深入開展, 人們正在逼近宇宙線的起源之謎的謎底. 其中, 伽馬天文研究的發展水平顯然是最高的, 更加接近可能的突破口. 鑒于我國在這個領域多年的積累, 一個自然的選擇是沿著我們已經發展了多年的地面粒子探測技術路線,提出具有國際競爭力和特點與優勢明顯的伽馬天文大科學裝置構想, 完善裝置的實施方案, 在這一輪圍繞宇宙線起源問題的激烈競爭中爭取主動. 為此, 我們更加仔細地評估羊八井的兩個實驗的優勢和不足,并借鑒歷史上其他實驗的經驗與教訓.
伽馬天文實驗的基本要求有三條: 一是優良的方向分辨率, 這是用于確認可能源天體的基本測量,同時, 對于空間擴展很大的源還需要用它來得到光強的空間分布, 在多波段、多手段聯合觀測與分析之中尤其重要; 二是對伽馬射線引起的空氣簇射事例的區分與判選能力, 也就是信號-噪聲比, 不言而喻,信噪比越高探測的靈敏度就越高; 三是伽馬光子的能量分辨率, 這是能譜測量的基本要素, 高分辨率對尋找能譜的結構至關重要, 比如能譜的截斷、突然的流強增強或減弱等 . 對于方向分辨 , ASg 和ARGO-YBJ 兩個實驗采用了同樣的探測原理, 但是不同的技術來實現. ARGO-YBJ 實現了地面探測器的密排, 在宇宙線空氣簇射測量中已經達到極限, 達到了簇射測量閾能的最低值, 方向測量的誤差也僅僅來自于簇射的自然漲落, 與美國 MILAGRO和 ASg的對比清楚顯示, 為了達到寬廣能量范圍的覆蓋, 未來的計劃必須采用兩種技術的組合, 但沒有必要達到ARGO- YBJ 的致密程度. 位于羊八井實驗的特點是缺乏伽馬簇射的挑選能力, 而水 Cherenkov 技術具有對單個繆子的敏感度, 而對于高能簇射而言, 繆子在簇射中的含量具有幾乎決斷性的判選能力, 未來探測器的將具備這兩個基本的特征. 這樣的構思在伽馬天文的激烈國際競爭中具備兩個巨大的優勢. 第一, 在高能波段, 我們將占據傳統的優勢, 一方面是高海拔優勢, 另一方面是用相對廉價的探測器可以實現巨大的靈敏探測區域, 成為國際上遙遙領先的大科學裝置; 第二, 在低能段, 避開了 Cherenkov 望遠鏡在方向分辨和低閾能的鋒芒, 我們將在大視場全天普查方面充分發揮優勢, 針對性地開展尤其是空間上擴展和時間上瞬變的源的深度研究, 更加聚焦到宇宙線的起源、暗物質等新物理的探索等重大原理性問題的研究, 從而與歐洲 CTA 計劃形成了緊密的互補, 后者更像是天文學研究驅動的計劃.
在高海拔站址開展宇宙線的能譜和成分的測量是宇宙線研究的重要一環, 是連接天基探測器與地面巨型探測陣列之間不可或缺的橋梁, 前者負責低能量的銀河宇宙線的精確測量, 而后者是高能前沿探索必不可少的裝置, 如前述的 PAO 實驗, 其探測的對象已經初步判斷是來自于銀河系外. 除了在兩個極端的測量之間提供諸如能量標度、各個單成分宇宙線絕對流強等技術性的關聯以外, 兩種源頭之間的轉換本身就是一個非常重要的課題, 它可以給出對銀河系內的源的特征很強烈的限制, 諸如銀河宇宙加速器的能量上限等. 事實上, 包含宇宙線能譜的“膝”、第二膝、“踝”以及它們之間的細致結構的能量區域, 一定蘊含豐富的物理內涵, 精確測量是解開這些秘密的必由之路. 全世界范圍內除了南美的安第斯山脈外, 只有我國的青藏高原最適合于開展這類觀測研究. 如果我們已經計劃建設甚高能伽馬天文巨型探測陣列在海拔超過 4000 m 的站址, 那就已經搭建了一個宇宙線研究的極佳平臺, 適當地投入更加專門化的特殊探測裝置, 就能造就宇宙線的中等能量區間內一個性能超群的大科學裝置, 注意到宇宙線的流強是伽馬光子流強的一萬倍或十萬倍,就可以想象這些專用裝置大約只占一個較小的份額.
這樣的高海拔觀測研究基地, 對于沒有高山觀測資源的歐洲粒子天體物理界來說是致關重要的, 并且已經將高海拔觀測研究明確寫入了他們的未來發展路線圖. 這將打開一扇國際合作研究的窗口, 各國將攜帶他們的各種專門研究手段到這個基地來開展內容廣泛的觀測研究, 甚至超出傳統的宇宙線研究內容, 形成多學科交叉的共同研究基地.
4、 LHAASO 的科學目標
當今的中國國力日強, 國家大力推行大科學裝置的建設以科技強國, 又適逢宇宙線研究領域面臨重大突破的科學機遇, 是難得的寶貴時機; 地理條件方面, 我國具有高海拔宇宙線觀測的最佳高山候選站址; 更重要的是, 經過幾十年幾代科學家的長期堅持不懈的努力, 具備了相關的科學技術基礎及人才隊伍基礎. 我國第一個宇宙線研究領域的大科學裝置高海拔宇宙線觀測站\\(LHAASO\\)項目就此應運而生. 作為一個國家基礎研究領域的大科學裝置, 其科學目標必須瞄準領域的最前沿, 解決領域的關鍵問題, 開創領域的新局面, 同時要具有寬廣的領域覆蓋和長達幾十年的科學壽命. LHAASO 以其三大核心科學目標把握領域前沿.
\\(1\\) 探索高能宇宙線起源
高能宇宙線的起源歷經百年成為世紀之謎, 是宇宙線研究的核心問題, 被國際上列為 21 世紀 11 大科學問題之一. 當前, 該領域曙光初現, 未來 10-20年很有可能產生突破, 面臨重大科學機遇. LHAASO抓住這一科學機遇, 以最有可能產生突破的超高能伽馬射線\\(100 TeV 以上\\)探測作為切入點, 以該能段世界最高的靈敏度沖擊宇宙線起源之謎, 同時開啟超高能伽馬射線天文這一居于宇宙電磁輻射最高能段的天文窗口.
\\(2\\) 發現高能輻射新現象、揭示新規律
近 150 個 TeV 伽馬射線源的發現揭開了甚高能伽馬射線天文這一人類探索相對論性非熱宇宙的新窗口, LHAASO 憑借其大視場、全天候及高靈敏度優勢, 將對整個TeV天空進行全天普查, 以發現大批伽馬射線源, 對不同種類的伽馬射線源進行分類研究,揭示源區加速機制、輻射規律, 發現新的天文現象.
\\(3\\) 破解宇宙線膝區成因
宇宙線能譜的膝的成因是揭示河內宇宙線源加速及傳播機制的一大關鍵, 同時也是宇宙線河內起源向河外起源過渡的分水嶺, 由于其復雜性成為領域超過 50 年的老大難問題. 關鍵在于宇宙線成分的鑒別和絕對能標的確定. LHAASO 采用粒子物理界廣泛使用的多參數粒子鑒別技術, 采用多種探測手段, 包括自主研發的寬視場契倫科夫技術等予以破解. 高海拔站址的低觀測閾能也提供了與天基直接測量的能區大范圍重合, 從而提供了簇射能量測量的絕對標定.
在其核心科學目標帶領下, LHAASO 還將探索新物理前沿, 研究領域覆蓋暗物質粒子探測、量子引力/Lorentz 對稱破壞效應以及 LHC 能量以上新能標處的粒子物理現象等, 同時涉及宇宙線空間環境、太陽活動、地磁暴預報、宇宙線與大氣過程等交叉學科領域.
5、 LHAASO 的規模及其國際地位
為實現上述科學目標, LHAASO 計劃\\(圖 7\\)針對傳統地面粒子陣列排除宇宙線強子本底本領低的瓶頸, 在覆蓋 1 個平方公里的地面粒子陣列中鋪設面積高達 40000 m2的繆子探測器, 通過測量簇射繆子含量實現對宇宙線中強子的甄別, 在 50 TeV 以上實現對伽馬射線的零背景觀測, 同時精確測量該能段的能譜, 其靈敏度遠高于現有實驗和其他未來計劃.
LHAASO 計劃在超高能端直接瞄準銀河系宇宙線起源這一物理目標, 不但可以發現大批河內伽馬射線源, 更重要的是可以有效確認哪些伽馬射線源是真正的宇宙線源, 進而揭示宇宙線起源的奧秘. 在甚高能段\\(0.1–10 TeV\\), 通過構建四倍于 HAWC 面積的大型水契倫科夫探測器, 實現對河外源的巡天觀測, 并監測視場中的時變現象. 利用 1 平方公里陣列提供的簇射繆子信息, 加以 5000 m2的簇射芯探測器提供的簇射近芯區信息, 以及 24 臺寬視場契倫科夫望遠鏡對簇射極大的測量, 實現對宇宙線分成分能譜的精確測量, 徹底改變目前“膝”區宇宙線成分、能譜測量的混亂局面, 為解釋“膝”的成因提供多參數測量結果; 24 臺寬視場契倫科夫望遠鏡具有可移動性, 經重新組合可以工作于大氣熒光模式, 將觀測能區向高端拓展, 從而覆蓋 10 TeV–1 EeV 的寬廣能量范圍, 低端與球載/星載等直接測量實驗銜接, 獲得絕對能標, 并將其傳遞到極高能宇宙線實驗的能區, 為解釋宇宙線河內到河外起源的過渡提供連續一致的實驗結果.
LHAASO 計劃將實現 3 項世界第一\\(圖 8\\).
\\(1\\) 最高的高能靈敏度
在50 TeV以上LHAASO靈敏度比歐洲的未來計劃 CTA 高 15 倍, 以 1%蟹狀星云流強的靈敏度實現對北天區伽馬射線源高端能譜的精確測量, 向宇宙線起源這一世紀之謎發起強有力的沖擊.
\\(2\\) 最靈敏的 TeV 巡天探測器
以 4 倍于 HAWC 的探測面積實現對北天區的最高靈敏度普查, 將發現大批TeV伽馬射線源, 并憑借其大視場和全天候優勢監測 TeV 天空的時變現象.
\\(3\\) 能量跨度最大的宇宙線探測器
電子伏特的寬廣能量范圍, 低能段有效覆蓋球載/星載等直接測量實驗的高能端, 從而獲得絕對能標, 高能段與 Auger、TA 等極高能宇宙線實驗有效銜接, 進而成為銜接空間直接測量和極高能宇宙線實驗的重要橋梁.
LHAASO 計劃一旦實現, 將成為世界高海拔甚高能伽馬天文觀測研究中心, 必將大大提高我國在該領域的研究水平, 并作為國際上最為活躍的宇宙線物理實驗研究平臺, 為整個國際伽馬射線天文研究做出貢獻.
6、 LHAASO 對宇宙線研究的貢獻和國際影響
LHAASO 計劃的提出, 徹底改變并基本定型了國際宇宙線及伽馬天文研究的格局, 在探索宇宙線起源方面, LHAASO 成為國際上最有可能實現突破的大科學裝置; 在伽馬天文方面形成了以 CTA 為龍頭的低能定點觀測和以 LHAASO 為主導的全天普查觀測互為補充的均分天下的局面; 在宇宙線研究方面, LHAASO 將成為國際上最為活躍的宇宙線物理實驗研究平臺.
