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    火眼辣叟:高海拔宇宙线观测站(LHAASO)首批科学成果发表 | 刘四明

    发布时间:2021-02-24

    刘四明,西南交通大学教授,粒子天体物理团队负责人。LHAASO出版委员会主席和召集人。长期从事高能粒子加速和辐射机制的研究,在宇宙线起源、超新星遗迹激波粒子加速、超大质量黑洞成像和粒子加速等方面取得开创性成果。
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    注:LHAASO在银河系内发现大量超高能宇宙加速器,并记录到能量达1.4拍电子伏的伽马光子(拍=千万亿),这是人类观测到的最高能量光子,突破了人类对银河系粒子加速的传统认知,开启了“超高能伽马天文学”的时代。这些发现2021年5月17日发表在Nature:https://www.nature.com/articles/s41586-021-03498-z。

     

    1 LHAASO位于稻城基地的石碑


    火眼辣叟的四大金刚

     

    高海拔宇宙线观测站是我国十二五期间批准立项的国家重大科技基础设施。英文名字为Large High Altitude Air Shower Observatory, 缩写LHAASO读音为辣叟。Air Shower是高能粒子在大气层中诱发的一堵以接近真空中的光速传播的高能粒子墙,可以把它想象成一堵火墙。LHAASO主要用来探测这堵墙的组成和传播特征,进而获得诱发这堵火墙的高能粒子的性质。考虑到近些年我国已经建成了“天眼”射电望远镜,发射了“慧眼”X射线卫星。我这里把LHAASO称作“火眼”,全称“火眼辣叟”,也就是这篇文章的题目的由来。下面我们会看到,这颗“火眼”还有“金睛”,在探测宇宙线和高能伽马射线上功能强大!


    LHAASO主要包含4种探测手段:在1.3平方公里的范围内均匀分布着5195个电磁粒子探测器和1188个缪子探测器,简称KM2A(kilometersquare array)阵列;7.8万平方米的包含3120个探测器单元的水切仑科夫探测器阵列,简称WCDA(Water Cherenkov Detector Array);和广角大气切仑科夫与荧光望远镜,简称WFCTA(Wide Field Cherenkov Telescope Array)。通过这4种探测器阵列的联合观测,LHAASO在超高能伽马射线探测灵敏度、甚高能伽马射线巡天灵敏度、宇宙线能谱覆盖范围和宇宙线成分识别的精确度方面均将达到国际领先水平

    2 LHAASO站点四种探测器


    火眼辣叟在超高能伽马射线观测初显身手

     

    自从2017年中期开始建设以来,KM2A的四分之三阵列已经建成并投入运行。WCDA的3个大水池都已经投入常规科学运行。WFCTA的18台望远镜也进入常规切伦科夫光观测运行模式。这些部分完成的探测阵列在超高能伽马射线观测上已经取得了重大突破,本文将简单介绍对KM2A一半阵列308.33有效天观测数据分析得到的初步结果


    能量比较低的伽马射线穿越探测器时可以产生各种电磁信号进而被探测到。随着伽马射线能量的增加,它的穿透能力也相应增强。人类制造的最大的伽马射线探测器能够直接测量的光子的最大能量大约是1万亿电子伏(TeV=1012 eV)。这些能量以及更高能的伽马光子从宇宙空间进入大气层时会和大气层中的气体作用产生各种次级粒子。这些粒子的能量很高,在大气中的运动速度比电磁波的速度还要快进而产生切伦科夫光。它们对大气分子的电离和激发也可以产生荧光。所有这些过程都在一个厚度只有几米(图3)宽度可达几公里的平面里完成,并且整个平面以超光速接近地面,这就是所谓的大气簇射。

     

    图3 火墙透视图:探测器激发数随时间(纵轴)和簇射中心的距离(横轴)的变化。蓝线对应于伽马射线,黑线对应于宇宙线。从上到下能量逐渐增加。纵轴时间乘以光速就给出不同距离处火墙的厚度【1】

     

    我们可以把这个平面想象成一堵火墙。日常生活中我们时不时的都会被这些火墙扫过,在我们的身体中产生一定的辐射剂量。由于这些火墙中的高能粒子密度比较低,并且火墙以光速运动,我们无法感知火墙的存在。但是利用高灵敏度的探测器,我们还是可以捕获这些火墙。辣叟的火眼金睛就是一个例子。

     

    在大气中传播时,火墙的宽度逐渐增加。并且随着入射光子能量的增加,这个火墙的宽度也会增加。除了高能伽马射线,高能宇宙线(主要是各种原子核和少量电子)也可以产生大气簇射。但是不同种类的高能粒子产生的簇射的性质不同,我们可以在地面上收集这些簇射中的次级粒子,进而间接探测原初高能粒子的性质。图4显示的就是这一簇射过程的示意图以及LHAASO在地面上布置的各种探测器对其进行的测量。

     

     

    高能粒子产生大气簇射以及辣叟的各种探测器对簇射观测的示意图(引自英国《自然》杂志,Nature 543, 300-301 (16 March 2017) doi: 10.1038/543300a.)

     

    在此之前的很多实验,人们探测到的主要是宇宙线产生的簇射。这主要是因为在TeV能段和宇宙线的流量相比,伽马射线光子的平均流量要高至少3个数量级(图5)。即使在蟹状星云这个最亮的伽马射线天体方向,100TeV以上的宇宙线的平均流量也要比光子高4千倍!因此大气中产生的簇射大部分是由宇宙线产生的。要把这些数量极其稀少的伽马射线产生的簇射从宇宙线产生的簇射背景中鉴别出来,人们发展了一种特殊的探测手段


    宇宙线流量密度随宇宙线能量的变化

     

    图6显示高海拔宇宙线观测站(LHAASO辣叟)在1平方公里的范围内布局了电磁信号和缪子探测器,这就是所谓的平方公里阵列(KM2A)。因为缪子的穿透本领比电子高很多,它们可以穿透探测器上面的土壤在地下被探测到。对于给定的能量,宇宙线产生的缪子要比伽马光子产生的缪子多很多。利用这两种探测器中收集到的信号的强度之比,人们就可以更好得把伽马射线产生的簇射甄别出来,这就是所谓的“金睛”


    6  由分布在1平方公里范围的各种探测器组成的高海拔宇宙线观测站(LHAASO)的远景示意图

     

    虽然只有KM2A一半阵列的数据被分析,但是已经有80多个来自蟹状星云的能量在100TeV以上的类光子事例被探测到。更重要的是,KM2A还探测到一个能量大于1PeV的类光子事例。图7左显示,这个事例同时触发了辣叟的3个正在运行的探测阵列。其能量测量精度可达10%,和蟹状星云无关的可能性小于2千分之一!同时辣叟还探测到来自十余个高能天体的能量在100TeV以上的伽马射线!

     

     

    图7左:辣叟探测到的一个来自蟹状星云方向的PeV类光子事例。右图为建成后探测器的布局

     

    火眼辣叟--超高能伽马天文学的定海神针

     

    火眼辣叟的核心科学目标之一是回答宇宙线的起源问题。虽然宇宙线在100多年前就已经被发现,并且在80多年前人们就提出了宇宙线可能主要来自超新星遗迹的学说【2】,但是直到过去十几年伴随着伽马射线天文的发展和宇宙线能谱测量方面取得的显著进展,人们才逐步意识到GeV的宇宙线主要来自于超新星遗迹演化晚期的激波粒子加速过程TeV宇宙线可能主要来自于年轻的超新星遗迹【3,4】。需要指出的是,直到今天,我们还没有发现超新星遗迹激波加速可以产生PeV宇宙线的直接证据


    火眼辣叟的最新观测表明,超高能伽马射线似乎和脉冲星风云有密切的联系。这就意味着PeV宇宙线可能主要来自于脉冲星风云这一相对论性高能天体中的持续粒子加速过程(【5】蟹状星云是最著名的一个例子)。在产生脉冲星风云的中子星诞生初期,PeV的宇宙线也可能在脉冲星风云与其超新星遗迹激波的复杂相互作用过程中被有效的加速【6】。在火眼辣叟正式投入运行的几年内,把其超高能伽马射线观测与宇宙线观测相结合,我们有望在PeV宇宙线起源问题上取得重大突破。它将发现上百个超高能伽马射线源,并将详细测量能量高达EeV(1018 eV)的宇宙线的性质成为超高能伽马天文学的定海神针


    高能伽马天文(PeV)是伽马天文(GeV)和高能伽马天文(TeV)向高能端的自然延伸。如果在GeV和TeV能段我们还能够探测到来自河外高能源的辐射,在PeV能段,河外源产生的光子将在传播过程中和微波背景辐射相互作用产生正负电子对(图5的宇宙线能谱在100EeV处流量随能量增加的快速下降也是由于极高能宇宙线和微波背景辐射的相互作用)。我们预期只有极高能宇宙线(EeV)在银河系中轰击原子核可以产生少量PeV伽马射线。因此我们真正走到了电磁波探测的尽头!当然这个尽头也是我们当今知识的尽头,辣叟观测到的任何反常都将为我们开辟一个全新的探索空间

     

     

    参考文献

    【1】田珍,利用ARGO-YBJ数据对宇宙线前锋面研究与LHAASO KM2A阵列伽马质子鉴别能力预研,中国科学院研究生院博士学位论文,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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