我国关于宇宙线起源探索的大科学装置发展构想

　　对宇宙的起源及其演化的好奇与探索, 是人类智慧永恒的原动力. 经过几千年的探索, 人类已经建立了一个对整个宇宙的物质构成与分布近乎完美的描述, 从小到夸克、轻子以及它们如何组成核与原子、分子、无机和有机的物体、地球、太阳系、银河系、星系团, 一直大到弥漫在整个宇宙之中的背景辐射场及其非常微弱的分布不均匀性, 人类似乎已经几乎无所不知. 然而, 当人们以追求完美的眼光重新审视这个复杂的人类知识体系时, 事实并非像看上去那样完美, 至少在 21 世纪到来之后, 大家还是列出了大约 11 个悬而未决的基本科学问题, 人类尚未找到它们的答案, 大多数问题都已经长期地出现在几代科学家的研究生涯之中, 围绕这些问题中任何一个的解决, 都已经成为当今物理学、天文学和宇宙学中最为活跃的巨大研究领域. 例如名列榜首的暗物质存在之谜, 人类寻找暗物质的努力已经遍及世界最大的加速器, 即位于欧洲核子研究中心(CERN)的大型强子对撞机(LHC), 也是世界上最大的大科学装置, 在人类所能及的最小尺度上探索, 但同时也使用如 PLANCK 卫星探测器那样的太空装置以整个宇宙为观测对象来展开搜索. 本文所谈的也是与弥漫在整个宇宙之中的高能粒子相关的世纪难题, 名列第5个问题, 即宇宙线起源之谜, 特别是能量非常高的宇宙线起源问题. 102 年以前, 奥地利科学家 Hess 冒着生命危险乘热气球多次飞越维也纳与柏林之间的高空, 最高达到过 5800 m, 发现了这种来自宇宙太空的粒子流,虽然他因此获得了 1936 年的诺贝尔奖以表彰他的伟大发现与科学事业的成功, 但关于这些粒子的“身世”从此成谜. 一个世纪以来, 人类对这些粒子起源的探索从未间断, 发展成为横跨多个物理学研究领域并且充满活力的研究方向, 近 20 年来, 这些探测研究的手段呈现出明显的大装置化趋势. 虽然人类对那些藏身于宇宙深处的“加速器”本身仍然知之甚少, 但探索它们的手段已经遍及从南极冰层之下3000 m 深处的中微子探测器, 到位于世界屋脊之上西藏羊八井的大型地面探测装置, 乃至于遨游太空的空间站上迄今为止人类送抵太空最重的科学探测装置, AMS02 探测器,人类正在以空前的热情和投入规模, 逼近这一世纪之谜的谜底.

　　在过去的一个世纪里, 人类已经了解到宇宙线是由所有稳定的原子核、少量的电子与光子组成, 也可能有中微子. 除了少量能量较低的宇宙线粒子已经确定产生于太阳, 宇宙线主要来自于太阳系以外的银河系, 而能量更高的宇宙线甚至于来自银河系以外更加遥远的地方. 作为来自于外太空唯一的物质样品, 其丰度在各种元素之间的分布就传递了宇宙尺度上物质分布的情况, 目前测得的结果表明, 银河系内发现的物质丰度非常接近我们太阳系的情况,而更遥远的物质分布情况是人们更关心的问题. 宇宙线更引人入胜之处在于其非常高的能量, 人类迄今探测到的最高能量的粒子不是在 CERN 的 LHC,也不在美国 Brookhaven 的相对论重离子对撞机(RHIC)等人工加速器上, 而是落在美国 Utah 沙漠里的探测装置 Fly’s Eye 附近的宇宙线粒子, 它的能量是 LHC 加速产生的质子能量的 4 千万倍. 当然, 像这样的高能粒子并不容易测到, 平均而言, 1 平方公里在 20 世纪可以等到一个. 然而, 随着能量下降, 宇宙线粒子就急速增多, 大致能量每降低 10 倍, 其数目就会多出 100 倍, 这如此简单的规律, 竟几乎精确地描述了从 1 GeV 往上 11 个量级的能量范围内宇宙线的强度变化! 中间只出现了几次小小的偏离(见图 1).

　　人们不禁要问, 为什么这么简单的现象的起源问题会困惑人类达 100 年之久, 而且人类必须要动用大科学装置来试图解答这个难题. 本文就从解剖这个核心科学问题以及由此衍生出来的研究领域入手, 介绍相关大科学装置的情况, 着重阐述我国在冲击这一世纪难题的国际竞争中如何艰苦奋斗走过 30 多年,终于提出我们的大装置构想, 并通过它的实施使我国的宇宙线研究步入世界领先的行列.

　　1、 科学问题及其支柱性研究领域

　　宇宙线的起源问题包括如下几个方面, 首先是粒子如何在哪种天体物理环境下将粒子加速到如此高的能量; 由此引申出的一个更具体的问题就是这样的天体物理环境在哪里存在, 如果人们能够寻找到这些源天体, 或者这类源天体, 就可以集中所有的观测手段对源区进行深入的观测研究, 从而发现这种具有超强能力的宇宙加速器; 下一个更深层次的问题就是揭示其加速原理, 按普通的天文学判断, 这种加速机制必然不同于人工加速器的原理, 那么对未来的人工加速器有何启示? 由此不难发现, 其中的关键在于在浩瀚宇宙中找到源天体, 本质上的困难是宇宙线的主要成分都是带正电的原子核, 宇宙中无处不在的磁场严重搅乱了宇宙线运动轨迹, 而宇宙线粒子从产生至到达地球之前的旅程如此漫长,约百万年至千万年, 使得所有飞到地球的宇宙线粒子呈现一个非常均匀的各向同性, 目前最精确的探测手段只在千分之一甚至于万分之一的水平上测到一些大范围的各向异性, 对定位宇宙线粒子的源天体帮助甚微. 只有当粒子的能量非常高, 比如高于LHC 的质子束 1 千万倍的宇宙线粒子, 在相对很弱的星系际磁场中就可以基本上不被偏转, 比如累计小于 5°, 这似乎就可以用来缩小源天体的目标范围了,人们已经沿此方向做出了巨大的努力, 从而发展了称之为“粒子天文学”的极高能宇宙线观测研究, 成为探索宇宙线起源的一个非常重要的支柱性研究领域, 由于还是人类探测最高能量粒子的唯一手段,就自然成为宇宙线研究中最引人关注的研究领域之一.

　　为了避免磁场的影响, 可以采用探测宇宙线在源区伴生的中性粒子的办法来追踪宇宙线的源头.

　　由于宇宙加速器的周围应该存在物质或场的分布,因此被加速的宇宙线粒子有较大的概率在逃逸到自由空间之前就已经发生了相互作用, 其产物中自然存在两种稳定的中性粒子, 伽马光子和中微子, 分别来自相互作用的中性成分如p0和带电成分如p±的衰变产物. 由此, 人们发展了以探测高能伽马光子为核心的各种探测装置, 覆盖了从几十 GeV 到 100 TeV宽广的能区, 开展了卓有成效的观测研究, 发现了近150 个高能伽马射线的源天体 ,成为近 20 年来最为辉煌的高能天体物理领域, 称为伽马射线天文学. 然而, 似乎离宇宙线源的发现始终还有一步之遥——所有这些近 150 个源似乎都可以用电子加速器的存在来加以解释, 尚未发现强子或者原子核也同样产生于这些加速器的确切证据, 而后者才是宇宙线的起源. 尽管尚未跨过这最后一步, 但毕竟发现了如此众多的伽马射线源, 已经大大缩小了目标的范围, 使人们看到了希望之光, 自然也形成了该领域强劲的发展动力, 探测装置的规模和未来的计划越来越宏伟, 对谜底发起了强有力的冲击.

　　2、 国际上相关大科学装置的现状与发展趋势

　　传统的宇宙线物理研究并非在现代意义的大科学装置上开展, 而具有小型化、长期积累数据的特点,特别为了尽量减小大气的吸收效应, 实验通常在高海拔地区较为偏僻、艰苦的场地上开展, 交通、通讯、后勤支援、数据传输等都是限制实验规模的各种不利因素, 大多数实验都瞄准较为专门化的课题目标, 尽可能采取单一手段, 甚至于牺牲部分实验的精度, 或者充分优化实验的投入与获取之比. 尤其是宇宙线实验的粒子源是上天无偿赐予, 所以通常可以尽量延长观测时间来积累统计量, 这也是有效减小实验规模的途径, 某些高山实验长达 30 年以上, 其间不断以小规模的投入逐渐提升实验的性能. 这一传统事实上妨碍了宇宙线研究领域的快速发展, 也由于太多的小型实验中, 其系统误差并没有得到严格控制, 后果是实验开展得越多, 结果越不确定. 缺乏精确的实验结果, 相应的理论研究也就裹足不前. 这种尴尬局面终于在人们试图开展宇宙线中微子探测和能量远高于 LHC 对撞能量的极高能宇宙线探测实验时不得不被打破了. 一方面由于其极小的反应截面,中微子实验必须建造由巨大的靶物质构成的探测器,另一方面来自宇宙的中微子流强极低, 也要求具有巨大的接收面积, 这些与生俱来的特点, 决定了中微子实验就必然是一个依托于大科学装置的实验, 也的确造就了第一个现代意义上的宇宙线大科学装置,即位于南极冰面下 2–3 km 的 IceCube 实 验, 它的名字就取自于其 1 立方公里的体积. 前面已经提到极高能宇宙线极低的流强, 在人生短暂的科学生命周期内要完成一个实验,甚至是一个不以高统计量精确测量为目标的探索性实验也需要几千甚而上万平方公里的探测面积, 这就非大科学装置莫属了. 让我们首先从中微子实验IceCube 谈起.

　　2.1 中微子天文学及其相关探测装置

　　从 2004–2005 工作年度的第一串 IceCube光电倍增管投放成功到 2010 年 12 月 18 日最后一串光电倍增管投入运行, 耗资 3 亿美元建设经费的第一个用于宇宙线实验的现代大科学装置终于建成, 不但标志着宇宙线实验进入了大装置时代, 中微子天文窗口也徐徐地开启. 早在 1960 年代, 前苏联的著名科学家 Markov 等人就提出了建造类似的水下或冰下探测器来探索来自宇宙的中微子, 其物理机理在 20 世纪60 年代已经比较清楚, 那就是如果存在宇宙高能加速器, 产生出 LHC 对撞能量的质子或更重的原子核,很难想象这些粒子是在完全真空的环境里产生并加速到如此之高的能量, 更有可能的情况是少量这些高能粒子成功地逃出加速区域, 穿过茫茫宇宙, 成为我们的宇宙线实验的观测对象, 而大量的粒子在源区就与当地的物质作用, 产生出大量的次级强子, 虽然至今这个过程的很多精细的理论和模型研究仍然存在很多未知数, 但当时已经清楚地知道, 这些强烈的相互作用的主要产物将衰变到稳定的轻子, 同时产生 3 个中微子或反中微子, 他们几乎自由地沿直线飞越整个宇宙. 当它们来到地球, 在足够大的自然透明介质内部一旦与其中的原子核撞上, 就发生了它们在源区诞生时的那一过程的逆过程, 也就是变成了缪子或电子, 这些粒子在冰里或者水里将产生契伦科夫光, 如果在这些透明介质中规则地用光电倍增管排成一个立方点阵, 就能捕捉到这些光子, 从而重建出射进来的中微子的方向和它所携带的能量.
【图2-7略】

　　20 世纪 80 年代, 由于深海潜海技术尚不成熟, 类似的实验计划 DUMAND 在夏威夷的海面投放了第一串光电倍增管失败后就终结了. 这个想法最终在坚硬的冰面上得以实现, 分别在寒冷的北方贝加尔湖1.1 km 深的水下和南极 2 km 以下的冰层里找到了几乎同样干净的透明介质, 在十分之一立方公里的规模上, 这项探测技术得到了成功的验证(始于 1996年的 AMANDA 实验). 伴随着 AMANDA 的成功, 在南极极其特殊的环境里, 也建设起了足以支撑大科学工程的辅助设施, 图 2 显示建设 IceCube 所必备的5 MW 电站和钻 3 km 深冰洞的大型作业条件. 由南极发展战略的支撑, IceCube 作为第一个宇宙线大科学装置得到了特殊渠道的经费支持. 自从 AMANDA的第一串光电倍增管埋到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测器, 由分布在方圆一平方公里的 86 串光电倍增管组成一立方公里的巨大 3 维点阵, 捕捉闯入其中的中微子. 2013 年,他们终于探测到两个高能和 26 个能量稍微低一点的宇宙中微子事例, 这一极具冲击力的开创性探测结果的发表似乎标志着中微子天文学这扇厚重的窗户已经被微微推开了. 然而, 令人兴奋之余, 这些事例中的绝大多数为“级联事件”, 其方向精度只有10°–15°, 用这样的几十个事例开展“天文学研究”,困难似乎并没有丝毫的减少, 物理学家面对的问题似乎更加严峻, 那就是, 显然只能用不可能太大的经费扩张, 必须实现 10 倍甚至 100 倍的灵敏度的增长,才能积累充足的事例样本, 开展具有统计学意义的研究. 因此, 探索便宜和高效的中微子探测方法成为未来相关大科学工程的基本任务. 近年来, 人们虽然提出了许多建议和想法, 但要发展成为成熟的大规模探测计划, 还有漫长的研发道路要走, 而且显然需要突破性的思路.

　　2.2 极高能宇宙线粒子天文学及其大型探测装置

　　第二个现代意义的宇宙线大科学装置是位于南美海拔约 1600 m 阿根廷门多萨高原的 Pierre AugerObservatory(PAO), 一个覆盖 3000 平方公里的探测器阵列(见图 3). 探测能量最高的宇宙线粒子, 不但为了简单地刷新最高能量粒子的探测记录, 作为人类可以探测的高能前沿, 还存在大量的未知数和可用于检验基本物理规律的极端条件, 从来都是激发人类科学探索冲动的重要领域. 对于宇宙线起源问题,极高能宇宙线(高于 LHC 质子能量 7 百万倍)可以直接用作探针, 因为宇宙中的磁场只能将它们折射不到 5°. 前面提到, 这种事例发生率极低, 为了收集足够多的样本, Cronin 联合了美国、英国、德国等 18个国家的物理学家在门多萨广袤的高原上布置了由水Cherenkov粒子探测器和大气荧光望远镜两种探测技术组成的巨型复合探测系统. 每当高能宇宙线粒子到达探测器阵列上空的大气之中, 就在大气中持续不断地与原子核碰撞, 级联产生出几百亿至几千亿个电子、缪子等带电的基本粒子, 它们均以光速向地面飞行, 再次不断与原子核弹性散射从而扩散到方圆几公里的范围, 形成一个仅仅持续数纳秒的粒子阵雨扫过阵列中的水 Cherenkov 探测器. 利用这些间距 1.5 km 的探测器记录到的粒子总数和它们到达的时间, 人们可以确定出从宇宙中到来的粒子的方向, 还能以一定的精度确定其能量. 为了进一步提高能量确定的准确度和辨认原初粒子的种类的能力,PAO 还装备了 24 台能够探测阵雨中的粒子经过空气氮分子时激发出的微弱荧光的大型广角成像望远镜,利用荧光强度正比于总粒子数的特征, 将大气中发生的整个级联过程描绘出来. 经过几年的数据收集,PAO 与类似的其他实验一起, 基本确认了宇宙线粒子在宇宙微波背景辐射场中的吸收而导致的能谱截断, 标志着赖以预见这一截断的基本物理规律, 如爱因斯坦的狭义相对论等在如此极端的条件下仍然是正确的. 而且这些最高能量的粒子应该来自于远远超出银河系尺度的宇宙深处, 但由于这种吸收的存在, 我们就不可能预期这些被探测到的粒子是来自于太远的地方, 这就引发了一系列并不容易解释的现象. 首先, 人们并没有发现预期的高能粒子到达方向与这个有限区域内任何可能源天体的关联,其次, 还发现了一些难于理解的事例特征, 似乎暗示了它们起源于更加邻近的空间, 其间的候选天体就变得更加稀少, 按理说就应该看到更强的不均匀分布特性. 一个简单的解决方案就是收集足够多的样本, 这就要更大的覆盖面积和更聪明的计划. 人们也正试图跳出大气层, 把探测器安装到太空中去, 回看空气中发生的事例, 还有些其他的计划, 努力去探索这个仍然是神秘的极高能前沿.

　　2.3 伽马天文学的辉煌成就及其下一代 Cherenkov望远镜装置计划

　　甚高能伽马射线是指能量接近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产生, 如果其能量再高到接近 1 PeV, 那就几乎只有一种来源, 那就是来自几个 PeV的高能p介子的衰变.

　　20 世纪 80 年代中期的一个后来证明是错误的“发现”即探测到来自遥远的天鹅座 X 射线双星 X-3 的 PeV光子, 极大地鼓舞了人们通过探索伽马射线源来寻找宇宙线起源的热情, 多种探测技术蓬勃发展, 一个关键的技术问题就是如何从一万个甚至于十万个的宇宙线背景中将一个光子信号挑拣出来!到 1989年, 大气 Cherenkov 成像望远镜技术脱颖而出, 凭借其精确的对源指向精度、优良的角度分辨能力和一定的原初成分鉴辨能力, 发现了现在被称之为 TeV 伽马射线“标准烛光”的蟹状星云脉冲星风云. 当伽马光子或同等能量的宇宙线粒子进入大气之后, 同样产生前面讲到的粒子阵雨, 只是规模要小很多, 例如 1 TeV 的伽马光子仅产生大约 1000 个次级粒子,在海拔 1000 m的地面横向扩展大约在一百米的水平,大多数次级粒子的速度超过了空气中的光速从而发出 Cherenkov 辐射, 因此伴随着粒子阵雨还夹杂了一场光子的阵雨. 采用一个巨大的反射面将这些光子收集下来, 不但能够相当准确地确定进入大气的原初光子所携带的能量, 还能在 0.1°的水平上测量出光子的到达方向. 如果将这样的望远镜对准可能的伽马射线候选源, 就可以探测到来自源方向的伽马射线, 而仅仅来自于该方向的宇宙线背景就所剩无几了. 再利用宇宙线事例与伽马射线事例在望远镜上所成之像的形状略有不同的特征, 还可以进一步压低宇宙线背景的强度, 提升望远镜的灵敏度. 采用这项成功的技术, 早期的 Whipple, Hegra 等实验很快发现了一批明亮的伽马射线源. 这项技术因此迅速发展成为大型的望远镜阵列, 如位于纳米比亚的 HESS阵列、位于大西洋上那帕尔马岛的 MAGIC 阵列和位于美国亚利桑那州的 VERITAS 望远镜阵列. 现如今,最大的望远镜已经达到 28 m 直径, 能够探测比蟹状星云弱 200 倍的遥远伽马射线源. 图 4 显示了 HESS阵列的雄姿, 其中最大的望远镜重达 500 多吨, 角度分辨本领达到了0.07°. 图中还显示了MAGIC阵列中的“高科技”大型望远镜, 由于大量采用碳纤维等轻型材料, 17 m 口径的望远镜仅 80 吨左右, 在接到伽马射线暴预警之后的几十秒之内, 这个庞然大物就能对准目标, 指向精度达到 0.01°, 因此可以用于伽马射线暴的高能余晖的观测.

　　以此成功的技术为基础, 甚高能伽马射线天文学取得了辉煌的成就, 借助于低能 X 波段和伽马波段观测到的巨大伽马源样本, 在过去的 20 多年里发现了近 150 颗甚高能伽马射线源.

　　在银河系坐标下, 可以看到约 2/3 的源分布在银河系内, 大部分源认证为脉冲星风云、超新星遗迹、双星系统、大质量恒星集团等, 约 20 个源则无法辨认. 而联系到任何新种类的伽马射线源的认证, 都是重要的发现, 过去 20 多年里, 在 Nature 或 Science 杂志上发表的文章达 16 篇, 成为粒子天体物理领域一大亮点. 从天图上可以看出, 银河系外也发现了大量活动星系核, 这些都是位于星系中央超大质量的黑洞, 在大量吸积周围物质的同时, 形成高速喷发的物质喷注, 在喷注里存在高速运动的激波场, 成为超高能电子和宇宙线粒子加速的极佳候选源. 也许是伴随着吸积过程的不规则性, 这一类天体具有非常强烈的爆发特征. 因此, 对于望远镜这种非全时段的观测技术, 活动星系核并非最佳的观测对象, 尽管如此也发现了 50 多颗, 可见其爆发之频繁和强烈. 距离我们约 4 亿光年的 Mrk421 的某次爆发在几十分钟内伽马光子流强变化达到几十倍甚至一百倍, 不失为发现和研究宇宙加速器的最佳场所. 这些辉煌的成就无疑极大地鼓舞了人们的探索热情, 建设更大规模的望远镜集群, 大幅度提高探测的灵敏度, 成为未来发展的主流, 以 HESS 和 MAGIC 实验组为核心的Cherenkov 望远镜阵列(CTA)计划已经得到欧洲粒子天体物理界的广泛认可, 将成为未来伽马天文学研究的骨干实验之一,初步计划在纳米比亚建设一个至少 100 台望远镜组成的阵列, 由直径28 m, 12 m和更小的望远镜组成完全覆盖从十 GeV 到几十 TeV 宽广的伽马射线能谱,发现强度甚至低至千分之一倍标准烛光的伽马射线源, 精确测量源内的光强分布并研究其光谱学特征.
 

　　整个计划预计花费约 2 亿欧元, 预计今年年内最终确定站址.

　　3、 我国的大装置构想及其历史沿革

　　我国的宇宙线研究始于 20 世纪 50 年代, 即宇宙线发现 40多年以后, 也是宇宙线实验中几个 粒子物理的重大发现之后, 如p介子、中子、正电子的发现等. 当时国力孱弱, 自然不能妄谈赶上国际先进水平.

　　改革开放以后, 采用与国际先进实验组合作的方式,赶上了20世纪80年代中期开始的那一波甚高能伽马射线天文学的热潮. 利用世界屋脊的高海拔观测基地优势, 成为研发甚高能伽马射线巡天观测技术的重要基地, 位于西藏羊八井的中日合作 ASg实验在第一颗源即蟹状星云发现之后不久, 就成功地观测到来自于它的伽马光子信号. 随后与意大利合作的ARGO-YBJ 实验及美国的 MILAGRO 实验一道, 分别采用了各自的全新技术, 进一步提高了探测灵敏度. MILAGRO 实验新发现了几个伽马射线源,ARGO-YBJ 实验在伽马天文领域取得了丰硕的成果,都在实验上证明了地面粒子阵列技术所具有的全方位、全时段连续观测特征, 对于搜索空间上有一定扩展的伽马射线源, 具有比 Cherenkov 望远镜更高的灵敏度. 对于活动星系核等遥远的瞬变天体现象, 这一技术还有不可替代的全天空不间断监测能力.
 

　　走过了 20 多年艰辛的发展路程, 我国已经成为甚高能伽马射线天文学研究的第一梯队中重要一员, 拥有ASg和ARGO-YBJ两个独立的国际实验组(见图6),从 2006 年以来保持着全球最高的甚高能巡天扫描伽马探测灵敏度的纪录, 近期还通过增加地下缪子和簇芯探测器对 ASg实验进行了升级. 在过去的十几年的观测研究中, 这两个实验不但取得了令人瞩目的研究成果, 同时也确定了我国未来宇宙线研究的主要发展方向, 特别是铸成了当今宇宙线研究的大科学装置建设构想的框架.

　　根据前面的综述, 宇宙线的起源问题虽然尚未解决, 在整个 100 GeV 以上的宽广能谱上, 人们利用所有的探测手段已经展开了丰富多彩的探索性研究,而且每一个研究方向都至少有一个依托大科学装置的代表性巨型实验, 包括 IceCube 这样的纯粹探索性的实验, 随着这些巨型实验的深入开展, 人们正在逼近宇宙线的起源之谜的谜底. 其中, 伽马天文研究的发展水平显然是最高的, 更加接近可能的突破口. 鉴于我国在这个领域多年的积累, 一个自然的选择是沿着我们已经发展了多年的地面粒子探测技术路线,提出具有国际竞争力和特点与优势明显的伽马天文大科学装置构想, 完善装置的实施方案, 在这一轮围绕宇宙线起源问题的激烈竞争中争取主动. 为此, 我们更加仔细地评估羊八井的两个实验的优势和不足,并借鉴历史上其他实验的经验与教训.

　　伽马天文实验的基本要求有三条: 一是优良的方向分辨率, 这是用于确认可能源天体的基本测量,同时, 对于空间扩展很大的源还需要用它来得到光强的空间分布, 在多波段、多手段联合观测与分析之中尤其重要; 二是对伽马射线引起的空气簇射事例的区分与判选能力, 也就是信号-噪声比, 不言而喻,信噪比越高探测的灵敏度就越高; 三是伽马光子的能量分辨率, 这是能谱测量的基本要素, 高分辨率对寻找能谱的结构至关重要, 比如能谱的截断、突然的流强增强或减弱等 . 对于方向分辨 , ASg 和ARGO-YBJ 两个实验采用了同样的探测原理, 但是不同的技术来实现. ARGO-YBJ 实现了地面探测器的密排, 在宇宙线空气簇射测量中已经达到极限, 达到了簇射测量阈能的最低值, 方向测量的误差也仅仅来自于簇射的自然涨落, 与美国 MILAGRO和 ASg的对比清楚显示, 为了达到宽广能量范围的覆盖, 未来的计划必须采用两种技术的组合, 但没有必要达到ARGO- YBJ 的致密程度. 位于羊八井实验的特点是缺乏伽马簇射的挑选能力, 而水 Cherenkov 技术具有对单个缪子的敏感度, 而对于高能簇射而言, 缪子在簇射中的含量具有几乎决断性的判选能力, 未来探测器的将具备这两个基本的特征. 这样的构思在伽马天文的激烈国际竞争中具备两个巨大的优势. 第一, 在高能波段, 我们将占据传统的优势, 一方面是高海拔优势, 另一方面是用相对廉价的探测器可以实现巨大的灵敏探测区域, 成为国际上遥遥领先的大科学装置; 第二, 在低能段, 避开了 Cherenkov 望远镜在方向分辨和低阈能的锋芒, 我们将在大视场全天普查方面充分发挥优势, 针对性地开展尤其是空间上扩展和时间上瞬变的源的深度研究, 更加聚焦到宇宙线的起源、暗物质等新物理的探索等重大原理性问题的研究, 从而与欧洲 CTA 计划形成了紧密的互补, 后者更像是天文学研究驱动的计划.

　　在高海拔站址开展宇宙线的能谱和成分的测量是宇宙线研究的重要一环, 是连接天基探测器与地面巨型探测阵列之间不可或缺的桥梁, 前者负责低能量的银河宇宙线的精确测量, 而后者是高能前沿探索必不可少的装置, 如前述的 PAO 实验, 其探测的对象已经初步判断是来自于银河系外. 除了在两个极端的测量之间提供诸如能量标度、各个单成分宇宙线绝对流强等技术性的关联以外, 两种源头之间的转换本身就是一个非常重要的课题, 它可以给出对银河系内的源的特征很强烈的限制, 诸如银河宇宙加速器的能量上限等. 事实上, 包含宇宙线能谱的“膝”、第二膝、“踝”以及它们之间的细致结构的能量区域, 一定蕴含丰富的物理内涵, 精确测量是解开这些秘密的必由之路. 全世界范围内除了南美的安第斯山脉外, 只有我国的青藏高原最适合于开展这类观测研究. 如果我们已经计划建设甚高能伽马天文巨型探测阵列在海拔超过 4000 m 的站址, 那就已经搭建了一个宇宙线研究的极佳平台, 适当地投入更加专门化的特殊探测装置, 就能造就宇宙线的中等能量区间内一个性能超群的大科学装置, 注意到宇宙线的流强是伽马光子流强的一万倍或十万倍,就可以想象这些专用装置大约只占一个较小的份额.

　　这样的高海拔观测研究基地, 对于没有高山观测资源的欧洲粒子天体物理界来说是致关重要的, 并且已经将高海拔观测研究明确写入了他们的未来发展路线图. 这将打开一扇国际合作研究的窗口, 各国将携带他们的各种专门研究手段到这个基地来开展内容广泛的观测研究, 甚至超出传统的宇宙线研究内容, 形成多学科交叉的共同研究基地.

　　4、 LHAASO 的科学目标

　　当今的中国国力日强, 国家大力推行大科学装置的建设以科技强国, 又适逢宇宙线研究领域面临重大突破的科学机遇, 是难得的宝贵时机; 地理条件方面, 我国具有高海拔宇宙线观测的最佳高山候选站址; 更重要的是, 经过几十年几代科学家的长期坚持不懈的努力, 具备了相关的科学技术基础及人才队伍基础. 我国第一个宇宙线研究领域的大科学装置高海拔宇宙线观测站(LHAASO)项目就此应运而生. 作为一个国家基础研究领域的大科学装置, 其科学目标必须瞄准领域的最前沿, 解决领域的关键问题, 开创领域的新局面, 同时要具有宽广的领域覆盖和长达几十年的科学寿命. LHAASO 以其三大核心科学目标把握领域前沿.

　　(1) 探索高能宇宙线起源

　　高能宇宙线的起源历经百年成为世纪之谜, 是宇宙线研究的核心问题, 被国际上列为 21 世纪 11 大科学问题之一. 当前, 该领域曙光初现, 未来 10-20年很有可能产生突破, 面临重大科学机遇. LHAASO抓住这一科学机遇, 以最有可能产生突破的超高能伽马射线(100 TeV 以上)探测作为切入点, 以该能段世界最高的灵敏度冲击宇宙线起源之谜, 同时开启超高能伽马射线天文这一居于宇宙电磁辐射最高能段的天文窗口.

　　(2) 发现高能辐射新现象、揭示新规律

　　近 150 个 TeV 伽马射线源的发现揭开了甚高能伽马射线天文这一人类探索相对论性非热宇宙的新窗口, LHAASO 凭借其大视场、全天候及高灵敏度优势, 将对整个TeV天空进行全天普查, 以发现大批伽马射线源, 对不同种类的伽马射线源进行分类研究,揭示源区加速机制、辐射规律, 发现新的天文现象.

　　(3) 破解宇宙线膝区成因

　　宇宙线能谱的膝的成因是揭示河内宇宙线源加速及传播机制的一大关键, 同时也是宇宙线河内起源向河外起源过渡的分水岭, 由于其复杂性成为领域超过 50 年的老大难问题. 关键在于宇宙线成分的鉴别和绝对能标的确定. LHAASO 采用粒子物理界广泛使用的多参数粒子鉴别技术, 采用多种探测手段, 包括自主研发的宽视场契伦科夫技术等予以破解. 高海拔站址的低观测阈能也提供了与天基直接测量的能区大范围重合, 从而提供了簇射能量测量的绝对标定.

　　在其核心科学目标带领下, LHAASO 还将探索新物理前沿, 研究领域覆盖暗物质粒子探测、量子引力/Lorentz 对称破坏效应以及 LHC 能量以上新能标处的粒子物理现象等, 同时涉及宇宙线空间环境、太阳活动、地磁暴预报、宇宙线与大气过程等交叉学科领域.

　　5、 LHAASO 的规模及其国际地位

　　为实现上述科学目标, LHAASO 计划(图 7)针对传统地面粒子阵列排除宇宙线强子本底本领低的瓶颈, 在覆盖 1 个平方公里的地面粒子阵列中铺设面积高达 40000 m2的缪子探测器, 通过测量簇射缪子含量实现对宇宙线中强子的甄别, 在 50 TeV 以上实现对伽马射线的零背景观测, 同时精确测量该能段的能谱, 其灵敏度远高于现有实验和其他未来计划.

　　LHAASO 计划在超高能端直接瞄准银河系宇宙线起源这一物理目标, 不但可以发现大批河内伽马射线源, 更重要的是可以有效确认哪些伽马射线源是真正的宇宙线源, 进而揭示宇宙线起源的奥秘. 在甚高能段(0.1–10 TeV), 通过构建四倍于 HAWC 面积的大型水契伦科夫探测器, 实现对河外源的巡天观测, 并监测视场中的时变现象. 利用 1 平方公里阵列提供的簇射缪子信息, 加以 5000 m2的簇射芯探测器提供的簇射近芯区信息, 以及 24 台宽视场契伦科夫望远镜对簇射极大的测量, 实现对宇宙线分成分能谱的精确测量, 彻底改变目前“膝”区宇宙线成分、能谱测量的混乱局面, 为解释“膝”的成因提供多参数测量结果; 24 台宽视场契伦科夫望远镜具有可移动性, 经重新组合可以工作于大气荧光模式, 将观测能区向高端拓展, 从而覆盖 10 TeV–1 EeV 的宽广能量范围, 低端与球载/星载等直接测量实验衔接, 获得绝对能标, 并将其传递到极高能宇宙线实验的能区, 为解释宇宙线河内到河外起源的过渡提供连续一致的实验结果.

　　LHAASO 计划将实现 3 项世界第一(图 8).

　　(1) 最高的高能灵敏度

　　在50 TeV以上LHAASO灵敏度比欧洲的未来计划 CTA 高 15 倍, 以 1%蟹状星云流强的灵敏度实现对北天区伽马射线源高端能谱的精确测量, 向宇宙线起源这一世纪之谜发起强有力的冲击.

　　(2) 最灵敏的 TeV 巡天探测器

　　以 4 倍于 HAWC 的探测面积实现对北天区的最高灵敏度普查, 将发现大批TeV伽马射线源, 并凭借其大视场和全天候优势监测 TeV 天空的时变现象.

　　(3) 能量跨度最大的宇宙线探测器

　　电子伏特的宽广能量范围, 低能段有效覆盖球载/星载等直接测量实验的高能端, 从而获得绝对能标, 高能段与 Auger、TA 等极高能宇宙线实验有效衔接, 进而成为衔接空间直接测量和极高能宇宙线实验的重要桥梁.

　　LHAASO 计划一旦实现, 将成为世界高海拔甚高能伽马天文观测研究中心, 必将大大提高我国在该领域的研究水平, 并作为国际上最为活跃的宇宙线物理实验研究平台, 为整个国际伽马射线天文研究做出贡献.

　　6、 LHAASO 对宇宙线研究的贡献和国际影响

　　LHAASO 计划的提出, 彻底改变并基本定型了国际宇宙线及伽马天文研究的格局, 在探索宇宙线起源方面, LHAASO 成为国际上最有可能实现突破的大科学装置; 在伽马天文方面形成了以 CTA 为龙头的低能定点观测和以 LHAASO 为主导的全天普查观测互为补充的均分天下的局面; 在宇宙线研究方面, LHAASO 将成为国际上最为活跃的宇宙线物理实验研究平台.