大气切伦科夫望远镜，是怎样利用甚高能γ射线天文观测成像的？|γ射线|切伦科夫望远镜|探测器|粒子|辐射

大气切伦科夫望远镜技术在γ射线天文学中的应用开始于Jelley和Galbraith在20世纪50年代的探究。

20世纪90年代末期，立体成像技术获得突破和望远镜口径的扩大，使得大气切伦科夫望远镜灵敏度大大改善。此后，成像大气切伦科夫望远镜(Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope,IACT)阵列进入快速进展时期，著名的H.E.S.S.(High Energy Stereoscopic System),MAGIC (Major AtmosphericGamma-ray Imaging Cherenkov Telescopes),VERITAS (Very Energetic Radiation ImagingTelescope Array System)等望远镜相继建成，并在VHEγ射线观测领域取得了一系列重要成果。

在20世纪四五十年代宇宙γ射线探测器出现以前，天文学家就曾预言一些天体物理过程可以产生γ射线辐射，如宇宙线与星际物质的相互作用，加速电子和磁场相互作用，超新星爆炸等。

1968年，Clark等人利用OSO3卫星首次观测到宇宙γ射线，为人类认识和了解宇宙开启了一扇新的窗口。1972年，SAS-2(E>35 Me V)卫星实验首次给出了具有统计意义的γ射线辐射测量结果，发觉了蟹状星云和Vela星云以及脉冲星的周期信号，标志着γ射线天文学研究的真正开始。

20世纪80年代末，成像切伦科夫望远镜Whipple第一观测到蟹状星云在0.7 Te V以上能区的显著超出，γ射线天文学进入Te V时代。除了进一步进展切伦科夫望远镜和卫星实验，科学家们还对其他新技术进行尝试，例如非成像切伦科夫望远镜、定日境、广延大气簇射次级粒子探测技术等。

非成像切伦科夫望远镜、定日境技术在灵敏度、γ/p鉴别、能量辨别、角辨别等关键参数方面无法与第二代IACT竞争，逐步被剔除，而基于高海拔次级粒子探测技术的EAS阵列(传统EAS阵列如ASγ、ARGO-YBJ，水切伦科夫探测器如Milagro、HAWC等)探测技术则由于其大视场、全天候观测等优点。

21世纪初突破γ/p鉴别这一关键技术后，在地基VHEγ天文观测中得到了长足进展，成为IACT、卫星实验之外另一个成功的观测技术。γ射线天文观测技术演变如图(截至2010年，地基探测技术后续进展在2.2,6.1,6.2节中做较详细的介绍)所示。一般来说，对E<1 Te V能量γ射线可以直接探测，对E>1 Te V能量γ射线只能间接观测。

直接观测一般采纳高空气球或者卫星搭载，对γ射线进行直接测量，探测器包括转换层、径迹室、量能器和反符合探测器，较为典型的例子如图2所示(Fermi-LAT探测器)。

当γ射线到达探测器后，会与转换层的物质发生作用产生正负电子对；通过径迹室实现对正负电子对的径迹测量，通过量能器实现对正负电子对沉积能量的测量；根据这些测量信息，可以推算γ射线的入射方向和能量。

反符合探测器一般由闪烁体构成，用于排除带电粒子事例。空间探测器可以从宇宙线中精确地辨别出γ射线事例，并且重建出其方向和能量信息。

1975―1982年COSB-2卫星观测到25个大于100 Me V的宇宙γ射线点源。1991年CGRO卫星发生升空，搭载GRBs及瞬变源探测仪(BASTE)、定向闪烁分光计(OSSE)、成像康普顿望远镜(COMPTEL)和高能γ射线望远镜(EGRET)等探测器，覆盖能区10 ke V～30 Me V。

1991―2000年期间CGRO/EGRET (20 Me V～30 Ge V)探测到近300个γ射线源，其中一部分γ射线源得到确认，CGRO/BATSE探测到2 700余个GRBs并证明GRBs起源于河外星系。

2008年Fermi望远镜发射升空，搭载了GBM和LAT两个探测器：GBM探测器主要工作在低能区(8 ke V～40 Me V)，视场达到9.5 sr，几乎覆盖整个天区(除地球方向外)；LAT探测器主要工作在高能区(20 Me V～300 Ge V)，视场2.4 sr，有效面积约1 m2，能量辨别率小于10%，角辨别率在γ射线能量为100 Me V时小于3.5?，在γ射线能量大于10 Ge V时小于0.15?。

截止2018年，Fermi探测到5 000余个100 Me V～300 Ge V能区的γ射线源，2 300余个GRBs,Ge V能段进入真正意义上的“千源时代”，源的种类包括河内源，如超新星遗迹(supernova remnants,SNRs)、脉冲星及脉冲星风云(pulsar wind nebulae,PWN)、双星系统(binaries)等；河外源，如活动星系核(active galactic nuclei,AGN)、正常星系(normal galaxies)、球状星团(globular clusters)、星爆星系(starburst galaxy)等。

间接观测通过测量进入大气的γ射线和空气核相互作用产生的次级粒子或次级粒子产生的切伦科夫光，来反推γ射线方向和能量等信息。现行主流技术包括基于次级粒子切伦科夫光探测的成像切伦科夫望远镜(IACT)阵列和高海拔次级粒子探测的EAS阵列。

IACT将宇宙线EAS次级粒子在大气中产生的切伦科夫光经过大口径镜面反射聚焦到光电倍增管(photo multiplier tube,PMT)阵列上进行宇宙线成像探测，其典型代表有MAGIC,H.E.S.S.,VERITAS等。

目前主流IACT利用数个望远镜组成的阵列对宇宙线簇射过程产生的切伦科夫光进行综合测量，可以很好地区分γ射线与宇宙线本底，精准地重建出原初宇宙γ射线的方向和能量信息。第二代IACT主要成果将在5.5节介绍。

传统EAS次级粒子探测阵列主要通过测量EAS次级粒子到达时间和密度分布来重建事例的方向、能量和成分，进而测量宇宙线能谱和各向异性。利用EAS次级粒子横向分布的差异，可以在一定程度上区分原初γ射线和带电粒子本底，开展γ射线亮源特别是瞬变源的探测，如中意合作ARGO-YBJ阵列就采纳这一原理。

利用相同能量γ簇射和强子簇射产生μ子数量存在较大差异，建设表面阵列加地下μ子探测器复合阵列也可以有效提高EAS阵列γ/p鉴别能力，如已建成的中日合作ASγ+MD阵列和建设中的LHAASO-KM2A阵列即采纳此原理。

水切伦科夫探测阵列也属于EAS阵列，但其探测原理和传统EAS阵列有所差异，主要以EAS次级粒子在水体中产生切伦科夫光作为探测对象，其用于γ射线天文和中微子天文探测领域的尝试开始于20世纪90年代，由Milagro组(原型为Milagrito)领先开始探究。

虽然Milagro实验只探测到几个Te V射线源，但已成功将γ射线的探测阈能降低到约1 Te V并验证了水切伦科夫技术在VHEγ射线天文观测中的有效性。为进一步提高实验的发觉能力，Milagro升级为HAWC，灵敏度提升15倍，目前已探测到65个Te Vγ射线源，其中26个为新发觉源，探测到光子最高能量超过100 Te V。LHAASO-WCDA阵列也采纳了类似原理。

图4是不同地基探测器对宇宙γ射线点源灵敏度比较，其中LHAASO和CTA为正在建筑中的探测装置，其他实验装置已经建成。探测灵敏度定义为：可以探测到的特定阈值以上的γ射线最低流强(在50 h观测中，最少观测到10个以上事例，显著性超过5σ)。

从图可以看到：成像大气切伦科夫望远镜阵列拥有较低的探测阈能，其最低阈值接近20 Ge V，部分探测能区已经与卫星实验能区重叠；在50 Ge V～20 Te V能区，现有其他类型探测装置在灵敏度上几乎很难与第二代成像大气切伦科夫望远镜竞争；

但在20 Te V以上的超高能区域，升级后的ASγ+MD,HAWC和在建的LHAASO等高海拔次级粒子探测装置更有优势。从鉴别能力来看，目前HAWC的鉴别能力已经达到与H.E.S.S.等IACT阵列相当，部分运行的LHAASO的鉴别能力已经超过IACT，而且在100 Te V以上的灵敏度已经远超此前所有的实验。

另外，成像大气切伦科夫望远镜阵列视场有限(约4?)，不太容易观测到爆发源、瞬变源、扩展源等，而高海拔次级粒子探测装置大视场、全天候的特性更适合这些源的探测。从整体来看，IACT与EAS探测两种技术各有优点，又相互补充。

原初宇宙线进入地球大气层后，与空气核发生相互作用，产生空气簇射。当簇射产生的带电粒子速度大于空气中的光速(v>c/nair,nair为空气折射率)时，将产生切伦科夫辐射。每个粒子与运动方向以固定角度(θc)产生切伦科夫光，该固定角度可以表示为：

在海平面时，该固定角度约为1.3?。

切伦科夫光子产额与波长λ有关，其满足如下公式：

其中，z为带电粒子核电荷数，

为精细结构常数。大气切伦科夫辐射波长以蓝紫光为主，峰值约为340 nm (大气切伦科夫辐射单位长度发射的光子数与波长的平方成反比，而较短波长辐射则因为大气汲取基本无法到达地面)，连续时间为数ns。

VHEγ射线和宇宙线带电粒子在大气中产生切伦科夫光过程之间存在较大差异。VHEγ射线进入地球大气层后与空气核发生作用第一转换成正负电子对，随后韧致辐射与电子对相互作用引起电磁级联。

电磁级联过程中，粒子经历多次库仑散射，簇射横向进展，由于切伦科夫辐射角度随大气深度变化而引起的聚焦效应，最终γ簇射切伦科夫光会形成一个切伦科夫“光池”，“光池”内切伦科夫光分布较平均。图5是理论模拟10～500 Ge V原初γ射线在海平面形成的切伦科夫“光池”横向分布，“光池”半径范畴约130 m。