大型高海拔空氣簇射觀測站（LHAASO）獨具高海拔和大規模優勢，利用多種探測手段開展聯合觀測，大幅提升對伽馬和宇宙線粒子的鑑別能力。LHAASO有望獲得史上最高的伽瑪探測靈敏度，並在很寬的能量範圍內精確測量宇宙線能譜，為宇宙線物理、高能天體物理、宇宙學和新物理學規律研究做出貢獻。通過LHAASO這個平臺，中國的宇宙線事業將跨上一個新的臺階，為人類的科學事業做出新的重要貢獻,併為未來的發展奠定堅實的基礎。
自 維 克 託·弗 朗 西 斯·赫 斯（Victor FrancisHess）1912年發現宇宙線以來，宇宙線研究歷經了100 多年的歷史，為粒子物理、天體物理和宇宙學研究做出了許多貢獻。在致力於研究宇宙線起源、加速和傳播問題及基本物理學規律的過程中，又孕育出了伽馬天文學、中微子天文學和極高能天文學，宇宙線研究還為暗物質粒子探測提供了重要的手段。
作為一個前沿交叉領域，宇宙線研究事業可謂寶刀未老，方興未艾。目前，國際上的大型地面宇宙線實驗大致可分為4類：全天候的高海拔空氣簇射實驗；對伽馬射線靈敏的大氣切倫科夫成像望遠鏡實驗；南極冰下或地中海底的中微子實驗；探測極高能宇宙線的實驗。中國的高海拔宇宙線觀測研究始於20世紀70年代，併為發展於90年代的羊八井國際宇宙線觀測站奠定了良好的基礎。羊八井實驗在宇宙線各向異性、宇宙線分成份能譜、強相互作用截面測量、監測活動星系核（AGN）高能伽馬輻射爆發等方面取得了重要的物理成果，但在重要的伽馬射線天文領域由於其探測器品種單一，難以鑑別原初粒子是伽瑪射線還是宇宙線，靈敏度不高，尚未能發現新的伽馬射線源，高海拔實驗的優勢還沒有全面發揮出來。
為解決銀河宇宙線的起源、加速和傳播問題，中國在四川海子山建立大型高海拔空氣簇射觀測站（Large High Altitude Air Shower Observatory,LHAASO），將運用多種探測手段聯合觀測，注重對簇射的各個方面開展整體和立體觀測，大幅提升對簇射原初成分的鑑別能力。
01、宇宙線研究背景
宇宙線的發現及其歷史意義
自庫侖18世紀開始研究靜電間相互作用力開始，人類對於驗電器內電荷的自發放電現象一直進行研究。測量結果表明，空氣中存在電離的離子，其離子對產生率約為10 cm-3∙s-1，但人們並不清楚是什麼原因導致了這樣的電離率。20 世紀初，伴隨著X射線和放射性的發現，人們猜測空氣的電離現象可能與土壤和環境中的放射性物質有關，因而人們預期在高空應該存在電離現象併為此開展了許多實驗研究，其中最具代表性的是奧地利物理學家維克多∙弗朗西斯∙赫斯的高空氣球實驗。
1911—1913 年，赫斯帶著驗電器共開展了 10次氣球飛行實驗。1912年8月7日的第7次氣球飛行實驗非常成功，他的最大飛行高度也達到海拔5350m。與人們所預期的相反，他發現空氣的電離度隨海拔高度的增加而增加。在同年1個月後的一次會議上，赫斯報告說“這次觀測結果最為合理的解釋是，假設具有很強穿透能力的輻射自上而下進入了大氣層，並進而導致大氣底部密閉容器中所觀測到的部分電離”。同年，赫斯在《物理學雜誌》發表題為《由7次氣球飛行所作的穿透輻射觀測》的論文。赫斯的實驗結果標誌著起源於地球之外的宇宙射線的發現，為此他獲得了 1936 年的諾貝爾物理學獎。
在隨後的研究中，人們觀測到宇宙線強度具有東西方向的不對稱性，並由此判斷宇宙線主要為帶正電荷的粒子（地磁場的偏轉效應導致來自東西方向的宇宙線粒子軌跡發生了不對稱的改變所致）。此後，人們還發現分佈在不同位置上的探測器可以同時探測到宇宙線，由此意識到宇宙線具有廣延的性質，並最終認識到這是原初宇宙線在大氣中與空氣發生了級聯簇射反應引發的。人們在宇宙線中發現了正電子、μ介子、π介子、K介子、奇異重子，重核子等許多“基本粒子”，這些發現為粒子物理的發展奠定了基礎。20世紀中至20世紀末，通過太陽中微子和大氣中微子（由高能宇宙線在地球大氣中反應而產生）實驗，人們還發現了不同種類的中微子具有可以互相轉化的性質（中微子振盪），這是宇宙線對粒子物理學研究所做出的最新貢獻。
宇宙線研究中的重要科學問題。從成分上講，宇宙線主要由原子核構成，86%為氫原子核（質子），12%為氦原子核，1%為碳、氮、氧及鐵的原子核，還有1%的是電子。此外，還有很少量的高能伽瑪射線、中微子和反質子等。宇宙線以接近光速的速度運動，但受銀河系磁場的約束，大多能在銀河系停留 1000 萬年的時間（宇宙線的壽命）。銀河宇宙線的數量稀少，每 cm3僅有10- 9個，而且隨能量的升高而快速下降。從109eV能量起到1020eV為止，能量每增加10倍，單位能量間隔內的宇宙線流強為原來的 1/500（即10- 2.7，圖 1）。根據現有數據推測，宇宙線剛被加速出來時的能譜接近-2次方的冪率（即能量每增加10倍，單位能量間隔內的數量變為原來的1/100），由於銀河磁場對低能宇宙線的束縛更強，高能粒子更容易從銀河系磁場的束縛中逃脫，從而造成現在觀測到的能譜有更快的下降（-2.7次方的冪率）。
圖1 宇宙線的全粒子能譜
更仔細地來看，宇宙線能譜約在4∙1015 eV 處有個變陡的拐折，被稱為“膝”，在4∙1018 eV有個變緩的拐折，被稱為“踝”。考慮到銀河系的磁場強度，“膝”區宇宙線的迴旋半徑約是1光年，人們認為“膝”以下的宇宙線主要來自銀河系，1015 eV 是銀河宇宙線加速器的加速極限。而“踝”區宇宙線對應的迴旋半徑約 1000 光年，與銀盤厚度相當，“踝”以上的宇宙線可能主要來自銀河系外。值得一提的是，已知宇宙線粒子的最高能量（約3∙1020eV）比目前粒子物理的最大加速器——大型強子對撞機（Large Hadron Collider，LHC）的能量（約1013 eV）要大幾千萬倍，這樣高能量的粒子是如何被加速出來的？在這樣高的能量下，已知的物理學規律還正確嗎？這些問題無疑使宇宙線研究具有非常重要的科學意義。2004 年，美國國家科學技術委員會研究確定了新世紀科學研究的11個“世紀謎題”，其中包括宇宙線起源及其加速機制。
根據宇宙線的能譜和銀河系的體積，人們可以估計出銀河系宇宙線攜帶的總能量；再根據其壽命，人們可以估計出銀河宇宙線的功率約為1041爾格/秒（1034 J/s），比銀河系超新星爆炸的功率略小，由此人們推測，超新星遺蹟是銀河宇宙線的主要加速源。由於銀河系隨機磁場的存在，宇宙線的方向在傳播過程中不斷被偏轉，很快丟失掉其原初的方向信息，人們在地球上觀測到的銀河宇宙線強度具有高度各向同性的特徵，通過測量宇宙線的方向很難獲得其起源性質。近20年來，通過觀測宇宙線在加速源附近和傳播過程中所產生的高能伽瑪射線和高能中微子，我們獲得了大量的有關宇宙線的起源、加速和傳播的知識。截至目前，已觀測到近5000個GeV伽瑪源和超過200個TeV源，有3個超新星的遺蹟被認定為很可能是宇宙線核子的加速源，但其他更多的源則表現出電子源的特點。宇宙線核子佔宇宙線總數的99%，它們是在哪裡被加速的？能否加速到人們猜想的4×1015eV能量？以及隨後又是如何傳播的？這些問題都是宇宙線研究中的基本任務。
從物理學的發展史上，可以看出能譜的測量對於物理學基本規律的研究具有重要意義。例如，普朗克通過測量黑體輻射的能譜發現了能量的量子化。又如，從原子核貝塔衰變中電子能譜具有連續性，而非兩體末態反應中所預期的單能譜，泡利預言了中微子的存在。宇宙線能譜除了包含宇宙線的加速和傳播信息外，極可能還包含了有關暗物質粒子湮滅和衰變的重要信息，也可能包含了宇宙線粒子與暗物質粒子相互作用等重要信息。前者可以導致宇宙線粒子的超出現象，而後者可以導致宇宙線粒子的缺失現象，這兩個過程都會導致宇宙線能譜發生意料之外的變化。隨著引力波的發現，解決引力量子化問題的重要性越加重要和緊迫。目前的量子引力理論尚未成熟，其中一些研究認為，量子引力效應會破壞洛倫茲不變性，導致不同能量的光子在真空中具有不同的速度。通過對諸如高能伽瑪暴這樣的快速時變現象的觀測，人們可以研究破壞洛倫茲不變性效應和量子引力。
太陽是離人類最近的宇宙線加速源，可以把帶電粒子加速到109eV能區。太陽活動導致的高能粒子爆發是很多災害性空間環境事件的起因。監測太陽系宇宙線強度的變化、研究太陽宇宙線的加速過程，對於宇宙線加速和太陽物理研究具有重要的意義。此外，通過宇宙線監測行星際磁場的變化，不僅可以對磁暴作出預報，還有重要的研究價值。通過宇宙線與大氣物理過程的同步觀測，研究其間可能存在的關係，對於經濟和人類社會發展及安全具有重要意義。
LHAASO項目的科學問題和意義。對宇宙線這個“宇宙信使”進行觀測，就是針對各種宇宙線粒子或輻射，測量它們的原初方向分佈、時間分佈和能量分佈，從中尋找宇宙線的起源，研究宇宙線的加速機制和宇宙線的傳播規律，探索天體物理和粒子物理的新現象。宇宙線研究的實驗手段眾多，這些觀測大致可以分為兩類：基於氣球、衛星或空間站的直接探測和基於地面的間接探測。對於空間實驗，受限於探測器的探測面積，工作在低能區。例如伽瑪射線只能探測1012eV以下能區，宇宙線核子則在1015 eV 以下能區。對於地面實驗，探測器的有效面積可以很大，有利於捕捉數量稀少的高能宇宙線，但由於宇宙線粒子會和空氣發生作用，使原初的信息有所損失，逐事例確定宇宙線粒子的種類比較困難。另外，由於次級粒子為大氣吸收，低能宇宙線難以被探測到，使得探測閾能比較高，能量測量精度也具有較大實驗誤差等，這兩類實驗具有非常好的互補性。
為解決探測閾能偏高的問題，實驗最好能放置在高海拔的觀測站上。例如20世紀70年代末，中國科學家聯合日本科學家在海拔>5000m的甘巴拉山開展宇宙線乳膠實驗，20世紀90年代又先後與日本及意大利的合作者，在海拔4270m的西藏羊八井成功開展了國際著名的地面宇宙線大氣簇射實驗。由於大氣的吸收效應相對減小，這些實驗比國際上放在低海拔的同類實驗具有更低的探測閾能和更好的能量分辨率。羊八井實驗在1014~1017 eV能量範圍內精確測量了宇宙線能譜，在1012~1015eV能量範圍內精確測量了二維的宇宙線各向異性，在1012~1013eV開展了伽瑪射線觀測，這些結果具有國際前沿水平的成果。
為解決宇宙線粒子原初成分的確定問題，地面實驗最好能同時建造複合種類的粒子探測器。以羊八井的實驗為例，中日合作的 ASγ 實驗在 2010年以前只有面積>3萬m2的表面閃爍體陣列，中意合作的ARGO- YBJ（Astrophysical Radiation withGround-based Observatory at YangBaJing）實驗只有約1萬m2的全覆蓋阻性板探測器 RPC（resistiveplate chamber），它們都因此不能把伽瑪射線與大量的宇宙線本底（這裡指帶電的宇宙線核子和電子）區分出來，觀測伽瑪射線的靈敏度一直都比較低，在鑑別原初宇宙線核子種類問題上也存在相當程度的不確定性。2010年後，ASγ實驗通過建造幾千 m2的地下 μ 子探測器，開始具有了區分光子和宇宙線的能力。由於探測器規模的限制，ASγ還不足以開展很高靈敏度的實驗。ARGO-YBJ實驗則通過增加廣角大氣切倫科夫望遠鏡，獲得了宇宙線輕核（質子+氦核）和重核（碳、氮、氧核鐵核）成分的區分能力，同樣由於規模和精度的限制，較難開展更細緻的成分和PeV以上能區的探測。
為解決能量測量的精度問題，最好同時建造覆蓋不同能區且互相重疊的實驗陣列，以進行相互的校驗，減小能量測量的偏差。仍以羊八井實驗為例，利用地球磁場對1012 eV能區宇宙線的方向偏轉效應，中日和中意實驗都以較高精度確定了1012 eV能區的能量測量精度，並以此為起點，把能量測量的有效範圍成功推廣到1015eV以上的能區。
正是基於這些因素的考慮，並在成功開展了國際著名的西藏羊八井宇宙線實驗的基礎上，中國科學家提出了在組織實施和國際合作中“以我為主”的大型高海拔空氣簇射觀測站（Large High Altitude Air Shower Observatory，LHAASO）項 目 。LHAASO項目在設計上充分考慮了上述問題，選址在四川稻城海拔高達4400 m的海子山，緊鄰省道217，離稻城機亞丁場僅8km，交通便捷。與西藏羊八井觀測站相比，新觀測站的緯度偏南約1°，觀測視場基本一致。LHAASO 面積約 1km2，比羊八井的 2 個宇宙線實驗分別大了數 10~100倍，並採用多種探測器的複合觀測，極大地提高了伽瑪射線與宇宙線的鑑別率，這些改進使得LHAASO實驗探測伽瑪射線的靈敏度比羊八井的2個實驗提高了幾十倍至100倍（提高的程度與能量有關）。此外，LHAASO結合羊八井ARGO-YBJ 實驗全覆蓋的低閾能特點以及ASγ取樣實驗和廣角切倫科夫望遠鏡在甚高能具有大有效面積的優點，可實現1012~1018 eV能區的宇宙線能譜測量。
02、LHAASO實驗裝置及其科學目標
LHAASO 實驗主要包含3種探測器陣列，其中最大的陣列稱為平方公里陣列（KM2A），在約1km2範圍內放置間隔 15m 的表面閃爍體電子探測器和間隔 30 m 的地下水切倫科夫 μ 子探測器（MD）。LHAASO的中心部分是全覆蓋的低閾能陣列，為一總面積約7.8萬m2的水契倫科夫光探測器（WCDA）。此外，還有可以機動佈置、以適應不同物理需求的18臺廣角大氣契倫科夫光望遠鏡組成的望遠鏡陣列（WFCTA）。以下對這些探測系統分別進行介紹。
KM2A陣列及其性能。KM2A陣列包括5195個地面電磁粒子探測器（ED）和 1171 個地下 μ 子探測器。ED 採用 1m2的塑料閃爍體探測器，探測單元間採取三角形排布。在 1km2的中心區域內 ED 間隔為15m，外圍區域以1/4的密度排布，用於判別簇射的芯位來自陣列以內還是以外，實際分佈面積將達到1.3km2。MD採用36m2的地下水切倫科夫探測器，探測單元間同樣採取三角形排布，間隔為30m，分佈在中心區域。整個陣列布局如圖2所示，圖中缺少的區域是因為地質條件限制，無法建造MD。
圖2 LHAASO陣列布局
ED探測器主要探測宇宙線次級粒子中電磁成分粒子，用於重建原初粒子的能量和方向；MD 主要用於探測μ子，因為強子宇宙線的次級粒子中富含μ子，而伽馬射線的次級粒子中μ子很少，所以可以用於區分伽馬射線和背景宇宙線。兩種探測器的聯合——KM2A 陣列就實現了對伽馬射線的高靈敏度探測。圖 3 顯示了 KM2A 對伽馬和宇宙線預期觀測到的μ子數與電磁粒子數，可以看到兩者具有明顯區分度。在 100 TeV（1 TeV=1012eV）以上的能區可以基本上完全排除掉宇宙線的本底。圖4顯示了KM2A陣列的靈敏度隨能量的變化，為了便於比較，圖4也顯示了目前國際著名的同類實驗和未來計劃。
圖3 KM2A陣列利用測量到的μ子數與電磁粒子數對原初伽馬射線和宇宙線進行區分（模擬計算結果）
圖4 LHAASO的靈敏度及與其它實驗和計劃的對比
可以看到，KM2A在30TeV以上的靈敏度比現有的實驗至少提高10倍，而且也明顯優於著名的未來大型切倫科夫望遠鏡陣列 CTA（cherenkovtelescope array）項目，在 50 TeV 處約為 CTA 靈敏度的10倍，在100 TeV以上能量區間將率先開展觀測，打開一個新的天文觀測窗口。
KM2A陣列的科學目標。KM2A 的核心科學目標是以前所未有的高靈敏度開展對 30 TeV 以上能量的伽馬射線的觀測，探測伽馬射線源的高能輻射行為，研究直到 PeV（1 PeV=1015eV）能量的銀河宇宙線加速源及其加速機制，同時研究高能天體的演化，研究包括暗物質粒子在內的新物理學前沿問題。作為一個傳統的宇宙線測量裝置，KM2A對100 PeV以下宇宙線的收集能力和測量精度也是前所未有，所以對宇宙線相關物理研究也會產生重要的影響。
KM2A陣列具有大視場全天候的特點，每天掃描 1 遍赤緯-20°~80°的天區，佔全天區的 2/3。若只使用天頂角小於50°的事例，對於赤緯-20°~80°的天區，每天有 1 h 到 8 h 的觀測時間，而若使用所有天頂角小於 65°的事例，銀心（赤緯為-29°）的觀測時間可以達到每天 4 h。圖 5 顯示了已知>0.1 GeV（1 GeV=109eV）、>50 GeV和>100 GeV伽馬射線源的空間位置分佈，其中103個>100 GeV源和 187 個>50 GeV 源是在LHAASO 視場內的。
圖5 已知>0.1 GeV、>50 GeV和>100 GeV源空間位置分佈及LHAASO視場（FOV）
KM2A陣列在>30 TeV能區的靈敏度遠遠高於此前的 IACT（imaging atmospheric cherenkov telescope）實 驗 和 未 來 的 大 型 陣 列 CTA 項 目 ，這 些 源 為LHAASO- KM2A 觀 測 的 最 佳 候 選 源 。另 外 ，LHAASO-KM2A也可能發現一些新的源或新的現象，因為歷史上的掃描觀測總能給我們帶來些意外驚喜。
超新星遺蹟（SNR）是超新星爆發拋射物質在向外膨脹過程中與星際介質相互作用形成的延展天體，超新星遺蹟長久以來被認為是銀河宇宙線的主要來源。2013年Fermi-LAT（fermi large area telescope）通過200 MeV（1 MeV=106eV）以下能譜特徵證認出2顆宇宙線核子源IC443和W44，它們就屬於這類SNR，此發現被《Science》雜誌評為2013年十大科學突破之一。此外新星遺蹟W51也被發現為宇宙線核子源。但其伽馬射線能量比較低，所需宇宙線能量在TeV以下，遠低於“膝區”（PeV），此外，所證認出的核子源的數量還太少，並沒能徹底解決銀河系宙線的起源問題。
目前統一模型（例如袁強等） 認為，在SNR中電子和強子被同時加速，但是因為環境不同導致伽馬輻射主導過程不同。宇宙線核子源的認證需要尋找強子獲得加速的證據，由於輕子過程在產生 100 TeV 能量伽馬時的截面受到很強的抑制，100 TeV伽馬輻射將是認證PeV強子源的一個重要判據。如果 LHAASO 實驗能觀測到 100 TeV 以上的伽馬射線源，無疑將為解決強子源問題做出重要貢獻。圖 6顯示了 KM2A 對 IC433 和 W51C 的預期觀測能譜，圖中實線分別為強子和輕子模型預期能譜，兩者在30 TeV以上的差別才明顯。
圖6 LHAASO對SNR IC 443和W51C的能譜測量預期
2016 年，HESS 在《Nature》雜誌報道了銀心附近的彌散伽馬測量，認為找到了PeV宇宙線在銀心附近的加速證據，但是因為測量能量的限制，HESS的測量能量主要在30 TeV以下，需要在一定的能譜譜形（指數截斷模型）假設前提下推斷其截斷能量，未來KM2A的測量研究將可以直接測量到100 TeV，同時也將研究範圍擴大至銀心區域，以研究這個源的加速性質並探索其加速能力是否超越了PeV的能量。
脈衝星風雲（PWN）是TeV能段河內源中最多的一類，目前在TeV能段觀測到的PWN有34個，其中13個在LHAASO視場內。PWN在各波段一直被認為是穩定的輻射源，但是2010年蟹狀星雲（CrabNebula）爆發現象的發現改變了人們看法，併成為最近PWN觀測最重要的進展。在2011年4月份的大爆發中，其流強升高了30倍以上，最小的光變時標小於1 h，說明其輻射區非常小，以mG（1 mG=10-7 T）的磁場強度估算，相應同步輻射電子能量需要達到PeV量級，這麼高能量的電子對現有的加速機制仍然是一個挑戰。如果LHAASO-KM2A能夠在>30 TeV觀測類似爆發現象，不但是一個重要的新的天文現象，也將對理解其爆發機制研究提供重要的信息。
銀河系彌散伽馬輻射主要產生於宇宙線與星際介質氣體強作用產生產生π0的衰變和電子對星際輻射場的逆康普頓散射，可用以研究銀河宇宙線的傳播，研究不同區域的宇宙線和星際介質氣體的分佈及相互作用。Fermi-LAT 和 ARGO-YBJ 在 GeV 到TeV的觀測結果基本與宇宙線傳播模型預期一致，其能譜也近似為冪律譜，未發現截斷現象。KM2A的靈敏度預期可以測量高達亞PeV能區的銀河系彌散伽馬輻射能譜，為宇宙線在銀河系內的加速和傳播，以及理解宇宙線能譜“膝”的起源提供更多的信息。
電子在宇宙線中只佔很小一部分，但是電子是已知的最基本的穩定粒子之一，是探測新物理的重要探針。2008 年以來，PAMELA（payload for antimatter matter exploration and light-nuclei astrophysics）、ATIC（advanced thin ionization calorimeter）、Fermi Gamma- ray Space Telescope 和 AMS02（alpha magnetic spectrometer）等空間實驗在 1 TeV 以下能區測量了電子譜，並發現了超出宇宙線傳播模型預期的新現象，從而引發了暗物質研究的熱潮。
2015 年 12 月 17 日中國發射的暗物質粒子探測衛星“悟空”，其核心課題便是通過對5 G~10 TeV 電子能譜進行高分辨的測量來尋找暗物質的證據。而KM2A陣列在幾十TeV可以實現99.99%的宇宙線本底排除，有望首次在幾十TeV以上能區開展電子能譜測量，從而檢驗新物理現象或探測臨近的電子加速源。
最近10年，多家地面宇宙線實驗（如中日ASγ實驗、中意 ARGO-YBJ 實驗、MILAGRO 實驗和位於南極的 ICECUBE 實驗）測量到宇宙線的方向分佈存在約1/1000強度的大尺度各向異性，為研究銀河宇宙線傳播及其與銀河系磁場的相互作用提供了新的和重要信息。ASγ實驗在國際上率先觀測到了北天區 4~300 TeV 宇宙線各向異性的二維分佈，並利用300 TeV近乎消失的各向異性結果證明銀河宇宙線與星際間氣體物質和恆星共同圍繞銀河系中心旋轉，其結果2006年發表在《Science》，並被譽為宇宙線領域裡程碑式的成果。2015年ARGO-YBJ實驗也以高精度測量了1~30 TeV能區的宇宙線各向異性，結果顯示，各向異性度在4TeV以下隨能量增加而升高，在10 TeV以上又逐漸下降。近年來，IceCube 實驗和ASγ實驗分別測量了南北天區裡 PeV 能量範圍的各向異性，新研究顯示，各向異性的空間分佈在100 TeV處出現了顯著的變化。KM2A 有1km2的探測面積，而且有大量地下μ子探測器，可以區分不同成分宇宙線，因此未來 KM2A 可以測量幾十 TeV 以上不同成分宇宙線的各向異性分佈及其隨能量的變化關係，這將為理解宇宙線各向異性成因提供重要的線索。
WCDA陣列及性能。WCDA 陣列實驗可謂結合了羊八井 ARGOYBJ實驗和美國MILAGRO實驗的優點。得益於高海拔和全覆蓋，ARGO-YBJ實驗成功地把伽馬探測閾能降低到~300 GeV，而使用水切倫科夫技術的MILAGRO實驗則由於該技術既可探測簇射中的電磁粒子（原初宇宙線通過與大氣的級聯反應而產生的次級電子和伽馬射線），又可探測簇射中的μ子，從而可以有效區分伽馬簇射和宇宙線簇射事例。因此，建於高海拔的水切倫科夫實驗可同時具有低閾能和高伽馬射線探測靈敏度的優點。美國與墨西哥合作的 HAWC（high altitude water cherenkovexperiment）實驗便是率先實踐這樣一個結合的範例，2013年HAWC 在4100 m海拔成功建造了2.25萬 m2的實驗陣列，靈敏度比 ARGO-YBJ 和 MILAGRO 提高了約15倍並很快發現了 10 多個新的銀河系伽馬射線源。由於大視場、低閾能及高靈敏度的特點，WCDA可在TeV能區（即0.1~10 TeV）以很高的靈敏度實現北天區伽馬源的巡天觀測，除銀河伽馬射線源觀測外，WCDA也是發現和監測諸如伽馬射線暴（GRB）和活動星系核（AGN）這樣的河外時變源的重要實驗。這對於研究宇宙線的起源加速，多波段研究GRBs和AGNs的輻射機制，研究河外背景光和星系間磁場，研究星系演化等問題都具有重要意義。
WCDA 的探測面積為 7.8 萬m2（圖 7），深度為4.4 m，為施工的方便，分割成3個水池，共3120個單元（圖7）。每個單元為5 m×5 m的水域，兩個區域之間用隔光簾隔開，從而避免來自同一次級粒子尤其是μ子信號的串擾。3個水池共採用3120支大尺寸光電倍增管（其中900支8×2.54cm，2200支20×2.54cm），分別佈設於每個單元的中央，置於水底，向上觀測。另外還在水池中放置 3120 支小尺寸光電倍增管（其中 900 支 1×2.54cm，2200 支 3×2.54cm），小尺寸光電倍增管放置在大尺寸 PMT（Photomultiplier Tube）旁邊，用於擴大簇射粒子數測量動態範圍，從而實現高能區的伽馬宇宙線與宇宙線的高精度測量。結合後級的電子學、DAQ（data acquisition）、觸發判選、數據處理等功能系統，探測器可以達到 1.3%蟹狀星雲流強的最佳靈敏度（圖8），在TeV能量區間裡比羊八井的ARGO-YBJ實驗提高約30倍。
圖7 WCDA整體佈局效果與WCDA佈局示意
圖8 WCDA及CTA實驗對擴展源的靈敏度
WCDA的科學意義。高能粒子與星際物質或輻射場相互作用產生伽馬輻射，而這些高能粒子是從加速區逃逸出來的，因此許多甚高能伽馬射線源表現為擴展源。作為大視場的探測器，WCDA具有探測擴展源的優勢（圖8），當擴展角度超過約0.15°時，WCDA 的靈敏度高於下一代的成像切倫科夫望遠鏡實驗，有望探測到更多切倫科夫望遠鏡難以觀測的擴展源，為回答銀河宇宙線核子起源問題做出重要貢獻。此外，銀道面彌散伽馬輻射大部分來自宇宙線與星際物質及輻射場相互作用產生的輻射，而伽馬射線的觀測是對宇宙線的流強和能譜探測的最直接的探針。宇宙線強子與星際介質相互作用產生中性π介子，π介子衰變產生伽馬輻射；宇宙線電子通過逆康普頓散射產生高能伽馬輻射。通過銀河系彌散伽馬輻射與氫的體密度形態進行比較，可以得到分別來自這兩類伽馬輻射過程的貢獻或給出相應的限制。反過來，給定一個銀河系宇宙線分佈的模型，中性π介子的組成可以用來探測分子云及氫的體密度，因此可以測量銀河系不同天區CO與分子氫的比例。憑藉其優勢和特點，WCDA將有望在銀河系宇宙線的研究中取得重要進展。
伽馬射線暴是宇宙中最劇烈的恆星級高能爆發現象，在觀測上，伽馬暴表現為來自宇宙空間的伽馬射線流量短時標的突增，典型的伽馬暴持續時標為0.01~1000s，擁有非熱形態的拐折冪律譜，光變曲線複雜且具備快速變化的特點，有不規則的多脈衝形態。一次伽馬暴釋放的各向同性輻射能可以達到~1046J的量級，甚至更高，這一數字遠遠超過超新星等其他天體爆發現象。伽馬暴的高能輻射一般指的是幾十到上百 MeV 能段之上的部分。Fermi 伽馬射線空間望遠鏡2008年發射之後，陸續發現了近百個擁有高能輻射的伽馬暴。有幾個伽馬暴的能量在10 GeV以上，能量最高的伽馬暴GRB130427A達到94 GeV或126 GeV（經過紅移修正後），表明伽馬暴能產生甚高能的光子。但是我們仍然不知道能譜能延伸到什麼地方，或者說還不知道伽馬暴所產生的高能光子的能量最高能達到多高。而研究伽馬暴的高能輻射對於全面瞭解這種劇烈爆發現象來說至關重要，它可以為黑洞和緻密星相關物理、高能宇宙線和中微子的產生等問題提供線索，還能夠用於限制伽馬暴的洛倫茲因子、源區磁化度等關鍵參量。Fermi伽馬射線空間望遠鏡受限於其有效面積，伽馬射線的能量主要還是集中於低能段，高能輻射只佔總能量的一小部分。由於對伽馬暴的高能光子探測置信度不足，對於能譜等物理機制還不能得到確定的結論。而切倫科夫望遠鏡陣列（例如 IACTs）只能在晴朗無月夜的晚上工作，觀測時間只有10%左右，而且觀測視場窄小，只能定點觀測，即使出現伽馬暴警報，轉動其觀測裝置也需要一定的時間，因此對伽馬暴這種瞬時爆發現象的觀測也存在其不足之處。地面廣延大氣簇射陣列（例如LHAASO）具有寬視場（2個立體角）、全天候觀測的特點，對伽馬暴這種瞬時現象的觀測不受觀測時間和方向的限制，具有一定的優勢。
WFCTA望遠鏡陣列。LHAASO 實驗中的WFCTA有18臺廣角契倫科夫望遠鏡組成，每臺望遠鏡包含光學系統、硅光電倍增管（SiPM）陣列、電子學讀出系統、慢控制系統和檢測系統、標定系統及機械系統6大部分組成。單臺望遠鏡的各個組成部分都放置在1個海運集裝箱內，並把集裝箱放置在底盤上，使其便於移動並能夠在仰角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契倫科夫光或者激發大氣中的氮分子，其退激發而發出熒光。而WFCTA正是通過探測這些光子實現對宇宙線探測的。簇射中的契倫科夫光或者熒光被由多面反射鏡組成的光學系統收集並反射聚焦到SiPM陣列上，在SiPM陣列上形成契倫科夫光像或熒光像。被聚焦到SiPM上的光子通過電子學讀出系統讀出並被記錄到硬盤上。
每臺望遠鏡的光學系統有20面邊長為六邊形的球面子鏡及5塊相應的半子鏡拼接而成，總集光面積為5m2。每面反射鏡的曲率半徑為5.8m。為了降低視場內光學系統像差引起的光斑能量分佈的不一致性，通過光學優化，要求SiPM陣列至反射鏡中心的距離為2.87m。望遠鏡採用寬視場設計，其SiPM陣列共有1024個SiPM按照32×32的佈局排列。每個SiPM 對應的視場約為0.5°×0.5°，單臺望遠鏡的視場範圍為16°×16°。
WFCTA的科學目標。WFCTA的主要物理目標就是利用其在能量估計和成分區分方面的優勢並聯合 LHAASO 中的KM2A、WCDA 等，利用多參數精確地測量宇宙線各成分的能譜。實現對宇宙線1013~1018 eV近5個能量級範圍內能譜的測量，研究宇宙線3~4 PeV的“膝”區成分，研究 300~400 PeV 的第2個“膝”，為回答宇宙線能譜兩個“膝”的起源做出重要貢獻。在樣機實驗階段，WFCTA 樣機和 ARGO-YBJ實驗通過聯合觀測，利用多參數分析，測量了宇宙線輕成分（質子和氦核）的能譜，並在0.7 PeV的能量位置處發現了輕成分的拐折。但受到望遠鏡有效面積的限制，在 0.8 PeV 之上只有 94 個事例，因此對“膝”的位置及譜指數的測量仍存在著很大的誤差。LHAASO實驗的規模遠遠大於樣機實驗，並擁有多種類型的探測器，能夠更好地開展多參數分析。
由於WFCTA所測量到的契倫科夫像或熒光像包含了空氣簇射發展的縱向發展的信息，因此WFCTA不僅具有量能器的特徵，在能量估計上較少依賴於成分和模型，而且還有很好的成分區分能力。在LHAASO實驗中，WCDA和KM2A的μ子探測器陣列（MDA）的信息可進一步提高不同核子間的鑑別能力。為了增大 WCDA 的動態範圍，將在其中一個 WCDA 水池中增加安裝 1×2.54cm 的光電倍增管，其擁有4個量級的動態範圍，能夠對能量在100 GeV至10 PeV的宇宙線進行測量。
WFCTA 望 遠 鏡 所 測 量 到 的 總 光 子 數 Npe（Size），與能量相關；WFCTA望遠鏡所觀測到的像的形狀，與 EAS（Extensive Air Shower）發展到極大時的位置相關，包括像長短軸的比例Pc，像的質心到簇射到達方向的角距離Px；WCDA記錄到的芯區能量 PF，與 EAS 發展早期的強子信息相關；MDA記錄到的μ子成份Pμ，反應了EAS中強子的信息。挑選質子的純度可以達到90%，質子和氦核的挑選純度可以達到95%。按照WFCTA每年15%有效觀測時間計算，每年能夠觀測到的積分事例數如圖9所示。
圖9 四分之一陣列每年能夠觀測到的事例數
根據Horandel模型的預期，鐵核/重核的能譜上的“膝”將出現在10~100 PeV之間。（1）由於此能量段的宇宙線簇射發展到極大時對應的大氣厚度在450~650 g/cm2之間，因此在這個階段需要調整望遠鏡的指向，考慮到觀測地的大氣厚度為600 g/cm2，我們將望遠鏡主軸指向天頂角45°。（2）需要在望遠鏡的鏡筒前安裝濾光片。因為此階段EAS中契倫科夫光子的數目巨大，為了避免望遠鏡飽和，需要在鏡筒處增加濾光片，以減少進入到鏡筒的契倫科夫光子，同時提高望遠鏡的光學品質和降低夜空背景的噪音。（3）為了高效地實現和KM2A聯合觀測並能夠實現在有月亮的夜晚的觀測，計劃將望遠鏡分2部分擺放在KM2A陣列內。
在 KM2A 和 WFCTA 聯合觀測過程中，KM2A能夠對觀測到的事例進行精確的方向和芯位的重建，重建精度分別能夠達到0.3°和4m。除此之外，KM2A 還具有世界上規模最大的電磁粒子探測器和μ子探測器，能夠對簇射中電子的數目、μ子的數目，以及它們的橫向分佈做詳細測量。而這些都包含了宇宙線成分的信息。無論是電子的數目還是μ子的數目都嚴重依賴於宇宙線的原初能量，但是二者的比值能夠有效地降低對能量的依賴，雖然能量依賴依然存在。圖10展示了KM2A測到的簇射中電磁粒子數目和μ子數目的比值Pr與能量的關係。其中紅色代表質子，而藍色點代表鐵核。通過聯合觀測得到的信息，純鐵核的鑑別純度可以達到87%，而鐵鎂鋁硅合在一起的鑑別純度可以達到94%。
圖10 KM2A測量到的簇射中電磁粒子數目和μ子數目的比值與能量的關係
在以前的宇宙線實驗中如 AGASA（Akeno Giant Air Shower Array）、Fly'eye 、HiRes（High Resolution Fly's Eye）實驗等都在1017~1018 eV能量段內觀測到了宇宙線能譜的第2次拐折，但由於各個探測器之間缺乏相對的能量標定手段，使得所測量到的第2“膝”的位置各不相同。但是第2“膝”的測量包括其拐折位置，拐折前後譜指數、成分等，對宇宙線的銀河系內成份到銀河系外成分的過渡模型特別重要。
而LHAASO的物理目標之一就是要測量1017~1018 eV 之間的宇宙線能譜，並在對探測器進行絕對標定的基礎上確定第2“膝”的位置。在這個能量段宇宙線流強極低，因此為了增大探測器的有效面 ，LHAASO- WFCTA 要 將 望 遠 鏡 放 置 在 距 離LHAASO 中心陣列幾km的地方，並切換到熒光觀測模式。利用EAS中次級粒子激發大氣中氮分子，而氮分子退激發時所發射出的熒光而進行觀測。WFCTA 望遠鏡和中心陣列之間的關係如圖 11 所示。WFCTA望遠鏡和LHAASO中心陣列之間的距離約為5km。其中包含一個4×4的主陣列，和兩邊的輔助陣列。這樣可以實現對宇宙線熒光事例的立體觀測，提高對宇宙線的方向和芯位重建精度，以及對Xmax的測量精度。
圖11 LHAASO在熒光觀測模式下的陣列排布
在熒光觀測模式下，WFCTA可以觀測到簇射發展的極大位置Xmax，而 Xmax是包含成分信息的參量。除此之外，WFCTA 可以跟 KM2A 陣列聯合觀測。因此KM2A可以提供簇射中μ子的信息，以提高鑑別宇宙線成份的能力。
初步模擬顯示，在0.2EeV 以上 WFCTA 望遠鏡具有較平的有效面積，約為79km2sr，對應的事例率為每年2000個事例（圖12）。因此結合KM2A的聯合觀測，以及在低能階段對WFCTA望遠鏡的絕對能量定標，WFCTA能夠實現對宇宙線能譜上第2“膝”的探測。
圖12 利用不同相互作用模型得到的WFCTA在熒光觀測模式下得到的有效面積和年事例數
03、結論
LHAASO通過運用多種探測手段聯合觀測，並與平方公里的探測面積結合，使得LHAASO獲得了史無前例的伽瑪探測靈敏度，有望在不久的將來發現銀河宇宙線的加速源，併為高能天體輻射研究，為宇宙學和新物理學規律研究做出貢獻。此外，由於高海拔全覆蓋探測器的低閾能特點，LHAASO將實現與氣球和衛星等天基實驗在能區上的無縫對接，為回答宇宙線能譜的兩個“膝”的起源問題做出貢獻。
通過LHAASO這個平臺，中國的宇宙線事業將跨上一個新的臺階，為人類的科學事業做出新的重要貢獻，併為未來的發展奠定堅實的基礎。LHAASO之後，中國地面宇宙線事業的可能選項包括有100GeV能區高能伽瑪暴觀測、中微子天文、極高能宇宙線等方面。中國疆域遼闊，地形變化多樣，擁有實現這些計劃的先天地理優勢。更高海拔將使實驗獲得更低閾能，從而能夠有效研究更低能段的領域，非常有利於觀測100GeV 能區的伽瑪暴。目前LHAASO海拔4400m，是在青藏高原的邊緣地帶，而在青藏高原的縱深，海拔5000m甚至6000m的地方比比皆是，適合實驗場地的要求。較低海拔有助於觀測最高能量的宇宙線，不過由於越高能量宇宙線數量越少，因此這種探測陣列需要大面積的平坦地段，中國西北有多個可選區域。而要想觀測及其稀有的τ中微子，就必須找到相對高度高、跨度大的山體作為轉換體，比如新疆巴里坤山、天山。此外，地球的南北兩極宇宙線垂直截止剛度近為零，宇宙線幾乎不受地磁場影響而長驅直入，在極區監測帶電的太陽質子具有地理上的優勢。而極地冰川更是已經證明了的非常可靠的探測介質，非常適合進行中微子天文觀測。極地科考及其和平使用，對於一個國家來說也具有極為重要的戰略意義。
除地理條件外，新探測技術的研發對於未來計劃的實現至關重要。縱觀世界科學史，科學進步無不是由技術進步驅動的。常規探測技術雖然容易實現規模擴大，但是新技術的產生往往能夠促成實驗在性能、成本、規模乃至成果上的質的飛躍。可喜的是，目前中國已經開展了多種新技術的研究，例如大口徑廣角水透鏡切倫科夫望遠鏡、高能宇宙線熱中子探測器射電天線陣列、SiPM和微通道板型光電倍增管（MCP-PMT）高量子效率的光敏器件等。依託大科學裝置，投入少量的種子基金即可培育新技術，是中國科學院“一三五”戰略的實踐。新技術可謂“磨刀不誤砍柴工”，是科學實驗工作得以持續和長久發展的保障。
我們期待LHAASO項目的成功，期待LHAASO項目實施期間，新的技術得到發展，新的方案開始孕育，在LHAASO之後，中國宇宙線事業又能迎來另一輪的春天。（責任編輯 王志敏）
參考文獻（略）
文本作者：查敏，陳松戰，吳含榮，馬玲玲，馬欣華，胡紅波
作者簡介：查敏，中國科學院高能物理研究所，副研究員，研究方向為高能宇宙線；陳松戰（共同第一作者），中國科學院高能物理研究所，副研究員，研究方向為高能宇宙線；吳含榮（共同第一作者），中國科學院高能物理研究所，副研究員，研究方向為高能宇宙線；馬玲玲（共同第一作者），中國科學院高能物理研究所，副研究員，研究方向為高能宇宙線；馬欣華（共同第一作者），中國科學院高能物理研究所，研究員，研究方向為高能宇宙線；胡紅波（通信作者），中國科學院高能物理研究所，研究員，研究方向為高能宇宙線。
注：本文發表於《科技導報》2019年第21期，原標題為《追蹤宇宙“信使”衝擊世紀謎題——高海拔宇宙線觀測站簡介》，敬請關注。
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