ARGO－YBJ：豐富多彩的宇宙線觀測＊

曹 臻研究員，中國科學(xué)院高能物理研究所，北京100049＊國家自然科學(xué)基金項目（10120130794）

ARGO－YBJ：豐富多彩的宇宙線觀測＊

曹 臻
研究員，中國科學(xué)院高能物理研究所，北京100049
＊國家自然科學(xué)基金項目（10120130794）

宇宙線 行星際磁場 雷暴

經(jīng)過5年的穩(wěn)定運(yùn)行，ARGO－YBJ實驗積累了4 000多億個宇宙線事例樣本，利用這些寶貴的數(shù)據(jù)獲得了許多重要的科學(xué)研究成果。筆者將總結(jié)ARGO－YBJ對宇宙線研究領(lǐng)域的貢獻(xiàn)，包括宇宙線能譜、成分和各向異性等傳統(tǒng)宇宙線課題，還包括許多相關(guān)的觀測研究，如探索利用宇宙線監(jiān)測太陽的活動，預(yù)報由太陽巨大耀斑引發(fā)的地磁暴，探索雷暴與高能宇宙線在大氣中的級聯(lián)反應(yīng)之間的關(guān)聯(lián)等。隨著計劃中更靈敏的新一代LHAASO實驗的逐步實現(xiàn)，文中所介紹的所有研究都將得到顯著的提高，可能在其中某些研究方向產(chǎn)生突破。

1 引言

近年來，宇宙線觀測研究的許多重要的進(jìn)展，都伴隨著直接測量探測技術(shù)的突飛猛進(jìn)而來。衛(wèi)星上的探測器無論是測量精度還是探測靈敏度都有了很大的提高，量能器、電荷靈敏探測器甚至于大型磁譜儀的使用，使得宇宙線研究進(jìn)入了精確化時代。在南極上空實現(xiàn)的超長時間滯空超級探空氣球技術(shù)不但可以承載1 m2大小的量能器和各種電荷靈敏探測器，還具有了將曝光量增大到可有效測量100 TeV以下各種成分的宇宙線能譜的能力。其中最引人矚目的觀測結(jié)果是ATIC［1］，CREAM［2］和PAMELA［3］均發(fā)現(xiàn)各種成分的能譜統(tǒng)統(tǒng)都變“硬”，即隨能量升高，宇宙線事例減少的速率變慢，而且除了氦核譜以外似乎都在每核子200 GeV處發(fā)生相當(dāng)明顯的拐折，但更高能量的宇宙線測量還是需要在地面上通過廣延空氣簇射技術(shù)來實現(xiàn)。當(dāng)然，上述這些精確的新測量結(jié)果，給地面實驗中許多必需的重要參數(shù)確定了標(biāo)定參考值。這些參數(shù)包括各種成分的絕對流強(qiáng)、絕對能量標(biāo)度和各成分的比例隨能量的變化等。要把直接和間接兩種截然不同的測量精確地連接起來，一個閾能低于100 TeV的地面實驗就成為這種絕對標(biāo)定不可或缺的關(guān)鍵一環(huán)。這種實驗只能在高海拔處實現(xiàn)，通過安裝在同一站點的不同實驗裝置，利用對共同的宇宙線事例聯(lián)合觀測來實現(xiàn)這些標(biāo)度向更高的能量區(qū)域的傳遞。ARGO－YBJ實驗正是這樣一種實驗。

位于西藏羊八井海拔4 300 m處國際宇宙線觀測站的ARGO－YBJ實驗［4］，其站址的海拔高度僅次于玻利維亞的Chakataya宇宙線觀測站。由于擁有無間隙連續(xù)靈敏的地面粒子探測器，對宇宙線引起的空氣簇射事例做出了最完整的測量。ARGO－YBJ探測器具有地面粒子探測器陣列實驗中最低的閾能，能夠與空間直接測量實驗在同一能區(qū)展開對能譜的測量。更為重要的是，它還能夠獨(dú)立獲得與空間實驗類似精度的絕對能標(biāo)，實現(xiàn)交叉標(biāo)定。2006年6月開始，ARGO－YBJ就開始取數(shù)，平均有效觀測時間達(dá)到85%，總共收到了3 500億個事例。

2 宇宙線能譜測量

2.1 宇宙線能量測量標(biāo)度

利用廣延空氣簇射在地面上探測來自外太空的高能粒子，最大的困難之一是缺乏對探測器進(jìn)行標(biāo)定的手段。也就是說，當(dāng)人們在地面上測量到由于一顆高能粒子在空氣里產(chǎn)生的一群粒子時，怎樣去精確地推斷原初的那顆粒子的能量。在高能物理實驗中，通常用加速器產(chǎn)生的已知能量的粒子束流來照射探測器，并對此加以標(biāo)定。對于上萬平方米的ARGO－YBJ探測器而言，顯然不可能用一個加速器把已知能量的束流從天上射下來！廣泛采用的辦法是利用經(jīng)過檢驗的計算機(jī)模擬來建立測量得到的量，如總粒子數(shù)與原初能量之間的對應(yīng)關(guān)系。這就導(dǎo)致由模擬引入很大的系統(tǒng)誤差，特別是在遠(yuǎn)遠(yuǎn)高于人類能夠用加速器所產(chǎn)生的能量處，這種不確定性就會導(dǎo)致科學(xué)的謎團(tuán)。然而，在ARGO－YBJ的工作能區(qū)，大自然給我們創(chuàng)造了一束標(biāo)定束流。

宇宙線的一個重要的特征就是在0.1%的水平以上，他們是完全均勻地來自于外太空的所有方向的，稱之為各向同性。月亮在天上有大約1°的視覺直徑，遮擋住了本來可以射到探測器上的那些宇宙線，從而在我們的觀測中會看到月亮方向上宇宙線的數(shù)目明顯少于其他方向，而成為一個陰影。這少掉的一束，就是我們用來實驗的“粒子束”。絕大多數(shù)宇宙線粒子都是帶正電荷的原子核，在ARGO－YBJ的工作能區(qū)，主要是質(zhì)子和氦核。當(dāng)它們從月球附近射到我們的探測器時，南北向的地磁場要將它們向西折射，從而導(dǎo)致了整個月亮陰影也向西偏離了月亮的真實位置。天文學(xué)能夠告訴我們每時每刻月亮的精確位置，同時我們有大量的數(shù)據(jù)樣本，使得月亮陰影測量的統(tǒng)計顯著性達(dá)到了75倍標(biāo)準(zhǔn)偏差，其位置可以在0.05°的精度下測出。能量越低的粒子被偏轉(zhuǎn)得越厲害，就形成了月影位置偏移是宇宙線能量的一個連續(xù)函數(shù)，這個函數(shù)可以根據(jù)人們對地磁場的精確知識計算出來。在觀測中，我們就能確定一個簇射測量中確定出的能量與這個在地磁場中偏轉(zhuǎn)的粒子能量之間的對應(yīng)關(guān)系了。可見用月亮陰影所做的標(biāo)定有多么重要，而且還達(dá)到了13%的標(biāo)定精度。其中由于宇宙線成分的不確定性引起的不確定性達(dá)到7%，由于用于大氣簇射模型計算的強(qiáng)相互作用模型的不確定性所致的不確定性為6%，成為兩項最大的不確定因素［5］。后一項有望在LHCf實驗的結(jié)果基礎(chǔ)上顯著縮小，而前一項也可以利用最新的宇宙線成分直接測量結(jié)果，大幅度減小這一系統(tǒng)誤差。這是地面粒子探測器在確定簇射測量的能標(biāo)方面所達(dá)到過的最佳實驗結(jié)果，這些測量與工作在同一能區(qū)的氣球?qū)嶒灥慕Y(jié)果交叉標(biāo)定，從而更加準(zhǔn)確地確定30 TeV／Z以下的能標(biāo)，精度好于10%，這里Z是核的電荷數(shù)。

2.2 100 TeV以下宇宙線能譜與空間直接測量的對接

擁有94%空間覆蓋率的ARGO－YBJ具有能夠捕捉幾乎所有簇射次級粒子的能力，在海拔4 300 m的高處可以將能量低到1 TeV的宇宙線簇射事例收集下來。實驗中，通過設(shè)置至少20個探測單元被擊中的觸發(fā)條件來實現(xiàn)，這將導(dǎo)致在閾能附近（比如100 TeV以下）存在一個傾向于輕質(zhì)量宇宙線成份的觸發(fā)偏見，也就是說，即使原初的宇宙線中有很多重的核（比如鐵核），他們并不觸發(fā)ARGO－YBJ探測器，而氫、氦等輕核引起的簇射則比較容易被記錄下來。利用這一特征，并充分相信現(xiàn)代計算機(jī)模擬技術(shù)對如此低能量的空氣簇射的描述已經(jīng)不存在顯著的不確定性，同時也相信像ARGOYBJ這樣結(jié)構(gòu)足夠簡單的探測器（甚至只有數(shù)字化的電子學(xué)記錄系統(tǒng)）的閾效應(yīng)也能夠被精確地模擬出來，ARGO－YBJ可以被認(rèn)為是一個純粹輕核的探測器，而碳以上較重的核的貢獻(xiàn)不會明顯超過2%?；谶@樣一個模擬系統(tǒng)，一種采用Bayes變換的解譜方法已經(jīng)建立起來并用于ARGO－YBJ數(shù)據(jù)的分析，解出的輕成分能譜如圖1中的上圖所示。CREAM和其他低能區(qū)的實驗結(jié)果也畫在同一張圖上。可以看到，ARGO－YBJ的測量結(jié)果與CREAM的工作能區(qū)基本重合，在50 TeV以下兩個測量都具有相當(dāng)好的統(tǒng)計性，在誤差范圍內(nèi)雙方符合得很好［6］。這一結(jié)果與兩個實驗之間普普通通的對比非同日而語，這是地基實驗與天基實驗的對接，唯有ARGOYBJ這樣的高海拔探測器才具備這一“橋梁”功能。另外一項重要的意義在于，ARGO－YBJ所獨(dú)具的月亮陰影測量靈敏度使其能夠獨(dú)立獲得準(zhǔn)確度達(dá)13%的絕對能標(biāo)。前面已經(jīng)提到其中的7%還來自于對宇宙線成分的不確定性，但CREAM等的測量，已經(jīng)以相當(dāng)高的精度確定了成分，也就是說實際的系統(tǒng)誤差還要更小。

在能量高于100 TeV的區(qū)域，ARGO－YBJ探測器已經(jīng)遠(yuǎn)離觸發(fā)閾；因此能譜的測量可以在所謂“最小偏差樣本”上進(jìn)行，即ARGO－YBJ能幾乎全效率地探測所有種類的核所引發(fā)的簇射，如圖1中的中圖所示，無論是空氣簇射本身還是探測器效率的模擬之不確定性的影響都降至最低。多參數(shù)測量方法可能提供逐事例的成分確定方案，從而將不同成分的事例區(qū)分出來并用各自的能量測量方案來重建。除了ARGO－YBJ探測器的粒子數(shù)模擬測量是一個必不可少的硬件擴(kuò)展以外，兩臺寬視場的Cherenkov望遠(yuǎn)鏡也必須加入這項聯(lián)合觀測，以求最高的能量分辨率和最小的系統(tǒng)誤差。

2.3 宇宙線成分的多參數(shù)分析

ARGO－YBJ的全覆蓋特性使之成為全球唯一能夠精確測量簇射中心粒子分布的大型探測器。簇射芯區(qū)次級粒子的橫向分布的陡峭程度，反映了簇射極大距離觀測面的遠(yuǎn)近。重的核在大氣頂部迅速碎裂，使得每一個由單個能量較低的核子引起的簇射發(fā)展較淺，從而整個組合的簇射在遠(yuǎn)離觀測面的高空就達(dá)到了簇射的極大，其芯區(qū)的粒子分布就比較平緩，單個能量較高的原初核子引起的貫穿得更深的簇射則更陡峭。這個可觀測量敏感于宇宙線的原初成分，而實驗上可以簡單地用距芯5 m以內(nèi)的粒子所占的份額來描述。另一個類似的變量是簇射的次級粒子前鋒面的曲率，簇射極大距離觀測面越近，偏離平面的程度就越大。2008年以來，安裝在ARGO－YBJ附近的兩臺寬視場的Cherenkov望遠(yuǎn)鏡投入聯(lián)合觀測［7］。與ARGO－YBJ探測器中心的距離決定了符合的事例大致高于20 TeV。Cherenkov望遠(yuǎn)鏡的優(yōu)勢首先在于它們記錄的信號中包含了所有簇射從大氣頂端開始發(fā)展時產(chǎn)生的光子和直到簇射降到地面時所產(chǎn)生的光子，類似于一個量能器，這種測量可以將簇射的能量分辨率提高到20%左右；而且由于成分等不確定因素造成的系統(tǒng)誤差也不大，這就使得在成分確定之前，就能大致做出圖1的中圖所示的分布，由此，我們可以準(zhǔn)確確定“無偏測量”的數(shù)據(jù)樣本。望遠(yuǎn)鏡的另一個優(yōu)勢是記錄了簇射的整個Cherenkov像，其形狀敏感于原初宇宙線的種類。Hillas參數(shù)，定義為以光子密度為權(quán)來計算的像的平均角長度和平均角寬度。該參數(shù)很好地刻畫了像的形狀，而約化的長寬比對成分最為敏感。在用簇射芯區(qū)粒子份額與Cherenkov像的長寬比構(gòu)成的二維參數(shù)空間上，各種成分的分離程度顯示在圖1的下圖里?？梢钥闯?，雖然氫核與氦核的區(qū)分仍然十分困難，但只需采用一個簡單的判選，就可實現(xiàn)將氫、氦兩種成分的組合從150TeV以上的觀測樣本中分出來，純度達(dá)到99%的同時維持80%的探測效率。再用Cherenkov光總量確定出簇射總能量，系統(tǒng)誤差將小于1.5%，能量分辨為20%。

圖1 上：ARGO－YBJ在200 TeV以下能區(qū)測得的宇宙線輕成分能譜，圖中還畫出了CREAM以及其他低能區(qū)的輕成分譜測量結(jié)果。中：ARGO－YBJ與寬視場Cherenkov望遠(yuǎn)鏡聯(lián)合觀測的觸發(fā)事例能量分布，150 TeV以下對成分存在明顯的觸發(fā)傾向，而此能量以上為“無偏測量樣本”。下：簇射芯區(qū)5米內(nèi)粒子份額與Cherenkov像的長寬比夠成的二維參數(shù)空間，各成分之間的區(qū)分清晰可見

3 宇宙線到達(dá)方向的大尺度各向異性

宇宙線并不是完全各向同性地從外空間來到地球，許多實驗都已經(jīng)測量到這一大約0.1%的各向異性度。大型的高靈敏度實驗 ARGO－YBJ在北天區(qū)［8］和IceCube在南天區(qū)的測量首次給出了幾乎完整的各向異性全天空分布圖，這是一個重要的里程碑，有助于正確地解釋這一各向異性分布的起源。南北兩半的測量在它們相接的區(qū)域都受到了各自探測器視場邊緣效應(yīng)的影響，從而產(chǎn)生了各向異性空間分布的并非毫無偏見的觀測（圖2上圖）。在4 TeV附近的能區(qū)內(nèi)，ARGO－YBJ測出的大尺度宇宙線各項異性分布顯示了清晰的增強(qiáng)（較紅）和減弱（較藍(lán)）的兩個方向。如果僅用這張?zhí)靾D作分析，也許會得出在北天區(qū)存在一個相對孤立而完整的增強(qiáng) 減弱雙極圖案，而全天空的整體分布看就發(fā)現(xiàn)，事實上南天的測量基本上吻合了北天測到的分布形狀。巨大的統(tǒng)計量，提供了更為寬廣的研究空間，為開展更加細(xì)致的分析創(chuàng)造了條件。由于探測閾能很低，ARGOYBJ實驗提供了較寬廣的能量覆蓋范圍從500 GeV到24 TeV。如圖2下圖所示，加上ASγ實驗在50 TeV左右的觀測結(jié)果［9］以及IceCube在更高能量（300 TeV）［10］的測量結(jié)果，給出了各項異性分布強(qiáng)度隨能量變化的依賴關(guān)系，似乎滿足一個分段的冪律，而最強(qiáng)的各向異性出現(xiàn)在7 TeV左右。迄今尚未對此各向異性的成因以及其和能量的關(guān)系做出很好的解釋。曾有人通過在較低能量段上的測量，試圖把發(fā)生在銀河系中心相反一側(cè)宇宙線的增強(qiáng)效應(yīng)歸因于太陽磁場被恒星風(fēng)吹出“磁尾”的效應(yīng)，即在此方向上太陽磁場的強(qiáng)度相對較弱，從而形成了對銀河宇宙線相對較弱的屏蔽［11－12］。然而，隨著測量精度的大幅提高，能夠精確地確定宇宙線各向異性分布超出的重心位置，結(jié)果顯示其并不與太陽系的整體運(yùn)動方向完全相反，特別是在越來越高的能量上（如300 TeV）測量到這種超出，顯然超過了約100 AU處的太陽磁場所能折射的粒子能量。從全天空的分布情況，更容易使人聯(lián)想到來自于河外的宇宙線貢獻(xiàn)，而趨向于低銀緯的分布特征，正好反映了相對集中于銀盤的銀河磁場的引導(dǎo)作用，使得超出的方向在銀盤的下方略微偏向正銀經(jīng)的一側(cè)，在銀河系邊緣的銀河磁場屏蔽作用的剛度效應(yīng)，也許可以解釋隨能量的變化，更低能量的粒子被屏蔽得更加干凈。但在另一方面，出現(xiàn)在銀心上方約20°同樣略微偏向正銀經(jīng)方向的宇宙線的缺失，的確是非常難于理解的一種現(xiàn)象！

圖2 上：ARGO－YBJ測出的4 TeV左右宇宙線相對強(qiáng)度的天圖。下：宇宙線各向異性隨赤經(jīng)的變化幅度隨能量的依賴關(guān)系，這里用到了全球各個實驗的觀測數(shù)據(jù)，ARGOYBJ的測量結(jié)果用實心的方塊表示。

由于其很高的靈敏度，ARGO－YBJ可以在月的時間尺度上對宇宙線的各向異性做出較為精確的測量，從而能夠用來監(jiān)測剛剛進(jìn)入的第24太陽活動周期里各向異性隨太陽活動的變化。在此之前，2008和2009年的觀測顯示，各向異性的分布隨時間呈現(xiàn)出相當(dāng)好的穩(wěn)定性，而這種穩(wěn)定性似乎正在隨著太陽的活動而減弱。隨太陽活動的加劇，進(jìn)一步的分析和觀測在未來幾年內(nèi)將變得非常重要。

4 宇宙線相關(guān)的物理研究

作為一個多功能宇宙線探測實驗裝置，ARGO－YBJ探測器并不僅用于傳統(tǒng)的宇宙線物理和伽瑪天文觀測研究，許多利用銀河宇宙線來研究高能粒子源、高能探針的實驗也在此宇宙線實驗室開展，如測量質(zhì)子與核的強(qiáng)相互作用截面、宇宙中反物質(zhì)的濃度以及探測行星際磁場的分布和擾動，甚至于可以研究大氣中雷電與宇宙線在空氣中引起的簇射之間互為因果的復(fù)雜關(guān)聯(lián)等。

4.1 質(zhì)子與空氣核之間的強(qiáng)相互作用截面測量

質(zhì)子與原子核的相互作用截面，包括質(zhì)子 質(zhì)子的截面，是粒子物理的一個重要的基本參數(shù)，通常是用人工加速器產(chǎn)生的粒子束流在對撞實驗中進(jìn)行測量，因此，這個參數(shù)只能在為數(shù)不多的幾個能量點上測量。例如，在高能區(qū)，目前僅在質(zhì)心系總能量s＝900 GeV的歐洲核子研究中心之SPS和s＝1.8 TeV的美國費(fèi)米實驗室之TEVATRON上分別完成，不遠(yuǎn)的未來將在s＝14 TeV的LHC再次完成重要的質(zhì)子 質(zhì)子截面測量。在這幾個固定的能量之間，就沒有實際測量的結(jié)果，通常用一個連續(xù)光滑的模型曲線來描述。ARGOYBJ實驗在地面上記錄穿過不同厚度的大氣之后的宇宙線強(qiáng)度，可以了解空氣對宇宙線粒子的吸收程度，而這一吸收引起的強(qiáng)度變化就正比于相互作用的截面。而且，由于宇宙線連續(xù)地分布在各種能量上，用此法測量的相互作用截面，能夠填滿加速器實驗之間的間隙，加強(qiáng)對各種截面隨能量增長之理論模型的限制。我們的測量已經(jīng)覆蓋了能量低于s＝1.8 TeV的區(qū)域［13］，測量結(jié)果支持一個較為緩慢上升的模型。

4.2 宇宙中反質(zhì)子與質(zhì)子的強(qiáng)度比測量

前面已經(jīng)討論過，地球的地磁場（GMF）對銀河宇宙線會產(chǎn)生可以預(yù)見的折射作用，即它們穿過這個非常穩(wěn)定的地磁場之后被ARGO－YBJ探測器測到的方向是不同于其原初飛來的方向，月亮遮擋宇宙線形成的陰影向西偏離月亮的位置，就是這個原因造成的。前面已經(jīng)討論過用這種特性對ARGO－YBJ能量測量進(jìn)行了標(biāo)定。如果我們準(zhǔn)確測出宇宙線粒子的能量，并且對宇宙線的成分有相當(dāng)清晰的認(rèn)識，即探測到的事例中98%都是氫核和氦核，我們就可以精確地重現(xiàn)折射效應(yīng)所產(chǎn)生月影位移。如果宇宙線中還存在反質(zhì)子和反氦，同樣的折射效應(yīng)就應(yīng)該在偏東的對稱位置上產(chǎn)生相應(yīng)的第二個陰影。事實上，我們并沒有觀測到這第二陰影，表明宇宙中不存在ARGO－YBJ的觀測能力所能夠探測得到的那么多反物質(zhì)，也就是說，ARGO－YBJ實驗可以對反質(zhì)子和反氦的流強(qiáng)設(shè)定一個上限。利用2010年以前的數(shù)據(jù)，月亮的陰影測量的顯著性已經(jīng)達(dá)到了55倍S.D.，由此設(shè)定的上限約為5%［14］，這在高于1 TeV的高能區(qū)，是目前實驗上給出的最低上限。雖然這個結(jié)果還不能確切地排除目前存在的關(guān)于反物質(zhì)流強(qiáng)的模型，但在低能區(qū)，探測靈敏度更高的空間宇宙線探測器，如PAMELA已經(jīng)排除了這些模型預(yù)言的反物質(zhì)流強(qiáng)。

4.3 宇宙線空氣簇射與雷暴的關(guān)聯(lián)研究

長期以來人們一直在致力于研究雷暴和雷電等局部大量電荷堆積和劇烈放電過程和宇宙線空氣簇射現(xiàn)象之間的關(guān)系，世界各地不同地區(qū)為數(shù)不多的一些廣延空氣簇射觀測裝置也開展了大氣電場和雷電測量與簇射陣列聯(lián)合的觀測研究，取得了一些定性的結(jié)果，不同實驗的結(jié)果之間還存在一些不一致的情況。ARGOYBJ實驗廳地處4 300 m的河谷地帶，夏天多雷暴雨，持續(xù)時間約幾十分鐘到幾小時不等，積雨云來去迅速，很適合于開展這方面的研究，云層底部的高度距離地面在1～2 km之內(nèi)，空間電場測量很準(zhǔn)確，目前已經(jīng)在ARGO－YBJ探測器附近200 m的范圍內(nèi)安裝了3個探測點。ARGO－YBJ本身具有記錄單個粒子擊中探測器的計數(shù)率以及兩個、三個和四個粒子的符合計數(shù)率的功能，整個探測器的簇射事例觸發(fā)條件是20重符合，適合于研究大氣電場和雷暴對不同大小的簇射的影響。初步的觀測研究表明，雷暴的發(fā)生對大氣中宇宙線簇射的發(fā)展產(chǎn)生了復(fù)雜的影響，存在多種時間尺度上粒子計數(shù)率的變化，不但會增強(qiáng)空氣中的高能帶電粒子濃度，也會減少到達(dá)地面的粒子數(shù)目，從而導(dǎo)致地面陣列符合計數(shù)率的下降。圖3顯示了一個雷暴事件的完整記錄。自上而下，第1幅圖顯示了在4：00左右開始出現(xiàn)的大氣電場的擾動，持續(xù)近1.5 h，擾動的幅度達(dá)到穩(wěn)定期內(nèi)正常波動的幾十倍，非常顯著；伴隨著電場的擾動，我們在第2幅圖里看到ARGO－YBJ記錄到的單粒子計數(shù)率首先幾乎與電場同步迅速增高，然后也隨著電場迅速回落，這一過程持續(xù)了12 min左右，但電場仍然繼續(xù)回落，單粒子計數(shù)率卻進(jìn)入一個更長時間尺度的變化過程，保持一個明顯高于平均漲落水平的高計數(shù)率并緩慢回落至平均水平，持續(xù)時間達(dá)到2～3 h；在第3幅圖里，看到2粒子符合計數(shù)率的演化特征幾乎與單粒子相同但變化的幅度明顯小于單粒子計數(shù)率，按變化量的百分比計只到一半左右；在接下來的3幅圖里分別顯示了3粒子、4粒子和20粒子的符合計數(shù)率，在短時標(biāo)上，出現(xiàn)了令人吃驚的反相的同步快速變化，即隨低多重數(shù)計數(shù)率的上升高多重數(shù)計數(shù)率迅速下降并快速回升，與電場變化的同步性很好。3粒子符合似乎介于消和漲的中和位置附近，不同事例中可能出現(xiàn)計數(shù)率減少或增長的情況，但更高符合度的計數(shù)率則總是降低。更加定量的分析研究和更深入的現(xiàn)象學(xué)和統(tǒng)計學(xué)研究還在進(jìn)行。

圖3 ARGO－YBJ測量到的宇宙線事例計數(shù)率與一次雷暴過程中空間電場之間完整的關(guān)聯(lián)關(guān)系，低多重數(shù)符合計數(shù)率隨電場上升和高多重數(shù)符合計數(shù)率隨電場下降的現(xiàn)象具有普遍性。

4.4 行星際磁場測量以及可能的空間天氣監(jiān)測

與GMF相反，太陽的磁場隨太陽自身的活動經(jīng)常發(fā)生變化，一旦形成開放的場線，就被太陽風(fēng)帶到行星際空間形成行星際磁場（IMF），它自然也隨太陽的活動一起變化。由于太陽具有與月亮類似的視覺直徑，它應(yīng)該對銀河宇宙線產(chǎn)生類似于月亮陰影的遮擋效應(yīng)，我們叫太陽陰影。顯然，無論是陰影的深淺程度還是陰影的位置都隨太陽的活動而變化。其位置不但像月亮陰影一樣要受到GMF向西的折射，還要受IMF的折射，而發(fā)生復(fù)雜的運(yùn)動。通過監(jiān)測這種位置的變化，我們發(fā)現(xiàn)在不受地磁場影響的南北方向，太陽陰影的位置隨著太陽的自轉(zhuǎn)，做27.3 d的Carrington周期性運(yùn)動，而且這一周期運(yùn)動有時還會從一種通常的雙周期模式突然轉(zhuǎn)換成單周期模式，如在2007年7月發(fā)生的那樣，幾個月之后又逐漸回復(fù)到雙周期模式，由此可以了解到IMF在黃道面上的分布從通常的四扇區(qū)交替分布結(jié)構(gòu)會突然變成了兩扇區(qū)結(jié)構(gòu)［15］。用非常簡單的IMF模型假設(shè)，就可以根據(jù)ARGO－YBJ測出的太陽陰影位置，推算出IMF在第一Lagrange點（L1）的強(qiáng)度隨太陽經(jīng)度的變化，與實際上位于L1點的空間探測器測得的IMF強(qiáng)度相比較，兩者基本上吻合［15］，如圖4所示。

圖4 上：日影中心位置隨太陽經(jīng)度在南北向的周期性漂移，實心方塊代表ARGO－YBJ測量結(jié)果，實線是用二階諧函數(shù)的擬合，空心方塊表示模擬的結(jié)果。下：由此推出L1點上IMF的垂直分量強(qiáng)度隨太陽經(jīng)度的變化（線）。實心點表示位于L1點的探測器直接測量的IMF總強(qiáng)度。

我們還發(fā)現(xiàn)一個更有趣的事實，即L1點處IMF磁場周期性分布與ARGO－YBJ測到的太陽陰影位置的周期性分布存在一個21°的位相差。如果按太陽風(fēng)的正常速度（約400 km／s）計算，這相當(dāng)于太陽表面吹出來的磁場大約比用光速傳來的太陽陰影位置信息存在1.6 d的延遲，這與用上述IMF模型所做的計算得出的結(jié)論符合，即太陽陰影的位置移動主要是宇宙線粒子在從太陽到地球的后一半路程上所受到的折射之影響。這一現(xiàn)象的發(fā)現(xiàn)提供了一種監(jiān)測IMF快速變化的方法，可以用于監(jiān)視太陽大型日冕物質(zhì)拋射（CME），并由此預(yù)報強(qiáng)烈地磁暴，條件是擁有足夠靈敏的探測器能在小于一天或者半天的時間尺度上測量太陽陰影的位置精度達(dá)到0.1°。雖然ARGO－YBJ實驗證實了這種預(yù)報方法原理上可行，但其探測靈敏度不足以實現(xiàn)這項預(yù)報，事實上在研究過程中我們用了在同一太陽經(jīng)度方向20多天的數(shù)據(jù)進(jìn)行折疊才達(dá)到太陽陰影位置測量所需精度；但在不遠(yuǎn)的將來，這項預(yù)報手段就有可能實現(xiàn)。下面要介紹的LHAASO探測器將具有所需的靈敏度，在半天的時間內(nèi)測出太陽陰影的位置！

5 未來發(fā)展：LHAASO實驗

LHAASO將是一個一平方公里的綜合性宇宙線空氣簇射觀測陣列［16］，其主要科學(xué)目標(biāo)是精確測量伽瑪射線源的能譜、監(jiān)測它們的耀發(fā)現(xiàn)象并大量發(fā)現(xiàn)新源。為了逐事例從宇宙線背景上區(qū)分出伽瑪射線事例，記錄了每個簇射事例的μ子含量，這也是區(qū)分不同宇宙線成分的重要參數(shù)。為了進(jìn)一步強(qiáng)化宇宙線成分的鑒別能力，提高宇宙線能量測量的精確度，還計劃建設(shè)具有測量宇宙線空氣簇射縱向發(fā)展能力的24臺寬視場大氣Cherenkov望遠(yuǎn)鏡和覆蓋5 000 m2的簇射芯探測器陣列，成為宇宙線研究方面功能最為強(qiáng)大的復(fù)合探測裝置。單成分的宇宙線能譜的測量將覆蓋整個“過渡區(qū)”，其中有第一和第二個“膝”，對宇宙線的起源從河內(nèi)向河外起源的轉(zhuǎn)換過程做出完整一致的精確測量。一個更重要的亮點在于，位于被這個實驗覆蓋的6個量級的能量范圍的低能端，已經(jīng)與空間直接測量實驗對接，而由此鎖定了能量和成分的絕對參考點，使得LHAASO成為不可替代的天基、地基之間的重要橋梁。同時，如上一節(jié)里提到的，LHAASO還將成為第一臺用銀河宇宙線對太陽系進(jìn)行“透視”的空間天氣預(yù)報裝置，從太陽的巨大耀斑爆發(fā)到因此產(chǎn)生的CME擴(kuò)散到地球并引起地磁暴的全過程進(jìn)行全程監(jiān)視，及時提供準(zhǔn)確的空間天氣信息。

6 總結(jié)

ARGO－YBJ已經(jīng)穩(wěn)定運(yùn)行5年，不僅作為一個重要的伽瑪射線天文學(xué)的實驗裝置，取得了許多重要的科研成果，還作為一個多功能宇宙線研究裝置，開展了豐富多彩的觀測研究，包括在與天基探測器同一能區(qū)內(nèi)對宇宙線能譜的精確測量和將宇宙線能標(biāo)確定在13%以內(nèi)，實現(xiàn)與空間直接測量的對接，宇宙線到達(dá)方向各向異性度的高精度測量，以及其能量依賴關(guān)系等等。許多超乎預(yù)期的實驗結(jié)果使得ARGO－YBJ實驗更加出眾，比如利用太陽陰影的跑動對行星際磁場（IMF）的測量，并由此發(fā)現(xiàn)的空間天氣預(yù)報的潛在方法。其現(xiàn)實意義在于，為了實現(xiàn)這種預(yù)報所需的很高的探測靈敏度并非遙不可及，計劃在十二五期間新建的LHAASO一平方公里大型宇宙線觀測設(shè)施，就可以滿足空間天氣預(yù)報對靈敏度的需求。目前LHAASO的預(yù)先研究正順利地向前推進(jìn)。

致謝：這項研究得到了中國科學(xué)技術(shù)部中國科學(xué)院粒子天體重點實驗室和意大利核物理研究院（INFN）的大力支持。

（2012年3月12日收到）

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（編輯：溫文）

ARGO－YBJ：Fruitful Cosmic Ray Observations

CAO Zhen
Professor，Institute of High Energy Physics，Chinese Academy of Sciences，Beijing 100049，China

Being smoothly operated for 5 years，the ARGO－YBJ experiment collected 0.4 trillion cosmic ray event samples.Many scientific goals have been achieved based on the very important data base.Here in this article，we summarize all major contributions to cosmic ray related researches，including conventional measurements such as cosmic ray energy spectrum，composition and anisotropy.The researches also cover many non－traditional topics such as the monitoring of solar activity using Galactic cosmic rays，forecasting large geomagnetic storms induced by huge flares of the sun，exploring the correlation between thunderstorms and extensives air shower of cosmic rays and so forth.With the progresses of the future experiment LHAASO，all researches reported in this paper will be greatly enhanced using the most sensitive new generation apparatus.Breakthrough may be expected in some of the topics.

cosmic ray，interplanetary magnetic field，thunderstorm

10.3969／j.issn.0253－9608.2012.05.006