宇宙線直接探測(cè)進(jìn)展概述

彭曉艷，袁 強(qiáng)

(中國(guó)科學(xué)院紫金山天文臺(tái)，暗物質(zhì)與空間天文重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，南京210008)

1 簡(jiǎn)要?dú)v史

宇宙線是來(lái)自宇宙空間的高能粒子，一般指帶電粒子，包括各種原子核、正負(fù)電子、反質(zhì)子等。能量足夠高的γ 光子和中微子具有顯著的粒子效應(yīng)，而且往往在大氣或探測(cè)器中發(fā)展出級(jí)聯(lián)簇射，與普通宇宙線粒子并無(wú)明顯差別，因此它們通常也被廣義地稱為宇宙線。

宇宙線的發(fā)現(xiàn)源自20世紀(jì)初對(duì)空氣電導(dǎo)性的研究。最初人們普遍認(rèn)為空氣的電導(dǎo)性產(chǎn)生于巖石放射性。然而自Pacini 等人[1]進(jìn)行一系列實(shí)驗(yàn)(海平面及海水中、鐵塔上、高空氣球)后，人們逐漸清楚地認(rèn)識(shí)到，導(dǎo)致空氣電離的源并非來(lái)自地球。1912年Hess[2]首次發(fā)現(xiàn)隨著海拔升高空氣電離度顯著增加，該觀測(cè)結(jié)果成功地證明導(dǎo)致空氣電離的輻射來(lái)自于外太空，Hess 因此獲得1936年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。后來(lái)Millikan 將這種地外輻射稱為宇宙線。

宇宙線對(duì)粒子物理早期發(fā)展起著引領(lǐng)作用。在大型人造加速器技術(shù)成熟以前，宇宙線幾乎是研究高能粒子物理的唯一工具。人們從宇宙線中發(fā)現(xiàn)了一批新的粒子，主要包括：

(1)1932年Anderson[3]發(fā)現(xiàn)正電子(1936年諾貝爾獎(jiǎng))；

(2)1936年Anderson 和Neddermeyer[4]發(fā)現(xiàn)μ輕子；

(3)1947年Rochester 和Butler[5]發(fā)現(xiàn)K 介子；

(4)1947年Lattes 等人[6]發(fā)現(xiàn)π 介子(1950年諾貝爾獎(jiǎng)；理論物理學(xué)家湯川秀樹(shù)因?yàn)樘岢龊肆Φ慕樽永碚摱@得1949年諾貝爾獎(jiǎng))；

(5)1949年Chang[7]發(fā)現(xiàn)μ原子；

(6)1950年Hopper 和Biswas[8]發(fā)現(xiàn)Λ 重子。

到20世紀(jì)50年代后，粒子加速器逐漸取代了宇宙線，在粒子物理研究中起著越來(lái)越重要的作用。宇宙線的研究重心則逐漸轉(zhuǎn)移到相關(guān)的天體物理和宇宙學(xué)問(wèn)題上了。

1934年Rossi[9]發(fā)現(xiàn)擺放在不同位置的儀器往往會(huì)同時(shí)記錄下宇宙線事例，表明它們來(lái)自于同一原初事件。隨后Auger[10]獨(dú)立發(fā)現(xiàn)了該現(xiàn)象，這被稱作宇宙線的空氣簇射，由原初粒子跟空氣原子核發(fā)生相互作用產(chǎn)生的大量次級(jí)粒子形成。1937年，Bhabha 和Heitler[11]提出宇宙線的空氣簇射理論，該理論至今仍然是地面觀測(cè)宇宙線的基礎(chǔ)。

由于受到地球大氣的阻擋，原初宇宙線粒子一般需要使用空間或者高空粒子探測(cè)器進(jìn)行觀測(cè)。受技術(shù)手段和實(shí)驗(yàn)成本的限制，空間探測(cè)器規(guī)模通常難以做大；宇宙線粒子能譜為冪律譜(見(jiàn)圖1)，低能粒子多而高能粒子少，因此空間直接探測(cè)的對(duì)象只能是能量較低的粒子( 100 TeV)。高能粒子無(wú)法在空間進(jìn)行直接觀測(cè)。幸運(yùn)的是，它們?cè)诘厍虼髿庵锌梢砸l(fā)級(jí)聯(lián)簇射，利用地面探測(cè)簇射次級(jí)粒子可以間接探測(cè)它們。地面實(shí)驗(yàn)規(guī)?？梢宰龅煤艽?，因此可以將觀測(cè)延伸到很高的能段(1020eV 以上)。圖1 匯總了宇宙線主要成分的觀測(cè)能譜[12?30]。其中100 TeV 以下的粒子由空間探測(cè)器直接探測(cè)，人們能很好地分辨粒子種類；高能段成分測(cè)量比較困難，給出的是全粒子能譜。下面將重點(diǎn)介紹直接探測(cè)方面的主要進(jìn)展。

圖1 宇宙線主要成分能譜觀測(cè)匯總[12?30]

2 代表性實(shí)驗(yàn)

2.1 氣球?qū)嶒?yàn)

從20世紀(jì)50年代起，人們就開(kāi)始通過(guò)高空氣球?qū)嶒?yàn)對(duì)原初宇宙線粒子進(jìn)行觀測(cè)[31]。受技術(shù)條件限制，長(zhǎng)期以來(lái)氣球?qū)嶒?yàn)規(guī)模難以做大，所做的觀測(cè)也主要針對(duì)低能宇宙線粒子。然而，由于成本比空間衛(wèi)星低很多，即便是到今天，氣球?qū)嶒?yàn)在宇宙線直接觀測(cè)中仍然發(fā)揮著重要的作用。近期主要的氣球?qū)嶒?yàn)包括CREAM (cosmic ray energetics and mass), ATIC(advanced thin ionization calorimeter), TRACER(transition radiation array for cosmic energetic radiation)等。通過(guò)直接測(cè)量獲得的宇宙線最高能量(約1 PeV)來(lái)自氣球?qū)嶒?yàn)RUNJOB[32]。能量在太電子伏至拍電子伏之間宇宙線能譜測(cè)量的結(jié)果比較準(zhǔn)確，也由氣球?qū)嶒?yàn)給出，并且人們發(fā)現(xiàn)宇宙線能譜在數(shù)百吉電子伏處存在拐折(sub-TeV ankle)[14,33]。2008年南極氣球?qū)嶒?yàn)ATIC 給出直至太電子伏的宇宙線正負(fù)電子總能譜測(cè)量[18]。

2.2 “旅行者”號(hào)探測(cè)器(Voyager)

氣球?qū)嶒?yàn)有其局限性：一方面殘余大氣對(duì)直接測(cè)量產(chǎn)生一定的影響；另一方面氣球飛行的軌跡不容易控制，導(dǎo)致測(cè)量環(huán)境不可控，且系統(tǒng)誤差也會(huì)偏大。因此發(fā)射空間衛(wèi)星探測(cè)器仍然是精確觀測(cè)宇宙線的首選。早期的空間實(shí)驗(yàn)包括美國(guó)“探險(xiǎn)者”號(hào)、“發(fā)現(xiàn)者”號(hào)、“先驅(qū)者”號(hào)、“旅行者”號(hào)等，以及前蘇聯(lián)的“電子”號(hào)、“質(zhì)子”號(hào)等繞地或行星際項(xiàng)目。值得一提的是“旅行者”號(hào)系列的“旅行者1 號(hào)”。搭載“旅行者1 號(hào)”的飛船于2012年8月25日穿越了太陽(yáng)系日球?qū)禹?，成為第一個(gè)離開(kāi)太陽(yáng)系進(jìn)入星際空間的人造設(shè)備?！奥眯姓?號(hào)”上搭載了11 臺(tái)科學(xué)儀器，分別用于行星科學(xué)、空間環(huán)境、行星際磁場(chǎng)、宇宙線等研究。其“宇宙線系統(tǒng)”和“低能帶電粒子設(shè)施”目前仍在正常工作，并且不斷地向地球傳回?cái)?shù)據(jù)，其中包含有星際空間高能粒子信息，該信息對(duì)于認(rèn)識(shí)銀河宇宙線起源以及宇宙線粒子在太陽(yáng)系內(nèi)的傳輸具有重要意義。

2.3 反物質(zhì)探測(cè)和輕核天體物理學(xué)探測(cè)載荷

反物質(zhì)探測(cè)和輕核天體物理學(xué)載荷(Payload for Anti-matter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics, PAMELA)是由意大利、俄羅斯、德國(guó)和瑞典聯(lián)合研制的空間高能粒子探測(cè)器。PAMELA 的主要儀器包括磁譜儀、閃爍體探測(cè)器、電磁量能器以及中子探測(cè)器。磁譜儀主要用于測(cè)量入射粒子的剛度(或荷質(zhì)比)和電荷符號(hào)，閃爍體探測(cè)器提供觸發(fā)信息并可以進(jìn)行電荷測(cè)量，電磁量能器可以鑒別輕子和強(qiáng)子并測(cè)量正負(fù)電子能量，中子探測(cè)器可以進(jìn)一步區(qū)分輕子和強(qiáng)子。PAMELA 總重約470 kg，幾何接受度為21.5 cm2·sr。它的主要科學(xué)目標(biāo)是進(jìn)行反物質(zhì)粒子和暗物質(zhì)粒子探測(cè)，同時(shí)也研究宇宙線傳播、太陽(yáng)和空間物理等。PAMELA 于2006年6月15日發(fā)射，于2016年停止數(shù)據(jù)下傳。PAMELA 儀器雖小，卻取得了多項(xiàng)重要的發(fā)現(xiàn)，有力地推動(dòng)了粒子天體物理領(lǐng)域的發(fā)展。

2.4 阿爾法磁譜儀

阿爾法磁譜儀(Alpha Magnetic Spectrometer, AMS)是由著名華裔科學(xué)家丁肇中領(lǐng)導(dǎo)的大型空間站宇宙線探測(cè)項(xiàng)目，由美國(guó)能源部提供主要經(jīng)費(fèi)支持，來(lái)自16 個(gè)國(guó)家和地區(qū)的60個(gè)機(jī)構(gòu)共同參與建設(shè)，包括中國(guó)科學(xué)院高能物理研究所(簡(jiǎn)稱高能所)、中國(guó)科學(xué)院電工研究所、中國(guó)運(yùn)載火箭技術(shù)研究院、北京航空航天大學(xué)、東南大學(xué)、山東大學(xué)、上海交通大學(xué)、中山大學(xué)、臺(tái)灣“國(guó)家太空中心”、臺(tái)灣“中央研究院”、臺(tái)灣“中央大學(xué)”、臺(tái)灣中山科學(xué)研究院等機(jī)構(gòu)。AMS 的原型探測(cè)器AMS-01 于1998年6月搭載于發(fā)現(xiàn)號(hào)航天飛機(jī)繞地飛行兩個(gè)星期，驗(yàn)證了其設(shè)計(jì)的可行性。經(jīng)過(guò)優(yōu)化設(shè)計(jì)的AMS-02 探測(cè)器于2011年5月搭載于奮進(jìn)號(hào)航天飛機(jī)升空，安置在國(guó)際空間站上。AMS-02 主要的子探測(cè)器包括穿越輻射探測(cè)器、飛行時(shí)間計(jì)數(shù)器、硅徑跡探測(cè)器(包括磁鐵)、切連科夫探測(cè)器和電磁量能器。幾個(gè)子探測(cè)器分別獨(dú)立測(cè)量各類粒子的電荷和能量。AMS-02 的首要科學(xué)目標(biāo)是尋找宇宙中的反物質(zhì)和暗物質(zhì)。自投入運(yùn)行以來(lái)，AMS-02 獲取的數(shù)據(jù)顯著地改善了宇宙線直接觀測(cè)的精度，并且有效地拓寬了對(duì)反物質(zhì)粒子如正電子和反質(zhì)子的觀測(cè)能段。AMS-02 將宇宙線的研究帶入了精確時(shí)代。預(yù)計(jì)AMS-02 將運(yùn)行到2028年，并與國(guó)際空間站同時(shí)退役。

3 宇宙線直接探測(cè)的幾個(gè)進(jìn)展

3.1 正、負(fù)電子超

2009年P(guān)AMELA 合作組報(bào)道了正電子占正負(fù)電子總和的比例的測(cè)量結(jié)果，表明當(dāng)能量大于10 GeV 時(shí)，正電子比例呈現(xiàn)持續(xù)明顯上升的趨勢(shì)[34]，見(jiàn)圖2 a)。一般而言，宇宙線正電子來(lái)自于宇宙線質(zhì)子和星際介質(zhì)非彈性碰撞，因此人們可以通過(guò)宇宙線質(zhì)子能譜(正比于E?2.8)估算出正電子能譜(約正比于E?3.6)。與質(zhì)子能譜相比，正電子能譜更軟，兩者的能譜指數(shù)相差了0.8，其原因主要是由于正電子在傳播過(guò)程中通過(guò)同步輻射和逆康普頓散射而快速丟失能量。而(負(fù))電子能譜之前的測(cè)量結(jié)果雖然有較大誤差，但大體上能譜正比于E?3.3，因此預(yù)期正電子比例將隨著能量增加而下降。PAMELA 的這一發(fā)現(xiàn)意味著需要額外的正電子來(lái)源，一時(shí)之間引起了人們廣泛的討論。最可能的一類正電子來(lái)源是脈沖星，也有很多學(xué)者提議用暗物質(zhì)粒子湮滅或衰變來(lái)解釋該正電子超[35,36]。最近HAWC 實(shí)驗(yàn)對(duì)鄰近的兩顆脈沖星(Geminga 和Monogem)的γ 射線進(jìn)行觀測(cè)，結(jié)果發(fā)現(xiàn)這兩個(gè)脈沖星產(chǎn)生的正負(fù)電子可能不足以解釋觀測(cè)到的正負(fù)電子超[37]。但HAWC 組假設(shè)脈沖星附近的擴(kuò)散系數(shù)和銀河系平均擴(kuò)散系數(shù)相同，并且這個(gè)數(shù)值遠(yuǎn)低于常規(guī)的銀河宇宙線擴(kuò)散系數(shù)。實(shí)際上，如果宇宙線只在脈沖星附近數(shù)十秒差距區(qū)域內(nèi)擴(kuò)散緩慢而在更遠(yuǎn)的地方按照銀河系平均擴(kuò)散系數(shù)傳播，AMS-02 等實(shí)驗(yàn)觀測(cè)到的正電子超和HAWC 觀測(cè)到的γ 射線可以同時(shí)得到解釋[38]。

同一時(shí)期，ATIC 氣球?qū)嶒?yàn)[18]、Fermi 衛(wèi)星[39]，以及地面切連科夫望遠(yuǎn)鏡實(shí)驗(yàn)HESS[20]等給出了對(duì)正負(fù)電子總能譜直至數(shù)太電子伏的高精度測(cè)量，它們發(fā)現(xiàn)正負(fù)電子總能譜上也存在超出，可能與正電子比例的超出具有同一來(lái)源，即銀河系中存在同時(shí)產(chǎn)生高能正負(fù)電子(很可能是正負(fù)電子對(duì))的源[40]。最近，中國(guó)的暗物質(zhì)粒子探測(cè)衛(wèi)星報(bào)道了其對(duì)正負(fù)電子總能譜約5 TeV 的精確測(cè)量，并首次直接測(cè)量到能譜約0.9 TeV 處的拐折[19]。我們后面還將詳細(xì)介紹暗物質(zhì)粒子衛(wèi)星的結(jié)果。

圖2 a)正電子比例隨能量的變化[34,41?47]；b)正負(fù)電子總能譜[18?20,48?55]

3.2 反質(zhì)子

反質(zhì)子的產(chǎn)生機(jī)制和正電子類似，主要來(lái)自于宇宙線和星際介質(zhì)的碰撞。因?yàn)橘|(zhì)子-質(zhì)子非彈性碰撞截面對(duì)能量依賴很小，因此我們推斷高能段(約10 GeV)反質(zhì)子產(chǎn)生能譜和質(zhì)子能譜類似。在低能段，由于反質(zhì)子產(chǎn)生閾的限制，能譜更硬。在經(jīng)歷了星際傳播過(guò)程之后，比例在高能段應(yīng)該隨著能量按E?δ的規(guī)律下降，其中δ為擴(kuò)散系數(shù)隨能量變化的冪律譜指數(shù)。AMS-02 對(duì)宇宙線B/C 的觀測(cè)結(jié)果表明δ ≈1/3[60]。不過(guò)B/C 與擴(kuò)散系數(shù)之間并非簡(jiǎn)單對(duì)應(yīng)，而是與傳播模型有關(guān)。對(duì)不同的傳播模型進(jìn)行計(jì)算，得到δ ≈0.3～0.6[61]。

觀測(cè)的反質(zhì)子流強(qiáng)以及比例整體演化與理論預(yù)期相符，如圖3 所示，圖中虛線和實(shí)線分別為太陽(yáng)調(diào)制前后的模型預(yù)期。低能段流強(qiáng)受太陽(yáng)調(diào)制影響，在不同時(shí)間呈現(xiàn)出一定變化。如果假設(shè)反質(zhì)子與質(zhì)子的太陽(yáng)調(diào)制效應(yīng)相同，一類模型①這類模型假設(shè)宇宙線在星際空間中傳播時(shí)會(huì)和隨機(jī)磁湍流相互作用而獲得加速，稱為重加速。這類模型可以很好地符合觀測(cè)到的B/C 比例數(shù)據(jù)[61]。預(yù)期的反質(zhì)子流強(qiáng)在能量低于10 GeV 時(shí)，比數(shù)據(jù)略低(見(jiàn)圖中實(shí)線)。如果反質(zhì)子受到的太陽(yáng)調(diào)制效應(yīng)更小，那么模型預(yù)期有可能與觀測(cè)相符。太陽(yáng)調(diào)制效應(yīng)的電荷依賴性還需要進(jìn)一步的研究。此外，不同的傳播模型(例如考慮宇宙線的整體對(duì)流)給出的結(jié)果也略微不同[61]。

圖3 a)反質(zhì)子能譜；b)反質(zhì)子-質(zhì)子比例[21,22,56?58]

3.3 原子核能譜

因?yàn)楹怂赜钪婢€的豐度很高，它們的能譜是測(cè)量得最好的。原子核的能譜在數(shù)吉電子伏處存在拐折，高能能譜近似為冪律譜并延伸至100 TeV 以上。低能處的拐折是多個(gè)效應(yīng)的疊加，包括低能粒子的電離和庫(kù)侖散射能耗。經(jīng)歷太陽(yáng)調(diào)制，粒子能量變成非相對(duì)論的①假設(shè)加速產(chǎn)生的粒子動(dòng)量譜為單一冪律dN/dp ∝p?γ，在相對(duì)論極限下dN/dEk ∝，而在非相對(duì)論極限下dN/dEk ∝。，并具有從加速源產(chǎn)生的能譜即拐折的冪律譜。氣球?qū)嶒?yàn)ATIC 和CREAM 以及空間實(shí)驗(yàn)PAMELA 和AMS-02 均發(fā)現(xiàn)，原子核能譜在約300 GeV 處存在變硬的行為[12,14,33,59]，見(jiàn)圖4。高能譜指數(shù)比低能譜指數(shù)硬約0.13，意味著宇宙線在加速或傳播過(guò)程中可能具有更復(fù)雜的特性。AMS-02 關(guān)于原初和次級(jí)核素的最新測(cè)量結(jié)果表明，與原初核素相比，次級(jí)核素(包括Li,Be,B)變硬的程度更大(約0.26)，意味著該能譜變硬的現(xiàn)象是傳播效應(yīng)造成[16,62]。一類擴(kuò)散系數(shù)依賴于空間位置的傳播模型可以用于解釋這些觀測(cè)數(shù)據(jù)[63,64]。

圖4 質(zhì)子和He 核能譜[12,14,15,33,48,59]

3.4 宇宙線傳播理論模型

理論方面，人們已經(jīng)建立起一個(gè)框架性的圖像，可以較好地解釋大多數(shù)觀測(cè)數(shù)據(jù)[65]。下面我們對(duì)該模型進(jìn)行簡(jiǎn)單介紹。

(1)源 宇宙線的確切起源尚不清楚，超新星爆炸后的遺跡被認(rèn)為是最可能的宇宙線加速源之一，其他種類的源包括銀心超大質(zhì)量黑洞、大質(zhì)量星團(tuán)、脈沖星等。宇宙線源集中分布在銀盤(pán)上，也可能與旋臂結(jié)構(gòu)有關(guān)。銀河系彌散γ 射線的觀測(cè)認(rèn)為銀心超大質(zhì)量黑洞并非是單一的宇宙線來(lái)源[66]。

(2)傳播 宇宙線在銀河系隨機(jī)磁場(chǎng)的作用下以擴(kuò)散方式進(jìn)行傳播。此外宇宙線還可能有整體對(duì)流，以及在傳播過(guò)程中可能會(huì)經(jīng)歷隨機(jī)重加速。擴(kuò)散系數(shù)隨剛度的變化而變化，一般用冪律譜D(R)∝Rδ描述，它反映星際介質(zhì)湍動(dòng)的統(tǒng)計(jì)分布行為。宇宙線的對(duì)流和重加速效應(yīng)是否存在，以及它們的效應(yīng)強(qiáng)弱尚無(wú)定論。擬合AMS-02 的觀測(cè)數(shù)據(jù)(包括質(zhì)子能譜和B/C 比例等)表明適度的重加速效應(yīng)與數(shù)據(jù)吻合得更好[61]。

(3)相互作用 宇宙線在傳播過(guò)程中(也有可能在加速的過(guò)程中)會(huì)與周?chē)奈镔|(zhì)和場(chǎng)發(fā)生相互作用，包括彈性和非彈性相互作用，導(dǎo)致能量損失，核碎裂以及產(chǎn)生次級(jí)粒子等。宇宙線中的Li,Be,B 以及比Fe 稍輕的系列亞Fe 元素就是通過(guò)次級(jí)相互作用而產(chǎn)生，它們?cè)谟钪婢€中的豐度顯著高于恒星核合成過(guò)程所能產(chǎn)生的豐度。也因?yàn)榇耍渭?jí)-原初粒子的比(如B/C)通常被用于研究宇宙線的傳播過(guò)程。

(4)太陽(yáng)調(diào)制 在進(jìn)入太陽(yáng)系之后，宇宙線還會(huì)受到太陽(yáng)風(fēng)及其攜帶的磁場(chǎng)的屏蔽作用，導(dǎo)致低能(大致為50 GeV 以下)宇宙線流量被壓低，稱為太陽(yáng)調(diào)制。太陽(yáng)調(diào)制具有周期性，并與太陽(yáng)活動(dòng)的11 a 周期相對(duì)應(yīng)。太陽(yáng)活動(dòng)越強(qiáng)，宇宙線流量越低；反之，則越高。一個(gè)簡(jiǎn)單的太陽(yáng)調(diào)制模型是力場(chǎng)近似[67]，將太陽(yáng)系等效于一個(gè)勢(shì)場(chǎng)，宇宙線粒子在穿過(guò)太陽(yáng)系的過(guò)程中會(huì)因做功而損失能量。

目前人們采用一些數(shù)值程序包求解宇宙線在銀河系中的傳播和相互作用過(guò)程，如GALPROP[68]和DRAGON[69]。

4 中國(guó)空間宇宙線研究概述

中國(guó)空間科學(xué)研究總體說(shuō)來(lái)起步較晚，歷程艱辛。1976年，中國(guó)科學(xué)家提出了第一顆空間太陽(yáng)觀測(cè)衛(wèi)星計(jì)劃(天文衛(wèi)星一號(hào))，衛(wèi)星于1978年正式立項(xiàng)，中國(guó)科學(xué)院紫金山天文臺(tái)(簡(jiǎn)稱紫臺(tái))承擔(dān)超軟X 射線探測(cè)器、軟X 射線探測(cè)器、硬X 射線探測(cè)器和紫外探測(cè)器的研制。1982年，在已完成電性件桌面聯(lián)試工作之時(shí)，國(guó)家經(jīng)濟(jì)面臨困境，導(dǎo)致項(xiàng)目夭折。后來(lái)紫臺(tái)和高能所等單位又陸續(xù)開(kāi)展了基于氣球的高空高能輻射觀測(cè)研究。20世紀(jì)90年代起高能所和紫臺(tái)等研究機(jī)構(gòu)利用中國(guó)開(kāi)展載人航天的機(jī)會(huì)，在神舟2 號(hào)上搭載高能γ 射線譜儀，并成功實(shí)現(xiàn)對(duì)γ 射線暴和太陽(yáng)耀斑等的觀測(cè)，中國(guó)在衛(wèi)星平臺(tái)上觀測(cè)天體高能輻射領(lǐng)域?qū)崿F(xiàn)了零的突破。隨后，中國(guó)科學(xué)家研制完成了X 射線譜儀和γ 射線譜儀并搭載于中國(guó)探月飛船，實(shí)現(xiàn)對(duì)月球高能輻射的觀測(cè)和月壤元素豐度的測(cè)量。2015年底中國(guó)成功發(fā)射暗物質(zhì)粒子探測(cè)衛(wèi)星——悟空號(hào)，其成為中國(guó)空間天文首星。

4.1 暗物質(zhì)粒子探測(cè)衛(wèi)星

暗物質(zhì)粒子探測(cè)衛(wèi)星(Dark Matter Particle Explorer, DAMPE)是中國(guó)科學(xué)院空間科學(xué)戰(zhàn)略性先導(dǎo)科技專項(xiàng)中首批立項(xiàng)研制的4 顆科學(xué)實(shí)驗(yàn)衛(wèi)星之一，其科學(xué)目標(biāo)是以更寬的能段和更高分辨率觀測(cè)高能宇宙線和γ 射線，從而間接探測(cè)暗物質(zhì)粒子，并同時(shí)開(kāi)展宇宙線物理和γ 天文的研究。

DAMPE 主要由4 個(gè)探測(cè)器構(gòu)成，由上到下依次為塑料閃爍體陣列探測(cè)器(PSD)、硅陣列探測(cè)器(STK)、BGO 量能器和中子探測(cè)器(NUD)[70]。塑閃陣列探測(cè)器主要用于測(cè)量粒子電荷并用作γ 射線觀測(cè)的反符合儀器；硅陣列探測(cè)器采用高位置分辨率的硅微條探測(cè)器，主要用于測(cè)量入射粒子的方向，也可以測(cè)量低Z核素的電荷(Z <8)；BGO 量能器為全吸收型電磁量能器，其厚度為32 個(gè)輻射長(zhǎng)度和1.6 個(gè)核作用長(zhǎng)度，主要用于測(cè)量粒子能量，并進(jìn)行電磁和強(qiáng)子事例的鑒別。對(duì)于能量大于100 GeV 的電子和γ 射線，BGO 量能器能量分辨率優(yōu)于1.5%[19]，并且其能量分辨率比國(guó)際上現(xiàn)有的空間探測(cè)器好數(shù)倍。此外，利用電磁簇射和強(qiáng)子簇射在量能器中的簇射形態(tài)的差異，BGO 量能器可以非常高效地區(qū)分宇宙線中的電子和質(zhì)子，對(duì)質(zhì)子的排斥能力高于99.99%[19]，這有利于人們觀測(cè)高能電子，因?yàn)橛钪婢€質(zhì)子的流量是電子的數(shù)百乃至上千倍(見(jiàn)圖1)。中子探測(cè)器可以進(jìn)一步區(qū)分質(zhì)子和電子，因?yàn)閺?qiáng)子簇射產(chǎn)生的中子數(shù)量遠(yuǎn)高于電磁簇射所產(chǎn)生的。

暗物質(zhì)粒子探測(cè)衛(wèi)星自2015年12月17日發(fā)射以來(lái)，已在軌穩(wěn)定運(yùn)行兩年多，完成全天掃描4 次，共記錄下超過(guò)40 億宇宙線事例?；谇?30 d 的數(shù)據(jù)，科研人員從重建出的28億事例中挑選出150 萬(wàn)個(gè)能量大于25 GeV 的電子(也包括正電子，暗物質(zhì)衛(wèi)星并不區(qū)分正和負(fù)的電荷)，并獲得了世界上精度最高的電子能譜[19]，如圖5 所示。暗物質(zhì)衛(wèi)星的數(shù)據(jù)以高置信度(6.6σ)觀測(cè)到在約0.9 TeV 處電子譜的拐折行為。此前只有地面間接測(cè)量才能發(fā)現(xiàn)該拐折的跡象[71]，而且系統(tǒng)誤差很大。產(chǎn)生這個(gè)拐折的物理原因可能是高能電子源的加速限制[72]，或者是由于源的離散分布特性(反映鄰近某些個(gè)源的特征，而不是大范圍內(nèi)的平均效果)。此外，暗物質(zhì)衛(wèi)星給出的高精度觀測(cè)數(shù)據(jù)對(duì)于解釋正電子超的暗物質(zhì)模型給出很強(qiáng)的限制[73]。特別是由于暗物質(zhì)衛(wèi)星的測(cè)量數(shù)據(jù)精度很高，使得解釋正電子超的暗物質(zhì)模型參數(shù)空間被顯著縮小。結(jié)合宇宙微波背景輻射或者γ 射線的觀測(cè)，我們發(fā)現(xiàn)一類簡(jiǎn)化的暗物質(zhì)湮滅或衰變到輕子的模型已被排除[73]。如果仍然想用暗物質(zhì)模型解釋正電子超，那么必然需要給模型增加額外的自由度來(lái)避開(kāi)上述限制。暗物質(zhì)衛(wèi)星正在進(jìn)一步積累數(shù)據(jù)，希望將來(lái)可以探測(cè)到電子能譜的精細(xì)結(jié)構(gòu)。

圖5 暗物質(zhì)粒子探測(cè)衛(wèi)星測(cè)量的宇宙線電子能譜[19]及與其他實(shí)驗(yàn)的對(duì)比[20,51?53,71]

4.2 中國(guó)空間站高能宇宙線探測(cè)器

中國(guó)將于2020年前后發(fā)射自己的空間站，空間站將提供一系列艙位進(jìn)行空間科學(xué)實(shí)驗(yàn)。高能所等單位提出研制高能輻射探測(cè)設(shè)施(high energy radiation detection facility, HERD)，用于開(kāi)展暗物質(zhì)探測(cè)和宇宙線起源的研究[74]。HERD 通過(guò)電磁-強(qiáng)子量能器探測(cè)超高能量宇宙線、正負(fù)電子和γ 射線，對(duì)電子和宇宙線的設(shè)計(jì)幾何因子將達(dá)到3 m2·sr，明顯超過(guò)現(xiàn)有探測(cè)器。HERD 有望在空間首次將核素宇宙線能譜測(cè)量至拍電子伏量級(jí)，這將對(duì)研究宇宙線起源以及宇宙線“膝”的起因等問(wèn)題發(fā)揮重要作用。HERD 對(duì)正負(fù)電子觀測(cè)的幾何因子將比現(xiàn)有實(shí)驗(yàn)增大10 倍以上，將對(duì)正負(fù)電子能譜結(jié)構(gòu)甚至各向異性給出高精度測(cè)量，可以有效開(kāi)展暗物質(zhì)探測(cè)和鄰近電子宇宙線源等重大科學(xué)問(wèn)題研究。此外，HERD 還是高能分辨率的γ 射線望遠(yuǎn)鏡，對(duì)電子、γ 射線的能量分辨率在10 GeV 以上，優(yōu)于2%，對(duì)尋找γ 射線的譜線結(jié)構(gòu)非常有利，也可開(kāi)展γ 射線天文研究。HERD 探測(cè)器設(shè)計(jì)思路新穎，采用顆粒狀晶體量能器直接對(duì)簇射進(jìn)行三維成像，從而實(shí)現(xiàn)五面有效觀測(cè)的模式(一般的設(shè)備只能觀測(cè)頂面入射的事例)。科學(xué)家在量能器外圍放置徑跡探測(cè)器和電荷探測(cè)器，從而實(shí)現(xiàn)對(duì)入射宇宙線粒子的能量、電荷、方向等的高精度觀測(cè)。HERD 項(xiàng)目組已完成幾套不同規(guī)模的原理樣機(jī)，并在歐洲核子中心開(kāi)展了數(shù)次束流實(shí)驗(yàn)，驗(yàn)證了關(guān)鍵技術(shù)的可能性。HERD 是由中國(guó)牽頭的國(guó)際合作項(xiàng)目，參與國(guó)主要包括意大利、瑞士和西班牙等。HERD 探測(cè)器計(jì)劃于2025年前后發(fā)射。

5 結(jié) 語(yǔ)

本文綜述了空間直接探測(cè)宇宙線的一些新進(jìn)展，以及這些結(jié)果對(duì)研究宇宙線起源、傳播等基本問(wèn)題帶來(lái)的影響。宇宙線是一個(gè)有著百年歷史的研究領(lǐng)域，它與物理學(xué)的若干基本而重要的問(wèn)題相關(guān)聯(lián)而歷久彌新。隨著技術(shù)水平的不斷提高，宇宙線的測(cè)量精度也越來(lái)越高，而且精確的觀測(cè)結(jié)果也揭示出一些此前沒(méi)有發(fā)現(xiàn)或者預(yù)見(jiàn)到的新現(xiàn)象，有效地?cái)U(kuò)大了人們認(rèn)識(shí)的宇宙范圍。相信通過(guò)進(jìn)一步的努力，諸如暗物質(zhì)本質(zhì)這樣重大問(wèn)題的答案或許也將逐漸浮出水面。