【導語】在地球的高空之外，一場由數千億顆微小粒子匯聚而成的“暴雨”正不斷轟擊著大氣層。這些粒子，即高能原初宇宙線，攜帶著宇宙深處的秘密。為了捕捉這些神秘的“粒子雨”，我國在四川稻城縣海拔4400米的海子山上建立了世界上海拔最高、規模最大、靈敏度最強的宇宙射線探測裝置——高海拔宇宙線觀測站（LHAASO）。本文將深入探討LHAASO如何觀測這些宇宙“雨滴”，並據此破解宇宙線的起源之謎，以及其在探索宇宙演化、高能天體演化和暗物質研究中的重要作用。

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作者：左雄（中國科學院高能物理研究所）

監製：中國科普博覽

在糖心免费视频的肉眼視線範圍之外，地球沐浴在一場場來自宇宙深處的的“暴雨”中。不過，這場雨並非由水滴組成，而是由數千億顆微小的粒子匯聚而成——這是高能原初宇宙線粒子撞擊地球大氣時引發的現象。

在我國四川稻城縣海拔4400米的海子山上，高海拔宇宙線觀測站（LHAASO，簡稱“拉索”）正靜靜等候。作為宇宙神秘“信使”的宇宙線在不斷拍打著人類家園的大門，它們隨即便在大氣中化作“陣雨”灑落在高海拔宇宙線觀測站上。LHAASO通過大麵積擺放不同類型探測器，捕捉這些宇宙“雨滴”的蹤跡。

不過，LHAASO為什麽需要捕捉這些來自宇宙深處的“粒子雨”呢？如何根據觀測結果破解宇宙線之謎？相比於其它觀測裝置，我國的LHAASO有何優勢？這些問題正是本文要探討的重點。

高海拔宇宙線觀測站工作示意圖

（圖片來源：中國科學院高能物理研究所）

來自宇宙深處的“粒子雨”是什麽？

LHAASO是世界上海拔最高、規模最大、靈敏度最強的宇宙射線探測裝置。那麽，它需要探測的宇宙射線，也就是“粒子雨”，究竟是什麽呢？

實際上，粒子是指高能原初宇宙線粒子。原初粒子在大氣中產生廣延大氣簇射（EAS），最終會產生數目巨大的低能次級粒子。這些次極粒子以接近光速前進著，並且會在大氣中橫向擴散開來，就像落下一場瞬間的粒子“陣雨”一樣到達地麵。簇射中的粒子數可高達千億，並且散布在數平方公裏的麵積上。具體而言，EAS中包含多種粒子，如電子、繆子、伽馬光子及各種強子，其中前三者占據了絕大部分。

那麽，糖心免费视频為什麽一定要製造大科學裝置捕捉宇宙線呢？這是因為宇宙線的發現把人們的視界擴展到了粒子層次的微觀世界，並把無限小的微觀世界與無限大的宇觀世界自然地連接了起來。科學家們利用這樣的探針，相繼發展了宇宙線物理、伽瑪射線天文、中微子天文、極高能宇宙線天文等分支學科，同時借以開展了反物質和暗物質的探測。

如何觀測“粒子雨”？

根據探測環境和原理，宇宙線觀測的手段主要有三種，即地麵廣延簇射陣列、大氣切侖科夫成像望遠鏡和大氣熒光望遠鏡。

地麵廣延簇射陣列通過鋪設大麵積的粒子探測器，測量簇射中的電子、伽馬光子和繆子等次級粒子。它的優勢是具有寬視場、有效曝光時間長且探測效率高。這類實驗代表性的有中意合作的ARGO（Yangbajing-ARGO Cosmic Ray Experiment）實驗和HAWC（The High-Altitude Water Cherenkov Observatory）實驗。

大氣切侖科夫成像望遠鏡利用的原理是相對論帶電次級粒子的速度超過空氣中光的速度時，會產生切侖科夫光。這類型的探測器具有較好角分辨和能量分辨；代表性的實驗有HESS（High Energy Stereoscopic System）和MAGIC（Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov Telescopes）實驗。而大氣熒光望遠鏡的工作原理是次級粒子電子會激發大氣中的氮氣，在退激過程中會發出各向同性的熒光。代表性的實驗如HiRes（High Resolution Fly's Eye）和AUGER（The Pierre Auger Observatory）實驗）。熒光產額很低，常用於極高能宇宙線(>1017eV)觀測中。

其中，我國的LHAASO在這一領域獨具優勢——為了測量出不同的粒子，LHAASO準備了各種“容器”，即探測器，用來收集“雨滴”，最終利用這些“雨滴”的數量、到達時間和位置分布等參數的信息，精確地還原出原初宇宙線的能量、方向和粒子種類等信息。

**（1）1.3平方千米覆蓋麵積的電磁粒子探測器（ED）陣列和有效麵積超過40000平方米的繆子探測器（MD）陣列。**前者是測量EAS中次級電磁粒子，而後者測量的是EAS中次級繆子，兩者共同構成地麵簇射粒子陣列（KM2A）；其中，大麵積鋪設的繆子探測器陣列更是100多年來宇宙線探測曆史上最大的同類探測器陣列！就相當於給LHAASO安了一副“火眼金睛”，能把混在1萬個甚至10萬個普通宇宙線事例中的伽馬光子識別出來!

**（2）78000平方米的水切倫科夫探測器陣列（WCDA）。**測量簇射粒子（指的是其中的帶電粒子）在水中產生的切倫科夫光。具有高靈敏度，充分發揮其全天掃描的優勢。

**（3）18台廣角切倫科夫望遠鏡陣列（WFCTA）。**測量簇射粒子在大氣中產生的切倫科夫光或熒光。雖然已經擁有水切倫科夫探測器（WCDA），但大氣中的切倫科夫光或熒光測量仍然不可替代，原因在於其較好角分辨、能量分辨以及更高的能譜測量範圍。

高海拔宇宙線觀測站示意圖

（圖片來源：中國科學院高能物理研究所）

LHAASO如何破解宇宙線之謎？

有了這四種探測器，LHAASO具備了多參數複合測量能力，下麵糖心免费视频具體看看是如何實現的。

LHAASO通過測量簇射繆子含量，能夠實現對原初宇宙線中強子的甄別。在5×1013eV以上實現對伽馬射線的零背景觀測，同時精確測量該能段的能譜；在超高能端(3×1013eV-3×1016eV)直接衝擊銀河係宇宙線起源的重大物理目標——不但可以發現大批(pī)銀(yín)河(hé)係(xì)內(nèi)伽(jiā)馬(mǎ)射(shè)線(xiàn)源(yuán)，更(gèng)重(zhòng)要(yào)的(de)是(shì)可(kě)以(yǐ)有(yǒu)效(xiào)確(què)認(rèn)哪(nǎ)些(xiē)伽(jiā)馬(mǎ)射(shè)線(xiàn)源(yuán)是(shì)真(zhēn)正(zhèng)的(de)宇(yǔ)宙(zhòu)線(xiàn)源(yuán)，進(jìn)而(ér)揭(jiē)示(shì)宇(yǔ)宙(zhòu)線起源的奧秘。

在甚高能段(3×1010eV-3×1013eV)，WCDA實現對銀河係外宇宙線源的巡天觀測，並監測視場中的時變現象（如AGN的耀發），具有超強的探測高能伽馬暴的能力。

LHAASO創新性地結合兩種關鍵測量手段，利用繆子測量信息以及WFCTA對簇射極大的測量，實現對宇宙線分成份能譜的精確測量，徹底改變目前“膝”區(3×1015eV)宇宙線成份和能譜測量的混亂局麵，為解釋“膝”的成因提供多參數測量結果。

此外，18台寬視場切連科夫望遠鏡經重新組合可以工作於大氣熒光模式，將觀測能區向更高端拓展，從而覆蓋1013-1018eV的寬廣能量範圍，其能量覆蓋低端與空間實驗直接測量實驗銜接，獲得絕對能標並將其傳遞到極高能宇宙線實驗的能區，為解釋宇宙線從銀河係內到銀河係外起源的過渡提供連續一致的實驗結果。

觀測基地全景

（圖片來源：中國科學院高能物理研究所）

通過上述四種探測器的密切配合，LHAASO實現了對高能伽馬射線的寬能譜的精確測量和宇宙線能譜、成份的精確測量。這些為LHAASO的核心科學目標——探索高能宇宙線起源以及相關的宇宙演化、高能天體演化和暗物質的研究，奠定了(le)堅(jiān)實(shí)的(de)基礎。

未來LHAASO將會在其重點的三個方向繼續加強探索，發現更多的超高能伽馬射線源和高能伽馬射線暴，並在宇宙線“膝”區實現分成分的精確測量，為探索宇宙線起源之謎積累充分的判據。