中國神器捕獲最高能光子天體物理學“常識”再遭顛覆

本文轉自天文茶餐廳

5月17日，中國科學院高能物理研究所發佈重大發現，位於西藏海拔4400米的高海拔宇宙線觀測站（LHAASO，暱稱“拉索”）發現了銀河系內多個超高能伽馬射線源，並記錄到迄今人類觀測到的最高能量光子，突破了人類對銀河系粒子加速的傳統認知， “超高能伽馬天文學”時代來了！

新聞發佈會現場（來源：中科院高能物理研究所）

超高能伽馬射線源、超高能宇宙線加速器……高能，高能！全程高能！看過新聞發佈會，國內外物理學家和天文學家歡欣鼓舞，喫瓜羣衆們卻稀裏糊塗。不少“瓜友”直呼“太高能”，每個字都認識，連在一起就不認識了。那麼，這究竟是項多麼厲害的發現呢？

我們先用幾個關鍵詞形容這次的發現：

超高能——觀測到的光子能量達到了電磁波中的最高能級，最高的達到了1.4PeV。

多個源——發現了12個穩定超高能伽馬射線源。

多類型——12個源中包含年輕的大質量星團、超新星遺蹟、脈衝星風雲等。

高精度——獲得了迄今關於超高能伽馬射線源最優測量精度。

“拍電子伏特”是個什麼鬼？

爲了讀懂這條科技新聞，必須先要了解一些“高能”的基礎知識。

在粒子物理學中經常會使用電子伏特（符號爲eV）這個能量單位。它代表一個電子經過1伏特的電位差加速後所獲得的動能。如果轉換爲我們“熟悉的”（姑且算是吧）國際單位制中的焦耳（J）的話，1 eV = 1.6022×10^-19 J。你的高中物理老師應該說過焦耳是個很小的物理量。一個標準大氣壓中讓1公斤的液態水的溫度提升1℃，需要付出4200焦耳，一盞普通的節能檯燈，1秒鐘消耗的能量大約是10~20焦耳。總之，你很難想象1 eV是多大。這也導致了我們通常在描述自然事件中產生的粒子能量時不得不加很多個零，爲方便描述，會使用不同的縮寫，如KeV、MeV、GeV、TeV、PeV。K、M、G、T、P在中文中分別讀作千、兆、吉、太、拍，後一個是前一個的1000倍。於是：

千電子伏特 1 KeV = 1000 eV = 1×10^3 eV

兆（百萬）電子伏特 1 MeV = 1000 eV = 1×10^6 eV

吉（十億）電子伏特 1 GeV = 1000 eV = 1×10^9 eV

太（萬億）電子伏特 1 TeV = 1000 eV = 1×10^12 eV

拍（千萬億）電子伏特 1 PeV = 1000 eV = 1×10^15 eV

[題外話] 有沒有突然想到一個生活中“熟悉的”場景？對了，在U盤或硬盤吧上會標有64GB、1TB等數字，也就是存儲容量。容量從小到大分別是B（Byte）、KB、MB、GB、TB、PB等，只不過由於計算機中使用二進制，所以相鄰兩者之間差了1024（即2的10次方）倍，例如1 TB = 1024 GB。

電磁波的波長與能量分佈（來源：網絡）

我們日常生活中不會接觸到這些表示粒子能量的單位，因爲它們確實“太高能”。我們就拿光子來說吧——這裏講的光子是指所有的電磁波，包括紅外線、可見光、伽馬射線等等，本質上都是光子。可見光的波長在390-760納米之間，對應的能量只有1.64-3.19 eV。會把我們曬黑的紫外線能量是可見光的數百倍，X射線能量是可見光的1萬倍左右，而伽馬射線則是百萬倍以上。相比之下，我們平時接觸到的電磁波能量是不是弱爆了？讓我們放心的是，那些高能的“壞傢伙”們幾乎都被地球大氣層拒之門外了。

什麼是宇宙線？

宇宙射線或宇宙線（cosmic rays）是指來自於太空的高能帶電亞原子粒子，即能量極高的、帶電的、結構上比原子小的粒子，如質子、原子核、電子等。現在研究認爲近90%的宇宙射線是質子，9%是氦原子核（即α粒子），約1%是電子（β粒子），剩下的還有些重元素的原子核，此外應該還有反質子、正電子等。之所以被稱爲“射線”，是因爲早期認爲它們是一種電磁輻射（就像X射線）。1912年，維克托·弗朗西斯·赫斯（Victor Francis Hess）以過人的膽識，帶着三臺靜電計乘坐熱氣球，飛到了5300多米的高空，發現到達一定高度後，電離率會隨着高度增加而持續上升。並且通過日全食期間的觀測排除了這個電離率升高現象來自太陽的可能，提出這些射線來自宇宙。他也因這項發現獲得了1936年的諾貝爾物理學獎。

坐在熱氣球中準備工作的赫斯（來源：網絡）

宇宙線的能量在1GeV以上，相當數量處於TeV的級別，而少量宇宙射線還具有極高的能量，最高甚至可以超過10^20eV（1萬億億電子伏特）。我們人類建造的最強大的粒子對撞機（歐洲強子對撞機）所能達到的最高能量也不過14TeV（即1.4×10^13eV，0.014PeV），兩者相差近1億倍！粒子的能量和它本身的“質量”有關，也和速度有關，但歸根結底是產生它的物理機制所決定的。究竟是什麼樣的物理機制將這些粒子加速到那麼高的能量呢？物理學家並不清楚。天文學上將能夠把宇宙線加速到PeV的天體叫做“拍電子伏特宇宙線加速器”（PeVatron，PeV accelerator）。如果想方便記憶，不妨叫做“拍瓦強”。需要指出的是，這裏的“加速器”指的是，某種令粒子加速的機制，而不是一臺巨型科學裝置，千萬別以爲“宇宙線加速器”一定是“人造的”。

超高能宇宙線從何而來？

要想研究這些超高能宇宙線是怎麼產生的，首先得確定產生的源頭。然而，這是很困難的一件事。因爲絕大部分宇宙線是帶電荷的，它們在傳播的過程中會受到許多天體磁場的影響產生偏轉，很可能經過了一條曲折的路徑纔到達地球，我們無法根據觀測到的宇宙線方向追溯到真正的源頭，就好比我們看到水中的筷子，卻未必是真實的角度。那麼，還有別的辦法嗎？有！那就是找到一種不會受磁場偏轉的不帶電的粒子，顯然比較理想的就是高能光子（γ射線）。

宇宙線（綠色）的路徑會受到磁場影響，高能伽馬射線（黃色）與中微子（橙色）則不受磁場影響。（來源：網絡）

例如，當某個天體產生的高能宇宙線碰撞到它周圍的分子云時，會產生一種特殊的粒子π介子（[題外話] 介子是由兩個夸克組成的，自旋爲整數、重子數爲零的強子）。π介子是介子類粒子中最輕的，有π+、π-和π0三種。中性π介子平均壽命僅爲8.4x10^-17秒，它們立刻衰變高能光子，也就是γ射線，其能量僅爲母體宇宙射線能量的十分之一或更小。γ射線不帶電荷，會沿直線傳播，因此我們追蹤觀測到的γ射線的來向，就有可能找到PeVatron“拍瓦強”。當然，還需要加上一些限制條件，比如γ射線能量要超過100 TeV，這才能說明源頭的宇宙線達到PeV的能級，再比如γ射線發射區與分子云的位置一致，這才能說明γ射線產生自超高能宇宙線與分子云的碰撞，這樣纔有可能鎖定PeVatron的位置。邏輯上似乎不難理解，然而我們又面臨兩個難題，一是精確定位，二是PeVatron周圍產生的“超高能光子”（γ射線）的信號非常微弱。

由π介子衰變而來的高能光子（紅色）（來源：網絡）

“拉索”的獨門絕技

這時候我們就要談談666的“拉索”了——高海拔宇宙線觀測站（LHAASO）。它是國家重大科技基礎設施之一，位於四川省稻城縣海拔4410米的海子山，是專門用於宇宙線觀測研究的。它佔地面積約1.36平方公里，是由5195個電磁粒子探測器和1188個繆子（μ子）探測器組成的一平方公里地面簇射粒子陣列（簡稱KM2A）、78000平方米水切倫科夫探測器（簡稱WCDA）、18臺廣角切倫科夫望遠鏡（簡稱WFCTA）交錯排布組成的複合陣列。

天哪！怎麼又多了那麼多名詞！重點講兩個名詞：廣延大氣簇射（Extensive Air Shower，EAS）和切倫科夫輻射（Cherenkov radiation）。

在地球大氣層外，尚未與大氣發生相互作用的宇宙線被稱爲初級宇宙線。如上文所介紹的，初級宇宙線中的主要成分有：γ射線（高能光子）、質子、電子和其它各種穩定的原子核。像質子等高能強子或光子進入大氣層後，會與空氣中的原子核發生相互作用，從而產生很多次級粒子。隨後，這些次級粒子又會與空氣中的原子核發生相互作用，產生新的次級粒子，如此繼續下去。每一次作用產生的次級粒子的數量會以幾何級數增加，非常可觀，這種過程被稱爲級聯。這些次級粒子中通常包含有強子、電子、光子和μ子等，廣泛地散佈在數平方公里的面積上，因此這種現象也被稱爲廣延大氣簇射。簇射的範圍很廣，形態上看猶如灑水、下雨一般，所以英文反而很形象地稱爲“air shower”。

[速記] 廣延大氣簇射——下雨一般的次級粒子

宇宙線大氣簇射發生的位置（來源：NASA，編輯：水兄）

宇宙線廣延大氣簇射藝術想象畫（來源：網絡）

光在真空中的速度爲299，792，458米/秒，這是宇宙中的極限速度。然而光在介質中行徑的速度卻是低於這個速度的，比如光在水中的速度只有約2.25億米/秒（0.75c），在玻璃中的速度約爲1.97億米/秒（0.657c），在空氣中的速度約爲299，552，816m/s（雖然只小了萬分之八，但也確實是小了啊，別拿豆包不當乾糧）。1934年，蘇聯物理學家切倫科夫發現，當一些粒子在介質中的速度超過了光在該介質中的速度時，會發出的一種以短波長爲主的電磁輻射（也就是藍光、紫外光或波長更短的“光”），這種輻射就叫切倫科夫輻射。事實上，不僅是粒子，其他一些物體也存在類似的效應，如超音速飛機的速度在突破音速前會出現“音爆”。所謂米水切倫科夫探測器，就是指通過切倫科夫效應來檢測高速飛行的次級粒子的大水池子——高速穿入水池中的高能粒子會發光。因爲光在水中的速度已經降低至真空光速的75%，這給高能粒子實現“超光速”的機會，產生切倫科夫輻射的幾率更高。

[速記] 切倫科夫輻射——介質中的超光速現象

切倫科夫輻射藝術畫（來源：Daniel Wintz， Patrice Genevet， and Antonio Ambrosio）

當你瞭解了這兩個高深的概念後，就能理解“拉索”的厲害之處了。KM2A工作在0.1-10PeV區間，指向精度小於0.1°，角分辨率0.26°（滿月的一半），是全球最靈敏的超高能伽馬射線探測器，其中電磁粒子探測器記錄下廣延大氣簇射（前鋒面）上次級粒子的密度和到達時間；而μ子探測器陣列記錄下廣延大氣簇射中的μ子成分，根據μ子的數量可以判斷是高能宇宙線（主要是帶電粒子）事例還是高能類伽馬射線（主要是電磁波）事例。WCDA工作在0.1-10TeV區間，指向精度小於0.1°，角分辨率0.22°，用於測量廣延大氣簇射中次級帶電粒子和伽馬光子。WFCTA工作在0.1-100PeV區間，用於測量帶電粒子在空氣中產生的切倫科夫輻射，追蹤它們的方向。這幾套設備讓“拉索”成爲一個既會刀槍，又會騎射的武林高手！通過多種探測手段的聯合觀測，可以相互驗證，相互補充，從次級粒子的狀況反推，準確獲得原初宇宙線粒子的種類、能量、方向等關鍵信息。

“拉索”的重大發現

這次宣佈的成果取自2020年內11個月的觀測數據。①發現了12個穩定伽馬射線源，數量之多超乎想象，誇張一點說是銀河系內到處都在放煙花，暗示着能夠將粒子能量加速超過1PeV的宇宙加速器在銀河系內是普遍存在的。②這些光子能量從0.1PeV一直延伸到1PeV，顛覆了原先伽馬射線能譜會在0.1PeV處受到限制的“常識”。③它們都是LHAASO視場內最明亮的一批銀河系伽馬射線源，測到的伽馬光子信號高於背景7倍標準偏差以上，源的位置測量精度優於0.3°，這幾乎是迄今國際上得到的關於高能伽馬射線的最佳觀測結果。④也正是這種高精度定位能力，可以幫助我們將這12個伽馬射線源與一些天體聯繫起來，結果發現與年輕的大質量星團、超新星遺蹟、脈衝星風雲等有關，雖然沒有完全鎖定，但它們都是潛在的拍電子伏特宇宙線加速器。⑤在發現的事例中最高能量的光子爲1.4PeV，來自天鵝座內非常活躍的恆星形成區，那麼相應的宇宙線加速器的能量將突破10PeV，名副其實的PeVatron（好強的“拍瓦強”啊）。還有一例是來自大家熟悉的蟹狀星雲，這個公元1054年爆炸的超新星不僅留下了一篇燦爛的星雲，也留下了一顆緻密的中子星，現在我們不僅知道它會產生強烈的射電脈衝，會產生強烈的X射線噴流，我們還知道它會產生接近1PeV的高能高瑪射線。

LHAASO觀測到的天鵝座蠶繭星雲方向高能伽馬射線（藍色）比費米空間望遠鏡觀測到的（紅色）高出4個數量級，並且能譜上或許還能延伸。（來源：A。 U。 Abeysekara et al。， 2021）

超高能伽馬天文觀測時代

所有這些發現，幾乎各個都是前所未有的突破，暗示着科學家們需要重新認識銀河系高能粒子的產生、傳播機制，進一步研究極端天體現象及其相關的物理過程，並在極端條件下檢驗基本物理規律。而LHAASO的高精度的定位將潛在的超高能宇宙線加速器（PeVatron）限制在一個較小的範圍中，爲將來的研究提供了明確的方向，有助於破解宇宙線起源這個“世紀之謎”。

LHAASO使得探測到的伽馬射線在能譜上繼續延伸，突破1PeV，而目前全球只有LHAASO擁有這個能力。（來源：Zhen Cao et al。， 2021/中科院高能物理研究所，新聞發佈會直播截屏）

2019年人類才探測到首個具有“超高能”伽馬射線輻射的天體，LHAASO使用不到1年的觀測數據就已經將“超高能”伽馬射線源的數量提升到了12個，標誌着銀河系PeV輻射探測窗口已經開啓，“超高能伽馬天文”觀測的時代來臨了！要知道，LHAASO最快要下個月纔會完工，它的一平方公里地面簇射粒子陣列（KM2A）僅有一半投入運行，未來的成果更讓人期待！這個由中國科學院發起，全球27個研究機構，260多名研究人員共同參與的國際合作項目正在引領一場高能天體物理的全新認知。