本文转自天文茶餐厅
5月17日，中国科学院高能物理研究所发布重大发现，位于西藏海拔4400米的高海拔宇宙线观测站（LHAASO，昵称“拉索”）发现了银河系内多个超高能伽马射线源，并记录到迄今人类观测到的最高能量光子，突破了人类对银河系粒子加速的传统认知， “超高能伽马天文学”时代来了！
新闻发布会现场（来源：中科院高能物理研究所）
超高能伽马射线源、超高能宇宙线加速器……高能，高能！全程高能！看过新闻发布会，国内外物理学家和天文学家欢欣鼓舞，吃瓜群众们却稀里糊涂。不少“瓜友”直呼“太高能”，每个字都认识，连在一起就不认识了。那么，这究竟是项多么厉害的发现呢？
我们先用几个关键词形容这次的发现：
超高能——观测到的光子能量达到了电磁波中的最高能级，最高的达到了1.4PeV。
多个源——发现了12个稳定超高能伽马射线源。
多类型——12个源中包含年轻的大质量星团、超新星遗迹、脉冲星风云等。
高精度——获得了迄今关于超高能伽马射线源最优测量精度。
“拍电子伏特”是个什么鬼？
为了读懂这条科技新闻，必须先要了解一些“高能”的基础知识。
在粒子物理学中经常会使用电子伏特（符号为eV）这个能量单位。它代表一个电子经过1伏特的电位差加速后所获得的动能。如果转换为我们“熟悉的”（姑且算是吧）国际单位制中的焦耳（J）的话，1 eV = 1.6022×10^-19 J。你的高中物理老师应该说过焦耳是个很小的物理量。一个标准大气压中让1公斤的液态水的温度提升1℃，需要付出4200焦耳，一盏普通的节能台灯，1秒钟消耗的能量大约是10~20焦耳。总之，你很难想象1 eV是多大。这也导致了我们通常在描述自然事件中产生的粒子能量时不得不加很多个零，为方便描述，会使用不同的缩写，如KeV、MeV、GeV、TeV、PeV。K、M、G、T、P在中文中分别读作千、兆、吉、太、拍，后一个是前一个的1000倍。于是：
千电子伏特 1 KeV = 1000 eV = 1×10^3 eV
兆（百万）电子伏特 1 MeV = 1000 eV = 1×10^6 eV
吉（十亿）电子伏特 1 GeV = 1000 eV = 1×10^9 eV
太（万亿）电子伏特 1 TeV = 1000 eV = 1×10^12 eV
拍（千万亿）电子伏特 1 PeV = 1000 eV = 1×10^15 eV
[题外话] 有没有突然想到一个生活中“熟悉的”场景？对了，在U盘或硬盘吧上会标有64GB、1TB等数字，也就是存储容量。容量从小到大分别是B（Byte）、KB、MB、GB、TB、PB等，只不过由于计算机中使用二进制，所以相邻两者之间差了1024（即2的10次方）倍，例如1 TB = 1024 GB。
电磁波的波长与能量分布（来源：网络）
我们日常生活中不会接触到这些表示粒子能量的单位，因为它们确实“太高能”。我们就拿光子来说吧——这里讲的光子是指所有的电磁波，包括红外线、可见光、伽马射线等等，本质上都是光子。可见光的波长在390-760纳米之间，对应的能量只有1.64-3.19 eV。会把我们晒黑的紫外线能量是可见光的数百倍，X射线能量是可见光的1万倍左右，而伽马射线则是百万倍以上。相比之下，我们平时接触到的电磁波能量是不是弱爆了？让我们放心的是，那些高能的“坏家伙”们几乎都被地球大气层拒之门外了。
什么是宇宙线？
宇宙射线或宇宙线（cosmic rays）是指来自于太空的高能带电亚原子粒子，即能量极高的、带电的、结构上比原子小的粒子，如质子、原子核、电子等。现在研究认为近90%的宇宙射线是质子，9%是氦原子核（即α粒子），约1%是电子（β粒子），剩下的还有些重元素的原子核，此外应该还有反质子、正电子等。之所以被称为“射线”，是因为早期认为它们是一种电磁辐射（就像X射线）。1912年，维克托·弗朗西斯·赫斯（Victor Francis Hess）以过人的胆识，带着三台静电计乘坐热气球，飞到了5300多米的高空，发现到达一定高度后，电离率会随着高度增加而持续上升。并且通过日全食期间的观测排除了这个电离率升高现象来自太阳的可能，提出这些射线来自宇宙。他也因这项发现获得了1936年的诺贝尔物理学奖。
坐在热气球中准备工作的赫斯（来源：网络）
宇宙线的能量在1GeV以上，相当数量处于TeV的级别，而少量宇宙射线还具有极高的能量，最高甚至可以超过10^20eV（1万亿亿电子伏特）。我们人类建造的最强大的粒子对撞机（欧洲强子对撞机）所能达到的最高能量也不过14TeV（即1.4×10^13eV，0.014PeV），两者相差近1亿倍！粒子的能量和它本身的“质量”有关，也和速度有关，但归根结底是产生它的物理机制所决定的。究竟是什么样的物理机制将这些粒子加速到那么高的能量呢？物理学家并不清楚。天文学上将能够把宇宙线加速到PeV的天体叫做“拍电子伏特宇宙线加速器”（PeVatron，PeV accelerator）。如果想方便记忆，不妨叫做“拍瓦强”。需要指出的是，这里的“加速器”指的是，某种令粒子加速的机制，而不是一台巨型科学装置，千万别以为“宇宙线加速器”一定是“人造的”。
超高能宇宙线从何而来？
要想研究这些超高能宇宙线是怎么产生的，首先得确定产生的源头。然而，这是很困难的一件事。因为绝大部分宇宙线是带电荷的，它们在传播的过程中会受到许多天体磁场的影响产生偏转，很可能经过了一条曲折的路径才到达地球，我们无法根据观测到的宇宙线方向追溯到真正的源头，就好比我们看到水中的筷子，却未必是真实的角度。那么，还有别的办法吗？有！那就是找到一种不会受磁场偏转的不带电的粒子，显然比较理想的就是高能光子（γ射线）。
宇宙线（绿色）的路径会受到磁场影响，高能伽马射线（黄色）与中微子（橙色）则不受磁场影响。（来源：网络）
例如，当某个天体产生的高能宇宙线碰撞到它周围的分子云时，会产生一种特殊的粒子π介子（[题外话] 介子是由两个夸克组成的，自旋为整数、重子数为零的强子）。π介子是介子类粒子中最轻的，有π+、π-和π0三种。中性π介子平均寿命仅为8.4x10^-17秒，它们立刻衰变高能光子，也就是γ射线，其能量仅为母体宇宙射线能量的十分之一或更小。γ射线不带电荷，会沿直线传播，因此我们追踪观测到的γ射线的来向，就有可能找到PeVatron“拍瓦强”。当然，还需要加上一些限制条件，比如γ射线能量要超过100 TeV，这才能说明源头的宇宙线达到PeV的能级，再比如γ射线发射区与分子云的位置一致，这才能说明γ射线产生自超高能宇宙线与分子云的碰撞，这样才有可能锁定PeVatron的位置。逻辑上似乎不难理解，然而我们又面临两个难题，一是精确定位，二是PeVatron周围产生的“超高能光子”（γ射线）的信号非常微弱。
由π介子衰变而来的高能光子（红色）（来源：网络）
“拉索”的独门绝技
这时候我们就要谈谈666的“拉索”了——高海拔宇宙线观测站（LHAASO）。它是国家重大科技基础设施之一，位于四川省稻城县海拔4410米的海子山，是专门用于宇宙线观测研究的。它占地面积约1.36平方公里，是由5195个电磁粒子探测器和1188个缪子（μ子）探测器组成的一平方公里地面簇射粒子阵列（简称KM2A）、78000平方米水切伦科夫探测器（简称WCDA）、18台广角切伦科夫望远镜（简称WFCTA）交错排布组成的复合阵列。
天哪！怎么又多了那么多名词！重点讲两个名词：广延大气簇射（Extensive Air Shower，EAS）和切伦科夫辐射 （Cherenkov radiation）。
在地球大气层外，尚未与大气发生相互作用的宇宙线被称为初级宇宙线。如上文所介绍的，初级宇宙线中的主要成分有：γ射线（高能光子）、质子、电子和其它各种稳定的原子核。像质子等高能强子或光子进入大气层后，会与空气中的原子核发生相互作用，从而产生很多次级粒子。随后，这些次级粒子又会与空气中的原子核发生相互作用，产生新的次级粒子，如此继续下去。每一次作用产生的次级粒子的数量会以几何级数增加，非常可观，这种过程被称为级联。这些次级粒子中通常包含有强子、电子、光子和μ子等，广泛地散布在数平方公里的面积上，因此这种现象也被称为广延大气簇射。簇射的范围很广，形态上看犹如洒水、下雨一般，所以英文反而很形象地称为“air shower”。
[速记] 广延大气簇射——下雨一般的次级粒子
宇宙线大气簇射发生的位置（来源：NASA，编辑：水兄）
宇宙线广延大气簇射艺术想象画（来源：网络）
光在真空中的速度为299，792，458米/秒，这是宇宙中的极限速度。然而光在介质中行径的速度却是低于这个速度的，比如光在水中的速度只有约2.25亿米/秒（0.75c），在玻璃中的速度约为1.97亿米/秒（0.657c），在空气中的速度约为299，552，816m/s（虽然只小了万分之八，但也确实是小了啊，别拿豆包不当干粮）。1934年，苏联物理学家切伦科夫发现，当一些粒子在介质中的速度超过了光在该介质中的速度时，会发出的一种以短波长为主的电磁辐射（也就是蓝光、紫外光或波长更短的“光”），这种辐射就叫切伦科夫辐射。事实上，不仅是粒子，其他一些物体也存在类似的效应，如超音速飞机的速度在突破音速前会出现“音爆”。所谓米水切伦科夫探测器，就是指通过切伦科夫效应来检测高速飞行的次级粒子的大水池子——高速穿入水池中的高能粒子会发光。因为光在水中的速度已经降低至真空光速的75%，这给高能粒子实现“超光速”的机会，产生切伦科夫辐射的几率更高。
[速记] 切伦科夫辐射——介质中的超光速现象
切伦科夫辐射艺术画（来源：Daniel Wintz， Patrice Genevet， and Antonio Ambrosio）
当你了解了这两个高深的概念后，就能理解“拉索”的厉害之处了。KM2A工作在0.1-10PeV区间，指向精度小于0.1°，角分辨率0.26°（满月的一半），是全球最灵敏的超高能伽马射线探测器，其中电磁粒子探测器记录下广延大气簇射（前锋面）上次级粒子的密度和到达时间；而μ子探测器阵列记录下广延大气簇射中的μ子成分，根据μ子的数量可以判断是高能宇宙线（主要是带电粒子）事例还是高能类伽马射线（主要是电磁波）事例。WCDA工作在0.1-10TeV区间，指向精度小于0.1°，角分辨率0.22°，用于测量广延大气簇射中次级带电粒子和伽马光子。WFCTA工作在0.1-100PeV区间，用于测量带电粒子在空气中产生的切伦科夫辐射，追踪它们的方向。这几套设备让“拉索”成为一个既会刀枪，又会骑射的武林高手！通过多种探测手段的联合观测，可以相互验证，相互补充，从次级粒子的状况反推，准确获得原初宇宙线粒子的种类、能量、方向等关键信息。
“拉索”的重大发现
这次宣布的成果取自2020年内11个月的观测数据。①发现了12个稳定伽马射线源，数量之多超乎想象，夸张一点说是银河系内到处都在放烟花，暗示着能够将粒子能量加速超过1PeV的宇宙加速器在银河系内是普遍存在的。②这些光子能量从0.1PeV一直延伸到1PeV，颠覆了原先伽马射线能谱会在0.1PeV处受到限制的“常识”。③它们都是LHAASO视场内最明亮的一批银河系伽马射线源，测到的伽马光子信号高于背景7倍标准偏差以上，源的位置测量精度优于0.3°，这几乎是迄今国际上得到的关于高能伽马射线的最佳观测结果。④也正是这种高精度定位能力，可以帮助我们将这12个伽马射线源与一些天体联系起来，结果发现与年轻的大质量星团、超新星遗迹、脉冲星风云等有关，虽然没有完全锁定，但它们都是潜在的拍电子伏特宇宙线加速器。⑤在发现的事例中最高能量的光子为1.4PeV，来自天鹅座内非常活跃的恒星形成区，那么相应的宇宙线加速器的能量将突破10PeV，名副其实的PeVatron（好强的“拍瓦强”啊）。还有一例是来自大家熟悉的蟹状星云，这个公元1054年爆炸的超新星不仅留下了一篇灿烂的星云，也留下了一颗致密的中子星，现在我们不仅知道它会产生强烈的射电脉冲，会产生强烈的X射线喷流，我们还知道它会产生接近1PeV的高能高玛射线。
LHAASO观测到的天鹅座蚕茧星云方向高能伽马射线（蓝色）比费米空间望远镜观测到的（红色）高出4个数量级，并且能谱上或许还能延伸。（来源：A。 U。 Abeysekara et al。， 2021）
超高能伽马天文观测时代
所有这些发现，几乎各个都是前所未有的突破，暗示着科学家们需要重新认识银河系高能粒子的产生、传播机制，进一步研究极端天体现象及其相关的物理过程，并在极端条件下检验基本物理规律。而LHAASO的高精度的定位将潜在的超高能宇宙线加速器（PeVatron）限制在一个较小的范围中，为将来的研究提供了明确的方向，有助于破解宇宙线起源这个“世纪之谜”。
LHAASO使得探测到的伽马射线在能谱上继续延伸，突破1PeV，而目前全球只有LHAASO拥有这个能力。（来源：Zhen Cao et al。， 2021/中科院高能物理研究所，新闻发布会直播截屏）
2019年人类才探测到首个具有“超高能”伽马射线辐射的天体，LHAASO使用不到1年的观测数据就已经将“超高能”伽马射线源的数量提升到了12个，标志着银河系PeV辐射探测窗口已经开启，“超高能伽马天文”观测的时代来临了！要知道，LHAASO最快要下个月才会完工，它的一平方公里地面簇射粒子阵列（KM2A）仅有一半投入运行，未来的成果更让人期待！这个由中国科学院发起，全球27个研究机构，260多名研究人员共同参与的国际合作项目正在引领一场高能天体物理的全新认知。
LHAASO鸟瞰图（来源：中科院高能物理研究所/LHAASO）
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