甚高能γ射线的天空
Felix Aharonian　文　Shea　译
	在过去的几年中，随着探测到许多不同的银河系内和银河系外的甚高能γ射线源——超新星遗迹、脉冲星风星云、巨分子云、恒星形成区、致密双星系统和活动星系核，甚高能γ射线天文学已经真正意义上成为了一门观测学科。下一代可探测能量范围在1010-1015电子伏特的立体成像大气切伦科夫望远镜阵列将会大大增加观测到的甚高能γ射线源的数目，进而大幅度地推动天体物理、宇宙学和粒子天体物理的发展。 　　有人说，甚高能γ射线——能量超过1千亿电子伏特（eV）——是宇宙电磁波辐射的“最后窗口”。由于电磁场和强子之间的相互作用，自然界会产生大量的甚高能γ射线。这些天然加速器可以把电子、质子和核子加速到TeV（1012eV）或者PeV（1015eV）的量级。与带电粒子不同，γ射线可以自由穿行在弥漫着星系际辐射和磁场的整个宇宙中。最后，这些γ射线可以被空间或者地面的探测器探测到。这三个特征使得甚高能γ射线携带了宇宙中最高能、最剧烈现象的信息。 　　γ射线天文学囊括了现代天体物理学和粒子天体物理学的几个方面，包括（1）极端环境下的加速和辐射过程，尤其是在相对论性喷流里和在形成于黑洞以及脉冲星边缘的星风中；（2）银河系和河外星系宇宙线的起源；（3）诸如γ射线暴等非热暂现现象的本质；（4）宇宙学，尤其是探测携带了第一代星系和恒星形成历史信息的河外星系背景辐射；（5）基本物理学，包括间接搜寻暗物质和由原初黑洞所发出的信号。 　　地球大气会阻挡γ射线，因此探测γ射线的理想场所位于太空。然而，空间平台只能提供有限的探测面积，直接限制了对能量小于100GeV（1GeV=109eV）的弱γ射线的研究。基于直接观测γ射线和地球大气相互作用导致的次级簇射或者由其所释放出切伦科夫辐射，在更高的能段可以使用其他方法来探测γ射线。由于大气中极端相对论性电子的速度可以超过大气中的光速，因此这些电子可以产生出张角大约1°的蓝色切伦科夫辐射，其在地面上的投影直径大约是120米。大气簇射产生的切伦科夫辐射非常微弱而且短暂，其持续的时间只有几个纳秒。结果是，切伦科夫望远镜必须具有面积远大于1平方米的光学反射镜才能在几度的视场中捕捉到转瞬即逝的、大小为0.1°-0.2°的切伦科夫辐射。观测到的总光子数代表了能量，其方向和γ射线到达的方向直接相关，而所观测到的切伦科夫辐射的形状则反应出了入射粒子的属性（是质子还是γ射线）。这三个特征和巨大的探测阵列（0.1平方千米）一起构成了成像大气切伦科夫望远镜（IACT）技术的基础。 　　20世纪80年代后期位于美国亚利桑那州霍普金斯山的惠普尔10米望远镜使用IACT技术探测到了第一个可靠的、来自蟹状星云的甚高能γ射线信号。在随后的15年里，探测的主力军是位于法国西密斯的切伦科夫阵（CAT）、位于澳大利亚奥特班克的澳大利亚、日本联合γ射线天文台（CANGAROO）、德国的高能γ射线天文学实验（HEGRA）、惠普尔望远镜以及其他一些小组。然而，他们当时只探测到大约10个甚高能γ射线源。因此，尽管有一些引人注目的结果，尤其是在耀变体中发现了γ射线，但是这些努力并没有取得巨大的突破，急需更灵敏的探测器。 　　20世纪90年代中期，使用2个或者多个10米级望远镜从不同角度同时观测的立体阵列概念被认为是最有希望提高灵敏度并且把探测阈值降到100GeV的方法。尽管立体探测方法的威力在由小口径望远镜组成的HEGRA上得到了淋漓尽致地体现，但是真正把它提升到成为一门观测（天文学）学科的还是法德联合的高能立体系统（HESS）。HESS是一个由4架直径13米的IACT组成的望远镜陈列，成像视场约为5°，2004年建成。其覆盖的能量范围很宽，从100GeV到100TeV，角分辨率可以达到几个角分，最小可探测能流接近10-13尔格每平方厘米每秒。但是HESS主要观测位于天球南半球的γ射线源，而大气γ射线成像切伦科夫望远镜（MAGIC）——一个口径相当大的切伦科夫望远镜——则把目光聚焦在了北半球。不久一个新的由4架IACT组成立体阵列——甚高能辐射成像望远镜阵列系统（VERITAS）——就将在美国亚利桑那州南部投入使用。 [图片说明]：HESS和MAGIC。（图A）HESS是一个位于纳米比亚由4架直径13米的切伦科夫望远镜组成的立体阵列。中央的那架望远镜是在建的一架直径28米的新望远镜的想像图。本图由霍夫曼（W. Hofmann）拍摄。（图B）MAGIC是一架位于加那利群岛中拉帕尔玛岛的直径17米的切伦科夫望远镜。目前正在建第二架望远镜，这将使得MAGIC可以对γ射线源进行立体观测。本图由萨瓦尔利施（P. Sawallisch）拍摄。 　　目前，在银河系和河外星系中有几个TeVγ射线源。HESS的重要成就之一就是发现了年轻超新星遗迹的壳层结构，尤其是RXJ1713.7-3946，它在早先的CANGROO的观测中是一个TeVγ射线源。这一结果支持了早期的理论预言，银河系宇宙线必定和超新星遗迹有联系，也就是说宇宙线是被由超新星爆发抛出的壳层物质所加速的。 　　HESS还发现许多年轻的脉冲星被弥漫的甚高能γ射线辐射区所包围。其中一些的形态会随着能量变化而变化，当质子能量变大时源的尺寸会变小。这可以由电子的能量损失来解释，并且强烈佐证了电子被加速到了100TeV，同时加速区位于低温极端相对论性脉冲星风终端区之外。 　　如果一个天然粒子加速器位于一个拥有明亮恒星的双星系统中，那么被加速的电子和星光或者高密度星风之间相互作用的时标就会在小时或者更小的量级上。因此，这样一个双星系统会连续不断地呈现出复杂的加速和磁流体力学过程，例如源于致密天体的相对论性喷流的产生与消失。这也许就是中子星周围的“低温”脉冲星风，或者是黑洞周围的“高温”喷流。到目前为止，HESS和MAGIC已经探测到了3个致密星双星系统。微类星体LS 5039是一个含有黑洞的双星系统，呈现出了严格的周期变化，就像是一架周期为3.908±0.002天的“TeV时钟”，这同时也和该双星系统的轨道周期精确相符。 [图片说明]：（图A）由HESS拍摄到的年轻超新星遗迹RXJ1713.7-3946的γ射线像，其壳层结构清晰可见。（图B）不同能段上的延展γ射线源HESS J1825-137的像，图中小于1TeV、1-2.5TeV和高于2.5TeV的辐射分别使用红色、绿色和蓝色表示。这个源极有可能和脉冲星PSR J1826-1334有关，这颗脉冲星的位置由图中的空心圆圈标出。γ射线主要通过电子和2.7K宇宙微波背景辐射中的光子的逆康普顿散射产生。由于宇宙微波背景光子充满了宇宙的每一个角落，因此电子的空间和能量分布可以从甚高能γ射线数据中清晰而精确地反推出来——这是天体物理中不通过任何额外的假设得到非热粒子分布的唯一一个例子。图片下方的明亮点源是微类星体LS 5039。 　　尽管来自孤立天体的γ射线可以揭示出宇宙加速器的位置，但是同时也应该意识到还存在着由于与相对论性粒子相互作用而产生的γ射线弥散辐射。HESS的观测发现，TeVγ射线辐射和距离银河系中心200秒差距的几个巨分子云有关。对这些区域的仔细观测显示，存在空间上均分分布的高速质子。这些高速质子可能是以前被银河系中心致密射电源Sgr A*加速的，或者是由于最近银心附近的超新星爆发所造成的。尽管还存在其他目前无法被排除的解释，例如银河系的暗物质晕，但是Sgr A*——也许是位于银河系动力学中心的超大质量黑洞（SMBH）——可能也是惠普尔、CANGAROO、HESS以及MAGIC探测到的致密TeVγ射线源的元凶。 　　在巨型射电星系M87身上存在着更多令人信服的关于SMBH制造γ射线的证据。观测到的时标为天的TeVγ射线变化预示着这些γ射线来自一个质量为3×109太阳质量的黑洞的边缘。 　　SMBH作为活动星系核（AGN）的中央引擎在制造甚高能γ射线上起到了重要作用。宇宙γ射线的视界，也就是在γ射线波段可观测的最远距离，取决于γ射线和弥漫的河外星系背景光（EBL）的相互作用；在甚高能段，它把最远的可观测距离限定在了几百个兆秒差距之内。这就是为什么第一批被发现的河外TeVγ射线源几乎都是距离相对较近的耀变体——喷流指向地球的AGN。尽管相对论性多普勒效应使得γ射线的流量增大了几个数量级，但是由于这些源距离较近进而把对γ射线的吸收减到最小才是其可探测的根源。随着把探测器的能量阈值调低到小于100GeV，预期可探测到的河外源数目会大量增多。在过去的2年中HESS和MAGIC的深入探测使得已知TeV耀变体的数目翻了一番。其中一些距离较远，红移达到了0.20。这一结果被用来计算在光学/近红外波段EBL流量的上限，同时它也被用来限制星系以及第一代恒星形成与演化的宇宙学模型。 　　计划中的下一代IACT阵列有两大目标：（一）在标准能量范围（0.1-10TeV）的基础上把流量灵敏度提高一个数量级，（二）大幅度拓宽IACT阵列的可探测能量范围，下到10GeV，上至1PeV。 　　如果把能量限制在大约100GeV，那么只有望远镜阵列的观测结果才是可靠的。换句话说，大量的10米级IACT（100架）才能达到灵敏度好于10-13尔格每平方厘米每秒、分辨率1-2个角分。根据HESS目前的结果推测，未来的望远镜阵列可以发现并且分辨出成百甚至上千个河内TeV源。另一方面，如果能量阈值能降低到30GeV，那么它会收获更多。其直接后果就是可探测科学目标的大量增加，尤其是其可探测的河外源的距离可以延伸到红移等于1，同时它还可以在100GeV附近大幅度的提高流量分辨率。这可以由安放在海拔3-4千米高的、口径更大的15米级的望远镜阵来实现。由于可以借鉴现有的技术，建造这样一个阵列的时间相对而言不会很长。 　　如果要把探测的能量阈值进一步降低到10GeV或者更低，那么就需要不同的方法：在海拔5千米以上的地区建造30米级的程控望远镜并且使用高量子效率的焦平面成像设备。能量在几个GeV到30GeV的范围内有特定的天体物理和宇宙学源，尤其是在红移等于5的遥远宇宙中发生的剧烈非热现象，以及致密的河内天体，例如微类星体。如果能在γ射线太空大面积望远镜（GLAST）寿命内成功建造这样一架γ射线望远镜，那将会是γ射线天文学的巨大成就。 　　最后，研发在地面上可以同时覆盖大面积天区（大于等于1弧度）的技术也十分重要。最现实的办法就是使用大量装在海拔4千米高度上切伦科夫水箱探测器。这一技术的可行性已经由米拉格罗（Milagro，西班牙语，意为“奇迹”）γ射线天文台很好得诠释了。对宇宙中未知甚高能暂现现象的探索鼓舞着人们去建造大视场的地面γ射线探测器。这些探测器将会与GLAST以及未来的大体积（1立方千米级）高能中微子探测器形成互补。
出自：Science 发布日期：2007-01-15

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