馮思亮 范 鵬 胡一凡 馬天予 夏 彥>

(1 北京衛(wèi)星環(huán)境工程研究所北京100094)

(2 可靠性與環(huán)境工程技術重點實驗室北京100094)

(3 清華大學工程物理系北京100084)

(4 粒子技術與輻射成像教育部重點實驗室北京100084)

1 引言

伽馬射線作為電磁波譜中最高能量的波段， 攜帶著豐富的信息， 對了解宇宙的構成、星體演化和宇宙線的起源等具有重要意義[1]. 物理上來說， 伽馬射線是核反應的直接證據(jù). 觀測伽馬射線主要觀測的是相對論噴流的產生和演化以及物質之間的高速碰撞. 現(xiàn)象上來說， 伽馬射線存在于一切高能和極端宇宙事件中. 觀測伽馬射線可以對超新星爆發(fā)、活動星系核、黑洞、伽馬脈沖星、暗物質等宇宙事件進行觀測和研究， 可以說伽馬射線是天文學中面向極端宇宙的獨特窗口[2].

伽馬天文界對伽馬射線觀測譜段定義并不統(tǒng)一， 比較廣泛接受的范圍是100 keV-100 TeV[3]. 但是在2019年7月， 位于中國西藏的羊八井宇宙線觀測站(Tibet-ASγ)探測到了24個100 Tev以上來自蟹狀星云方向的伽馬射線事例， 其中最高能量達450 TeV (達到此前國際正式發(fā)表最高能量75 TeV的6倍)， 也標志著目前伽馬天文的觀測譜段上限被提高到了100 TeV以上[4].

進一步的能譜分區(qū)有兩種接受度比較高的方法. 第1種是在伽馬天文中按伽馬射線能量劃分[5]， 分為5個能段， 見表1. 另一種是從伽馬射線觀測技術手段的擅長探測范圍來對能譜進行分區(qū)， 分為5個能段， 見表2.

表1 伽馬射線觀測譜段按能量劃分Table 1 Gamma-ray observation spectrum classification based on energy

表2 伽馬射線觀測譜段按采用的觀測技術劃分Table 2 Gamma-ray observation spectrum classification based on observing technique

對宇宙中低能段伽馬射線的探測從上世紀50年代末就已經開始了[15]， 中能[16]和高能[17]的探測從上世紀60年代末開始， 甚高能的觀測從上世紀80年代末開始[18]. 從發(fā)展上來說， 高能段由于Fermi衛(wèi)星的巨大貢獻發(fā)展最快， 已經觀測到超過3000個穩(wěn)定的伽馬源[19]， 甚高能段的成果也令人矚目， 觀測到的TeV伽馬源中已證認的有227個(截止到2020年1月)1TeV伽馬源表， http://tevcat.uchicago.edu/.. 低能段和超高能段的成果略少， 數(shù)百keV到MeV的伽馬源只發(fā)現(xiàn)了數(shù)十個[20]， 超高能的伽馬源直到2019年才第1次發(fā)現(xiàn)[4].

本文旨在對國內外過去、現(xiàn)在和規(guī)劃中的空間、地面伽馬望遠鏡技術進行調研， 回顧伽馬射線觀測技術能力提升推動下的伽馬射線天文學進展， 同時通過對未來伽馬射線觀測技術能力的判讀， 展望未來20 yr的伽馬射線天文學科學產出.

2 天文觀測使用的伽馬射線探測技術

原初的宇宙線成分中含量最高的是質子， 其次是從氦核到鐵核等各種原子核以及少量的伽馬光子、電子和中微子. 當宇宙線中的高能強子或伽馬光子進入大氣層后， 在大概距離地面10-15 km處會與空氣中的原子核發(fā)生相互作用產生次級粒子， 次級粒子繼續(xù)和空氣中原子核相互作用產生新的次級粒子， 只要能量夠高， 這個過程就會不斷繼續(xù)， 這個反復進行下去的過程就是“廣延大氣簇射” (Extensive Air Shower， EAS)[21]. 在這個過程中， 次級粒子個數(shù)增加， 原初粒子的能量則分布在次級粒子中， 并且切倫科夫光和大氣熒光也將在EAS的發(fā)展過程中產生. 根據(jù)原初宇宙線粒子種類及其與大氣分子之間的作用類型將EAS分為兩類: 分別是電磁級聯(lián)和強子級聯(lián). 伽馬天文中， 原初的高能伽馬光子產生次級粒子(正負電子對和電子軔致輻射產生伽馬光子)的過程就屬于電磁級聯(lián)，如圖1所示.

圖1 電磁級聯(lián)示意圖Fig.1 Schematic of the electromagnetic cascade

對于伽馬射線的探測， 目前可以分為空間直接探測和地面間接探測兩類. 由于地球大氣層對伽馬射線的吸收很強烈， 因此需要在大氣層外對伽馬射線進行直接探測， 例如在探空火箭、高空氣球和人造衛(wèi)星上面搭載探測儀器， 然而空間探測的技術和費用限制了探測器的規(guī)模一般不超過1 m2， 從而使得這類技術更適合探測中低和高能段的伽馬射線. 對于甚高能和超高能伽馬射線， 伽馬射線的流強隨著能量增高快速下降， 從而限制了可探測的伽馬光子數(shù)量， 此外由于高能以上伽馬光子和材料作用截面基本不變， 如果想要完全捕獲甚高能和超高能的伽馬射線就需要增加探測面積， 而大型探測器對于空間探測來說幾乎是不可能實現(xiàn)的， 因此進行地面探測. 在地面放置探測器陣列可以使我們能間接地探測EAS中產生的這些次級粒子并反演到原初伽馬光子. 在粒子統(tǒng)計量方面，地面探測器陣列的接收面積大， 從而很好地彌補了粒子數(shù)目不足的問題， 和空間實驗互補， 共同促進伽馬天文的發(fā)展.

2.1 空間伽馬射線探測技術

對于衛(wèi)星搭載的空間探測來說， 探測的主要是原初伽馬光子， 直接探測的能量范圍在數(shù)百GeV以內. 根據(jù)技術手段可以把空間探測分為3大類: 編碼孔徑望遠鏡、康普頓望遠鏡和電子對望遠鏡. 空間實驗的直接探測可以避免地球大氣對宇宙射線的吸收， 所以在角分辨率和能量分辨率上通常比地面實驗要高. 此外， 宇宙線的背景流強過高(是伽馬射線背景流強的103倍以上)[22]也是空間探測伽馬射線時會碰到的難題， 因此有效排除宇宙線背景、提高信噪比也是空間伽馬射線探測的重點之一. 目前空間實驗大多會應用反符合探測器半包裹在內部望遠鏡探測器上， 用以區(qū)分或剔除宇宙本底.

2.1.1 編碼孔徑望遠鏡

編碼孔徑成像最早起源于X射線和伽馬射線輻射成像設備的研制， 是為了提高成像系統(tǒng)的信噪比和角分辨率， 在單針孔基礎上發(fā)展起來的一種多孔成像技術[23]. 它可以理解為是一種通過編碼孔徑來改善成像系統(tǒng)的傳遞函數(shù)， 進而實現(xiàn)一定方式的像元組合技術. 編碼孔徑望遠鏡的探測能段一般為10 keV-10 MeV， 它通過編碼和解碼的過程， 重建出入射的伽馬射線的方向位置信息， 如圖2所示[24]. 在編碼板下方放置閃爍體探測器或者半導體探測器用以對入射伽馬射線的能量進行吸收和確定. 典型的空間編碼孔徑望遠鏡有美國國家航空航天局(NASA)的康普頓伽馬射線天文臺(CGRO)任務的OSSE (Oriented Scintillation Spectrometer Experiment)[25]、歐洲空間局(ESA)的INTEGRAL任務的IBIS (the Imager on Board the Integral Satellite)[26]、NASA的雨燕伽馬射線暴探測器(Swift)任務的BAT (Burst Alert Telescope)[27]和中法合作的空間多波段天文變源監(jiān)視器(Space-based multiband astronomical Variable Objects Monitor， SVOM)規(guī)劃任務[28].

2.1.2 康普頓望遠鏡

康普頓望遠鏡是一種利用伽馬光子康普頓散射效應成像的裝置， 適合于能量在0.1 MeV到幾十MeV伽馬光子的成像. 康普頓望遠鏡一般是由兩層伽馬射線探測器(散射層和吸收層)組成的， 每層探測器又由閃爍體探測器和光電倍增管(PMT)等組成， 如圖3所示[24]. 入射的伽馬射線在散射層發(fā)生康普頓散射并沉積部分能量， 之后散射的伽馬射線在吸收層被完全吸收并沉積全部能量. 根據(jù)康普頓散射的公式可以反演出伽馬源一定會處于一個圓錐表面上， 但是并不能確定其絕對方向[29]. 對同一個源的伽馬射線多次反演， 這樣多個圓錐區(qū)域的最大機率交疊部分就可以作為伽馬源的位置， 從而對伽馬源位置精確定位. 此外， 通過增加層數(shù)的多層探測技術目前來看已經成為了成熟的技術，可以有效提高康普頓望遠鏡的探測效率[30]. 典型的康普頓望遠鏡有NASA的CGRO任務的COMPTEL[7]和瞬變事件和核天體物理先進探測器(ASTENA)概念任務設計[31].

圖2 編碼孔徑望遠鏡技術示意圖， 圖片來自文獻[24].Fig.2 Schematic of the coded-aperture telescopes，this figure is from reference [24].

圖3 康普頓望遠鏡技術示意圖， 圖片來自文獻[24].Fig.3 Schematic of the Compton telescopes， this figure is from reference [24].

2.1.3 電子對望遠鏡

該技術探測的能量范圍是20 MeV-30 GeV. 很早之前的電子對望遠鏡是火花室配合量能器， 如CGRO任務的EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope). 而現(xiàn)代電子對望遠鏡的主體其實是位置分辨率很好的硅微條探測器， 適合于大面積、高分辨率的伽馬射線探測. 入射的高能伽馬射線會與轉換層(一般使用鎢板)發(fā)生相互作用產生電子對. 從探測平面上采集電荷信息， 就可以獲得入射粒子在該2維平面上的一個坐標位置. 多個探測面上下交錯放置就可以構成探測陣列， 在徑跡重建算法的幫助下， 根據(jù)每個探測面的擊中信息就可以精確計算出入射粒子的徑跡信息[32]. 最后， 通過下方放置量能器來對帶電粒子進行吸收并測量出沉積的粒子能量， 如圖4所示[8]. 典型的電子對望遠鏡有NASA的Fermi任務的LAT (Large Area Telescope)[8]、意大利的AGILE[9]任務、俄羅斯牽頭的最大能量400 GeV的伽馬天文多功能模塊化儀器(GAMMA-400)規(guī)劃任務[33]、NASA的先進高能電子對望遠鏡(AdEPT)規(guī)劃任務[34]、中國的“悟空”暗物質粒子探測衛(wèi)星(DAMPE)[35]和中國空間站高能宇宙輻射探測設施(HERD)規(guī)劃任務[36].

康普頓-電子對望遠鏡顧名思義， 它采用的是將康普頓望遠鏡和電子對望遠鏡相結合的技術， 探測能段為0.3 MeV-3 GeV. 它的結構原型是電子對望遠鏡， 不同的是它使用了康普頓望遠鏡中的雙邊硅微條探測器(Double-sided Silicon Detectors， DSSD)來探測中低能的伽馬射線. 康普頓望遠鏡和電子對望遠鏡兩種探測技術相比較， 前者比后者更復雜是因為散射光子也攜帶了入射光子的信息， 所以在探測電子能量和位置的同時還需要考慮散射光子的因素. 對于康普頓事件， 康普頓-電子對望遠鏡入射伽馬光子發(fā)生康普頓散射后沉積部分能量E1并被記錄位置信息; 同時散射電子e的能量、位置信息也可由硅微條探測器確定; 散射光子γ′的能量E2和位置信息由下方量能器來確定， 最后通過計算散射角θ獲得光子的入射信息. 對于電子對事件， 產生的電子對還是在硅微條探測器中獲取位置信息， 在下方的量能器中確定能量， 具體形式如圖5所示[37]. 典型的康普頓-電子對望遠鏡有ESA的增強型ASTROGAM (e-ASTROGAM)規(guī)劃任務[38]、美國提出的康普頓電子對空間望遠鏡(ComPair)任務設計[37]和NASA的全天區(qū)中能伽馬射線觀測站(AMEGO)規(guī)劃任務[39].

圖4 電子對望遠鏡示意圖， 圖片來自文獻[8].Fig.4 Schematic of the pair-production telescopes，this figure is from reference [8].

圖5 康普頓-電子對望遠鏡示意圖， 圖片來自文獻[37].Fig.5 Schematic of the Compton-pair production telescopes， this figure is from reference [37].

2.2 地面伽馬射線探測技術

目前，地面實驗以兩類為主，分別是成像大氣切倫科夫望遠鏡(Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope， IACT)和EAS陣列， 探測的能量范圍是GeV到TeV能段及以上， 前者對簇射過程的光子進行探測， 后者對簇射過程的粒子進行探測. IACT和EAS陣列各有優(yōu)缺點， 在一定程度上是可以互補的， 兩種探測技術如圖6所示.

圖6 兩種地面探測技術示意圖， 左為成像大氣切倫科夫望遠鏡， 右為EAS陣列.Fig.6 Schematic of two kinds of ground-based gamma-ray observing techniques. The IACT is shown on the left， and EAS array is shown on the right.

2.2.1 成像大氣切倫科夫望遠鏡IACT

原初伽馬射線在簇射徑跡上產生大量高速帶電粒子， 這部分帶電粒子穿過透明介質時， 若其速度大于光子在該介質中的速度， 則會產生切倫科夫光輻射[40]. IACT會通過多面反射鏡將切倫科夫光子反射到望遠鏡的焦平面上， 之后由PMT放大并記錄所得的圖像， 可以說是一種純光學的系統(tǒng)， 對高能粒子徑跡進行直接的成像. 從不同方向收集到的光子， 最后將在探測器焦平面上匯聚成一個小的橢圓形徑跡， 橢圓長軸的方向指向簇射中心[41]. 利用多臺相距幾十米的望遠鏡組成一個陣列， 就可以比較準確地測量簇射的方向和形狀， 并以此反推出簇射發(fā)生的地點以及引發(fā)簇射的粒子， 如圖7所示[22].

圖7 大氣切倫科夫望遠鏡成像技術的示意圖， 圖片來自文獻[22].Fig.7 Schematic of the IACT， this figure is from reference [22].

IACT視場比較小， 由于測量的是由次級粒子在大氣中產生的切倫科夫光， 所以只能在晴朗無月的夜間運行， 平均觀測時間只能達到10%左右. 但是它的角分辨率和能量分辨率都很好， 有較低的能量閾值， 而且對原初宇宙線的伽馬射線和質子有較強的區(qū)分能力， 已經成為了地面上主流的甚高能伽馬望遠鏡. 眾所周知的IACT有H.E.S.S[10]、MAGIC[11]、VERITAS[12]等.

2.2.2 廣延大氣簇射(EAS)陣列

在廣闊并且平坦的區(qū)域建造多種大量的粒子探測器從而組成EAS陣列， EAS陣列的探測模式有兩種: 其一是利用探測器對簇射的前鋒面進行抽樣測量， 記錄簇射的次級粒子到達的時間、粒子的密度分布和電荷等信息， 從而分析并重建出原初粒子的方向、能量以及成分; 其二是只記錄在固定時間間隔內到達的次級粒子個數(shù)， 沒有關于次級粒子到達探測器時的位置信息[42]. 當來自伽馬暴(GRB)的高能光子到達大氣層產生EAS時，有些能量不足以在觀測面形成大量粒子的簇射， 然而許多次級粒子卻有可能在較短的時間內達到觀測面， 此時采用第2種模型利用較小的探測面積就可以完成探測任務， 可以明顯提高本底事例率.

EAS陣列相比于IACT視場更大， 探測的能段也可以更高， 可以對次級粒子進行充足的采樣， 并且可以全天候不間斷的探測， 但是此類實驗測量的只是簇射的前鋒面或者次級粒子到達的時間， 不能測量其發(fā)展過程， 因此難以區(qū)分原初入射粒子的種類. 此外它能夠同時觀測多個點源以及監(jiān)測光變源， 這對尋找未知源來說非常有利. EAS陣列設計之初是用于測量宇宙線的能譜和化學成分， 但是采用對簇射前鋒面抽樣測量的方法觸發(fā)閾能很高， 再加上大量的宇宙線本底， 所以很難探測到伽馬信號， 角分辨率和能量分辨率相對于IACT較低. 解決辦法是通過增加探測器覆蓋的密度再結合高海拔的優(yōu)勢就可以有效降低閾能， 從而探測到高能伽馬射線. 對于探測面積和所處海拔不同的EAS陣列，它們的工作能區(qū)各不相同， 能區(qū)可以從TeV一直延伸到更高能區(qū). 著名的EAS陣列實驗有羊八井天體物理地面觀測站(ARGO-YBJ)[43]等.

水切倫科夫探測器(Water Cherenkov Detector， WCD)陣列屬于EAS陣列， 它以水作為轉化體， 工作原理是探測簇射后的次級粒子在水箱里產生的切倫科夫光的光子， 之后由PMT放大并記錄信號， 屬于一種粒子采樣器(Particle Sampler)， 技術原理示意圖如圖8[41]. 水切倫科夫探測器目前已經作為一種成熟的伽馬望遠鏡技術，應用于甚高能伽馬天文觀測. 比較著名的實驗有奇跡伽馬射線望遠鏡(Milagro)[44]、Tibet-ASγ[13]和HAWC[14]等.

圖8 水切倫科夫探測器示意圖， 圖片來自文獻[41].Fig.8 Schematic of the WCD， this figure is from reference [41].

針對不同的細分譜段， 以5種伽馬射線探測技術為代表的空間和地面望遠鏡正不斷地刷新我們對于伽馬天文的認識. 表3總結了上述5種伽馬射線探測技術及其對應探測器的典型參數(shù).

表3 采用5種伽馬射線探測技術探測器的典型參數(shù)比較Table 3 Comparison of the detector typical characteristics using 5 kinds of gamma-ray detecting techniques

3 觀測技術推動下的伽馬天文進展

3.1 空間探測及科學進展

1967年OSO-3衛(wèi)星發(fā)現(xiàn)了彌散伽馬射線背景并證明了銀河系是一個明亮的充滿伽馬源的地方， 如圖9左所示[45]， 但是其沒有成像能力， 在繪制銀河系天圖時， 伽馬源的坐標由源在銀河系的經度和緯度所確定. 1972年的SAS-2衛(wèi)星首次給出了具有統(tǒng)計意義的伽馬射線輻射結果[46]， 之后的COS-B探測到了25個能量大于100 MeV的伽馬射線點源并繪制了伽馬源天圖， 如圖9右所示[47]. 1991年康普頓伽馬射線天文臺CGRO升空， 它攜帶的EGRET探測器專門作為早期的電子對望遠鏡用于探測高能的伽馬射線， 觀測到了271個伽馬點源， 繪制了伽馬源天圖， 并對源進行了簡單的分類:如活動星系核(AGN)、大麥哲倫星系(LMC)、脈沖星、耀斑以及一些待確認的源， 如圖10左所示[48]. 之后Fermi衛(wèi)星作為EGRET的升級版于2008年升空并運行至今， Fermi-LAT 是具有高靈敏度的電子對望遠鏡， 探測能段20 MeV-30 GeV， 探測靈敏度都相比于EGRET又提升了一個量級[8]. 同時， Fermi-GBM (Gamma-ray Burst Monitor)作為輔助探測器， 探測能段為8 keV-40 MeV， 主要用于監(jiān)測伽馬暴， 并在探測瞬態(tài)源的時候對LAT進行補充[49]. 值得一提的是， 在2017年美國激光干涉引力波天文臺(the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory， LIGO)探測到雙中子星并合產生的引力波事件GW 170817之后， GBM觀測到了首例引力波事件的伴隨短伽馬射線暴GRB 170817 A[50]. Fermi衛(wèi)星是目前空間上最成功的伽馬射線望遠鏡， 繪制了目前銀河系最佳分辨率的伽馬源天圖并進行分類如活動星系核、脈沖星、超新星遺跡(SNR)、脈沖星風云(PWN)等， 如圖10右所示[19]， 還發(fā)現(xiàn)了費米氣泡， 首次探測到能產生中微子的活動星系TXS 0506+056等2https://fermi.gsfc.nasa.gov/.. 此外， 意大利的AGILE任務于2007年升空， 除了觀測到了河內河外的各種伽馬源外， 還觀測到了蟹狀星云存在著耀發(fā)現(xiàn)象等3http://agile.iasf-roma.inaf.it/.. Fermi衛(wèi)星和AGILE衛(wèi)星采用電子對望遠鏡豐富了我們對于高能伽馬天文的認識. 在過去的40 yr里， 隨著探測器能力的不斷提升， 越來越多的伽馬源被我們發(fā)現(xiàn)， 表4總結了不同時期的3個空間任務編制的高能伽馬源編目.

2002年發(fā)射的INTEGRAL衛(wèi)星的IBIS以及2004年Swift衛(wèi)星的BAT作為編碼孔徑望遠鏡在低能伽馬天文中也做出了重要貢獻，比如INTEGRAL測量了整個銀河系26Al的水平， 證明了銀河系平均每個世紀會產生兩顆超新星; Swift每年會探測到大約100次GRB，證實了GRB作為高紅移宇宙獨特探針的前景， 提供了關于黑洞誕生的關鍵信息等[51].此外， 工作9 yr于2000年退役的CGRO的COMPTEL作為康普頓望遠鏡， 從Cas A探測到了44Ti的放射性衰變線[52]， 根據(jù)1.809 MeV線繪制了銀河中心26Al天圖[53]等. 但是相比于高能伽馬天文， 中低能的成就還是略顯不足， 也沒有伽馬源編目正式發(fā)布過.

圖9 伽馬射線探測衛(wèi)星的觀測結果. 左為OSO-3的伽馬源天圖， 右為COS-B的伽馬源天圖(編目2CG). 左圖來自文獻[45]， 右圖來自文獻[47].Fig.9 The observation results from gamma-ray satellites. The gamma-ray source sky map from OSO-3 is shown on the left， and from COS-B (catalogue 2CG) is shown on the right. Left panel is from reference[45]， and right panel is from reference [47].

圖10 伽馬射線源分布圖. 左為根據(jù)EGRET繪制的伽馬源天圖(編目3EG)， 右為根據(jù)Fermi繪制的伽馬源天圖(編目3FGL). 左圖來自文獻[48]， 右圖來自文獻[19].Fig.10 Map of gamma-ray source locations in Galaxy. The third EGRET catalogue (catalogue 3EG) is shown on the left， and the third Fermi-LAT catalogue (catalogue 3FGL) is shown on the right. Left panel is from reference [48]， and right panel is from reference [19].

表4 空間任務編制的高能伽馬源編目Table 4 Catalogues from space missions in high-energy gamma-ray sources

3.2 地面探測及科學進展

第1代地基伽馬望遠鏡惠普大氣切倫科夫望遠鏡(WHIPPLE)于1989年觀測到了第1個甚高能伽馬源蟹狀星云， 也標志著甚高能伽馬天文的開始[18].

隨著IACT技術和EAS陣列技術的發(fā)展， 第2代地基伽馬望遠鏡也逐漸成型. 以IACT技術發(fā)展的任務有CAT陣列(The Cherenkov Array at Th′emis)[54]、高能伽馬射線天文望遠鏡(HEGRA)陣列[55]和澳大利亞、日本聯(lián)合內陸伽馬射線天文臺(CANGAROO)[56]等. 與此同時， 為了解決IACT的視場過窄的弊端， 一些小組通過研究波前采樣技術而在法國建立了追蹤簇射高能μ子觸發(fā)的切倫科夫光(THEMISTOCLE)望遠鏡， 雖然非成像的切倫科夫望遠鏡有著更低的閾能， 但是其分辨率和視野等性能指標無法達到第3代地基伽馬望遠鏡的高度， 最終在2005年左右便不再繼續(xù)研究這種望遠鏡技術[57]. 坐落在新墨西哥北部的Milagro實驗于1999年開始運行， 作為大型WCD， 對北半球全天空TeV的伽馬射線進行監(jiān)測[44]. 截至第2代地基伽馬望遠鏡時代的結束(大約在2000年左右)， 7個伽馬源的數(shù)據(jù)結構已經被逐步建立起來， 分別是蟹狀脈沖星云、河內超新星遺址RX J1713.7-3946[58]、河外源Mrk 421、Mrk 501、1ES 1959+650、PKS 2155-304[59]和1ES 1426+428[60].

目前第3代地基伽馬天文望遠鏡還是以IACT和EAS陣列為主， 正在不斷地豐富我們對甚高能伽馬天文學的認知. 第3代的IACT如CANGAROO-III[61]、H.E.S.S[10]、MAGIC[11]和VERITAS[12]， 采用數(shù)面大口徑(10-15 m)望遠鏡組成陣列， 進一步提高了望遠鏡的角分辨率和能量分辨率， 有效降低了探測閾能. 第3代的EAS陣列主要以WCD為主， 如Tibet-ASγ[13]和HAWC[14]， 也在不斷產出觀測成果. Tibet-ASγ和HAWC的探測將我們關于蟹狀星云中的粒子加速和輻射的標準圖像光滑地延伸到了高能， 這證明了初始電子的能量在蟹狀星云中被加速到接近1 PeV[62]. Tibet-ASγ在2019年7月首次探測到了100 TeV以上的伽馬射線事例， 其中最高能量達450 TeV (高達此前國際上正式發(fā)表最高能量75 TeV的6倍)[4]. 截至2020年1月， 甚高能以上已經有227個TeV能段的伽馬源被探測并記錄到線上更新的TeV伽馬源編目中， 伽馬源的分布如圖11所示.

圖11 TeV能段伽馬源分布圖Fig.11 Map of TeV gamma-ray sources in Galaxy

3.3 未來探測及科學進展

至今， 空間和地面探測器已經在高能、甚高能能段取得了大量成就， 但是在中、低能能段的數(shù)據(jù)和成就還需要填補. ESA的e-ASTROGAM[38]， 作為一個將康普頓望遠鏡和電子對望遠鏡結合的衛(wèi)星， 保證寬視野的同時觀測能區(qū)跨越4個量級(0.3 MeV-3 GeV)， 在0.3 MeV-100 MeV的靈敏度相比于COMPTEL會提升1到2個數(shù)量級. NASA的AMEGO[39]和e-ASTROGAM類似， 觀測能區(qū)為0.2 MeV-5 GeV， 靈敏度是COMPTEL的20倍. e-ASTROGAM和AMEGO將會探索銀河系中心和內部的奧秘，星系內外重元素的核合成與傳播和來自極端粒子加速機制等.

下一代地基伽馬望遠鏡也早就已經規(guī)劃并建設了， 包括分別建在南北半球(智利和西班牙拉帕爾瑪島)的切倫科夫望遠鏡陣列(Cherenkov Telescope Array， CTA)[63]和中國四川稻城的高海拔宇宙線觀測站(Large High Air Altitude Shower Observatory，LHAASO)[64-65]. 基于IACT技術， CTA是由大中小型以及中型雙鏡版本組成的望遠鏡陣列， 并計劃將現(xiàn)有的IACT靈敏度提高10倍， 觀測能區(qū)同樣跨越4個量級(20 GeV-300 TeV). CTA主要面向相對論性宇宙粒子起源、極端環(huán)境、新物理現(xiàn)象等重要科學前沿領域開展探索研究. LHAASO分別采用不同的技術手段， 對宇宙線粒子和γ射線產生的EAS作多參數(shù)的精確測量， 能譜范圍從幾百GeV到上百TeV. 它與CTA的優(yōu)勢互補， 探測并進行高能的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.

圖12中根據(jù)靈敏度對現(xiàn)有和未來的主流伽馬望遠鏡進行了整理， 并分別用不同顏色代表了不同的觀測譜段， 用不同線型代表了過去、現(xiàn)有和未來的伽馬望遠鏡任務. 未來伽馬天文的全球規(guī)劃中， e-ASTROGAM、AMEGO、LHAASO和CTA分別作為空間和地面探測技術的望遠鏡代表， 不僅對應數(shù)據(jù)較為缺失的譜段， 并且靈敏度較已有任務有很大幅度的提高. 天文學的觀測歷史表明， 探測器能力的代際提升， 必將伴隨著重大的科學產出. e-ASTROGAM和AMEGO將加深我們對低能段宇宙射線的理解， 豐富銀河系的化學、生命、恒星演化的信息; LHAASO和CTA有望在更高的能量上尋找暗物質并針對高能宇宙射線加速機制進行更詳細的觀測. 若這4個項目實施， 我們可以預測未來20 yr的γ天文仍將處于非常活躍的狀態(tài). 但ASTROGAM在ESA的中等M44第4個中型尺寸探測器任務(the fourth Medium-size mission， M4)屬于ESA征集的、計劃于2025年發(fā)射的宇宙視覺科學計劃(Cosmic Vision Science Programme).項目競爭中未被選入， 升級為e-ASTROGAM后參與M55第5個中型尺寸探測器任務(the fifth Medium-size mission， M5)屬于ESA進行征集的、計劃于2029—2030年發(fā)射的宇宙視覺科學計劃.競爭也未脫穎而出， AMEGO是NASA還處在任務規(guī)劃階段， 如果被立項實施， 計劃于2029年左右發(fā)射， 兩者的不確定性使得中低能譜段的未來不完全明朗. CTA于2005年開始規(guī)劃， 計劃于2022年先開始初步運行， 到2025年整體建成. LHAASO于2015年底獲得批復， 之后一直在穩(wěn)步建設中. 相信LHAASO和CTA一定會在已知和未知的科學問題上， 繼續(xù)拓展人類對甚高能伽馬宇宙的認知.

4 結論

伽馬天文需要100 keV-450 TeV甚至更高的超寬能譜觀測， 針對不同的科學目標和細分譜段， 必須利用不同的伽馬望遠鏡探測技術， 從低能到極高能， 本文分別介紹了主流的編碼孔徑望遠鏡、康普頓望遠鏡、電子對望遠鏡、大氣切倫科夫望遠鏡和廣延大氣簇射陣列技術. 自上個世紀50年代預言存在伽馬宇宙線， 在至今不到70 yr的時間里伽馬天文學取得了巨大的突破， 我們認識到伽馬背景、各能段伽馬源、長短伽馬暴的存在，我們通過銀河系伽馬、太陽伽馬和地球伽馬事件從更多的側面了解星系、恒星和地球發(fā)生發(fā)展中的物理過程. 當前需要伽馬天文參與揭示的前沿熱點科學問題包括: 探索暗物質本質、宇宙射線的起源和粒子加速機制等， 這些前沿科學問題會拉動伽馬望遠鏡觀測技術向著更高靈敏、更高時空分辨的方向發(fā)展. 從目前的探測器歷史和能力來看， 未來20 yr最有望產生令人矚目的科學產出的是空間的e-ASTROGAM和AMEGO (都尚未立項實施)以及地面的LHAASO和CTA (都尚在建設)， 它們是填補觀測歷史較為空白譜段的新一代高靈敏度望遠鏡， 依據(jù)天文觀測的歷史經驗， 極有可能帶給我們新的宇宙認知. 其中e-ASTROGAM和AMEGO有望加深我們對宇宙射線中低能段的理解， 探索銀河系中心和內部的奧秘、星系內外重元素的核合成與傳播和來自極端粒子加速機制等.LHASSO和CTA有望對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等重要科學前沿領域提供觀測與實驗數(shù)據(jù). 伽馬射線是宇宙高能事件的獨特探針， 宏大的宇宙用伽馬描述著地球上、太陽系、銀河系內甚至我們星系團中無法發(fā)生的高能極端事件， 人類了解宇宙、欣賞宇宙的本能是伽馬天文觀測以及伽馬天文科學發(fā)展的永恒動力.

圖12 伽馬天文觀測任務5σ靈敏度曲線圖(1 erg·cm-2·s-1 = 1 mW·m-2). 該圖為在同一坐標系下對以往6張不同任務靈敏度曲線圖[2-3，38-39，66-67]的整合處理(其中不同圖對同一任務的曲線有不一致的情況， 處理方法為對不同曲線取平均形成新曲線). 圖中按5大類探測技術對曲線顏色進行區(qū)分， 黃色為編碼孔徑望遠鏡， 藍色為康普頓望遠鏡， 綠色為電子對望遠鏡， 紅色為IACT， 紫色為EAS陣列. 對現(xiàn)有和未來規(guī)劃任務進行區(qū)分， 實線表示現(xiàn)有的任務， 虛線表示未來規(guī)劃的任務. 灰色線條從上到下分別代表了1毫蟹狀星云的微分能量通量的100%、10%、1%和0.1%.Fig.12 Differential 5σ sensitivity of gamma-ray telescopes (1 erg·cm-2·s-1 = 1 mW·m-2). Fig.12 composes the previous 6 different sensitivity figures[2-3，38-39，66-67] under the same coordinate system(the new curves are taken the average from different curves when different figures have inconsistencies in one curve of the same mission). Colors distinguish the different detecting techniques， yellow for the Coded-aperture telescopes， blue for Compton telescopes， green for pair-production telescopes， red for IACT， and purple for EAS arrays. Future planned missions are shown as dashed lines， exiting or past missions are shown as solid lines. The grey lines show the 1 mCrab differential energy flux， as well as 10%， 1% and 0.1% of that flux.