高 啟，陳天祿，劉茂元，馬帥康，肖迪泫

(1.西藏大學(xué) 宇宙線教育部重點實驗室，拉薩 850000；2.西藏大學(xué) 物理系，拉薩 850000)

1 引言

天體源輻射的甚高能(very high energy,VHE,30 GeV～30 TeV)及以上能區(qū)γ射線被認(rèn)為幾乎完全是由相對論性運動粒子與周圍物質(zhì)或光子場的相互作用產(chǎn)生的，通過VHEγ光子的測量,我們能夠得到宇宙中高能粒子的起源、加速和傳播信息，以及這些過程發(fā)生的極端環(huán)境[1–4]，如：銀河系和河外星系宇宙線的起源，極端環(huán)境下宇宙線粒子的加速和傳播過程，γ射線暴(Gamma ray bursts,GRBs)等非熱暫現(xiàn)現(xiàn)象等。同時，這些VHEγ射線也為多波段、多信使天體物理學(xué)研究提供了一個獨特的工具，例如：河外背景光(extragalactic background light,EBL)和星系間磁場信息可以通過河外源γ射線的測量來獲知；潛在暗物質(zhì)粒子的特征γ射線也可能位于VHE 波段[5]等。

由于地球大氣層對高能光子吸收非常嚴(yán)重，探測宇宙γ射線的最理想方法是將探測器送入太空進(jìn)行直接測量。然而空間探測器因載荷原因致使有效面積十分有限，而宇宙γ射線流強隨能量呈冪律譜急劇下降，在較高能量時光子流強非常低。因此，要研究VHE 及以上能區(qū)宇宙γ射線，需要一個擁有巨大有效面積的探測器，這遠(yuǎn)遠(yuǎn)超出目前星載設(shè)備的實際尺寸(約1 m2)。大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡通過測量宇宙γ射線引發(fā)的大氣粒子級聯(lián)(廣延大氣簇射，extensive air shower,EAS)產(chǎn)生的切倫科夫光來進(jìn)行間接測量，把地球大氣層作為探測介質(zhì)，目標(biāo)收集面積很容易超過105m2。

大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡技術(shù)在γ射線天文學(xué)中的應(yīng)用開始于Jelley 和Galbraith 在20世紀(jì)50 年代的探索。由于大量宇宙線帶電粒子的影響，早期探測并不成功。直到1989年，Whipple 望遠(yuǎn)鏡才首次發(fā)現(xiàn)來自蟹狀星云的VHEγ射線輻射，這一突破性進(jìn)展得益于Whipple 望遠(yuǎn)鏡發(fā)展了一套有效的方法來記錄空氣簇射的切倫科夫輻射圖像，而成像特征可以用來鑒別γ射線和宇宙線帶電粒子(本底)，即γ/p鑒別。20 世紀(jì)90 年代末期，立體成像技術(shù)獲得突破和望遠(yuǎn)鏡口徑的擴大，使得大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡靈敏度大大改善。此后，成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡(Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope,IACT)陣列進(jìn)入快速發(fā)展時期，著名的H.E.S.S.(High Energy Stereoscopic System),MAGIC (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Telescopes),VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) 等望遠(yuǎn)鏡相繼建成，并在VHEγ射線觀測領(lǐng)域取得了一系列重要成果。

本文以成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡發(fā)展與演變作為主線，介紹了VHEγ射線探測現(xiàn)狀和原理，對兩代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡技術(shù)的發(fā)展、演變和關(guān)鍵技術(shù)突破作簡要回顧與總結(jié)。在此基礎(chǔ)上，介紹了目前主流IACT 陣列及它們的主要成果。并對現(xiàn)有不同地基γ射線探測裝置作了介紹，簡要分析比較了不同裝置優(yōu)缺點，對下一代地基VHEγ射線探測技術(shù)的發(fā)展作了展望。

2 VHE γ 射線天文觀測

在20 世紀(jì)四五十年代宇宙γ射線探測器出現(xiàn)以前，天文學(xué)家就曾預(yù)言一些天體物理過程可以產(chǎn)生γ射線輻射，如宇宙線與星際物質(zhì)的相互作用，加速電子和磁場相互作用，超新星爆炸等[6,7]。1968 年，Clark 等人[8]利用OSO3 衛(wèi)星首次觀測到宇宙γ射線，為人類認(rèn)識和了解宇宙開啟了一扇新的窗口。1972 年，SAS-2(E >35 MeV)衛(wèi)星實驗[9]首次給出了具有統(tǒng)計意義的γ射線輻射測量結(jié)果，發(fā)現(xiàn)了蟹狀星云和Vela 星云以及脈沖星的周期信號，標(biāo)志著γ射線天文學(xué)研究的真正開始。20 世紀(jì)80 年代末，成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡Whipple 首先觀測到蟹狀星云在0.7 TeV 以上能區(qū)的顯著超出，γ射線天文學(xué)進(jìn)入TeV 時代[10]。除了進(jìn)一步發(fā)展切倫科夫望遠(yuǎn)鏡和衛(wèi)星實驗，科學(xué)家們還對其他新技術(shù)進(jìn)行嘗試，例如非成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡[11,12]、定日境[13]、廣延大氣簇射次級粒子探測技術(shù)等。非成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡、定日境技術(shù)在靈敏度、γ/p 鑒別、能量分辨、角分辨等關(guān)鍵參數(shù)方面無法與第二代IACT 競爭，逐漸被淘汰，而基于高海拔次級粒子探測技術(shù)的EAS 陣列(傳統(tǒng)EAS 陣列如ASγ、ARGO-YBJ，水切倫科夫探測器如Milagro、HAWC 等)探測技術(shù)則由于其大視場、全天候觀測等優(yōu)點，21 世紀(jì)初突破γ/p 鑒別這一關(guān)鍵技術(shù)后，在地基VHEγ天文觀測中得到了長足發(fā)展，成為IACT、衛(wèi)星實驗之外另一個成功的觀測技術(shù)。γ射線天文觀測技術(shù)演變?nèi)鐖D1 (截至2010 年，地基探測技術(shù)后續(xù)發(fā)展在2.2,6.1,6.2 節(jié)中做較詳細(xì)的介紹)所示。一般來說，對E <1 TeV 能量γ射線可以直接探測，對E >1 TeV 能量γ射線只能間接觀測。

圖1 γ 射線探測裝置演變[14]

2.1 直接觀測

直接觀測一般采用高空氣球或者衛(wèi)星搭載，對γ射線進(jìn)行直接測量，探測器包括轉(zhuǎn)換層、徑跡室、量能器和反符合探測器，較為典型的例子如圖2 所示(Fermi-LAT 探測器)。當(dāng)γ射線到達(dá)探測器后，會與轉(zhuǎn)換層的物質(zhì)發(fā)生作用產(chǎn)生正負(fù)電子對；通過徑跡室實現(xiàn)對正負(fù)電子對的徑跡測量，通過量能器實現(xiàn)對正負(fù)電子對沉積能量的測量；根據(jù)這些測量信息，可以推算γ射線的入射方向和能量。反符合探測器一般由閃爍體構(gòu)成，用于排除帶電粒子事例。空間探測器可以從宇宙線中精確地分辨出γ射線事例，并且重建出其方向和能量信息。

圖2 Fermi-LAT 探測γ 射線原理示意圖[19]

1975―1982 年COSB-2[15]衛(wèi)星觀測到25 個大于100 MeV 的宇宙γ射線點源。1991年CGRO[16]衛(wèi)星發(fā)生升空，搭載GRBs 及瞬變源探測儀(BASTE)、定向閃爍分光計(OSSE)、成像康普頓望遠(yuǎn)鏡(COMPTEL)和高能γ射線望遠(yuǎn)鏡(EGRET)等探測器，覆蓋能區(qū)10 keV～30 MeV。1991―2000 年期間CGRO/EGRET (20 MeV～30 GeV) 探測到近300 個γ射線源，其中一部分γ射線源得到確認(rèn)，CGRO/BATSE 探測到2 700 余個GRBs 并證明GRBs 起源于河外星系[17,18]。2008 年Fermi 望遠(yuǎn)鏡發(fā)射升空，搭載了GBM和LAT 兩個探測器：GBM 探測器主要工作在低能區(qū)(8 keV～40 MeV)，視場達(dá)到9.5 sr，幾乎覆蓋整個天區(qū)(除地球方向外)；LAT 探測器主要工作在高能區(qū)(20 MeV～300 GeV)，視場2.4 sr，有效面積約1 m2，能量分辨率小于10%，角分辨率在γ射線能量為100 MeV時小于3.5°，在γ射線能量大于10 GeV 時小于0.15°[19]。截止2018 年，F(xiàn)ermi 探測到5 000 余個100 MeV～300 GeV 能區(qū)的γ射線源，2 300 余個GRBs[20,21]，GeV 能段進(jìn)入真正意義上的“千源時代”，源的種類包括河內(nèi)源，如超新星遺跡(supernova remnants,SNRs)、脈沖星及脈沖星風(fēng)云(pulsar wind nebulae,PWN)、雙星系統(tǒng)(binaries)等；河外源，如活動星系核(active galactic nuclei,AGN)、正常星系(normal galaxies)、球狀星團(globular clusters)、星爆星系(starburst galaxy)等。

2.2 間接觀測

間接觀測通過測量進(jìn)入大氣的γ射線和空氣核相互作用產(chǎn)生的次級粒子或次級粒子產(chǎn)生的切倫科夫光，來反推γ射線方向和能量等信息?，F(xiàn)行主流技術(shù)包括基于次級粒子切倫科夫光探測的成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡(IACT)陣列和高海拔次級粒子探測的EAS 陣列(間接觀測原理如圖3 所示)。

圖3 地基探測器觀測原理[15]

IACT 將宇宙線EAS 次級粒子在大氣中產(chǎn)生的切倫科夫光經(jīng)過大口徑鏡面反射聚焦到光電倍增管(photo multiplier tube,PMT)陣列上進(jìn)行宇宙線成像探測，其典型代表有MAGIC[22],H.E.S.S.[23],VERITAS[24]等。目前主流IACT 利用數(shù)個望遠(yuǎn)鏡組成的陣列對宇宙線簇射過程產(chǎn)生的切倫科夫光進(jìn)行綜合測量，可以很好地區(qū)分γ射線與宇宙線本底，精準(zhǔn)地重建出原初宇宙γ射線的方向和能量信息。第二代IACT 主要成果將在5.5 節(jié)介紹。

傳統(tǒng)EAS 次級粒子探測陣列主要通過測量EAS 次級粒子到達(dá)時間和密度分布來重建事例的方向、能量和成分，進(jìn)而測量宇宙線能譜和各向異性。利用EAS 次級粒子橫向分布的差異，可以在一定程度上區(qū)分原初γ射線和帶電粒子本底，開展γ射線亮源特別是瞬變源的探測，如中意合作ARGO-YBJ[25]陣列就采用這一原理。利用相同能量γ簇射和強子簇射產(chǎn)生μ 子數(shù)量存在較大差異，建設(shè)表面陣列加地下μ 子探測器復(fù)合陣列也可以有效提高EAS 陣列γ/p鑒別能力，如已建成的中日合作ASγ+MD 陣列[26,27]和建設(shè)中的LHAASO-KM2A 陣列即采用此原理[28,29]。ASγ陣列和ARGO-YBJ 陣列在耀變體Mkn421,Mkn501 高態(tài)爆發(fā)監(jiān)測[30–33]和彌散測量[34,35]中曾發(fā)揮過重要作用。2019 年，ASγ+MD 陣列首次觀測到來自于蟹狀星云方向的能量高于100 TeVγ射線，將地基γ射線探測推進(jìn)到亞PeV 能區(qū)，打開了一扇嶄新的窗口[36,37]。

水切倫科夫探測陣列[38]也屬于EAS 陣列，但其探測原理和傳統(tǒng)EAS 陣列有所差異，主要以EAS 次級粒子在水體中產(chǎn)生切倫科夫光作為探測對象，其用于γ射線天文和中微子天文探測領(lǐng)域的嘗試開始于20 世紀(jì)90 年代，由Milagro 組(原型為Milagrito[39])率先開始探索。雖然Milagro 實驗只探測到幾個TeV 射線源[40,41]，但已成功將γ射線的探測閾能降低到約1 TeV 并驗證了水切倫科夫技術(shù)在VHEγ射線天文觀測中的有效性。為進(jìn)一步提高實驗的發(fā)現(xiàn)能力，Milagro 升級為HAWC[42]，靈敏度提升15 倍，目前已探測到65 個TeVγ射線源，其中26 個為新發(fā)現(xiàn)源，探測到光子最高能量超過100 TeV[43,44]。LHAASO-WCDA 陣列也采用了類似原理。

圖4 是不同地基探測器對宇宙γ射線點源靈敏度比較，其中LHAASO 和CTA 為正在建造中的探測裝置，其他實驗裝置已經(jīng)建成。探測靈敏度定義為：可以探測到的特定閾值以上的γ射線最低流強(在50 h 觀測中，最少觀測到10 個以上事例，顯著性超過5σ)。從圖4 可以看到：成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡陣列擁有較低的探測閾能，其最低閾值接近20 GeV，部分探測能區(qū)已經(jīng)與衛(wèi)星實驗?zāi)軈^(qū)重疊；在50 GeV～20 TeV 能區(qū)，現(xiàn)有其他類型探測裝置在靈敏度上幾乎很難與第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡競爭；但在20 TeV 以上的超高能區(qū)域，升級后的ASγ+MD,HAWC 和在建的LHAASO 等高海拔次級粒子探測裝置更有優(yōu)勢。從鑒別能力來看，目前HAWC 的鑒別能力已經(jīng)達(dá)到與H.E.S.S.等IACT 陣列相當(dāng)，部分運行的LHAASO 的鑒別能力已經(jīng)超過IACT，而且在100 TeV 以上的靈敏度已經(jīng)遠(yuǎn)超此前所有的實驗[29]。另外，成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡陣列視場有限(約4°)，不太容易觀測到爆發(fā)源、瞬變源、擴展源等，而高海拔次級粒子探測裝置大視場、全天候的特性更適合這些源的探測。從整體來看，IACT 與EAS 探測兩種技術(shù)各有優(yōu)點，又相互補充。

圖4 不同探測器靈敏度比較[45]

3 大氣切倫科夫光

原初宇宙線進(jìn)入地球大氣層后，與空氣核發(fā)生相互作用，產(chǎn)生空氣簇射。當(dāng)簇射產(chǎn)生的帶電粒子速度大于空氣中的光速(v >c/ nair，nair為空氣折射率)時，將產(chǎn)生切倫科夫輻射。每個粒子與運動方向以固定角度(θc)產(chǎn)生切倫科夫光，該固定角度可以表示為：

在海平面時，該固定角度約為1.3°。

切倫科夫光子產(chǎn)額與波長λ有關(guān)，其滿足如下公式：

其中，z為帶電粒子核電荷數(shù)，α=為精細(xì)結(jié)構(gòu)常數(shù)。大氣切倫科夫輻射波長以藍(lán)紫光為主，峰值約為340 nm (大氣切倫科夫輻射單位長度發(fā)射的光子數(shù)與波長的平方成反比，而較短波長輻射則因為大氣吸收基本無法到達(dá)地面)，持續(xù)時間為數(shù)ns。

VHEγ射線和宇宙線帶電粒子在大氣中產(chǎn)生切倫科夫光過程之間存在較大差異。VHEγ射線進(jìn)入地球大氣層后與空氣核發(fā)生作用首先轉(zhuǎn)換成正負(fù)電子對，隨后韌致輻射與電子對相互作用引起電磁級聯(lián)[46]。電磁級聯(lián)過程中，粒子經(jīng)歷多次庫侖散射，簇射橫向發(fā)展，由于切倫科夫輻射角度隨大氣深度變化而引起的聚焦效應(yīng)，最終γ簇射切倫科夫光會形成一個切倫科夫“光池”，“光池”內(nèi)切倫科夫光分布較均勻。圖5 是理論模擬10～500 GeV 原初γ射線在海平面形成的切倫科夫“光池”橫向分布，“光池”半徑范圍約130 m。

圖5 Monte Carlo 模擬10～500 GeV γ 射線引發(fā)的空氣簇射中切倫科夫光子在地面的分布[47]

帶電宇宙線粒子(相對論性質(zhì)子和原子核)也會在地球大氣中產(chǎn)生空氣簇射，但級聯(lián)簇射發(fā)展過程更為復(fù)雜。強子相互作用通過各種通道進(jìn)行，產(chǎn)生次級核子以及帶有較大橫向動量的帶電和中性π介子。π介子存活時間較短，基本無法到達(dá)海平面，中性π介子迅速衰變?yōu)棣蒙渚€，而帶電π介子則產(chǎn)生μ 介子和中微子。由中性π介子產(chǎn)生的γ射線次級粒子觸發(fā)電磁級聯(lián)簇射，而壽命較長的μ 子形成了空氣簇射粒子中最具穿透力的部分到達(dá)地面，其結(jié)果是帶電宇宙線粒子引發(fā)的空氣簇射比γ射線引發(fā)的空氣簇射發(fā)展的規(guī)律性小得多。γ射線和帶電宇宙線粒子簇射圖像分別如圖6a) 和 圖6b)所示(能量均為100 GeV)。宇宙線帶電粒子引發(fā)的空氣簇射和γ射線引發(fā)的空氣簇射形態(tài)的差異使得IACT 陣列能夠通過切倫科夫光成像差異來有效地區(qū)分γ射線與大量的各向同性宇宙線帶電粒子本底。

圖6 Monte Carlo 模擬100 GeV 光子和質(zhì)子引發(fā)EAS 次級粒子分布[47]

4 成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡技術(shù)發(fā)展

4.1 早期探索

大氣切倫科夫光的探測開始于Jelley[48]的一次偶然發(fā)現(xiàn)：到達(dá)地面的宇宙線EAS 次級帶電粒子很容易通過它們在液體中產(chǎn)生的切倫科夫光脈沖探測到。Blackett[7]在獲知這一發(fā)現(xiàn)后指出：相對論性運動的宇宙線EAS 次級粒子在大氣中也會產(chǎn)生切倫科夫光，并且估算出宇宙線EAS 次級粒子產(chǎn)生的切倫科夫光流強約為夜天光流強的10?4。Galbraith 和Jelley[49]在隨后的大氣切倫科夫光實驗中約每分鐘看到1 或2 個脈沖，并發(fā)現(xiàn)這些脈沖與宇宙線EAS 陣列探測到的宇宙線相關(guān)。Galbraith 和Jelley 推斷，不僅宇宙線EAS 次級帶電粒子可以通過空氣簇射產(chǎn)生切倫科夫光，有足夠能量的宇宙γ射線EAS 次級帶電粒子也可以通過空氣簇射產(chǎn)生切倫科夫光。由于低密度空氣中的切倫科夫輻射角度很小，這些切倫科夫光主要在原始光子位置的約1.5°范圍內(nèi)，因此通過切倫科夫光輻射的方向就可以確定原初宇宙γ射線源。為了尋找γ射線源，Galbraith 和Jelle[50,51]在1954 年通過手工方式調(diào)節(jié)望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)，瞄準(zhǔn)強射電天體源Cyg A 和Cas A 以及蟹狀星云，由于曝光時間太短，加之大角度光圈允許過多的背景光進(jìn)入，沒有觀測到切倫科夫輻射明顯超出。Galbraith 與Jelle 雖然沒有探測到宇宙γ射線源，但其提出的探測思想引起科學(xué)家高度關(guān)注。

1959 年，在莫斯科舉行的兩年一度的國際宇宙線會議上，Cocconi[52]提出：相對論性質(zhì)子碰撞會導(dǎo)致大量的γ射線從π0衰變而來，蟹狀星云是TeVγ射線源；并建議通過各向同性背景中突出的高能簇射點源來尋找高能γ射線源。

1960 年，Chudakov 團隊[53,54]首先響應(yīng)Cocconi 建議，在前蘇聯(lián)克里米亞半島建成了第一個用于γ射線觀測的大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡(ACT)陣列。ACT 陣列由12 個直徑1.5 m望遠(yuǎn)鏡按照一定間距組合而成。ACT 在1960 年至1964 年為期4 年的觀測中并沒有發(fā)現(xiàn)蟹狀星云和其他幾個射電源附近存在顯著超出的切倫科夫光脈沖[55,56]。同期，Porter[57]也開始研究如何使用切倫科夫信號脈沖(后來也用無線電脈沖)探測空氣簇射，并研制了用于γ簇射切倫科夫光觀測的“γ光子接收器”。該接收器是一個簡單的3 重符合PMT 望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)[58]，由3 個直徑1 m，焦距f=0.5 m 的望遠(yuǎn)鏡等距安裝以進(jìn)行漂移掃描。“γ光子接收器”在都柏林附近的山區(qū)運行數(shù)年，同樣未發(fā)現(xiàn)明顯異常切倫科夫光脈沖。

1966 年，Weekes 加入γ氣球探測先驅(qū)Fazio 和Helmken 的Smithsonian 項目，開始在美國亞利桑那州Whipple 天文臺研制10 m 口徑大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡，1968 年望遠(yuǎn)鏡建成并開始運行。Whipple 望遠(yuǎn)鏡直徑為10 m (f/0.7)，光收集原件最初為12 cm PMT，位于望遠(yuǎn)鏡焦點，接收0.1°天頂角范圍內(nèi)的宇宙γ射線輻射。為了提高觀測效率，稍后Whipple 望遠(yuǎn)鏡在焦平面上設(shè)置了2 個PMT，相隔2.4°，驅(qū)動望遠(yuǎn)鏡對準(zhǔn)潛在的γ射線源(射電明亮的類星體、星系或超新星遺跡)，其中一個PMT 記錄“源”產(chǎn)生的切倫科夫光(向源)，另一個PMT 記錄背景(本底)產(chǎn)生的切倫科夫光(背源)，期望通過對比向源和背源脈沖計數(shù)率差異來發(fā)現(xiàn)源。1972 年，Whipple[59]經(jīng)過2 年多的觀測后發(fā)現(xiàn)蟹狀星云的向源計數(shù)有約3σ超出，能量約為0.7 TeV。由于向源和背源模式存在較大的系統(tǒng)性誤差，且蟹狀星云附近1°范圍內(nèi)有一個非常明亮的恒星干擾，Whipple 研究組并不能確定計數(shù)超出是來自于蟹狀星云還是附近的宇宙背景輻射。為了進(jìn)一步降低宇宙線帶電粒子本底輻射，Whipple 望遠(yuǎn)鏡增加了額外的偏置PMT 來抑制與望遠(yuǎn)鏡光軸有明顯夾角的遠(yuǎn)軸切倫科夫光，以屏蔽大量μ 子產(chǎn)生的大氣切倫科夫光[60]。隨后的幾年里，Whipple 團隊的科學(xué)家們一直致力于對北天區(qū)進(jìn)行全面掃描，以期通過尋找某些區(qū)域突然提高的計數(shù)率來確定天體源，雖然沒有發(fā)現(xiàn)明顯的天體源，但多像素PMT 陣列方法朝著正確方向邁出了關(guān)鍵的一步。

在Whipple 望遠(yuǎn)鏡展開觀測的同時，另一個由Stepanian 領(lǐng)導(dǎo)的γ射線觀測團隊1970年開始在克里米亞天體物理觀測站使用2 對1.5 m 的反射鏡對潛在的間歇性VHEγ射線源Cygnus X-3 進(jìn)行了長期觀測，在20 世紀(jì)80 年代，該團隊工作與Whipple 觀測團隊發(fā)展切倫科夫成像技術(shù)的工作類似，幾乎同時引導(dǎo)了切倫科夫成像技術(shù)的發(fā)展。

4.2 成像與Hillas 參數(shù)

1977 年，Weekes 和Turver[61]建議Whipple 望遠(yuǎn)鏡使用一種新型探測器，這種探測器通過在焦平面上使用37 個PMT 陣列，形成數(shù)碼照相系統(tǒng)以記錄每一次空氣簇射的粗略圖像。這一建議主要設(shè)想是屏蔽所有與設(shè)定方向不一致的簇射圖像以及其他比較復(fù)雜的圖像，以排除宇宙線本底；并提出2 個相距100 m 的望遠(yuǎn)鏡陣列將給出切倫科夫光立體圖像，簇射軸指向天體輻射源。1981 年，在英國皇家學(xué)會會議上，Weekes 和Turver[62]對初始的想法做了簡化，提出“第一代”成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡設(shè)想：采用單望遠(yuǎn)鏡及多像素成像系統(tǒng)，記錄原初γ射線產(chǎn)生的簇射圖像。

Porter,Fegan 和Weeks 隨后開始升級Whipple 望遠(yuǎn)鏡，成像單元由37 個光電倍增管緊密排列成網(wǎng)格(六角形)，覆蓋焦平面的中心區(qū)域3.5°、像素分辨0.5°。與此同時，相關(guān)的計算機模擬工作也開始進(jìn)行，Plyasheshnikov 和Bignami[63]分別展開了宇宙γ射線成像的計算機模擬工作，結(jié)果顯示γ射線簇射成像有明顯的方向性且與宇宙線本底簇射成像相比更加緊湊。這種緊湊性為判斷宇宙γ簇射提供了一個簡單的檢驗判據(jù)：最亮的2 個像素包含超過75% 的總信號。利用這一判據(jù)，Whipple 在隨后蟹狀星云的觀測中發(fā)現(xiàn)向源觀測計數(shù)比背源觀測計數(shù)超出3～5.6σ[64]，這是成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡第一次成功觀測。

稍后，Hillas 應(yīng)Weekes 邀請開始了專門針對Whipple 望遠(yuǎn)鏡特定參數(shù)的細(xì)致模擬工作[65]，主要研究不同能量、不同第一次碰撞高度，不同到達(dá)方向的γ光子、質(zhì)子及其他原子核產(chǎn)生的簇射圖像。模擬結(jié)果表明：大多數(shù)γ射線簇射圖像規(guī)則且對準(zhǔn)源方向，而強子簇射圖像不規(guī)則且偏離原初強子源的方向。在實際操作中，如果知道每個像素的亮度，原始圖像就可以通過γ簇射圖像質(zhì)心的位置和光強分布的二階矩給出的一個通過簇射中心的圖像軸重建并被簡化為一個橢圓，原初圖像長度和寬度為簡化橢圓的半長軸和半短軸。Hillas在對Whipple 望遠(yuǎn)鏡成像進(jìn)行模擬時，選擇參數(shù)如圖7 所示，原初質(zhì)子(虛線)、與γ射線(實線)產(chǎn)生的切倫科夫光圖像Hillas 參數(shù)對比如圖8 所示。由圖8 可以看出，原初質(zhì)子與γ射線產(chǎn)生的切倫科夫光圖像Hillas 參數(shù)存在較大差異，通過選擇合適的Hillas 參數(shù)，望遠(yuǎn)鏡能夠保留大多數(shù)γ射線，同時抑制大量的宇宙線本底。例如，通過調(diào)整最敏感的參數(shù)“方位角寬度”(Azwidth)，可以排除98% 的強子事例，同時保留67% 的γ射線事例。更多模擬細(xì)節(jié)可以參閱文獻(xiàn)[67]。

圖7 Hillas 參數(shù)[66]

圖8 原初質(zhì)子(虛線)與γ 射線(實線) EAS 產(chǎn)生的切倫科夫光圖像Hillas 參數(shù)對比(模擬結(jié)果)[10]

20 世紀(jì)80 年代，隨著中微子實驗的運行，物理學(xué)家迫切需要對VHE 及以上能量γ射線進(jìn)行觀測，1988 年Whipple 望遠(yuǎn)鏡成像系統(tǒng)進(jìn)行了一次重大升級，像素單元升級到109個。升級后，像素分辨率提高了1 倍、達(dá)到0.25°，覆蓋天區(qū)2.8°。隨著成像單元的增加，Hillas 對γ射線的判定規(guī)則也進(jìn)行了相應(yīng)的改進(jìn)，γ射線事例選擇不再唯一注重azwidth 參數(shù)，而是先通過“類γ射線”事例圖像形狀，如長度、寬度以及與天體源的距離等等來進(jìn)行篩選，并利用簇射圖像軸心朝向與天體源方向的夾角“α”來進(jìn)行進(jìn)一步判斷。除此以外，γ射線事例進(jìn)一步的確認(rèn)還借助計算機模擬和超出切倫科夫光池以外簇射事例來加以輔助。采用新的判斷方法后，在背源探測中簇射事例近乎隨機分布，而向源探測中簇射事例則會在較小的“α”角度范圍內(nèi)明顯超出，這使得探測結(jié)果的判斷和評估更加容易。

升級后Whipple 望遠(yuǎn)鏡觀測目標(biāo)鎖定COS-B (1975―1982 年)發(fā)現(xiàn)的γ輻射源以及CGRO-EGERT 發(fā)現(xiàn)的河外天體源(主要是blazars)，其中CGRO-EGERT 發(fā)現(xiàn)的2 個著名的γ輻射源Mkn421、Mkn501 和“標(biāo)準(zhǔn)燭光”蟹狀星云很快作為Whipple 望遠(yuǎn)鏡觀測目標(biāo)，其他blazars 在稍后數(shù)年也陸續(xù)進(jìn)行了觀測。其中最大的突破在1989 年，Whipple首次觀測到來自于蟹狀星云的VHEγ輻射[10]，開啟了地基VHEγ射線天文學(xué)的大門，具有成像功能的Whipple 望遠(yuǎn)鏡也被稱為第一代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡。

除了Whipple 望遠(yuǎn)鏡，前蘇聯(lián)的Stepanian 觀測小組在克里米亞天文臺的研究也采用了類似但更超前的發(fā)展思路。1989 年，該小組完成了相當(dāng)復(fù)雜的GT-48 探測器——帶有48面(1.2 m)鏡的γ射線望遠(yuǎn)鏡[68]。這些鏡子被分成4 組，每組有12 個平行的望遠(yuǎn)鏡，其中8 個裝有37 像素的成像儀，像素間距0.4°，使用正常的PMT 和錐形光導(dǎo)，其他4 個望遠(yuǎn)鏡使用紫外線敏感光電倍增管以抑制強子簇射背景。整個望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)分成2 個部分，間距20 m，來自不同望遠(yuǎn)鏡成像單元的信號被疊加在一起。望遠(yuǎn)鏡γ射線事例選擇使用圖像的長度、寬度和方向參數(shù)(使用Plyasheshnikov 計算結(jié)果)以及UV 含量。GT-48 能量閾值1 TeV，理論上能夠探測到上述Whipple 源以及其他VHEγ射線源。令人遺憾的是，GT-48由于系統(tǒng)復(fù)雜程度過高，不容易升級且在蘇聯(lián)解體后缺乏經(jīng)費支持，在2002 年左右停止運行。

4.3 立體觀測

在第一臺切倫科夫望遠(yuǎn)鏡被用來尋找宇宙射線源之后不久，就有科學(xué)家試圖通過立體觀測技術(shù)來提高靈敏度，即用具有一定間隔的幾個望遠(yuǎn)鏡同時探測大氣切倫科夫光。1963年，Chudakov 團隊第一個嘗試設(shè)計多望遠(yuǎn)鏡立體系統(tǒng)ACT (ACT 由多臺望遠(yuǎn)鏡組成，但不能成像)。1975 年，Grindlay 嘗試了一種只有2 個類似望遠(yuǎn)鏡的立體觀測方法，2 個望遠(yuǎn)鏡安裝在1 個圓形軌道系統(tǒng)上，允許高達(dá)180 m 的間隔。但沒有成功實現(xiàn)對天體源觀測。

前期立體觀測嘗試失敗的關(guān)鍵問題是未能做到γ/p 鑒別。在使用像素化相機的Whipple實現(xiàn)突破性發(fā)現(xiàn)后，Whipple 合作組的一部分成員將原來位于新墨西哥州的11 m 太陽望遠(yuǎn)鏡改造成37 像素的切倫科夫望遠(yuǎn)鏡，并進(jìn)行真正的立體觀測。不幸的是，這套立體觀測系統(tǒng)的靈敏度比單獨的Whipple 望遠(yuǎn)鏡要差。其原因是新望遠(yuǎn)鏡反射鏡的質(zhì)量較差，加之2個望遠(yuǎn)鏡之間的距離為120 m，γ射線事例不能同時在2 個望遠(yuǎn)鏡中探測到。

第一個成功實現(xiàn)立體觀測并顯著提高探測靈敏度的原理樣機系統(tǒng)由HEGRA 合作組建立。該原理樣機證明立體觀測技術(shù)具有很大的優(yōu)越性，與同口徑的單面望遠(yuǎn)鏡相比，其靈敏度提高了10 倍以上。在20 世紀(jì)的最后10 年，科學(xué)家們還制造了一些其它的成像和立體觀測系統(tǒng)(見表1)，但其它立體觀測系統(tǒng)沒有達(dá)到HEGRA 實驗的靈敏度。

表1 20 世紀(jì)90 年代主要成像和立體望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)

4.4 HEGRA-CT (high energy gamma ray array-cherenkov telescopes)

HEGRA 實驗包括由250 個閃爍器組成的空氣簇射陣列和數(shù)個μ 子探測器，覆蓋有效面積180 m × 180 m，位于海拔2 200 m 的加那利群島的拉帕爾瑪。閃爍體探測器探測能量為40～100 TeV。1998 年在HEGRA 探測器周圍100 m2范圍內(nèi)建成5 臺望遠(yuǎn)鏡，形成HEGRA-CT 陣列。HEGRA-CT 陣列是第一個嚴(yán)格意義上的立體成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)。每臺望遠(yuǎn)鏡擁有1 個271 像素的成像系統(tǒng)，鏡面由30 個直徑60 cm 的小圓鏡拼接而成，有效面積相當(dāng)于1 個3.3 m 口徑的望遠(yuǎn)鏡，遠(yuǎn)小于Whipple 望遠(yuǎn)鏡口徑。

HEGRA-CT 陣列工作原理如圖9 所示，其原理是利用至少2 臺成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡，布置在與切倫科夫光池半徑相當(dāng)?shù)木嚯x上(約130 m)，從不同方向測量γ射線簇射切倫科夫光圖像。與傳統(tǒng)單面望遠(yuǎn)鏡相比，立體觀測具有明顯優(yōu)勢：(1)立體技術(shù)通過2 個或更多的切倫科夫望遠(yuǎn)鏡在不同的視角下同時觀察大氣簇射，提高角度分辨率，抑制單臺望遠(yuǎn)鏡頭尾模糊度，有效改善γ/p分辨能力；(2)立體觀測冗余的簇射信息可以控制和減少能譜測定的系統(tǒng)誤差，具有更好的簇射能量測量能力，結(jié)合更好的角度分辨率，允許研究擴展源；(3)多望遠(yuǎn)鏡同時觸發(fā)會有效抑制本地μ 子和宇宙線本底產(chǎn)生的干擾，有效降低探測閾能。

圖9 IACT 立體觀測原理[66]

HEGRA-CT 陣列[79]極大地證明了立體成像原理，在像素分辨率為0.25°的情況下，對γ射線的到達(dá)方向定位精度可以達(dá)到0.14°。即使不使用圖像形狀(Hillas 參數(shù))來排除強子簇射，γ射線點光源也能很容易被識別出。HEGRA-CT 的能量閾值為500 GeV，通過保留較小“縮放寬度”和其他特征的圖像可以抑制大約90% 的強子背景，同時保留50%的γ射線。HEGRA-CT 陣列從1998 年開始工作，期間發(fā)現(xiàn)了一批新的γ光源如Cas A,M87,J2032+4130 等。2002 年，項目關(guān)閉，以便在同一位置部署更大的MAGIC 望遠(yuǎn)鏡。MAGIC 與HEGRA-CT 具有相似的望遠(yuǎn)鏡間隔，但具有更低的能量閾值。

5 第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡

1992 年，在兩年一度的國際宇宙線會議期間，舉辦了名為“成像大氣切倫科夫探測器主要發(fā)展”的研討會，參會科學(xué)家主要達(dá)成了以下共識[80]：(1) VHEγ射線源確實存在；(2)切倫科夫望遠(yuǎn)鏡是迄今為止最有前途的VHEγ射線天文儀器；(3)新的探測儀器需要更大的光收集器以有效降低探測閾能；(4)較好的γ/p鑒別能力是探測技術(shù)成功的關(guān)鍵。這次會議的最大亮點是關(guān)于切倫科夫探測技術(shù)探測原理的討論，肯定了計算機技術(shù)和微電子技術(shù)發(fā)展對于更好地理解空氣簇射的發(fā)展過程和探測器響應(yīng)的重大作用，為下一代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡發(fā)展理清了思路。由于成本問題，會議沒有形成共建大科學(xué)裝置的共識。但在隨后的幾年里，大型望遠(yuǎn)鏡關(guān)鍵技術(shù)，如γ/p鑒別技術(shù)，更大口徑望遠(yuǎn)鏡，更精細(xì)的成像單元，更強的數(shù)據(jù)讀取能力等分別被有計劃地進(jìn)行研究，相關(guān)困難逐漸被克服。20 世紀(jì)最后幾年，科學(xué)家們明確了建立數(shù)個“第二代”成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡的計劃，這些探測器具有更大的光收集器和比HEGRA 更精致的像素化相機。其中H.E.S.S.和MAGIC 的研究成員主要來自HEGRA 合作組，VERITAS 研究成員主要來自于Whipple團隊，CANGAROO 則來自于日本和澳大利亞相關(guān)研究團隊。第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡主要裝置和HEGRA-CT 參數(shù)對比如表2 所示。由于能量分辨率、角分辨率與γ輻射能量和天體源在望遠(yuǎn)鏡視場中位置有關(guān)，表中給出的能量分辨率、角分辨率是望遠(yuǎn)鏡能達(dá)到的最佳值，典型的第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡實景圖片如圖10 所示。

表2 HEGRA-CT 與第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡主要參數(shù)[22–24, 79–82]

圖10 第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡典型裝置[22–24]

5.1 MAGIC

因?qū)Φ诙上翊髿馇袀惪品蛲h(yuǎn)鏡技術(shù)方案的分歧，HEGRA-CT 組一分為二，其中Lorenz 等人開始研究全新的MAGIC 望遠(yuǎn)鏡，其研究團隊2004 年在原HEGRA 站址新建了MAGIC 望遠(yuǎn)鏡。其目標(biāo)是收集足夠的光子，將250 GeV 左右的閾值能量降低到20 GeV左右，使其探測能量與衛(wèi)星探測器重疊(但MAGIC 對微弱源的靈敏度高得多)。

MAGIC 初期目標(biāo)是通過改進(jìn)單架(非立體)望遠(yuǎn)鏡的光探測性能來實現(xiàn)：鏡面更大的光學(xué)尺寸——17 m 直徑，更加精細(xì)的成像單元，更高的光轉(zhuǎn)換效率等等。同時通過主動控制系統(tǒng)不斷調(diào)整1 m 反射鏡片方向來抵消機械形變，提高角度分辨率。在其他第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡通過不同二維圖像簇射軸的交叉點確定γ射線方位時，MAGIC-I 通過從圖像質(zhì)心到源的方位角(即圖7 的方位角參數(shù))來確定天體源的位置[83](與Whipple 采用方法類似)。該方法對事例超出的貢獻(xiàn)很小，但隨著MAGIC 圖像清晰度的增加，這一方法可以有效地確定天體源位置。

雖然MAGIC-I 靈敏度非常高，但其研究小組很快就意識到立體觀測效率更高。2009年，他們在MAGIC-I 之外85 m 處增加第二架望遠(yuǎn)鏡來形成MAGIC-II，MAGIC-II 角分辨率在γ射線能量300 GeV 時為0.11°，在γ射線能量1 TeV 時為0.08°，有效視場為3.5°，閾值能量為25 GeV。

5.2 H.E.S.S.

H.E.S.S.項目由Hofmann 和Volk 領(lǐng)導(dǎo)，從HEGRA 和CAT 實驗發(fā)展而來[84]，配備了更強大的望遠(yuǎn)鏡和相機，以有效擴展視場，實現(xiàn)對大氣簇射落在陣列周圍更大區(qū)域的切倫科夫光成像、更有效地掃描天空，特別是擴展源以及必要的周圍“非源”區(qū)域(大殼超新星遺跡、大質(zhì)量星團等)。

H.E.S.S.望遠(yuǎn)鏡2003 年正式開始觀測，最初使用4 面12 m 口徑(H.E.S.S.-I)，成像單元為960 個PMT，角分辨率為0.16°，視場為5°，閾能300 GeV。2012 年，在原有H.E.S.S.-I 陣列中心增加27 m 口徑望遠(yuǎn)鏡，即H.E.S.S.-II。H.E.S.S.-II 角分辨率為0.07°，視場為3.6°，閾能30 GeV。到目前為止，H.E.S.S.已經(jīng)探測到100 多個天體源，其中一半以上位于銀河系低緯度，許多是脈沖星風(fēng)云。這些觀測結(jié)果還包括雙星系統(tǒng)，可能包括1個恒星黑洞，4 個與超新星殘余殼相對應(yīng)的擴展源等。

5.3 VERITAS

VERITAS 項目由Whipple 發(fā)展而來，在H.E.S.S 提案之前就開始規(guī)劃建設(shè)，最初計劃在原Whipple 臺基建造一個7 面望遠(yuǎn)鏡陣列，彼此距離不超過10 m。但最終只建立了一個不對稱的4 面望遠(yuǎn)鏡陣列。VERITAS 實驗由4 面12 m 口徑的望遠(yuǎn)鏡組成，角分辨率為0.15°，視場為4°，閾能為50 GeV。VERITAS 對γ射線簇射圖像重建時借鑒了MAGIC-I的“位移方法”，極大地改善了大天頂角源位置的立體重建精度。VERITAS 從2007 年開始全面運行，截至目前已經(jīng)發(fā)現(xiàn)24 個新源。

5.4 CANGAROO (Collaboration of Australia and Nippon for a Gamma Ray Observatory in the Outback)

CANGAROO 項目最初使用單個3.8 m 口徑成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡，成像單元為256個PMT，角分辨率約0.1°[82]。1992 年CANGAROO-I 開始進(jìn)行觀測，發(fā)現(xiàn)部分天體源信號源超出，包括RX J 1713.7-3946,Vela-X 和Vela Junior。1999 年，在3.8 m 望遠(yuǎn)鏡旁邊建造了一臺口徑為7 m 的成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡，成像單元為512 個PMT，角分辨率約0.15°(CANGAROO-II)。隨后，建造4 臺10 m 口徑成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡的計劃被提上日程(CANGAROO-III)，作為第一步，2002 年開始將CANGAROO-II 口徑升級為10 m，像素單元升級到552 個PMT，角分辨率約0.2°，隨后的3 臺望遠(yuǎn)鏡像素單元PMT 由1/2 英寸升級到3/4 英寸，像素單元則縮減到427 個PMT，于2004 年完成建設(shè)。

令人遺憾的是，CANGAROO-I 早期不成熟的圖像分析程序?qū)е聦N1006 的錯誤測量[85]，立體陣列CANGAROO-III 建成后，陣列中4 個望遠(yuǎn)鏡中的第一個與其他望遠(yuǎn)鏡并不完全匹配，必須從陣列中排除，這使其與H.E.S.S.相比毫無競爭力可言。并且由于意外導(dǎo)致塑料晶體損壞及其他原因，2011 年CANGAROO 項目終止。

5.5 第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡主要觀測成果

地基VHEγ射線天文學(xué)的成功除了將TeV 以上VHEγ射線源的數(shù)量從1989 年的1個擴展到2020 年的200 多個，還在于擴展了VHE 范圍內(nèi)TeVγ源的種類，促進(jìn)粒子天體物理學(xué)和基礎(chǔ)物理學(xué)的發(fā)展。而這一成功，主要來自于第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡H.E.S.S.,MAGIC 和VERITAS 對廣泛天區(qū)的搜索和發(fā)現(xiàn)。目前共發(fā)現(xiàn)TeV 以上VHEγ源228 個，其中第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)183 個：H.E.S.S.發(fā)現(xiàn)111 個TeV 以上VHEγ源，河內(nèi)可認(rèn)證源53 個，包括24 個PWN，20 個SNRs，9 個雙星系統(tǒng)；河外可認(rèn)證源29 個，包括AGN 相關(guān)26 個，與暗物質(zhì)相關(guān)源1 個，其他類型源5 個；未認(rèn)證源26 個。MAGIC 發(fā)現(xiàn)45 個TeV 以上VHEγ源，河內(nèi)可認(rèn)證源6 個，包括2 個PWN、1 個SNRs、3 個雙星系統(tǒng)；河外可認(rèn)證源34 個，其中AGN 相關(guān)源33 個，GRBs 源1 個；未認(rèn)證源5 個。VERITAS 發(fā)現(xiàn)24 個TeV 以上VHEγ射線源，河內(nèi)可認(rèn)證源5 個，包括2 個PWN，2 個SNRs，1 個雙星系統(tǒng)；河外可認(rèn)證源15 個，其中AGN 相關(guān)源13 個，其它類型源2 個；未認(rèn)證源4 個。TeV 以上VHEγ射線源基本信息如表3，第二代IACT代表性成果如圖11 所示。

圖11 第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡代表性觀測成果

表3 TeV 以上VHE γ 射線源基本信息[86]

5.5.1 脈沖星與脈沖星風(fēng)云(pulsar and pulsar wind nebulae,PWN)

脈沖星是高度磁化、快速旋轉(zhuǎn)的中子星，其產(chǎn)生的外流與周圍的介質(zhì)相互作用，產(chǎn)生一個沖擊區(qū)，在那里粒子被加速，這一區(qū)域稱為脈沖星風(fēng)云。截止目前，只有2 顆脈沖星TeV 以上VHEγ射線輻射被探測到(蟹狀星云脈沖星和Vela 脈沖星)，而脈沖星風(fēng)云中則有36 個TeV 以上VHEγ輻射被探測到，H.E.S.S.已經(jīng)在源目錄中添加了大量這種類型的天體，其中大麥哲倫星云中的脈沖星風(fēng)云N157B 是唯一的河外恒星源，也是目前探測到的最遠(yuǎn)的VHEγ射線恒星源。

蟹狀星云是第一個同時探測到脈沖星和脈沖星風(fēng)云VHEγ射線輻射的天體，2008 年，MAGIC 發(fā)現(xiàn)蟹狀星云脈沖星26～100 GeVγ射線輻射[87]。2011 年，VERITAS 探測到蟹狀星云脈沖星100～400 GeV 的γ射線輻射[88]，輻射光譜遵循冪律衰減，其結(jié)果幾個月后得到MAGIC 確認(rèn)[89]。2014 年，MAGIC 發(fā)現(xiàn)兩個脈沖星存在50 GeV 以上橋發(fā)射[90]。2016 年MAGIC 發(fā)現(xiàn)蟹狀星云脈沖星γ輻射截至能量擴展到1.5 TeV[91]，對現(xiàn)有理論提出了重大挑戰(zhàn)。

5.5.2 雙星系統(tǒng)

宇宙中的恒星大約有1/3 屬于雙星系統(tǒng)，這些系統(tǒng)由1 顆大質(zhì)量恒星和1 個圍繞著共同質(zhì)量中心運行的緊湊物體組成。20 世紀(jì)80 年代，天體物理學(xué)家普遍認(rèn)為VHE 射線產(chǎn)生于雙星系統(tǒng)。隨后也發(fā)現(xiàn)了一定數(shù)量VHE 射線源，但沒有任何證據(jù)證明這些VHEγ源為雙星系統(tǒng)。2005 年，H.E.S.S.首先宣布在南天區(qū)發(fā)現(xiàn)雙星VHEγ源PSR B1259-63 和LS 5039[92,93]，隨后又發(fā)現(xiàn)J1018-589 A 等5 個雙星VHEγ射線源。2006 年，MAGIC 宣布在北天區(qū)發(fā)現(xiàn)雙星VHEγ射線天體源LSI+61303[94]。2017 年VERITAS 宣布發(fā)現(xiàn)雙星VHEγ射線源PSR J2032+4127[95]。截止目前，IACT 發(fā)現(xiàn)雙星VHE 天體源9 個，相關(guān)VHE源2 個，HAWC 發(fā)現(xiàn)2 個。已知的VHEγ射線輻射周期從4 d 到1 237 d 不等。在雙星系統(tǒng)中測量到的γ射線流強隨軌道相位而變化。除PSRB1259-63 系統(tǒng)中已知的脈沖星外，其他雙星系統(tǒng)緊湊物體類型、粒子加速機制、γ射線發(fā)射機制等尚不清楚。

5.5.3 超新星遺跡

超新星遺跡(supernova remnants,SNRs)是超新星爆發(fā)拋射物質(zhì)與星際介質(zhì)相互作用形成的延展天體，長久以來被認(rèn)為是銀河系宇宙線的主要來源，其最高能量可達(dá)PeV。截至目前，已發(fā)現(xiàn)28 個超新星遺跡TeV 以上VHEγ源，目前觀測到γ射線能量較高的是仙后座A (Cassiopea A，截止能量3.5 TeV,MAGIC,2017 年)[96],RX J0852.0-4622 (截止能量6.7 TeV,H.E.S.S.,2017 年)[97]。值得指出的是，近期ASγ+MD 陣列發(fā)現(xiàn)SNR G106.3+2.7是潛在的PeV 加速源[98]。

5.5.4 河內(nèi)PeV 加速源

河內(nèi)宇宙線最高能量可達(dá)數(shù)PeV，這意味著銀河系內(nèi)部存在PeV 加速源，前期觀測結(jié)果雖然推斷出銀河系存在10 多個“粒子加速器”可以將粒子加速到幾十TeV，但這些天體源都沒有觀測到可以將粒子加速到PeV 相伴的γ射線輻射(γ射線的冪律譜在沒有截斷的情況下延伸到幾十TeV)。H.E.S.S.合作組通過對前10 年觀測結(jié)果進(jìn)行分析，發(fā)現(xiàn)銀河系中心附近超大質(zhì)量黑洞人馬座A* 存在幾十TeVγ輻射[99]，這些輻射可以看作PeV 粒子加速器存在的證據(jù)，首次證明銀河系內(nèi)部可能存在PeV 加速源。

5.5.5 活動星系核(active galactic nuclei,AGN)

在VHEγ射線波段IACT 探測到90 個TeV 以上VHEγ射線源。除了脈沖星風(fēng)云N157B、星暴星系(starburst) NGC253 和M82、球狀星團Terzan5、大質(zhì)量星團Westerlund1,Westerlund2,J1848-018 等7 個VHEγ射線源之外，其他星系外的VHEγ射線源都與AGN 有關(guān)。這些AGN VHEγ射線源中，F(xiàn)SQR (flat spectrum radio quasars)8 個，HBL 源52 個，IBL 源8 個，LBL 源2 個。

AGN 是瞬變源，通過對AGN 耀斑γ輻射進(jìn)行觀測，可以研究超大質(zhì)量黑洞的噴流及其環(huán)境，粒子加速和VHEγ射線發(fā)射機制。FSQR 耀斑事件目前觀測到8 個，2015―2017 年，H.E.S.S.發(fā)表PKS 0736+017,3C279,PKS 1510+089 耀斑期間VHEγ射線測量結(jié)果[100–102]。MAGIC 也在PKS 1510-089 的2015 年耀斑活動期間觀察到γ射線爆發(fā)現(xiàn)象，并在2016 年同時觀測到PKS 1510+089γ射線爆發(fā)，發(fā)現(xiàn)VHEγ射線通量發(fā)生劇烈變化時，GeV 能區(qū)射線通量沒有明顯變化[103]。BL-Lac 耀斑事件觀測到4 個，其中S4 0954+65(blazar,MAGIC,2015),RGB J2056+496(blazar,VERITAS,2016),TXS 0506+056(blazar,MAGIC,2017)是最新發(fā)現(xiàn)，另外一個是射電星系NGC 1275 的耀斑γ輻射。在2016 年至2017 年間進(jìn)行的幾個月的觀測顯示，夜間γ輻射通量變化很大，最亮的γ輻射通量達(dá)到蟹狀星云γ輻射通量的1.75 倍[104]。

5.5.6 伽馬射線暴(Gamma ray bursts,GRBs)

GRBs 是少數(shù)幾種能將粒子加速到極限能量(1019eV)的天體物理物現(xiàn)象之一，是揭開超高能宇宙線(ultra high energy cosmic rays,UHECRs)神秘面紗的極佳探針。此前地基觀測裝置尚沒有觀測到100 GeV 以上GRBsγ輻射。2019 年1 月MAGIC 首次觀測到E >300 GeVγ射線(GRB190114C)[105,106]，從不同能區(qū)確認(rèn)了Fermi-LAT 的觀測結(jié)果，確定了GRBs 余輝中自康普頓散射成分的存在。H.E.S.S.先后觀測到GRB180720B 余輝深處大于100 GeVγ輻射和GRB190829A VHEγ輻射[107]，對現(xiàn)有的電子同步輻射理論提出了重大挑戰(zhàn)。這也是地基觀測裝置首次測量到GRBs 余輝階段100 GeV 以上γ輻射，打開了GRBs 多波段觀測一個新的能量窗口。GRB190114C 和GRB180720B 也同時被Fermi-LAT 衛(wèi)星觀測到，從幾keV 至 幾百GeV 能區(qū)對GRBs 多波段觀測，為進(jìn)一步研究GRBs 中心引擎和輻射機制、河外背景光限制等新物理現(xiàn)象提供了更有力的觀測手段。

5.5.7 河外背景光(extragalactic background light,EBL)

EBL 是整個宇宙發(fā)出的綜合光，了解EBL 性質(zhì)對研究大多數(shù)blazar 的本征光譜至關(guān)重要。MAGIC,H.E.S.S.,VERITAS 近些年都進(jìn)行了EBL 測量工作。H.E.S.S.,VERITAS測量方法與光譜形狀無關(guān)，而MAGIC 則采用幾種不同EBL 模型進(jìn)行對比測量。雖然采用方法不同，但EBL-SED 形狀和強度測量結(jié)果基本吻合，不同波段吻合程度稍有差異[108]。

6 IACT 探測技術(shù)未來發(fā)展

第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡的成功不僅促進(jìn)粒子天體物理學(xué)和基礎(chǔ)物理學(xué)的發(fā)展，使科學(xué)家們的研究方向從“尋找源頭”到向研究基礎(chǔ)物理和基礎(chǔ)物理問題逐漸轉(zhuǎn)變。也激發(fā)了科學(xué)家們升級、改造現(xiàn)有IACT 望遠(yuǎn)鏡的熱情，建設(shè)或規(guī)劃新的地基VHEγ射線望遠(yuǎn)鏡，不斷探索新的探測技術(shù)。

6.1 CTA(Cherenkov telescope array)

要大幅提高靈敏度，現(xiàn)有技術(shù)很難通過改進(jìn)單臺望遠(yuǎn)鏡性能實現(xiàn)，但通過大幅增加陣列結(jié)構(gòu)中的望遠(yuǎn)鏡數(shù)量，則可以實現(xiàn)這一目標(biāo)。HERGET 原理樣機已經(jīng)證明，立體觀測技術(shù)具有很大的優(yōu)越性，與同口徑的單面望遠(yuǎn)鏡相比，其靈敏度大幅提高。CTA[109]正是基于這一考慮，通過大幅增加陣列結(jié)構(gòu)中的望遠(yuǎn)鏡數(shù)量以實現(xiàn)靈敏度的提高，通過設(shè)置不同口徑望遠(yuǎn)鏡，以覆蓋更寬的能量范圍。CTA 計劃將現(xiàn)有IACT 陣列靈敏度提高10 倍，觀測能區(qū)跨越4 個量級(20～300 TeV)，擬在南北半球(南半球站址為智利阿塔卡瑪沙漠，北半球站址為西班牙加納利島) 各建設(shè)一個成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡陣列。探測陣列由大(large-sized telescope,LST)/中(medium-sized telescope,MST)/小(small-sized telescope,SST) 三類望遠(yuǎn)鏡組成，主要參數(shù)如表4。CTA 中型望遠(yuǎn)鏡陣列MST 除了基于傳統(tǒng)反射鏡的原理樣機之外，還設(shè)計了史瓦西望遠(yuǎn)鏡原理樣機(prototype schwarzschild-couder telescope,pSCT)，成像單元采用SiPM，為了便于比較，該望遠(yuǎn)鏡原理樣機參數(shù)也列入表中。

表4 CTA 陣列參數(shù)[109]

CTA 主要面向相對論性宇宙粒子起源、極端環(huán)境、新物理等重要科學(xué)前沿領(lǐng)域開展探索研究。CTA 更大的視場可以開展擴展源的觀測，更好的角分辨率有利于源的細(xì)節(jié)研究，更好的能量分辨率有利于能譜的精細(xì)測量，更快的轉(zhuǎn)動速度利于爆發(fā)源和瞬變源的觀測；而更低的探測閾能，則可以實現(xiàn)與衛(wèi)星觀測的有效銜接。

6.2 基于透鏡的廣角大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡

第二代成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡在50 GeV～20 TeV 能區(qū)對γ射線觀測靈敏度遠(yuǎn)高于現(xiàn)有其他探測裝置，但它們的視場有限(約4°)，不太容易對爆發(fā)源、瞬變源、擴展源進(jìn)行觀測?？茖W(xué)家們正在積極探索廣角大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡技術(shù)，提出多種解決方案，其中一個重要的發(fā)展方向是基于透鏡的大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡技術(shù)[110]。利用廣角透鏡代替?zhèn)鹘y(tǒng)窄視場反射鏡用于測量高能γ射線這一設(shè)想最初在1998 年由David 等人提出[111]，隨后GAW (Gamma Air Watch)計劃[112]提出用直徑約3 m 的廣角菲涅爾透鏡觀測VHEγ射線。JEMO-EUSO (Extreme Universe Space Observatory)實驗計劃用2 面直徑1 m 廣角菲涅爾透鏡研究超高能宇宙射線[113]。菲涅爾透鏡系統(tǒng)具備大視場、良好透過率的優(yōu)勢，但存在加工工藝復(fù)雜、價格昂貴、離軸大角度成像差等問題。受GAW 和JEMO-EUSO 計劃啟發(fā)，中國研究人員開展了廣角透鏡成像技術(shù)的預(yù)先研究工作，提出了基于水透鏡的廣角大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡的設(shè)想(采用玻璃球殼+高純水模擬人眼構(gòu)造的設(shè)計方案，可以充分利用高純水對藍(lán)光的良好透過率、半球透鏡或厚透鏡離軸大角度成像一致性較好的優(yōu)點，且工藝相對簡單)，主要物理目標(biāo)為地基探測VHEγ暫現(xiàn)源(如GRBs 約100 GeV VHEγ輻射)，并研制了0.9 m 口徑球冠薄透鏡原理樣機進(jìn)行原理性驗證。該原理樣機已經(jīng)和西藏羊八井小型陣列YBJ-HA 同時觀測到宇宙線事例，驗證透鏡系統(tǒng)對大氣切倫科夫光的探測能力并初步驗證廣角性能[114–117]。

6.3 光電傳感器技術(shù)

VHEγ射線天文學(xué)的成功還得益于弱光探測技術(shù)的不斷發(fā)展，特別是PMT 光電子探測效率的不斷提高。目前最好的切倫科夫望遠(yuǎn)鏡成像系統(tǒng)在300～650 nm 的典型光譜范圍平均量子效率只有15%～18%，如果能進(jìn)一步提高PMT 量子效率，無疑將提升現(xiàn)有望遠(yuǎn)鏡陣列的發(fā)現(xiàn)能力。SiPM 實質(zhì)是由工作在蓋革模式的雪崩二極管(avalanche photodiode,APD) 陣列組成，又被稱為多像素光子計數(shù)器(multi-pixel photon counter,MPPC)。SiPM相對傳統(tǒng)PMT 具有量子效率高(SiPM 為80%，PMT 為25%～40%)、工作電壓低(SiPM為2～80 V，PMT 為1～3 kV)、對磁場不敏感、體積小、結(jié)構(gòu)緊湊、量產(chǎn)價格低等優(yōu)勢。該技術(shù)最早由FACT (First G-APD Cherenkov Telescope) 開始探索并取得成功[118,119]，MAGIC 研究團隊也在發(fā)展這一技術(shù)[120]。未來LHAASO/WFCTA[121]和CTA/SST[122]照相機也將使用SiPM。

7 總結(jié)

20 世紀(jì)50 年代，射電天文學(xué)及稍后的X射線天文學(xué)激發(fā)了人們“通過新窗口觀察宇宙”的愿望，人們開始探索從地面上利用廣延大氣簇射相對論性次級粒子在大氣中產(chǎn)生的切倫科夫光探測原初宇宙γ射線的可能性。由于探測器靈敏度較差，加之對大氣簇射發(fā)展過程細(xì)節(jié)了解不足，早期的切倫科夫光望遠(yuǎn)鏡不能有效區(qū)分宇宙線帶電粒子成分和γ光子，直到1989 年Whipple 望遠(yuǎn)鏡首次觀測到來自于蟹狀星云的VHEγ輻射，才實現(xiàn)對原初宇宙γ射線的有效觀測。成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡經(jīng)歷了早期探索(非成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡)、成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡、立體成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡三個主要階段，發(fā)展了兩代。其發(fā)展成熟的關(guān)鍵除了望遠(yuǎn)鏡口徑的擴大之外，主要基于兩個方面的原因：(1)是發(fā)展了一套十分有效的γ/p 鑒別技術(shù)，有效地排除了海量的宇宙線帶電粒子本底；(2)是發(fā)展了立體成像技術(shù)，極大地提高了原初γ射線重建的能量精度和角分辨率精度，有效地降低了探測閾能。經(jīng)過近70 年的發(fā)展，切倫科夫探測技術(shù)取得了巨大的成功，以H.E.S.S.,MAGIC,VERITAS 等為代表的立體成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)了100 余個TeV 以上VHEγ射線能區(qū)的新源，類型包括AGN,SNRs,globular clusters,binaries 等，占TeV 以上VHEγ射線天體源的一半以上。

除了成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡技術(shù)，基于廣延大氣簇射次級粒子探測的傳統(tǒng)EAS 陣列、水切倫科夫探測等等在VHE 特別是20 TeV 以上能區(qū)的γ射線觀測中也取得了巨大的成功，觀測到100 TeV 以上超高能γ射線輻射。

相對X 射線源和GeVγ射線源的數(shù)目，顯然TeV 以上VHEγ射線源的數(shù)目太少，目前的觀測數(shù)據(jù)還無法為科學(xué)家深入研究VHE 天體源輻射及其存在的相互作用機制提供足夠多的樣本。因此VHE 及以上能區(qū)γ射線天文觀測技術(shù)還需要大力發(fā)展，包括更低的閾能、更大的視場、更高的角分辨和能量分辨率、更高的靈敏度等。CTA 通過增加陣列結(jié)構(gòu)中的望遠(yuǎn)鏡數(shù)量以實現(xiàn)靈敏度的提高，通過設(shè)置不同口徑望遠(yuǎn)鏡，以覆蓋更多的能量范圍；LHAASO 通過復(fù)合陣列提高靈敏度并拓寬能量測量范圍；Aharonian 等人[124]還建議在更高海拔(約5 000 m)建設(shè)大口徑IACT 陣列以降低閾能，提高有效面積、能量分辨率和角度分辨率等；除此以外，更多新的技術(shù)如SiPM 的應(yīng)用、計算機的發(fā)展，也將對VHEγ探測器性能提升做出貢獻(xiàn)。隨著觀測技術(shù)的進(jìn)步和新一代觀測設(shè)備的建設(shè)運行，TeV 以上VHEγ射線源將與X 射線、GeVγ射線源一樣，在不久的將來邁入“千源時代”，如圖12 所示，VHEγ天文的觀測將為多波段、多信使天文學(xué)的發(fā)展貢獻(xiàn)“高能”力量。

圖12 不同波長輻射源的數(shù)目隨時間和不同探測器設(shè)備的演化[123]