袁 強

（1 中國科學院紫金山天文臺暗物質(zhì)與空間天文重點實驗室 南京 210023）

（2 中國科學技術(shù)大學天文與空間科學學院 合肥 230026）

1 引言

宇宙線是來自外太空的高能量粒子, 主要包括各種帶電原子核、少量的電子以及更加稀少的正電子和反質(zhì)子等粒子. 宇宙線的發(fā)現(xiàn)可以追溯至上世紀初人們對空氣電離度的研究.以V.Hess為代表的一批科學家發(fā)現(xiàn)引發(fā)空氣電離的源頭和長久以來人們認為的地殼巖石放射性無關(guān), 而應該來自地外空間, 從而拉開了對此類神秘“射線”長達一個多世紀研究的帷幕. 宇宙線和電磁波、引力波及中微子并稱為4大天文觀測信使, 它們在當前的多信使天文時代起著不可或缺的關(guān)鍵作用. 宇宙線起源于何種天體、它們是如何被加速到極端高能量的1、如何在宇宙空間中傳播以及相互作用、又怎樣影響了星系的物質(zhì)和磁場演化等是當前宇宙線研究的前沿問題. 宇宙線還是研究新物理的重要甚至獨特手段, 可以探索極高能量下的物理規(guī)律以及暗物質(zhì)的粒子本質(zhì)等重大基礎(chǔ)科學問題.

宇宙線的實驗探測一般分為兩類: 空間（或高空）直接探測和地面間接探測. 空間衛(wèi)星、探空火箭或高空氣球搭載的探測器可以避免或很大程度上降低地球大氣層的干擾, 從而對入射的宇宙線粒子物理參數(shù)直接進行測量, 稱為直接探測. 能量足夠高的宇宙線粒子可以在空氣中引發(fā)級聯(lián)簇射, 通過對簇射次級粒子的探測也可以獲知入射粒子信息, 該方法稱為間接探測. 直接和間接探測優(yōu)勢互補, 直接探測可以清楚地區(qū)分入射粒子種類, 但由于探測器尺寸限制無法測量到非常高的能量2; 間接探測可以延伸到很高的能段, 但成分鑒別能力較差. 兩類實驗聯(lián)合將宇宙線粒子的能譜從準相對論能量測量至1020eV的極高能量,能量跨越十余個數(shù)量級, 流量跨越了30余個數(shù)量級. 分成分的能譜測量目前主要的進展還是來自于直接探測實驗, 覆蓋的能段從GeV到亞PeV.

直接探測實驗主要采用兩類技術(shù)方案: 磁譜儀和量能器. 通過帶電粒子在磁場中的偏轉(zhuǎn), 磁譜儀可以準確測出粒子的動量（能量）并且可以區(qū)分正負電荷. 磁譜儀實驗的典型代表有反物質(zhì)和輕核天體物理探測載荷（Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics,PAMELA[2]）以及阿爾法磁譜儀（Alpha Magnetic Spectrometer, AMS-02[3]）. 量能器實驗則通過厚靶物質(zhì)將入射粒子“攔截”并記錄其沉積下的能量. 對于正負電子和γ光子, 量能器實驗可以達到很高的能量分辨率（可高達約1%）, 不過對于宇宙線原子核, 由于強相互作用的漲落以及產(chǎn)生的大量“不可探測”粒子, 能量分辨率通常在百分之幾十. 代表性的量能器實驗有費米γ射線空間衛(wèi)星（Fermi[4]）、量能器電子望遠鏡（CALorimetric Electron Telescope, CALET[5]）和國際空間站宇宙線能量質(zhì)量探測器（Cosmic Ray Energetics And Mass for the International Space Station, ISS-CREAM[6]）. 這些實驗近年來取得了系列重要的進展, 揭示出宇宙線能譜的新結(jié)構(gòu)[7–23].

中國于2015年12月17日發(fā)射了首顆空間天文衛(wèi)星–暗物質(zhì)粒子探測器（DArk Matter Particle Explorer, DAMPE[24–25]）. DAMPE采用全吸收型電磁量能器方案, 主要致力于高能量分辨率正負電子、γ射線和宇宙線探測. 經(jīng)過7 yr多時間的運行,在宇宙線能譜測量、暗物質(zhì)探測以及分數(shù)電荷粒子搜尋等研究方面取得了一系列成果[26–33]. 本文將綜述DAMPE實驗和分析的相關(guān)研究, 并著重介紹其在宇宙線直接探測方面取得的進展.

2 暗物質(zhì)粒子探測衛(wèi)星

2.1 儀器

DAMPE主要的目標是探測高能宇宙線粒子,需要準確測量粒子的能量、電荷、方向以及識別不同的粒子類別. 整個探測器由4個子探測器構(gòu)成, 分別為塑閃陣列探測器（Plastic Scintillator Detector,PSD）、硅陣列探測器（Silicon Tracker, STK）、鍺酸鉍量能器（BGO）和中子探測器（Neutron Detector, NUD）. 探測器示意圖如圖1所示[25].

圖1 DAMPE探測器配置圖[25]Fig.1 Cartoon plot of the DAMPE detector[25]

塑閃陣列探測器位于頂部, 由兩大層垂直排布的塑閃條構(gòu)成, 每一層又分為兩小層, 由共計41根塑閃條平行排列, 上下兩小層間保持水平移位0.8 cm, 從而可以有效減小探測器縫隙帶來的效率損失[34]. 塑閃探測器有效探測面積為82.5×82.5 cm2, 探測效率達到0.99999[35]. 塑閃探測器主要通過測量帶電粒子的電離能損率來測量電荷, 其精度對碳和鐵核分別達到0.18 e和0.30 e[36].

硅陣列探測器位于塑閃探測器下方, 由6大層12小層硅微條構(gòu)成, 有效探測面積為76×76 cm2.每一大層的兩小層硅微條垂直排列, 可以測量帶電粒子的x和y坐標. 每小層分為16個條帶, 每一條帶包含768根硅微條, 其中一半為讀出條. 整個硅探測器有73728路讀出,是DAMPE探測器讀出通道最多的子探測器[37]. 硅探測器通過測量帶電粒子的電離能損來記錄粒子的徑跡和電荷. 為了探測γ射線, 在硅探測器的第2、3、4層增加了1 mm厚的鎢板以增大γ光子轉(zhuǎn)換成正負電子對的幾率. 硅探測器的位置分辨率優(yōu)于50μm[38], 通過γ射線點源觀測得到的角分辨率在10 GeV和100 GeV處分別為0.4?和0.2?. 同時, 硅探測器對核電荷數(shù)Z <8的輕核素具有良好的電荷測量能力, 電荷分辨率優(yōu)于塑閃探測器; 但對于較重的核素由于讀出芯片飽和導致電荷測量能力下降.

再下方是DAMPE最主要的探測器–量能器[39], 由14層BGO晶體構(gòu)成, 每層包含22根長條狀晶體. 層與層之間垂直排列, 可以實現(xiàn)對入射粒子簇射的準立體成像. 每根晶體的兩端耦合光電倍增管, 可以對信號進行二次獨立測量. 為了擴大測量的動態(tài)范圍, 每個光電倍增管由3個不同增益的打拿級讀出[40–41].量能器有效探測面積為60×60 cm2.DAMPE量能器的厚度很厚, 達到了32個輻射長度,可以對能量高達10 TeV的電磁粒子進行全吸收型測量, 能量分辨率很高. 對于能量高于10 GeV的正負電子和γ光子, 能量分辨率優(yōu)于1.5%[25,42].

量能器還有一個重要作用是進行正負電子和質(zhì)子的鑒別. 它們的絕對電荷均為1, 無法通過電荷測量區(qū)分. 不過由于它們相互作用屬性不同, 在探測器中產(chǎn)生的簇射形態(tài)具有很大的差異. 正負電子以電磁相互作用為主, 簇射規(guī)則且緊致; 質(zhì)子則是強相互作用和電磁作用混合,簇射形態(tài)散亂無規(guī).DAMPE厚量能器的設計可以有效呈現(xiàn)出二者簇射發(fā)展的差異, 達到很高的鑒別效果.

底部是中子探測器,由摻硼的塑料閃爍體制成,通過10B俘獲中子后產(chǎn)生7Li和α粒子的過程記錄入射粒子在量能器中產(chǎn)生的慢化次級中子[43–44]. 中子探測器的有效探測面積為61×61 cm2, 其主要作用是輔助量能器進行正負電子和質(zhì)子的區(qū)分, 原理是質(zhì)子強相互作用過程會產(chǎn)生遠多于正負電子電磁相互作用過程產(chǎn)生的次級中子. 中子探測器對TeV以上正負電子鑒別尤為重要, 因為此時正負電子和質(zhì)子流量差異進一步增大, 單靠量能器鑒別效果已不是特別理想了.

2.2 科學目標

DAMPE衛(wèi)星最主要的科學目標是通過高精度觀測宇宙線正負電子和γ射線間接探測暗物質(zhì)粒子. 得益于其超高的能量分辨率, DAMPE在揭示正負電子和γ射線精確能譜結(jié)構(gòu)方面具有獨特的優(yōu)勢, 可以探測暗物質(zhì)湮滅或衰變產(chǎn)生的不同于常規(guī)天文過程的一些特殊結(jié)構(gòu), 例如單能γ射線線譜、尖銳正負電子能譜等. DAMPE可以探測寬能段的宇宙線粒子能譜、方向分布以及時間變化, 可以研究銀河宇宙線的起源、傳播、太陽系調(diào)制等宇宙線科學問題. DAMPE第3個科學目標是γ射線天文,可以研究高能天體（如超新星遺跡、中子星、黑洞等）的相關(guān)物理問題.

3 宇宙線能譜直接測量

3.1 原初宇宙線核素能譜

宇宙線粒子中存在一系列相對高豐度的核素（以偶核為主）, 主要包括質(zhì)子、氦、碳、氧、氖、鎂、硅、鐵核等, 它們也是恒星核合成過程的高豐度產(chǎn)物, 被認為是直接來自于宇宙線的加速源, 稱為原初宇宙線. 與此相反, 另有一些核素如鋰、鈹、硼、氟、鈧、鈦、釩、鉻、錳核等在恒星核合成過程中產(chǎn)率很低,但它們在宇宙線中相對豐度卻較高,一般認為這些核素是原初宇宙線碎裂產(chǎn)生, 稱為次級宇宙線. 原初宇宙線的能譜反映了宇宙線的加速和傳播的信息, 是研究宇宙線物理的重要觀測量.

DAMPE衛(wèi)星已在軌運行超過7 yr時間, 每天記錄下約500萬宇宙線事例, 其中絕大多數(shù)是質(zhì)子,其次是氦核. 利用DAMPE衛(wèi)星數(shù)據(jù), 科研人員開展了質(zhì)子和氦核能譜的測量. 為了分別測量質(zhì)子和氦核能譜, 準確進行質(zhì)子和氦核的鑒別至關(guān)重要.DAMPE利用塑閃陣列探測器的電荷測量來進行質(zhì)子和氦核的區(qū)分. 圖2顯示的是兩個沉積能量段的粒子電荷分布, 兩個峰代表質(zhì)子和氦核. 低能量段粒子電荷分布很窄, 質(zhì)子和氦核區(qū)分明顯. 到高能量段, 由于反沖效應等因素影響使得電荷測量分布變寬, 質(zhì)子和氦核的電荷分布重疊區(qū)域增大, 導致相互污染變得重要. 我們通過模擬數(shù)據(jù)得到的電荷分布模板去擬合觀測數(shù)據(jù), 給出其相互污染比例,并在能譜測量中予以減扣.

DAMPE衛(wèi)星對原子核簇射的能量測量是不完整的, 有超過一半的入射能量被μ子、中微子等“不可見”成分帶走. 沉積到探測器中的能量也由于強作用過程中的漲落而具有較大的不確定度, 因此逐事例重建入射能量誤差較大. 我們一般是通過能量反卷積的過程來統(tǒng)計入射粒子能譜分布. 對于第i個能量段, 觀測到的粒子數(shù)Nobs,i和入射粒子數(shù)Ninc,j的關(guān)系為

其中Mij是通過模擬得到的能量相應矩陣, 代表入射能量為第j個能量段的事例沉積能量落入第i個能量段的概率.反解上式可以得到入射事例能量分布,再除以探測器有效面積、曝光時間、能量區(qū)間寬度后可以得到入射粒子能譜.

圖3為DAMPE實驗測得的質(zhì)子能譜[27]（左上）、氦核能譜[28]（右上）和質(zhì)子+氦核能譜[33]（下圖, 其中左下圖為和其他直接測量結(jié)果對比, 右下圖為和間接測量結(jié)果對比）. DAMPE的測量結(jié)果揭示出能譜的兩個特征: 在能量約TeV處的變硬和數(shù)十TeV處的變軟結(jié)構(gòu). 變硬結(jié)構(gòu)已被此前多個實驗觀測到[8–11,13,17,20], 而變軟結(jié)構(gòu)是DAMPE實驗首次清晰地以高置信度測得. 能譜變硬或變軟結(jié)構(gòu)的拐折能量近似正比于粒子電荷, 對該結(jié)構(gòu)的物理起源具有重要的預示意義. DAMPE進一步將質(zhì)子+氦核能譜測量至約300 TeV能量, 同樣揭示出先變硬后變軟的結(jié)構(gòu)[33]. 有意思的是, 質(zhì)子+氦核能譜在100 TeV以上呈現(xiàn)出再次變硬的跡象, 不過目前的數(shù)據(jù)顯示這一結(jié)構(gòu)的置信度不高, 需要未來更多的數(shù)據(jù)檢驗.

圖3 DAMPE質(zhì)子能譜[27]（左上）、氦核能譜[28]（右上）和質(zhì)子+氦核能譜[33]（下圖）. 其他實驗結(jié)果來自ATIC[7–8]、PAMELA[10]、AMS-02[45]、NUCLEON[20–21]、CALET[17]、CREAM[22]、ARGO-YBJ+WFCT[46]、HAWC[47]、KASCADE[48]和EAS-TOP+MACRO[49].Fig.3 Proton spectrum[27] （left up）, helium spectrum[28] （right up）, and proton plus helium spectrum[33] （bottom） measured by DAMPE. Other measurements are from ATIC[7–8], PAMELA[10], AMS-02[45], NUCLEON[20–21], CALET[17], CREAM[22],ARGO-YBJ+WFCT[46], HAWC[47], KASCADE[48], and EAS-TOP+MACRO[49].

3.2 次級/原初核素比例

次級宇宙線來自于宇宙線與星際介質(zhì)相互作用. 相互作用可以發(fā)生在源附近, 也可以發(fā)生在傳播過程中. 觀測到的次級粒子能譜普遍比原初粒子能譜更軟[14], 以及通過衛(wèi)星實驗觀測到的全天彌散γ射線能譜和本地觀測的原初宇宙線能譜指數(shù)接近[50]等事實表明, 相互作用應當主要發(fā)生在宇宙線傳播過程中. 因此, 通過精確測量次級宇宙線和原初宇宙線的比例就可以獲得宇宙線傳播過程的重要信息.

考慮一個簡單的漏箱模型, 即將銀河系簡化成一個箱盒, 宇宙線被束縛在箱盒中, 以一定的速率泄露出去. 在穩(wěn)態(tài)假設下, 次級粒子和原初粒子的能譜比例為

其中v為宇宙線粒子速度（初級和次級粒子一樣）,〈ρ〉為經(jīng)歷的平均星際介質(zhì)密度,σ為產(chǎn)生次級粒子的截面,mH為氫原子質(zhì)量,τesc為宇宙線逃逸時標,τint為相互作用時標,τs為放射性次級核素衰變時標,γ為次級粒子洛倫茲因子. 對于較輕的穩(wěn)定核素, 相互作用截面較小, 上式方括號中起主導作用的是τesc項, 因此可以通過測量次級/原初核素比例來測量宇宙線的逃逸速率. 對于重核,τint通常不能簡單忽略, 也會影響宇宙線粒子能譜.

硼碳比例（B/C）是測量較多的次級/原初粒子比例. 過去數(shù)十年來不斷有各種實驗對其進行測量, 總體上來說測量的能段偏低、精度有限. 這些測量表明B/C在10 GeV/n以上能段隨著能量升高呈下降趨勢,下降行為基本上符合能量的冪律關(guān)系.2016年AMS-02實驗精確地測量了從約0.45 GeV/n到1.3 TeV/n的B/C比例, 發(fā)現(xiàn)在30 GeV/n以上的比例可以用E-δ的冪律函數(shù)擬合, 且δ= 0.333精確地符合Kolmogorov星際介質(zhì)湍流理論預期[12,51].隨后AMS-02更新的測量顯示, 結(jié)合多種次級/原初粒子比例表明它們在高能段偏離單一冪律, 存在變硬的趨勢, 但對于單個比例而言變硬的置信度卻不夠高[14,45].

利用6 yr的觀測數(shù)據(jù), DAMPE實驗對B/C和B/O的比例進行了精確測量,覆蓋能段從10 GeV/n到5.6 TeV/n[31], 相關(guān)結(jié)果如圖4所示. 和以往實驗相比, DAMPE的測量延伸到最高的能量, 在100 GeV/n以上能段的精度也最高. DAMPE實驗以高置信度（>4.4σ）測得兩個比例均在約100 GeV/n處存在拐折. 對這一結(jié)果最直接的解釋是宇宙線擴散系數(shù)隨能量的依賴關(guān)系在高能段存在拐折, 高能量的宇宙線傳播速度比預想的更慢, 因此有更大的幾率碎裂產(chǎn)生次級粒子[59]. 更為復雜的物理解釋包括空間依賴的傳播效應、在源附近的相互作用、鄰近激波重加速以及宇宙線自激發(fā)湍流等[59].

圖4 DAMPE硼碳（左圖）和硼氧（右圖）比例隨能量的變化[31]. 其他實驗結(jié)果來自HEAO-C2[52]、CRN-SpaceLab2[53]、ATIC-2[54]、CREAM-I[55]、TRACER[56]、PAMELA[57]、 NUCLEON[58]和AMS-02[45].Fig.4 The B/C （left panel） and B/O （right panel） ratios measured by DAMPE[31] and other experiments by HEAO-C2[52],CRN-SpaceLab2[53], ATIC-2[54], CREAM-I[55], TRACER[56], PAMELA[57], NUCLEON[58], and AMS-02[45].

4 銀河宇宙線起源和傳播物理

關(guān)于銀河宇宙線的起源與傳播, 人們已經(jīng)建立起一個相對可靠的框架: 宇宙線被彌散分布于銀河系內(nèi)的極端高能天體（例如超新星遺跡、脈沖星風云、大質(zhì)量星團、黑洞等）加速, 之后在隨機星際磁場中以擴散方式傳播并和途經(jīng)的物質(zhì)與磁場及輻射場發(fā)生相互作用, 隨后進入太陽系并受到太陽風及其攜帶磁場的調(diào)制效應, 最終到達地球附近被探測器捕捉到[60]. 基于這個圖像發(fā)展起來的模型可以解釋大多數(shù)觀測現(xiàn)象, 包括原初和次級宇宙線能譜、彌散γ射線等. 然而, 包括DAMPE在內(nèi)的多個實驗揭示出的系列宇宙線能譜新結(jié)構(gòu)表明這個圖像可能需要進一步改進.

基于新的觀測結(jié)果, 我們提出了一個簡單的改進模型, 即引入一個鄰近的、相對年輕（年齡約十萬到百萬年）的宇宙線源來解釋這些新的觀測現(xiàn)象.圖5為這個模型給出的質(zhì)子和氦核能譜[61]. 在寬能段范圍內(nèi), 大量的背景源貢獻起著主導作用; 在1–100 TeV能段, 鄰近源的貢獻得以凸顯, 從而在能譜上形成先變硬后變軟的“鼓包”結(jié)構(gòu). 鄰近源在低能處（?TeV）貢獻被壓低是由于低能宇宙線傳播較慢而來不及傳到地球附近, 高能處（?100 TeV）貢獻也變低是由于該源的加速能力所限. 這個模型可以很簡單、自然地解釋宇宙線能譜觀測結(jié)構(gòu), 而且預期在100 TeV以上能量粒子能譜還會再次變硬,和DAMPE最新的質(zhì)子+氦結(jié)果相符[33]. 這個模型還可以解釋宇宙線大尺度各向異性的幅度和相位隨能量的復雜變化行為[64–66]. 在約100 TeV以下能量, 宇宙線的各向異性由鄰近源主導, 其相位取決于該源所處的方位（可能還會受到本地大尺度磁場的影響）;100 TeV以上能段各向異性由背景源主導,相位由銀河系中心指向反銀心方向. 因此大尺度各向異性將在約100 TeV出現(xiàn)相位翻轉(zhuǎn), 和觀測結(jié)果一致[67].

圖5 解釋質(zhì)子、氦核能譜拐折的背景源（黑色虛線）+鄰近源（藍色虛線）模型[61]. 紅色實線為模型總譜. 觀測數(shù)據(jù)參考文獻為: DAMPE[27–28]、ATIC-2[8]、CREAM[22]、 NUCLEON[21]、CALET[19, 62]和KASCADE[63].Fig.5 A background （black dashed line） plus nearby source （blue dashed line） model to account for spectral breaks of protons and helium nuclei[61]. The red solid line shows the total model spectrum. Observational data are from DAMPE[27–28], ATIC-2[8],CREAM[22], NUCLEON[21], CALET[19, 62], and KASCADE[63].

5 總結(jié)

宇宙線能譜的直接測量是研究宇宙線物理的重要手段. DAMPE實驗借助其高能量分辨率和相對大的有效探測面積, 在宇宙線能譜測量方面取得了一系列重要成果, 精確測量了質(zhì)子、氦核、質(zhì)子+氦、硼碳和硼氧比例等在寬能段的能譜, 發(fā)現(xiàn)新的拐折結(jié)構(gòu), 為理解宇宙線起源和傳播物理提供了重要數(shù)據(jù). 目前DAMPE衛(wèi)星仍然持續(xù)在軌穩(wěn)定運行, 探測器狀態(tài)良好, 關(guān)于其他宇宙線核素的分析也在進行中. 此外, 我國也在積極開展下一代的空間高能粒子直接探測實驗預研, 包括將安置在中國空間站上的高能輻射探測設施（High Energy Radiation Detection facility, HERD[68]）、甚大面積γ射線望遠鏡（Very Large Area gamma-ray Space Telescope, VLAST[69]）等. 通過這一系列觀測設施,人們有望準確測量宇宙線各個組分在超寬能段的能譜結(jié)構(gòu)特征以及各向異性特征, 最終揭開宇宙線起源之謎.

致謝暗物質(zhì)粒子探測衛(wèi)星得到中國科學院空間科學戰(zhàn)略先導專項的資助.