李澤琴　寧長春　楊瑞　馮有亮

摘 要 人類對宇宙最早的認(rèn)識和觀測始于可見光，之后由于有1865年麥克斯韋對電磁波的預(yù)言，1887年赫茲的證實，以及1933年楊斯基發(fā)現(xiàn)銀河系的射電輻射，可見光觀測自此擴(kuò)展到電磁波多波段觀測，出現(xiàn)了多波段天文學(xué)。1912年，赫斯發(fā)現(xiàn)宇宙線，使得天文觀測在電磁波觀測之外多了一種手段，拉開了多信使天文學(xué)的序幕。1987年，戴維斯和小柴昌俊發(fā)現(xiàn)了來自超新星爆發(fā)的中微子信號，這也是人類首次探測到了來自宇宙的中微子，至此又多了一種認(rèn)識和觀測宇宙的信使。此后，2016年美國激光干涉引力波觀測站LIGO 探測到引力波，在補(bǔ)齊對于驗證愛因斯坦廣義相對論的最后一塊拼圖的同時，也使得引力波成為多信使天文學(xué)中最新引入的一種信使。本文介紹了電磁波、宇宙線、中微子、引力波這四種信使的基本概念、發(fā)現(xiàn)歷史以及探測宇宙的基本原理， 對其代表性的實驗進(jìn)行了收集整理，并就其中的一個典型實驗進(jìn)行了簡要介紹。期望能夠就多波段多信使天文學(xué)的發(fā)展歷程給出一個比較完整的描摹。

關(guān)鍵詞 電磁波;宇宙線;中微子;引力波;多信使天文學(xué)

人類觀測宇宙最早的手段是肉眼觀測。這其中最偉大也是最后一位用肉眼觀測天空的人就是第谷（Tycho Brahe），他編纂的星表的數(shù)據(jù)已經(jīng)接近了肉眼分辨率的極限。1609年伽利略（Galilei）首次將望遠(yuǎn)鏡指向天空，發(fā)現(xiàn)了之前肉眼觀測所不能看到的土星光環(huán)、太陽黑子、金星和水星的盈虧等現(xiàn)象，從此結(jié)束了人類肉眼觀測宇宙的時代，天文觀測開始進(jìn)入到望遠(yuǎn)鏡觀測的新紀(jì)元。1865年，麥克斯韋（James Clerk Maxwell）寫下麥克斯韋方程組并預(yù)言了電磁波的存在[1]，1887年，赫茲（Heinrich Rudolf Hertz）用實驗方法證實了麥克斯韋的預(yù)言[2]，這是人類第一次意識到可見光只是電磁波的一部分。此后在1933年，美國貝爾電話公司的一位工程師卡爾· 楊斯基（KarlGuthe Jansky）意外發(fā)現(xiàn)了來自銀河系的無線電波[3]，天文觀測至此進(jìn)入多波段時代。之后的幾十年中，相繼誕生了紅外天文學(xué)、紫外天文學(xué)、X射線天文學(xué)和γ射線天文學(xué)。1912年，奧地利物理學(xué)家赫斯（Victor Franz Hess）發(fā)現(xiàn)宇宙線[4]，除電磁波之外，人類又多了一種認(rèn)識和探測宇宙的信使。多信使天文學(xué)由此拉開序幕。1930年，奧地利物理學(xué)家泡利（Wolfgang Ernst Pauli）為了解釋β衰變提出中微子假說[5]。1987年，小柴昌?。∕asatoshi Koshiba）所領(lǐng)導(dǎo)的神岡實驗（Super-Kamiokande）探測到超新星SN1987A 爆炸時所發(fā)出的中微子[6]，這也是人類首次探測到了來自宇宙的中微子，它也成為人類認(rèn)識和觀測宇宙的新信使。2016 年，美國激光干涉引力波觀測站LIGO 宣布探測到引力波的存在[7]，至此多信使天文學(xué)的四大信使全部亮相，造就了目前多波段多信使天文學(xué)的新時代。

以上所述，或者可以理解為多波段多信使天文學(xué)的發(fā)展簡史，或者也可以理解為人類認(rèn)識和探測宇宙的簡要介紹。但毋庸置疑的是，電磁波、宇宙線、中微子和引力波四大信使，是目前人類所知的能夠認(rèn)識和探測宇宙的四種基本手段。本文將對電磁波、宇宙線、中微子、引力波這四種信使的基本概念、發(fā)現(xiàn)歷史、探測宇宙的基本原理進(jìn)行比較詳細(xì)的介紹，同時將舉例每種信使的代表性實驗，并就其中一個實驗，結(jié)合其科學(xué)目標(biāo)、實驗原理、運行狀況以及取得的科學(xué)成就進(jìn)行簡要介紹，期望能夠就多波段多信使天文學(xué)的發(fā)展歷程給出一個比較完整的描摹。

1 電磁波

1.1 電磁波的基本概念

1864年，麥克斯韋在總結(jié)奧斯特（Hans ChristianOersted）、法拉第（Michael Faraday）、安培（André-Marie Ampère）等前人工作的基礎(chǔ)上，采用了法拉第渦旋電場的設(shè)想，創(chuàng)造性地提出渦旋電場、位移電流的假設(shè)，寫出麥克斯韋方程組。從中我們可以得知：空間位置固定、電量不隨時間變化的電荷產(chǎn)生的電場稱為靜電場，恒定電流產(chǎn)生的磁場稱為恒定磁場[8]。當(dāng)電荷、電流隨時間變化時，產(chǎn)生的電場和磁場也要隨時間變化，形成統(tǒng)一的時變電磁場，即隨時間變化的電場要在空間產(chǎn)生磁場，隨時間變化的磁場也要產(chǎn)生電場[1]。1865年，麥克斯韋進(jìn)一步從麥克斯韋方程組中推導(dǎo)得到

從而預(yù)言了電場和磁場都滿足波動方程并以波的形式在空間中傳播，即電磁波[1]。這一預(yù)言在1887年被赫茲驗證。

圖1 電磁輻射和大氣“窗口”[9]而直到此時，人們才意識到光的本質(zhì)就是電磁波，而可見光只是電磁波的一個頻段。也意識到從人類抬頭仰望星空那一刻開始，從1609年伽利略利用望遠(yuǎn)鏡觀測天象，再到后來利用口徑越來越大、性能越來越精良的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡觀測天體及其活動，從始至終都只是在利用電磁波當(dāng)中可見光這一小小的窗口在觀測宇宙。

1932年，美國無線電工程師楊斯基首次探測到了來自銀河系中心的射電信號[3]，打開了可見光之外的電磁波觀測宇宙的其他窗口，射電天文學(xué)的序幕由此拉開。射電天文學(xué)的誕生不僅為天文學(xué)這門古老的自然科學(xué)開辟了一條全新的探測手段和研究路徑，還催生了“20世紀(jì)60年代天文學(xué)四大發(fā)現(xiàn)”———類星體、脈沖星、星際有機(jī)分子和宇宙微波背景輻射，更讓天文學(xué)從持續(xù)了那么久遠(yuǎn)的光學(xué)時代進(jìn)入到多波段天文學(xué)的時代。

如今我們知道，電磁輻射可按照波長范圍劃分為幾個波段：射電波段（>1mm）;紅外波段（0.77～1000μm）;可見光（390～770nm）;紫外波段（10～390nm）;X射線波段（0.01～10nm）;γ射線波段（<0.01nm）[9]。所以在楊斯基的發(fā)現(xiàn)之后，自20世紀(jì)40年代以來的幾十年間，射電天文學(xué)、紅外天文學(xué)、紫外天文學(xué)、X 射線天文學(xué)和γ射線天文學(xué)相繼誕生并得到一定發(fā)展，使得人類對天體輻射的觀測實現(xiàn)了全波段覆蓋。同時，多波段天文學(xué)的誕生，也讓宇宙及其內(nèi)部各種天體和天象的物理本質(zhì)以一個全新的面孔進(jìn)入了人類的視野。

然而，如果我們要在地球上去觀測宇宙，由于地球大氣有選擇性地吸收電磁輻射，只有部分波段的輻射能到達(dá)地面并被接收到，這些波段所在的范圍被稱為大氣窗口。如圖1所示，大氣窗口主要有兩個：（1）光學(xué)窗口，波長為390～770nm;（2）射電窗口，波長為1mm～20m，但毫米波段還有水氣和二氧化碳的一些吸收帶。此外，在紅外波段除了一些水氣和二氧化碳的吸收帶外還有幾個小窗口[9]。

當(dāng)然，即便是能夠通過大氣窗口到達(dá)地球上的望遠(yuǎn)鏡的電磁波，也會受到地球大氣的其他影響，諸如大氣折射、大氣抖動、大氣色散、大氣閃爍以及大氣消光等，所以這也是在地面觀測之外開展空間天文觀測的原因。這一類實驗一般是將天文望遠(yuǎn)鏡及所有后端設(shè)備置于衛(wèi)星或其他空間探測器上，從而在大氣層外進(jìn)行觀測，這樣就可以徹底克服地球大氣對于觀測的影響。

1.2 電磁波作為探測手段的物理原理

電磁波作為人類認(rèn)識和探測宇宙最主要的基本手段，其主要原因是：電磁波在宇宙中廣泛存在，并且其波長和頻率具有重要的特征。不同的物質(zhì)、不同的天體（如行星、恒星、星系等）和不同的溫度發(fā)出的電磁波頻率不同，這使得我們能夠通過觀測和分析這些電磁波來深入了解遙遠(yuǎn)恒星的各種特征。通過電磁波的反射、折射、衍射和干涉等物理性質(zhì)，我們可以利用不同的接收方式、實驗方法來研究宇宙中的各種天體。例如，天文觀測中使用的望遠(yuǎn)鏡可以接收電磁波并反射、折射、放大圖像，從而觀測星系、恒星、行星和其他天體的大小、形狀、距離、表面溫度、主要物質(zhì)構(gòu)成、年齡和壽命等信息。不同類型的天體發(fā)出的電磁輻射頻率和波長的分布也有所不同，這使得我們能夠通過電磁波的特征來區(qū)分它們。同時，我們又可以在各個波段去觀測同一種天體，各個觀測結(jié)果又可以相互引導(dǎo)、驗證、互補(bǔ)，了解不同的物理過程，從而獲得完整、準(zhǔn)確的天體圖像。

此外，電磁波的一些天然屬性，諸如以光速傳播、不帶電從而不會在傳播路徑上受到電場和磁場的作用而偏轉(zhuǎn)，以及具有多普勒效應(yīng)，使得人類可以用最高效、最直接的方式去觀測宇宙中的各種天體，并獲知其相對于我們運動的方向。

1.3 電磁波作為探測手段的大型實驗

以電磁波為探測手段的主要實驗儀器，就是天文望遠(yuǎn)鏡。表1列出了各波段一些典型的天文望遠(yuǎn)鏡。這里重點介紹一下我國500米口徑球面射電望遠(yuǎn)鏡（Five hundred meters Aperture SphericalRadio Telescope，F(xiàn)AST）

就任何一個大科學(xué)工程而言，都存在科學(xué)、技術(shù)、經(jīng)濟(jì)造價之間的綜合考量，F(xiàn)AST 選址在貴州省黔南布依族苗族自治州平塘縣，就是考慮到：（1）當(dāng)?shù)厝丝诿芏鹊汀⒔?jīng)濟(jì)發(fā)展滯后，加之喀斯特山峰的地方屏障[10]，可以在一定程度上屏蔽各種射頻信號，如來自雷達(dá)、衛(wèi)星等外界對電磁輻射的干擾，在最大程度上保證在其所探測的頻段范圍內(nèi)有干凈的背景。（2）當(dāng)?shù)負(fù)碛写罅扛鞣N口徑的天然喀斯特洼坑，完美的洼坑形態(tài)天然地契合了FAST所要求的球面，可以大大減少土方開挖量，降低了工程造價[11]。

FAST的主要結(jié)構(gòu)，是由主動反射面系統(tǒng)、饋源支撐系統(tǒng)、測量與控制系統(tǒng)、接收機(jī)與終端系統(tǒng)構(gòu)成。接收機(jī)與終端系統(tǒng)包括頻率覆蓋70MHz～3GHz的9套高性能多波束饋源和終端設(shè)備[11]。當(dāng)來自宇宙的電磁波信號到達(dá)時，首先由主反射面將收集到的信號匯聚到焦點上，接著由低噪音前置放大器將這些信號放大到足夠水平，再由射頻放大器、混頻器和中頻濾波器對信號進(jìn)行進(jìn)一步處理得到中頻信號，最終，中頻信號通過光纖傳輸?shù)竭_(dá)地面的觀測室內(nèi)，供數(shù)據(jù)處理終端進(jìn)行處理[11]。通過對這些信號的分析，F(xiàn)AST 可以實現(xiàn)以下這些科學(xué)目標(biāo)：

（1）研究快速射電暴（FRB）的物理機(jī)制，F(xiàn)RB是一類持續(xù)時間為毫秒量級的超亮射電脈沖信號，然其起源未知，F(xiàn)AST 能夠?qū)RB定位，助力科學(xué)家綜合其他數(shù)據(jù)，研究其成因。（2）利用FAST獨特的電波環(huán)境、極少受衍射限制的巨大口徑和振子天線的低旁瓣水平等優(yōu)勢探測宇宙邊緣中性氫，進(jìn)一步回答星系及星系團(tuán)演化與成因、暗物質(zhì)空間分布及宇宙低峰擾動等一系列天文學(xué)熱點問題[10]。（3）發(fā)現(xiàn)“星際介質(zhì)的探針”———脈沖星，同步進(jìn)行脈沖星偏振、單個脈沖等方面的研究，揭示脈沖星輻射的成因[10]，建立脈沖星定時陣列，參與未來脈沖星導(dǎo)航和引力波探測。（4）加入國際甚長基線干涉測量VLBI，提高FAST的分辨率，更精確地研究恒星類天體的形成和演化[10]。（5）FAST工作帶寬涵蓋了羥基（OH）、甲醇（CH3OH）和甲醛（HCHO）等17種分子譜線，利用其高靈敏度，可對超強(qiáng)紅外星系、高紅移星系、活動星系和類星體進(jìn)行OH，HCHO，CH3OH 分子超脈澤的廣泛搜尋，推動宇宙早期演化的研究，探尋生命的奧秘[10]。（6）FAST 的搜索距離達(dá)27光年，可觀測的恒星達(dá)40顆，利用FAST 可檢測微弱的空間信號，參與尋找地外文明。

從2020 年1 月11 日通過國家驗收至今，F(xiàn)AST在中性氫宇宙研究、FRB起源與物理機(jī)制、脈沖星測時、脈沖星搜尋與低頻引力波探測等領(lǐng)域取得了豐碩的科學(xué)成果，進(jìn)一步加深了人類對宇宙的認(rèn)知。2021年10月，《自然》雜志發(fā)表了FAST取得迄今最大FRB爆發(fā)事件樣本的成果。該研究揭示了FRB 爆發(fā)率的完整能譜和其雙峰結(jié)構(gòu)，其爆發(fā)事件總量超過了此前在該領(lǐng)域發(fā)表的所有文章。2021年5月，國內(nèi)學(xué)術(shù)期刊《天文和天體物理學(xué)研究》發(fā)表了FAST 持續(xù)發(fā)現(xiàn)毫秒脈沖星的成果。2021年12月，國內(nèi)學(xué)術(shù)期刊《中國科學(xué)》以封面編輯點評文章的形式發(fā)表了FAST開展多波段合作觀測的成果。2023年6月，中國脈沖星測時陣列（CPTA）依托中國天眼收集的57顆毫秒脈沖星組成的銀河系尺度大小的引力波探測器，通過分析時間跨度為3年5個月的數(shù)據(jù)，進(jìn)而在4.6σ 置信度水平（誤報率小于五十萬分之一）上發(fā)現(xiàn)了具有納赫茲引力波特征的四極相關(guān)信號的證據(jù)[12]。由于測量數(shù)據(jù)較短的時間跨度，科學(xué)家并未確定納赫茲引力波的主要物理來源，但可以肯定的是，隨著觀測數(shù)據(jù)的累積，F(xiàn)AST 將在助力打開利用納赫茲引力波探測宇宙新窗口上發(fā)揮舉足輕重的作用。

2 宇宙線

2.1 宇宙線的基本概念

宇宙線的發(fā)現(xiàn)可追溯到20世紀(jì)初對大氣導(dǎo)電性的探索，科學(xué)家發(fā)現(xiàn)置于密閉容器中的驗電器可以自發(fā)放電。很多物理學(xué)家在地面上、海里、鐵塔上、隧道里、高山上和高空氣球上等多種環(huán)境下都相繼開展了大氣電離實驗。在1911—1913年期間，奧地利物理學(xué)家赫斯做了十次高空氣球?qū)嶒?。其中，?912年8月7日的飛行實驗中，他發(fā)現(xiàn)空氣電離率隨著海拔的升高而明顯增加，進(jìn)而得出“有來自外部空間的高能射線不斷降落到地球上”這一革命性的結(jié)論，這也標(biāo)志著宇宙線的發(fā)現(xiàn)[4]，并因此獲得了1936年的諾貝爾物理學(xué)獎?！坝钪嫔渚€”是1925年美國物理學(xué)家密立根（Robert Andrews Millikan）第一次將其命名而得[13]。

宇宙線是來自宇宙空間的一種重要物質(zhì)樣本，主要由亞原子粒子構(gòu)成，其中質(zhì)子、氦核占了主要的部分，剩下的包括一些重核、正負(fù)電子、中微子、γ 光子和反質(zhì)子等成分。宇宙線能量從109～1020eV （1GeV =109eV，1TeV =1012eV，1PeV=1015eV，1EeV=1018eV），跨越11個量級，流強(qiáng)下降了30個量級。在1011～1020eV 宇宙線能譜大致可用一個冪率譜描述，譜指數(shù)約為-2.7，但細(xì)看圖2，科學(xué)家發(fā)現(xiàn)了一些細(xì)微的結(jié)構(gòu)，如：在3～4PeV 能譜變陡，形似人的膝蓋，被稱為“膝區(qū)”[14];在300～400PeV 出現(xiàn)了第二個“膝”[15];在3～4EeV 附近有一個向上的拐折，形似人的腳踝，被稱為“踝區(qū)”[17]以及理論上預(yù)言的GZK 截斷效應(yīng)[18]，即能量超過50EeV 的質(zhì)子可以通過和微波背景光子的反應(yīng)形成核子共振態(tài)，然后衰變?yōu)楹俗雍挺?介子，從而損失原先的能量，使能譜快速下降，這被稱為GZK截斷。通過宇宙線實驗研究，正電子、μ輕子、κ介子、π介子、Λ、Σ、Ξ超子等許多“基本粒子”相繼被發(fā)現(xiàn)，這些發(fā)現(xiàn)為粒子物理的發(fā)展奠定了基礎(chǔ)，為人類深入了解物質(zhì)的構(gòu)成及它們間的相互作用提供了重要的線索。

在天體物理源中加速產(chǎn)生的粒子流被稱為“初級宇宙線”，當(dāng)這些初級宇宙線與星際空間氣體發(fā)生相互作用時，產(chǎn)生的粒子稱為“次級宇宙線”。初級宇宙線和次級宇宙線統(tǒng)稱為原初宇宙線，即能夠抵達(dá)地球大氣層的宇宙線粒子。一個高能原初宇宙線粒子進(jìn)入大氣層后，會與空氣中的原子核發(fā)生相互作用，通過強(qiáng)子級聯(lián)簇射和電磁級聯(lián)簇射過程，產(chǎn)生大量的次級粒子，這些粒子通常包含強(qiáng)子、電子、光子和μ 子等成分，并廣泛的散播在數(shù)平方公里的面積上，這種現(xiàn)象被稱為“廣延大氣簇射”。

對宇宙線的探測主要分為直接探測和間接探測兩種。直接探測，即探測器探測的粒子就是大氣頂層的原初宇宙線粒子。由于宇宙線粒子在大氣中要發(fā)生廣延大氣簇射過程，所以在地面無法直接探測宇宙線原初粒子，對宇宙線原初粒子的直接探測只能在大氣層外，即氣球、衛(wèi)星和空間站上進(jìn)行。直接探測可得到原初成分準(zhǔn)確信息。間接探測是通過探測原初宇宙線粒子與大氣相互作用后產(chǎn)生的次級粒子，通過重建和分析次級粒子的某些特征來給出原初宇宙線信息，能夠?qū)崿F(xiàn)宇宙線高能端的測量。但是，有關(guān)原初粒子種類的信息需要借助于相互作用模型，因而具有較大的模型依賴和不確定性。目前來講，直接探測覆蓋了約200MeV～100TeV 能區(qū)，間接探測覆蓋約5TeV～100EeV 能區(qū)，其重疊的能區(qū)則為兩類探測手段提供相互檢驗。宇宙線能量低于1014eV時，由于流強(qiáng)較高，通過衛(wèi)星實驗和高空氣球?qū)嶒灳湍軌驅(qū)@些原初宇宙線的成分進(jìn)行直接觀測。而能量高于1014eV 的粒子，由于其流量太小，受到空間實驗有效荷載面積的限制，目前主要通過地面陣列實驗進(jìn)行間接觀測[19]。兩種觀測方法互相補(bǔ)充，共同揭示宇宙線的本質(zhì)。

2.2 宇宙線作為探測手段的物理原因

宇宙線成為人類認(rèn)識和觀測宇宙的又一個基本手段的理由，主要體現(xiàn)在兩個方面：

（1） 宇宙線是太陽系以外唯一的物質(zhì)樣本。宇宙線由各種天體演化過程，尤其是高能天體物理過程所產(chǎn)生，它們攜帶著這些過程中的豐富信息。太陽及其他恒星表面的高能活動、脈沖星、超新星遺跡、活動星系核和類星體等，都可能是宇宙線源。通過觀測和研究它們的起源和宇觀環(huán)境中的微觀變化從而獲得宇宙大部分奇特環(huán)境中天體的劇烈活動過程的大量信息。宇宙線的研究，關(guān)乎于我們從何而來，又將去向何處的終極問題。

（2） 迄今為止，人類已經(jīng)探測到的最高能量的宇宙線粒子能量達(dá)到了3×1020eV，這個能量水平比目前最大的粒子加速器LHC所能加速的粒子能量高出了數(shù)千萬倍。這首先使得宇宙線成為我們研究極高能粒子物理非常重要的，而且目前看來是唯一的工具。其次，如此高能的粒子起源于什么天體？ 是什么樣的劇烈天體物理過程加速的？ 在如此極高能的狀態(tài)下，已知的物理學(xué)規(guī)律是否仍然適用？ 現(xiàn)代物理的理論有什么新突破？ 這些問題都是宇宙線研究的主要科學(xué)問題。

2.3 宇宙線作為探測手段的大型實驗

宇宙線發(fā)現(xiàn)至今100多年中，對宇宙線的起源、加速和傳播問題的研究一直是廣大物理學(xué)家們非常關(guān)心的問題。世界各國的科學(xué)家都開展了不同類型、不同探測方式的實驗，表2列出了一些典型的宇宙線實驗。在這里簡要介紹我國剛剛建成的高海拔宇宙線觀測站（Large High AltitudeAir Shower Observatory，LHAASO）。

LHAASO 位于中國四川省稻城縣海子山，平均海拔4410米，可以說是占據(jù)了宇宙線實驗的制高點。選址在高海拔地方的優(yōu)勢旨在于減少大氣對宇宙線粒子的阻擋，海拔越高的地方，大氣越稀薄。雖然說中國青藏高原有更高海拔的地址都符合實驗海拔的要求，但實際上較低海拔受到大氣層的干擾較小，使其擁有較高的能量分辨率和較低的背景輻射，更易獲得準(zhǔn)確可靠的宇宙線觀測結(jié)果。同時，稻城地勢平坦，為放置宇宙線探測器提供了寬闊的場地，足夠多的探測器也就可以采集更多的宇宙線粒子。

LHAASO 是目前世界上海拔最高，且在20TeV 能量以上靈敏度最強(qiáng)的宇宙射線探測裝置。LHAASO 由5195 個電磁粒子探測器和1188個繆子探測器組成一平方公里地面簇射粒子陣列、7.8萬平方米水切倫科夫探測器、18臺廣角切倫科夫望遠(yuǎn)鏡交錯排布組成復(fù)合陣列。該觀測站采用四種探測技術(shù)，可實現(xiàn)全方位、多變量地測量宇宙線。

LHAASO 的核心目標(biāo)[20]：第一是尋找宇宙線的起源，以實現(xiàn)對宇宙線能譜和成分的精確測量，進(jìn)而探索宇宙線加速和傳播機(jī)制。第二是開展全天區(qū)伽馬源的掃描搜索，大量發(fā)現(xiàn)新伽馬源，并研究其輻射機(jī)制。捕捉宇宙中的高能伽馬暴事例，進(jìn)而研究其爆發(fā)機(jī)制。第三是探索量子引力、暗物質(zhì)和洛倫茲不變性破壞等新物理現(xiàn)象，發(fā)現(xiàn)新物理規(guī)律。

LHAASO用11個月的觀測數(shù)據(jù)就在銀河系內(nèi)發(fā)現(xiàn)12個超高能伽馬射線源，并記錄到能量達(dá)到1.4 PeV 的伽馬光子，這是人類迄今觀測到的最高能量光子[21]，突破了人類對銀河系粒子加速的傳統(tǒng)認(rèn)知，開啟了“超高能伽馬天文學(xué)”的時代。首次精確探測到了伽馬射線暴高能光子爆發(fā)的完整過程，并記錄了萬億電子伏特伽馬射線流量增強(qiáng)和衰減的整個階段[22]，這是人類首次完整記錄到這一高能爆發(fā)現(xiàn)象的全過程，這一觀測結(jié)果大大增進(jìn)了人類對伽馬暴輻射機(jī)制以及噴流結(jié)構(gòu)等方面的理解。

3 中微子

3.1 中微子的基本概念

中微子是構(gòu)成物質(zhì)世界最基本的單元之一。根據(jù)標(biāo)準(zhǔn)模型，物質(zhì)世界由12種基本粒子組成，分別為：上夸克、下夸克、奇夸克、粲夸克、底夸克、頂夸克共6種夸克，電子、繆子、陶子共3種帶電輕子，以及電子中微子ve，繆子中微子vμ 和陶子中微子vτ 共3種中微子。這其中，中微子自旋為1/2，質(zhì)量至少小于電子質(zhì)量的1/106，且每一種中微子都有與其對應(yīng)的反粒子（ve、vμ、vτ）。

中微子產(chǎn)生于由弱相互作用支配的β衰變，從核子層面看，來自于中子與質(zhì)子的相互轉(zhuǎn)變，從夸克層面看，來自上夸克與下夸克之間的轉(zhuǎn)變。所以存在β衰變的過程，均有中微子產(chǎn)生，它散布于宇宙每一個角落，其空間數(shù)密度約為330個/cm3[23]，在數(shù)量上超過電子、中子和質(zhì)子達(dá)百億倍，然其被原子核俘獲的截面約為10-45m2，這在極大程度上增加了人類對它的探測難度。

簡要來講，中微子物理學(xué)的發(fā)展歷程大致如下。1896年貝克勒爾（Antoine Henri Becquerel）發(fā)現(xiàn)放射性，1898年居里夫人（Marie Curie）發(fā)現(xiàn)釙和鐳，開始推動科學(xué)家們進(jìn)一步研究放射性，并最終意識到元素輻射分為α、β、γ三種輻射。α輻射出的是氦原子核，β輻射出的是電子，γ輻射出的是光子。此后對于β衰變電子能譜的測量所出現(xiàn)的電子連續(xù)譜，使得奧地利物理學(xué)家泡利于1930年提出中微子假說。1956年美國物理學(xué)家萊因斯（Reines Frederich）和柯恩（Clyde Cowan）首次探測到了核反應(yīng)堆釋放的電子反中微子ve[24]。1962年，美國物理學(xué)家萊德曼（Leon Lederman）、施瓦茨（Melvin Schwartz）、斯坦博格（Jack Steinberger）等人在布魯克海文實驗室利用加速器發(fā)現(xiàn)了第二種中微子vμ[25]。1968年，布魯克海文實驗室的戴維斯（Raymond Davis）在美國南達(dá)科他州霍姆斯泰克的一個廢舊金礦首次成功地探測到了來自太陽的中微子，然而他卻發(fā)現(xiàn)所探測到的中微子數(shù)量只有預(yù)期數(shù)量的1/3，這一現(xiàn)象被稱為 “太陽中微子失蹤之謎”[26]。1987年，小柴昌俊主持的神岡實驗Ⅱ和美國IMB實驗探測到在大麥哲倫星云中爆發(fā)的一顆超新星（SN1987A）所釋放出來的中微子，這也是人類首次“捕獲”到來自宇宙的中微子[6]。1988年，日本物理學(xué)家梶田隆章（Takaaki Kajita）與他的兩位導(dǎo)師小柴昌俊和戶冢洋二（Yoji Totsuka）在神岡實驗中觀測到大氣中微子低于預(yù)期，這一現(xiàn)象被稱為“大氣中微子反?！盵27]。1989年，通過對Z0衰變截面的測量，歐洲核子研究中心證明了存在且只存在3種中微子。然而，最后一種中微子vτ直到2000年才被美國費米實驗室的DONUT 實驗成功探測到[28]。1998年，小柴昌俊在升級后的超級神岡實驗中率先證實了大氣中微子振蕩。在2001—2006年間，加拿大的薩德伯里中微子觀測站（SNO）、日本的KamLAND 實驗、日本的K2K實驗和美國的MINOS實驗相繼證實了太陽中微子的振蕩模式。

由于在基本粒子標(biāo)準(zhǔn)模型的假設(shè)里，中微子的靜止質(zhì)量為零，而中微子振蕩的證實表明中微子具有微小質(zhì)量，引發(fā)了物理學(xué)家們對標(biāo)準(zhǔn)模型的思考。若將中微子質(zhì)量納入標(biāo)準(zhǔn)模型中，需要解答一系列未知問題[23]：（1）它是狄拉克費米子（反粒子與自身不同）還是馬約拉納粒子（反粒子就是它本身）？ （2）它的質(zhì)量順序是正的還是反的？ （3）它的絕對質(zhì)量大小是多少？ （4）電荷宇稱破壞角（δCP ）大小是多少？ （5）惰性中微子（一種標(biāo)準(zhǔn)模型之外的、不參與弱作用的粒子）是否存在等等。而這些問題，很可能成為進(jìn)一步更新粒子物理標(biāo)準(zhǔn)模型的突破口，對完善粒子物理理論體系至關(guān)重要。

正因為如此，中微子振蕩成為當(dāng)前中微子研究的關(guān)鍵著力點，它主要由中微子混合角θ12，θ23，θ13、兩個獨立的質(zhì)量平方差Δm2 21 =m22-m21和Δm2 32=m23-m22、δCP 等六個振蕩參數(shù)來表示。目前，六個振蕩參數(shù)已測得四個半，剩下δCP 還未知，以及不能確定Δm2 32 的符號（即m2 和m3 誰更重，又稱為質(zhì)量順序問題）。質(zhì)量順序在影響振蕩概率的同時，也進(jìn)一步影響了δCP 的確定。δCP 是解釋宇宙中物質(zhì)與反物質(zhì)的不對稱的依據(jù)，而它的測定需要在θ13 的基礎(chǔ)上進(jìn)行。因此，θ13 的符號、δCP 值的確定和進(jìn)一步提高δCP 的精度是目前粒子物理研究的重大問題。

3.2 中微子作為探測手段的物理原因

目前大家普遍認(rèn)為，中微子的產(chǎn)生主要有以下7種方式：（1）宇宙大爆炸時遺留下來的宇宙背景中微子（現(xiàn)在溫度為1.95K）;（2）在超新星爆發(fā)等巨型天體活動過程中，質(zhì)子和電子合并形成中子，產(chǎn)生出來的中微子;（3）在太陽這一類恒星上，通過熱核反應(yīng)產(chǎn)生的十幾MeV 以下的電子中微子;（4）高能宇宙射線射到地球大氣層，與其中的原子核發(fā)生核反應(yīng)，產(chǎn)生κ介子或π介子，這些介子再衰變成μ子及中微子;（5）地球這一類行星上238U 自發(fā)裂變或235U 誘發(fā)裂變產(chǎn)物β衰變所產(chǎn)生的ve;（6）核反應(yīng)堆發(fā)電過程中產(chǎn)生的中微子;（7）加速器產(chǎn)生的中微子。所以作為聯(lián)系微觀世界和宇觀世界的重要環(huán)節(jié)，有極強(qiáng)的穿透能力且攜帶著宇宙早期最豐富信息的中微子在尋找超高能宇宙線的起源、研究超新星爆發(fā)的機(jī)制、研究太陽模型、利用超新星背景中微子研究宇宙大尺度結(jié)構(gòu)、利用地球中微子研究地球演化等方面有著極為重要的意義[23]，也因此成為了我們認(rèn)識和探測宇宙的重要信使。

3.3 中微子作為探測手段的大型實驗

在三代中微子的框架下，人類通過太陽中微子實驗（測得sin22θ12 和Δm2 21）、大氣中微子實驗（測得sin22θ23 和|Δm2 32|）、加速器中微子實驗、反應(yīng)堆中微子實驗（測得sin22θ13）等多種實驗對中微子的振蕩參數(shù)進(jìn)行測量[29]，表3列出了一些典型的中微子振蕩實驗。

大亞灣反應(yīng)堆中微子實驗（Daya Bay ReactorNeutrino Experiment）是一個以我國科學(xué)家為主導(dǎo)的國際合作實驗，中微子探測器安放在大亞灣核電站附近，利用其核反應(yīng)過程產(chǎn)生大量的電子反中微子，來確保足夠的中微子統(tǒng)計量。另外，由于大亞灣核電站處于百米深的花崗巖山體中，這對低事例率、高精度的中微子實驗來說，很大程度上降低了宇宙射線和天然放射性本底對實驗數(shù)據(jù)的影響。

如圖3所示，大亞灣實驗在距離核反應(yīng)堆很近的地方（近點）和中微子振蕩最大值處（遠(yuǎn)點）共放置了8個探測器（布局如圖3所示）。為了降低宇宙射線本底的影響，每個探測器都包括中微子探測器和宇宙線探測器兩部分，均放置于地下實驗廳內(nèi)。探測器為3 層同心圓柱結(jié)構(gòu)，分為內(nèi)層———中間層（集能層）———外層三部分，依次為20t摻釓液體閃爍體、20t普通液體閃爍體、40t礦物油，分別放置在直徑3m、高3m 的有機(jī)玻璃罐、直徑4m、高4m 的有機(jī)玻璃罐和直徑5m、高5m的不銹鋼罐內(nèi)。探測器整體置于水池中，保證探測器在各個方向都至少被2.5m 厚的水屏蔽，最終由水池內(nèi)壁安裝的192只8in（1in=2.51cm）光電倍增管（PMT）讀出信號[30]。該實驗采取了相對測量的方法[30]，通過計算近點和遠(yuǎn)點之間的中微子的流強(qiáng)差（即ve 的通量差值），再由通量差值計算出ve 振蕩的轉(zhuǎn)化概率P ，通過公式（3）即可計算出θ13

P =sin22θ13sin2（1.27Δm2 31L/E） （3）

其中，L 為中微子的傳播距離，即近點和遠(yuǎn)點探測器之間的距離，E 為ve 的能量。

究其科學(xué)目標(biāo)，大亞灣中微子實驗旨在通過研究反應(yīng)堆中微子源來精確測量中微子振蕩參數(shù)———sin22θ13 和|Δm2 32|，助力于未知的中微子振蕩參數(shù)的測定，并通過核燃料的演化對反應(yīng)堆的中微子流強(qiáng)和核燃料各組分的中微子能譜進(jìn)行精確測量，為一系列中微子相關(guān)問題提供數(shù)據(jù)支撐，完善人類對物質(zhì)世界基本規(guī)律的認(rèn)識，促進(jìn)中微子天文學(xué)的發(fā)展。

大亞灣實驗是我國對中微子振蕩研究的首次嘗試，2012年大亞灣實驗以5.2倍標(biāo)準(zhǔn)偏差的置信水平首次探測到第三種中微子振蕩模式，同時精確測量了中微子參數(shù)θ13 的數(shù)值[31]，被美國Science 雜志評為當(dāng)年的十大科學(xué)突破[32]，也被譽(yù)為“中國有史以來最重要的物理成果”。繼大亞灣實驗取得一系列科學(xué)研究成果后，我國開始建設(shè)精度更高、規(guī)模更大的液體閃爍體探測器———江門中微子探測器。

為提高測量質(zhì)量順序靈敏度，除需要使反應(yīng)堆中微子振蕩概率極大以外，江門地下中微子觀測站（Jiangmen Underground Neutrino Observatory，JUNO）的選址考慮了諸多因素。一方面，為保證各個反應(yīng)堆距離實驗探測器的基線一致以避免不同基線距離造成振蕩中的干涉效應(yīng)相互抵消[29]，觀測站位于廣東省江門市開平市，距廣東陽江和臺山反應(yīng)堆群約53km，且兩個核電站的有效的反應(yīng)堆群功率世界第一，總熱功率約為26.6GWth，一定程度上保證了足夠的反應(yīng)堆中微子源。另一方面，江門實驗將探測器置于700m 的巖石覆蓋下，將宇宙線本底控制在合理的范圍內(nèi)的同時，將探測器的muon事例率降低至0.004Hz/m2，提高了信噪比。

如圖4所示，江門探測器系統(tǒng)主要包含中心探測器（CD）和反符合探測器，反符合探測器由水切倫科夫探測器（WCD）與頂部徑跡探測器（TT）組成。CD 由基準(zhǔn)質(zhì)量為2 萬噸的液體閃爍體（LS）組成，設(shè)計的能量分辨率為3% E MeV ，裝在一個通過球形不銹鋼網(wǎng)架支撐結(jié)構(gòu)進(jìn)行固定的內(nèi)直徑為35.4米的有機(jī)玻璃球中?？紤]到LS自身放射性和周圍巖石的天然放射性，LS配方采用與大亞灣實驗類似的配方，但并未摻入Gu絡(luò)合物，同時將整個CD 浸泡在一個直徑43.5m、高44m、內(nèi)部填充3.5萬噸超純水的圓柱形的水池中[33]。為提高光信號的收集和探測效率，JUNO實驗在網(wǎng)架結(jié)構(gòu)上安裝了一系列光學(xué)附件：（1）Tyvek反射膜：將水池分割成內(nèi)外兩部分，形成光隔離，提高光收集效率;（2）PMT：網(wǎng)架結(jié)構(gòu)上配置17612個直徑為20英寸的PMT 和25600個直徑為3英寸的PMT，并將它們面向水池，用于收集液閃發(fā)出的光信號;（3）地磁屏蔽線圈：尺寸較大的PMT光電子探測效率易受地磁場影響的問題，因此在網(wǎng)架結(jié)構(gòu)上安裝了地磁屏蔽線圈[34]。在中心探測器頂部，通過一根直徑為80cm 的有機(jī)玻璃管（“管子”）將刻度系統(tǒng)與中心探測器相連。江門探測器在水池上方覆蓋了由OPERA 實驗中塑料閃爍體組成的頂部徑跡探測器（TT），TT 總共由62個靈敏體積為6.7m×6.7m 的模塊組成。為降低周圍環(huán)境的天然放射性對TT 的影響，將模塊分為多層并平行間隔放置，多層模塊之間進(jìn)行符合以探測muon。經(jīng)模擬計算muon徑跡的重建角度分辨率可以達(dá)到0.2°，更高的muon徑跡重建精度可以更好地測量中子或宇生同位素與muon的距離或時間分布，利于扣除中微子數(shù)據(jù)分析中的muon引入的本底[29]。

江門中微子實驗是一個多物理目標(biāo)實驗。與大亞灣實驗類似，江門中微子實驗同樣利用液體閃爍體（液閃）作為靈敏介質(zhì)去探測中微子，其原理是通過測量和質(zhì)子（P）發(fā)生反β反應(yīng)（IBD）產(chǎn)生的正電子和中子的方法來計算中微子的通量和能譜，主要目標(biāo)是確定中微子的質(zhì)量層次和精確測量振蕩參數(shù)。此外，江門探測器還能夠觀測來自陸地和外陸源的中微子/反中微子，包括超新星爆發(fā)中微子、擴(kuò)散超新星中微子背景、地球中微子、大氣中微子和太陽中微子。由于JUNO 的大尺寸、優(yōu)異的能量分辨率和徑跡重建能力，可以收集到關(guān)于這些主題的有趣的新數(shù)據(jù)。基于江門實驗探測器獨特的高能量分辨率、超底的本底水平、巨大的靈敏體積和低能量閾值等特點，為我們解決粒子物理、核物理和天文物理等領(lǐng)域中一些待解問題提供重要幫助。

4 引力波

4.1 引力波的基本概念

引力波的存在是廣義相對論最重要的預(yù)言之一[35]。在廣義相對論中，引力被視為是時空彎曲的一種效應(yīng)，這種彎曲是質(zhì)量存在所導(dǎo)致的結(jié)果。質(zhì)量越大所導(dǎo)致的時空曲率也越大，當(dāng)一個有質(zhì)量的物體在時空中運動時，也會對周圍的時空造成擾動，并且能夠用波的形式向外釋放能量，類似于在平靜的水面投石激起的波紋，這種現(xiàn)象被稱為引力波[35]。它可以在宇宙中以光速傳播，使時空發(fā)生輕微的扭曲，因此引力波也被稱為時空的漣漪。當(dāng)引力波通過觀測者時，觀測者就會發(fā)現(xiàn)時空變形，亦即兩個物體之間的距離會以與引力波頻率一致的方式增加和減少，但是由于這種效應(yīng)的強(qiáng)度與引力波源的距離成反比，引力波源距離我們非常遙遠(yuǎn)，所以在地球上觀測到的形變效應(yīng)非常微弱，大約是1/1021。由此探測引力波要求實驗的精度非常高，這也正是引力波的觀測為何如此困難的關(guān)鍵原因。

引力波的起源主要分為天體物理起源和宇宙學(xué)起源兩部分[36]，表4列出了兩種不同起源的主要波源及特點;而表5恰恰說明了天體物理起源和宇宙學(xué)起源的探測頻段不同，故而對這兩類引力波的探測要用不同的探測手段。其中，天體物理過程產(chǎn)生的引力波基本都在中、低頻段，主要依靠表中前三種探測手段進(jìn)行探測，而遺留到今天的原初引力波基本都在10-17Hz以下，主要依靠其在宇宙微波背景（Cosmic Microwave Background，CMB）上產(chǎn)生的偏振效應(yīng)而獲知（即B模式，因類似于磁感應(yīng)線的分布，故因此得名）。CMB 是宇宙大爆炸后遺留下來的光子，它包含E模式和B模式兩種偏振模式。其中B模式偏振是由原初引力波引起的，因此用CMB望遠(yuǎn)鏡對B模式偏振的觀測是探測原初引力波的直接途徑，我國西藏阿里天文臺正在建造一臺小口徑高靈敏度 CMB 望遠(yuǎn)鏡，目前正在尋找原初引力波信號[36]。

由于大質(zhì)量天體劇烈的加速和并合活動在宇宙空間無處不在，應(yīng)該說引力波遍布于整個宇宙空間，但引力波在地球上的觀測效應(yīng)極其微弱，即引力波的輻射強(qiáng)度非常微弱，如兩個質(zhì)子構(gòu)成的旋轉(zhuǎn)體系輻射出的引力波強(qiáng)度僅為其輻射的電磁波的1/1037。再加上各種噪聲的影響，從1916年愛因斯坦（Albert Einstein）發(fā)表了廣義相對論，建立了引力場方程，預(yù)言了引力波的存在開始，人類用了整整一個世紀(jì)才目睹引力波的真容。

世界上最早探測引力波的實驗，當(dāng)屬20世紀(jì)60年代美國馬里蘭大學(xué)的物理學(xué)教授約瑟夫·韋伯（Joseph Weber）領(lǐng)導(dǎo)的韋伯共振棒探測器[40]。1969年6月，J.韋伯在美國辛辛那提舉行的相對論學(xué)術(shù)會議上報告成功探測到了來自銀河系中心的引力波信號，但后續(xù)經(jīng)過數(shù)據(jù)分析被否定了。20世紀(jì)70年代開始，世界各國紛紛建設(shè)并運行了多個共振棒探測器，比如：位于意大利帕杜瓦附近的 AURIGA（御夫座）和弗拉斯卡蒂的NAUTILUS（鸚鵡螺）、位于瑞士日內(nèi)瓦的EXPLORER（探險者）等，我國中山大學(xué)也建立起常溫共振棒探測器。但由于引力波信號極其微弱、共振棒探測器靈敏度的局限性和其探測頻帶過窄（只有幾赫茲到幾十赫茲）等因素，這些嘗試暫時還未達(dá)到預(yù)期結(jié)果。

引力波存在的間接證據(jù)來源于美國物理學(xué)家赫尓斯 （Russell Alan Hulse）和泰勒（JosephHooton Taylor）對射電脈沖雙星的觀測。1974年，他們利用位于波多黎各的Arecibo射電天文望遠(yuǎn)鏡，發(fā)現(xiàn)了脈沖雙星PSR1913+16[41]，它是由兩顆半徑約為10千米、質(zhì)量與太陽質(zhì)量相當(dāng)?shù)闹凶有墙M成[41]。其中一顆已經(jīng)沒有電磁輻射，而另一顆仍處于活動期，它的射電脈沖可以在地球上被觀測到[41]。根據(jù)廣義相對論，當(dāng)兩個質(zhì)量體繞其質(zhì)心轉(zhuǎn)動時，體系的質(zhì)量四極矩會隨時間發(fā)生改變，從而產(chǎn)生引力輻射。輻射出的引力波帶走能量使系統(tǒng)的總能量減小，從而使軌道的長半軸變小，公轉(zhuǎn)周期變短。持續(xù)觀測了PSR1913+16十四年后，泰勒和赫爾斯發(fā)現(xiàn)其軌道的長半軸逐漸減小，繞質(zhì)心轉(zhuǎn)動的周期逐漸變短，這與廣義相對論按引力輻射造成的周期變小率每年在極小的誤差內(nèi)吻合地極好[42]，第一次間接驗證了廣義相對論對引力波的預(yù)言。這個雙星系統(tǒng)后來就被稱為“赫爾斯泰勒雙星”，并為師徒二人贏得了1993年的諾貝爾物理學(xué)獎。

美國當(dāng)?shù)貢r間2016 年2月11日，激光干涉引力波天文臺（Laser Interferometer Gravitational WaveObservation，LIGO）召開發(fā)布會，宣布人類歷史上第一個引力波事件探測的結(jié)果，這次引力波被命名為 GW150914[7]，由兩個質(zhì)量分別為36倍和29倍太陽質(zhì)量的黑洞并合生成了一個質(zhì)量為62倍太陽質(zhì)量的黑洞，中間消失的3倍太陽質(zhì)量轉(zhuǎn)變?yōu)榱艘Σǖ哪芰俊＿@次事件驗證了愛因斯坦的廣義相對論對于引力波的預(yù)言，是人類探索宇宙的一次新的里程碑。引力波的成果探測為天文學(xué)家提供了前所未有的方式觀察宇宙，人類從此可以利用引力波來觀測天體、研究宇宙，人類終于打開了引力波天文學(xué)的第一扇窗。

4.2 引力波作為探測手段的物理原因

將引力波作為人類認(rèn)識和觀測宇宙的又一個基本手段主要基于以下幾方面原因。

（1） 相較于電磁波，光子在傳播過程中會被宇宙學(xué)介質(zhì)吸收、散射，從而難以到達(dá)地球，而引力相互作用弱，引力波在傳播過程中受到的干擾就比較小，基本上不被吸收、不被散射、不被屏蔽，它能夠?qū)⒂^測范圍擴(kuò)展到被宇宙塵埃弄暗或被其他物質(zhì)屏蔽的宇宙區(qū)域，向我們提供天體源深處、高密度部分所發(fā)生的物理過程的完整信息。

（2） 引力波產(chǎn)生于波源整體的宏觀運動，因此引力輻射所揭示的信息與電磁輻射觀測到的不同，主要是波源宏觀尺度的信息。例如對于一個雙星繞轉(zhuǎn)系統(tǒng)發(fā)射的引力波觀測可以獲得雙星軌道的傾角，這類關(guān)于波源運動的宏觀信息通常無法從電磁輻射觀測中取得。

（3） 并非所有的天體物理活動都有相應(yīng)的電磁對應(yīng)體，比如雙黑洞在完全真空的環(huán)境下并合，并不會釋放電磁波輻射。這是因為雙黑洞在旋近過程中會吸凈、掏空周圍的物質(zhì)，導(dǎo)致電磁波信號無法釋放出來。引力波的成功探測讓人類首次觀測到黑洞的碰撞和并合，可見，引力波能探測沒有電磁輻射的、傳統(tǒng)的電磁輻射天文學(xué)無法探測的天體及暗物質(zhì)等，可幫助人類深入理解極端天體物理環(huán)境下的動力學(xué)過程。

4.3 引力波作為探測手段的大型實驗

前文表5列舉了一些經(jīng)典的引力波探測實驗。其中，長基線激光干涉儀引力波探測器已成為目前引力波直接探測的主要手段。下面簡要介紹一下LIGO 實驗。

為了復(fù)合觀測，LIGO 有兩臺探測器，一臺位于美國西北角華盛頓州的漢福德，另一臺位于美國東南角路易斯安那州的利文斯頓，兩地相距3002公里且均屬于人口稀少的偏僻地點。這兩臺探測器非常靈敏，它們可以“感覺到”地球上最微小的振動，也能夠做到將引力波與局部噪聲（地震、人類活動等）區(qū)分開來。

在設(shè)計上，每個LIGO 探測器由兩個臂組成，每個臂長4km，由1.2m 寬的鋼制真空管組成，排列成“L”形，并由10ft寬，12ft高的混凝土庇護(hù)所覆蓋，保護(hù)管道免受環(huán)境的影響。激光干涉儀引力波探測器是由光學(xué)、機(jī)械和電子學(xué)三部分組成。光學(xué)部分的主體結(jié)構(gòu)如圖5所示，它包括激光器、清模器、臂上法布里珀羅腔、光循環(huán)鏡以及輔助光學(xué)系統(tǒng)與器件（如：調(diào)制解調(diào)器、光隔離器、波片、光信號引出系統(tǒng)、光探測器等）[38，43]。

激光干涉引力波探測器的原理是從激光器發(fā)出的一束單色的頻率穩(wěn)定的激光，在分光鏡上被分成兩束強(qiáng)度相等的光束，其中一束經(jīng)分光鏡反射進(jìn)入干涉儀的一臂，而另一束透過分光鏡進(jìn)入與前一光束垂直的另一臂。兩束光在經(jīng)歷了相等的渡越時間后，發(fā)生干涉相減，若輸出口呈現(xiàn)暗條紋，則表明光探測器沒有進(jìn)入光線，輸出信號“0”，這是探測器的初始工作狀態(tài)。當(dāng)引力波來臨時，由于其獨特的極化性質(zhì)，干涉儀兩個臂的長度會發(fā)生相反的變化，即一臂伸長時，另一臂相應(yīng)縮短，這導(dǎo)致兩束相干光產(chǎn)生新的光程差，打破了相干減弱的初始條件，有一定數(shù)量的光線進(jìn)入光探測器，使它有信號輸出，該信號的大小與引力波振幅成正比，探測到這個信號即表明探測到引力波[38]。

1991年，第一代LIGO 正式開始建設(shè)，2008—2015年LIGO 完成升級改造，取名為AdvancedLIGO，探測靈敏度提高了10倍，捕捉到了數(shù)次引力波信號（見表6）。2017年，歐洲室女座干涉儀VIRGO（位于意大利比薩市）加入了LIGO，LIGO和VIRGO 探測器的配合，實現(xiàn)了引力波探測器觀測的網(wǎng)絡(luò)化，力求對引力波的來源方位定位更加精準(zhǔn)。LIGO 項目從第一個探測原型樣機(jī)到得到實驗結(jié)果，時間跨度50年，牽涉到上千名科學(xué)工作者，這在科學(xué)史上既是奇跡，又是莫大的啟示。隨著LIGO 的節(jié)節(jié)勝利，引力波天文學(xué)成為一個熱門的研究方向。在LIGO 之后，更多引力波的探測項目被提出，引力波的探測也由此向更弱、更深、更寬頻段的未來前進(jìn)。我國也在積極推進(jìn)引力波探測項目，包括“太極”計劃、“天琴”計劃、阿里計劃都在穩(wěn)步推進(jìn)。引力波天文學(xué)的研究將進(jìn)入一個嶄新的階段。

5 結(jié)語

電磁波、宇宙線、中微子、引力波，作為獲取天體信息的四大信使，由于產(chǎn)生于不同的天體物理過程，攜帶了天體活動的不同信息，所以對于認(rèn)識和探測宇宙而言，四大信使不僅是最基本的手段，而且只有在它們相互補(bǔ)充、互相聯(lián)合的前提下，才能夠通過“望聞問切”對宇宙進(jìn)行綜合觀測，從而了解宇宙的奧秘。這種聯(lián)合勢必能夠為我們帶來全新的認(rèn)知和理解，尤其對于一些復(fù)雜的天體物理過程。

在這四種信使當(dāng)中，電磁波的探測最為成熟，宇宙線的探測已有百年歷史，中微子的探測也已數(shù)十年，唯有引力波的探測才剛剛拉開序幕。目前我們將使用至少兩種信使來對同一天體進(jìn)行的觀測研究稱為“多信使天文學(xué)”，而真正的同時利用四大信使對同一天體進(jìn)行觀測研究的時代尚在未來。

參考文獻(xiàn)

[1] MAXWELL J C. A dynamical theory of the electromagneticfield[J]. Philosophical Transactions of the Royal Society ofLondon， 1865， 155： 459-512.

[2] HERTZ H R. On electromagnetic effects produced by electricaldisturbances in insulators[J]. Sitzungsber.d.Berl.Akad.d.Wiss. 1887， 34： 273.

[3] JANSKY K G. Electrical disturbances apparently of extraterrestrialorigin[D]. Proceedings of the Institute of RadioEngineers， 1933， 21（10）： 1387-1398.

[4] HESS V F. Penetrating radiation in seven free ballon flights[J]. Z.Phys， 1912， 13： 1084.

[5] COWAN Jr C L， REINES F， HARRISON F B， et al. Detectionof the free neutrino： a confirmation[J]. Science，1956， 124（3212）： 103-104.

[6] HIRATA K， KAJITA T， KOSHIBA M， et al. Observationof a neutrino burst from the supernova SN1987A[J].Physical Review Letters， 1987， 58（14）： 1490.

[7] ABBOTT B P， ABBOTT R， ABBOTT T D， et al. Observationof gravitational waves from a binary black hole merger[J]. Physical Review Letters， 2016， 116（6）： 061102

[8] MAXWELL J C. On physical lines of force[J]. The London，Edinburgh， and Dublin Philosophical Magazine andJournal of Science， 1861， 21（141）： 338-348.

[9] 胡中為，孫揚(yáng).天文學(xué)教程[M].上海：上海交通大學(xué)出版社，2019.

[10] 南仁東.500m 球反射面射電望遠(yuǎn)鏡FAST[J].中國科學(xué)G輯：物理學(xué)、力學(xué)、天文學(xué)，2005（5）：3-20.

NAN R D. 500m spherical reflector radio telescope FAST[J]. Science in China Series G： Physics， Mechanics， Astronomy，2005（5）： 3-20. （in Chinese）

[11] 南仁東，李會賢.FAST 的進(jìn)展———科學(xué)、技術(shù)與設(shè)備[J].中國科學(xué)：物理學(xué)力學(xué)天文學(xué)，2014，44（10）：1063-1074.

NAN R D， LI H X. Progress of FAST—Science， technologyand equipment[J]. Science in China： Physics， Mechanicsand Astronomy， 2014， 44（10）： 1063-1074. （in Chinese）

[12] LEE K. Searching for the nano-Hertz stochastic gravitationalwave background with the Chinese Pulsar TimingArray Data Release I[J]. Research in Astronomy and Astrophysics，2023.

[13] MILLIKAN R A. High frequency rays of cosmic origin[J]. Science， 1925， 62（1612）： 445-448.

[14] KULIKOV G V， KRISTIANSEN G B. On the size spectrumof extensive air showers[J]. J Exp Theor Phys，1958， 35： 441-444.

[15] APEL W D， ARTEAGA J C， BADEA A F， et al. Energyspectra of elemental groups of cosmic rays： Update on theKASCADE unfolding analysis[J]. Astropart Phys， 2009，31： 86-91.

[16] NAGANO M， WATSON A A. Observations and implicationsof the ultrahigh-energy cosmic rays[J]. Reviews ofModern Physics， 2000， 72（3）： 689.

[17] LINSLEY J. Primary cosmic rays of energy 1017 to1020eV， the energy spectrum and arrival directions[C].The International Cosmic Ray Conference. 1963， 4： 77.

[18] ZATSEPIN G T， KUZMIN V A. Upper limit of the spectrumof cosmic rays[J]. J Exper Theor Phys Lett， 1966， 4： 78.

[19] 厲海金，陳天祿，劉茂元.宇宙線“膝區(qū)”物理簡介及國內(nèi)觀測研究進(jìn)展[J].天文學(xué)進(jìn)展，2013，31（3）：361-374.

LI H J， CHEN T L， LIU M Y. Overview of cosmic ray“knee region” physics and research progress in China[J].Progress in Astronomy， 2013， 31（3）： 361-374. （in Chinese）

[20] 曹臻，陳明君，陳松戰(zhàn)，等.高海拔宇宙線觀測站LHAASO概況[J].天文學(xué)報，2019，60（3）：3-18.

CAO Z， CHEN M J， CHEN S Z， et al. Overview of highaltitude cosmic Ray Observatory LHAASO[J]. Acta AstronomologicaSinica， 2019， 60（3）： 3-18. （in Chinese）

[21] CAO Z， AHARONIAN F A， AN Q， et al. Ultrahigh-energyphotons up to 1.4 petaelectronvolts from 12 γ-ray galacticsources[J]. Nature， 2021， 594： 33-36.

[22] LHAASO Collaboration， CAO Z， AHARONIAN F， et al. Atera-electron volt afterglow from a narrow jet in an extremelybright gamma-ray burst[J]. Science， 2023， 380（6652）：1390-1396.

[23] 中國科學(xué)院“江門中微子實驗”戰(zhàn)略性先導(dǎo)科技專項研究團(tuán)隊.打開通往新物理世界的大門———“江門中微子實驗”先導(dǎo)科技專項及進(jìn)展[J].中國科學(xué)院院刊，2015，30（5）：685-692+707.

Chinese Academy of Sciences “Jiangmen Neutrino Experiment”strategic pilot science and technology research team.Opening the door to a new physical world： The Pilot projectand progress of the Jiangmen Neutrino Experiment[J]. Proceedings of Chinese Academy of Sciences，2015，30（5）：685-692+707. （in Chinese）

[24] COWAN JR C L， REINES F， HARRISON F B， et al.Detection of the free neutrino： a confirmation[J]. Science，1956， 124（3212）： 103-104.

[25] DANBY G， GAILLARD J M， GOULIANOS K， et al.Observation of high-energy neutrino reactions and the existenceof two kinds of neutrinos[J]. Physical Review Letters，1962， 9（1）： 36.

[26] DAVIS JR R， HARMER D S， HOFFMAN K C. Searchfor neutrinos from the sun[J]. Physical Review Letters，1968， 20（21）： 1205.

[27] HIRATA K S， KAJITA T， KIFUNE T， et al. Search forcorrelation of neutrino events with solar flares in Kamiokande[J]. Physical Review Letters， 1988， 61（23）： 2653.

[28] KODAMA K， USHIDA N， ANDREOPOULOS C， et al.Observation of tau neutrino interactions[J]. Physics LettersB， 2001， 504（3）： 218-224.

[29] 張永鵬，楊長根.從大亞灣到江門中微子實驗[J].中國科學(xué)：物理學(xué) 力學(xué) 天文學(xué)，2021，51（9）：6-17.

ZHANG Y P， YANG C G. Neutrino experiment fromDaya Bay to Jiangmen[J]. Science in China： Physics， Mechanicsand Astronomy， 2019， 51（9）： 6-17. （in Chinese）

[30] 曹俊.大亞灣與江門中微子實驗[J].中國科學(xué)：物理力學(xué)天文學(xué)，2014，44（10）：1025-1040.

CAO J. Daya Bay and Jiangmen Neutrino experiments[J].Science in China： Physics， Mechanics and Astronomy，2014，44（10）：1025-1040. （in Chinese）

[31] AN F P， BAI J Z， BALANTEKIN A B， et al. [Daya Baycollaboration] Observation of electron-antineutrino disappearanceat Daya Bay[J]. Phys Rev Lett， 2012， 108：171803.

[32] CHO A. Crash project opens a door in neutrino physics.Science， 2012， 338： 1527.

[33] ABUSLEME A， ADAM T， AHMAD S， et al. JUNOphysics and detector[Z]. arXiv preprint arXiv： 2104.02565， 2021.

[34] ADAM T， AN F， AN G， et al. JUNO conceptual designreport[Z]. arXiv preprint arXiv： 1508.07166， 2015.

[35] EINSTEIN A. Sitzungsberichte der Physikalisch-mathematischenKlasse[M]. Berlin： Preuss. Akad. Wiss.， 1916： 688.

[36] 張新民，蘇萌，李虹，等.宇宙起源與阿里原初引力波探測[J].物理，2016，45（5）：320-326.

ZHANG X M， SU M， LI H， et al. The origin of the universeand the detection of gravitational waves in Ali Primorph[J]. Physics， 2016， 45（5）： 320-326. （in Chinese）

[37] 范錫龍.貝葉斯引力波多信使天文學(xué)[J].中國科學(xué)：物理學(xué)力學(xué) 天文學(xué)，2018，48（7）：57-68.

FAN X L. Bayesian gravitational wave Messenger Astronomy[J]. Science in China： Physics， Mechanics and Astronomy，2018， 48（7）： 57-68. （in Chinese）

[38] 王運永，朱興江，劉見，等.激光干涉儀引力波探測器[J].天文學(xué)進(jìn)展，2014，32（3）：348-382.

WANG Y Y， ZHU X J， LIU J， et al. Laser interferometergravitational wave detector[J]. Progress in Astronomy，2014， 32（3）： 348-382. （in Chinese）

[39] 朱興江.脈沖星計時陣探測引力波[J].現(xiàn)代物理知識，2016，28（2）：10-14.

ZHU X J. Pulsar timing array detection of gravitationalwaves[J]. Knowledge of Modern Physics， 2016， 28（2）：10-14. （in Chinese）

[40] WEBER J. Evidence for discovery of gravitational radiation[J]. Physical Review Letters， 1969， 22（24）： 1320.

[41] TAYLOR J H. Discovery of a pulsar in a binary system[J]. Annals of the New York Academy of Sciences， 1975，262 （Seventh Texas Symposium on Relativistic Astrophysics）：490-492.

[42] WEISBERG J M， NICE D J， TAYLOR J H. Timing measurementsof the relativistic binary pulsar PSR B1913+ 16[J].The Astrophysical Journal， 2010， 722（2）： 1030.

[43] 朱宗宏，王運永.引力波的預(yù)言、探測和發(fā)現(xiàn)[J].物理，2016，45（5）：300-310.

ZHU Z H， WANG Y Y. Prediction， detection and discoveryof gravitational waves[J]. Physics， 2016， 45（5）： 300-310. （in Chinese）