一千种生物眼中有一千种星空

 

网上流行过很火的一句话：45度仰望天空，眼泪不会流下。因为浩瀚的星空会接受你的悲伤。

确实，当你在夜晚仰望星空的时候，如果天气足够晴朗，如果来自地面的人造光源足够少，灿烂的银河一定会给你留下深刻的印象，说不定还会顺便带走你的忧伤。但其实我们肉眼可以看见的银河只是它发出的很小的一部分光子，这是因为我们人眼只能识别特定波长的电磁波，可人类对于星空的探索并没有止步于人眼能识别的范围。人们建造了各种探测卫星和望远镜将我们的视野开阔了二十多个数量级，这一双双钢筋水泥铸造的“眼睛”早已经将我们的好奇心带到了超出百亿光年以外。

如果地球上存在一种生物，它们眼睛可以识别无线电波，那么它们眼中的银河会是不同的景象。根据具体可接受范围的不同，它们会看到如图1的第一或第二或第三小条所示的银河系轮廓。但如果一种奇特的生物，不小心进化出了有着一双识别伽马射线的“高能眼”，那么当它们45度角仰望星空的时候，一定会流下泪水，因为它们什么都看不见。图2表示地球大气对不同波长电磁波的光学厚度，大气只对个别波段的电磁波打开了“天窗”，其中就包括了我们人眼熟悉的可见光波段以及射电波段，正因为如此我国建造的最大口径的射电望远镜“天眼”（FAST）可以在地面接收到来自大气以外的射电信号。但是大气对于高能电磁波却筑起了“铜墙铁壁”，态度十分高冷。那些长了“高能眼”的生物只有站得比大气层还要“高”才“能”看到属于它们的“高能”星空。一般来说对于高能电磁波的探测，人们通常需要借助空间卫星比如费米（Fermi），来摆脱地球大气对高能宇宙射线的封锁。

图1：银河系在不同的观测波段，图片来源：NASA

图2：大气对各个波段电磁波的光学厚度，图片来源：Duband L¹

 

一种不够大的“大望远镜”

费米卫星搭载的大面积望远镜（Large Area Telescope, LAT）的观测能量范围是30MeV-300GeV，这比我们可见光的光子能量1eV高出了7到11个数量级。而宇宙伽马射线的流量随能量的增加急速下降，能量越高越稀有。对于蟹状星云脉冲星这样强的伽马射线源，LAT要收集到100个左右能量高于100GeV的光子需要长达一年的时间。这是因为虽然LAT的全名叫“大面积望远镜”但它的有效接收面积其实只有大约一平方米左右，要想让产生率极低的能量高达几百个GeV的伽马光子恰好“降落在”这一平方米接收面上，十天半个月才能盼来一个。显然这很难满足一些想要得到更多更高能光子的科学家的需求。既然有效接收面积限制了探测更稀有的更高能光子的可能性，那么把“大面积望远镜”扩大一倍变成“大大面积望远镜”好了，这样一年下来就能收集到的高能光子数也翻倍了，啊，还是不够多吗？那么再加一倍，变成“大大大面积望远镜”呢？在太空扩充望远镜的有效接收面积必须要考虑硬件上限，如果我们想观测能量TeV以上的光子，一味做大望远镜显然不切实际。那么，如果我们换个思路把伽马光子“做大”呢？

现实生活中一粒小小的种子很难被注意到，但是当种子生根发芽长出花朵来，体积大得多的花朵被看到的概率大大增加了。伽马光子是特定频率的电磁波，是没有大小的基本粒子，它本身难以被捕捉，但是一旦它“开出”体积大得多的“花”来，探测到它的概率也随之增加了。我们之前提到过，宇宙伽马射线很难穿透大气层，无法到达地球的底层大气，这是因为伽马光子遇到地球大气中的原子核会产生一对正负电子对，产生的正负电子又会通过韧致辐射产生伽马光子，伽马光子又会进一步和原子核作用产生正负电子对……，在能量减到下限（几十个MeV）之前，伽马光子和电子逐级产生，在大气中引发空气簇射（EAS），开出一朵“伽马射线和正负电子花”来。这朵花的神奇之处在于，当里面的正负电子以超过大气中的光速运动时，会产生切伦科夫辐射。

一个超光速的辐射

根据爱因斯坦狭义相对论，真空中的光速c是一个运动速度的上限，具有质量的粒子速度不能超过这个上限。但是受到大气介质的影响，光的传播速度只有v=c/n，其中n是光在大气中的折射率，大气中高速运动的粒子是可以比大气中的光子速度还要快的。带电粒子周围的电场扰动介质原子核周围的电子，这些被扰动的电子又会进一步扰动它周围的其它原子，当带点粒子的速度超过在介质中的光速时，就会发出切伦科夫辐射。切伦科夫辐射大多数集中在紫外线波段，能量足够高时在可见光波段呈现一种十分微弱的蓝紫光。

图3：爱达荷国家实验室ATR核心发出的切伦科夫辐射辉光， 图片来源：Idaho National Laboratory

切伦科夫辐射还有一个重要的特点就是沿着粒子的运动方向，切伦科夫光子的分布呈圆锥状分布。这种原理类似于比较常见的音爆现象，飞机在飞行时会在它经过的每一点产生声波，也就是以飞机为圆心，声速为半径在空气激发出一圈圈空气分子的“涟漪”，如果飞机本身的飞行速度大于空气中声波的传播速度，它飞到下一点产生的声波会和之前产生的波相遇叠加，这种波的叠加面经过你的时候会听到一声巨响，这就是音爆。

图4：超音速飞机引发音爆。图片来源：Melamed katz

回到我们高速运动带电粒子的情况，超光速粒子激发的光波不停叠加，最终导致切伦科夫光子和粒子传播路径形成了一个圆锥角，这个角度的大小取决于粒子的运动速度以及介质的折射率。通常情况下这个角度在大气中只有不到1°。

图5：切伦科夫辐射圆锥角示意图. 图片来源：Rubén López Coto²

如果你还记得我们之前提到的那束开在大气层的“伽马射线和正负电子花”，再想象每一个正负电子的轨迹上都簇拥着一层从紫外到蓝光范围的光子束，从直观上不难想象，捕捉这样的光子束似乎要比探测大气外的伽马光子容易得多了。地面切伦科夫望远镜正是基于这个原理，让我们可以从地面上通过探测切伦科夫光子束来间接统计接收到的伽马光子的个数。

一对切伦科夫望远镜：MAGIC

图6：MAGIC望远镜， 图片来源：IAC

MAGIC的全称是Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov Telescopes，由两个相距85米的切伦科夫望远镜组成，坐落在海拔2.2千米的加纳利群岛的拉帕尔马岛上的穆查丘斯罗克天文台，分别于2004和2009年建成投入使用。我们之前提到了费米LAT的有效接收面积是1平方米左右，这组望远镜的有效接收面积达到了费米LAT的上万倍之多，目前MAGIC已经观测到了来自蟹状星云脉冲星的100TeV的光子³。而这主要归功于我们之前提到的 “伽马射线和正负电子花”周围的切伦科夫光子束。虽然切伦科夫光子和带电粒子轨迹的夹角只有不到1°，但是正负电子簇激发的切伦科夫光子穿越距离望远镜10千米左右的大气，会在地面投射半径为120米左右的切伦科夫光子池（light pool），只要望远镜位于光子池中，口径达17米的反射面会将光子汇聚到位于反射面上方的照相机上，每个照相机由上千个光电倍增管（PMT）组成，每个光电倍增管可以将光信号转换成电信号并在内部电场的作用下使得电子数目倍增，从而增加观测灵敏度。

前面提到过，切伦科夫辐射的光谱在紫外和蓝光之间，这意味着切伦科夫望远镜的观测条件十分苛刻，高频可见光很有可能会干扰观测结果，人造光源要尽量杜绝；另一方面由于光电倍增管的放大功能，过强光源的输入可能会烧毁设备，所以MAGIC的观测不仅只能在晚上进行，观测安排还要根据月相量体裁衣；甚至光电倍增管有时还需要根据视野内出现的不同星等的星星来调整管内电压的大小。

图7：切伦科夫光子池， 图片来源：Rubén López Coto²

切伦科夫望远镜通过观测切伦科夫光子束，巧妙地把大气和伽马射线的相互作用作为探测过程的一环，使得有效接收面积大大增加，在数十GeV的能量段，MAGIC 50个小时观测就可以达到费米LAT一年的灵敏度。伽马光子变成了切伦科夫光子束，对比单独一个伽马光子，观测目标的体积大大增加了，但是这真的意味着探测伽马光子变得更容易了吗？

要知道到在我们的地球在每平方米的范围每秒钟就能接收1000个左右的宇宙射线，而这其中的百分之九十九都是质子和α粒子等强子⁴，即使是我们之前提到的蟹状星云脉冲星强伽马射线源发射的粒子也只有千分之一是伽马光子。而强子进入大气以后同样会和大气中的原子核发生反应，产生带电π介子和中性π介子，其中中性π介子衰变成伽马光子，伽马光子和大气作用产生正负电子对，正负电子对再产生伽马光子……，这个循环下来是不是感觉有点熟悉？是的，这就是那朵“伽马射线和正负电子花”开出来的过程，除此之外额外的带电π介子还会衰变成带电的μ子和中微子，也就是说质子和α粒子等强子在大气这个“土壤里”开出的花朵的样子会更加复杂，它们会生出由μ子和中微子组成的旁支，旁支里的带电的μ子在介质中以超过介质中光速的速度运动同样会产生切伦科夫光子束。绝大多数时候望远镜收集到的切伦科夫光子并不是由伽马射线所引发的而是由质子或者α粒子。当完成数据收集，下一步要做的是从切伦科夫光子束的“百花园”中甄别出哪朵花是从伽马光子这个“种子”中开出来的。

图8：（左图）伽马光子和大气相互作用，（右图）宇宙射线中强子和大气相互作用。图片来源：Mário Pimenta

从上面的分析我们大概可以看出两种光束的主要区别：对比伽马光子激发的切伦科夫光子束，强子引发的切伦科夫光子束更加发散，并且包含的μ子在接近光速的运动状态下，由于狭义相对论效应，可以直达地表，在地面留下极具特色的切伦科夫μ子环（muon ring）。这些粒子束的不同就导致了它们最后在相机里的成像的不同。

图片9：（左图）伽马光子激发的切伦科夫光子束在照相机上的图像，（右图）质子激发的切伦科夫光子束图在照相机上的像  图片来源：MAGIC Collaboration

通过光子在光子束图像里分布的长度和宽度以及光子数的多少等参数，可以重建伽马粒子的入射能量，同时还可以借助两个望远镜上同时观测到的光子束的角度关系来确定伽马射线的入射方向。

图10：利用两个望远镜同时观测到的图像角度关系来回溯伽马射线的入射方向 图片来源：Rubén López Coto²

总而言之，通过切伦科夫光子束在图像里的分布情况，我们尽量还原出初级粒子的本来面貌：粒子的类型，入射方向以及入射能量大小。这就像给你一张小婴儿的照片去推测出他曾祖父母大概的样子，我们可以根据已知基因的遗传规律回本溯源。但是大量的未知和不确定性使得切伦科夫望远镜的精度很难与其他波段的探测器相匹敌。

一些高能宇宙放射源——我们可以从高能天体物理中得到什么？

当我们观测高能宇宙放射源的时候我们到底想得到什么呢？目前MAGIC观测的高能放射源涉及脉冲星，活动星系核，伽马射线暴，高能宇宙射线，暗物质等等。

脉冲星（Pulsar）

脉冲星是一个高度致密的高速旋转的中子星，一个太阳质量的中子星的半径只有10至20公里那么大，在它高速旋转的过程中，由于磁轴和自转轴不重合，会发出脉冲辐射，如果辐射束正对着地球我们就可以观测到它。目前为止伽马射线脉冲星的辐射机制还没有定论。前不久MAGIC刚刚发表了关于探测到了来自蟹状星云脉冲星100TeV的光子的文章³。另一个脉冲星Geminga的几十GeV的高能光子也在最近被MAGIC探测到，这同时也挑战着原有的理论模型。

图11：脉冲星 图片来源：Michael Kramer (MPIfR/JBCA)

活动星系核（AGN）

活跃星系核是位于星系中心的一个致密的区域，它可以发出包括无线电、微波、红外线、可见光、紫外、X光，伽马射线等各个波段的辐射，这些辐射被认为是宿主星系中央的超大质量黑洞物质吸积而产生的。因为它发出的波段如此之广泛，在“多信使天体物理学”崛起的今天，是极佳的观测对象。2017年MAGIC在接到Ice Cube中微子探测器的预警后在同一方向（指向活跃星系核TXS0506+056）探测到了高能伽马光子，首次揭示了高能中微子的起源之谜⁵。

图12：活动星系核加速质子 图片来源 IceCube/NASA

 

伽马射线暴（GRB）

伽玛射线暴是来自天空中某一方向的伽马射线强度在短时间内突然增强，随后又迅速减弱的现象，通常分为长暴和短暴，典型持续时间为30.0秒和0.3秒，一般认为长暴产生于大质量恒星塌缩为黑洞的过程，短暴被认为是产生于两个致密天体如中子星或黑洞的并合。伽玛暴的主要能量范围集中在0.1-100 MeV的能段，因此空间伽马射线探测卫星为伽玛暴的探测做出了重要贡献。探测高能伽玛暴一直都是切伦科夫望远镜的一个梦想，MAGIC从选材到设计之初都为观测伽玛暴做出了充分的准备，终于，在十几年的等待之后探测到了TeV的高能伽马射线暴GRB190114C⁶，这对后续的利用切伦科夫望远镜进一步观测高能伽马射线暴具有里程碑的意义。

图13：康普顿伽马射线天文台记录到的2千多个伽马射线暴分布图 图片来源：NASA

高能宇宙射线（High Energy Cosmic Ray）

高能宇宙射线的起源问题一直是科学界争论的焦点，高能宇宙射线从四面八方射向我们的地球，尽管宇宙射线已经被发现了一个世纪之久，我们却仍然不知道它们源自何方，是如何被加速到如此之高的能量，而MAGIC可以为几十到几百TeV的宇宙射线能谱提供有研究价值的数据。

图14 宇宙射线 图片来源：NSF/J. Yang

 

暗物质(Dark Matter)

暗物质占宇宙中物质总质量的85％，但我们对它的本质却近乎一无所知，探测暗物质已经成了高能物理一个十分热门的项目。银河系中心应该存在大量的暗物质，若暗物质之间相互作用产生常规基本粒子，就有可能被太空高能粒子探测器或者包括MAGIC在内的地面切伦科夫望远镜捕获。

一个结束语

每当太阳的最后一抹余晖离开地平线，MAGIC的一天才刚刚开始……，MAGIC已经满17周岁了，曾想过在17年的漫长岁月里MAGIC度过了怎样一个又一个漫长孤独的夜，但是仔细回味又觉得，对比宇宙发展的进程，17年又怎么算得上漫长，而且就像文章开头里说的那样，我们又怎能理解这对人类而言的所谓黑夜对MAGIC来说是怎样的精彩纷呈。

参考文献：

1. Space cryocooler developments, Duband L , Physics Procedia 67 1-10 (2015)

2. Very-high-energy Gamma-ray Observations of Pulsar Wind Nebulae and Cataclysmic Variable Stars with MAGIC and Development of Trigger Systems for IACTs, Rubén López Coto, PhD Thesis, Universitat Autonoma de Barcelona, 234 pp., 2015 (2015)

3. MAGIC very large zenith angle observations of the Crab Nebula up to 100 TeV, MAGIC Collaboration, A&A volume 635, (2020)

4. Cosmic rays and particle physics second edition, Thomas K. Gaisser et al. Cambridge University Press (2016)

5. Multimessenger observations of a flaring blazar coincident with high-energy neutrino IceCube-170922A, Science 361, eaat1378 (2018)

6. Teraelectronvolt emission from the γ-ray burst GRB 190114C, MAGIC Collaboration, Nature volume 575, pages455-458(2019)

 

作者简介

柴雅婷， 2014年本科毕业于华中科技大学，2016年硕士毕业于香港大学，目前德国马普物理所博士在读，现为MAGIC项目组成员，从事高能天体物理研究。

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编校：邹远川 许文龙

文章编号：华中大天文200718A