范一中 常 進(jìn) 郭建華 袁 強(qiáng) 胡一鳴 李 翔 岳 川 黃光順 劉樹彬 封常青 張?jiān)讫?魏逸豐 孫志宇 余玉洪 孔 潔 趙承心 藏京京 蔣 維 潘 旭韋家駒 汪 慎 段凱凱 沈兆強(qiáng) 夏子晴 徐遵磊 馮 磊 黃曉淵 蔡岳霖 魏俊杰 曾厚敦 賀昊寧 李 劍 楊睿智 顏景志 張 毅 吳雪峰 韋大明

(1中國(guó)科學(xué)院紫金山天文臺(tái) 南京 210023)

(2中國(guó)科學(xué)院暗物質(zhì)與空間天文重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室 南京 210023)

(3中國(guó)科學(xué)技術(shù)大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院 合肥 230026)

(4核探測(cè)與核電子學(xué)國(guó)家重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室中國(guó)科學(xué)技術(shù)大學(xué) 合肥 230026)

(5中國(guó)科學(xué)技術(shù)大學(xué)近代物理系 合肥 230026)

(6中國(guó)科學(xué)院近代物理研究所 蘭州 730000)

(7臨沂大學(xué)物理與電子工程學(xué)院 臨沂 276000)

(8中國(guó)科學(xué)院國(guó)家天文臺(tái) 北京 100049)

1 引言

宇宙中存在著大量的高能粒子加速源,例如吸積中的黑洞、快速旋轉(zhuǎn)的磁化中子星、高速運(yùn)動(dòng)的伽馬射線暴(Gamma-ray Burst,GRB)與超新星外流體、強(qiáng)烈的星系風(fēng)、劇烈活動(dòng)的恒星、暗物質(zhì)的湮沒與衰變等.這些加速出來的高能粒子又與周圍的物質(zhì)發(fā)生作用,產(chǎn)生寬波段的伽馬射線輻射.例如對(duì)于高能電子,它們產(chǎn)生高能伽馬射線的途徑主要包括:磁場(chǎng)中的同步輻射、軟光子場(chǎng)中的逆康普頓散射、介質(zhì)中的軔致輻射.對(duì)于能量特別高的質(zhì)子,其同步輻射盡管也能產(chǎn)生高能伽馬射線,但輻射效率比電子低數(shù)個(gè)量級(jí).一般認(rèn)為,高能質(zhì)子主要通過與周邊介質(zhì)的強(qiáng)子過程來產(chǎn)生伽馬射線以及中微子輻射.暗物質(zhì)是否湮沒或者衰變尚無定論.如果它們真的湮沒或者衰變,可以有兩種途徑來產(chǎn)生高能伽馬射線.一種是直接湮沒或衰變到伽馬射線,或者是在湮沒到夸克或輕子對(duì)后產(chǎn)生的次級(jí)瞬時(shí)伽馬射線輻射,這類信號(hào)直接示蹤暗物質(zhì)的空間分布并且不依賴于外部環(huán)境,是基于伽馬射線的暗物質(zhì)間接探測(cè)的主要探測(cè)對(duì)象.第2種是湮沒或衰變產(chǎn)生的電子宇宙射線與低能光子發(fā)生逆康普頓散射產(chǎn)生高能伽馬射線.該信號(hào)一般分布范圍較大,依賴于電子的傳播過程和周圍軟光子的分布,在很大程度上抹去了暗物質(zhì)分布的空間信息.

對(duì)高能伽馬射線的探測(cè)一般有兩種方案.一種是直接探測(cè),由于大氣的吸收以及強(qiáng)的本底,直接探測(cè)往往需要把探測(cè)器發(fā)送到大氣層之外進(jìn)行.另一種是地面的間接探測(cè),主要是利用高能粒子在大氣中的簇射信息來重建其種類、能量、方向等.對(duì)于地面間接探測(cè)設(shè)施而言,其工作能段一般較高,例如國(guó)際上下一代切倫科夫望遠(yuǎn)鏡陣列(Cherenkov Telescope Array,CTA)的探測(cè)閾值約為20 GeV,其靈敏能段為100 GeV–20 TeV.而空間的直接探測(cè)原則上可以做到全波段,但受限于探測(cè)器的面積,一般的光子探測(cè)上限是數(shù)TeV.

國(guó)際上首個(gè)有重要影響的高能伽馬射線探測(cè)望遠(yuǎn)鏡是高能伽馬射線試驗(yàn)望遠(yuǎn)鏡(Energetic Gamma Ray Experiment Telescope,EGRET),它是康普頓伽馬射線天文臺(tái)(Compton Gamma Ray Observatory,CGRO)所搭載的4臺(tái)主要觀測(cè)儀器之一.CGRO是美國(guó)國(guó)家航空航天局(National Aeronautics and Space Administration,NASA)于1991年發(fā)射的一顆伽馬射線天文衛(wèi)星,重達(dá)17000 kg,以著名的美國(guó)物理學(xué)家康普頓的名字命名.EGRET的工作能段是20 MeV–30 GeV,具有極高的時(shí)間分辨率.該儀器由美國(guó)宇航局戈達(dá)德空間飛行中心、馬克斯·普朗克研究所和斯坦福大學(xué)共同開發(fā).在運(yùn)行期間,EGRET取得了一批重要的成果[1],例如:成功探測(cè)了一批蝎虎天體(BL Lac)的高能伽馬射線輻射,并使伽馬射線脈沖星的數(shù)量增加到8個(gè),還探測(cè)到了若干個(gè)GRB的高能余輝輻射[2].

2000年迄今國(guó)際上工作在GeV伽馬射線波段的天基設(shè)施主要是意大利敏捷號(hào)伽馬射線天文衛(wèi)星(Gamma-ray Light Detector,AGILE)、美國(guó)Fermi-LAT(Large Area Telescope)與我國(guó)“悟空”(DArk Matter Particle Explorer,DAMPE)號(hào)衛(wèi)星.AGILE衛(wèi)星是一個(gè)小型的伽馬射線探測(cè)天文臺(tái),其載荷重量?jī)H約100 kg[3].基于其創(chuàng)新性設(shè)計(jì),AGILE成功地實(shí)現(xiàn)了伽馬射線波段(30 MeV–30 GeV)與X射線的成像觀測(cè)(10–40 keV).其主探測(cè)器—伽馬射線成像探測(cè)器(Gamma Ray Imaging Detector,GRID)由3大部分組成,分別是硅-鎢板徑跡探測(cè)器、CsI量能器以及反符合探測(cè)器.Fermi衛(wèi)星于2008年發(fā)射升空,它是一個(gè)大型的觀測(cè)裝置,重達(dá)3000 kg,上面搭載了伽馬射線暴探測(cè)器(Gamma-ray Burst Monitor,GBM)與LAT[4].GBM能覆蓋約70%的天區(qū),主要進(jìn)行GRB的監(jiān)測(cè);LAT的工作能段為20 MeV–300 GeV,與AGILE的GRID相似,它主要由反符合探測(cè)器、硅-鎢徑跡探測(cè)器、CsI量能器3大部分構(gòu)成.Fermi-LAT的探測(cè)器表面積達(dá)到了1.5 m×1.5 m,有效接受度達(dá)到了～2 m2·sr,是目前國(guó)際上最強(qiáng)大的GeV–TeV光子的空間探測(cè)設(shè)施[4].從探測(cè)器的配置來看,AGILE就是一個(gè)簡(jiǎn)化版的Fermi-LAT,其探測(cè)器配置也是當(dāng)今高能伽馬射線探測(cè)的標(biāo)準(zhǔn).其中的硅-鎢徑跡探測(cè)器將高能光子轉(zhuǎn)換為正負(fù)電子對(duì),從而測(cè)量其入射方向.Fermi-LAT與GRID對(duì)硅-鎢徑跡探測(cè)器予以精心設(shè)計(jì),具有很高的角分辨率,這對(duì)于伽馬射線天文研究意義重大.AGILE及Fermi衛(wèi)星在空間伽馬射線探測(cè)方面取得了一系列重大科學(xué)發(fā)現(xiàn),包括:AGILE合作組發(fā)現(xiàn)了“通常認(rèn)為的高能標(biāo)準(zhǔn)流量源Crab星云”的GeV閃耀[5]并被Fermi-LAT證實(shí);AGILE合作組及Fermi-LAT合作組還發(fā)現(xiàn)超新星遺跡在～60 MeV的能譜截止現(xiàn)象,被認(rèn)為是加速質(zhì)子的直接證據(jù)[6–7];發(fā)現(xiàn)了系列新伽馬射線輻射現(xiàn)象,例如銀河系中心方向上的GeV超出[8–9]、銀心的GeV泡[10]、微類星體、球狀星團(tuán)、大質(zhì)量X射線雙星、河外毫秒脈沖星等的GeV輻射[11–12]、與冰立方中微子天文臺(tái)(IceCube Neutrino Observatory)高能中微子成協(xié)的活動(dòng)星系核(Active Galactic Nucleus,AGN)TXS 0506+056的耀發(fā)[13].值得一提的是,銀心GeV超出的能譜以及空間分布都可以用～50–100 GeV的暗物質(zhì)粒子湮沒到底夸克對(duì)來合理的解釋,更讓人鼓舞的是在阿爾法磁譜儀(Alpha Magnetic Spectrometer,AMS-02)的反質(zhì)子數(shù)據(jù)中也可能存在著對(duì)應(yīng)的超出,可被自洽地解釋為暗物質(zhì)湮沒信號(hào)[14–15],因此銀心的GeV超出現(xiàn)象受到了粒子物理界和天文學(xué)界的高度關(guān)注,成為近年的研究熱點(diǎn).此外,Fermi-GBM也取得了引人矚目的成就,發(fā)現(xiàn)了與首例雙中子星并合事件GW170817成協(xié)的伽馬射線暴GRB 170817A[16].Fermi衛(wèi)星對(duì)短暴GRB 090510的MeV–GeV觀測(cè)還對(duì)量子引力效應(yīng)給予了很強(qiáng)的限制[17].

我國(guó)在高能伽馬射線方面的空間探測(cè)方向上起步較晚.上個(gè)世紀(jì)末,紫金山天文臺(tái)開始進(jìn)行高能電子宇宙射線與伽馬射線的空間探測(cè)方法研究.2011年底由紫金山天文臺(tái)提出的暗物質(zhì)粒子探測(cè)衛(wèi)星(DAMPE)被正式列入中國(guó)科學(xué)院戰(zhàn)略先導(dǎo)專項(xiàng)空間科學(xué)專項(xiàng).該衛(wèi)星共有4個(gè)子探測(cè)器[18],即塑閃陣列探測(cè)器、硅-鎢徑跡探測(cè)器、BGO(Bismuth Germanate)量能器、中子探測(cè)器.2015年12月17日暗物質(zhì)粒子探測(cè)衛(wèi)星順利升空,并被命名為“悟空”號(hào).“悟空”號(hào)以測(cè)量高能宇宙射線見長(zhǎng)[19–21],也具有高能伽馬射線探測(cè)能力,但與Fermi-LAT相比接受度小了約10倍,這制約了其在伽馬射線天文方面的潛力.盡管如此,得益于優(yōu)異的能量分辨本領(lǐng),其在線譜的搜尋方面具有較強(qiáng)優(yōu)勢(shì).基于前5 yr的觀測(cè)數(shù)據(jù),“悟空”號(hào)獲得了與Fermi-LAT相當(dāng)(暗物質(zhì)湮沒情形)甚至更強(qiáng)(暗物質(zhì)衰變情形)的限制[22].“悟空”號(hào)的研發(fā)、運(yùn)行和分析研究經(jīng)驗(yàn)[18,23–38]為成功研制新一代大型伽馬射線探測(cè)衛(wèi)星奠定了堅(jiān)實(shí)的基礎(chǔ).考慮到高能伽馬射線天文領(lǐng)域的蓬勃發(fā)展前景,紫金山天文臺(tái)聯(lián)合國(guó)內(nèi)的一些單位建議研制甚大面積伽馬射線空間望遠(yuǎn)鏡(VLAST).本文將介紹VLAST的主要科學(xué)目標(biāo)、初步的探測(cè)器配置及初期性能指標(biāo).

2 主要科學(xué)目標(biāo)

2.1 暗物質(zhì)粒子間接探測(cè)

從宇宙學(xué)到亞星系尺度的大量天文觀測(cè)都表明宇宙中存在為數(shù)眾多的暗物質(zhì),其總質(zhì)量比構(gòu)成星體和介質(zhì)的普通物質(zhì)質(zhì)量高出約5倍,占宇宙總能量份額的約1/4.主流的理論認(rèn)為暗物質(zhì)是一種或者多種超出標(biāo)準(zhǔn)模型的新粒子,它們質(zhì)量較大且相互作用微弱,這一理論可以自然地解釋暗物質(zhì)的產(chǎn)生、豐度以及其結(jié)構(gòu)分布.基于這一理論模型,人們提議了3種探測(cè)手段來探測(cè)暗物質(zhì)粒子:直接探測(cè)暗物質(zhì)和普通物質(zhì)的碰撞,通過高能粒子對(duì)撞機(jī)產(chǎn)生暗物質(zhì)以及通過宇宙線、伽馬射線、中微子等觀測(cè)間接探測(cè)暗物質(zhì).除了這種弱相互作用大質(zhì)量粒子,理論上還有多種多樣的暗物質(zhì)候選粒子,例如惰性中微子、軸子、超輕玻色暗物質(zhì)等.作為下一代旗艦型空間伽馬射線天文臺(tái),VLAST具有大接收度和高能量分辨率等特點(diǎn),有望在多種形式的暗物質(zhì)粒子間接探測(cè)中取得非常重要的突破.

2.1.1 暗物質(zhì)線譜搜尋

暗物質(zhì)可能會(huì)湮沒或衰變到γγ、γZ0等末態(tài),進(jìn)而產(chǎn)生單能的伽馬射線線譜[39].考慮到在GeV以上的能區(qū),天體物理過程產(chǎn)生的伽馬射線能譜通常為連續(xù)譜,發(fā)現(xiàn)一條線譜將預(yù)示著某種來自于暗物質(zhì)或未知的物理過程.在過去的十幾年中,諸多研究已利用Fermi-LAT數(shù)據(jù)在銀河系中心、星系團(tuán)和矮星系等天體中搜尋過線譜,并曾報(bào)道過一些疑似的線譜信號(hào)[40–41],但這些結(jié)果有的被發(fā)現(xiàn)可能來自系統(tǒng)誤差,有的置信度仍不足以確證其真實(shí)性,可以說目前尚未確鑿地發(fā)現(xiàn)GeV以上能區(qū)的線譜信號(hào)[42].“悟空”號(hào)衛(wèi)星也對(duì)全天的線譜做了盲搜,并同樣得到了零結(jié)果[22].線譜信號(hào)探測(cè)的靈敏度取決于兩個(gè)關(guān)鍵因素:能量分辨率和統(tǒng)計(jì)量.VLAST在這兩個(gè)方面會(huì)顯著強(qiáng)于以往的實(shí)驗(yàn),因此將大大提高線譜搜尋的靈敏度,可以檢驗(yàn)Fermi-LAT數(shù)據(jù)中呈現(xiàn)出的疑似信號(hào),并有望首次發(fā)現(xiàn)單能伽馬射線線譜.

2.1.2 銀河系暗物質(zhì)信號(hào)搜尋

銀河系中心由于距離地球較近,且預(yù)期具有較高密度的暗物質(zhì)分布,一直是備受關(guān)注的暗物質(zhì)間接探測(cè)目標(biāo)區(qū)域.自Fermi衛(wèi)星升空以來多個(gè)研究組對(duì)Fermi-LAT數(shù)據(jù)的分析表明:銀河系中心可能有一個(gè)近似球?qū)ΨQ的GeV能段連續(xù)能譜超出,其空間分布和能譜形狀可以用質(zhì)量為數(shù)十GeV的暗物質(zhì)湮沒來解釋,湮沒截面正好和標(biāo)準(zhǔn)的熱產(chǎn)生暗物質(zhì)模型所預(yù)期的一致[8–9].考慮到該伽馬射線超出與隨后發(fā)現(xiàn)的AMS-02的反質(zhì)子超出可以用相近的暗物質(zhì)參數(shù)描述[14–15],銀心GeV伽馬射線超出成為非常引人注目的暗物質(zhì)疑似信號(hào).但是一些研究表明該超出的能譜與空間分布也可以用大量的毫秒脈沖星來描述,這些毫秒脈沖星由于流量低于Fermi-LAT衛(wèi)星的靈敏度而被誤判為彌散輻射[43–44].受限于Fermi-LAT衛(wèi)星的統(tǒng)計(jì)量,目前還無法在暗物質(zhì)解釋和毫秒脈沖星解釋中做出合理的判斷.進(jìn)一步研究銀心GeV超出的空間與能譜分布以及在銀心附近尋找暗弱的毫秒脈沖星將是VLAST的關(guān)鍵科學(xué)目標(biāo)之一,這將對(duì)該超出的物理本質(zhì)提供關(guān)鍵證據(jù).銀河系暈中的暗物質(zhì)粒子湮沒或衰變也將產(chǎn)生彌散伽馬輻射,特別是如果存在大量的暗物質(zhì)子結(jié)構(gòu)的話其湮沒產(chǎn)生的伽馬輻射將會(huì)很可觀.VLAST也將通過對(duì)彌散伽馬射線的能譜和空間分布的精確測(cè)量來探測(cè)銀河系暈中的潛在暗物質(zhì)信號(hào).

2.1.3 矮橢球星系暗物質(zhì)信號(hào)搜尋

矮橢球星系的特征是其中的恒星和氣體物質(zhì)稀少,總質(zhì)量由其中的暗物質(zhì)主導(dǎo).現(xiàn)有的動(dòng)力學(xué)測(cè)量表明,對(duì)于一些矮橢球星系,其中暗物質(zhì)的質(zhì)量可高達(dá)恒星與氣體質(zhì)量的成千上萬倍.對(duì)于處于高銀緯的矮橢球星系而言,考慮到其中的黑洞、中子星數(shù)量少,一般不會(huì)產(chǎn)生很強(qiáng)的伽馬射線,因此一旦探測(cè)到伽馬射線輻射,就可能來自暗物質(zhì)湮沒.在Fermi-LAT的數(shù)據(jù)中目前沒有探測(cè)到明確的來自矮橢球星系的伽馬射線輻射信號(hào)[45],在個(gè)別矮橢球星系中觀測(cè)到了微弱的伽馬射線輻射超出,尚不能確定是否是統(tǒng)計(jì)漲落[46–47].Fermi-LAT對(duì)一些矮橢球星系方向的觀測(cè)已經(jīng)在較寬的參數(shù)空間中排除了暗物質(zhì)粒子以熱產(chǎn)生的截面湮沒到夸克或輕子對(duì)的可能性[48].不過這些限制依賴于矮橢球星系中暗物質(zhì)的總質(zhì)量與空間分布,因此還存在一定的不確定性[49].VLAST更高的靈敏度將可以探測(cè)到更弱的伽馬源,有可能首次發(fā)現(xiàn)矮橢球星系中的伽馬射線輻射并研究其是否來自于暗物質(zhì)湮沒或衰變.

2.1.4 軸子類軸子粒子暗物質(zhì)信號(hào)搜尋

軸子是粒子物理中被提出來解決強(qiáng)相互作用的電荷-宇稱難題(也就是著名的強(qiáng)CP(Charge-Parity)問題)的一種新基本粒子.研究發(fā)現(xiàn)它也很好地符合暗物質(zhì)的主要特性,因此軸子及其推廣的類軸子粒子也是一類引人矚目的暗物質(zhì)候選粒子.在電磁場(chǎng)中,軸子和類軸子可以與光子發(fā)生相互轉(zhuǎn)化.根據(jù)這一特性,我們可以通過搜尋伽馬射線源的能譜中可能存在的光子-類軸子振蕩特征結(jié)構(gòu)來間接探測(cè)軸子和類軸子粒子.伽馬射線觀測(cè)在搜尋軸子和類軸子信號(hào)方面具有的獨(dú)到優(yōu)勢(shì),可以和其他探測(cè)方式互補(bǔ).相較于直接探測(cè)軸子(類軸子)的地面實(shí)驗(yàn),在某些特定的質(zhì)量區(qū)域上,利用伽馬射線觀測(cè)開展的間接探測(cè)研究已經(jīng)被證實(shí)可以達(dá)到更高的探測(cè)靈敏度[50].特別是,對(duì)于neV質(zhì)量范圍的類軸子,Fermi-LAT對(duì)NGC 1275的伽馬射線觀測(cè)對(duì)光子-類軸子耦合常數(shù)給出了目前最強(qiáng)的限制結(jié)果[51].另外,在Fermi-LAT對(duì)一些河內(nèi)明亮的超新星遺跡[52]和脈沖星[53]的觀測(cè)中,還找到了一些疑似的光子-類軸子振蕩結(jié)構(gòu),然而擬合數(shù)據(jù)給出的類軸子參數(shù)空間和現(xiàn)有的太陽軸子望遠(yuǎn)鏡實(shí)驗(yàn)結(jié)果沖突,意味著這些“振蕩”結(jié)構(gòu)可能源自于未知的系統(tǒng)誤差.間接探測(cè)軸子和類軸子也是VLAST的關(guān)鍵科學(xué)目標(biāo)之一.VLAST超高的能量分辨率使其在類軸子振蕩特征結(jié)構(gòu)的搜尋中具有顯著的優(yōu)勢(shì).

2.2 高能時(shí)域天文

2.2.1 活動(dòng)星系核

在Fermi-LAT探測(cè)到的所有銀河系外的高能伽馬射線源中,AGN占據(jù)了絕大多數(shù)(見Fermi-LAT 12年源表4FGL-DR3(4thFermiGamma-ray LAT-Data Release 3)[54]).一般認(rèn)為AGN的非熱X射線輻射來自于同步輻射和/或逆康普頓散射,而高能伽馬射線輻射來自于逆康普頓過程,尤其是超大質(zhì)量黑洞吸積盤上的光學(xué)紫外光子所導(dǎo)致的外逆康普頓過程,但也有人提出質(zhì)子的同步輻射模型,還有少數(shù)專家認(rèn)為是強(qiáng)子起源[55].由于很多AGN的紅移高于1,因此對(duì)于地面切倫科夫望遠(yuǎn)鏡最靈敏的100 GeV以上區(qū)間而言,在傳播過程中的背景吸收已經(jīng)非常顯著,因此空間的MeV–TeV伽馬射線探測(cè)在全面揭示AGN的輻射機(jī)制、測(cè)定宇宙的伽馬射線視界面、測(cè)量星系際磁場(chǎng)方面(后兩者見第2.4節(jié))發(fā)揮著重要的作用,VLAST將在這方面大有可為.

2.2.2 伽馬射線暴

GRB的主要起源包括大質(zhì)量恒星的死亡與中子星雙星系統(tǒng)的并合,極少部分也來自于恒星被大質(zhì)量黑洞潮汐瓦解事件[56].GRB的瞬時(shí)輻射通常集中在keV–MeV波段.部分GRB具有GeV輻射甚至TeV輻射,而且該輻射的持續(xù)時(shí)標(biāo)要比瞬時(shí)輻射長(zhǎng)很多[57].一般認(rèn)為,GRB的瞬時(shí)輻射是來自于電子的同步輻射或者是康普頓化后的熱輻射,而GeV–TeV輻射來自于逆康普頓過程.盡管GRB是暫現(xiàn)源,觀測(cè)時(shí)段短,但是亮度很高,其GeV輻射也可以用來研究高紅移處宇宙的伽馬射線視界面.考慮到VLAST的MeV–TeV寬波段同時(shí)觀測(cè)特性,有望對(duì)一些亮暴的能譜演化予以連續(xù)刻畫,解釋其中的物理過程.注意到盡管VLAST對(duì)于MeV輻射本身的定位精度有限,但是GeV–TeV的精確定位將有效地引導(dǎo)地面小視場(chǎng)望遠(yuǎn)鏡的跟蹤觀測(cè).

2.2.3 毫秒脈沖星(MSP)

毫秒脈沖星通常被定義為有著30 ms以內(nèi)自轉(zhuǎn)周期的脈沖星.主流的觀點(diǎn)認(rèn)為它們是來自于吸積伴星物質(zhì)獲得角動(dòng)量從而快速自轉(zhuǎn)的年老中子星.球狀星團(tuán)中有著相當(dāng)數(shù)量的毫秒脈沖星,而星團(tuán)內(nèi)稠密的恒星是吸積物質(zhì)的最佳來源,因此球狀星團(tuán)中的大量毫秒脈沖星的發(fā)現(xiàn)為吸積起源理論提供了觀測(cè)證據(jù).毫秒脈沖星有著明顯的射電和伽馬射線輻射,在Fermi-LAT第4期源表中已有187個(gè)被證認(rèn)為毫秒脈沖星[58].他們的能譜峰值常在幾GeV的能段[59],使得在這個(gè)能段上它們成為除AGN之外非常重要的一類伽馬射線源.毫秒脈沖星的周期有著極佳的穩(wěn)定性,可以用來進(jìn)行高精度計(jì)時(shí).除了可以揭示其周圍的環(huán)境(如伴星)外,還可以用來探索例如低頻引力波等基礎(chǔ)物理前沿領(lǐng)域.相對(duì)復(fù)雜的星周環(huán)境一定程度上阻礙了射電的探測(cè).與Fermi-LAT相比VLAST具有更大的接受度,可望發(fā)現(xiàn)更多的伽馬射線毫秒脈沖星.

2.2.4 X射線雙星

X射線雙星是由致密星(黑洞和中子星)和恒星組成的雙星系統(tǒng),是銀河系內(nèi)數(shù)量眾多的一類高能輻射源.其中,X射線雙星中的伽馬射線雙星和伽馬射線微類星體具有伽馬射線輻射[60].伽馬射線雙星由大質(zhì)量OB恒星和致密星組成,目前共探測(cè)到8個(gè),其中有3個(gè)的致密星被認(rèn)證為脈沖星.微類星體是具有穩(wěn)定或暫現(xiàn)噴流的吸積X射線雙星,目前總體樣本約15–20個(gè).微類星體的伽馬射線輻射來自致密星體附近[61]或者更遠(yuǎn)距離上噴流與周圍星際介質(zhì)的相互作用[62–63].由于雙星的軌道運(yùn)動(dòng)、噴流的周期性進(jìn)動(dòng)或暫現(xiàn),伽馬射線雙星系統(tǒng)及微類星體的伽馬射線流量存在時(shí)間演化,是研究雙星系統(tǒng)中粒子加速以及高能輻射機(jī)制的理想天體物理實(shí)驗(yàn)室[64].由于目前伽馬射線雙星和微類星體的樣本數(shù)量很小,發(fā)現(xiàn)新的樣本從而研究其高能輻射的統(tǒng)一起源一直是這個(gè)領(lǐng)域最為關(guān)心的事.伽馬射線雙星和微類星體多分布在銀盤上,然而Fermi-LAT的空間分辨率、靈敏度以及復(fù)雜的銀道面彌漫背景都阻礙了對(duì)它們的搜索.VLAST具有更寬的能段和更好的空間分辨率,將有益于找到更多的伽馬射線雙星和伽馬射線微類星體.

2.2.5 星風(fēng)碰撞雙星(CWB)

星風(fēng)碰撞雙星是由OB或Wolf-Rayet大質(zhì)量恒星組成的雙星系統(tǒng),恒星強(qiáng)大的輻射壓驅(qū)動(dòng)著～1000–2000 km·s?1的星風(fēng),使星風(fēng)碰撞雙星的質(zhì)量損失率達(dá)到了10?8–10?3M⊙·yr?1.星風(fēng)碰撞在雙星軌道內(nèi)形成激波,對(duì)粒子進(jìn)行加速?gòu)亩a(chǎn)生多波段輻射.目前已經(jīng)探測(cè)到來自星風(fēng)碰撞雙星中的射電和X射線波段同步輻射[65–66],同時(shí)也預(yù)期星風(fēng)碰撞雙星可以通過逆康普頓散射產(chǎn)生伽馬射線輻射[67].然而迄今為止,只有Eta Carina和WR11被探測(cè)到具有伽馬射線輻射[68–69].星風(fēng)碰撞雙星是研究雙星系統(tǒng)中伽馬射線輻射的重要一環(huán),對(duì)理解雙星中粒子加速機(jī)制有著重要意義.VLAST的高靈敏度有望在未來伽馬射線波段發(fā)現(xiàn)更多的星風(fēng)碰撞雙星,促進(jìn)其伽馬射線輻射機(jī)制的研究.

2.2.6 新星、超新星、軟伽馬射線重復(fù)暴、黑洞潮汐撕裂恒星事件等爆發(fā)現(xiàn)象

新星是由吸積在白矮星表面的氫被白矮星高溫加熱造成的劇烈核子爆炸現(xiàn)象.Fermi-LAT的觀測(cè)表明新星也是銀河系內(nèi)的重要伽馬射線源,對(duì)于進(jìn)一步揭示新星爆發(fā)的相關(guān)物理過程起到了重要的推動(dòng)作用,VLAST預(yù)期將探測(cè)到更多新星的輻射,并更清楚地解析一些亮新星高能輻射的時(shí)變及能譜特征.超新星的遺跡已經(jīng)被廣泛認(rèn)為可以加速高能宇宙線.可以預(yù)期在超新星爆發(fā)的早期也應(yīng)該存在激波和粒子加速的過程,這在物理上和新星爆發(fā)類似.特別是如果超新星附近存在致密物質(zhì)團(tuán)塊的話,超新星也將是伽馬射線源.通過Fermi-LAT的觀測(cè)數(shù)據(jù),研究人員發(fā)現(xiàn)個(gè)別可能和超新星成協(xié)的伽馬射線暫現(xiàn)源[70–71].它們和超新星之間的具體聯(lián)系,特別是其光變行為等還需要更加精確的觀測(cè)來進(jìn)一步澄清.VLAST將在證認(rèn)伽馬射線超新星及其早期粒子加速過程的研究中發(fā)揮重要作用.軟伽馬射線重復(fù)暴(SGR)是強(qiáng)磁化中子星產(chǎn)生的一類軟伽馬射線爆發(fā)現(xiàn)象,它們也有可能是高能伽馬射線輻射源[72],但目前尚未探測(cè)到.借助于VLAST的高靈敏度,有望實(shí)現(xiàn)對(duì)一些巨型SGR耀發(fā)的高能伽馬射線輻射的探測(cè).黑洞潮汐撕裂恒星事件(TDE)一般只產(chǎn)生亞相對(duì)論性噴流,但Sw1644+57等少數(shù)事例也產(chǎn)生了相對(duì)論性噴流[73],其磁場(chǎng)能量耗散產(chǎn)生了明亮的GRB(當(dāng)時(shí)被稱為GRB 110328A).這樣的事例可能伴隨著GeV輻射,VLAST的高靈敏度觀測(cè)有望發(fā)現(xiàn)該輻射成分.

2.3 宇宙線物理

宇宙線在物質(zhì)場(chǎng)中的運(yùn)動(dòng)可產(chǎn)生高能伽馬射線,主要的輻射機(jī)制包括非彈性強(qiáng)相互作用產(chǎn)生中性π介子衰變、正負(fù)電子和背景輻射場(chǎng)的逆康普頓散射以及正負(fù)電子在物質(zhì)中的軔致輻射.伽馬射線的觀測(cè)對(duì)于尋找宇宙線加速源,研究宇宙線的傳播和相互作用過程非常重要.尤為關(guān)鍵的是伽馬射線沿直線傳播,有效傳播距離長(zhǎng),可以探測(cè)不同空間位置處的宇宙線分布特征,從而顯著不同于帶電粒子測(cè)量.伽馬射線可以給我們提供關(guān)于宇宙線全局的知識(shí),有力地促進(jìn)對(duì)宇宙線相關(guān)問題的理解.

2.3.1 超新星遺跡

超新星遺跡被普遍認(rèn)為是銀河系內(nèi)最主要的宇宙線加速源[74],主要的原因是在銀河系中平均每隔100年將有幾次超新星爆發(fā),爆發(fā)釋放的激波動(dòng)能平均約為1051erg,如果能量轉(zhuǎn)換為宇宙線能量的效率達(dá)到10%,超新星遺跡產(chǎn)生的能量恰好和維持觀測(cè)到的宇宙線流量所需的能量相當(dāng).通過擴(kuò)散激波加速機(jī)制,超新星遺跡產(chǎn)生的激波可以將粒子加速到相對(duì)論性能量.觀測(cè)到的來自超新星遺跡的射電、X射線和伽馬射線波段的輻射是超新星遺跡加速粒子到相對(duì)論性能量的有力證據(jù).近些年來,Fermi-LAT空間衛(wèi)星在伽馬射線波段的觀測(cè)成為了探測(cè)來自超新星遺跡GeV輻射的有力手段,已有超過30個(gè)超新星遺跡被認(rèn)證[75].Fermi-LAT對(duì)超新星遺跡IC 443以及W44的觀測(cè)發(fā)現(xiàn)了強(qiáng)子輻射的直接證據(jù)[76],這一重大發(fā)現(xiàn)強(qiáng)烈地支持了超新星遺跡作為宇宙線的加速起源的假說.目前,超新星遺跡中所涉及的高能粒子加速、輻射、逃逸等物理過程仍然存在著很多的不確定性.VLAST可以覆蓋MeV–TeV非常寬的能段,且具有很高的靈敏度和能量分辨率,可以更好地測(cè)量超新星遺跡能譜中的強(qiáng)子起源特征,確定能譜的拐折位置等[77],能更好地研究隨時(shí)間演化的高能粒子加速和輻射等重要問題.

2.3.2 脈沖星風(fēng)云

脈沖星絕大部分的自轉(zhuǎn)能損轉(zhuǎn)化為了相對(duì)論性的脈沖星星風(fēng),而脈沖星星風(fēng)與超新星拋射物質(zhì)或星際介質(zhì)相遇后會(huì)產(chǎn)生激波,形成一個(gè)充滿正負(fù)電子的脈沖星風(fēng)云區(qū)域.脈沖星風(fēng)云具有多波段輻射,是銀河系內(nèi)主要的伽馬射線源.一般認(rèn)為脈沖星風(fēng)云的低能段輻射來自磁場(chǎng)中正負(fù)電子的同步輻射,而高能輻射來自正負(fù)電子的逆康普頓散射.最近,高海拔宇宙線觀測(cè)站(Large High Altitude Air Shower Observatory,LHAASO)在100 TeV以上探測(cè)到12個(gè)超高能伽馬射線源[78],其中多個(gè)在位置上與脈沖星成協(xié),有可能是脈沖星風(fēng)云系統(tǒng).同時(shí),LHAASO也探測(cè)到來自Crab脈沖星風(fēng)云的PeV光子[79],這些結(jié)果可能為脈沖星風(fēng)云加速宇宙線提供了新的支持[80–81].VLAST的高靈敏度和寬能段覆蓋可以有效區(qū)分不同理論模型,為檢驗(yàn)脈沖星風(fēng)云是否是宇宙線源提供有效支持.

2.3.3 年輕巨星團(tuán)

大質(zhì)量恒星由于其高速的星風(fēng)和可觀的質(zhì)量損失持續(xù)向星際空間注入大量動(dòng)能,因此也被認(rèn)為是可能的宇宙線加速源[82].另一方面,大質(zhì)量恒星在銀河系中以星協(xié)或星團(tuán)的形式成團(tuán)分布.最近的伽馬射線觀測(cè)也在一系列的大質(zhì)量星團(tuán)附近發(fā)現(xiàn)了顯著的伽馬射線輻射[83–84].尤其有趣的是,在一系列的年輕巨星團(tuán)中,結(jié)合伽馬射線和氣體分布的觀測(cè),Aharonian等[84]發(fā)現(xiàn)宇宙線在這些結(jié)構(gòu)中的空間分布可以統(tǒng)一地由到銀心距離r的倒數(shù)1/r形式描述,從而表明這些宇宙線是由年輕巨星團(tuán)在其長(zhǎng)達(dá)百萬年的壽命中持續(xù)注入的.值得注意的是,由于大質(zhì)量恒星大部分分布在銀盤上,上文提到的伽馬射線輻射區(qū)域中不僅包含年輕巨星團(tuán),也有可能的脈沖星風(fēng)云和超新星遺跡的貢獻(xiàn).因此,VLAST對(duì)這些區(qū)域更高能量分辨率和更大統(tǒng)計(jì)量的觀測(cè),對(duì)于理解這些區(qū)域伽馬射線的輻射機(jī)制以及相應(yīng)的宇宙線加速與注入、傳播機(jī)制尤其重要.另一方面,由于靈敏度的提升,VLAST也有望在銀盤上的彌散伽馬射線輻射中證認(rèn)出更多此類伽馬射線源.

2.3.4 銀河系中心

銀心附近區(qū)域包含有超大質(zhì)量黑洞、超新星遺跡,脈沖星風(fēng)云等天體以及預(yù)期存在的大量暗物質(zhì)等,這使得人們對(duì)銀心的研究興趣長(zhǎng)久不衰,銀心也成為天文學(xué)家最為關(guān)注的天體實(shí)驗(yàn)室之一.2016年,H.E.S.S.(High Energy Stereoscopic System)通過觀測(cè)銀心附近的彌散伽馬射線輻射,發(fā)現(xiàn)銀心存在持續(xù)的宇宙線加速現(xiàn)象,且可以將宇宙線加速到PeV能量,該加速源很可能和銀心的超大質(zhì)量黑洞的活動(dòng)有關(guān)[85].近期有工作利用Fermi-LAT數(shù)據(jù)在低能區(qū)證認(rèn)出該加速源,而且發(fā)現(xiàn)中心分子云扮演著一個(gè)壁壘的角色,有效阻止了宇宙線“?！敝械母吣芰Ｗ哟┤朐搮^(qū)域[86].未來VLAST對(duì)銀心的進(jìn)一步研究將能探索中心黑洞的活動(dòng)與宇宙線加速以及宇宙線與周圍環(huán)境的相互作用,也將對(duì)前文2.1.2節(jié)中所述銀心GeV超出的天體物理背景的構(gòu)建提供重要線索.

2.3.5 費(fèi)米氣泡

費(fèi)米氣泡(FermiBubble)是Fermi-LAT衛(wèi)星在銀心方向發(fā)現(xiàn)的延展伽馬射線結(jié)構(gòu)[10],其尺度達(dá)到了數(shù)千平方度.與更低能段的WMAP(Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)haze結(jié)構(gòu)[87]、eRosita bubble結(jié)構(gòu)[88]在空間分布上有一定的相似性.這些結(jié)構(gòu)均被認(rèn)為與銀心區(qū)域的能量注入有關(guān),但具體物理機(jī)制尚不明確.例如,這些非熱輻射是由強(qiáng)子過程還是輕子過程產(chǎn)生?驅(qū)動(dòng)這些結(jié)構(gòu)的能量是由銀河系中心超大質(zhì)量黑洞的活動(dòng)還是由恒星形成過程注入?這些基本問題都亟待回答.VLAST憑借其高靈敏度有望對(duì)費(fèi)米氣泡區(qū)域進(jìn)行更深入的觀測(cè)(特別是對(duì)GeV以下和100 GeV以上能區(qū)的能譜測(cè)量),對(duì)費(fèi)米氣泡可能的子結(jié)構(gòu)進(jìn)行解析,并得到費(fèi)米氣泡與銀心區(qū)域聯(lián)系的信息.此外,得益于VLAST的高靈敏度,我們也將在鄰近星系中搜尋類似的伽馬射線輻射現(xiàn)象.

2.3.6 銀河彌散背景

宇宙線在加速源附近以及在銀河系星際空間中傳播時(shí)會(huì)和物質(zhì)以及輻射場(chǎng)相互作用產(chǎn)生彌散伽馬射線.因此彌散伽馬射線輻射是宇宙線在銀河系內(nèi)的分布以及傳播過程的有力探針.從早期的OSO-3(The Third Orbiting Solar Observatory)、COS-B、EGRET到今天的Fermi-LAT都對(duì)全天彌散伽馬輻射作了測(cè)量,基于這些測(cè)量人們可以建立起一個(gè)較為完善的宇宙線傳播和相互作用模型來解釋彌散伽馬射線和本地宇宙線的觀測(cè)結(jié)果[89].然而,更為細(xì)致的研究發(fā)現(xiàn)宇宙線的空間分布和簡(jiǎn)單的傳播模型預(yù)期并不完全相符,例如在外銀河系區(qū)域宇宙線密度梯度比模型預(yù)期的更平[90],通過伽馬射線得到的銀河宇宙線流量和能譜指數(shù)隨空間位置的變化也和模型預(yù)期不盡相同[91],在銀盤區(qū)域數(shù)GeV以上存在彌散伽馬射線超出[89]等.這些結(jié)果意味著宇宙線傳播模型需要改進(jìn).通過VLAST對(duì)河內(nèi)彌散伽馬射線在更寬能段的精確測(cè)量結(jié)果,我們可以更好地限制宇宙線的傳播模型.

2.3.7 近鄰星系及星暴星系

星暴星系是恒星形成率很高且富含氣體的星系.高恒星形成率對(duì)應(yīng)著高超新星形成率及GRB產(chǎn)生率,超新星與GRB可以加速宇宙線[92];同時(shí),大量大質(zhì)量恒星產(chǎn)生的超級(jí)風(fēng)或超級(jí)泡中的大尺度終端激波也可以加速宇宙線[82].高能端的宇宙線可能逃逸出星暴星系,傳播至地球被觀測(cè)到.PAO(Pierre Auger Observatory)團(tuán)組通過分析極高能宇宙射線與候選源的空間成協(xié)性得到,近鄰的星暴星系貢獻(xiàn)了約9.7%的極高能宇宙線(能量高于39 EeV),而4個(gè)近鄰的星暴星系(NGC4945、NGC253、M83及NGC 1068)貢獻(xiàn)了約90%的各向異性流量[93].低能端的宇宙線會(huì)有部分在逃逸出星暴星系之前便與星系中的致密氣體發(fā)生反應(yīng),產(chǎn)生次級(jí)光子及中微子.目前,Fermi-LAT望遠(yuǎn)鏡探測(cè)到了來自M82、NGC 253、NGC 4945、NGC 1068等近鄰星暴星系的100 MeV–100 GeV光子[94],VERETAS望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)到來自M82的能量高于TeV的光子[95],H.E.S.S.望遠(yuǎn)鏡探測(cè)到了來自NGC 253的100 GeV–10 TeV能段的光子[96].和銀河系類似,普通星系中的超新星遺跡和脈沖星風(fēng)云等也可以加速宇宙線從而輻射伽馬射線.Fermi-LAT探測(cè)到了包括M31、大小麥哲倫云等數(shù)個(gè)近鄰星系的伽馬射線輻射[97–98].然而大多數(shù)普通星系由于其伽馬射線光度太低而不能被觀測(cè)到.未來VLAST對(duì)更多的近鄰星系和星暴星系的觀測(cè)將可以研究這些星系里的宇宙線分布、傳播和相互作用特性以及和銀河系的對(duì)比等很有趣的科學(xué)問題.

2.3.8 星系團(tuán)

星系團(tuán)中心大質(zhì)量黑洞產(chǎn)生的相對(duì)論性噴流或星系團(tuán)外圍的大尺度激波可以加速宇宙線到極高能量[99].被加速的宇宙線在星系團(tuán)中傳播時(shí)與星系團(tuán)中的物質(zhì)及光子發(fā)生反應(yīng),可以產(chǎn)生高能伽馬光子和中微子,這部分高能光子與星系團(tuán)在空間上成協(xié),可能被VLAST觀測(cè)到.另外,部分宇宙線可以逃逸出星系團(tuán)在宇宙中傳播,并在傳播過程中與河外背景光子和微波背景輻射光子發(fā)生反應(yīng),產(chǎn)生高能伽馬光子和中微子,可能對(duì)河外彌散伽馬背景有貢獻(xiàn)[100].VLAST對(duì)星系團(tuán)的觀測(cè)將可以研究星系團(tuán)的粒子加速過程,限制宇宙射線在星系團(tuán)中傳播的能損效率,對(duì)河外彌散伽馬背景的觀測(cè)也可以限制星系團(tuán)對(duì)極高能宇宙線的貢獻(xiàn).

2.4 宇宙物理學(xué)

2.4.1 河外伽馬射線背景

河外伽馬射線輻射主要來自于AGN、恒星形成星系和GRB.目前,探測(cè)到單類源的最大樣本是被稱為耀變體的一類AGN,超過3700個(gè)[101].河外彌散伽馬背景是指除去已探測(cè)到的點(diǎn)源和銀河系伽馬射線前景所剩余的河外伽馬射線.它是各向同性的輻射,一般認(rèn)為其來自那些不夠亮從而不能被單獨(dú)探測(cè)到的河外源的累積,所以主要的貢獻(xiàn)者通常被認(rèn)為是耀變體.然而,它的確切組成仍不清楚,例如伽馬射線流量低、數(shù)量巨大的星暴星系也可能主導(dǎo)全部的河外彌散伽馬背景[102].一小部分河外伽馬背景也可能來自暗物質(zhì)粒子的湮沒或衰變[103].VLAST的高靈敏度將有助于揭示河外伽馬射線背景的輻射起源.

2.4.2 伽馬射線視界

伽馬射線視界是指高能伽馬射線在傳播過程中與河外背景光(Extragalactic Background Light,EBL)相互作用轉(zhuǎn)化為正負(fù)電子對(duì)所造成的一種吸收效應(yīng).該效應(yīng)使得來自某一距離(光深為1)之外的一定能量之上的伽馬射線流量急劇下降.它反映了宇宙對(duì)高能伽馬射線光子的不透明程度.從紫外/光學(xué)到遠(yuǎn)紅外的EBL依賴于宇宙演化歷史上的星系和恒星形成過程,因此這種不透明度是紅移的函數(shù).例如位于紅移0.034的源Mkn 501的伽馬射線能譜在10 TeV附近截止.而當(dāng)紅移為3時(shí),截止能量已經(jīng)降至約50 GeV.一般情況下,可以利用現(xiàn)有的EBL模型[104–105]和耀變體的伽馬光子能量上限來估計(jì)伽馬射線視界;也有工作發(fā)展了獨(dú)立于EBL模型來估計(jì)宇宙伽馬射線視界的方法[106].此外,Fermi-LAT利用在不同宇宙學(xué)距離上測(cè)量的伽馬射線平均光深來限制EBL的能譜和演化[107].擁有更高靈敏度和能量分辨率的VLAST可以更好地提供一個(gè)伽馬射線視界隨紅移變化的映射,限制EBL吸收的截止能量和紅移演化.

2.4.3 宇宙學(xué)參數(shù)測(cè)量

上一節(jié)中我們指出光深是一個(gè)紅移的函數(shù),一些宇宙學(xué)參數(shù)如哈勃常數(shù)和宇宙學(xué)密度,在光深的計(jì)算中起著重要的作用.因此在不同紅移處光深的測(cè)量可以反過來對(duì)宇宙學(xué)參數(shù)做出重要的限制.基于一些EBL模型[104–105]和在紅移0–3范圍光深測(cè)量結(jié)果[107],Fermi-LAT合作組首次使用伽馬吸收效應(yīng)來限制了哈勃常數(shù)和宇宙學(xué)密度[108].一些研究也使用現(xiàn)有耀變體的紅移分布和河外彌散的伽馬射線背景,假設(shè)伽馬射線背景的截止能量起源于EBL吸收,從而限制了宇宙學(xué)參數(shù)[109].VLAST的高靈敏度、大統(tǒng)計(jì)量數(shù)據(jù)將顯著促進(jìn)此方面的研究.

2.4.4 星系際磁場(chǎng)

“影子說”是中國(guó)古典小說的一種批評(píng)理論，它最開始可見于甲戌本第八回脂評(píng)：“晴有林風(fēng)，襲乃釵副?！边@一思想經(jīng)過發(fā)展，形成了蔚為壯觀的影射關(guān)系。王富鵬先生曾針對(duì)《紅樓夢(mèng)》的人物影射現(xiàn)象，概括出了紅樓夢(mèng)的兩大影子人物體系，闡釋這種影子人物體系與小說敘事結(jié)構(gòu)之間的關(guān)系①?！都t樓夢(mèng)》是沿著金瓶梅開創(chuàng)的方向發(fā)展而來，可說“深得《金瓶》壺奧”。因此，影身關(guān)系在《金瓶梅》中也或多或少地存在著。

星系際磁場(chǎng)的大小是很難測(cè)量的.目前,類星體射電信號(hào)的法拉第自轉(zhuǎn)測(cè)量、超高能宇宙線指向Cen A的到達(dá)方向的模擬等研究表明星系際磁場(chǎng)弱于10?8Gs.如前所述,高能源所輻射出的TeV光子在傳播過程中會(huì)與河外背景光子相互作用產(chǎn)生正負(fù)電子對(duì),而這些高能正負(fù)電子對(duì)會(huì)進(jìn)一步通過逆康普頓散射把宇宙微波背景光子散射到GeV波段,該過程被稱為TeV源的次級(jí)或級(jí)聯(lián)輻射.級(jí)聯(lián)輻射過程中,因受到星系際磁場(chǎng)影響,正負(fù)電子將會(huì)發(fā)生偏轉(zhuǎn),因此通過觀測(cè)高能點(diǎn)源的級(jí)聯(lián)輻射,伽馬射線天文學(xué)提供了一種測(cè)量星系際磁場(chǎng)的新方法[110–113].基于該方法,一些研究通過Fermi衛(wèi)星給出的GeV流量上限獲得了星系際磁場(chǎng)的下限[113–115],大約10?15Gs,其大小依賴于我們假設(shè)的偏轉(zhuǎn)角度.高靈敏度的VLAST應(yīng)該可以給出更嚴(yán)格的下限或者直接測(cè)定星系際磁場(chǎng)的值.

2.5 基本物理規(guī)律檢驗(yàn)

廣義相對(duì)論和量子力學(xué)是現(xiàn)代物理學(xué)的兩大支柱.許多量子引力理論已被提出用來嘗試統(tǒng)一描述引力與量子物理.為慶祝Science創(chuàng)刊125周年,該雜志社公布了125個(gè)全球最具挑戰(zhàn)性的科學(xué)前沿問題,其中“物理定律能否統(tǒng)一”被列為第5大科學(xué)問題.量子引力理論預(yù)言相對(duì)論的基本假設(shè)(如洛倫茲不變性、弱等效原理)需要被打破,從而可能產(chǎn)生一些可以用實(shí)際觀測(cè)來檢驗(yàn)的物理效應(yīng),比如真空色散效應(yīng)、真空雙折射效應(yīng)等等[116].發(fā)生在宇宙學(xué)距離的高能爆發(fā)天體為我們提供了檢驗(yàn)這些物理效應(yīng)的最佳實(shí)驗(yàn)平臺(tái).探索新物理、檢驗(yàn)物理學(xué)基本原理和假設(shè)已成為國(guó)際各個(gè)高能天文設(shè)備的重要科學(xué)目標(biāo)之一.

2.5.1 洛倫茲不變性檢驗(yàn)

洛倫茲不變性是愛因斯坦狹義相對(duì)論的基本假定.當(dāng)理論物理學(xué)家試圖統(tǒng)一量子力學(xué)和廣義相對(duì)論時(shí),他們發(fā)現(xiàn)該假設(shè)可能需要打破,即所謂的洛倫茲不變性破缺.洛倫茲不變性破缺會(huì)導(dǎo)致真空色散效應(yīng),即光子在真空中的傳播速度不再是常數(shù)c,而是跟光子的能量有關(guān).由于GRB的能譜時(shí)延很短、光子能量很高且發(fā)生在宇宙學(xué)距離上,它們被認(rèn)為是檢驗(yàn)洛倫茲不變性破缺的最理想探針[117].得益于Fermi衛(wèi)星探測(cè)到的GRB高能輻射(GeV光子),Fermi衛(wèi)星科學(xué)組對(duì)洛倫茲不變性破缺作出了嚴(yán)格限制[17].該工作一發(fā)表就受到了國(guó)際同行的廣泛關(guān)注,是利用新窗口觀測(cè)資料取得重要原創(chuàng)性成果的一個(gè)成功典范.未來VLAST有望在GeV–TeV能段上刻畫出更加精細(xì)的GRB高能光變曲線,我們可以得到更為精確的能譜時(shí)延,進(jìn)而可對(duì)洛倫茲不變性破缺作出更嚴(yán)格的限制.

2.5.2 引力波速度測(cè)量及等效原理檢驗(yàn)

首例雙中子星并合引力波事件GW170817及其電磁對(duì)應(yīng)體的成功探測(cè)[118–119],使人類研究宇宙同一天體的信息載體從電磁波延伸到了引力波,標(biāo)志著天文學(xué)研究進(jìn)一步進(jìn)入多信使時(shí)代.致密天體引力波源及其電磁對(duì)應(yīng)體可作為最佳實(shí)驗(yàn)室檢驗(yàn)基礎(chǔ)物理規(guī)律.愛因斯坦廣義相對(duì)論預(yù)言引力波的傳播速度和光速一致,因此通過測(cè)量引力波及其電磁對(duì)應(yīng)體的到達(dá)時(shí)間差,人們就可以限制引力波的傳播速度,進(jìn)而檢驗(yàn)廣義相對(duì)論.此外,弱等效原理是愛因斯坦廣義相對(duì)論和其他引力理論的重要支柱.基于Shapiro時(shí)間延遲效應(yīng),弱等效原理可以通過對(duì)比河外暫現(xiàn)源同時(shí)釋放的不同信使粒子(光子、中微子甚至引力波),在穿越同一引力場(chǎng)所用的時(shí)間差來檢驗(yàn).未來VLAST參與引力波探測(cè)器的協(xié)同觀測(cè),有望探測(cè)到更多的引力波和GRB成協(xié)事件.借助這些成協(xié)事件,我們可以開展更高精度的引力波速度限制和弱等效原理檢驗(yàn).

3 探測(cè)器初步配置

整個(gè)VLAST有效載荷分為兩部分:探測(cè)器部分和觸發(fā)數(shù)據(jù)獲取部分.根據(jù)物理設(shè)計(jì),VLAST的有效載荷組成見圖1,VLAST的探測(cè)器從頂部到底部包括:反符合探測(cè)器(Anti Coincidence Detector,ACD)、徑跡及低能伽馬探測(cè)器(Silicon Tracker and low Energy gamma-ray Detector,STED)、高能成像量能器(High Energy Imaging Calorimeter,HEIC).

3.1 反符合探測(cè)器(ACD)

VLAST需要反符合探測(cè)器來區(qū)分帶電粒子和伽馬光子,通過對(duì)入射帶電粒子的高探測(cè)效率的測(cè)量與徑跡的重構(gòu)實(shí)現(xiàn)對(duì)電子和伽馬光子的鑒別.同時(shí),VLAST的反符合探測(cè)器也將通過帶電粒子在探測(cè)器中的能損,實(shí)現(xiàn)輕核素的種類鑒別.如圖1所示,VLAST的反符合探測(cè)器位于頂部和四周(側(cè)面),為了減少伽馬光子的次級(jí)反沖粒子擊中反符合探測(cè)器造成誤判,同時(shí)避免大面積造成的擊中多重性,反符合探測(cè)器需要具備一定的位置測(cè)量能力.VLAST將反符合探測(cè)器設(shè)計(jì)成塊狀堆疊.根據(jù)物理目標(biāo)要求,反符合探測(cè)器主要技術(shù)指標(biāo)有:

(b)探測(cè)單元?jiǎng)討B(tài)范圍:電子,離子(Z=1～8),Z為電荷數(shù);

(c)探測(cè)效率:高于99.97%;

(d)提供帶電粒子的觸發(fā)擊中信號(hào),擊中信號(hào)最小可觸發(fā)閾值0.1 MIPs(最小電離粒子),閾值可調(diào);

(e)能夠?qū)α髁繛?0 kHz/m2的入射粒子進(jìn)行處理,內(nèi)部有科學(xué)數(shù)據(jù)的緩沖降低死時(shí)間.

圖1 有效載荷探測(cè)器結(jié)構(gòu)布局示意圖.其中X與Y代表相互正交的兩個(gè)方向.Fig.1 The schematic plot of the payload of VLAST.X and Y denote two orthogonal directions.

反符合探測(cè)器擬采用塊狀的有機(jī)塑料閃爍體作為探測(cè)器的靈敏材料組成[18,23–25].如圖1所示,反符合探測(cè)器由頂部和四側(cè)的塊狀探測(cè)靈敏單元組成“方形無沿帽子”的總體構(gòu)型方案,其中頂部反符合探測(cè)器的有效探測(cè)面積為3.1 m×3.1 m,四側(cè)每面的有效探測(cè)面積為3.1 m×0.6 m.為了實(shí)現(xiàn)其主用功能,采用了模塊化構(gòu)型設(shè)計(jì),組成的靈敏單元模塊的主要尺寸約為0.3 m×0.3 m.為了實(shí)現(xiàn)靈敏面積無死區(qū)的設(shè)計(jì)需求,相鄰單元模塊間需通過一定的結(jié)構(gòu)交疊或增加如塑料閃爍光纖等靈敏探測(cè)器.我們的初步結(jié)構(gòu)方案中,反符合探測(cè)器由碳纖維加強(qiáng)蜂窩板組合成方型帽狀主承力結(jié)構(gòu),探測(cè)單元模塊交疊布置在主承力結(jié)構(gòu)頂部及四周,通過碳纖維條狀蓋板結(jié)構(gòu)分層分區(qū)壓緊到主承力結(jié)構(gòu)上,將其和主承力結(jié)構(gòu)機(jī)械安裝到一起構(gòu)成整體.

為了保證信號(hào)讀出幅度與粒子擊中位置無關(guān),反符合探測(cè)器的每個(gè)塑閃單元的讀出采用預(yù)埋波長(zhǎng)位移光纖.同時(shí),為了實(shí)現(xiàn)帶電粒子/伽馬光子高可靠度地區(qū)分和不同輕核素的測(cè)量,擬通過光電倍增管(PhotoMultiplier Tube,PMT)雙打拿極讀出方式結(jié)合電荷測(cè)量ASIC(Application Specific Integrated Circuit)芯片的設(shè)計(jì)方案實(shí)現(xiàn)大的動(dòng)態(tài)范圍覆蓋、高集成性和高靈敏度等需求.此外,為了提高空間伽馬光子的有效測(cè)量,所有的探測(cè)單元的信號(hào)讀出通道還將參與有效載荷的總觸發(fā).整個(gè)反符合探測(cè)器共包括209個(gè)探測(cè)單元,由于讀出光電倍增管擬采用雙打拿極讀出方式,并實(shí)現(xiàn)1:1的信號(hào)備份,因此共有418個(gè)PMT,418路觸發(fā)信號(hào)測(cè)量通道和836路電荷測(cè)量通道.前端電子學(xué)(Front End Electronics,FEE)負(fù)責(zé)探測(cè)器信號(hào)的采集和處理,并生成觸發(fā)判選系統(tǒng)(位于載荷數(shù)管中)所需要的擊中信號(hào).

3.2 徑跡及低能伽馬探測(cè)器

高能(～30 MeV及以上)伽馬光子在VLAST中轉(zhuǎn)換為正負(fù)電子,通過正負(fù)電子的徑跡探測(cè)實(shí)現(xiàn)原初光子的方向探測(cè).徑跡及低能伽馬探測(cè)器位于整個(gè)探測(cè)器有效載荷的第2層,主要功能為:實(shí)現(xiàn)對(duì)高能伽馬光子-電子對(duì)的轉(zhuǎn)換,并通過電子對(duì)的徑跡測(cè)量,實(shí)現(xiàn)對(duì)伽馬光子高角分辨的觀測(cè);實(shí)現(xiàn)低能光子的能量和方向測(cè)量.硅微條是徑跡探測(cè)的首選靈敏材料.VLAST為了兼顧低能(～1 MeV)伽馬光子的探測(cè),在硅微條探測(cè)層之間設(shè)計(jì)了碘化銫(CsI)探測(cè)層,CsI用波長(zhǎng)位移光纖讀出用于測(cè)量低能光子的能量和方向,同時(shí)CsI晶體也充當(dāng)高能伽馬光子-正負(fù)電子對(duì)轉(zhuǎn)換體.VLAST的設(shè)計(jì)中,將一個(gè)CsI探測(cè)層和2個(gè)硅微條探測(cè)大層(一個(gè)大層由X、Y方向的單面硅微條構(gòu)成)形成一個(gè)“超層”,多個(gè)這樣的超層構(gòu)成了“徑跡及低能伽馬探測(cè)器”.顯然,VLAST的“徑跡及低能伽馬探測(cè)器”與“悟空”號(hào)的硅徑跡探測(cè)器[18,23,26]相比在功能及結(jié)構(gòu)方面都有重大創(chuàng)新,其主要技術(shù)指標(biāo)為:

(a)探測(cè)器層數(shù):8大超層(每個(gè)超層包括CsI探測(cè)層和兩個(gè)硅微條探測(cè)大層,一個(gè)硅微條大層有X、Y兩小層);

(b)每層有效探測(cè)面積:不小于2.8 m×2.8 m;

(c)探測(cè)能段:1 MeV–100 MeV(結(jié)合高能成像量能器);

(d)空間分辨<0.1?(@50 GeV);

(e)提供擊中信息給觸發(fā)邏輯用于觸發(fā)判選;

(f)探測(cè)器內(nèi)部有科學(xué)數(shù)據(jù)的緩沖,死時(shí)間小于50μs.

徑跡及低能伽馬探測(cè)器的結(jié)構(gòu)如圖1所示,考慮到靈敏面積為2.8 m×2.8 m,整個(gè)探測(cè)器由4個(gè)完全相同的探測(cè)陣列按2×2緊密組合在一起,單個(gè)探測(cè)陣列的靈敏面積為1.4 m×1.4 m.每個(gè)探測(cè)陣列都由8個(gè)探測(cè)超層構(gòu)成,超層內(nèi)部的探測(cè)器層由碳纖維+鋁蜂窩板形成的結(jié)構(gòu)支撐.徑跡及低能伽馬探測(cè)器的CsI、硅微條和各種結(jié)構(gòu)材料一起實(shí)現(xiàn)高能伽馬光子到正負(fù)電子對(duì)的轉(zhuǎn)換,硅微條負(fù)責(zé)轉(zhuǎn)換后正負(fù)電子徑跡的測(cè)量.對(duì)于低能伽馬光子(MeV),它在徑跡及低能伽馬探測(cè)器中會(huì)產(chǎn)生康普頓散射,CsI負(fù)責(zé)發(fā)生康普頓散射的光子的能量測(cè)量和方向測(cè)量.

CsI對(duì)應(yīng)的波長(zhǎng)位移光纖采用多陽極的光電倍增管(Multi-anode Photo Multiplier Tube,MPMT)或者多通道的硅光電倍增器(Silicon Photo Multiplier,SiPM)進(jìn)行光電轉(zhuǎn)換,然后送到前端電子學(xué)中進(jìn)行采集.硅微條探測(cè)層基于單面硅微條探測(cè)技術(shù),由于每個(gè)硅微條芯片的面積為0.1 m×0.1 m,所以為了形成大面積的探測(cè)層,VLAST的硅微條探測(cè)層采用如下布局:由7個(gè)硅微條芯片相連(芯片上對(duì)應(yīng)的微條鍵合連接在一起)形成一個(gè)硅微條模組(Ladder),兩個(gè)模組頭對(duì)頭粘接在碳纖維結(jié)構(gòu)上形成一個(gè)0.1 m×1.4 m的探測(cè)條,14個(gè)這樣的探測(cè)條就可以拼成一個(gè)1.4 m×1.4 m的探測(cè)層.硅微條探測(cè)層的每個(gè)模組的信號(hào)由前端混合板(Front End Hybrid,FEH)負(fù)責(zé)讀出.所有FEH板最終由分布在4個(gè)側(cè)面的前端讀出板(Tracker Read-out Board,TRB)進(jìn)行數(shù)據(jù)采集、控制和供電.

3.3 高能成像量能器

與“悟空”號(hào)類似,為了對(duì)光子能量進(jìn)行測(cè)量,VLAST需要高能量分辨率的成像電磁量能器[18,23,27–28].成像電磁量能器在測(cè)量粒子沉積能量的同時(shí),能夠高顆粒度地對(duì)高能粒子簇射進(jìn)行成像.它將根據(jù)強(qiáng)子簇射和電磁簇射在量能器中的橫向展開和縱向發(fā)展的不同進(jìn)行粒子鑒別,從而實(shí)現(xiàn)對(duì)強(qiáng)子和光子(電子)的區(qū)分.高能成像量能器的主要技術(shù)指標(biāo)如下:

(a)每層有效探測(cè)面積:不小于2.4 m×2.4 m;

(b)動(dòng)態(tài)范圍:0.1 GeV–20 TeV(電子和伽馬光子);

(c)能量分辨率:能量分辨率優(yōu)于2%(@50 GeV);

(d)強(qiáng)子抑制能力優(yōu)于104(@50 GeV);

(e)探測(cè)單元最小可觸發(fā)閾值:<0.5 MIPs;

(f)存儲(chǔ)能力要求:量能器內(nèi)部有科學(xué)數(shù)據(jù)的緩沖,死時(shí)間小于50μs.

對(duì)于高能成像量能器,計(jì)劃采用兩種技術(shù)路線開展研究:長(zhǎng)晶體方案及小晶體方案.最終在工程立項(xiàng)階段選擇最優(yōu)的方案進(jìn)行探測(cè)器研制.長(zhǎng)晶體方案類似“悟空”號(hào)衛(wèi)星的量能器設(shè)計(jì):利用單根長(zhǎng)尺寸的BGO晶體,堆棧成一個(gè)立方體,其中每?jī)蓪泳w的排布方向相互正交,可以實(shí)現(xiàn)對(duì)簇射形狀的測(cè)量[18].“悟空”號(hào)的晶體尺寸為600 mm×25 mm×25 mm,結(jié)合光電倍增管的多打拿極讀出,完成大動(dòng)態(tài)范圍的信號(hào)測(cè)量.VLAST實(shí)驗(yàn)需要高能成像量能器面積可以達(dá)到2.4 m×2.4 m,計(jì)劃生產(chǎn)米量級(jí)(約1.2 m)的晶體,采用4個(gè)(2×2)量能器組合形成2.4 m的尺寸.目前,項(xiàng)目組的合作單位正嘗試生長(zhǎng)米量級(jí)BGO晶體.

VLAST高能成像量能器的另一種方案為小晶體方案.該方案用小尺寸閃爍晶體作為靈敏單元,晶體直接與半導(dǎo)體光電器件進(jìn)行耦合,比如SiPM、雪崩光電二極管(Avalanche PhotoDiode,APD)或光電二極管(PhotoDiode,PD),進(jìn)行熒光收集,電子學(xué)系統(tǒng)則直接集成在光電器件的下方.該方案的優(yōu)勢(shì)是能達(dá)到較小的顆粒度,實(shí)現(xiàn)精細(xì)的3D成像能力.

4 探測(cè)器預(yù)期性能

根據(jù)科學(xué)目標(biāo)的要求,VLAST探測(cè)器需要實(shí)現(xiàn)對(duì)GeV–TeV高能伽馬射線的高靈敏度精確測(cè)量,同時(shí)具有一定的MeV伽馬射線探測(cè)能力.為了驗(yàn)證和評(píng)估VLAST探測(cè)器的探測(cè)性能,我們針對(duì)性地開發(fā)了一套基于GEANT4(GEometry ANd Tracking 4)[120]的探測(cè)器模擬軟件,集成了探測(cè)器幾何建模、靈敏單元的定義、入射粒子源的定義、物理模型的選擇、粒子與探測(cè)器相互作用過程的精細(xì)模擬、探測(cè)單元響應(yīng)信號(hào)的讀出以及模擬數(shù)據(jù)數(shù)字化等功能.基于模擬數(shù)據(jù),我們初步研究開發(fā)了針對(duì)康普頓散射和電子對(duì)效應(yīng)兩種不同類型伽馬光子事例的重建算法,基于VLAST子探測(cè)器的探測(cè)信號(hào)對(duì)伽馬光子事例進(jìn)行準(zhǔn)確甄別并有效重建出入射事例的徑跡和能量,對(duì)VLAST的接受度(幾何因子)、有效面積、角度分辨、能量分辨等性能進(jìn)行了初步分析.

4.1 接受度和有效面積

圖2給出了VLAST探測(cè)器對(duì)伽馬射線的接受度(左)和正入射有效面積(右)隨入射能量的變化.左右兩段曲線分別對(duì)應(yīng)低能區(qū)康普頓散射事例和高能區(qū)電子對(duì)效應(yīng)事例.VLAST的有效接受度最高約為12 m2·sr,正入射有效面積最高約為4 m2.與Fermi-LAT相比,VLAST在GeV以上能區(qū)的接受度和有效面積大了約5倍.同時(shí),VLAST在MeV能區(qū)的有效面積達(dá)到約0.5 m2,相比之前的COMPTEL(Compton Imaging Telescope)望遠(yuǎn)鏡[121](～10–50 cm2)高出了兩至三個(gè)數(shù)量級(jí).

圖2 初步模擬得到的接受度(左圖)和正入射有效面積(右圖)隨入射能量的變化,低能段曲線對(duì)應(yīng)康普頓散射事例,高能段曲線對(duì)應(yīng)電子對(duì)效應(yīng)事例,Fermi-LAT對(duì)應(yīng)數(shù)據(jù)版本為P8R3SOURCE V3(https://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/data/analysis/documentation/Pass8usage.html).Fig.2 Preliminary results of acceptance/geometry factor(left)and normal-incident effective area(right)versus energy.The solid red curve at low energies denotes Compton event reconstruction and the one at energies above 10 MeV represents pair event reconstruction.Dashed gray curve is for Fermi-LAT P8R3SOURCEV3 events(https://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/data/analysis/documentation/Pass8usage.html).

4.2 角度分辨和能量分辨

圖3給出了VLAST探測(cè)器對(duì)光子的68%角度分辨(左)和68%能量分辨(右)隨入射能量的變化.左右兩段曲線分別對(duì)應(yīng)低能區(qū)康普頓散射事例和高能電子對(duì)效應(yīng)事例.對(duì)于康普頓散射光子事例,角度偏差定義為入射方向和重建康普頓方向環(huán)之間的最小角度差.對(duì)于高能區(qū)電子對(duì)效應(yīng)光子事例,VLAST的角度分辨與Fermi-LAT相當(dāng),能量分辨則要顯著優(yōu)于Fermi-LAT.考慮到VLAST的幾何因子顯著高于Fermi-LAT,VLAST對(duì)GeV以上能區(qū)伽馬射線的探測(cè)靈敏度將大幅領(lǐng)先于Fermi-LAT.對(duì)于低能區(qū)康普頓光子事例,VLAST的角度分辨率約為3?–6?,能量分辨率約為8%–20%,可以實(shí)現(xiàn)對(duì)MeV伽馬射線的有效探測(cè).

4.3 觀測(cè)靈敏度

在常規(guī)巡天觀測(cè)模式下,只考慮伽馬射線彌散背景,包括銀河系內(nèi)彌散輻射和河外各向同性輻射,通過在軌模擬可以評(píng)估得到VLAST運(yùn)行5 yr對(duì)銀心、中銀緯和北銀極方向的預(yù)期觀測(cè)靈敏度,如圖4(左)所示.對(duì)于天空中特定點(diǎn)源(爆發(fā)源),VLAST探測(cè)器具備很高的角分辨率(優(yōu)于0.1?@50 GeV),可以獨(dú)立認(rèn)證點(diǎn)源的方向和延展輪廓,進(jìn)而對(duì)其能譜和光變給出精確測(cè)量,并配合其他探測(cè)實(shí)驗(yàn)進(jìn)行多波段、多信使觀測(cè).

暗物質(zhì)湮沒可能產(chǎn)生特征伽馬射線線譜,不同能量分辨率會(huì)使線譜產(chǎn)生不同程度的展寬,對(duì)探測(cè)靈敏度產(chǎn)生影響.VLAST探測(cè)器具備很高的能量分辨率(約2%@50 GeV),可以對(duì)暗物質(zhì)湮沒或衰變可能產(chǎn)生的伽馬射線線譜進(jìn)行高靈敏度探測(cè).Liang等[41]以及Shen等[122]對(duì)16個(gè)鄰近星系團(tuán)的Fermi-LAT伽馬射線數(shù)據(jù)進(jìn)行了系統(tǒng)的研究,在～43 GeV發(fā)現(xiàn)了微弱的線譜跡象.如果不是來自于儀器的系統(tǒng)誤差或者統(tǒng)計(jì)漲落,則VLAST觀測(cè)2 yr就能可靠地發(fā)現(xiàn)這一信號(hào)(模擬得到的預(yù)期觀測(cè)結(jié)果見圖4(右)).

圖3 初步模擬得到的68%角度分辨(左圖)和68%能量分辨?E(右圖)隨入射能量E的變化,低能段曲線對(duì)應(yīng)康普頓散射事例,高能段曲線對(duì)應(yīng)電子對(duì)效應(yīng)事例,Fermi-LAT對(duì)應(yīng)數(shù)據(jù)版本為P8R3SOURCEV3(https://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/data/analysis/documentation/Pass8usage.html).Fig.3 Preliminary results of angular resolution(left)and energy resolution?E(right)as shown by the 68%containment versus energy E.The solid red curve at low energies denotes Compton event reconstruction and the one at energies above 10 MeV represents pair event reconstruction.Dashed gray curve is for Fermi-LAT P8R3SOURCEV3 events(https://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/data/analysis/documentation/Pass8usage.html).

圖4 VLAST運(yùn)行5 yr對(duì)不同方向(圖中的l和b分別代表銀經(jīng)和銀緯)的預(yù)期觀測(cè)靈敏度(左圖)和對(duì)16個(gè)鄰近星系團(tuán)線譜輻射的預(yù)期觀測(cè)結(jié)果(右圖,假設(shè)Shen等[122]所報(bào)道的疑似線譜信號(hào)為真,d N/d E為以16個(gè)星系團(tuán)為中心區(qū)域的每立體角平均流量).TS=?2 lnΛ,而Λ=/是最佳零模型(沒有線譜)與被擇模型(存在線譜)的似然比.Fig.4 Left:expected sensitivities of VLAST observation in different galactic regions(l and b are the galactic longitude and latitude respectively)in 5 years.Right:expected observation result of the 16 nearby galaxy clusters in 5 years,supposing that the weak tentative line signal found in Shen et al.[122]is intrinsic,where the d N/d E in the inset is the average flux of the regions centering at the 16 galaxy clusters.TS=?2 lnΛ,whereΛ=/ is the likelihood ratio of the best-fit null model(without the line signal)and alternative model(with line signal).

4.4 探測(cè)器的可能優(yōu)化

前面介紹的是主探測(cè)器的設(shè)置情況,未來我們可能會(huì)根據(jù)科學(xué)產(chǎn)出最大化的原則予以進(jìn)一步的優(yōu)化或增加.例如,為了避免亮的GRB爆發(fā)時(shí)的電子學(xué)飽和所導(dǎo)致的大量數(shù)據(jù)丟失尤其是高能段的數(shù)據(jù)丟失,我們將考慮特別的觸發(fā)設(shè)置,并將探測(cè)非常亮的MeV爆發(fā)現(xiàn)象的任務(wù)交給大視場(chǎng)伽馬射線暴監(jiān)視器這樣的小型輔助探測(cè)器.此外,盡管我們的核心探測(cè)目標(biāo)是伽馬射線,但VLAST具有宇宙射線探測(cè)方面的巨大潛力.如果運(yùn)載能力有富余,我們將考慮在(2×2陣列)高能成像量能器的下方中央增設(shè)一個(gè)1.2 m×1.2 m×0.2 m的量能器探測(cè)單元(其重量約為1800 kg).這個(gè)探測(cè)單元與高能成像量能器組成了一個(gè)特殊的“煉丹爐”構(gòu)型,與“反符合探測(cè)器”和“徑跡與低能伽馬探測(cè)器”共同實(shí)現(xiàn)對(duì)電子、質(zhì)子等宇宙線的大視場(chǎng)、高角分辨、(較)高能量分辨探測(cè),將VLAST變成一個(gè)強(qiáng)大的伽馬射線與宇宙線綜合性空間天文臺(tái).

5 結(jié)束語

Fermi-LAT 2008年升空至今已在軌運(yùn)行逾13 yr,從2019年開始已經(jīng)不能進(jìn)行定點(diǎn)觀測(cè),目前工作在巡天模式.目前美國(guó)尚未正式立項(xiàng)比Fermi-LAT更大的空間伽馬射線望遠(yuǎn)鏡的計(jì)劃,正在推進(jìn)的一個(gè)中等規(guī)模的全天中能伽馬射線觀測(cè)臺(tái)(Allsky Medium Energy Gamma-ray Observatory,AMEGO)項(xiàng)目,探測(cè)能段是0.2 MeV–10 GeV,但在GeV波段其有效探測(cè)面積僅有1000 cm2左右[123],顯著地小于Fermi-LAT.另外美國(guó)即將進(jìn)行氣球?qū)嶒?yàn)的一個(gè)方案,先進(jìn)粒子天文探索者(The Advanced Particle-astrophysics Telescope,APT),計(jì)劃發(fā)射到深空軌道,是采用薄的CsI晶體+閃爍光纖讀出的量能器方案來探測(cè)MeV–TeV的輻射[124].這個(gè)方案的一個(gè)特點(diǎn)是探測(cè)器有效面積大,和我們提議的VLAST相當(dāng),但APT的能量分辨和角分辨本領(lǐng)都較差[124],例如其在TeV能區(qū)的能量分辨僅為30%.中國(guó)科學(xué)院高能物理研究所與意大利佩魯賈大學(xué)等單位正在提議進(jìn)行中國(guó)空間站宇宙高能輻射探測(cè)實(shí)驗(yàn)(High Energy cosmic Radiation Detection facility,HERD)[125],計(jì)劃于2027年開始運(yùn)行.一旦順利實(shí)施,HERD采用的多面讀出方式在高能宇宙線的直接測(cè)量方面將顯著擴(kuò)大其接受度,成為該領(lǐng)域的引領(lǐng)者;但其伽馬射線探測(cè)能力相對(duì)Fermi-LAT并不占優(yōu),尤其是對(duì)于低地球軌道,多面讀出對(duì)于伽馬射線探測(cè)幫助有限.

國(guó)際上目前尚無立項(xiàng)建設(shè)Fermi-LAT接任者的計(jì)劃,2030年前后國(guó)際上很可能面臨GeV–TeV能區(qū)空間伽馬射線高靈敏度探測(cè)的空窗期,而地面大型切倫科夫望遠(yuǎn)鏡的間接探測(cè)在100 GeV以下能區(qū)能力受限.考慮到伽馬射線時(shí)域天文蓬勃發(fā)展的需要以及伽馬射線是暗物質(zhì)間接探測(cè)最直接的方式之一,我們提出了甚大面積伽馬射線空間望遠(yuǎn)鏡計(jì)劃,并已于2022年3月初向中國(guó)科學(xué)院國(guó)家空間科學(xué)中心正式提出“背景型號(hào)”項(xiàng)目建議,本文的主要內(nèi)容也是該建議書的重要組成部分.VLAST的主要科學(xué)目標(biāo)包括尋找“弱相互作用的大質(zhì)量粒子”與“類軸子”等暗物質(zhì)候選粒子存在的證據(jù),監(jiān)測(cè)引力波、中微子、黑洞潮汐瓦解恒星、相對(duì)論性激波沖出等天文事件的伽馬射線輻射,發(fā)現(xiàn)高紅移(>6)宇宙中的GeV爆發(fā)事件(目前的記錄是紅移為4.72的一個(gè)AGN[126])、精確測(cè)量宇宙的伽馬射線視界,揭示河外背景輻射起源、研究第1代恒星、高精度地測(cè)量銀河系彌散伽馬射線輻射、獲得宇宙線三維空間分布、揭示“費(fèi)米泡”起源、在亞GeV能段證認(rèn)宇宙射線源、長(zhǎng)期監(jiān)測(cè)變化天體的MeV–TeV輻射、觀測(cè)GRB等高能爆發(fā)事件、發(fā)現(xiàn)新型高能輻射現(xiàn)象.

VLAST衛(wèi)星計(jì)劃運(yùn)行在距離地面500 km約20?–30?傾角的軌道上.根據(jù)現(xiàn)有的技術(shù)儲(chǔ)備,如果得到支持,可望在2029年之前完成VLAST衛(wèi)星的研制任務(wù).一旦VLAST研制成功并順利運(yùn)行,將確立我國(guó)在高能伽馬射線空間探測(cè)領(lǐng)域的領(lǐng)導(dǎo)者地位,成為國(guó)際上多信使天文學(xué)觀測(cè)網(wǎng)絡(luò)的關(guān)鍵一環(huán),并帶來暗物質(zhì)、高能天體物理、宇宙線物理等研究領(lǐng)域的突破性進(jìn)展.

致謝本文的部分撰寫得到了中國(guó)科學(xué)院上海天文臺(tái)周佳能博士的協(xié)助.我們也感謝審稿人的詳細(xì)修改意見和編委的建議.