宇宙线(Cosmic Rays)本质上为源于浩瀚太空的超高速粒子流，其能量跨度至少十二个数量级，范围从109eV 至1020 eV 以上；原初宇宙线的主要成分是各种原子核，其中，质子占比约86%，约13%是4He核，其他重元素核占约1%。除原子核外，宇宙线中还有少量的正负电子、γ射线、中微子及暗物质等成分，这同样是宇宙线研究的重点。这些粒子的能量比人类现有技术加速粒子获得的能量要高得多，在之前很长一段时间里，宇宙线是人们获取高能粒子的唯一来源，在可预见的将来，仍将是人们进行宇宙天文观测、粒子物理、高能物理等研究的重要信息来源。

1宇宙线的发现与研究

一百二十年前，英国人威尔逊，德国人盖特尔与爱耳斯特均使用验电器直接对大气的导电性进行了检测，得到了相同的令人意外的发现，验电器中的漏电流大致相当于1cm3 每秒产生20个离子对，他们一致认为是大气或扬尘存在着少量放射性物质，会在测试中对验电器产生影响。1903 年，卢瑟福(Ernest Rutherford)发现，即便移开验电器附近的所有放射源，1cm3 每秒仍有10个离子对不断产生。当把验电器放到铁或铅等防辐射材料中，形成屏蔽环境时，产生的离子对数量可减少30%；由此提出设想，这是由空气分子本身产生的电荷，可能存在一些穿透力超强的辐射，在进入验电器后还具备激发验电器中空气的能力，导致其导电性的变化。

1912年，来自奥地利的先驱物理学家赫斯(Victor Hess)多次将已作屏蔽的电离室装载到热气球上升空，以测试海拔与空气电离度之间的关系。在800米以下，电离度随着上升而降低，而在800米之上时，电离度随着气球的上升而增大，这已经违背了当时人们的经验知识，甚至当海拔上升到5000米，电离度已经是比地面高出8倍，且在不同时间段的测试结果无明显差异，说明此现象与太阳或者月球无关；赫斯据此提出：“这次观测结果的可能解释是，有穿透力很强的辐射自上而下进到大气层，即使在低海拔的密闭容器中也能产生部分能观测到的电离”。赫斯的发现得到了科学界的极大关注，浩瀚如海的宇宙线研究就此拉开序幕。

1925年，美国科学家密立根(Robert Andrews Milikan)的研究小组以更为严谨的实验，进一步证实了源自宇宙的射线的存在，确立了宇宙线的概念。宇宙线几乎不受地磁纬度的影响，说明可能宇宙线中没有电荷存在，因为在当时，速度接近光速且穿透力比γ射线更强的带电粒子是难以想象的，所以密立根认为宇宙线的本质应该是能量很高的光，但后面的实验说明宇宙线远比人们想象的要复杂得多。

密立根的弟子C.D.安德森继承了他的研究，但是伟大的科学家无一例外都秉持着“吾爱吾师，更爱真理”的求真精神。安德森在1932年的实验中意外地在宇宙线粒子流中检测出正电子，这与密立根之前的理论相违背。四年之后，安德森等又从宇宙线中挑选出某种带单位电荷、比电子重200倍以上的未知粒子，起初误以为是汤川秀树于1930年预言的介子；但很快发现这种新粒子不能传递强相互作用，因此认为这实际上是一种轻子，并将其命名为μ子；此后，在对宇宙线的的一系列研究实验中分辨出更多种类的新粒子，尤其在奥格尔(Pierre Auger)于1938年发现宇宙线进入到大气层内会发生广延空气簇射(Extensive Air Shower, EAS)之后，基础物理研究便将大气簇射产生的种类多样的次级粒子作为极其重要的信息源。

1947年鲍威尔(Cecil Powell)及其科研小组终于发现了汤川秀树预言中的传递强作用力的粒子π介子。同年，罗彻斯特(George D.Rochester)等发现K介子，再加上Λ、Σ和Ξ重子的发现等，逐渐搭建起粒子物理标准模型的基础。正电子、μ子也是发现于此中。当今的技术条件能将粒子加速到数百GeV的能量，但与宇宙线中的粒子相比仍远远不及，因此宇宙线始终是高能物理学的重要信息源。

历经了一个多世纪的发展，人们围绕宇宙线进行了大量的研究，从而诞生了甚高能伽玛射线天文学、超高能中微子天文学和极高能宇宙线物理这三大物理学前沿领域，但宇宙线一些基本问题一直未有定论，比如关于其起源、加速过程、传播机制等都存在多种解释，需要进行更多观测研究才能得到确切答案。我国科学家们期许能在这些核心问题上取得突破, 因此才有了LHAASO、锦屏山观测站等大科学装置的提出和建造。

2 宇宙线能谱

随着科学技术的发展和探测实验的层出不穷，逐渐组成一个能量跨越12个数量级，强度跨越32个数量级的服从幂律变小的宇宙线能谱。如图1所示，宇宙线粒子的流强与其能量之间的关系可以简单近似为：。在相同的探测器阵列面积和接收时间内，接收到的宇宙线能量越高事例率越小。具体来讲，1m2的探测面积1秒内就可能发生一个能量在100GeV附近的粒子事例；而能量在5 1015eV附近的粒子，1m2在1年也许能够接收到一个事例，这就是人们常称为的第一个“膝”；而到了高至3 1018eV，也就是能谱的“踝”附近，就需要1km2接收1年才能得到一个事例。将1014eV以上的宇宙线能谱放大来看，微分流强乘上E3，可清晰地看到5 1015eV和4 1017eV处的两个“膝”区和3 1018eV 的“踝”区这种突然出现的拐折点。关于为何会出现这样的拐点，尚未有统一的观点。

对于 “膝”区，主要有以下三种不同理论来分析其形成原因：加速机制上限、银河系磁约束失效及新物理的存在。

宇宙线加速机制存在能量上限造成“膝”区，是基于超新星遗迹(SNRs)激波加速理论模型提出的，该模型的加速上限为Z 1014~15eV ，Z为粒子电荷量；宇宙线粒子不同成分的“膝”的位置正比于Z。因此，如果质子的“膝”在1014eV，则全粒子能谱的“膝”区成分应该以重核为主，而如果质子的“膝”在1015eV附近，则应该以轻荷为主，因此此解释正确与否有待实验验证。

第二种解释即所谓的“漏箱”模型，宇宙线粒子在河内传播时，其拉莫回旋半径为：

其中，Z为其电荷量，E为其能量(PeV)，B为银河系平均磁场强度(μG)，能量越大，拉莫半径越大。当回旋半径超过银河系的半径时，粒子就会从银河系中逃逸，即银河系磁场约束失效，造成的结果就是能量越高，粒子数量越少。该理论认为能量达到Z 3 1015eV时，开始出现磁场约束失效。各成分的“膝”的位置和Z成正比。

第三种解释认为，原初宇宙线粒子流在进入地球大气层之后，由于EAS的作用，通过尚未知的反应道产生了目前不为人知的新粒子，重建簇射的原初粒子能量时没能考虑到这一因素，导致能量被低估，人为的产生“膝”的拐点。根据这一理论，不同海拔的实验结果应该存在不一致，然而目前的实验结果与海拔高度并无明显关联。但是考虑到各实验之间有较大的系统误差，不能以此对这一解释得出定论。“膝”区的成因蕴藏着宇宙线的起源、加速、传播等问题的答案，对“膝”区结构作更加细致精确的测量是解释其成因的必要条件。

图1 宇宙线能谱及各个实验的探测能量范围

图2 宇宙线的“膝”区和“踝”区

3 广延大气簇射（EAS）

上文提到，奥格尔于1938年发现EAS的存在，原初粒子流以接近光的速度在大气层运动时，大概率会与介质发生碰撞，由此产生的各类次级粒子继承了较高的速度继续运动，或沿原初宇宙线入射方向，或沿垂直于入射方向扩散，并继续与路径上的介质碰撞，产生新的次级粒子，直到新粒子所携带的能量小于发生核反应的阈值；这个反复的过程即为级联，级联过程包括电磁级联和强子级联。

由电子和γ光等电磁成分引起的簇射几乎只存在电磁相互作用，为电磁级联，其中，高能的电子主要进行轫致辐射产生γ光子，而高能γ光子则可产生正负电子对；简言之，电磁作用的主要产物仍是电子和γ光等电磁成分，电磁成分的损失和产生相互交替，但产生的粒子数是损失的两倍，所携能量越来越小，如此级联前期粒子数呈指数增长，直到粒子的平均能量低于反应阈值。期间，电子发生电子对湮灭，或者经历电离、同步辐射、逆康普顿散射等众多过程导致能量越来越小。光子则主要进行康普顿散射，也有少部分发生瑞利散射或被空气中的原子吸收，粒子数开始逐渐减少。定性来讲，簇射极大处的粒子数与原初宇宙线粒子能量E0成正比关系，并且此时的粒子群所在大气深度正比于E0的对数。

强子级联，则是强子成分引发，以强相互作用为主，其次级粒子中有大量的强子成分，其中三重态的π介子占比最大，同时还存在α粒子和较重的核碎片。产物中有部分原子核处于激发态，很快会发生辐射释放出低能核子和γ射线，因此强子级联的发展过程中伴随有电磁级联。强子级联的产物中还有较为可观的μ子及其中微子成分，这是区别于电磁级联极为重要的特征。带电粒子在传播过程中，会因电离、辐射等作用损失能量，强子级联的簇射在粒子平均能量降低到产生π介子的阈值时达到最大，此后粒子数量开始减少。大气簇射示意图如图3所示：

图3 宇宙线广延大气簇射示意图

4 宇宙线探测技术

科学技术不断进步，宇宙线探测技术也得到了很大发展，根据探测方式及采集的粒子种类的不同，可以简单地分为直接探测与间接探测两大类。直接探测即原初宇宙线被探测器直接接收并分析其能量、电荷等属性。间接探测手段更加丰富，地面的探测阵列都是属于此类，宇宙线在大气中传播时，因EAS产生了种类多样且数量可观的各类高能粒子，利用建设在地面探测器阵列可以对这些高能粒子进行探测，再用探测结果辅以理论推算出原初宇宙线粒子流的信息，即为间接探测技术。

4.1 空间探测实验

在上个世纪初期，最初的宇宙线观测实验是通过高空气球搭载探测器，高空的稀薄大气不足让宇宙线发生EAS，因此能够接收到原初宇宙线粒子，因此可以认为是直接探测。即便时至今日，气球实验也因为其较低的成本仍被广泛应用。但气球实验有显而易见的局限性：一是高空的稀薄大气仍会对直接探测造成一定的干扰；再者，气球的飞行轨迹不易控制，探测环境不稳定，产生的系统误差较大。冷战时期，空天技术发展迅速，因此在大气层外使用空间卫星探测器对宇宙线进行直接探测是精确探测的可选项。前苏联和美国分别于1957年发射了Sputnik Ⅱ号卫星和Explorer Ⅰ号卫星，都使用盖革-米勒计数器对宇宙线强度进行了测量，其他国家很快赶上科技发展的潮流，纷纷开始利用空间探测技术对宇宙线展开研究。

我国的空间探测技术并未落后他国太多，1971年发射升空的“实践一号”卫星粒子探测器是我们初步的尝试，1981年开始运行的“实践二号”卫星、以及于1984年4月、1986年2月相继升空的“东方红二号”甲、乙星，均取得了一定的科研成果。目前在运作的空间实验有美国的“旅行者”号探测器(Voyager)、著名华裔科学家丁肇中领导的阿尔法磁谱仪(AMSⅠ/Ⅱ)、欧洲德、意、俄、瑞典等多国共建的PAMELA，以及我国的“悟空”号暗物质粒子探测卫星(DAMPE)。我国的“悟空”号于2018年对外公布重大成果，对正负电子总能谱进行了约5TeV的精确测量，并且首次直接探测到能谱在0.9TeV附近存在的拐折，现在“悟空”仍在正常运作中，不断获得有效数据，以期电子能谱的精细结构被准确描述。

图4 “悟空”号暗物质粒子探测卫星(DAMPE)

4.2 地面广延大气簇射阵列

由于簇射过程中各粒子的路径不一致，大气簇射到达地面时形成了一个由电磁成分为主的曲率半径很大的薄曲面粒子盘，称为簇射前锋面。在地面布置多台探测器，按照一定规律组成面积很大的探测器阵列，对簇射前锋面进行多点采样测量。

高能粒子在闪烁体内能量沉积发出闪烁光，在液态水或冰中发出切伦科夫光，因此常用的探测器工作物质是闪烁体或者水。一般使用光电倍增管(photomultiplier tube ,PMT) 收集这些光信号，从而确定事例发生的绝对时间和粒子数目，原初宇宙线的入射方向可以根据事例时间、阵列分布等重建，原初粒子能量能够根据粒子数目反推出来。

地面广延大气簇射阵列结构简单，能够进行长时间大面积的探测，可积累大量的高能事例，对宇宙线能谱的精确测量和大尺度各项异性的研究有极大作用。但是地面簇射阵列仅能采样获取簇射前锋面的电磁成分信息以至于难以区分强子和γ事例。强子级联与电磁级联的最大区别在于，强子级联会产生较多数量的μ成分，而电磁级联产物中的μ成分极少，因此配合μ子探测器能够较好的解决这一问题。μ子的穿透能力比电磁成分大得多，一般将μ子探测器布置在电磁探测器下方，如下层水体或直接埋在土层。典型的地面簇射阵列包括欧洲ESA-TOP、德国KASCADE、北美的HAWC、南美的Auger以及位于我国西藏拉萨的AS-γ、ARGO-YBJ实验等。

4.3 大气荧光探测

EAS过程产生的大量次级带电粒子激发或者电离空气中的氮原子，退激发时各向同性地发出波长为300~430nm的荧光。荧光探测器阵列一般安装有反射镜，反射镜将荧光信号收集到光电倍增管上，测量荧光的到达时间和强度。带电粒子在大气中的沉积能量越大，荧光光子数目越多，再结合探测器的几何参数来重建簇射的纵向发展，即dE/dX，从而确定Xmax和原初宇宙线粒子的能量。虽然荧光探测在对能量的重建方面有独特优势，但是由于荧光各向同性且光强较弱，只能对能量大于1017eV进行探测。另外的缺点在于，PMT在探测信号时一般直接暴露在环境中，在强光条件下容易被破坏，因此观测窗口仅有晴朗无月夜，一年的有效观测时间约36.5天。

代表性的荧光观测实验有早期的建在美国科罗拉多高原的Fly’s Eye实验、HiRes实验，以及南美潘帕斯高原的Pierre Auger实验中的荧光望远镜阵列和Telescope Array实验。另外利用荧光各向同性的性质，各类航天器上搭载的探测器也可以观测来自地面的荧光，代表实验有搭载于国际空间站的JEM-EUSO和S-EUSO实验。LHAASO中的WFCTA在观测100PeV以上能段时将运行在荧光观测模式下。

4.4大气切伦科夫望远镜

当高能带电粒子在某介质中的速度超过光在此介质中的速度时，介质可以是大气、固液态水、闪烁体等透明度高的物质，会产生如图5所示的切伦科夫 (Cherenkov) 辐射。假设带电粒子在探测器的工作物质中的速度为v = βc，c为真空的光速，工作物质中的辐射角度是：

其中，n为工作物质折射率，h 为普朗克常量，p为带电粒子的动量，λ 为出射光的波长。

图5 切伦科夫辐射简易示意图

能够产生切伦科夫辐射的粒子最小速度vmin = c/n，最大发射角θmax = arccos(1/n)。当将大气作为工作物质时，根据探测器所在地的海拔推算出大气折射率的理论公式为：，其中，h为所在地海拔(km)。簇射过程中，所有能量超过所在海拔辐射阈能的次级带电粒子均会发生切伦科夫辐射，海拔越高，折射率越小，则辐射阈能越高。LHAASO所在地稻城的海拔为4400m，折射率n 1.000156，各类带电粒子的切伦科夫辐射发射能量阈值在20MeV-30MeV之间。大气层内的切伦科夫光多是由电子或正电子引起的，对于电子，在稻城的切伦科夫辐射阈值是28MeV。

切伦科夫光的时间窗口很小，如图6所示，第一个光子与最后一个光子之间的时间间隔只有数十ns，一般使用PMT或SiPM之类的快速响应光电转换器件对大气切伦科夫光进行探测，积分窗口减小到100ns左右则几乎只收到切伦科夫光事例。收集切伦科夫光主要有两种方式：其一是在地面布置光电倍增管阵列进行直接采样探测，比如俄罗斯主导的TUNKA-133阵列将133个探测器布置在1平方公里的区域内，得到切伦科夫辐射横向分布和到达时间等信息，重建簇射过程从而得到宇宙线能谱。

其二是利用球面镜采集切伦科夫光并反射至安装于焦点处的光电转换器件上，称为成像大气切伦科夫辐射望远镜(Imaging Air Cherenkov Telescope, IACT)，通过分析光的强度、到达时间等信息，即可得到原初宇宙线粒子的能量、方向与种类等，目前比较有名的IACT实验有HESS、MAGIC和VERITAS等，计划中预计将产生较大影响力的有CTA-north/south、AGIS以及LHAASO中的WFCTA。切伦科夫光在大气层内的传播过程中会因不可避免的吸收或者散射而衰减，可以搭建一个大气检测系统以修正因大气消光产生的误差。

图6 切伦科夫辐射的时间分布，时间起点为第一个光子到达探测器的时间。

4.5 复合探测

复合探测，即同时使用多种方法获取对簇射进行探测，各种方法之间可以相互印证或者互补，从而能够更加准确地重建宇宙线簇射过程。现在已经运作的或者在建的诸多地面探测阵列基本上都采用了复合探测技术。建造在潘帕斯高原上的Auger实验就是十分典型的复合探测阵列：1600个水罐的组成3000km2的地面簇射阵列为其主阵列，负责探测大气簇射中的电磁成分；四组共24台成像荧光望远镜分布在主阵列的边缘，进行荧光探测；另外有μ子探测器和无线电阵列进行全天候观测。前文提到的Telescope Array实验、ESA-TOP实验以及KASCADE等地面的探测实验基本上都属于复合探测，我国在建的LHAASO实验也不例外。这些实验没有单一实验的局限性，规模庞大、系统复杂，但是成本较高，探测阵列的选址尤为重要。

图7 大型高海拔宇宙线观测站(LHAASO)

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