高 啟，馬帥康，劉立武，趙少章，孫 尚

（1.西藏大學(xué) 理學(xué)院，西藏 拉薩 850000；2.西藏大學(xué) 宇宙線教育部重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，西藏 拉薩 850000）

宇宙線是各種天體演化過程（特別是各種高能天體物理過程）的產(chǎn)物，是人類了解宇宙的極佳探針[1]。在宇宙線觀測中，許多天體現(xiàn)象的出現(xiàn)具有時(shí)間和空間隨機(jī)性，例如新彗星和超新星的出現(xiàn)、時(shí)變源、γ射線暴（Gamma Ray Bursts，GRBs）。對這些天體爆發(fā)現(xiàn)象觀測，一方面要求探測器具有較高的靈敏度，另一方面，由于這些天體現(xiàn)象在時(shí)間和空間上的隨機(jī)性，需要觀測設(shè)備具有較大的視場。

廣角透鏡技術(shù)是一種新型宇宙線測探技術(shù)，其技術(shù)方案是采用透鏡代替?zhèn)鹘y(tǒng)成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡（Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes，IACT）陣列的反射鏡，對較大觀測視場內(nèi)宇宙射線在大氣中產(chǎn)生切倫科夫光實(shí)現(xiàn)成像，可以有效實(shí)現(xiàn)兼顧大視場、高角分辨、高能量分辨等特點(diǎn)，從技術(shù)上來說，是觀測時(shí)間空間上具有隨意性的天體宇宙線輻射最理想的手段之一。

目前，透鏡式廣角大氣切倫科夫成像技術(shù)在國際上剛剛起步，例如GAW（Gamma Air Watch）實(shí)驗(yàn)[2-3]首次提出用直徑約3 m的廣角菲涅爾透鏡測探高能γ射線（700 GeV～10 TeV）。JEMO-EUSO（The Extreme Universe Space Observatory on board the Japanese Experiment Module of the International Space Station）實(shí)驗(yàn)[4]計(jì)劃用廣角菲涅爾透鏡研究超高能宇宙射線（5×1019～5×1021eV）。其中JEMO-EUSO采用1塊直徑2.65 m菲涅耳透鏡組成光學(xué)系統(tǒng)，TA-EUSO[5-7]為JEMOEUSO實(shí)驗(yàn)地面簡化版本，采用兩面直徑1.0 m菲涅耳透鏡，視場±6°。國內(nèi)方面，西藏大學(xué)和中科院高能研究人員也緊跟國際步伐開展了一些廣角透鏡成像技術(shù)的預(yù)先研究工作[8-9]提出了一種水透式廣角大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡的概念，用于探測幾十GeV至幾百GeV高能γ輻射。

作者撰寫本文的目的，在于對廣角透鏡技術(shù)及其在宇宙線探測領(lǐng)域的探索與應(yīng)用實(shí)踐做一個(gè)簡要的總結(jié)與展望，以期廣大讀者可以對廣角透鏡技術(shù)發(fā)展及其在宇宙線探測領(lǐng)域的探索與應(yīng)用有一些了解。論文內(nèi)容包括廣角透鏡技術(shù)原理，廣角透鏡優(yōu)缺點(diǎn)以及采用廣角透鏡技術(shù)進(jìn)行宇宙射線探測的GAW實(shí)驗(yàn)、JEM-EUSO實(shí)驗(yàn)和西藏大學(xué)水透鏡實(shí)驗(yàn)進(jìn)展等。為了行文方便，論文廣角透鏡技術(shù)在宇宙線探測領(lǐng)域的探索與應(yīng)用按探測對象的不同，分為超高能宇宙線探測，甚高能及以上γ射線探測兩部分進(jìn)行介紹。

1 廣角透鏡技術(shù)基本思路與設(shè)想

利用廣角透鏡代替?zhèn)鹘y(tǒng)反射鏡以實(shí)現(xiàn)大視場測量高能宇宙射線這一設(shè)想最初在1998年由David J.Lamb等人提出[10-11]，在其論文中提出了用廣角菲涅耳透鏡代替?zhèn)鹘y(tǒng)反射鏡的思路，提出了菲涅耳透鏡光學(xué)系統(tǒng)設(shè)計(jì)原則。其基本思路或者出發(fā)點(diǎn)是考慮到：

（1）大部分宇宙射線源在時(shí)間和空間上具有隨機(jī)性，對這些源進(jìn)行測探，需要大視場的測探設(shè)備。

（2）傳統(tǒng)成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡由反射鏡和位于其反射焦點(diǎn)的成像系統(tǒng)組成。這種構(gòu)型對近軸成像優(yōu)化，成像畸變隨著離軸角度的增加而迅速增加，因此其視場不能做得很大（一般3°～5°）。如果增加視場，則需要增大成像系統(tǒng)面積，而這勢必?fù)踝》瓷溏R的測探，如圖1所示。

（3）采用廣角透鏡代替?zhèn)鹘y(tǒng)反射鏡，焦平面不存在障礙物，不存在遮擋問題，可以將望遠(yuǎn)鏡視場做大，實(shí)現(xiàn)對較大測探視場內(nèi)宇宙射線在大氣中產(chǎn)生切倫科夫光實(shí)現(xiàn)成像，如圖1所示。還可以通過優(yōu)化設(shè)計(jì)減小像差，實(shí)現(xiàn)不同入射角度成像一致性等問題。

透鏡的缺點(diǎn)在于：一方面，厚度隨直徑的增加而迅速增大，隨著厚度的增加，切倫科夫光的吸收將變得很嚴(yán)重，另一方面，透鏡加工工藝相當(dāng)復(fù)雜。而隨著新型塑料材料的發(fā)現(xiàn)以及加工工藝的發(fā)展，2005年左右，菲涅耳透鏡厚度和加工精度已經(jīng)可以做到使其光學(xué)性能滿足高能γ輻射測探要求。從而為廣角透鏡技術(shù)的發(fā)展奠定了基礎(chǔ)。

綜合以上來看，廣角透鏡測探技術(shù)一方面繼承了傳統(tǒng)IACT有效面積大、角分辨和能量分辨較好的優(yōu)點(diǎn)；另一方面克服了傳統(tǒng)反射鏡大離軸角度成像畸變嚴(yán)重、視場較小的問題，可以有效實(shí)現(xiàn)兼顧大視場、高角分辨、高能量分辨的優(yōu)點(diǎn)，是測探時(shí)間和空間上具有隨意性的天體宇宙線輻射最理想的手段之一。

2 廣角透鏡技術(shù)發(fā)展高能宇宙射線測探中的探索應(yīng)用——JEM-EUSO實(shí)驗(yàn)

JEM-EUSO[7]是第一個(gè)用來測探極端能量宇宙線起源和性質(zhì)的空間實(shí)驗(yàn)計(jì)劃，其主要測探目標(biāo)是測探極高能宇宙線（Extreme Energy Cosmic Rays，UHECR）（5×1019～5×1021eV），還可探測極高能中微子、射線和奇異粒子。通過極高能粒子研究銀河磁場、驗(yàn)證極端能量下的相對論效應(yīng)和量子引力效應(yīng)等基礎(chǔ)科學(xué)問題。JEM-EUSO空間探測器工作于地球自由軌道或者空間站，采用俯視模式探測極高能粒子通過廣延大氣簇射產(chǎn)生的熒光或者切倫科夫光。探測器系統(tǒng)由主望遠(yuǎn)鏡、大氣監(jiān)測系統(tǒng)和校準(zhǔn)系統(tǒng)三部分組成，主望遠(yuǎn)鏡由光學(xué)系統(tǒng)、焦面探測器及其電子學(xué)組成，工作在近紫外波長范圍（330～400 nm），具有單光子計(jì)數(shù)能力，視場。其光學(xué)系統(tǒng)采用透鏡，由兩面直徑2.5 m菲涅耳透鏡和一面精密衍射菲涅耳透鏡組成，焦面探測器由5 000個(gè)多陽極光電倍增管（MAPMT）組成的柵格組成，每個(gè)柵格64個(gè)像素，總計(jì)320 000個(gè)像素。其原理樣機(jī)如圖2所示。

圖2 JEM-EUSO探測器光學(xué)系統(tǒng)原理樣機(jī)

JEM-EUSO計(jì)劃由EUSO-TA、EUSO-Balloon，EUSO-SPB，EUSO-SPB2，Mini-EUSO，K-EUSO幾個(gè)實(shí)驗(yàn)構(gòu)成，分步驗(yàn)證JEM-EUSO探測計(jì)劃可行性。EUSOTA為JEM-EUSO最初原理樣機(jī)，光學(xué)系統(tǒng)由兩面直徑1 m、視場為±6°菲涅耳透鏡組成，成像單元2 034像素，采用地面陣列布局，2015年投入運(yùn)行。前期測探采用與其他探測器符合測探模式，已測探到宇宙線事例。EUSO-SPB（EUSO Super Pressure Balloon）采用一面直徑1m、視場為±6°的菲涅耳透鏡，成像單元2 034像素，由高空氣球運(yùn)載升空，2017年運(yùn)行13天。EUSO-SPB2在EUSO-SPB基礎(chǔ)上加入夜天光探測裝置，由高空氣球運(yùn)載，計(jì)劃2022年升空。Mini-EUSO實(shí)驗(yàn)為JEM-EUSO縮小版，采用兩面直徑25 cm，視場±19°的菲涅耳透鏡，由國際空間站搭載，在近地軌道測探廣延大氣簇射產(chǎn)生切倫科夫光，原計(jì)劃2018年升空，因故推遲。K-EUSO則是JEM-EUSO終極驗(yàn)證樣機(jī)，樣機(jī)系統(tǒng)核心是一臺有效直徑2.5 m的施密特球面望遠(yuǎn)鏡，有效視場±40°。

3 廣角透鏡技術(shù)在甚高能及以上γ射線探測中的探索與應(yīng)用

由于宇宙線微分能譜呈冪律譜衰減，且γ射線流強(qiáng)遠(yuǎn)低于宇宙線背景輻射，甚高能（Very High Energy，VHE，0.03～30 TeV）及以上能區(qū)γ射線探測及其困難。空間探測受限于有效面積，無法積累足夠多VHEγ事例樣本，其觀測只能通過地面進(jìn)行。

間接測探通過測量進(jìn)入地球大氣層的γ射線與大氣相互作用產(chǎn)生的次級粒子或者次級粒子產(chǎn)生切倫科夫光來反推γ射線入射方向和能量等信息，主要包括成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡（IACT）陣列和廣延大氣簇射、EAS陣列（Extensive AirShower）陣列、水切倫科夫陣列。IACT陣列主要通過將宇宙線EAS次級粒子在大氣中產(chǎn)生的切倫科夫光經(jīng)過大口徑鏡面反射聚焦到光電倍增管上進(jìn)行測量，利用γ簇射和宇宙線強(qiáng)子輻射圖像差異進(jìn)行γ/p鑒別。其典型代表MAGIC、H.E.S.S.、VERITAS等。EAS陣列主要通過宇宙線EAS次級粒子到達(dá)時(shí)間和密度分布重建事例的入射方向和能量。傳統(tǒng)EAS陣列利用EAS次級粒子橫向分布差異進(jìn)行γ/p鑒別，其代表包括ARGO-YBJ，早期ASγ陣列，后期EAS陣列則主要通過γ簇射和宇宙線背景簇射產(chǎn)生u子差異進(jìn)行γ/p鑒別，通過布置在地面的大面積電磁探測器陣列（ED）和置于地下一定深度的u子探測器陣列，區(qū)分γ射線和宇宙線強(qiáng)子背景，其代表包括升級后ASγ+MD陣列和LHAASO-KM2A陣列。水切倫科夫陣列也屬于EAS陣列，但其探測對象為EAS次級粒子在水體中產(chǎn)生切倫科夫光，其代表HAWC。

不同地面測探裝置對宇宙射線點(diǎn)源靈敏度比較如圖3所示。由圖3可見，IACT陣列的優(yōu)勢在于：一是0.05～20 TeV能區(qū)靈敏度最高，其他探測器幾乎難以與IACT競爭；二是低探測閾能閾能接近20 GeV，部分探測能區(qū)與衛(wèi)星實(shí)驗(yàn)重疊，高能探測區(qū)域則與EAS重疊，在VHEγ射線多波段復(fù)合測探、對比驗(yàn)證不同測探裝置測量結(jié)果中具有重要意義。

圖3 不同測探裝置靈敏度比較

但是，目前主流的IACT陣列為了提高光收集效率，普遍采用大口徑反射鏡，其視場不超過5°。而相當(dāng)大部分天體爆發(fā)事件（如GRBS，耀變體（Blazar），星爆星系等等）在空間和時(shí)間上具有很大的隨機(jī)性?，F(xiàn)有IACT陣列在次觀測領(lǐng)域存在較大不足，其解決方案之一就是采用廣角透鏡技術(shù)，這也是David J.Lamb等人利用廣角透鏡代替?zhèn)鹘y(tǒng)反射鏡的主要目標(biāo)：克服原有IACT視場較小的缺陷，以更好地進(jìn)行瞬變源等產(chǎn)生VHE以上γ射線觀測。

3.1 GAW實(shí)驗(yàn)

GAW實(shí)驗(yàn)是下一代大氣成像切倫科夫望遠(yuǎn)鏡（IACT）驗(yàn)證計(jì)劃，該計(jì)劃首次提出采用透鏡代替?zhèn)鹘y(tǒng)的反射鏡，以實(shí)現(xiàn)大的視場和解決反射鏡大離軸角度成像畸變問題。GAW主要測探目標(biāo)是0.7～10 TeV的甚高能γ射線。望遠(yuǎn)鏡光學(xué)系統(tǒng)為三臺直徑3 m（有效直徑2.13 m）、厚度為3 mm的丙烯酸平面菲涅耳透鏡，丙烯酸材料對300～600 nm波長切倫科夫光穿透率大于95%。成像系統(tǒng)由300支多陽極光電倍增管（Multi-anode Photomultipliers，MAPMT）組成，單個(gè)光電倍增管像素單元為8×8，總像素單元為19 200單元，覆蓋視場為24°×24°，GAW望遠(yuǎn)鏡單元整體構(gòu)型如圖4所示。

圖4 GAW望遠(yuǎn)鏡結(jié)構(gòu)圖

按照計(jì)劃，第一步，2010年左右，將單臺GAW望遠(yuǎn)鏡原理樣機(jī)安裝于海拔2 168 m的西班牙卡拉阿爾托天文臺。為了驗(yàn)證望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)的可行性，樣機(jī)成像單元縮減為100支MAPMT，6 400像素，視場6°×6°，這一期主要目標(biāo)是驗(yàn)證光學(xué)系統(tǒng)近軸和離軸成像效果。第二步將視場擴(kuò)展為12°×12°，通過蟹狀星云測探驗(yàn)證光學(xué)系統(tǒng)近軸和離軸成像效果。第三步，由三臺直徑3 m菲涅耳透鏡組成陣列。成像單元擴(kuò)展到19 200像素，覆蓋視場擴(kuò)展到為24°×24°。由于經(jīng)費(fèi)原因，GAW在進(jìn)行完第一步之后項(xiàng)目停止。但是GAW計(jì)劃所提出的使用廣角透鏡替代傳統(tǒng)反射鏡的思路卻在后續(xù)的實(shí)驗(yàn)中陸續(xù)得到驗(yàn)證，為時(shí)變源的測探提供了一種新的、有效的測探手段。

3.2 西藏大學(xué)廣角水透鏡實(shí)驗(yàn)

西藏大學(xué)和中科院高能研究人員受GAW和JEMOEUSO啟發(fā)，緊跟國際步伐也開展了一些廣角透鏡成像技術(shù)的預(yù)先研究工作，考慮到菲涅爾透鏡系統(tǒng)雖然具備大視場、良好透過率的優(yōu)勢，但也存在加工工藝復(fù)雜、價(jià)格昂貴和離軸大角度成像差等問題。提出了一種水透式超廣角大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡的概念，結(jié)構(gòu)圖如圖5所示，該方案采用大口徑廣角水透鏡（玻璃球殼+超純水）的設(shè)計(jì)，這種考慮主要基于以下3點(diǎn)：（1）充分利用了超純水對可見光特別是藍(lán)紫光良好的透過率；（2）半球透鏡大離軸角度成像一致性好；（3）工藝簡單，造價(jià)較低。

圖5 水透鏡結(jié)構(gòu)

西藏大學(xué)廣角水透鏡實(shí)驗(yàn)最終目標(biāo)是在高海拔地區(qū)測探GRBs幾十GeV以上高能γ輻射測探，按照計(jì)劃，實(shí)驗(yàn)主要分為3個(gè)階段：（1）研制0.9 m原理樣機(jī)及其成像、數(shù)據(jù)獲取系統(tǒng)，在羊八井與閃爍體陣列進(jìn)行符合測量、以驗(yàn)證設(shè)計(jì)方案可行性；（2）研制更大口徑望遠(yuǎn)鏡樣機(jī)，并與原有小口徑原理樣機(jī)組成陣列，并對成像、數(shù)據(jù)獲取系統(tǒng)進(jìn)行升級，實(shí)現(xiàn)宇宙線獨(dú)立測探；（3）最終研制N面5 m口徑望遠(yuǎn)鏡陣列，實(shí)現(xiàn)GRBs或時(shí)變源探測。目前，0.9 m原理樣機(jī)已經(jīng)完成光學(xué)系統(tǒng)和成像系統(tǒng)測試，成功在羊八井探測到宇宙線事例；第二步，計(jì)劃更完善功能的2.0 m原理樣機(jī)陣列研制工作正在按計(jì)劃進(jìn)行，光學(xué)系統(tǒng)已經(jīng)完成加工；第三步，5 m口徑望遠(yuǎn)鏡相關(guān)模擬工作也陸續(xù)展開。

4 結(jié)束語

廣角透鏡技術(shù)采用透鏡代替?zhèn)鹘y(tǒng)的反射鏡，可以有效實(shí)現(xiàn)兼顧大視場、高角分辨和高能量分辨等優(yōu)點(diǎn)，是測探時(shí)間、空間具有隨意性的天體輻射最理想的手段之一。GAW（Gamma Air Watch）實(shí)驗(yàn)、JEMO-EUSO實(shí)驗(yàn)、西藏大學(xué)廣角水透鏡實(shí)驗(yàn)是廣角透鏡技術(shù)原理樣機(jī)在甚高能以上宇宙線探測領(lǐng)域的典型探索應(yīng)用，雖然GAW由于經(jīng)費(fèi)原因已經(jīng)停止，但JEMO-EUSO實(shí)驗(yàn)、西藏大學(xué)廣角水透鏡實(shí)驗(yàn)按計(jì)劃推進(jìn)，目前兩個(gè)實(shí)驗(yàn)都已完成原理驗(yàn)證工作，測量到高能宇宙射線。在不久的將來，廣角透鏡技術(shù)必將為時(shí)間空間上具有隨意性的天體宇宙線輻射提供一種有效的新型測探手段。