甚高能γ 射線天文觀測的利器
——成像大氣切倫科夫望遠鏡

高 啟，陳天祿，劉茂元，馬帥康，肖迪泫

(1.西藏大學 宇宙線教育部重點實驗室，拉薩 850000；2.西藏大學 物理系，拉薩 850000)

1 引言

天體源輻射的甚高能(very high energy,VHE,30 GeV～30 TeV)及以上能區γ射線被認為幾乎完全是由相對論性運動粒子與周圍物質或光子場的相互作用產生的，通過VHEγ光子的測量,我們能夠得到宇宙中高能粒子的起源、加速和傳播信息，以及這些過程發生的極端環境[1–4]，如：銀河系和河外星系宇宙線的起源，極端環境下宇宙線粒子的加速和傳播過程，γ射線暴(Gamma ray bursts,GRBs)等非熱暫現現象等。同時，這些VHEγ射線也為多波段、多信使天體物理學研究提供了一個獨特的工具，例如：河外背景光(extragalactic background light,EBL)和星系間磁場信息可以通過河外源γ射線的測量來獲知；潛在暗物質粒子的特征γ射線也可能位于VHE 波段[5]等。

由于地球大氣層對高能光子吸收非常嚴重，探測宇宙γ射線的最理想方法是將探測器送入太空進行直接測量。然而空間探測器因載荷原因致使有效面積十分有限，而宇宙γ射線流強隨能量呈冪律譜急劇下降，在較高能量時光子流強非常低。因此，要研究VHE 及以上能區宇宙γ射線，需要一個擁有巨大有效面積的探測器，這遠遠超出目前星載設備的實際尺寸(約1 m2)。大氣切倫科夫望遠鏡通過測量宇宙γ射線引發的大氣粒子級聯(廣延大氣簇射，extensive air shower,EAS)產生的切倫科夫光來進行間接測量，把地球大氣層作為探測介質，目標收集面積很容易超過105m2。

大氣切倫科夫望遠鏡技術在γ射線天文學中的應用開始于Jelley 和Galbraith 在20世紀50 年代的探索。由于大量宇宙線帶電粒子的影響，早期探測并不成功。直到1989年，Whipple 望遠鏡才首次發現來自蟹狀星云的VHEγ射線輻射，這一突破性進展得益于Whipple 望遠鏡發展了一套有效的方法來記錄空氣簇射的切倫科夫輻射圖像，而成像特征可以用來鑒別γ射線和宇宙線帶電粒子(本底)，即γ/p鑒別。20 世紀90 年代末期，立體成像技術獲得突破和望遠鏡口徑的擴大，使得大氣切倫科夫望遠鏡靈敏度大大改善。此后，成像大氣切倫科夫望遠鏡(Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope,IACT)陣列進入快速發展時期，著名的H.E.S.S.(High Energy Stereoscopic System),MAGIC (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Telescopes),VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) 等望遠鏡相繼建成，并在VHEγ射線觀測領域取得了一系列重要成果。

本文以成像大氣切倫科夫望遠鏡發展與演變作為主線，介紹了VHEγ射線探測現狀和原理，對兩代成像大氣切倫科夫望遠鏡技術的發展、演變和關鍵技術突破作簡要回顧與總結。在此基礎上，介紹了目前主流IACT 陣列及它們的主要成果。并對現有不同地基γ射線探測裝置作了介紹，簡要分析比較了不同裝置優缺點，對下一代地基VHEγ射線探測技術的發展作了展望。

2 VHE γ 射線天文觀測

在20 世紀四五十年代宇宙γ射線探測器出現以前，天文學家就曾預言一些天體物理過程可以產生γ射線輻射，如宇宙線與星際物質的相互作用，加速電子和磁場相互作用，超新星爆炸等[6,7]。1968 年，Clark 等人[8]利用OSO3 衛星首次觀測到宇宙γ射線，為人類認識和了解宇宙開啟了一扇新的窗口。1972 年，SAS-2(E >35 MeV)衛星實驗[9]首次給出了具有統計意義的γ射線輻射測量結果，發現了蟹狀星云和Vela 星云以及脈沖星的周期信號，標志著γ射線天文學研究的真正開始。20 世紀80 年代末，成像切倫科夫望遠鏡Whipple 首先觀測到蟹狀星云在0.7 TeV 以上能區的顯著超出，γ射線天文學進入TeV 時代[10]。除了進一步發展切倫科夫望遠鏡和衛星實驗，科學家們還對其他新技術進行嘗試，例如非成像切倫科夫望遠鏡[11,12]、定日境[13]、廣延大氣簇射次級粒子探測技術等。非成像切倫科夫望遠鏡、定日境技術在靈敏度、γ/p 鑒別、能量分辨、角分辨等關鍵參數方面無法與第二代IACT 競爭，逐漸被淘汰，而基于高海拔次級粒子探測技術的EAS 陣列(傳統EAS 陣列如ASγ、ARGO-YBJ，水切倫科夫探測器如Milagro、HAWC 等)探測技術則由于其大視場、全天候觀測等優點，21 世紀初突破γ/p 鑒別這一關鍵技術后，在地基VHEγ天文觀測中得到了長足發展，成為IACT、衛星實驗之外另一個成功的觀測技術。γ射線天文觀測技術演變如圖1 (截至2010 年，地基探測技術后續發展在2.2,6.1,6.2 節中做較詳細的介紹)所示。一般來說，對E <1 TeV 能量γ射線可以直接探測，對E >1 TeV 能量γ射線只能間接觀測。

圖1 γ 射線探測裝置演變[14]

2.1 直接觀測

直接觀測一般采用高空氣球或者衛星搭載，對γ射線進行直接測量，探測器包括轉換層、徑跡室、量能器和反符合探測器，較為典型的例子如圖2 所示(Fermi-LAT 探測器)。當γ射線到達探測器后，會與轉換層的物質發生作用產生正負電子對；通過徑跡室實現對正負電子對的徑跡測量，通過量能器實現對正負電子對沉積能量的測量；根據這些測量信息，可以推算γ射線的入射方向和能量。反符合探測器一般由閃爍體構成，用于排除帶電粒子事例?？臻g探測器可以從宇宙線中精確地分辨出γ射線事例，并且重建出其方向和能量信息。

圖2 Fermi-LAT 探測γ 射線原理示意圖[19]

1975―1982 年COSB-2[15]衛星觀測到25 個大于100 MeV 的宇宙γ射線點源。1991年CGRO[16]衛星發生升空，搭載GRBs 及瞬變源探測儀(BASTE)、定向閃爍分光計(OSSE)、成像康普頓望遠鏡(COMPTEL)和高能γ射線望遠鏡(EGRET)等探測器，覆蓋能區10 keV～30 MeV。1991―2000 年期間CGRO/EGRET (20 MeV～30 GeV) 探測到近300 個γ射線源，其中一部分γ射線源得到確認，CGRO/BATSE 探測到2 700 余個GRBs 并證明GRBs 起源于河外星系[17,18]。2008 年Fermi 望遠鏡發射升空，搭載了GBM和LAT 兩個探測器：GBM 探測器主要工作在低能區(8 keV～40 MeV)，視場達到9.5 sr，幾乎覆蓋整個天區(除地球方向外)；LAT 探測器主要工作在高能區(20 MeV～300 GeV)，視場2.4 sr，有效面積約1 m2，能量分辨率小于10%，角分辨率在γ射線能量為100 MeV時小于3.5°，在γ射線能量大于10 GeV 時小于0.15°[19]。截止2018 年，Fermi 探測到5 000 余個100 MeV～300 GeV 能區的γ射線源，2 300 余個GRBs[20,21]，GeV 能段進入真正意義上的“千源時代”，源的種類包括河內源，如超新星遺跡(supernova remnants,SNRs)、脈沖星及脈沖星風云(pulsar wind nebulae,PWN)、雙星系統(binaries)等；河外源，如活動星系核(active galactic nuclei,AGN)、正常星系(normal galaxies)、球狀星團(globular clusters)、星爆星系(starburst galaxy)等。

2.2 間接觀測

間接觀測通過測量進入大氣的γ射線和空氣核相互作用產生的次級粒子或次級粒子產生的切倫科夫光，來反推γ射線方向和能量等信息?，F行主流技術包括基于次級粒子切倫科夫光探測的成像切倫科夫望遠鏡(IACT)陣列和高海拔次級粒子探測的EAS 陣列(間接觀測原理如圖3 所示)。

圖3 地基探測器觀測原理[15]

IACT 將宇宙線EAS 次級粒子在大氣中產生的切倫科夫光經過大口徑鏡面反射聚焦到光電倍增管(photo multiplier tube,PMT)陣列上進行宇宙線成像探測，其典型代表有MAGIC[22],H.E.S.S.[23],VERITAS[24]等。目前主流IACT 利用數個望遠鏡組成的陣列對宇宙線簇射過程產生的切倫科夫光進行綜合測量，可以很好地區分γ射線與宇宙線本底，精準地重建出原初宇宙γ射線的方向和能量信息。第二代IACT 主要成果將在5.5 節介紹。

傳統EAS 次級粒子探測陣列主要通過測量EAS 次級粒子到達時間和密度分布來重建事例的方向、能量和成分，進而測量宇宙線能譜和各向異性。利用EAS 次級粒子橫向分布的差異，可以在一定程度上區分原初γ射線和帶電粒子本底，開展γ射線亮源特別是瞬變源的探測，如中意合作ARGO-YBJ[25]陣列就采用這一原理。利用相同能量γ簇射和強子簇射產生μ 子數量存在較大差異，建設表面陣列加地下μ 子探測器復合陣列也可以有效提高EAS 陣列γ/p鑒別能力，如已建成的中日合作ASγ+MD 陣列[26,27]和建設中的LHAASO-KM2A 陣列即采用此原理[28,29]。ASγ陣列和ARGO-YBJ 陣列在耀變體Mkn421,Mkn501 高態爆發監測[30–33]和彌散測量[34,35]中曾發揮過重要作用。2019 年，ASγ+MD 陣列首次觀測到來自于蟹狀星云方向的能量高于100 TeVγ射線，將地基γ射線探測推進到亞PeV 能區，打開了一扇嶄新的窗口[36,37]。

水切倫科夫探測陣列[38]也屬于EAS 陣列，但其探測原理和傳統EAS 陣列有所差異，主要以EAS 次級粒子在水體中產生切倫科夫光作為探測對象，其用于γ射線天文和中微子天文探測領域的嘗試開始于20 世紀90 年代，由Milagro 組(原型為Milagrito[39])率先開始探索。雖然Milagro 實驗只探測到幾個TeV 射線源[40,41]，但已成功將γ射線的探測閾能降低到約1 TeV 并驗證了水切倫科夫技術在VHEγ射線天文觀測中的有效性。為進一步提高實驗的發現能力，Milagro 升級為HAWC[42]，靈敏度提升15 倍，目前已探測到65 個TeVγ射線源，其中26 個為新發現源，探測到光子最高能量超過100 TeV[43,44]。LHAASO-WCDA 陣列也采用了類似原理。

圖4 是不同地基探測器對宇宙γ射線點源靈敏度比較，其中LHAASO 和CTA 為正在建造中的探測裝置，其他實驗裝置已經建成。探測靈敏度定義為：可以探測到的特定閾值以上的γ射線最低流強(在50 h 觀測中，最少觀測到10 個以上事例，顯著性超過5σ)。從圖4 可以看到：成像大氣切倫科夫望遠鏡陣列擁有較低的探測閾能，其最低閾值接近20 GeV，部分探測能區已經與衛星實驗能區重疊；在50 GeV～20 TeV 能區，現有其他類型探測裝置在靈敏度上幾乎很難與第二代成像大氣切倫科夫望遠鏡競爭；但在20 TeV 以上的超高能區域，升級后的ASγ+MD,HAWC 和在建的LHAASO 等高海拔次級粒子探測裝置更有優勢。從鑒別能力來看，目前HAWC 的鑒別能力已經達到與H.E.S.S.等IACT 陣列相當，部分運行的LHAASO 的鑒別能力已經超過IACT，而且在100 TeV 以上的靈敏度已經遠超此前所有的實驗[29]。另外，成像大氣切倫科夫望遠鏡陣列視場有限(約4°)，不太容易觀測到爆發源、瞬變源、擴展源等，而高海拔次級粒子探測裝置大視場、全天候的特性更適合這些源的探測。從整體來看，IACT 與EAS 探測兩種技術各有優點，又相互補充。

圖4 不同探測器靈敏度比較[45]

3 大氣切倫科夫光

原初宇宙線進入地球大氣層后，與空氣核發生相互作用，產生空氣簇射。當簇射產生的帶電粒子速度大于空氣中的光速(v >c/ nair，nair為空氣折射率)時，將產生切倫科夫輻射。每個粒子與運動方向以固定角度(θc)產生切倫科夫光，該固定角度可以表示為：

在海平面時，該固定角度約為1.3°。

切倫科夫光子產額與波長λ有關，其滿足如下公式：

其中，z為帶電粒子核電荷數，α=為精細結構常數。大氣切倫科夫輻射波長以藍紫光為主，峰值約為340 nm (大氣切倫科夫輻射單位長度發射的光子數與波長的平方成反比，而較短波長輻射則因為大氣吸收基本無法到達地面)，持續時間為數ns。

VHEγ射線和宇宙線帶電粒子在大氣中產生切倫科夫光過程之間存在較大差異。VHEγ射線進入地球大氣層后與空氣核發生作用首先轉換成正負電子對，隨后韌致輻射與電子對相互作用引起電磁級聯[46]。電磁級聯過程中，粒子經歷多次庫侖散射，簇射橫向發展，由于切倫科夫輻射角度隨大氣深度變化而引起的聚焦效應，最終γ簇射切倫科夫光會形成一個切倫科夫“光池”，“光池”內切倫科夫光分布較均勻。圖5 是理論模擬10～500 GeV 原初γ射線在海平面形成的切倫科夫“光池”橫向分布，“光池”半徑范圍約130 m。

圖5 Monte Carlo 模擬10～500 GeV γ 射線引發的空氣簇射中切倫科夫光子在地面的分布[47]

帶電宇宙線粒子(相對論性質子和原子核)也會在地球大氣中產生空氣簇射，但級聯簇射發展過程更為復雜。強子相互作用通過各種通道進行，產生次級核子以及帶有較大橫向動量的帶電和中性π介子。π介子存活時間較短，基本無法到達海平面，中性π介子迅速衰變為γ射線，而帶電π介子則產生μ 介子和中微子。由中性π介子產生的γ射線次級粒子觸發電磁級聯簇射，而壽命較長的μ 子形成了空氣簇射粒子中最具穿透力的部分到達地面，其結果是帶電宇宙線粒子引發的空氣簇射比γ射線引發的空氣簇射發展的規律性小得多。γ射線和帶電宇宙線粒子簇射圖像分別如圖6a) 和 圖6b)所示(能量均為100 GeV)。宇宙線帶電粒子引發的空氣簇射和γ射線引發的空氣簇射形態的差異使得IACT 陣列能夠通過切倫科夫光成像差異來有效地區分γ射線與大量的各向同性宇宙線帶電粒子本底。

圖6 Monte Carlo 模擬100 GeV 光子和質子引發EAS 次級粒子分布[47]

4 成像大氣切倫科夫望遠鏡技術發展

4.1 早期探索

大氣切倫科夫光的探測開始于Jelley[48]的一次偶然發現：到達地面的宇宙線EAS 次級帶電粒子很容易通過它們在液體中產生的切倫科夫光脈沖探測到。Blackett[7]在獲知這一發現后指出：相對論性運動的宇宙線EAS 次級粒子在大氣中也會產生切倫科夫光，并且估算出宇宙線EAS 次級粒子產生的切倫科夫光流強約為夜天光流強的10?4。Galbraith 和Jelley[49]在隨后的大氣切倫科夫光實驗中約每分鐘看到1 或2 個脈沖，并發現這些脈沖與宇宙線EAS 陣列探測到的宇宙線相關。Galbraith 和Jelley 推斷，不僅宇宙線EAS 次級帶電粒子可以通過空氣簇射產生切倫科夫光，有足夠能量的宇宙γ射線EAS 次級帶電粒子也可以通過空氣簇射產生切倫科夫光。由于低密度空氣中的切倫科夫輻射角度很小，這些切倫科夫光主要在原始光子位置的約1.5°范圍內，因此通過切倫科夫光輻射的方向就可以確定原初宇宙γ射線源。為了尋找γ射線源，Galbraith 和Jelle[50,51]在1954 年通過手工方式調節望遠鏡系統，瞄準強射電天體源Cyg A 和Cas A 以及蟹狀星云，由于曝光時間太短，加之大角度光圈允許過多的背景光進入，沒有觀測到切倫科夫輻射明顯超出。Galbraith 與Jelle 雖然沒有探測到宇宙γ射線源，但其提出的探測思想引起科學家高度關注。

1959 年，在莫斯科舉行的兩年一度的國際宇宙線會議上，Cocconi[52]提出：相對論性質子碰撞會導致大量的γ射線從π0衰變而來，蟹狀星云是TeVγ射線源；并建議通過各向同性背景中突出的高能簇射點源來尋找高能γ射線源。

1960 年，Chudakov 團隊[53,54]首先響應Cocconi 建議，在前蘇聯克里米亞半島建成了第一個用于γ射線觀測的大氣切倫科夫望遠鏡(ACT)陣列。ACT 陣列由12 個直徑1.5 m望遠鏡按照一定間距組合而成。ACT 在1960 年至1964 年為期4 年的觀測中并沒有發現蟹狀星云和其他幾個射電源附近存在顯著超出的切倫科夫光脈沖[55,56]。同期，Porter[57]也開始研究如何使用切倫科夫信號脈沖(后來也用無線電脈沖)探測空氣簇射，并研制了用于γ簇射切倫科夫光觀測的“γ光子接收器”。該接收器是一個簡單的3 重符合PMT 望遠鏡系統[58]，由3 個直徑1 m，焦距f=0.5 m 的望遠鏡等距安裝以進行漂移掃描?！唉霉庾咏邮掌鳌痹诙及亓指浇纳絽^運行數年，同樣未發現明顯異常切倫科夫光脈沖。

1966 年，Weekes 加入γ氣球探測先驅Fazio 和Helmken 的Smithsonian 項目，開始在美國亞利桑那州Whipple 天文臺研制10 m 口徑大氣切倫科夫望遠鏡，1968 年望遠鏡建成并開始運行。Whipple 望遠鏡直徑為10 m (f/0.7)，光收集原件最初為12 cm PMT，位于望遠鏡焦點，接收0.1°天頂角范圍內的宇宙γ射線輻射。為了提高觀測效率，稍后Whipple 望遠鏡在焦平面上設置了2 個PMT，相隔2.4°，驅動望遠鏡對準潛在的γ射線源(射電明亮的類星體、星系或超新星遺跡)，其中一個PMT 記錄“源”產生的切倫科夫光(向源)，另一個PMT 記錄背景(本底)產生的切倫科夫光(背源)，期望通過對比向源和背源脈沖計數率差異來發現源。1972 年，Whipple[59]經過2 年多的觀測后發現蟹狀星云的向源計數有約3σ超出，能量約為0.7 TeV。由于向源和背源模式存在較大的系統性誤差，且蟹狀星云附近1°范圍內有一個非常明亮的恒星干擾，Whipple 研究組并不能確定計數超出是來自于蟹狀星云還是附近的宇宙背景輻射。為了進一步降低宇宙線帶電粒子本底輻射，Whipple 望遠鏡增加了額外的偏置PMT 來抑制與望遠鏡光軸有明顯夾角的遠軸切倫科夫光，以屏蔽大量μ 子產生的大氣切倫科夫光[60]。隨后的幾年里，Whipple 團隊的科學家們一直致力于對北天區進行全面掃描，以期通過尋找某些區域突然提高的計數率來確定天體源，雖然沒有發現明顯的天體源，但多像素PMT 陣列方法朝著正確方向邁出了關鍵的一步。

在Whipple 望遠鏡展開觀測的同時，另一個由Stepanian 領導的γ射線觀測團隊1970年開始在克里米亞天體物理觀測站使用2 對1.5 m 的反射鏡對潛在的間歇性VHEγ射線源Cygnus X-3 進行了長期觀測，在20 世紀80 年代，該團隊工作與Whipple 觀測團隊發展切倫科夫成像技術的工作類似，幾乎同時引導了切倫科夫成像技術的發展。

4.2 成像與Hillas 參數

1977 年，Weekes 和Turver[61]建議Whipple 望遠鏡使用一種新型探測器，這種探測器通過在焦平面上使用37 個PMT 陣列，形成數碼照相系統以記錄每一次空氣簇射的粗略圖像。這一建議主要設想是屏蔽所有與設定方向不一致的簇射圖像以及其他比較復雜的圖像，以排除宇宙線本底；并提出2 個相距100 m 的望遠鏡陣列將給出切倫科夫光立體圖像，簇射軸指向天體輻射源。1981 年，在英國皇家學會會議上，Weekes 和Turver[62]對初始的想法做了簡化，提出“第一代”成像大氣切倫科夫望遠鏡設想：采用單望遠鏡及多像素成像系統，記錄原初γ射線產生的簇射圖像。

Porter,Fegan 和Weeks 隨后開始升級Whipple 望遠鏡，成像單元由37 個光電倍增管緊密排列成網格(六角形)，覆蓋焦平面的中心區域3.5°、像素分辨0.5°。與此同時，相關的計算機模擬工作也開始進行，Plyasheshnikov 和Bignami[63]分別展開了宇宙γ射線成像的計算機模擬工作，結果顯示γ射線簇射成像有明顯的方向性且與宇宙線本底簇射成像相比更加緊湊。這種緊湊性為判斷宇宙γ簇射提供了一個簡單的檢驗判據：最亮的2 個像素包含超過75% 的總信號。利用這一判據，Whipple 在隨后蟹狀星云的觀測中發現向源觀測計數比背源觀測計數超出3～5.6σ[64]，這是成像切倫科夫望遠鏡第一次成功觀測。

稍后，Hillas 應Weekes 邀請開始了專門針對Whipple 望遠鏡特定參數的細致模擬工作[65]，主要研究不同能量、不同第一次碰撞高度，不同到達方向的γ光子、質子及其他原子核產生的簇射圖像。模擬結果表明：大多數γ射線簇射圖像規則且對準源方向，而強子簇射圖像不規則且偏離原初強子源的方向。在實際操作中，如果知道每個像素的亮度，原始圖像就可以通過γ簇射圖像質心的位置和光強分布的二階矩給出的一個通過簇射中心的圖像軸重建并被簡化為一個橢圓，原初圖像長度和寬度為簡化橢圓的半長軸和半短軸。Hillas在對Whipple 望遠鏡成像進行模擬時，選擇參數如圖7 所示，原初質子(虛線)、與γ射線(實線)產生的切倫科夫光圖像Hillas 參數對比如圖8 所示。由圖8 可以看出，原初質子與γ射線產生的切倫科夫光圖像Hillas 參數存在較大差異，通過選擇合適的Hillas 參數，望遠鏡能夠保留大多數γ射線，同時抑制大量的宇宙線本底。例如，通過調整最敏感的參數“方位角寬度”(Azwidth)，可以排除98% 的強子事例，同時保留67% 的γ射線事例。更多模擬細節可以參閱文獻[67]。

圖7 Hillas 參數[66]

圖8 原初質子(虛線)與γ 射線(實線) EAS 產生的切倫科夫光圖像Hillas 參數對比(模擬結果)[10]

20 世紀80 年代，隨著中微子實驗的運行，物理學家迫切需要對VHE 及以上能量γ射線進行觀測，1988 年Whipple 望遠鏡成像系統進行了一次重大升級，像素單元升級到109個。升級后，像素分辨率提高了1 倍、達到0.25°，覆蓋天區2.8°。隨著成像單元的增加，Hillas 對γ射線的判定規則也進行了相應的改進，γ射線事例選擇不再唯一注重azwidth 參數，而是先通過“類γ射線”事例圖像形狀，如長度、寬度以及與天體源的距離等等來進行篩選，并利用簇射圖像軸心朝向與天體源方向的夾角“α”來進行進一步判斷。除此以外，γ射線事例進一步的確認還借助計算機模擬和超出切倫科夫光池以外簇射事例來加以輔助。采用新的判斷方法后，在背源探測中簇射事例近乎隨機分布，而向源探測中簇射事例則會在較小的“α”角度范圍內明顯超出，這使得探測結果的判斷和評估更加容易。

升級后Whipple 望遠鏡觀測目標鎖定COS-B (1975―1982 年)發現的γ輻射源以及CGRO-EGERT 發現的河外天體源(主要是blazars)，其中CGRO-EGERT 發現的2 個著名的γ輻射源Mkn421、Mkn501 和“標準燭光”蟹狀星云很快作為Whipple 望遠鏡觀測目標，其他blazars 在稍后數年也陸續進行了觀測。其中最大的突破在1989 年，Whipple首次觀測到來自于蟹狀星云的VHEγ輻射[10]，開啟了地基VHEγ射線天文學的大門，具有成像功能的Whipple 望遠鏡也被稱為第一代成像大氣切倫科夫望遠鏡。

除了Whipple 望遠鏡，前蘇聯的Stepanian 觀測小組在克里米亞天文臺的研究也采用了類似但更超前的發展思路。1989 年，該小組完成了相當復雜的GT-48 探測器——帶有48面(1.2 m)鏡的γ射線望遠鏡[68]。這些鏡子被分成4 組，每組有12 個平行的望遠鏡，其中8 個裝有37 像素的成像儀，像素間距0.4°，使用正常的PMT 和錐形光導，其他4 個望遠鏡使用紫外線敏感光電倍增管以抑制強子簇射背景。整個望遠鏡系統分成2 個部分，間距20 m，來自不同望遠鏡成像單元的信號被疊加在一起。望遠鏡γ射線事例選擇使用圖像的長度、寬度和方向參數(使用Plyasheshnikov 計算結果)以及UV 含量。GT-48 能量閾值1 TeV，理論上能夠探測到上述Whipple 源以及其他VHEγ射線源。令人遺憾的是，GT-48由于系統復雜程度過高，不容易升級且在蘇聯解體后缺乏經費支持，在2002 年左右停止運行。

4.3 立體觀測

在第一臺切倫科夫望遠鏡被用來尋找宇宙射線源之后不久，就有科學家試圖通過立體觀測技術來提高靈敏度，即用具有一定間隔的幾個望遠鏡同時探測大氣切倫科夫光。1963年，Chudakov 團隊第一個嘗試設計多望遠鏡立體系統ACT (ACT 由多臺望遠鏡組成，但不能成像)。1975 年，Grindlay 嘗試了一種只有2 個類似望遠鏡的立體觀測方法，2 個望遠鏡安裝在1 個圓形軌道系統上，允許高達180 m 的間隔。但沒有成功實現對天體源觀測。

前期立體觀測嘗試失敗的關鍵問題是未能做到γ/p 鑒別。在使用像素化相機的Whipple實現突破性發現后，Whipple 合作組的一部分成員將原來位于新墨西哥州的11 m 太陽望遠鏡改造成37 像素的切倫科夫望遠鏡，并進行真正的立體觀測。不幸的是，這套立體觀測系統的靈敏度比單獨的Whipple 望遠鏡要差。其原因是新望遠鏡反射鏡的質量較差，加之2個望遠鏡之間的距離為120 m，γ射線事例不能同時在2 個望遠鏡中探測到。

第一個成功實現立體觀測并顯著提高探測靈敏度的原理樣機系統由HEGRA 合作組建立。該原理樣機證明立體觀測技術具有很大的優越性，與同口徑的單面望遠鏡相比，其靈敏度提高了10 倍以上。在20 世紀的最后10 年，科學家們還制造了一些其它的成像和立體觀測系統(見表1)，但其它立體觀測系統沒有達到HEGRA 實驗的靈敏度。

表1 20 世紀90 年代主要成像和立體望遠鏡系統

4.4 HEGRA-CT (high energy gamma ray array-cherenkov telescopes)

HEGRA 實驗包括由250 個閃爍器組成的空氣簇射陣列和數個μ 子探測器，覆蓋有效面積180 m × 180 m，位于海拔2 200 m 的加那利群島的拉帕爾瑪。閃爍體探測器探測能量為40～100 TeV。1998 年在HEGRA 探測器周圍100 m2范圍內建成5 臺望遠鏡，形成HEGRA-CT 陣列。HEGRA-CT 陣列是第一個嚴格意義上的立體成像切倫科夫望遠鏡系統。每臺望遠鏡擁有1 個271 像素的成像系統，鏡面由30 個直徑60 cm 的小圓鏡拼接而成，有效面積相當于1 個3.3 m 口徑的望遠鏡，遠小于Whipple 望遠鏡口徑。

HEGRA-CT 陣列工作原理如圖9 所示，其原理是利用至少2 臺成像切倫科夫望遠鏡，布置在與切倫科夫光池半徑相當的距離上(約130 m)，從不同方向測量γ射線簇射切倫科夫光圖像。與傳統單面望遠鏡相比，立體觀測具有明顯優勢：(1)立體技術通過2 個或更多的切倫科夫望遠鏡在不同的視角下同時觀察大氣簇射，提高角度分辨率，抑制單臺望遠鏡頭尾模糊度，有效改善γ/p分辨能力；(2)立體觀測冗余的簇射信息可以控制和減少能譜測定的系統誤差，具有更好的簇射能量測量能力，結合更好的角度分辨率，允許研究擴展源；(3)多望遠鏡同時觸發會有效抑制本地μ 子和宇宙線本底產生的干擾，有效降低探測閾能。

圖9 IACT 立體觀測原理[66]

HEGRA-CT 陣列[79]極大地證明了立體成像原理，在像素分辨率為0.25°的情況下，對γ射線的到達方向定位精度可以達到0.14°。即使不使用圖像形狀(Hillas 參數)來排除強子簇射，γ射線點光源也能很容易被識別出。HEGRA-CT 的能量閾值為500 GeV，通過保留較小“縮放寬度”和其他特征的圖像可以抑制大約90% 的強子背景，同時保留50%的γ射線。HEGRA-CT 陣列從1998 年開始工作，期間發現了一批新的γ光源如Cas A,M87,J2032+4130 等。2002 年，項目關閉，以便在同一位置部署更大的MAGIC 望遠鏡。MAGIC 與HEGRA-CT 具有相似的望遠鏡間隔，但具有更低的能量閾值。

5 第二代成像大氣切倫科夫望遠鏡

1992 年，在兩年一度的國際宇宙線會議期間，舉辦了名為“成像大氣切倫科夫探測器主要發展”的研討會，參會科學家主要達成了以下共識[80]：(1) VHEγ射線源確實存在；(2)切倫科夫望遠鏡是迄今為止最有前途的VHEγ射線天文儀器；(3)新的探測儀器需要更大的光收集器以有效降低探測閾能；(4)較好的γ/p鑒別能力是探測技術成功的關鍵。這次會議的最大亮點是關于切倫科夫探測技術探測原理的討論，肯定了計算機技術和微電子技術發展對于更好地理解空氣簇射的發展過程和探測器響應的重大作用，為下一代成像大氣切倫科夫望遠鏡發展理清了思路。由于成本問題，會議沒有形成共建大科學裝置的共識。但在隨后的幾年里，大型望遠鏡關鍵技術，如γ/p鑒別技術，更大口徑望遠鏡，更精細的成像單元，更強的數據讀取能力等分別被有計劃地進行研究，相關困難逐漸被克服。20 世紀最后幾年，科學家們明確了建立數個“第二代”成像大氣切倫科夫望遠鏡的計劃，這些探測器具有更大的光收集器和比HEGRA 更精致的像素化相機。其中H.E.S.S.和MAGIC 的研究成員主要來自HEGRA 合作組，VERITAS 研究成員主要來自于Whipple團隊，CANGAROO 則來自于日本和澳大利亞相關研究團隊。第二代成像大氣切倫科夫望遠鏡主要裝置和HEGRA-CT 參數對比如表2 所示。由于能量分辨率、角分辨率與γ輻射能量和天體源在望遠鏡視場中位置有關，表中給出的能量分辨率、角分辨率是望遠鏡能達到的最佳值，典型的第二代成像大氣切倫科夫望遠鏡實景圖片如圖10 所示。

表2 HEGRA-CT 與第二代成像大氣切倫科夫望遠鏡主要參數[22–24, 79–82]

圖10 第二代成像大氣切倫科夫望遠鏡典型裝置[22–24]

5.1 MAGIC

因對第二代成像大氣切倫科夫望遠鏡技術方案的分歧，HEGRA-CT 組一分為二，其中Lorenz 等人開始研究全新的MAGIC 望遠鏡，其研究團隊2004 年在原HEGRA 站址新建了MAGIC 望遠鏡。其目標是收集足夠的光子，將250 GeV 左右的閾值能量降低到20 GeV左右，使其探測能量與衛星探測器重疊(但MAGIC 對微弱源的靈敏度高得多)。

MAGIC 初期目標是通過改進單架(非立體)望遠鏡的光探測性能來實現：鏡面更大的光學尺寸——17 m 直徑，更加精細的成像單元，更高的光轉換效率等等。同時通過主動控制系統不斷調整1 m 反射鏡片方向來抵消機械形變，提高角度分辨率。在其他第二代成像大氣切倫科夫望遠鏡通過不同二維圖像簇射軸的交叉點確定γ射線方位時，MAGIC-I 通過從圖像質心到源的方位角(即圖7 的方位角參數)來確定天體源的位置[83](與Whipple 采用方法類似)。該方法對事例超出的貢獻很小，但隨著MAGIC 圖像清晰度的增加，這一方法可以有效地確定天體源位置。

雖然MAGIC-I 靈敏度非常高，但其研究小組很快就意識到立體觀測效率更高。2009年，他們在MAGIC-I 之外85 m 處增加第二架望遠鏡來形成MAGIC-II，MAGIC-II 角分辨率在γ射線能量300 GeV 時為0.11°，在γ射線能量1 TeV 時為0.08°，有效視場為3.5°，閾值能量為25 GeV。

5.2 H.E.S.S.

H.E.S.S.項目由Hofmann 和Volk 領導，從HEGRA 和CAT 實驗發展而來[84]，配備了更強大的望遠鏡和相機，以有效擴展視場，實現對大氣簇射落在陣列周圍更大區域的切倫科夫光成像、更有效地掃描天空，特別是擴展源以及必要的周圍“非源”區域(大殼超新星遺跡、大質量星團等)。

H.E.S.S.望遠鏡2003 年正式開始觀測，最初使用4 面12 m 口徑(H.E.S.S.-I)，成像單元為960 個PMT，角分辨率為0.16°，視場為5°，閾能300 GeV。2012 年，在原有H.E.S.S.-I 陣列中心增加27 m 口徑望遠鏡，即H.E.S.S.-II。H.E.S.S.-II 角分辨率為0.07°，視場為3.6°，閾能30 GeV。到目前為止，H.E.S.S.已經探測到100 多個天體源，其中一半以上位于銀河系低緯度，許多是脈沖星風云。這些觀測結果還包括雙星系統，可能包括1個恒星黑洞，4 個與超新星殘余殼相對應的擴展源等。

5.3 VERITAS

VERITAS 項目由Whipple 發展而來，在H.E.S.S 提案之前就開始規劃建設，最初計劃在原Whipple 臺基建造一個7 面望遠鏡陣列，彼此距離不超過10 m。但最終只建立了一個不對稱的4 面望遠鏡陣列。VERITAS 實驗由4 面12 m 口徑的望遠鏡組成，角分辨率為0.15°，視場為4°，閾能為50 GeV。VERITAS 對γ射線簇射圖像重建時借鑒了MAGIC-I的“位移方法”，極大地改善了大天頂角源位置的立體重建精度。VERITAS 從2007 年開始全面運行，截至目前已經發現24 個新源。

5.4 CANGAROO (Collaboration of Australia and Nippon for a Gamma Ray Observatory in the Outback)

CANGAROO 項目最初使用單個3.8 m 口徑成像切倫科夫望遠鏡，成像單元為256個PMT，角分辨率約0.1°[82]。1992 年CANGAROO-I 開始進行觀測，發現部分天體源信號源超出，包括RX J 1713.7-3946,Vela-X 和Vela Junior。1999 年，在3.8 m 望遠鏡旁邊建造了一臺口徑為7 m 的成像切倫科夫望遠鏡，成像單元為512 個PMT，角分辨率約0.15°(CANGAROO-II)。隨后，建造4 臺10 m 口徑成像切倫科夫望遠鏡的計劃被提上日程(CANGAROO-III)，作為第一步，2002 年開始將CANGAROO-II 口徑升級為10 m，像素單元升級到552 個PMT，角分辨率約0.2°，隨后的3 臺望遠鏡像素單元PMT 由1/2 英寸升級到3/4 英寸，像素單元則縮減到427 個PMT，于2004 年完成建設。

令人遺憾的是，CANGAROO-I 早期不成熟的圖像分析程序導致對SN1006 的錯誤測量[85]，立體陣列CANGAROO-III 建成后，陣列中4 個望遠鏡中的第一個與其他望遠鏡并不完全匹配，必須從陣列中排除，這使其與H.E.S.S.相比毫無競爭力可言。并且由于意外導致塑料晶體損壞及其他原因，2011 年CANGAROO 項目終止。

5.5 第二代成像大氣切倫科夫望遠鏡主要觀測成果

地基VHEγ射線天文學的成功除了將TeV 以上VHEγ射線源的數量從1989 年的1個擴展到2020 年的200 多個，還在于擴展了VHE 范圍內TeVγ源的種類，促進粒子天體物理學和基礎物理學的發展。而這一成功，主要來自于第二代成像大氣切倫科夫望遠鏡H.E.S.S.,MAGIC 和VERITAS 對廣泛天區的搜索和發現。目前共發現TeV 以上VHEγ源228 個，其中第二代成像大氣切倫科夫望遠鏡發現183 個：H.E.S.S.發現111 個TeV 以上VHEγ源，河內可認證源53 個，包括24 個PWN，20 個SNRs，9 個雙星系統；河外可認證源29 個，包括AGN 相關26 個，與暗物質相關源1 個，其他類型源5 個；未認證源26 個。MAGIC 發現45 個TeV 以上VHEγ源，河內可認證源6 個，包括2 個PWN、1 個SNRs、3 個雙星系統；河外可認證源34 個，其中AGN 相關源33 個，GRBs 源1 個；未認證源5 個。VERITAS 發現24 個TeV 以上VHEγ射線源，河內可認證源5 個，包括2 個PWN，2 個SNRs，1 個雙星系統；河外可認證源15 個，其中AGN 相關源13 個，其它類型源2 個；未認證源4 個。TeV 以上VHEγ射線源基本信息如表3，第二代IACT代表性成果如圖11 所示。

圖11 第二代成像大氣切倫科夫望遠鏡代表性觀測成果

表3 TeV 以上VHE γ 射線源基本信息[86]

5.5.1 脈沖星與脈沖星風云(pulsar and pulsar wind nebulae,PWN)

脈沖星是高度磁化、快速旋轉的中子星，其產生的外流與周圍的介質相互作用，產生一個沖擊區，在那里粒子被加速，這一區域稱為脈沖星風云。截止目前，只有2 顆脈沖星TeV 以上VHEγ射線輻射被探測到(蟹狀星云脈沖星和Vela 脈沖星)，而脈沖星風云中則有36 個TeV 以上VHEγ輻射被探測到，H.E.S.S.已經在源目錄中添加了大量這種類型的天體，其中大麥哲倫星云中的脈沖星風云N157B 是唯一的河外恒星源，也是目前探測到的最遠的VHEγ射線恒星源。

蟹狀星云是第一個同時探測到脈沖星和脈沖星風云VHEγ射線輻射的天體，2008 年，MAGIC 發現蟹狀星云脈沖星26～100 GeVγ射線輻射[87]。2011 年，VERITAS 探測到蟹狀星云脈沖星100～400 GeV 的γ射線輻射[88]，輻射光譜遵循冪律衰減，其結果幾個月后得到MAGIC 確認[89]。2014 年，MAGIC 發現兩個脈沖星存在50 GeV 以上橋發射[90]。2016 年MAGIC 發現蟹狀星云脈沖星γ輻射截至能量擴展到1.5 TeV[91]，對現有理論提出了重大挑戰。

5.5.2 雙星系統

宇宙中的恒星大約有1/3 屬于雙星系統，這些系統由1 顆大質量恒星和1 個圍繞著共同質量中心運行的緊湊物體組成。20 世紀80 年代，天體物理學家普遍認為VHE 射線產生于雙星系統。隨后也發現了一定數量VHE 射線源，但沒有任何證據證明這些VHEγ源為雙星系統。2005 年，H.E.S.S.首先宣布在南天區發現雙星VHEγ源PSR B1259-63 和LS 5039[92,93]，隨后又發現J1018-589 A 等5 個雙星VHEγ射線源。2006 年，MAGIC 宣布在北天區發現雙星VHEγ射線天體源LSI+61303[94]。2017 年VERITAS 宣布發現雙星VHEγ射線源PSR J2032+4127[95]。截止目前，IACT 發現雙星VHE 天體源9 個，相關VHE源2 個，HAWC 發現2 個。已知的VHEγ射線輻射周期從4 d 到1 237 d 不等。在雙星系統中測量到的γ射線流強隨軌道相位而變化。除PSRB1259-63 系統中已知的脈沖星外，其他雙星系統緊湊物體類型、粒子加速機制、γ射線發射機制等尚不清楚。

5.5.3 超新星遺跡

超新星遺跡(supernova remnants,SNRs)是超新星爆發拋射物質與星際介質相互作用形成的延展天體，長久以來被認為是銀河系宇宙線的主要來源，其最高能量可達PeV。截至目前，已發現28 個超新星遺跡TeV 以上VHEγ源，目前觀測到γ射線能量較高的是仙后座A (Cassiopea A，截止能量3.5 TeV,MAGIC,2017 年)[96],RX J0852.0-4622 (截止能量6.7 TeV,H.E.S.S.,2017 年)[97]。值得指出的是，近期ASγ+MD 陣列發現SNR G106.3+2.7是潛在的PeV 加速源[98]。

5.5.4 河內PeV 加速源

河內宇宙線最高能量可達數PeV，這意味著銀河系內部存在PeV 加速源，前期觀測結果雖然推斷出銀河系存在10 多個“粒子加速器”可以將粒子加速到幾十TeV，但這些天體源都沒有觀測到可以將粒子加速到PeV 相伴的γ射線輻射(γ射線的冪律譜在沒有截斷的情況下延伸到幾十TeV)。H.E.S.S.合作組通過對前10 年觀測結果進行分析，發現銀河系中心附近超大質量黑洞人馬座A* 存在幾十TeVγ輻射[99]，這些輻射可以看作PeV 粒子加速器存在的證據，首次證明銀河系內部可能存在PeV 加速源。

5.5.5 活動星系核(active galactic nuclei,AGN)

在VHEγ射線波段IACT 探測到90 個TeV 以上VHEγ射線源。除了脈沖星風云N157B、星暴星系(starburst) NGC253 和M82、球狀星團Terzan5、大質量星團Westerlund1,Westerlund2,J1848-018 等7 個VHEγ射線源之外，其他星系外的VHEγ射線源都與AGN 有關。這些AGN VHEγ射線源中，FSQR (flat spectrum radio quasars)8 個，HBL 源52 個，IBL 源8 個，LBL 源2 個。

AGN 是瞬變源，通過對AGN 耀斑γ輻射進行觀測，可以研究超大質量黑洞的噴流及其環境，粒子加速和VHEγ射線發射機制。FSQR 耀斑事件目前觀測到8 個，2015―2017 年，H.E.S.S.發表PKS 0736+017,3C279,PKS 1510+089 耀斑期間VHEγ射線測量結果[100–102]。MAGIC 也在PKS 1510-089 的2015 年耀斑活動期間觀察到γ射線爆發現象，并在2016 年同時觀測到PKS 1510+089γ射線爆發，發現VHEγ射線通量發生劇烈變化時，GeV 能區射線通量沒有明顯變化[103]。BL-Lac 耀斑事件觀測到4 個，其中S4 0954+65(blazar,MAGIC,2015),RGB J2056+496(blazar,VERITAS,2016),TXS 0506+056(blazar,MAGIC,2017)是最新發現，另外一個是射電星系NGC 1275 的耀斑γ輻射。在2016 年至2017 年間進行的幾個月的觀測顯示，夜間γ輻射通量變化很大，最亮的γ輻射通量達到蟹狀星云γ輻射通量的1.75 倍[104]。

5.5.6 伽馬射線暴(Gamma ray bursts,GRBs)

GRBs 是少數幾種能將粒子加速到極限能量(1019eV)的天體物理物現象之一，是揭開超高能宇宙線(ultra high energy cosmic rays,UHECRs)神秘面紗的極佳探針。此前地基觀測裝置尚沒有觀測到100 GeV 以上GRBsγ輻射。2019 年1 月MAGIC 首次觀測到E >300 GeVγ射線(GRB190114C)[105,106]，從不同能區確認了Fermi-LAT 的觀測結果，確定了GRBs 余輝中自康普頓散射成分的存在。H.E.S.S.先后觀測到GRB180720B 余輝深處大于100 GeVγ輻射和GRB190829A VHEγ輻射[107]，對現有的電子同步輻射理論提出了重大挑戰。這也是地基觀測裝置首次測量到GRBs 余輝階段100 GeV 以上γ輻射，打開了GRBs 多波段觀測一個新的能量窗口。GRB190114C 和GRB180720B 也同時被Fermi-LAT 衛星觀測到，從幾keV 至 幾百GeV 能區對GRBs 多波段觀測，為進一步研究GRBs 中心引擎和輻射機制、河外背景光限制等新物理現象提供了更有力的觀測手段。

5.5.7 河外背景光(extragalactic background light,EBL)

EBL 是整個宇宙發出的綜合光，了解EBL 性質對研究大多數blazar 的本征光譜至關重要。MAGIC,H.E.S.S.,VERITAS 近些年都進行了EBL 測量工作。H.E.S.S.,VERITAS測量方法與光譜形狀無關，而MAGIC 則采用幾種不同EBL 模型進行對比測量。雖然采用方法不同，但EBL-SED 形狀和強度測量結果基本吻合，不同波段吻合程度稍有差異[108]。

6 IACT 探測技術未來發展

第二代成像大氣切倫科夫望遠鏡的成功不僅促進粒子天體物理學和基礎物理學的發展，使科學家們的研究方向從“尋找源頭”到向研究基礎物理和基礎物理問題逐漸轉變。也激發了科學家們升級、改造現有IACT 望遠鏡的熱情，建設或規劃新的地基VHEγ射線望遠鏡，不斷探索新的探測技術。

6.1 CTA(Cherenkov telescope array)

要大幅提高靈敏度，現有技術很難通過改進單臺望遠鏡性能實現，但通過大幅增加陣列結構中的望遠鏡數量，則可以實現這一目標。HERGET 原理樣機已經證明，立體觀測技術具有很大的優越性，與同口徑的單面望遠鏡相比，其靈敏度大幅提高。CTA[109]正是基于這一考慮，通過大幅增加陣列結構中的望遠鏡數量以實現靈敏度的提高，通過設置不同口徑望遠鏡，以覆蓋更寬的能量范圍。CTA 計劃將現有IACT 陣列靈敏度提高10 倍，觀測能區跨越4 個量級(20～300 TeV)，擬在南北半球(南半球站址為智利阿塔卡瑪沙漠，北半球站址為西班牙加納利島) 各建設一個成像大氣切倫科夫望遠鏡陣列。探測陣列由大(large-sized telescope,LST)/中(medium-sized telescope,MST)/小(small-sized telescope,SST) 三類望遠鏡組成，主要參數如表4。CTA 中型望遠鏡陣列MST 除了基于傳統反射鏡的原理樣機之外，還設計了史瓦西望遠鏡原理樣機(prototype schwarzschild-couder telescope,pSCT)，成像單元采用SiPM，為了便于比較，該望遠鏡原理樣機參數也列入表中。

表4 CTA 陣列參數[109]

CTA 主要面向相對論性宇宙粒子起源、極端環境、新物理等重要科學前沿領域開展探索研究。CTA 更大的視場可以開展擴展源的觀測，更好的角分辨率有利于源的細節研究，更好的能量分辨率有利于能譜的精細測量，更快的轉動速度利于爆發源和瞬變源的觀測；而更低的探測閾能，則可以實現與衛星觀測的有效銜接。

6.2 基于透鏡的廣角大氣切倫科夫望遠鏡

第二代成像大氣切倫科夫望遠鏡在50 GeV～20 TeV 能區對γ射線觀測靈敏度遠高于現有其他探測裝置，但它們的視場有限(約4°)，不太容易對爆發源、瞬變源、擴展源進行觀測?？茖W家們正在積極探索廣角大氣切倫科夫望遠鏡技術，提出多種解決方案，其中一個重要的發展方向是基于透鏡的大氣切倫科夫望遠鏡技術[110]。利用廣角透鏡代替傳統窄視場反射鏡用于測量高能γ射線這一設想最初在1998 年由David 等人提出[111]，隨后GAW (Gamma Air Watch)計劃[112]提出用直徑約3 m 的廣角菲涅爾透鏡觀測VHEγ射線。JEMO-EUSO (Extreme Universe Space Observatory)實驗計劃用2 面直徑1 m 廣角菲涅爾透鏡研究超高能宇宙射線[113]。菲涅爾透鏡系統具備大視場、良好透過率的優勢，但存在加工工藝復雜、價格昂貴、離軸大角度成像差等問題。受GAW 和JEMO-EUSO 計劃啟發，中國研究人員開展了廣角透鏡成像技術的預先研究工作，提出了基于水透鏡的廣角大氣切倫科夫望遠鏡的設想(采用玻璃球殼+高純水模擬人眼構造的設計方案，可以充分利用高純水對藍光的良好透過率、半球透鏡或厚透鏡離軸大角度成像一致性較好的優點，且工藝相對簡單)，主要物理目標為地基探測VHEγ暫現源(如GRBs 約100 GeV VHEγ輻射)，并研制了0.9 m 口徑球冠薄透鏡原理樣機進行原理性驗證。該原理樣機已經和西藏羊八井小型陣列YBJ-HA 同時觀測到宇宙線事例，驗證透鏡系統對大氣切倫科夫光的探測能力并初步驗證廣角性能[114–117]。

6.3 光電傳感器技術

VHEγ射線天文學的成功還得益于弱光探測技術的不斷發展，特別是PMT 光電子探測效率的不斷提高。目前最好的切倫科夫望遠鏡成像系統在300～650 nm 的典型光譜范圍平均量子效率只有15%～18%，如果能進一步提高PMT 量子效率，無疑將提升現有望遠鏡陣列的發現能力。SiPM 實質是由工作在蓋革模式的雪崩二極管(avalanche photodiode,APD) 陣列組成，又被稱為多像素光子計數器(multi-pixel photon counter,MPPC)。SiPM相對傳統PMT 具有量子效率高(SiPM 為80%，PMT 為25%～40%)、工作電壓低(SiPM為2～80 V，PMT 為1～3 kV)、對磁場不敏感、體積小、結構緊湊、量產價格低等優勢。該技術最早由FACT (First G-APD Cherenkov Telescope) 開始探索并取得成功[118,119]，MAGIC 研究團隊也在發展這一技術[120]。未來LHAASO/WFCTA[121]和CTA/SST[122]照相機也將使用SiPM。

7 總結

20 世紀50 年代，射電天文學及稍后的X射線天文學激發了人們“通過新窗口觀察宇宙”的愿望，人們開始探索從地面上利用廣延大氣簇射相對論性次級粒子在大氣中產生的切倫科夫光探測原初宇宙γ射線的可能性。由于探測器靈敏度較差，加之對大氣簇射發展過程細節了解不足，早期的切倫科夫光望遠鏡不能有效區分宇宙線帶電粒子成分和γ光子，直到1989 年Whipple 望遠鏡首次觀測到來自于蟹狀星云的VHEγ輻射，才實現對原初宇宙γ射線的有效觀測。成像大氣切倫科夫望遠鏡經歷了早期探索(非成像切倫科夫望遠鏡)、成像大氣切倫科夫望遠鏡、立體成像大氣切倫科夫望遠鏡三個主要階段，發展了兩代。其發展成熟的關鍵除了望遠鏡口徑的擴大之外，主要基于兩個方面的原因：(1)是發展了一套十分有效的γ/p 鑒別技術，有效地排除了海量的宇宙線帶電粒子本底；(2)是發展了立體成像技術，極大地提高了原初γ射線重建的能量精度和角分辨率精度，有效地降低了探測閾能。經過近70 年的發展，切倫科夫探測技術取得了巨大的成功，以H.E.S.S.,MAGIC,VERITAS 等為代表的立體成像切倫科夫望遠鏡發現了100 余個TeV 以上VHEγ射線能區的新源，類型包括AGN,SNRs,globular clusters,binaries 等，占TeV 以上VHEγ射線天體源的一半以上。

除了成像切倫科夫望遠鏡技術，基于廣延大氣簇射次級粒子探測的傳統EAS 陣列、水切倫科夫探測等等在VHE 特別是20 TeV 以上能區的γ射線觀測中也取得了巨大的成功，觀測到100 TeV 以上超高能γ射線輻射。

相對X 射線源和GeVγ射線源的數目，顯然TeV 以上VHEγ射線源的數目太少，目前的觀測數據還無法為科學家深入研究VHE 天體源輻射及其存在的相互作用機制提供足夠多的樣本。因此VHE 及以上能區γ射線天文觀測技術還需要大力發展，包括更低的閾能、更大的視場、更高的角分辨和能量分辨率、更高的靈敏度等。CTA 通過增加陣列結構中的望遠鏡數量以實現靈敏度的提高，通過設置不同口徑望遠鏡，以覆蓋更多的能量范圍；LHAASO 通過復合陣列提高靈敏度并拓寬能量測量范圍；Aharonian 等人[124]還建議在更高海拔(約5 000 m)建設大口徑IACT 陣列以降低閾能，提高有效面積、能量分辨率和角度分辨率等；除此以外，更多新的技術如SiPM 的應用、計算機的發展，也將對VHEγ探測器性能提升做出貢獻。隨著觀測技術的進步和新一代觀測設備的建設運行，TeV 以上VHEγ射線源將與X 射線、GeVγ射線源一樣，在不久的將來邁入“千源時代”，如圖12 所示，VHEγ天文的觀測將為多波段、多信使天文學的發展貢獻“高能”力量。

圖12 不同波長輻射源的數目隨時間和不同探測器設備的演化[123]