伽玛暴高能辐射导致的地面μ子超出
伽玛暴的GeV辐射一般可以用各种散射模型结合暴源结构来解释，在观测上却一度只是空间探测器的专利。早在1985年，太阳极大使者卫星即已发现，伽玛暴可以释放出能量达到数十MeV的光子，且考虑高能并无截断的迹象，整个能谱延伸到GeV也是很有可能的。而康普顿伽玛射线天文台的EGRET与费米伽玛射线空间望远镜的LAT仪器陆续探测到了大量具有GeV以上高能成分的爆发。尤其是后者，至今已经积累了上百个伽玛暴的确切GeV探测，单个光子能量达到了近百GeV。
伽玛暴高能观测的另一面来自地面。大气成像切伦科夫望远镜、水切伦科夫望远镜以及一些大型宇宙线探测器都有能力记录下数十或上百GeV以上的高能光子，但除了早年Milagro一次争议颇大的疑似事件之外，还没有人在大气之内真正接收过来自遥远爆发的信号，直到最近。
故事的主角是建在巴西里约热内卢州Niteroi市的Tupi与新Tupi探测器。这二者都是地面μ子探测器，主要目标是研究太阳活动驱动的空间天气现象，还可以兼职搜索来自深空的GeV光子引发的μ子流。之所以选址Niteroi市，是因为这里位于南大西洋异常带内部，范艾伦辐射带与地球表面的距离在带内达到最近，所以地磁场格外弱，磁层的屏蔽效应有所降低，可以容许反映空间环境变化的带电粒子更多地涌向地表。由此Niteroi市海拔虽低，可供探测的μ子数量却超过了座落在青藏高原上的羊八井宇宙线观测站。
以地磁强度28000纳特斯拉为边界的南大西洋异常带位置示意图，其中红色三角形表示Niteroi市的位置，这里也是带内的中心区域，地磁场最弱，只及其他地区地的1/2甚至更低。（图片来源：Augusto et al. 2011）
Tupi由两架安置在混凝土板建筑内的μ子望远镜组成，其中一架垂直放置，另一架以45度的倾角指向西侧；后来它又进一步扩展成了拥有5架望远镜的阵列，视场覆盖四方。既然是宇宙线探测器，这里所说的“望远镜”当然就不具备传统意义上的光路了，而是各由一对相距3米的塑料闪烁体板组成，用于记录上下两块闪烁体中同时出现的符合信号。相比水切伦科夫望远镜或中子探测器（视场约合全天4π立体角的四分之一），Tupi的视场要小一个数量级左右，但它的优势在于高灵敏度。另外Tupi的探测能段下限在0.1-0.2 GeV之间，也较水切伦科夫望远镜为低，这也是它能够成功捕获伽玛暴踪影的原因。
Tupi的结构图（左）与实景图（右）。（图片来源：Augusto et al. 2013）
2014年启用的新Tupi则拥有4组分别配以10级光电倍增管的塑料闪烁体板，闪烁体也是上下对置，共有两对，分称T1、T2与B1、B2（T表示位于上方，B表示位于下方），以关注来自垂直方向以及东西方的μ子流。与前任相比，新Tupi闪烁体的长宽高都大大增加，因此性能有所提升。探测器的工作模式分为“望远镜”与“定标（scaler）”两种，前者可以记录下4台闪烁体之间两两的符合率，而后者是要记录所有闪烁体各自的击中事件率（这一点似乎也与Tupi有所区别，后者的定标模式是要记录每架望远镜上下两块闪烁体板之间的符合率），来搜索在固定时间段内更宽视场内的μ子超出。
New Tupi探测器的实景（左）与每对闪烁体单元的结构图（右）。（图片来源：Augusto et al. 2016）
μ子超出是由能量超过π子生成阈值的光子等基本粒子轰击大气，引发光致产生反应而造成的。由于μ子带电，在飞行过程中它们会在地磁场作用下发生偏转，让其中的相当一部分偏离探测器视场。在南大西洋异常带中，弱磁场意味着小偏转角，所以生成的μ子束较为集中，更方便研究工作的开展。
如今Tupi以及新Tupi既可以在触发模式下进行搜索，也可以开展事后的数据挖掘。它们已经记录下了4、5次与伽玛暴成协的μ子超出，包括GRB 120424A、GRB 131018B、GRB 140512A、GRB 150915A，可能还要算上国际空间站希望号实验舱外的MAXI探测器在2013年10月15日记录下的580727270号触发。这几次探测的对象皆为长暴，其置信度均高于4σ，最新的一次GRB 150915A更是达到了6.9σ。这样的超出意味着存在GeV辐射与爆发相伴而来。更早些时候，Tupi的研究者还报告称存在若干与伽玛暴疑似成协的μ子事件，只是时间上较主暴更早或更晚，不太能确定。
雨燕卫星记录下的GRB 150915A光变曲线（上）与新Tupi同期记录下的μ子流量变化。（图片来源：Augusto et al. 2016）
这些比较确切的成协μ子事件，时间上都位于相应空间探测器触发之后不久（这一点与伽玛暴GeV辐射相对keV有所延迟的观测事实相符），而且流量最强的时刻大体落在了T90之内。考虑伽玛暴本身的辐射具有高度的方向性，只有1架望远镜接收到了相应信号也是判断成协性的重要条件。值得注意的是，事件的演化大多数都不能用简单的单一尖峰描述，而是往往具有精细结构，或许反映了爆发的高能光变行为。
但费米伽玛射线空间望远镜观测到的高能暴，其瞬时高能辐射相对低能只有数秒的时差，基本上只是错过了光变曲线中的第一个尖峰。而Tupi与新Tupi所见的μ子超出时刻距离卫星的触发往往已经过去了数十甚至上百秒。唯一一个存在费米LAT仪器和Tupi同期观测的伽玛暴是GRB 131018B（不过它的LAT信号是在离线数据处理中发现的），其能量最高的光子出现在GBM触发的250秒后。而就在差不多10秒之前，Tupi也记录下了最高的μ子流量，这是本次地面μ子超出源自伽玛暴的有力证据。
Tupi指向北方的子望远镜在GRB 131018B爆发期间记录下的μ子流量置信度演化，其峰值时刻与LAT观测到的最高能量光子近似重合。（图片来源：Augusto et al. 2015）
由μ子观测反推出的高能辐射强度倒是略显复杂。通常对于长暴来说，GeV能段的流量是keV到MeV的10%左右。GRB 120424A和GRB 140512A的高能情况与keV观测的外推结果相当，但新Tupi给出的GRB 150915A高能流量却是雨燕卫星估算值的5倍。当然，实际的暴发高低能流比例是存在分布的，而像GRB 150915A这样的弱暴，如果高能辐射不够强，是绝无可能被地面探测器瞥见的。其实落在Tupi或新Tupi探测器视场中的大多数伽玛暴也都是没有μ子事件相随的。比如在2013年9月到2014年5月间，共有34次伽玛暴出现在了Tupi的视场中，但Tupi只对其中的两次有反应，其他只能用背景涨落来解释。
除了伽玛暴，这两架地面探测器还接收到多次来自太阳耀斑、行星际激波或其他太阳系内过程的μ子超出，大抵都伴有太阳观测卫星的较差认证。如果说Tupi这样的仪器最重要的意义何在，个人看来倒不在于发现某几个伽玛暴伴有地面μ子事件，而是为伽玛暴的地面监测指明了一条新路，用粒子探测间接认证，某种意义上难度反而比借助光子更小。
参考资料：
[1] Augusto, C. R. A., Navia, C. E., Shigueoka, H., Tsui, K. H. & Fauth, A. C., 2011, Phys. Rev. D, 84, 042002
[2] Augusto, C. R. A., Kopenkin, V., Navia, C. E., de Oliveira, M., Tsui, K. H. & Fauth, A. C. & Sinzi T., 2013, Phys. Rev. D, 87, 103003
[3] Augusto, C. R. A., Navia, C. E., de Oliveira, M. N., Tsui, K. H., Nepomuceno, A. A., Kopenkin, V., Sinzi, T. & Atri D., 2015, ApJ, 805, 69
[4] Augusto, C. R. A., Navia, C. E., de Oliveira, M. N., Nepomuceno, A., Kopenkin, V. & Sinzi, T., 2016, arXiv:1605.04274v1 [astro-ph.HE]
