TeV天体物理学
20世纪70年代初，美国亚利桑那州Whipple天文台的10米大气成像切伦科夫望远镜第一次探测到了来自蟹状星云的TeV光子。10多年之后，同一设备又以更高的置信度确认了之前的发现，由此宣告了TeV天体物理学的诞生。将近40年过去了，这一相对较新的领域依旧朝气蓬勃，新的望远镜陆续落成，新的辐射源依次浮出水面，天空在电磁波谱最高能段的面目也逐渐展示在了世人眼前。
Whipple天文台20世纪的10米切伦科夫望远镜。（图片来源：Catanese & Weekes 1999）
伽玛射线天文观测的起源并不算晚，早在1961年，第一颗伽玛射线天文卫星——探险者11号卫星就接收到了来自深空的数十个高能光子，并暗示了伽玛射线背景辐射的存在。随后上世纪六、七十年代的OSO-3、OSO-7太阳观测卫星率先对太阳进行了伽玛谱线观测，并确认了来自银河系的伽玛射线辐射。更晚些时候的SAS-2和COS-B系统地探索了高能宇宙，让人们对高能现象的认识更上一层楼。再后来的康普顿伽玛射线天文台与费米伽玛射线空间望远镜等进行了大量高精度观测，将伽玛射线天文学推入高潮。
但是这些空间伽玛射线天文卫星（包括由高空气球搭载的高能探测器）只能覆盖几百GeV以下的能段，对于能量更高的TeV光子无能为力。TeV也就是1012电子伏特是什么概念呢？这一数值约合1.6×10-7焦耳。肉眼可见的可见光光子能量只有1电子伏特左右。TeV辐射对应的自然是宇宙中最为极端的现象，但是如此高能的光子数量甚少，平均流量只有每秒每平方厘米10-11个光子，使用空间探测器观测的话，无论从时间还是金钱上都非常不划算，所以与高能天文学的其他分支不同，TeV观测是在地面进行的。
大气簇射示意。（图片提供：SEASA）
且慢，高能天文学需要空间观测的原因是地球大气对高能光子不透明，那么TeV光子难道是例外？其实也不是。恰恰相反，地面TeV望远镜利用的正是大气吸收。当高能光子进入地球大气后，它与气体分子相撞，转化为正负电子对，这样产生的电子对进一步与大气相互作用，由此引发大气级联簇射，直到次级粒子能量过低不能引起新的反应为止，整个过程会有成千上万个粒子产生。这一反应的能量阈值正好与卫星观测的上限重合，因此地面TeV观测与空间伽玛射线观测可以很好地衔接起来。
切伦科夫辐射的一个例子，来自美国爱达荷国家实验室的先进测试反应堆。（图片提供：ATR）
TeV光子产生的次级粒子能量仍旧很高，这意味着它们运动速度很快，与光速很接近，甚至超过了大气中的光速。在这种情况下，与超音速会出现音爆类似，超过介质光速的粒子会发出蓝色的光线，称为切伦科夫辐射。TeV望远镜依据的原理正是通过接收大气中的切伦科夫光，还原出源区在天空中的影像。当然，大气簇射引发切伦科夫辐射并非TeV光子的专利，进入大气层的带电宇宙线粒子也会产生类似现象。不过好在这两种机制带来的簇射锥形态不同，前者更窄。因此能否清晰地区分这二者的差异也就成了衡量望远镜质量好坏的重要指标。
高能光子（左）与带电宇宙线粒子（右）引发的大气簇射示意图，可见后者簇射角度更大。（图片提供：GSFC）
目前主流的TeV望远镜可以分为大气成像切伦科夫望远镜与粒子探测器两类，先说作为主力的前者。这是一类可以聚焦的仪器，往往由多面反射镜组成。由于切伦科夫望远镜的观测对象并非地外的天体，只是大气之内的现象，所以它们对镜面质量的要求并没有传统光学望远镜那样高。所有镜面接收到的光信号被聚焦到共同的焦点，并在那里由光电倍增管纪录下来。选择光电管而非CCD的原因是，切伦科夫光通常很暗弱，而且持续时间甚短，要以纳秒计算，光电管的灵敏度和反应速度都优于CCD，更适合这项工作。顺带一提的是，快速变化是将切伦科夫光与背景信号区分开来的关键依据之一。
切伦科夫望远镜所见的高能光子（左）与带电宇宙线粒子（右）簇射。（图片提供：GSFC）
当代切伦科夫望远镜的焦点探测器都采用了光电倍增管阵列，由100个甚至更多的光电管组成，这样就可以得到切伦科夫辐射的影像。如果使用设置在不同地点的多架望远镜从不同角度观测，更可以还原出大气簇射的立体形象，进而给出天体图像，现在已经做到了角分级的精度。此外多架望远镜共同观测还有一个优点，也就是可以更方便地排除宇宙线簇射的干扰。
切伦科夫望远镜的集光面积并非其反射镜本身，而是望远镜所能观测到的切伦科夫光本身的覆盖范围，只要望远镜落在了这一范围之内，就可以探测到簇射事件，因此它们的集光面积相当可观。基于这一点，切伦科夫望远镜阵列的各个子镜间距也不宜过远，必须全部处在切伦科夫光池之内，所以一般是选取70到100余米的为佳。至于台址的选择，与普通光学望远镜一样，以干燥的高海拔地带为佳。
专用大气成像切伦科夫望远镜的例子，加那利群岛的MAGIC。（图片提供：MAGIC Collaboration）
大气成像切伦科夫望远镜的实现途径有两种，一是建造专用的望远镜，二是利用现有的集光设备如太阳能电站。前者的代表包括纳米比亚4架13米望远镜组成的HESS（高能体视系统）、澳大利亚4架10米望远镜组成的CANGAROO-III（澳大利亚-日本合作伽玛射线天文台）阵列、 加那利群岛2架17米望远镜组成的MAGIC（大型大气切伦科夫成像望远镜）、亚利桑那州Whipple天文台7架10米望远镜组成的VERITAS（甚高能辐射成像望远镜阵列）为代表，它们的核心部件都是拼接式反射镜，各镜面有类似主动光学系统的单独促动器控制；后者有业已结束运转的加州CACTUS（Solar-2改造大气切伦科夫望远镜）与新墨西哥州的STACEE（太阳塔大气切伦科夫效应实验）等，二者各有利弊。专用望远镜的优点显然是一切都经过了优化设计处理，更适合天文观测，但是投入远比后者高；改造利用现有设备自然在资金上更为划算，而且太阳能电站一类设施的反射镜面积也往往更大，但是它们的接收效率和响应很复杂，操作起来更加麻烦。
由太阳能测试设施改造而来的STACEE，这里白天用于太阳能研究，晚上观测TeV宇宙。（图片提供：STACEE）
大气切伦科夫望远镜之外，又有水切伦科夫望远镜，其工作基础与大气切伦科夫望远镜类似，只是介质换成了水，这类仪器的先驱者是拥有5000平方米水池的Milagro。Milagro的研发动机一是为了利用粒子在水中折射率大的优势，二是为了克服大气切伦科夫望远镜观测视场窄、无法观测高度过低的天体、受天空背景光干扰大、满月时无法工作这几大不足。作为对比，Milagro是第一架可以在TeV能段上持续监测北天全天的仪器。不过切伦科夫望远镜的一大缺陷是无法精确得出入射光子的真实能量，Milagro也没有避免这一点。
Milagro铺有光电管的水池。（图片提供：The Milagro Gamma-Ray Observatory）
同样出于宽视场以及有效观测时间长的考虑，地面粒子探测器也可以用于观测TeV光子激发出的粒子簇。这里的关键是如何排除宇宙线背景，可以通过计时以及分析簇射粒子成分的方法达到。如今此方面的先驱要数西藏羊八井宇宙线观测站的中国与意大利合作的ARGO探测器，这是一台覆盖将近6000平方米的阻抗板探测器，当前达到的精度与Milagro类似。此外同样位于羊八井的AS γ闪烁体阵列也进行了TeV光子的观测。不过使用粒子探测器虽然优点多多，缺陷也很明显：对辐射源的定位不佳，比大气切伦科夫望远镜差两个数量级，而且建造ARGO式的全覆盖探测器耗资也相当可观。
谈完了探测器，那么TeV的天空究竟是什么样子的？先看一看标出全部已知TeV辐射源全天图，其中棕色圆点表示脉冲星星风星云，蓝色五角星表示超新星遗迹，黄色方块表示双星系统，红色倒三角表示分子云，空心十字表示活动星系核，紫色正三角是性质未知的源：
图片来源：Hinton & Hofmann 2009
再看看银道面附近的TeV景观：
图片来源：Hinton & Hofmann 2009
这两张图片能说明什么？首先，已知TeV辐射源的数目并不多，只有100个还不到，河内源大约在60个左右；其次，大部分辐射源都集中在银道面附近；第三，与能量较低的伽玛射线不同，TeV的天空以单个源而非背景辐射为主；最后，这些辐射源种类并不少，其他高能波段的热点天体样样不缺。
在正式介绍辐射源之前，先简单说两句TeV可能的辐射机制。基本上这一能段离不开非热辐射，涉及被加速粒子之间及其与四周环境的相互作用。这其中又可以分为电子与强子两种起源，前者的基本辐射机制是对软光子的逆康普顿散射，软光子可以来自辐射区自身，也可能是宇宙背景；后者是指高能质子或核子与星际介质的反应；另外如果介质密度足够大，电子的轫致辐射也有可能产生TeV光子。
从作为TeV天体物理学源头的蟹状星云说起。这是一个实心型的超新星遗迹，也称脉冲星风星云，其辐射能量可以归根于星云中央的脉冲星自转。它的TeV辐射机制也很好解释，基本可以用脉冲星星风的电子同步自康普顿散射来描述。与在其他高能波段一样，蟹状星云是TeV能段被研究得最为详细的天体之一，现在已经成了TeV天体物理学的标志性天体，也是进行相关观测时用于校准仪器的标准烛光。在稳定辐射之外，人们还率先在蟹状星云中找到了甚高能脉冲成分，帮助限制了脉冲星的辐射区位置。
AS γ阵列观测到的TeV蟹状星云。（图片提供：ICRR）
蟹状星云的同类是银道面附近数量最多的TeV辐射源。类似于蟹状星云，它们的全波段光谱普遍表现为具有低能同步辐射和甚高能逆康普顿散射两个成分。实心超新星遗迹的其他特点还包括TeV轮廓普遍大于低能轮廓（这意味着不同能量电子扩散范围不同，进而是在星云内的寿命不同）以及脉冲星偏心现象（具体起因未知，不过似与脉冲星自身运动速度关系不大，而更取决于环境）。
实心型超新星遗迹能发出TeV辐射，那么由爆发激波供能的壳层型超新星遗迹又如何？这类天体作为甚高能辐射源其实是有充分理论依据的，因为它们据信是宇宙线的天然加速器，可以将强子加速到至少上千TeV。甚高能光子既是粒子加速过程的产物，又因为轻子与强子起源的光子分别与轻子和宇宙线强子密度成正比，且逆康普顿散射起源的TeV辐射与低能辐射强度之比又是磁场的反映，可以用其分析加速区结构，因此对超新星遗迹进行TeV观测顺理成章。目前有详细观测的壳层型超新星遗迹不多，不过显示出了TeV形态与X射线非热成分相关，这说明TeV光子更可能起源于电子散射，不太需要借助强子参与，虽然有个别遗迹的辐射谱似乎用强子模型拟合得更好；不过可能是由于视线方向分辨率不足的缘故，甚高能光子与分子云分布关联并不密切。遗迹的形态自然是爆发与周边环境相互作用的产物，但是现在对遗迹附近气体分布的了解并不十分充分，人们对具体作用过程的了解还比较有限。
RX J1713.7-3946（上）与1006年超新星遗迹（下）的TeV（左）与X射线（右）影像，白线表示0.5度。（图片来源：Hinton & Hofmann 2009）
超新星遗迹和脉冲星之外，银河系内的TeV天体还包括致密双星和星团。如果说河内源的共性，那么可以认为它们都或多或少与大规模的恒星形成有关，虽然至今也没有哪颗普通恒星（包括大质量恒星）表现出了甚高能辐射。另外又有三分之一左右的河内源没有找到其他波段的对应体，身份不明，它们是否属于新一类天体，其辐射又起源于何种机制，这些还都是未决的。
银河系之外，TeV的天空由活动星系核特别是耀变体主导。活动星系核中央存在快速吞噬物质并抛出喷流的特大质量黑洞，如果喷流正对视线则称耀变体。其实现在发现的20余个TeV活动星系核中，非耀变体也只有M87一例。针对活动星系核的研究可以追溯到TeV天体物理学诞生之初，紧随蟹状星云之后发现的TeV辐射源即是最明亮的耀变体马卡良421。与河内源不同的是，耀变体的TeV影像普遍表现为无结构的点源，至少在当前TeV望远镜的观测分辨率下如此。当然，这些天体迅速激烈的光变也是少不了的，变化的特征时间甚至可以短至几分钟。现在对TeV活动星系核的多波段联测很普遍，因此它们的辐射特性也被确定得很好。基本上，耀变体的甚高能伽玛射线与X射线有强相关，这说明二者应该有共同起源，一般认为是位于黑洞喷流之内，由于喷流运动速度接近光速，因此接收到的TeV辐射其实并不是星系核本身发出的，而是经过了多普勒效应的修正，波长大大减小的结果。至于M87这个特例就与之不同了，具体情况仍有待进一步研究。
耀变体马卡良501的TeV影像。（左，图片来源：Catanese & Weekes 1999）与全波段光谱（右，图片来源：Hinton & Hofmann 2009），光谱中两个主峰可以归结为喷流电子的同步辐射与逆康普顿散射。
已知TeV活动星系核的红移分布从M87的0.004到3C279的超过0.5不等，但是没有距离地球太远的。这里的原因也很好解释：甚高能光子会在传播途中与低能宇宙背景辐射（如微波背景和红外背景）相互作用发生湮灭，产生正负电子对，再远处的TeV光子几乎没有抵达地球的可能。这一反应还可以部分解释活动星系核的甚高能辐射谱的指数随距离增加而增加的演化趋势，因为起源较远的光子被湮灭的几率更大。不过湮灭反应虽然阻碍了对高红移宇宙的甚高能观测，却也提供了研究低能背景辐射的一条间接渠道：通过TeV观测来限制低能背景的形态和强度。
除了星系核，伽玛射线暴、星暴星系以及星系团理论上都会发出低水平的TeV辐射。但是现在尚未探测到来自伽玛暴的TeV光子，只有上限给出；星暴星系虽然有CANGAROO观测NGC 253这个例子，但是并没有其他小组的后续观测证实；星系团也只有观测限制而已。
TeV天体物理学的意义何在？首先它下承卫星的观测下限，上至电磁波谱能量最高的区域，了解它可以帮助人们更好地探查天体全貌，特别是了解极端过程下的天文过程，包括粒子加速和辐射机制。实际上通过甚高能辐射确认天然的宇宙线加速器正是TeV观测最大的目标之一。除了天文方面，TeV观测还影响着新物理研究，包括限制洛伦兹不变性破缺、量子引力理论以及暗物质粒子的特性。
未来呢？随着新一代TeV观测设备的投入使用，未来十年内，甚高能辐射源的数量有望增加10倍以上，对已知源的观测精度和灵敏度也会出现质的飞跃，自然人们对河内宇宙线加速器的了解将更上层楼。除了已知的天空，通过可能的湮灭信号限制暗物质将是未来TeV天文学的重点，相信这一能量最高的电磁波窗口会透露给人们更多宇宙隐藏已久的信息。
参考资料：
[1] Catanese, M., & Weekes, T. C., Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 1993, 111, 11939
[2] Hinton, J. A., & Hofmann, W., Annu. Rev. Astro. Astrophys, 2009, 47, 523
注：本文为《天文爱好者》约稿，请勿转载。
