来源：返朴 ID：fanpu2019
在不远的将来，我们将会看到更多更高能的光子漂流到我们地球。
撰文 | 王善钦
光，是我们无比熟悉的概念。物理学家告诉我们，光是由无数光子组成的。比如我们眼睛可以看到的的可见光就是可见光光子组成的。宇宙中还有各种不可见的“光”，它们也由能量各异的光子构成。那么，能量最高的光子可以高能到什么程度呢？
最近，中日合作的羊八井ASgamma实验的探测器探测到来自蟹状星云方向的24个能量超过100万亿电子伏（100TeV）的超高能光子，其中能量最高的那个光子达到了450万亿电子伏（450TeV），是此前最高能量记录（75TeV）的6倍，是可见光光子能量的百万亿倍。相关成果对应的论文已经被物理领域顶尖期刊《物理评论快报》所接受，即将于七月下旬作为亮点论文出版[1]。
这些超高能光子从何而来？研究论文的作者们认为它们可能源于古老而低能的宇宙微波背景辐射[2]。那么，什么是微波背景辐射？它们如何变为超高能光子？它们又是如何被探测到的？这篇文章以这批光子为主角，讲述它们奇幻漂流的一生。
宇宙大爆炸的余烬
大约138亿年前，我们的宇宙比沙子还小得多，所有物质挤压在极端小、极端热的狭小区域内。接着，宇宙“爆炸”，我们以这个时刻的宇宙年龄为零。爆炸后的宇宙急剧膨胀。在宇宙年龄从零到38万年之间的阶段，宇宙中大量光子与其他粒子强烈碰撞，阻止中性原子形成——这些高能光子会把电子与原子核拆散。
在宇宙年龄为38万年时，由于宇宙的膨胀，那些高能光子的能量已经降到足够低，不能继续拆散原子，它们最后一次与电子发生碰撞后，就成为宇宙中散落的背景光子，电子也终于能够安安稳稳地与原子核结合为中性原子，宇宙也终于从一团迷雾一样的状态变为透明状态。
这个时刻，那些刚成为宇宙背景的光子的温度大约是绝对温度3000多度，发出暗红色的光。这是年轻时的宇宙的颜色。随着宇宙继续膨胀，这些光子的能量不断降低，到138亿年之后的今天，这些背景光子的温度已经只有绝对温度2.7度，相当于零下270摄氏度，比我们的南极还冷得多，对应的波长在微波波段，因此被称为“微波背景辐射”。
它们中的一部分在1964年被贝尔实验室的工程师威尔逊和彭齐亚斯意外发现，证实了宇宙大爆炸理论的正确性，二人也因此获得了1978年的诺贝尔物理学奖。下面，我们将微波背景辐射光子简称为“背景光子”。
图：WMAP 卫星9年探测得到的微波背景辐射分布图，微波背景辐射没有颜色，图中颜色为伪色 | NASA / WMAP Science Team
在这漫长的138亿年，这些背景光子在能量降低的同时，不断漂流。但在我们讲述这些背景光子进一步漂流的故事前，我们还必须先讲述一个看似与它无关，实际上却密切相关的故事：超新星爆发。
恒星的壮烈死亡：超新星爆发
距离现在大约1千万年前，位于地球金牛座方向的一个区域中的一团巨大的氢分子云终于点燃了自己的中心，成为了一颗质量在8到10个太阳质量那么大的恒星，这颗恒星与地球的距离大约为6500光年，1光年约等于10万亿千米，因此这个距离约为6亿亿千米。
经过大约1千万年的演化，这颗恒星内部不再产生能量，巨大的引力占据上风，星体向内猛烈收缩，将核心压缩为一个几乎完全由中子构成的致密星体——中子星，恒星的其他部分物质砸在坚硬的核心上，然后向外反弹，中心天体发出的中微子协助反弹物质向外爆炸，形成了壮观的超新星。
超新星爆发后发出的强烈光芒向外传播，经过大约6500年后，到达地球上空，此时是公元1054年，中国正处于宋仁宗至和元年。北宋的天文官员发现天空突然出现了一颗新的星星，这就是著名的“天关客星”，也被称为“超新星1054”（SN 1054）。这颗新的星星持续近两年可以在夜空看到，以至于第二年，即宋仁宗至和二年，侍御史赵抃还上奏议：“臣伏见自去年五月已来，妖星遂见，仅及周稔，至今光耀未退。”不仅如此，这颗超新星有23天可以在白天看到。[3]
图：《历代名臣奏议》中赵抃对1054年被观测到的超新星的描述。
著名的梅西耶星表中的第一个天体M1，因其形状像一只螃蟹，因此也被称为“蟹状星云”。1921年，有两位天文学家先后指出蟹状星云正在膨胀，年龄大约为900年，天文学家伦德马克（Knut Lundmark，1889--1958）根据这些结论，结合中国古代典籍记载，猜测：蟹状星云就是超新星1054的遗迹。此后，哈勃（Edwin Hubble，1889-1953）经过观测与计算，证实了这个结论。
1967年，贝尔（Jocelyn Bell Burnell，1943-）首次观测到到脉冲星之后，人们很快在1968年发现了蟹状星云中心的脉冲星，这就是超新星1054遗留下来的中子星，这颗中子星每秒自转30次，并不断将自身的转动能转化为辐射，产生的“脉冲星风”照亮蟹状星云，使后者成为一个“脉冲星风云”。
图：哈勃太空望远镜（HST）拍摄的蟹状星云的图像 | NASA / ESA， HST
上图为哈勃太空望远镜（HST）于1999年到2000年拍摄的蟹状星云的多色图，它的半径已经扩展到6光年，即大约60万亿千米。由于其尺寸太大，HST分24次拍摄了不同部分，然后把24张图拼接为一张图。
超新星遗迹：巨大的加速器
所有的超新星在爆发几年后，都将成为“超新星遗迹”。超新星遗迹里有大量弥散的超新星物质。这些物质内部的强烈碰撞或者中心遗留的中子星的强烈辐射会产生强烈的冲击波，这些冲击波将超新星遗迹里面的质子和电子加速到极高的速度——极端接近光的速度。因此，超新星遗迹自身就是无比巨大的加速器。
超新星1054也不例外，它在爆发几年后也开始成为超新星遗迹，即上面说的蟹状星云。看似人畜无害的蟹状星云里，也有强烈的冲击波，这些冲击波将大量质子和电子加速到极端高速、极端高能的状态，四散开来。
极端高能电子与背景光子的碰撞
极端高能的电子四散开来之后，其中一部分朝着地球的方向飞来。这些极端高能电子在朝着地球运动的过程中，弥漫到超新星1054附近的低能背景光子们等到了机会，它们经常被高能电子撞击成高能光子。而我们这个故事中的主角们就是这群光子中的一部分。
在某个时期，被超新星遗迹加速的一批超高能电子撞击了周围的那些低能背景光子，将大量能量传递给那些低能背景光子，使得这些漂流的背景光子的能量从10000分之1电子伏左右提升到100万亿电子伏以上，最高的达到了450万亿电子伏，能量提高到原来的大约4亿亿倍左右，是可见光光子能量的百万亿倍。
图：低能光子与高能电子碰撞，获得巨大能量 |王善钦
这个过程就如同一个身上只有1元钱的流浪者突然被给予几亿亿元钱，可谓一夜暴富。这些原本低能的光子从此成为披坚执锐的超高能光子，朝着地球方向奔袭而来。经过大约6500年，它们终于抵达地球。
光子与地球大气的碰撞：大气簇射
地球上空有一层厚厚的大气，大气里有大量的各类气体分子。从太空中袭来的各类宇宙线与大气分子中的原子核碰撞，力量被大大削弱。因此使得我们免受高能宇宙线的伤害。
那个超高能光子也在进入大气之后与大气分子中的粒子相互作用，产生了其他高能粒子，这些高能粒子又与周围的大气分子中的粒子相互作用，产生了更多其他粒子，这个连锁反应会发生多次，因此被称为“大气簇射”，其结果是一个高能粒子激发出众多粒子。
图：高能粒子在大气中激发簇射的示意图 |王善钦
由这些超高能光子激发出的众多带电粒子中的一部分进入了位于西藏的羊八井ASgamma实验的探测器阵列。这个阵列的核心是水切伦科夫探测器。什么是水切伦科夫探测器？它的原理是什么？
切伦科夫辐射与水切伦科夫探测器
1934年，切伦科夫（Pavel Cherenkov， 1904-1990）研究放射性元素释放出的射线穿过液体的现象，发现液体发出蓝光，经过仔细分析，他确定这暗淡的蓝光并不是荧光。这个辐射后来被称为切伦科夫辐射。1937年，切伦科夫的同事弗兰克（Ilya Frank， 1908-1990）和塔姆（Igor Tamm， 1895-1971）解释切伦科夫辐射的成因：带电粒子在液体中的速度超过了光在液体中的速度，因此发出了蓝光为主的辐射。
根据爱因斯坦的相对论，真空中，任何物质的速度都不可能超过光速。不过，在介质中，粒子的速度可以超过介质中的光速。比如，光在真空中的速度是每秒30万千米，在水中，光的速度是每秒22.5万千米；如果带电粒子在水中的速度超过每秒22.5万千米，这个高速粒子就会发出切伦科夫辐射。因为发现和解释了切伦科夫辐射，切伦科夫、弗兰克和塔姆分享了1958年的诺贝尔物理学奖。
实际上，这一现象早在1888到1889年就被英国物理学家海维塞德（Oliver Heaviside， 1850-1925）在理论上所预言；1904年，德国物理学家索末菲（Arnold Sommerfeld， 1868-1951）也预言了这个现象。但因为1905年诞生的相对论认为物质运动速度不会超过真空中的光速，这两人的工作迅速被遗忘，直到20世纪70年代才被人重新发掘出来。事实上，爱因斯坦的相对论只是针对真空，不针对介质。观测方面，1910年，玛丽·居里（即居里夫人，Marie Curie，1867-1934）发现高浓度的镭溶液发出了暗淡的蓝光，但没有进一步调查这类现象。
切伦科夫辐射被发现并被解释后，很快就被用来设计探测器。如果探测器的介质用的是纯水，就是水切伦科夫探测器；同理，有重水切伦科夫探测器、冰切伦科夫探测器，甚至还有空气切伦科夫探测器。下图为位于美国俄勒冈州里德学院（Reed College）的水下放射性反应堆的堆芯，放射性元素衰变释放出的高能电子在水中穿梭，速度超过水中的光速，发出幽蓝的切伦科夫光。
图：位于里德学院的供科研使用的水下核反应堆的堆芯附近的蓝色切伦科夫光 | United States Nuclear Regulatory Commission
西藏羊八井ASgamma实验的探测器的探测
位于西藏海拔4300米处的羊八井的探测器由多个装满高度纯净水的切伦科夫探测器组成，每个探测器里放着一种被称为“光电倍增管”的仪器。这个项目是中日合作项目，选择日本作为合作方，是因为日本在水切伦科夫探测器方面的技术世界领先，著名的神冈探测器与其升级版——超级神冈探测器都是水切伦科夫探测器，在中微子科学领域做出了多项重要贡献，于2002年与2015年两次获得了诺贝尔物理学奖。
羊八井项目分别由中国科学院高能物理研究所和日本东京大学宇宙线研究所负责中日双方的事务，于1990年完成第一期，此后多次升级。2014年，建设成位于地下的水切伦科夫探测器。这个新建设的地下探测器使羊八井实验组成为探测超高能宇宙线方面最灵敏的小组。
那些漂流的超高能光子激发出的大量高速、高能带电粒子穿过羊八井实验组安置在地下的水切伦科夫探测器后，产生切伦科夫光，这些光打到光电倍增管，后者将信号放大，传输到终端，探测完成。
至此，这群漂流的光子及其能量的“继承者”们的奇幻旅程终于结束。
在探测到信号之后，中日科学家通过精确的计算与分析，反推出这些产生辐射的粒子的源头是一批超高能光子，其中24个能量超过100万亿电子伏，超过此前的探测记录；其中，能量最高的达到了450万亿电子伏，是此前被探测到的最高能光子的能量的6倍。
LHAASO：更强的探测器
2018年6月，我国开始建设位于四川海拔4410米的稻城、占地1.36平方千米的“大面积高海拔宇宙线观测站”（LHAASO），预计耗资12亿元，现在已经建成一部分。LHAASO由多个广角空气切伦科夫探测器、上千个地下的水切伦科夫探测器、占地近8万平方米的地上的水切伦科夫探测器和几千个闪烁液探测器构成，可以用来探测三个能量范围内的伽马射线和“宇宙线”。这个项目的灵敏度比羊八井探测器的灵敏度高至少几十倍，将对超高能带电粒子和超高能光子的研究产生更深远影响。
在不远的将来，我们将会看到更多更高能的光子漂流到我们地球。
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