高 启，马帅康，刘立武，赵少章，孙 尚

（1.西藏大学 理学院，西藏 拉萨 850000；2.西藏大学 宇宙线教育部重点实验室，西藏 拉萨 850000）

宇宙线是各种天体演化过程（特别是各种高能天体物理过程）的产物，是人类了解宇宙的极佳探针[1]。在宇宙线观测中，许多天体现象的出现具有时间和空间随机性，例如新彗星和超新星的出现、时变源、γ射线暴（Gamma Ray Bursts，GRBs）。对这些天体爆发现象观测，一方面要求探测器具有较高的灵敏度，另一方面，由于这些天体现象在时间和空间上的随机性，需要观测设备具有较大的视场。

广角透镜技术是一种新型宇宙线测探技术，其技术方案是采用透镜代替传统成像大气切伦科夫望远镜（Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes，IACT）阵列的反射镜，对较大观测视场内宇宙射线在大气中产生切伦科夫光实现成像，可以有效实现兼顾大视场、高角分辨、高能量分辨等特点，从技术上来说，是观测时间空间上具有随意性的天体宇宙线辐射最理想的手段之一。

目前，透镜式广角大气切伦科夫成像技术在国际上刚刚起步，例如GAW（Gamma Air Watch）实验[2-3]首次提出用直径约3 m的广角菲涅尔透镜测探高能γ射线（700 GeV～10 TeV）。JEMO-EUSO（The Extreme Universe Space Observatory on board the Japanese Experiment Module of the International Space Station）实验[4]计划用广角菲涅尔透镜研究超高能宇宙射线（5×1019～5×1021eV）。其中JEMO-EUSO采用1块直径2.65 m菲涅耳透镜组成光学系统，TA-EUSO[5-7]为JEMOEUSO实验地面简化版本，采用两面直径1.0 m菲涅耳透镜，视场±6°。国内方面，西藏大学和中科院高能研究人员也紧跟国际步伐开展了一些广角透镜成像技术的预先研究工作[8-9]提出了一种水透式广角大气切伦科夫望远镜的概念，用于探测几十GeV至几百GeV高能γ辐射。

作者撰写本文的目的，在于对广角透镜技术及其在宇宙线探测领域的探索与应用实践做一个简要的总结与展望，以期广大读者可以对广角透镜技术发展及其在宇宙线探测领域的探索与应用有一些了解。论文内容包括广角透镜技术原理，广角透镜优缺点以及采用广角透镜技术进行宇宙射线探测的GAW实验、JEM-EUSO实验和西藏大学水透镜实验进展等。为了行文方便，论文广角透镜技术在宇宙线探测领域的探索与应用按探测对象的不同，分为超高能宇宙线探测，甚高能及以上γ射线探测两部分进行介绍。

1 广角透镜技术基本思路与设想

利用广角透镜代替传统反射镜以实现大视场测量高能宇宙射线这一设想最初在1998年由David J.Lamb等人提出[10-11]，在其论文中提出了用广角菲涅耳透镜代替传统反射镜的思路，提出了菲涅耳透镜光学系统设计原则。其基本思路或者出发点是考虑到：

（1）大部分宇宙射线源在时间和空间上具有随机性，对这些源进行测探，需要大视场的测探设备。

（2）传统成像大气切伦科夫望远镜由反射镜和位于其反射焦点的成像系统组成。这种构型对近轴成像优化，成像畸变随着离轴角度的增加而迅速增加，因此其视场不能做得很大（一般3°～5°）。如果增加视场，则需要增大成像系统面积，而这势必挡住反射镜的测探，如图1所示。

（3）采用广角透镜代替传统反射镜，焦平面不存在障碍物，不存在遮挡问题，可以将望远镜视场做大，实现对较大测探视场内宇宙射线在大气中产生切伦科夫光实现成像，如图1所示。还可以通过优化设计减小像差，实现不同入射角度成像一致性等问题。

透镜的缺点在于：一方面，厚度随直径的增加而迅速增大，随着厚度的增加，切伦科夫光的吸收将变得很严重，另一方面，透镜加工工艺相当复杂。而随着新型塑料材料的发现以及加工工艺的发展，2005年左右，菲涅耳透镜厚度和加工精度已经可以做到使其光学性能满足高能γ辐射测探要求。从而为广角透镜技术的发展奠定了基础。

综合以上来看，广角透镜测探技术一方面继承了传统IACT有效面积大、角分辨和能量分辨较好的优点；另一方面克服了传统反射镜大离轴角度成像畸变严重、视场较小的问题，可以有效实现兼顾大视场、高角分辨、高能量分辨的优点，是测探时间和空间上具有随意性的天体宇宙线辐射最理想的手段之一。

2 广角透镜技术发展高能宇宙射线测探中的探索应用——JEM-EUSO实验

JEM-EUSO[7]是第一个用来测探极端能量宇宙线起源和性质的空间实验计划，其主要测探目标是测探极高能宇宙线（Extreme Energy Cosmic Rays，UHECR）（5×1019～5×1021eV），还可探测极高能中微子、射线和奇异粒子。通过极高能粒子研究银河磁场、验证极端能量下的相对论效应和量子引力效应等基础科学问题。JEM-EUSO空间探测器工作于地球自由轨道或者空间站，采用俯视模式探测极高能粒子通过广延大气簇射产生的荧光或者切伦科夫光。探测器系统由主望远镜、大气监测系统和校准系统三部分组成，主望远镜由光学系统、焦面探测器及其电子学组成，工作在近紫外波长范围（330～400 nm），具有单光子计数能力，视场。其光学系统采用透镜，由两面直径2.5 m菲涅耳透镜和一面精密衍射菲涅耳透镜组成，焦面探测器由5 000个多阳极光电倍增管（MAPMT）组成的栅格组成，每个栅格64个像素，总计320 000个像素。其原理样机如图2所示。

图2 JEM-EUSO探测器光学系统原理样机

JEM-EUSO计划由EUSO-TA、EUSO-Balloon，EUSO-SPB，EUSO-SPB2，Mini-EUSO，K-EUSO几个实验构成，分步验证JEM-EUSO探测计划可行性。EUSOTA为JEM-EUSO最初原理样机，光学系统由两面直径1 m、视场为±6°菲涅耳透镜组成，成像单元2 034像素，采用地面阵列布局，2015年投入运行。前期测探采用与其他探测器符合测探模式，已测探到宇宙线事例。EUSO-SPB（EUSO Super Pressure Balloon）采用一面直径1m、视场为±6°的菲涅耳透镜，成像单元2 034像素，由高空气球运载升空，2017年运行13天。EUSO-SPB2在EUSO-SPB基础上加入夜天光探测装置，由高空气球运载，计划2022年升空。Mini-EUSO实验为JEM-EUSO缩小版，采用两面直径25 cm，视场±19°的菲涅耳透镜，由国际空间站搭载，在近地轨道测探广延大气簇射产生切伦科夫光，原计划2018年升空，因故推迟。K-EUSO则是JEM-EUSO终极验证样机，样机系统核心是一台有效直径2.5 m的施密特球面望远镜，有效视场±40°。

3 广角透镜技术在甚高能及以上γ射线探测中的探索与应用

由于宇宙线微分能谱呈幂律谱衰减，且γ射线流强远低于宇宙线背景辐射，甚高能（Very High Energy，VHE，0.03～30 TeV）及以上能区γ射线探测及其困难。空间探测受限于有效面积，无法积累足够多VHEγ事例样本，其观测只能通过地面进行。

间接测探通过测量进入地球大气层的γ射线与大气相互作用产生的次级粒子或者次级粒子产生切伦科夫光来反推γ射线入射方向和能量等信息，主要包括成像大气切伦科夫望远镜（IACT）阵列和广延大气簇射、EAS阵列（Extensive AirShower）阵列、水切伦科夫阵列。IACT阵列主要通过将宇宙线EAS次级粒子在大气中产生的切伦科夫光经过大口径镜面反射聚焦到光电倍增管上进行测量，利用γ簇射和宇宙线强子辐射图像差异进行γ/p鉴别。其典型代表MAGIC、H.E.S.S.、VERITAS等。EAS阵列主要通过宇宙线EAS次级粒子到达时间和密度分布重建事例的入射方向和能量。传统EAS阵列利用EAS次级粒子横向分布差异进行γ/p鉴别，其代表包括ARGO-YBJ，早期ASγ阵列，后期EAS阵列则主要通过γ簇射和宇宙线背景簇射产生u子差异进行γ/p鉴别，通过布置在地面的大面积电磁探测器阵列（ED）和置于地下一定深度的u子探测器阵列，区分γ射线和宇宙线强子背景，其代表包括升级后ASγ+MD阵列和LHAASO-KM2A阵列。水切伦科夫阵列也属于EAS阵列，但其探测对象为EAS次级粒子在水体中产生切伦科夫光，其代表HAWC。

不同地面测探装置对宇宙射线点源灵敏度比较如图3所示。由图3可见，IACT阵列的优势在于：一是0.05～20 TeV能区灵敏度最高，其他探测器几乎难以与IACT竞争；二是低探测阈能阈能接近20 GeV，部分探测能区与卫星实验重叠，高能探测区域则与EAS重叠，在VHEγ射线多波段复合测探、对比验证不同测探装置测量结果中具有重要意义。

图3 不同测探装置灵敏度比较

但是，目前主流的IACT阵列为了提高光收集效率，普遍采用大口径反射镜，其视场不超过5°。而相当大部分天体爆发事件（如GRBS，耀变体（Blazar），星爆星系等等）在空间和时间上具有很大的随机性。现有IACT阵列在次观测领域存在较大不足，其解决方案之一就是采用广角透镜技术，这也是David J.Lamb等人利用广角透镜代替传统反射镜的主要目标：克服原有IACT视场较小的缺陷，以更好地进行瞬变源等产生VHE以上γ射线观测。

3.1 GAW实验

GAW实验是下一代大气成像切伦科夫望远镜（IACT）验证计划，该计划首次提出采用透镜代替传统的反射镜，以实现大的视场和解决反射镜大离轴角度成像畸变问题。GAW主要测探目标是0.7～10 TeV的甚高能γ射线。望远镜光学系统为三台直径3 m（有效直径2.13 m）、厚度为3 mm的丙烯酸平面菲涅耳透镜，丙烯酸材料对300～600 nm波长切伦科夫光穿透率大于95%。成像系统由300支多阳极光电倍增管（Multi-anode Photomultipliers，MAPMT）组成，单个光电倍增管像素单元为8×8，总像素单元为19 200单元，覆盖视场为24°×24°，GAW望远镜单元整体构型如图4所示。

图4 GAW望远镜结构图

按照计划，第一步，2010年左右，将单台GAW望远镜原理样机安装于海拔2 168 m的西班牙卡拉阿尔托天文台。为了验证望远镜系统的可行性，样机成像单元缩减为100支MAPMT，6 400像素，视场6°×6°，这一期主要目标是验证光学系统近轴和离轴成像效果。第二步将视场扩展为12°×12°，通过蟹状星云测探验证光学系统近轴和离轴成像效果。第三步，由三台直径3 m菲涅耳透镜组成阵列。成像单元扩展到19 200像素，覆盖视场扩展到为24°×24°。由于经费原因，GAW在进行完第一步之后项目停止。但是GAW计划所提出的使用广角透镜替代传统反射镜的思路却在后续的实验中陆续得到验证，为时变源的测探提供了一种新的、有效的测探手段。

3.2 西藏大学广角水透镜实验

西藏大学和中科院高能研究人员受GAW和JEMOEUSO启发，紧跟国际步伐也开展了一些广角透镜成像技术的预先研究工作，考虑到菲涅尔透镜系统虽然具备大视场、良好透过率的优势，但也存在加工工艺复杂、价格昂贵和离轴大角度成像差等问题。提出了一种水透式超广角大气切伦科夫望远镜的概念，结构图如图5所示，该方案采用大口径广角水透镜（玻璃球壳+超纯水）的设计，这种考虑主要基于以下3点：（1）充分利用了超纯水对可见光特别是蓝紫光良好的透过率；（2）半球透镜大离轴角度成像一致性好；（3）工艺简单，造价较低。

图5 水透镜结构

西藏大学广角水透镜实验最终目标是在高海拔地区测探GRBs几十GeV以上高能γ辐射测探，按照计划，实验主要分为3个阶段：（1）研制0.9 m原理样机及其成像、数据获取系统，在羊八井与闪烁体阵列进行符合测量、以验证设计方案可行性；（2）研制更大口径望远镜样机，并与原有小口径原理样机组成阵列，并对成像、数据获取系统进行升级，实现宇宙线独立测探；（3）最终研制N面5 m口径望远镜阵列，实现GRBs或时变源探测。目前，0.9 m原理样机已经完成光学系统和成像系统测试，成功在羊八井探测到宇宙线事例；第二步，计划更完善功能的2.0 m原理样机阵列研制工作正在按计划进行，光学系统已经完成加工；第三步，5 m口径望远镜相关模拟工作也陆续展开。

4 结束语

广角透镜技术采用透镜代替传统的反射镜，可以有效实现兼顾大视场、高角分辨和高能量分辨等优点，是测探时间、空间具有随意性的天体辐射最理想的手段之一。GAW（Gamma Air Watch）实验、JEMO-EUSO实验、西藏大学广角水透镜实验是广角透镜技术原理样机在甚高能以上宇宙线探测领域的典型探索应用，虽然GAW由于经费原因已经停止，但JEMO-EUSO实验、西藏大学广角水透镜实验按计划推进，目前两个实验都已完成原理验证工作，测量到高能宇宙射线。在不久的将来，广角透镜技术必将为时间空间上具有随意性的天体宇宙线辐射提供一种有效的新型测探手段。