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【现代物理知识】暗物质粒子探测和LHAASO实验

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发表于 2019-6-10 09:46 | 显示全部楼层 |阅读模式
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本帖最后由 zhangms 于 2019-6-10 10:03 编辑

袁强 中科院高能所  2019/6/4   

袁强 中国科学院紫金山天文台
来源:《现代物理知识》

一、我们的宇宙很“黑暗”

理解我们所生存的宇宙一直是人们孜孜以求的目标。根据日月星辰的运动,人们从中掌握了昼夜交替和季节变化的规律,并将其用于农业生产和历法授时;通过行星的精确运动规律,开普勒总结出了行星运动三大定律并导致了牛顿提出万有引力定律;望远镜的发明极大地拓展了我们的视野,引导我们对宇宙的认识逐步走出太阳系、走出银河系、走向极其深远的宇宙空间。图1形象地展示了我们宇宙宏大、丰富的层次结构以及地球在宇宙中是处于何种微不足道的位置。

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图1 宇宙的层次结构

在认识宇宙的过程中,一个很自然的问题就是,宇宙中有些什么物质(物体)以及有多少物质?回答这个问题需要一项非常基本的技能——给天体“称重”(测量质量)。但天体是遥不可及的,如何能够测量它们的质量呢?天文学家很巧妙地想到了利用天体的运动来推断质量,本质上是根据万有引力定律和牛顿第二运动定律。比如在太阳系内,行星绕着太阳做近似圆周运动,运动的速度随着离太阳的距离增加而下降,反比于距离开平方根,即开普勒第三定律描述的内容。太阳系行星运动观测结果的确非常完美地符合这个规律,见图2(a)。根据图中的数值我们可以简单地做个计算,比如地球离太阳的距离为1 个天文单位,约1.5亿千米,地球绕太阳运动的速度约为30千米每秒,我们可以得到太阳的质量约为2×1030千克。太阳系里如此,我们自然预期在星系里也应该有类似的现象,唯一的区别是太阳在太阳系里可以被作为点质量,而星系里星星的分布范围会更广一些。然而观测结果却出乎意料:星系中天体绕星系中心旋转的速度并不像太阳系中那样越远的地方转动越慢(图2(b)虚线所示),而是越到外围转得越快(绿点所示)!这给我们一个启示,可能在星系空间中存在一些不发光的物质,虽然我们看不见它,但它却通过引力影响着天体的运动。人们将这种假想的物质称为暗物质。

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图2 太阳系行星绕日运动速度随距离的变化关系(a),M33 星系中天体绕星系中心旋转速度随距离的变化关系(b)

话说“孤证不立”,如果只是单一的证据,那便不足取信。事实上天文学家在很多天文观测中都发现了需要存在额外物质才能解释的现象,大到宏观宇宙,小到矮星系尺度;方法上也不仅限于测量天体的运动,人们还用上了诸如引力透镜效应、星系计数等等。总而言之,现代天文学观测告诉我们宇宙的组分只有约5%是由原子构成的恒星、气体等我们称之为普通物质的天体,有约25%是上面提到的暗物质,还有约70%是一种更为神秘的、驱动宇宙加速膨胀的暗能量。我们的宇宙实际上是笼罩在“黑暗”之中。暗物质和暗能量的物理本质被誉为新世纪物理学的“乌云”,认识它们很可能会导致基础物理学的革命性突破。


二、暗物质是黑洞吗?
我们知道黑洞是一种具有极强引力场的物体,即便是光都无法逃离黑洞的引力,因此才得名为黑洞。观测上我们也确实发现宇宙中存在大大小小的黑洞,比如在银河系的中心存在一个四百万倍太阳质量的超大质量黑洞,而激光干涉仪引力波天文台发现的引力波信号,更是恒星级质量黑洞存在的直接证据。那么如果宇宙中遍布着黑洞,它们也不发光,是否就可以解释暗物质现象呢?

的确在很早的时候人们想象中的暗物质就是类似黑洞这样的天体,不仅仅是黑洞,还包括一些别的发光非常暗弱的天体,人们给这类天体起了个名字叫“大质量致密晕状天体”,简称为MACHO。MACHO发光很弱或者不发光,直接观测它们非常困难。天文学家发明了一种办法来观测它们。如果一个MACHO天体位于地球和某颗恒星之间,它的引力将会偏折恒星发出的星光,产生一种称为微引力透镜的现象。MACHO天体越多,这种微引力透镜事件就会越频繁发生。通过一系列搜寻微引力透镜的努力,人们发现观测到的微引力透镜事件率远远达不到解释暗物质现象所需的MACHO数量。因此MACHO或者说黑洞这条路基本上是行不通的(但这个问题目前还不能下绝对定论,因为任何观测都有一定的局限性,如果MACHO质量位于某些特定范围,它们仍然可能构成暗物质。不过需要注意到这种可能性比较低)。此外,天文观测结果还表明暗物质的物理属性应该和普通物质不同,即它们根本就不能由构成普通世界的原子构成,否则宇宙面貌跟今天观测到的结果将截然不同。


三、暗物质是一种新粒子吗?
如果说暗物质不是黑洞,也不是由普通物质构成的任何不发光天体,那么最大的可能性便是某种尚未发现的新粒子了。普通物质主要由质子、中子和电子构成,或者更基本一点,由夸克和电子构成。除此之外,宇宙中稳定存在的粒子还有光子和中微子。通过粒子对撞机和宇宙线,人们还发现了少量的反物质粒子,以及多种不稳定粒子。但是所有这些粒子表现出来的性质都不符合天文观测所揭示的暗物质属性,因此很有可能暗物质是某种或者某些尚未发现的新粒子。在理论物理学家眼里,这样的新粒子五花八门、形形色色。其中最受青睐的一类粒子,人们也给它们起了个名字,叫做弱相互作用大质量粒子,简称WIMP。

弱相互作用是大自然的四种相互作用之一,典型的弱相互作用过程是中微子和物质的相互作用。弱相互作用名副其实,例如中微子几乎都可以穿越整个可观测宇宙而不发生任何碰撞。天文观测得到的关于暗物质的证据均是来自于引力相互作用,而暗物质显然应该不具有电磁相互作用和强相互作用,否则我们应该能够很容易地看到它们发出电磁辐射或者和物质强烈碰撞等。暗物质可能具有弱相互作用,这符合目前所有的观测事实。这样的话我们就有可能在实验室里探测到暗物质,就类似于通过大型实验装置探测到中微子一样。暗物质即使具有弱相互作用,这种相互作用的强度也必定非常弱,因此探测暗物质非常具有挑战,需要很大规模、很高精度的探测设施。当然暗物质也可能没有弱相互作用,那样的话我们只能说很遗憾,认识暗物质本质的唯一窗户也被关上了。

科学家们提出了几种方案来探测WIMP暗物质粒子。最直接的方案就是去探测暗物质粒子和普通物质粒子(例如原子核)的碰撞反应,这种碰撞就像打台球一样,不过我们不能直接看到“白球”的轨迹,而需要通过被“白球”击中的“彩球”的运动来推断“白球”的性质。这种方法也被称为直接探测。如果存在这类的碰撞反应,那么我们便有可能观察到被撞之后的原子核的运动,可能以电离、发光或者发热等方式呈现出来。目前国际上正在或计划开展的暗物质直接探测实验有数十个,中国在四川锦屏深地实验室中也正在进行两个直接探测实验,PandaX和CDEX。

第二种方案是通过高能粒子对撞机撞出暗物质粒子。历史上有很多的新粒子都是通过粒子对撞机发现的,例如丁肇中教授发现的J/ψ粒子和2012年大型强子对撞机发现的“上帝粒子”——希格斯粒子。如果对撞粒子的能量和数量足够,将有机会能够产生暗物质粒子。但这个方法需要建造大型粒子加速器,成本非常高昂。

第三种方案称作间接探测。理论上预期WIMP暗物质粒子可以发生自湮灭或者衰变,变成普通物质粒子,这些粒子会混迹在宇宙射线中,因此通过宇宙射线实验有可能会观测到它们从而反推出暗物质粒子的属性。相比较前面两种方法,这种方法显得更加间接一些,因为观测暗物质湮灭或衰变后留下的遗迹毕竟还是不如直接探测那样“抓现行”。但三种方案各有优势,互为补充。间接探测实验国际上也有好几个项目正在进行。中国于2015 年底发射了暗物质粒子探测卫星“悟空”号,其主要科学目标就是通过高精度观测宇宙射线来揭示暗物质的属性。三种探测WIMP暗物质粒子的方法原理图见图3。

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图3 三种探测WIMP暗物质的原理示意图


四、LHAASO 如何探测暗物质?
正在四川稻城建设的大型基础科学设施“高海拔宇宙线观测站”(LHAASO)是一个高海拔、大视场、平方千米级、复合式探测技术的宇宙射线和伽马射线观测站。LHAASO通过观测高能宇宙射线粒子在空气中形成的级联簇射产生的次级粒子来测量宇宙射线。空气簇射的发展从大气层顶部开始呈现出先增长后衰减的方式,LHAASO 选择在海拔4400米的高山上做实验,正好可以测量到簇射发展比较充分的阶段,有利于做出精确的测量。LHAASO采用了三类不同的探测器来探测次级粒子,包括覆盖1.3平方千米面积的表面粒子探测阵列KM2A,覆盖7.8万平方米的水切伦科夫光探测阵列WCDA,和20台广角大气切伦科夫光望远镜WFCTA。三类探测器既可以相互验证又可以优势互补,共同实现宽能段、高精度的宇宙射线和伽马射线观测。LHAASO视场很大,每一时刻可以覆盖约15%天区,借助地球自转可以实现对几乎整个北半天球的覆盖。LHAASO计划于2021年建设完成。前期1/4阵列将于2019年内建成并开始试运行。预期LHAASO将在宇宙射线起源和高能天体物理研究方面取得突破性进展。

LHAASO也将会是暗物质粒子探测的利器,基于上述间接探测的原理。LHAASO主要通过观测伽马射线来探测暗物质。LHAASO探测暗物质的优势体现在两个方面。一是能段高,LHAASO将可以观测数百GeV到一百万GeV 的伽马射线,而且在一万GeV以上的能LHAASO的观测灵敏度将达到世界最高水平。如果暗物质粒子恰好位于这样的高能量段,那么LHAASO将会是国际上最好的探测仪器。第二个优势是视场大。我们对暗物质信号最强(或者说信噪比最高)应该出现在哪里并没有十足的把握,虽然像银河系中心这样的地方最有可能是暗物质高度聚集之处,然而银心的天体辐射也很强,导致银心并不是暗物质探测的首选。而暗物质在银河系内可以形成为数众多的子结构,它们可能随机地分布在各个地方。如果探测器的视场足够大,就会明显降低漏掉信号的可能性。LHAASO几乎可以覆盖整个北半天球,这对暗物质探测非常重要。

暗物质探测是目前物理学领域最前沿的热点问题之一,全世界有几十个相关实验正在进行。近年来中国在这个领域也部署了一系列实验开展相关研究,在天上有“悟空”卫星,在地面有LHAASO实验,在地下有锦屏实验,这些实验取得的部分成果已经达到国际上最高的水平。希望在不远的将来中国在暗物质探测方面能够取得突破,引领物理学的新方向。

本文选自《现代物理知识》2019年第2期   时光摘编


 楼主| 发表于 2019-6-12 21:45 | 显示全部楼层
本帖最后由 zhangms 于 2019-6-12 21:53 编辑

LHAASO观测对洛伦兹不变性破缺的检验前景      

魏俊杰吴雪峰    中科院高能所   2019/6/10   

魏俊杰 吴雪峰   中国科学院紫金山天文台
来源:《现代物理知识》

爱因斯坦狭义相对论是现代物理的重要基石之一,在天文学乃至基础物理学领域中有着非常广泛的应用,因此检验狭义相对论基本假设(如洛伦兹不变性假设)的正确性具有基本物理意义。当地面实验室受到各种条件制约的时候,一些发生在宇宙学距离上的短时标的高能爆发现象无疑为我们提供了检验洛伦兹不变性假设的最佳实验平台。而高能天文现象的成功捕获,则需要借助高性能望远镜的观测,比如我国正在建设的位于四川省甘孜州稻城县(海拔4400米)的高海拔宇宙线观测站项目(LHAASO)。

1. 空间和时间不是连续的,而是量子化的?


一百多年前,绝大多数人还停留在物质是连续的意识层面上。尽管很早以前一些哲学家和科学家就曾经推测如果把物质分解成足够小的块,会发现它们是由微小的原子组成,但是几乎没有人认为原子的存在能够被证实。而如今我们已经可以得到单个原子的图像,更是详细研究了组成原子的粒子。物质的粒子性已经是过时的新闻了。

同样,空间和时间通常被认为是连续的,但我们不禁要问:时空是否也以离散形式存在?事实上,近几十年来物理学家和数学家们一直在探讨这类问题。空间是连续的,还是像一块布那样由根根纤维编织而成的?如果能探测到足够小的尺度,我们是否能看到体积不能再被分割成更小形态的空间“原子”?对时间来说,自然界是连续变化的,还是像数字计算机那样以一系列微小的步伐在进化?为了理解最小尺度下的空间结构,科学家们逐步建立起了一些预言时空是由离散块组成的量子引力理论。这些理论认为,时空是不能无限分割的,时空也存在着不可分割的基本结构单元。长度的最小单元被认为是普朗克长度(大约10^-35米),时间的最小单元被称为普朗克时间(大约10^-44秒),低于这两个值的时空是无法达到的,也是没有意义的。在这些理论中,时空是不连续的,而是量子化的。时空流逝就像放电影一样,一帧一帧叠加起来,看上去是连续的,实际上是以人类察觉不到的微小单元在前进。如果我们逐级放大空间区域,宏观看似平滑的时空在最微观尺度上失去了意义,没有上下左右前后之分,而是充满随机的呈现“泡沫”状的量子涨落(参见图1)。

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图1 逐级放大空间区域的示意图

2. 什么是量子引力理论?


创立于20世纪初期的量子力学是描述微观物质的理论,它的发展彻底改变了人们对物质结构及其相互作用的认识。除了引力之外,其他三种基本相互作用均可以在量子力学的框架内描述。目前描述物质间引力相互作用的最精确理论是爱因斯坦创立的广义相对论,该理论首次把引力场解释成时空的弯曲。量子力学和广义相对论由于它们各自被令人惊叹的实验验证以及理论上的优美,很快得到人们的承认和赞赏,这两个理论更是成为现代物理学的两大支柱。

目前,物理学家试图要做的就是把四种基本相互作用结合在一起,创立一种能够描述一切的大统一模型。量子引力理论就是这样一种理论,它想要把广义相对论量子化,进而统一包括引力在内的四种基本相互作用。然而,如何将量子理论中的概念应用到广义相对论的框架中仍然是一个未能解决的问题。

量子理论和广义相对论就像两个国家的国王,各自管理着自己的王国,而且他们把自己的王国都建设的非常好,彼此之间也秋毫无犯。有一天,你邀请两个国王过来,商量建立一个统一的联合王国。结果你发现一切太难了,除了语言障碍外,还有很多地方无法融合。

虽然广义相对论与量子力学并未完全融合,但人们相信存在一个更基本的量子引力理论,用它可以统一描述引力与量子物理。当前主流量子引力模型有:超弦理论、圈量子引力理论等。

3. 洛伦兹不变性假设


洛伦兹不变性是爱因斯坦狭义相对论的基本假定。它的定义是一个非加速物理系统在作洛伦兹变换(旋转和平移)时,其中的相关物理规律不会改变。然而,当理论物理学家试图统一量子力学和广义相对论时,他们发现洛伦兹不变性的假设在普朗克能标( EPlanck ≈ 1.22 × 10^19 GeV)或者普朗克尺度上(约10^-35米)需要被打破,即所谓的洛伦兹不变性破缺。因此对洛伦兹不变性的精确检验被认为是指向一条通往正确的统一理论模型的道路。近年来,围绕洛伦兹不变性是否存在破缺的问题,在高能天体物理等诸多领域掀起了广泛讨论,已成为研究热点。

量子引力模型预言普朗克尺度下的时空不再光滑,而是呈现离散的量子化“泡沫”结构。泡沫化的量子时空等效于一种色散介质:由于低能光子的波长较长,它们在穿越泡沫化量子时空时,传播速度基本不受影响;而高能光子由于波长较短,它们在其中传播的速度比低能光子要小一点点(也有模型认为高能光子速度比低能光子高一点点,这种情况下,高能光子是超光速的),参见图2。因此,洛伦兹不变性破缺会导致光子在真空中的群速度v不再是常数c,而是跟光子的能量E 有关。能量越高的光子受时空量子化泡沫结构的影响越大,其传播速度也越慢。洛伦兹不变性破缺所引起的光子色散关系可以近似为∣(v/c)-1∣≈(E/EQG,n)n(n+1)/2,式中的EQG, n是待限制的量子引力能标。如果限制得到的量子引力能标大于普朗克能标,那么我们就可以排除洛伦兹不变性破缺的可能性,进而排除预言洛伦兹不变性存在破缺的一些量子引力模型。

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图2 不同能量的光子在呈泡沫状的极小尺度时空下传播速度不同的示意图

光子色散关系的存在,意味着同时发出的不同能量光子到达观测者的时间是不一样的。对于一阶(线性,,n=1)和二阶(n=2)洛伦兹不变性破缺来说,不同能量光子的到达时间差分别是Δt =(DE/EQG,1 )d/c和Δt =(ΔE/EQG,2)23d/2c,其中ΔE 是两个光子之间的能量差值,d 是发射源的距离。我们只要将观测到的相关参量代入到这两个式子,就可以推算出一阶和二阶量子引力能标。从这两个式子还可以明显看出,为了使限制得到的量子引力能标更加接近或者大于普朗克能标,我们应该尽可能选择那些持续时标很短、光子能量很高、且发生距离很远的天文现象来检验洛伦兹不变性破缺。LHAASO的核心科学目标就是探索高能宇宙线起源、相关的宇宙演化和高能天体演化,并开展新物理前沿的研究。

LHAASO观测站主要有两个子探测器阵列可用于伽马射线天文观测,探测能量范围在10^11~10^15eV之间。其中水契伦科夫探测器阵列(WCDA)用于探测能量在~0.1~10TeV 范围内的光子,平方千米阵列(KM2A)用于探测能量在10TeV以上的光子。对于能量>30TeV 的伽马射线,LHAASO是目前相较于其他现有望远镜灵敏度最高的伽马射线望远镜。由于具有较高的灵敏度和较大的能量探测范围,LHAASO将来完全有能力探测到相当数目的高能伽马射线辐射源。借助LHAASO将来可能探测到的丰富的高能天文现象,人们有望对洛伦兹不变性破缺做出更高精度的检验。

4. 洛伦兹不变性破缺的现有天文学检验


通过比较来自同一天体的不同能段光子之间的到达时间差,人们可对洛伦兹不变性破缺作出检验。值得强调的是,该方法的应用前提是假设天体在不同能段上的辐射是同时发出的。在具体的资料处理时,科学家们往往选取有短时标光变或周期的天体辐射来限制洛伦兹不变性破缺,因为只有这样才能较为准确地找到天体同一时刻发出的辐射在不同光子能段光变曲线上所对应的观测者时间。目前,伽马射线暴、耀变体等高能天文现象已被广泛地用来限制洛伦兹不变性破缺。

4.1 伽马射线暴
伽马射线暴(伽马暴,GRB)是在短时标内来自宇宙深处的伽马射线突然增强的一种爆发现象。根据其持续时间的长短,伽马暴通常可以分为长暴(持续时间大于2秒)和短暴(持续时间小于2秒)两类。伽马暴作为宇宙中最为明亮的天体,人们可以观测到发生在很高红移处的伽马暴。

由于伽马暴持续时标很短、光子能量很高、且发生在很远的宇宙学距离上,因此它们被认为是检验洛伦兹不变性破缺的最理想探针。2008 年,费米伽马射线空间卫星的大面积望远镜(LAT)探测到了长暴GRB 080916C的高能辐射。利用该暴最高能光子(13.2 GeV)相对MeV光子16.5秒的到达时间差,Abdo等人给出了一阶量子引力能标的新限制1.3 × 10^18 GeV。这一结果比先前使用同类方法的最佳限制值还要高出一个量级,但比普朗克能标( 1.22 × 10^19 GeV)还是低一个量级。与长暴相比,持续时标更短的短暴更适用于限制洛伦兹不变性。利用短暴GRB 090510最高能光子(31GeV)相对触发时刻低能光子的到达时间差(远小于1秒), Abdo等人第一次给出了一阶破缺下量子引力能标超越普朗克能标的限制,达到了EQG,1 > (1~10)EPlanck 。由于洛伦兹不变性破缺是发生在普朗克尺度上的,这一结果基本上排除了一阶破缺的可能性。即使洛伦兹不变性破缺确实存在,那它也只可能是高阶效应,不会很显著。随后又有工作使用3种不同的技术分析了4个伽马暴的光子色散,将限制精度提高了若干倍,不过迄今为止最好的限制结果仍旧来自短暴GRB 090510

虽然洛伦兹不变性破缺的限制已经达到很高的精度,但是这些限制通常是依赖于单个最高能光子(Fermi/LAT探测到的GeV光子)的时间延迟,限制比较粗糙,而且需要假设不同能量光子是同时发出的。然而,伽马暴观测上的时间延迟除了有来自洛伦兹不变性破缺效应的贡献之外,还有内禀时间延迟的贡献。这里的内禀时间延迟指的是伽马暴不同频率的信号不是同时发出的,有可能伽马暴先辐射出高能光子后再辐射出低能光子,也有可能是低能光子比高能光子先被辐射出来。内禀时间延迟问题会影响人们对洛伦兹不变性破缺检验结果的可靠性。Ellis等人首次提出了缓解内禀时间延迟问题的方法,他们通过分析大样本的伽马暴能谱时延数据,对内禀时间延迟的统计平均值和一阶量子引力能标作出同时限制。

2017年,魏俊杰等人发现GRB 160625B是迄今为止唯一一个能谱时延数据丰富、存在从正延迟转变到负延迟特征的伽马暴,他们提出GRB 160625B的能谱时延拐折特征可对洛伦兹不变性破缺作出全新的限制。基于GRB 160625B不同能段的光变曲线,他们分析得到了其他高能段和最低能段光变之间的达到时间差。他们认为观测时间延迟既来自内禀时间延迟的贡献,又来自洛伦兹不变性破缺效应所造成的时间延迟的贡献,并且假设内禀时间延迟和光子能量呈现正相关。通过对GRB 160625B能谱时延数据的拟合(参见图3),他们对一阶、二阶洛伦兹不变性破缺做出了强有力的保守限制。与此同时,他们还首次给出了内禀时间延迟关于光子能量的合理表达式。

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图3 相对最低能段的能谱延迟随能量的演化以及一阶、二阶洛伦兹不变性破缺理论模型的最佳拟合曲线。

该工作提出了新颖的分析方法,对目前的量子引力研究领域有一定的参考意义,并且相比通常采用的条件性限制,该方法对该领域的发展更有价值。

4.2 TeV 耀变体
目前人类所发现的河外甚高能(E>100 GeV)伽马射线源,或称为TeV 源,绝大部分是耀变体。耀变体是活动星系核的一个极端子类,它又可进一步细分为两个子类:平谱射电类星体和蝎虎天体,前者具有强的宽发射线辐射,后者只有弱的、甚至没有宽发射线辐射。耀变体主要以非热辐射为主,辐射从射电波段到高能和甚高能伽马射线波段,几乎贯穿整个电磁波段。通常认为这些辐射产生于黑洞附近的相对论性喷流,喷流方向又近乎指向地球,表现出高光度、视超光速运动及快速光变等观测特征。

由于流量变化迅速且起源于宇宙学距离,来自TeV 耀变体的极高能光子也被认为是检验洛伦兹不变性破缺的有效探针。值得指出的是,不管是用伽马暴还是用TeV 耀变体限制洛伦兹不变性破缺都是非常有意义的。伽马暴可在更远的宇宙学距离上被探测到(最高红移z可达8以上),但是它的高能(E > GeV)光子数目比较有限。而TeV 耀变体则可观测到非常多的且能量大于几十TeV 的高能光子,但是由于极高能光子会被河外背景光经双光子湮灭反应所吸收,所以TeV观测仅限于来自低红移辐射源。因此,伽马暴和TeV耀变体在限制洛伦兹不变性破缺方面可以说是相辅相成的,它们可以用来检验不同的能量和红移范围。

迄今为止,TeV 耀变体对洛伦兹不变性破缺的最高精度检验是来自PKS 2155-304的观测。2006年7月28日,HESS实验项目探测到了PKS 2155-304的一个极高能耀发。Aharonian 等人详细分析了该耀发200~800 GeV和> 800 GeV两个能段光变曲线之间的到达时间差(参见图4),结合红移z =0.116,他们给出了一阶破缺和二阶破缺下量子引力能标的限制结果分别为EQG,1 > 7.2 × 10^17 GeV 和EQG,2 > 1.4 × 10^9 GeV。随后又有工作提出了分析时间延迟的改进方法,进一步将一阶破缺和二阶破缺下量子引力能标的限制精度提高到了EQG,1 >2.1 × 10^18 GeV和EQG,2 > 6.4 × 10^10 GeV。

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图4 HESS观测到的PKS 2155-304 在2006 年7 月28 日的极高能耀发。上方和下方分别对应200~ 800 GeV和> 800 GeV两个能段的光变曲线。

5. LHAASO 观测检验洛伦兹不变性破缺的前景


最近,MAGIC 实验项目探测到了第一例来自伽马暴GRB 1909114C的TeV辐射,在Swift卫星触发该暴50秒之后,他们探测到了能量大于300GeV以上的辐射。MAGIC的成功探测,使得我们更加期待未来LHAASO对伽马暴TeV 辐射的探测。LHAASO-WCDA的可探测能量范围为0.1~10TeV,非常适合用于探测能量在100GeV以上的伽马暴光子。建成之后的WCDA面积可达78000平方米,但是由于WCDA的有效探测面积取决于光子能量以及入射光子的天顶角,而且在低能端有效面积大为下降,因此它对100GeV以上光子的有效探测面积大概只有3000平方米,不过仍然比Fermi/LAT望远镜的探测面积大3000倍。也就是说,LHAASOWCDA在> 100 GeV 能段的探测灵敏度要远大于Fermi/LAT。当前Fermi/LAT 已经探测到了来自伽马暴的~ 100 GeV光子,灵敏度更高的LHAASOWCDA也完全有能力探测到这样的光子。假设伽马暴的能谱为幂律形式,高能段的光子谱指数为β ≈ 2.0 ,我们可以求出>100 GeV 与>1 GeV 能段的光子数比值为N(> 100 GeV)/N(> 1 GeV)= 100(1 -β)= 0.01 。假设对每个高能伽马暴,Fermi/LAT可以探测到~10个能量大于1GeV的光子,那么LAT应该探测到0.1个能量大于100GeV 的光子。因此,LHAASO-WCDA探测到能量大于100 GeV 的光子数目应该是300 个。由于LHAASO-WCDA可以探测到数目众多的>100 GeV高能光子,我们有望构造出时间分辨率较高的伽马暴高能(>100 GeV)光变曲线。

前面提到,现在Fermi/LAT 观测到的高能光子已经可以高精度限制洛伦兹不变性破缺,来自短暴GRB 090510的最高能光子更是基本排除了一阶破缺的可能性。但必须指出的是,短暴GRB 090510的限制结果并没有得到其他长暴的支持。长暴和短暴所得结果不一致,主要是因为Fermi/LAT 接收到的长、短暴高能光子数目非常有限,我们没法构造高分辨率的高能光变曲线,只能依赖于单个最高能光子,并且只能保守地取最高能光子相对于低能触发的时间延迟作为到达时间差;此外由于长暴持续时间比较长,长暴的最高能光子相对于低能触发的时间延迟也就比较长(大约10 秒左右;短暴的时间延迟大约1 秒左右),较长的时间差会削弱长暴限制洛伦兹不变性破缺的能力。

Fermi/LAT探测到的长暴最高能光子一般是50 GeV 左右,长暴的典型红移是z=1,由此对一阶破缺和二阶破缺下量子引力能标的限制结果分别是2.5×10^18GeV和1.7×10^10 GeV。考虑到LHAASO-WCDA拥有更好的灵敏度,它完全有能力探测到更多的> 100 GeV高能光子,进而可以绘制出高时间分辨率的高能光变曲线。通过比较几乎处在同一时刻的伽马暴高、低能光变曲线,我们可以得到更小且更为准确的时间延迟,不再需要依赖于单个最高能光子的粗糙时间延迟,进而可对洛伦兹不变性破缺作出更加精确的限制。

假设一个发生在红移z = 1 处的高能伽马暴,最高能量的光子达到了500 GeV,且其高、低能光变曲线之间的到达时间差为1 秒。可以预见这样的事件完全处在LHAASO-WCDA 的探测能力之内,它对一阶和二阶破缺下量子引力能标的限制结果可达2.5×10^20 GeV 5.4×10^11 GeV,显然比现有结果提高了1~2个量级

LHAASO观测站作为高能区(30TeV ~ 1PeV)灵敏度最好的伽马天文探测器,未来可以实现对甚高能伽马射线源及其耀变事件的全天区、全时段搜寻,有望探测到更多的TeV耀变体,并且对它们开展时变方面的观测。与伽马暴类似,LHAASO有能力刻画出更加精细的TeV耀变体的高能光变曲线,从而得到更为精确的不同能段光变曲线之间的到达时间差。我们可以从LHAASO丰富的观测数据中挑选能量更高、时间延迟更短、距离更远的TeV 耀变体来进一步提高洛伦兹不变性破缺的限制精度。

6. 总  结


伽马暴、TeV 耀变体等高能天文现象已被广泛地用来限制洛伦兹不变性破缺。我国的LHAASO探测器阵列具有远大于星载望远镜的接收面积,因此理论上完全有能力在几百GeV到几个TeV能段之上探测到更多的高能光子,有望给出时间分辨率较高的伽马暴高能光变曲线。从而提高洛伦兹不变性破缺的限制精度。如果未来LHAASO可以探测到能量更高、时间延迟更短、距离更远的TeV耀变体,洛伦兹不变性破缺的限制精度有望再上一个台阶。人们可以更好地检验洛伦兹不变性是否存在破缺这一基本物理问题。(全文完)

本文选自《现代物理知识》2019年第2期      时光摘编   

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发表于 2019-6-21 15:32 | 显示全部楼层
话说“孤证不立”,如果只是单一的证据,那便不足取信。

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