3.2 探索极端宇宙计划的主要科学目标
(2) 极端能量：粒子物理学起源于对宇宙线的研究，正电子、μ子、K介子、π介子等粒子都是从宇宙线中发现的。早期探测到的这些宇宙线粒子，其实主要是来自宇宙空间的原初宇宙线与大气中原子核作用产生的各种次级粒子。如果次级粒子的能量仍然很高，将通过级联反应产生更多的次级粒子并分布在更大的空间范围，形成广延大气簇射。利用这一机制可以在地面或高山布置大范围的探测器阵列来测量原初宇宙线的能量。原初宇宙线的主要成分是质子和氦原子核，以及少量碳和铁等原子核，广义的宇宙线还包括电子、正电子、反质子和高能伽马射线等。图3 给出了2000 年之后各实验项目测量到的原初宇宙线中各种成分及所有粒子的总流量与能量的关系，即宇宙线能谱。单个粒子的最高能量已经达到1020~1021 eV，即几十焦耳。包含所有粒子的总能谱曲线形状看起来像一条伸开的腿，在1015 eV 和1018 eV 附近的拐点则被形象的称为“膝”和“踝”。这些拐点预示着不同能量的宇宙线的产生、加速和传播机制可能不同。要彻底回答这些问题需要精确测量宇宙线的能谱和成分。由于取样涨落和模型依赖等原因带来的系统误差，地面和高山上间接测量的误差较大，从图3 中可以看出，不同实验项目给出的质子流量存在明显的不一致。要获得精确的宇宙线能谱和成分必须到大气层之外的空间进行直接测量。目前的空间探测器能力仅能达到1014 eV。HERD 的探测能力将提高一个数量级以上，达到3 PeV(1 PeV=1015 eV)，可以直接覆盖到“膝”区，破解宇宙线的极端能量来源之谜，同时加深对恒星与星系的形成和演化、超新星爆发、脉冲星喷流、中子星或黑洞并合等极端高能过程的理解。
(3) 极端天体：带电荷的宇宙线在传播过程中会被磁场偏转，无法追踪其源头，但高能宇宙线与分子云发生碰撞会产生π介子，随后衰变为能量为原初能量十分之一左右的γ光子或中微子。这些中性粒子不受磁场影响，可以为极高能宇宙线的来源提供线索。位于南极的IceCube 中微子天文台在2017 年9 月22 日探测到一个能量高达290 TeV 的中微子，几天后费米伽马射线空间望远镜等探测器在其给出的方向上确认了一个特别明亮的耀变体(Blazar)，但这两个事件成协的显著性只有3σ，没有达到科学发现标准的5σ要求。耀变体属于活动星系核的一种，是由星系中央的巨大质量黑洞“吞噬”大量物质过程中产生的喷流导致的剧烈天文现象。耀变体可以产生极高能的中微子和伽马射线，也就有可能产生极高能的质子，表明活动的超大质量黑洞很可能是产生高能宇宙射线的“极端天体”。最近中日合作西藏ASγ实验在银河系的银盘上发现了几十个弥散分布的高能伽马射线光子，表明银河系内部存在将宇宙线加速到PeV 能量的机制。要确认对应的天体，则需要更高统计量的观测。HERD 将在GeV-TeV 能区发挥灵敏度高和视场大的优势开展伽马射线巡天探测，发现更多的能够产生高能宇宙射线的“极端天体”，并且理解超大质量黑洞等天体的活动如何产生高能宇宙射线。
(4) 极端引力：目前利用地球实验室、太阳系和双脉冲星等对爱因斯坦一百多年前建立的广义相对论引力理论进行了检验，但是尚未发现实验/观测和理论预言的任何偏离。然而这些检验都是在弱引力势和弱空间曲率的条件下进行的。黑洞能够提供更强的引力势和更强空间曲率(如图5)，因此对广义相对论理论的检验将更加严格。黑洞附近的物质由于其高温、高密度和高速度，会产生强烈的X射线辐射(这也是发现黑洞的最佳手段之一)。目前的空间X射线望远镜虽然已经发现了很多黑洞并且能够探测到一些广义相对论效应，但是仍然不能精确地检验广义相对论。eXTP可以对黑洞同时进行高精度时变、能谱和偏振观测，有望对广义相对论做出精确的检验。
图5 检验广义相对论天体的引力势以及时空曲率的比较。eXTP将通过观测X射线双星(XRB)中的中子星或黑洞以及活动星系核(AGN)中的超大质量黑洞来研究极端引力条件下的物理规律
(5) 极端磁场：脉冲星是旋转的磁化中子星，其周期性辐射就是中子星自旋调制导致的，不同类型的脉冲星具有不同的自旋周期及其导数。如图6 所示，有一类中子星它们的自转周期较长、周期导数较大，由磁偶极辐射假定可知磁场可能超过临界磁场，磁场强度可达1010~1011特斯拉，被称为超磁星(Magnetar)。超磁星的X射线辐射光度远超其自转能损，而且超磁星在X射线能段表现出较强的活动性(巨耀发、爆发和周期跳变)。这些剧烈的活动包含了极为丰富的信息，不仅对我们理解这些现象的能量起源、爆发机制有重要的意义，并且有助于研究致密物质的物态等基础物理问题。超磁星有两类候选体：反常X射线脉冲星(AXP)和软伽马射线重复暴(SGR)。在极强的“极端磁场”中，真空涨落产生的电荷相反的正反粒子对会被磁场约束并且沿相反方向运动，在真空中形成类似于晶体的结构，让经过的X射线发生“双折射偏振”效应。eXTP可以用其高灵敏度偏振X射线望远镜通过观测这一现象来检验“极端磁场”条件下量子电动力学关于真空涨落的预言。
图6 中子星的自旋和自旋导数分布，蓝色实心方框表示的是超磁星
(6) 极端密度：由于其非微扰计算的困难，对描述强相互作用的量子色动力学的理解仍然不够完备，这主要体现在对重子物质的“密度-温度”相图(或者核物质的“状态方程”，图7)的实验数据的不完备方面。重离子加速器和高能质子对撞机的研究可以接近宇宙早期的高温,但对应的密度低得多，而宇宙中目前的“极端密度”只存在于中子星的内部。但是所谓的“中子星”，其内部密度高达1015 g/cm2，是原子核密度的数倍，到底主要是由中子物质还是由夸克物质组成的，目前仍然存在很大的争议，也被称为是中子星物理的“终极问题”。通过对具有“极端密度”的中子星的X射线高精度时变、能谱和偏振观测，有望在理解非微扰量子色动力学的关键问题的同时，也回答中子星到底是“中子”星还是“夸克”星这个重要科学问题。
图7 重子物质的物态空间。横坐标的化学势1~2 GeV大致对应1~6 倍的原子核密度，其中右下角的阴影区域是可以通过eXTP的X射线观测研究的中子星物态
3.3 高能宇宙辐射探测设施(HERD)
空间中的入射粒子分布是接近各向同性的。传统的空间高能粒子载荷，主要使用顶面入射的量能器(或者加上磁谱仪)的模式，只能接收探测器顶面小角度入射的事例，如FERMI，AMS-02 以及DAMPE，因此载荷利用率极低。HERD 项目创新性地选择了五面灵敏，有三维成像能力的量能器方案，极大地提高了探测的有效接收度，在同等的时间内取得的观测显著度要比传统载荷高很多。在轨观测5 年可以完全覆盖宇宙线能谱的“膝区”，实现精确的成分测量，回答其起源与传播等基本问题。
如图8 所示，HERD 有效载荷从内到外由5 种不同的探测仪器构成：(1) 位于中心由7500 个LYSO晶体立方块构成的三维立体量能器(CALO)，等效深度达3 个核作用长度，55 个辐射长度。与广延大气簇射作用类似，宇宙线粒子在量能器中也会发生级联簇射产生大量次级粒子。通过波长转移光纤和增强型CMOS相机收集每块晶体的信号可重建入射粒子的三维簇射轮廓，从而实现高能量分辨率的能量测量。(2) 包裹量能器除底面外5 个面的光纤径迹仪(FIT)，通过多层X/Y闪烁光纤紧密排布实现对伽马光子径迹测量。(3) 覆盖5 面的塑料闪烁体反符合探测器(PSD)，对伽马光子实时触发识别并兼具电荷测量功能。(4) 为避免宇宙线的电荷碎裂效应，在最外围包裹硅电荷探测器(SCD)，采用多层X/Y 硅微条密排实现宇宙线高精度电荷测量和方向测量。(5) 位于一侧的穿越辐射探测器(TRD)，用于TeV量级宇宙线粒子的能量标定。
图8 HERD有效载荷探测仪器布局示意图
HERD有效载荷重约4 吨，将安装到中国空间站，并以大视场巡天观测模式随空间站长期运行在倾角42°，高度400 km 左右的圆轨道上，设计寿命10年以上。
3.4 增强型X 射线与偏振天文台(eXTP)
检验极端引力、极端磁场和极端密度条件下的基本物理规律，可以通过高精度、多手段(时变、能谱、偏振)的X射线观测实现。eXTP 采用小口径聚焦望远镜阵列以较低成本实现低本底和大有效面积，满足高灵敏度要求，同时利用造价和重量都更低的准直型探测器阵列进一步扩大有效面积，满足短时标时变测量要求。eXTP计划配置如下四种观测仪器：
(1) 能谱测量X射线聚焦望远镜阵列(SFA)，包括9 组口径500 mm焦距5.25 m的望远镜，焦平面采用高能量分辨的硅漂移探测器(SDD)阵列，有效探测面积不小于0.4 m2@6 keV，探测能量范围0.5~10 keV，能量分辨率优于180 eV@6 keV；
(2) 偏振测量X射线聚焦望远镜阵列(PFA)，包括4 组口径500 mm焦距5.25 m的望远镜，焦平面采用高分辨成像型气体探测器(GPD)，有效探测面积不小于380 cm2@3 keV，探测能量范围2~8 keV，能量分辨率优于1.8 keV@6 keV，最小可测偏振度1.6%；
(3) 大面积X射线准直望远镜(LAD)，采用大面积硅漂移探测器和铅玻璃毛细管准直器阵列实现探测面积不小于3 m2 @ 6 keV，探测能量范围2~30keV，能量分辨率优于200 eV@6 keV；
(4) 广角监视器(WFM)，采用位置灵敏型大面积硅漂移探测器配合二维编码板，用类似二维码识别的方式对爆发天体进行定位。探测能量范围2~50 keV，视场3.0 Sr，能量分辨率优于500 eV@6keV，定位精度好于1′。
eXTP 卫星构型如图9 所示，其中心为13 个聚焦望远镜(9 个用于高分辨能谱探测，4 个用于偏振探测)，周围为40 个准直型探测器模块和6 个宽视场相机，总重量约5 吨。其中三种窄视场望远镜SFA、PFA和LAD 指向相同，可以对选定的天体目标同时观测，获取其能谱、时变和偏振等多种信息。WFM为广角监视器，能够同时对多个感兴趣天体进行长期监测，并能对视场内出现的爆发源(如伽马射线暴)自动触发和定位，定位精度好于1角分。WFM的定位信息可用于引导卫星自动调整主光轴指向，对爆发源进行深度后随观测，也可以利用我国北斗卫星导航系统的“短报文”功能将爆发方向和时间信息及时传送给科学数据中心，用于组织其他空间或地面望远镜进行多波段联合观测。eXTP将运行在高度550 km，倾角0°左右(即赤道上空)的圆轨道上，设计寿命5年。
图9 eXTP卫星构型示意图
慧眼卫星见证了中国高能天文学从20 世纪70年代艰难起步到蓬勃发展的过程，在“多信使天文学”时代竞争激烈的国际前沿领域已经占据了有特色和优势的“一席之地”。在此基础之上提出的下一代旗舰级高能天文台eXTP和HERD的实施将使中国在相关领域全面领先，领导国际“探索极端宇宙”。
