专题讲座6--高能探测
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7
• γ射线产生机制有以下四种：
电子在磁场作回旋 运动产生同步辐射
电子在原子核的库仑 场中加速运动产生轫 致辐射
光子与相对论电子 碰撞发生逆康普顿 散射
相对论的质子 与气体 碰撞通过π0 衰变产生 高能光子
8
• 辐射机制
– 同步辐射。带电粒子在磁场中加速会通过同步辐射损 失能量。辐射谱型为 连续谱，辐射功率与粒子的能量 与磁场强度有关系：P ∼ E2B2/m2。这表明质量轻的粒 子同步辐射更加有效，速度大磁场强的时候辐射比较 有 效。
每个散射中心也会给入射粒子的轨道增加一个小的偏差。 即使这个偏转很小，所有贡献的总和也会向粒子的路径添 加一个随机分量，该粒子的路径以之字形路径前进
计算多次散射角度，我们可以通过:
MS proportional to 1/E
22
跟踪器 – 最可能的分辨率 (源自文库or 2 layers)
g converts ½ through radiator
能量在量热计中被测量
e+
e–
反符合保护层，隔绝外部自由 电子
带电粒子的方向由粒子跟踪 探测器记录，被测轨迹指向γ 光子源
跟踪器：转换箔+位置敏感探测器，需要优化角分辨率和转换效率
转换效率-> 转换箔厚,或者有很多层 量热计:需要有足够长的X0（辐射长度）来容纳簇射粒子, 簇射遗漏修正. 反符合探测器:必须具有高效的抑制带电粒子的能力，但不能吸收伽马射线
– 轫致辐射。带电粒子在电场（原子核或者电子的库仑 场）中加速会通过 轫致辐射损失能量。这种机制与同 步辐射相似，只是将磁场换成是库 仑场。轫致辐射的 强度与入射粒子的电荷与质量，靶粒子的电荷有关： I ∼ Z2E/m2。
9
• 辐射机制
– 逆康普顿散射。高能光子与自由电子碰撞的时候，会 将部分能量转移电 子。而在天体物理中，高能电子经 过低能光子场的时候，会发生相反的过程，高能电子 经过单次碰撞会有效地损失能量，而光子的能量显著 增 强。即在电子静止坐标系中，光子能量被放大，发 生康普顿散射，再次 将坐标系转换到观测值坐标系的 时候，散射光子的能量再次被放大。即 为νIC ∼ νγ2e。 在具体的天体物理环境中，如果磁场能量密度比辐射 场能 量密度大，电子以同步辐射机制损失能量，反之 则以逆康普顿散射机制损失能量。
• 在CsI 闪烁体里 面除了可以发生正负电子对生成反 应和轫致辐射反应外，当电磁级联过程终止以后， CsI 闪烁体的电离反应将成为主要的能量损失方式。
• Fermi LAT 设 计的最高观测能量是∼ 300 GeV，这 就需要更多的量热器以充分吸收高能光子引起的电 磁级联粒子减少电磁级联粒子的泄露，从而准确的 去重建入射光子的 能量。
天文学专题讲座
高能探测
1
• Gamma-ray天文简介 • Fermi-LAT介绍 • 高能脉冲星 • 宇宙线
2
Gamma-ray 天文
• 伽玛射线天文学，
– 是高能天体物理的重要分，支作为最后的电磁辐射窗 口，研究宇宙中各种剧烈爆发现象： • 超新星爆发； • 伽玛射线暴； • 活动星系核等； • 是潜在的宇宙射线源。
– 正反物质湮灭。带电粒子与其反物质湮灭可以产生双光子。 如e+e− → γγ， p¯ p → π+π−π0。π0介子很快衰变为两个 光子
– 核素的转变。在超新星爆发过程中会产生大量的重核，这些 重核不仅仅 是不稳定的而且是具有放射性的。这些放射性 核同位素会通过β衰变产生γ射线，如60Co → 60Ni∗∗ + e− + ¯νe → 60Ni∗ + γ → 60Ni + γ
29
Field of View
• 高宽比提供了更大的视野 • 大视场提供了:
– 更多的曝光量=>更高的灵敏度 – 覆盖范围更广=>非常适合在数小时到数年的时间尺度上监测天空
30
对空间实验的几点思考…
• 望远镜的质量和空间尺寸 必须与运载火箭/火箭相匹 配
– 用大火箭，花费会十分巨大
• 功耗有限
– 需要低功耗电子设备
转换器要多厚
• 需要有足够厚的转换器使得γ光子有足够的机会转 换:
– N(x) = N0e-mX
– m ~ 9/(7X0) – X 0 = 辐射长度 ~ 1/Z2 – X/X0 辐射长度的数量 – 但同时由于需要足够多的散射，厚度又不能太大
21
跟踪器—多次散射
• 电子和正电子通过物质时与原子核产生多次弹性库仑散射 • 原子核的质量大于入射电子，能量转移可以忽略不计，但
• 数据速率受下行到地面的 带宽限制
– 需要有效的线上过滤和数据 压缩
Diameter sets transverse size
Throw capacity to LEO sets depth of
Calorimeter
Rocket Payload Fairing
– 不同的能量段的探测技术是一样的 • 30 GeV以下可以用空基的卫星或者气球探测； • 30 GeV 以 上则是地基的探测器更佳。 • GeV 能段探测敏感的Fermi LAT（The Gamma-Ray Large Area Space Telescope） • TeV 能段探测敏感的CTA （The Cherenkov Telescope Array ） • 点源探测能流灵敏度可以到达10−13 −10−12 erg cm−2 s−1。
10
• 辐射机制
– π0衰变。相对论的粒子与质子或者核子之间相互碰撞可以 发生如下过程： p+nucleus → p′ +nucleus′ +π+ +π− + π0。 π+π−介子在26 ns的寿命内会 衰变为µ和中微子，而中性π0 介子则会在更短的时间内（tπ0 = 8.4×10−17 s）衰变为两 个光子：π0 → γγ。
– 其他湮灭通道。中微子，暗物质粒子或者一些超对称粒子湮 灭等可以产生 双光子：χ+ χ → γ +γ。在强磁场环境中，如 中子星的磁层或者磁化吸积 盘等条件下，高能光子会跟磁 场作用产生正负电子对，正负电子对也会发 生同步辐射产 生高能光子，两种机制耦合一起形成有效的级联过程。
11
• Gamma-ray 探测原理
– 能量分辨率: how well can we measure the energy of the photon.
– 视场: how much of the sky can we see at any one time.
– 有效面积: how big and efficient is the detector. – 能量范围: what energies can we detect.
17
Gamma-ray 能量损失机制
• 物质中能量大于10Mev的光子，电子对转换是能量 损失的主要机制
– Pair conversion telescope
Pair Cross-Section saturates at Eg > 1 GeV
电子对转换技术
g
光子在其中一个 转换箔中转换为 正负电子对
建立完美的跟踪器
• 无限薄转换器->最小化多重散射 • 无限大的层数->允许100%的转换效率 • 无穷小条间距->最小化本征探测器分辨率 • 不幸的是，这种仪器是无法建造的，所以我们必
须做出选择…
24
量热器
• 这部分由CsI(TI)晶体组成（高原子序数的材料利于 吸收次级粒子）。
• CsI闪烁体模块的轴向深度为8.6个 辐射长度（作为 对比，LAT 仪器总的深度为10.1个辐射长度）。
13
• 电子的级联反应示意图。
14
Gamma-ray 探测 –Fermi Large Area Telescope
15
gamma-ray 星空探测
• 探测器中: – γ-射线还是宇宙线？ – 探测到的事件能量是什么? – 探测到的事件来自何方? – 我们对上述数量的了解程度如何？
• 关于伽马射线源： – 能确定其为γ源? – 在能谱中有什么特征或截止点吗？ – 它是点源还是扩展源？ – 是否可变? – 有没有周期辐射?
5
Fermi 卫星LAT GeV观测的第三次星表。
6
• Gamma-ray的产生机制
– 经典的电磁辐射理论--带电粒子有速度变化，就会产生 电磁辐射。
– 引起粒子速度变化的原因： • 在磁场中受到的洛伦兹力而作回旋运动 • 辐射场光子或者周围物质的碰撞等过程而加速； • 超新星爆发及超新星遗迹； • 快速转动的脉冲星中子星； • 活动星系核等黑洞吸积盘系统。
– 每一种物理效应都可以用来制作探测器。带电粒子与 物质可以发生电离，激发，轫致等作用，可以分别用 来制作气体探测器，闪烁体探测器和量热器。光子与 物质可以发生光电效应，康普顿散射或者转化为正负 电子对，因此可以用来制作光电倍增管，半导体探测 器和量热器等。具体到γ 射线的探测，所有的γ 射线产 生过程的反过程都可以用来制作γ 射线的探测器。对于 能量小于100 keV 的光子，可以利用光电效应 （Photoelectric Effect）以闪烁体 （Scintillation Counter）来探测。
12
• Gamma-ray探测原理
– 对于GeV光子的探测而言，仪器探测应该包括至少三 个系统： • 将高能光子 转化为正负电子对的转化系统； • 示踪正负电子对的跟随系统； • 沉淀能量的量热系统。实际的探测应该是一个电磁 级联过程。
– 由高能光子转化的正负电子对会 发生轫致辐射，轫致 辐射产生的光子既然可以产生正负电子对。这样的过 程反复发生直到光子电子能量降低到光电效应，康普 顿散射或者是电离损失发生作用时候停止。
– 在非热辐射过程中扮演着重要的角色，是研究宇宙线 物理的重要信使。
3
• Gamma-ray 天文学历史
– 1972年发射的γ 射线卫星SAS-2 和稍晚的COS-B 卫星 一起，产生了第一幅比较细致的γ 射线全天天图，这标 志着γ射线天文学的诞 生。
– 在康普顿γ 射线天文台上 的EGRET 望远镜 （Energetic Gamma Ray Experiment Telescope）观 测了超过300 个γ 射线源，这意味着γ 射线天文学真正 进入了现代天体物理的主流研究领域.
Tungsten Radiator
Si Strip Detector
平面间距和SSD条 间距设置测量。精 d 度极限
修剪散热器以匹配活动的SSD区域
散热器与SSD之间的紧 密间距使多重散射效应 最小化
è0
位置分辨率 () = strip pitch/sqrt(12) LAT: det= sqrt(2) * ssd/d = 228 mm/(32.9mm.sqrt(6)) = 2.8 mrad = 0.16o
Primary eHeavy Ions
南大西洋异常（热点）
Orbital Flux Rates
Time (min)
反符合探测器
• 反符合保护层套在仪器的上面的四周。 • 光子可以自由的经过反符合保护层。 • 当带电粒子穿过的时候，反符合保护层上有信号
输出。从而有效的将带电粒子排除掉。
• 残存的宇宙线粒子在数据处理的时候，将包含在 银河系弥散背景模块中。
• 在发射装置允许的最大范围内，目前Fermi LAT 的 装载的CsI 的重量约 为1800 kg
25
背景抑制
First:近地轨道粒子流量环境
在近地轨道上有很多 宇宙射线！
Albedo Gammas Albedo &Trapped e+eAlbedo &Trapped Protons Primary Protons
4
• Gamma-ray能量范围
– 从最低的Emin = mec2 ≃ 0.5 MeV到1020 eV。 • 前者的能量和原子核物理中的γ射线谱线，以及正负电子 对湮灭谱线的能量相当；
• 后者则是目前宇宙射线观测中的最高能量。这个值也是 目前宇宙中宇 宙线加速器所能加速的最大能量。
• Gamma-ray探测
• 其他信息: – 它与其他波长的已知物体有关吗？ – 伽马射线发射与低能量的比较 – 多远?
探测器性质
• 探测器特性:
– 角分辨率: how well can we reconstruct a photons direction.
– 时间分辨率: how well can we measure the photon’s arrival time.
• γ射线产生机制有以下四种：
电子在磁场作回旋 运动产生同步辐射
电子在原子核的库仑 场中加速运动产生轫 致辐射
光子与相对论电子 碰撞发生逆康普顿 散射
相对论的质子 与气体 碰撞通过π0 衰变产生 高能光子
8
• 辐射机制
– 同步辐射。带电粒子在磁场中加速会通过同步辐射损 失能量。辐射谱型为 连续谱，辐射功率与粒子的能量 与磁场强度有关系：P ∼ E2B2/m2。这表明质量轻的粒 子同步辐射更加有效，速度大磁场强的时候辐射比较 有 效。
每个散射中心也会给入射粒子的轨道增加一个小的偏差。 即使这个偏转很小，所有贡献的总和也会向粒子的路径添 加一个随机分量，该粒子的路径以之字形路径前进
计算多次散射角度，我们可以通过:
MS proportional to 1/E
22
跟踪器 – 最可能的分辨率 (源自文库or 2 layers)
g converts ½ through radiator
能量在量热计中被测量
e+
e–
反符合保护层，隔绝外部自由 电子
带电粒子的方向由粒子跟踪 探测器记录，被测轨迹指向γ 光子源
跟踪器：转换箔+位置敏感探测器，需要优化角分辨率和转换效率
转换效率-> 转换箔厚,或者有很多层 量热计:需要有足够长的X0（辐射长度）来容纳簇射粒子, 簇射遗漏修正. 反符合探测器:必须具有高效的抑制带电粒子的能力，但不能吸收伽马射线
– 轫致辐射。带电粒子在电场（原子核或者电子的库仑 场）中加速会通过 轫致辐射损失能量。这种机制与同 步辐射相似，只是将磁场换成是库 仑场。轫致辐射的 强度与入射粒子的电荷与质量，靶粒子的电荷有关： I ∼ Z2E/m2。
9
• 辐射机制
– 逆康普顿散射。高能光子与自由电子碰撞的时候，会 将部分能量转移电 子。而在天体物理中，高能电子经 过低能光子场的时候，会发生相反的过程，高能电子 经过单次碰撞会有效地损失能量，而光子的能量显著 增 强。即在电子静止坐标系中，光子能量被放大，发 生康普顿散射，再次 将坐标系转换到观测值坐标系的 时候，散射光子的能量再次被放大。即 为νIC ∼ νγ2e。 在具体的天体物理环境中，如果磁场能量密度比辐射 场能 量密度大，电子以同步辐射机制损失能量，反之 则以逆康普顿散射机制损失能量。
• 在CsI 闪烁体里 面除了可以发生正负电子对生成反 应和轫致辐射反应外，当电磁级联过程终止以后， CsI 闪烁体的电离反应将成为主要的能量损失方式。
• Fermi LAT 设 计的最高观测能量是∼ 300 GeV，这 就需要更多的量热器以充分吸收高能光子引起的电 磁级联粒子减少电磁级联粒子的泄露，从而准确的 去重建入射光子的 能量。
天文学专题讲座
高能探测
1
• Gamma-ray天文简介 • Fermi-LAT介绍 • 高能脉冲星 • 宇宙线
2
Gamma-ray 天文
• 伽玛射线天文学，
– 是高能天体物理的重要分，支作为最后的电磁辐射窗 口，研究宇宙中各种剧烈爆发现象： • 超新星爆发； • 伽玛射线暴； • 活动星系核等； • 是潜在的宇宙射线源。
– 正反物质湮灭。带电粒子与其反物质湮灭可以产生双光子。 如e+e− → γγ， p¯ p → π+π−π0。π0介子很快衰变为两个 光子
– 核素的转变。在超新星爆发过程中会产生大量的重核，这些 重核不仅仅 是不稳定的而且是具有放射性的。这些放射性 核同位素会通过β衰变产生γ射线，如60Co → 60Ni∗∗ + e− + ¯νe → 60Ni∗ + γ → 60Ni + γ
29
Field of View
• 高宽比提供了更大的视野 • 大视场提供了:
– 更多的曝光量=>更高的灵敏度 – 覆盖范围更广=>非常适合在数小时到数年的时间尺度上监测天空
30
对空间实验的几点思考…
• 望远镜的质量和空间尺寸 必须与运载火箭/火箭相匹 配
– 用大火箭，花费会十分巨大
• 功耗有限
– 需要低功耗电子设备
转换器要多厚
• 需要有足够厚的转换器使得γ光子有足够的机会转 换:
– N(x) = N0e-mX
– m ~ 9/(7X0) – X 0 = 辐射长度 ~ 1/Z2 – X/X0 辐射长度的数量 – 但同时由于需要足够多的散射，厚度又不能太大
21
跟踪器—多次散射
• 电子和正电子通过物质时与原子核产生多次弹性库仑散射 • 原子核的质量大于入射电子，能量转移可以忽略不计，但
• 数据速率受下行到地面的 带宽限制
– 需要有效的线上过滤和数据 压缩
Diameter sets transverse size
Throw capacity to LEO sets depth of
Calorimeter
Rocket Payload Fairing
– 不同的能量段的探测技术是一样的 • 30 GeV以下可以用空基的卫星或者气球探测； • 30 GeV 以 上则是地基的探测器更佳。 • GeV 能段探测敏感的Fermi LAT（The Gamma-Ray Large Area Space Telescope） • TeV 能段探测敏感的CTA （The Cherenkov Telescope Array ） • 点源探测能流灵敏度可以到达10−13 −10−12 erg cm−2 s−1。
10
• 辐射机制
– π0衰变。相对论的粒子与质子或者核子之间相互碰撞可以 发生如下过程： p+nucleus → p′ +nucleus′ +π+ +π− + π0。 π+π−介子在26 ns的寿命内会 衰变为µ和中微子，而中性π0 介子则会在更短的时间内（tπ0 = 8.4×10−17 s）衰变为两 个光子：π0 → γγ。
– 其他湮灭通道。中微子，暗物质粒子或者一些超对称粒子湮 灭等可以产生 双光子：χ+ χ → γ +γ。在强磁场环境中，如 中子星的磁层或者磁化吸积 盘等条件下，高能光子会跟磁 场作用产生正负电子对，正负电子对也会发 生同步辐射产 生高能光子，两种机制耦合一起形成有效的级联过程。
11
• Gamma-ray 探测原理
– 能量分辨率: how well can we measure the energy of the photon.
– 视场: how much of the sky can we see at any one time.
– 有效面积: how big and efficient is the detector. – 能量范围: what energies can we detect.
17
Gamma-ray 能量损失机制
• 物质中能量大于10Mev的光子，电子对转换是能量 损失的主要机制
– Pair conversion telescope
Pair Cross-Section saturates at Eg > 1 GeV
电子对转换技术
g
光子在其中一个 转换箔中转换为 正负电子对
建立完美的跟踪器
• 无限薄转换器->最小化多重散射 • 无限大的层数->允许100%的转换效率 • 无穷小条间距->最小化本征探测器分辨率 • 不幸的是，这种仪器是无法建造的，所以我们必
须做出选择…
24
量热器
• 这部分由CsI(TI)晶体组成（高原子序数的材料利于 吸收次级粒子）。
• CsI闪烁体模块的轴向深度为8.6个 辐射长度（作为 对比，LAT 仪器总的深度为10.1个辐射长度）。
13
• 电子的级联反应示意图。
14
Gamma-ray 探测 –Fermi Large Area Telescope
15
gamma-ray 星空探测
• 探测器中: – γ-射线还是宇宙线？ – 探测到的事件能量是什么? – 探测到的事件来自何方? – 我们对上述数量的了解程度如何？
• 关于伽马射线源： – 能确定其为γ源? – 在能谱中有什么特征或截止点吗？ – 它是点源还是扩展源？ – 是否可变? – 有没有周期辐射?
5
Fermi 卫星LAT GeV观测的第三次星表。
6
• Gamma-ray的产生机制
– 经典的电磁辐射理论--带电粒子有速度变化，就会产生 电磁辐射。
– 引起粒子速度变化的原因： • 在磁场中受到的洛伦兹力而作回旋运动 • 辐射场光子或者周围物质的碰撞等过程而加速； • 超新星爆发及超新星遗迹； • 快速转动的脉冲星中子星； • 活动星系核等黑洞吸积盘系统。
– 每一种物理效应都可以用来制作探测器。带电粒子与 物质可以发生电离，激发，轫致等作用，可以分别用 来制作气体探测器，闪烁体探测器和量热器。光子与 物质可以发生光电效应，康普顿散射或者转化为正负 电子对，因此可以用来制作光电倍增管，半导体探测 器和量热器等。具体到γ 射线的探测，所有的γ 射线产 生过程的反过程都可以用来制作γ 射线的探测器。对于 能量小于100 keV 的光子，可以利用光电效应 （Photoelectric Effect）以闪烁体 （Scintillation Counter）来探测。
12
• Gamma-ray探测原理
– 对于GeV光子的探测而言，仪器探测应该包括至少三 个系统： • 将高能光子 转化为正负电子对的转化系统； • 示踪正负电子对的跟随系统； • 沉淀能量的量热系统。实际的探测应该是一个电磁 级联过程。
– 由高能光子转化的正负电子对会 发生轫致辐射，轫致 辐射产生的光子既然可以产生正负电子对。这样的过 程反复发生直到光子电子能量降低到光电效应，康普 顿散射或者是电离损失发生作用时候停止。
– 在非热辐射过程中扮演着重要的角色，是研究宇宙线 物理的重要信使。
3
• Gamma-ray 天文学历史
– 1972年发射的γ 射线卫星SAS-2 和稍晚的COS-B 卫星 一起，产生了第一幅比较细致的γ 射线全天天图，这标 志着γ射线天文学的诞 生。
– 在康普顿γ 射线天文台上 的EGRET 望远镜 （Energetic Gamma Ray Experiment Telescope）观 测了超过300 个γ 射线源，这意味着γ 射线天文学真正 进入了现代天体物理的主流研究领域.
Tungsten Radiator
Si Strip Detector
平面间距和SSD条 间距设置测量。精 d 度极限
修剪散热器以匹配活动的SSD区域
散热器与SSD之间的紧 密间距使多重散射效应 最小化
è0
位置分辨率 () = strip pitch/sqrt(12) LAT: det= sqrt(2) * ssd/d = 228 mm/(32.9mm.sqrt(6)) = 2.8 mrad = 0.16o
Primary eHeavy Ions
南大西洋异常（热点）
Orbital Flux Rates
Time (min)
反符合探测器
• 反符合保护层套在仪器的上面的四周。 • 光子可以自由的经过反符合保护层。 • 当带电粒子穿过的时候，反符合保护层上有信号
输出。从而有效的将带电粒子排除掉。
• 残存的宇宙线粒子在数据处理的时候，将包含在 银河系弥散背景模块中。
• 在发射装置允许的最大范围内，目前Fermi LAT 的 装载的CsI 的重量约 为1800 kg
25
背景抑制
First:近地轨道粒子流量环境
在近地轨道上有很多 宇宙射线！
Albedo Gammas Albedo &Trapped e+eAlbedo &Trapped Protons Primary Protons
4
• Gamma-ray能量范围
– 从最低的Emin = mec2 ≃ 0.5 MeV到1020 eV。 • 前者的能量和原子核物理中的γ射线谱线，以及正负电子 对湮灭谱线的能量相当；
• 后者则是目前宇宙射线观测中的最高能量。这个值也是 目前宇宙中宇 宙线加速器所能加速的最大能量。
• Gamma-ray探测
• 其他信息: – 它与其他波长的已知物体有关吗？ – 伽马射线发射与低能量的比较 – 多远?
探测器性质
• 探测器特性:
– 角分辨率: how well can we reconstruct a photons direction.
– 时间分辨率: how well can we measure the photon’s arrival time.