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伽马射线暴是目前已知宇宙中最 强的爆射现象，理论上是巨大恒星在燃料耗尽时塌缩爆炸或者两颗邻近的致密星体(黑洞或中子星)合并而产生的。伽马射线暴短至千分之一秒，长则数小时，会在短时间内释放出巨大能量。

一个伽玛暴的光学对应体，称为伽玛暴的“光学余辉”，后来又陆陆续续地发现了数个类似的余辉，不仅有可见光波段的，也有射电波段，X射线波段，并且还证认出了伽玛暴的宿主星系，对宿主星系红移的观测证实，伽玛暴远在银河系以外，是宇宙学距离上的天体，余辉的发现使人们能够在伽玛暴发生后数月甚至数年的时间里对其进行持续观测，大大推动了伽玛暴的研究。伽马射线暴的能源机制至今依然远未解决，这也是伽马射线暴研究的核心问题。

2021年1月上旬，海拔宇宙线观测站(LHAASO)水切伦科夫探测器阵列(WCDA)三号水池注水达到正常工作水位，这标志着WCDA探测器全部建成，全阵列投入科学运行。WCDA在银河系内外甚高能伽马射线源的探测，包括伽马暴、快速射电暴、耀变体、引力波电磁对应体等具备瞬变特性的高能辐射信号探测，预期将获得一系列非常重要的观测与研究成果。

水切伦科夫探测器阵列作为其中重要的子探测器之一，占地78000㎡，海拔4400m，主要物理目标为甚高能伽马天文的巡天探测，灵敏能区为100GeV~30TeV。切伦科夫探测器，可用于带电粒子的快速计数和快符合计数、测定带电粒子的速度、测定带电粒子的电荷、测定入射带电粒子方向、测定电子或γ射线能量，以及大面积计数。

媒质中的光速比真空中的光速小，粒子在媒质中的传播速度可能超过媒质中的光速，在这种情况下会发生辐射(切伦科夫辐射)，称为切仑科夫效应。一般来说，肉眼看不见切伦科夫效应，但是当它的强度很大时，会在屏蔽某些核反应堆的池水中出现微弱的浅蓝色的光辉。在这种情况下，看得见的切伦科夫辐射是由于反应堆射来的高能电子的速度比光在水中的速度大而比光在真空中的速度小的原因引起的。也就是说，这时高能电子的速度在2.25×108m/s与3×108m/s之间。

粒子要超过的光速是光的相速度而非群速度。透过采用周期性介质的方法，光的相速度可以大幅改变，甚至可以让切伦科夫辐射没有最小粒子速度的限制——此现象称为史密斯-柏塞尔效应。在更复杂的周期性介质中，例如光子晶体，可以得到各式各样的切伦科夫效应，例如反向传播的辐射(在寻常切伦科夫辐射中，辐射和粒子速度呈一锐角)。

切伦科夫效应在高能物理中用以侦察带电粒子并测量它们的速度等方面均有广泛的用途。根据切伦科夫效应的原理设计的切伦科夫探测器，就是其应用的一例。

这种仪器可用于确定高速带电亚原子粒子(如质子)的存在及其能量，在某些情况下还可以用于识别不同质量的带电粒子。1955年发现反质子时，就是靠了这种仪器的帮助。另外，根据切伦科夫效应的原理还可以制成宇宙射线计数器。

高海拔宇宙线观测站由观测基地和测控基地组成。通过在我国高海拔地区的广泛选址和实地踏勘调研，本项目最终选定位于四川稻城海子山平均海拔为4410米的高地作为观测基地，占地面积~2040亩，并在海拔较低的稻城县城区建立测控基地，占地面积~20亩。

高山实验是宇宙线观测研究中能够尽可能减小大气层的吸收效应的地面探测手段，其规模可以远大于大气层外的天基探测器，成为甚高能和超高能伽马天文和宇宙线观测必不可少的研究手段。

我国的宇宙线研究通过与宇宙线研究强国日本和意大利近30年的长期合作，正是利用了世界屋脊之上羊八井观测站得天独厚的天然优势，获得了研发第一代(ASγ)和第二代(ARGO-YBJ)伽马射线巡天望远镜的成功经验，在大视场巡天领域处于国际先进行列。

在此基础上，我们建议在综合条件更优越的站址建设高海拔宇宙线观测站，采用多种探测手段实现复合、精确的测量，大幅提高灵敏度，覆盖更宽广的能谱，建设第三代伽马天文探测器。

新闻来源：中国科学院高能物理研究所