ARGO－YBJ：丰富多彩的宇宙线观测＊

曹 臻研究员，中国科学院高能物理研究所，北京100049＊国家自然科学基金项目（10120130794）

ARGO－YBJ：丰富多彩的宇宙线观测＊

曹 臻
研究员，中国科学院高能物理研究所，北京100049
＊国家自然科学基金项目（10120130794）

宇宙线 行星际磁场 雷暴

经过5年的稳定运行，ARGO－YBJ实验积累了4 000多亿个宇宙线事例样本，利用这些宝贵的数据获得了许多重要的科学研究成果。笔者将总结ARGO－YBJ对宇宙线研究领域的贡献，包括宇宙线能谱、成分和各向异性等传统宇宙线课题，还包括许多相关的观测研究，如探索利用宇宙线监测太阳的活动，预报由太阳巨大耀斑引发的地磁暴，探索雷暴与高能宇宙线在大气中的级联反应之间的关联等。随着计划中更灵敏的新一代LHAASO实验的逐步实现，文中所介绍的所有研究都将得到显著的提高，可能在其中某些研究方向产生突破。

1 引言

近年来，宇宙线观测研究的许多重要的进展，都伴随着直接测量探测技术的突飞猛进而来。卫星上的探测器无论是测量精度还是探测灵敏度都有了很大的提高，量能器、电荷灵敏探测器甚至于大型磁谱仪的使用，使得宇宙线研究进入了精确化时代。在南极上空实现的超长时间滞空超级探空气球技术不但可以承载1 m2大小的量能器和各种电荷灵敏探测器，还具有了将曝光量增大到可有效测量100 TeV以下各种成分的宇宙线能谱的能力。其中最引人瞩目的观测结果是ATIC［1］，CREAM［2］和PAMELA［3］均发现各种成分的能谱统统都变“硬”，即随能量升高，宇宙线事例减少的速率变慢，而且除了氦核谱以外似乎都在每核子200 GeV处发生相当明显的拐折，但更高能量的宇宙线测量还是需要在地面上通过广延空气簇射技术来实现。当然，上述这些精确的新测量结果，给地面实验中许多必需的重要参数确定了标定参考值。这些参数包括各种成分的绝对流强、绝对能量标度和各成分的比例随能量的变化等。要把直接和间接两种截然不同的测量精确地连接起来，一个阈能低于100 TeV的地面实验就成为这种绝对标定不可或缺的关键一环。这种实验只能在高海拔处实现，通过安装在同一站点的不同实验装置，利用对共同的宇宙线事例联合观测来实现这些标度向更高的能量区域的传递。ARGO－YBJ实验正是这样一种实验。

位于西藏羊八井海拔4 300 m处国际宇宙线观测站的ARGO－YBJ实验［4］，其站址的海拔高度仅次于玻利维亚的Chakataya宇宙线观测站。由于拥有无间隙连续灵敏的地面粒子探测器，对宇宙线引起的空气簇射事例做出了最完整的测量。ARGO－YBJ探测器具有地面粒子探测器阵列实验中最低的阈能，能够与空间直接测量实验在同一能区展开对能谱的测量。更为重要的是，它还能够独立获得与空间实验类似精度的绝对能标，实现交叉标定。2006年6月开始，ARGO－YBJ就开始取数，平均有效观测时间达到85%，总共收到了3 500亿个事例。

2 宇宙线能谱测量

2.1 宇宙线能量测量标度

利用广延空气簇射在地面上探测来自外太空的高能粒子，最大的困难之一是缺乏对探测器进行标定的手段。也就是说，当人们在地面上测量到由于一颗高能粒子在空气里产生的一群粒子时，怎样去精确地推断原初的那颗粒子的能量。在高能物理实验中，通常用加速器产生的已知能量的粒子束流来照射探测器，并对此加以标定。对于上万平方米的ARGO－YBJ探测器而言，显然不可能用一个加速器把已知能量的束流从天上射下来！广泛采用的办法是利用经过检验的计算机模拟来建立测量得到的量，如总粒子数与原初能量之间的对应关系。这就导致由模拟引入很大的系统误差，特别是在远远高于人类能够用加速器所产生的能量处，这种不确定性就会导致科学的谜团。然而，在ARGO－YBJ的工作能区，大自然给我们创造了一束标定束流。

宇宙线的一个重要的特征就是在0.1%的水平以上，他们是完全均匀地来自于外太空的所有方向的，称之为各向同性。月亮在天上有大约1°的视觉直径，遮挡住了本来可以射到探测器上的那些宇宙线，从而在我们的观测中会看到月亮方向上宇宙线的数目明显少于其他方向，而成为一个阴影。这少掉的一束，就是我们用来实验的“粒子束”。绝大多数宇宙线粒子都是带正电荷的原子核，在ARGO－YBJ的工作能区，主要是质子和氦核。当它们从月球附近射到我们的探测器时，南北向的地磁场要将它们向西折射，从而导致了整个月亮阴影也向西偏离了月亮的真实位置。天文学能够告诉我们每时每刻月亮的精确位置，同时我们有大量的数据样本，使得月亮阴影测量的统计显著性达到了75倍标准偏差，其位置可以在0.05°的精度下测出。能量越低的粒子被偏转得越厉害，就形成了月影位置偏移是宇宙线能量的一个连续函数，这个函数可以根据人们对地磁场的精确知识计算出来。在观测中，我们就能确定一个簇射测量中确定出的能量与这个在地磁场中偏转的粒子能量之间的对应关系了。可见用月亮阴影所做的标定有多么重要，而且还达到了13%的标定精度。其中由于宇宙线成分的不确定性引起的不确定性达到7%，由于用于大气簇射模型计算的强相互作用模型的不确定性所致的不确定性为6%，成为两项最大的不确定因素［5］。后一项有望在LHCf实验的结果基础上显著缩小，而前一项也可以利用最新的宇宙线成分直接测量结果，大幅度减小这一系统误差。这是地面粒子探测器在确定簇射测量的能标方面所达到过的最佳实验结果，这些测量与工作在同一能区的气球实验的结果交叉标定，从而更加准确地确定30 TeV／Z以下的能标，精度好于10%，这里Z是核的电荷数。

2.2 100 TeV以下宇宙线能谱与空间直接测量的对接

拥有94%空间覆盖率的ARGO－YBJ具有能够捕捉几乎所有簇射次级粒子的能力，在海拔4 300 m的高处可以将能量低到1 TeV的宇宙线簇射事例收集下来。实验中，通过设置至少20个探测单元被击中的触发条件来实现，这将导致在阈能附近（比如100 TeV以下）存在一个倾向于轻质量宇宙线成份的触发偏见，也就是说，即使原初的宇宙线中有很多重的核（比如铁核），他们并不触发ARGO－YBJ探测器，而氢、氦等轻核引起的簇射则比较容易被记录下来。利用这一特征，并充分相信现代计算机模拟技术对如此低能量的空气簇射的描述已经不存在显著的不确定性，同时也相信像ARGOYBJ这样结构足够简单的探测器（甚至只有数字化的电子学记录系统）的阈效应也能够被精确地模拟出来，ARGO－YBJ可以被认为是一个纯粹轻核的探测器，而碳以上较重的核的贡献不会明显超过2%。基于这样一个模拟系统，一种采用Bayes变换的解谱方法已经建立起来并用于ARGO－YBJ数据的分析，解出的轻成分能谱如图1中的上图所示。CREAM和其他低能区的实验结果也画在同一张图上。可以看到，ARGO－YBJ的测量结果与CREAM的工作能区基本重合，在50 TeV以下两个测量都具有相当好的统计性，在误差范围内双方符合得很好［6］。这一结果与两个实验之间普普通通的对比非同日而语，这是地基实验与天基实验的对接，唯有ARGOYBJ这样的高海拔探测器才具备这一“桥梁”功能。另外一项重要的意义在于，ARGO－YBJ所独具的月亮阴影测量灵敏度使其能够独立获得准确度达13%的绝对能标。前面已经提到其中的7%还来自于对宇宙线成分的不确定性，但CREAM等的测量，已经以相当高的精度确定了成分，也就是说实际的系统误差还要更小。

在能量高于100 TeV的区域，ARGO－YBJ探测器已经远离触发阈；因此能谱的测量可以在所谓“最小偏差样本”上进行，即ARGO－YBJ能几乎全效率地探测所有种类的核所引发的簇射，如图1中的中图所示，无论是空气簇射本身还是探测器效率的模拟之不确定性的影响都降至最低。多参数测量方法可能提供逐事例的成分确定方案，从而将不同成分的事例区分出来并用各自的能量测量方案来重建。除了ARGO－YBJ探测器的粒子数模拟测量是一个必不可少的硬件扩展以外，两台宽视场的Cherenkov望远镜也必须加入这项联合观测，以求最高的能量分辨率和最小的系统误差。

2.3 宇宙线成分的多参数分析

ARGO－YBJ的全覆盖特性使之成为全球唯一能够精确测量簇射中心粒子分布的大型探测器。簇射芯区次级粒子的横向分布的陡峭程度，反映了簇射极大距离观测面的远近。重的核在大气顶部迅速碎裂，使得每一个由单个能量较低的核子引起的簇射发展较浅，从而整个组合的簇射在远离观测面的高空就达到了簇射的极大，其芯区的粒子分布就比较平缓，单个能量较高的原初核子引起的贯穿得更深的簇射则更陡峭。这个可观测量敏感于宇宙线的原初成分，而实验上可以简单地用距芯5 m以内的粒子所占的份额来描述。另一个类似的变量是簇射的次级粒子前锋面的曲率，簇射极大距离观测面越近，偏离平面的程度就越大。2008年以来，安装在ARGO－YBJ附近的两台宽视场的Cherenkov望远镜投入联合观测［7］。与ARGO－YBJ探测器中心的距离决定了符合的事例大致高于20 TeV。Cherenkov望远镜的优势首先在于它们记录的信号中包含了所有簇射从大气顶端开始发展时产生的光子和直到簇射降到地面时所产生的光子，类似于一个量能器，这种测量可以将簇射的能量分辨率提高到20%左右；而且由于成分等不确定因素造成的系统误差也不大，这就使得在成分确定之前，就能大致做出图1的中图所示的分布，由此，我们可以准确确定“无偏测量”的数据样本。望远镜的另一个优势是记录了簇射的整个Cherenkov像，其形状敏感于原初宇宙线的种类。Hillas参数，定义为以光子密度为权来计算的像的平均角长度和平均角宽度。该参数很好地刻画了像的形状，而约化的长宽比对成分最为敏感。在用簇射芯区粒子份额与Cherenkov像的长宽比构成的二维参数空间上，各种成分的分离程度显示在图1的下图里。可以看出，虽然氢核与氦核的区分仍然十分困难，但只需采用一个简单的判选，就可实现将氢、氦两种成分的组合从150TeV以上的观测样本中分出来，纯度达到99%的同时维持80%的探测效率。再用Cherenkov光总量确定出簇射总能量，系统误差将小于1.5%，能量分辨为20%。

图1 上：ARGO－YBJ在200 TeV以下能区测得的宇宙线轻成分能谱，图中还画出了CREAM以及其他低能区的轻成分谱测量结果。中：ARGO－YBJ与宽视场Cherenkov望远镜联合观测的触发事例能量分布，150 TeV以下对成分存在明显的触发倾向，而此能量以上为“无偏测量样本”。下：簇射芯区5米内粒子份额与Cherenkov像的长宽比够成的二维参数空间，各成分之间的区分清晰可见

3 宇宙线到达方向的大尺度各向异性

宇宙线并不是完全各向同性地从外空间来到地球，许多实验都已经测量到这一大约0.1%的各向异性度。大型的高灵敏度实验 ARGO－YBJ在北天区［8］和IceCube在南天区的测量首次给出了几乎完整的各向异性全天空分布图，这是一个重要的里程碑，有助于正确地解释这一各向异性分布的起源。南北两半的测量在它们相接的区域都受到了各自探测器视场边缘效应的影响，从而产生了各向异性空间分布的并非毫无偏见的观测（图2上图）。在4 TeV附近的能区内，ARGO－YBJ测出的大尺度宇宙线各项异性分布显示了清晰的增强（较红）和减弱（较蓝）的两个方向。如果仅用这张天图作分析，也许会得出在北天区存在一个相对孤立而完整的增强 减弱双极图案，而全天空的整体分布看就发现，事实上南天的测量基本上吻合了北天测到的分布形状。巨大的统计量，提供了更为宽广的研究空间，为开展更加细致的分析创造了条件。由于探测阈能很低，ARGOYBJ实验提供了较宽广的能量覆盖范围从500 GeV到24 TeV。如图2下图所示，加上ASγ实验在50 TeV左右的观测结果［9］以及IceCube在更高能量（300 TeV）［10］的测量结果，给出了各项异性分布强度随能量变化的依赖关系，似乎满足一个分段的幂律，而最强的各向异性出现在7 TeV左右。迄今尚未对此各向异性的成因以及其和能量的关系做出很好的解释。曾有人通过在较低能量段上的测量，试图把发生在银河系中心相反一侧宇宙线的增强效应归因于太阳磁场被恒星风吹出“磁尾”的效应，即在此方向上太阳磁场的强度相对较弱，从而形成了对银河宇宙线相对较弱的屏蔽［11－12］。然而，随着测量精度的大幅提高，能够精确地确定宇宙线各向异性分布超出的重心位置，结果显示其并不与太阳系的整体运动方向完全相反，特别是在越来越高的能量上（如300 TeV）测量到这种超出，显然超过了约100 AU处的太阳磁场所能折射的粒子能量。从全天空的分布情况，更容易使人联想到来自于河外的宇宙线贡献，而趋向于低银纬的分布特征，正好反映了相对集中于银盘的银河磁场的引导作用，使得超出的方向在银盘的下方略微偏向正银经的一侧，在银河系边缘的银河磁场屏蔽作用的刚度效应，也许可以解释随能量的变化，更低能量的粒子被屏蔽得更加干净。但在另一方面，出现在银心上方约20°同样略微偏向正银经方向的宇宙线的缺失，的确是非常难于理解的一种现象！

图2 上：ARGO－YBJ测出的4 TeV左右宇宙线相对强度的天图。下：宇宙线各向异性随赤经的变化幅度随能量的依赖关系，这里用到了全球各个实验的观测数据，ARGOYBJ的测量结果用实心的方块表示。

由于其很高的灵敏度，ARGO－YBJ可以在月的时间尺度上对宇宙线的各向异性做出较为精确的测量，从而能够用来监测刚刚进入的第24太阳活动周期里各向异性随太阳活动的变化。在此之前，2008和2009年的观测显示，各向异性的分布随时间呈现出相当好的稳定性，而这种稳定性似乎正在随着太阳的活动而减弱。随太阳活动的加剧，进一步的分析和观测在未来几年内将变得非常重要。

4 宇宙线相关的物理研究

作为一个多功能宇宙线探测实验装置，ARGO－YBJ探测器并不仅用于传统的宇宙线物理和伽玛天文观测研究，许多利用银河宇宙线来研究高能粒子源、高能探针的实验也在此宇宙线实验室开展，如测量质子与核的强相互作用截面、宇宙中反物质的浓度以及探测行星际磁场的分布和扰动，甚至于可以研究大气中雷电与宇宙线在空气中引起的簇射之间互为因果的复杂关联等。

4.1 质子与空气核之间的强相互作用截面测量

质子与原子核的相互作用截面，包括质子 质子的截面，是粒子物理的一个重要的基本参数，通常是用人工加速器产生的粒子束流在对撞实验中进行测量，因此，这个参数只能在为数不多的几个能量点上测量。例如，在高能区，目前仅在质心系总能量s＝900 GeV的欧洲核子研究中心之SPS和s＝1.8 TeV的美国费米实验室之TEVATRON上分别完成，不远的未来将在s＝14 TeV的LHC再次完成重要的质子 质子截面测量。在这几个固定的能量之间，就没有实际测量的结果，通常用一个连续光滑的模型曲线来描述。ARGOYBJ实验在地面上记录穿过不同厚度的大气之后的宇宙线强度，可以了解空气对宇宙线粒子的吸收程度，而这一吸收引起的强度变化就正比于相互作用的截面。而且，由于宇宙线连续地分布在各种能量上，用此法测量的相互作用截面，能够填满加速器实验之间的间隙，加强对各种截面随能量增长之理论模型的限制。我们的测量已经覆盖了能量低于s＝1.8 TeV的区域［13］，测量结果支持一个较为缓慢上升的模型。

4.2 宇宙中反质子与质子的强度比测量

前面已经讨论过，地球的地磁场（GMF）对银河宇宙线会产生可以预见的折射作用，即它们穿过这个非常稳定的地磁场之后被ARGO－YBJ探测器测到的方向是不同于其原初飞来的方向，月亮遮挡宇宙线形成的阴影向西偏离月亮的位置，就是这个原因造成的。前面已经讨论过用这种特性对ARGO－YBJ能量测量进行了标定。如果我们准确测出宇宙线粒子的能量，并且对宇宙线的成分有相当清晰的认识，即探测到的事例中98%都是氢核和氦核，我们就可以精确地重现折射效应所产生月影位移。如果宇宙线中还存在反质子和反氦，同样的折射效应就应该在偏东的对称位置上产生相应的第二个阴影。事实上，我们并没有观测到这第二阴影，表明宇宙中不存在ARGO－YBJ的观测能力所能够探测得到的那么多反物质，也就是说，ARGO－YBJ实验可以对反质子和反氦的流强设定一个上限。利用2010年以前的数据，月亮的阴影测量的显著性已经达到了55倍S.D.，由此设定的上限约为5%［14］，这在高于1 TeV的高能区，是目前实验上给出的最低上限。虽然这个结果还不能确切地排除目前存在的关于反物质流强的模型，但在低能区，探测灵敏度更高的空间宇宙线探测器，如PAMELA已经排除了这些模型预言的反物质流强。

4.3 宇宙线空气簇射与雷暴的关联研究

长期以来人们一直在致力于研究雷暴和雷电等局部大量电荷堆积和剧烈放电过程和宇宙线空气簇射现象之间的关系，世界各地不同地区为数不多的一些广延空气簇射观测装置也开展了大气电场和雷电测量与簇射阵列联合的观测研究，取得了一些定性的结果，不同实验的结果之间还存在一些不一致的情况。ARGOYBJ实验厅地处4 300 m的河谷地带，夏天多雷暴雨，持续时间约几十分钟到几小时不等，积雨云来去迅速，很适合于开展这方面的研究，云层底部的高度距离地面在1～2 km之内，空间电场测量很准确，目前已经在ARGO－YBJ探测器附近200 m的范围内安装了3个探测点。ARGO－YBJ本身具有记录单个粒子击中探测器的计数率以及两个、三个和四个粒子的符合计数率的功能，整个探测器的簇射事例触发条件是20重符合，适合于研究大气电场和雷暴对不同大小的簇射的影响。初步的观测研究表明，雷暴的发生对大气中宇宙线簇射的发展产生了复杂的影响，存在多种时间尺度上粒子计数率的变化，不但会增强空气中的高能带电粒子浓度，也会减少到达地面的粒子数目，从而导致地面阵列符合计数率的下降。图3显示了一个雷暴事件的完整记录。自上而下，第1幅图显示了在4：00左右开始出现的大气电场的扰动，持续近1.5 h，扰动的幅度达到稳定期内正常波动的几十倍，非常显著；伴随着电场的扰动，我们在第2幅图里看到ARGO－YBJ记录到的单粒子计数率首先几乎与电场同步迅速增高，然后也随着电场迅速回落，这一过程持续了12 min左右，但电场仍然继续回落，单粒子计数率却进入一个更长时间尺度的变化过程，保持一个明显高于平均涨落水平的高计数率并缓慢回落至平均水平，持续时间达到2～3 h；在第3幅图里，看到2粒子符合计数率的演化特征几乎与单粒子相同但变化的幅度明显小于单粒子计数率，按变化量的百分比计只到一半左右；在接下来的3幅图里分别显示了3粒子、4粒子和20粒子的符合计数率，在短时标上，出现了令人吃惊的反相的同步快速变化，即随低多重数计数率的上升高多重数计数率迅速下降并快速回升，与电场变化的同步性很好。3粒子符合似乎介于消和涨的中和位置附近，不同事例中可能出现计数率减少或增长的情况，但更高符合度的计数率则总是降低。更加定量的分析研究和更深入的现象学和统计学研究还在进行。

图3 ARGO－YBJ测量到的宇宙线事例计数率与一次雷暴过程中空间电场之间完整的关联关系，低多重数符合计数率随电场上升和高多重数符合计数率随电场下降的现象具有普遍性。

4.4 行星际磁场测量以及可能的空间天气监测

与GMF相反，太阳的磁场随太阳自身的活动经常发生变化，一旦形成开放的场线，就被太阳风带到行星际空间形成行星际磁场（IMF），它自然也随太阳的活动一起变化。由于太阳具有与月亮类似的视觉直径，它应该对银河宇宙线产生类似于月亮阴影的遮挡效应，我们叫太阳阴影。显然，无论是阴影的深浅程度还是阴影的位置都随太阳的活动而变化。其位置不但像月亮阴影一样要受到GMF向西的折射，还要受IMF的折射，而发生复杂的运动。通过监测这种位置的变化，我们发现在不受地磁场影响的南北方向，太阳阴影的位置随着太阳的自转，做27.3 d的Carrington周期性运动，而且这一周期运动有时还会从一种通常的双周期模式突然转换成单周期模式，如在2007年7月发生的那样，几个月之后又逐渐回复到双周期模式，由此可以了解到IMF在黄道面上的分布从通常的四扇区交替分布结构会突然变成了两扇区结构［15］。用非常简单的IMF模型假设，就可以根据ARGO－YBJ测出的太阳阴影位置，推算出IMF在第一Lagrange点（L1）的强度随太阳经度的变化，与实际上位于L1点的空间探测器测得的IMF强度相比较，两者基本上吻合［15］，如图4所示。

图4 上：日影中心位置随太阳经度在南北向的周期性漂移，实心方块代表ARGO－YBJ测量结果，实线是用二阶谐函数的拟合，空心方块表示模拟的结果。下：由此推出L1点上IMF的垂直分量强度随太阳经度的变化（线）。实心点表示位于L1点的探测器直接测量的IMF总强度。

我们还发现一个更有趣的事实，即L1点处IMF磁场周期性分布与ARGO－YBJ测到的太阳阴影位置的周期性分布存在一个21°的位相差。如果按太阳风的正常速度（约400 km／s）计算，这相当于太阳表面吹出来的磁场大约比用光速传来的太阳阴影位置信息存在1.6 d的延迟，这与用上述IMF模型所做的计算得出的结论符合，即太阳阴影的位置移动主要是宇宙线粒子在从太阳到地球的后一半路程上所受到的折射之影响。这一现象的发现提供了一种监测IMF快速变化的方法，可以用于监视太阳大型日冕物质抛射（CME），并由此预报强烈地磁暴，条件是拥有足够灵敏的探测器能在小于一天或者半天的时间尺度上测量太阳阴影的位置精度达到0.1°。虽然ARGO－YBJ实验证实了这种预报方法原理上可行，但其探测灵敏度不足以实现这项预报，事实上在研究过程中我们用了在同一太阳经度方向20多天的数据进行折叠才达到太阳阴影位置测量所需精度；但在不远的将来，这项预报手段就有可能实现。下面要介绍的LHAASO探测器将具有所需的灵敏度，在半天的时间内测出太阳阴影的位置！

5 未来发展：LHAASO实验

LHAASO将是一个一平方公里的综合性宇宙线空气簇射观测阵列［16］，其主要科学目标是精确测量伽玛射线源的能谱、监测它们的耀发现象并大量发现新源。为了逐事例从宇宙线背景上区分出伽玛射线事例，记录了每个簇射事例的μ子含量，这也是区分不同宇宙线成分的重要参数。为了进一步强化宇宙线成分的鉴别能力，提高宇宙线能量测量的精确度，还计划建设具有测量宇宙线空气簇射纵向发展能力的24台宽视场大气Cherenkov望远镜和覆盖5 000 m2的簇射芯探测器阵列，成为宇宙线研究方面功能最为强大的复合探测装置。单成分的宇宙线能谱的测量将覆盖整个“过渡区”，其中有第一和第二个“膝”，对宇宙线的起源从河内向河外起源的转换过程做出完整一致的精确测量。一个更重要的亮点在于，位于被这个实验覆盖的6个量级的能量范围的低能端，已经与空间直接测量实验对接，而由此锁定了能量和成分的绝对参考点，使得LHAASO成为不可替代的天基、地基之间的重要桥梁。同时，如上一节里提到的，LHAASO还将成为第一台用银河宇宙线对太阳系进行“透视”的空间天气预报装置，从太阳的巨大耀斑爆发到因此产生的CME扩散到地球并引起地磁暴的全过程进行全程监视，及时提供准确的空间天气信息。

6 总结

ARGO－YBJ已经稳定运行5年，不仅作为一个重要的伽玛射线天文学的实验装置，取得了许多重要的科研成果，还作为一个多功能宇宙线研究装置，开展了丰富多彩的观测研究，包括在与天基探测器同一能区内对宇宙线能谱的精确测量和将宇宙线能标确定在13%以内，实现与空间直接测量的对接，宇宙线到达方向各向异性度的高精度测量，以及其能量依赖关系等等。许多超乎预期的实验结果使得ARGO－YBJ实验更加出众，比如利用太阳阴影的跑动对行星际磁场（IMF）的测量，并由此发现的空间天气预报的潜在方法。其现实意义在于，为了实现这种预报所需的很高的探测灵敏度并非遥不可及，计划在十二五期间新建的LHAASO一平方公里大型宇宙线观测设施，就可以满足空间天气预报对灵敏度的需求。目前LHAASO的预先研究正顺利地向前推进。

致谢：这项研究得到了中国科学技术部中国科学院粒子天体重点实验室和意大利核物理研究院（INFN）的大力支持。

（2012年3月12日收到）

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（编辑：温文）

ARGO－YBJ：Fruitful Cosmic Ray Observations

CAO Zhen
Professor，Institute of High Energy Physics，Chinese Academy of Sciences，Beijing 100049，China

Being smoothly operated for 5 years，the ARGO－YBJ experiment collected 0.4 trillion cosmic ray event samples.Many scientific goals have been achieved based on the very important data base.Here in this article，we summarize all major contributions to cosmic ray related researches，including conventional measurements such as cosmic ray energy spectrum，composition and anisotropy.The researches also cover many non－traditional topics such as the monitoring of solar activity using Galactic cosmic rays，forecasting large geomagnetic storms induced by huge flares of the sun，exploring the correlation between thunderstorms and extensives air shower of cosmic rays and so forth.With the progresses of the future experiment LHAASO，all researches reported in this paper will be greatly enhanced using the most sensitive new generation apparatus.Breakthrough may be expected in some of the topics.

cosmic ray，interplanetary magnetic field，thunderstorm

10.3969／j.issn.0253－9608.2012.05.006