球载EUSO-SPB1飞行任务与科学贡献（波兰球进入太空）

高空气球与前沿物理科学结合，才能发挥出其最大的功用。本期介绍最新发表的关于超压气球平台上开展的EUSO任务的论文。

EUSO观测任务是朝着在太空中建立一个超高强子对撞机探测器迈出的重要一步（该探测器将观测更大（≈100×）的大气足迹，绘制整个天空的极端能量图，并发现超高强子对撞机的来源）。由于超高强度粒子的通量很低，因此需要使用间接测量技术，将大气层作为一个巨大的热量计。到达地球大气层的超高强度红外热辐射将其动能转化为大范围气流（Extensive Air Showers，EASs），通过激发大气中的氮产生荧光。EUSO-SPB1主要科学目标是在亚轨道高度（33 千米）用紫外线荧光望远镜俯视大气层，观测超高能宇宙射线大范围空气阵雨（EAS，ultra-high-energy cosmic-ray extensive air showers）。

EUSO-SPB任务主页网址：https://eusospb.uchicago.edu/

另外，文章署名作者太多，署名单位就有90家，小编直接截图了

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EUSO-SPB1飞行任务与科学贡献

摘要：超压气球上的极端宇宙空间观测站 1 号（EUSO-SPB1，The Extreme Universe Space Observatory on a Super Pressure Balloon 1）于 2017 年 4 月从新西兰瓦纳卡发放升空。美国国家航空航天局（NASA）超压气球试飞任务的计划是环绕南半球飞行。主要科学目标是在亚轨道高度（33 千米）用紫外线荧光望远镜俯视大气层，首次观测超高能宇宙射线大范围空气阵雨（EAS，ultra-high-energy cosmic-ray extensive air showers）。飞行 12 天 4 小时后，在太平洋上提前结束。在飞行之前，该仪器在美国犹他州西部沙漠用紫外点光源和激光器进行了广泛的测试。测试结果表明，该仪器对⪆3 EeV 的 EAS 具有灵敏度。对望远镜系统、望远镜开启时间和实现的飞行轨迹的模拟预测，假设天空晴朗，可观测到约 1 次事件。人工搜索和基于机器学习的搜索都没有在这些数据中发现任何 EAS 信号。在此，我们回顾了 EUSO-SPB1 仪器和飞行以及 EAS 搜索。

关键词：宇宙射线，高空气球，空气荧光，大范围气流，JEM-EUSO

2023 年 6 月 13 日投稿，2023 年 8 月 22 日返修，2023 年 8 月 25 日录用，2023 年 9 月 4 日在线发表。

DOI：https://doi.org/10.1016/j.astropartphys.2023.102891

1. 引言

产生迄今观测到的最高能量粒子的来源和加速机制仍然未知。超高能宇宙线（UHECRs1）的测量能量可超过 100 EeV [1]，[2]，在多信使宇宙观中占据着诱人的位置。100 EeV 的尺度比迄今观测到的最高能量伽马射线[3]高六个数量级，比最高能量中微子[4]、[5]高五个数量级。由于超高频中微子(Ultra-High-Energy Cosmic-Ray，UHECRs)是带电的，因此它们是唯一可以被感兴趣的源直接加速的已知高能多信使。由于超高强度粒子的通量很低，因此需要使用间接测量技术，将大气层作为一个巨大的热量计。到达地球大气层的超高强度红外热辐射将其动能转化为大范围气流（Extensive Air Showers，EASs），通过激发大气中的氮产生荧光。飞眼[6]、高分辨率飞眼（HiRes）[7]、皮埃尔-奥格天文台[8]和望远镜阵列[9]已经开发并成功使用了大气荧光技术，从地面对 EAS 进行三维测量。顾名思义，大气层是地球上体积最大的热量计。

超压气球 1 上的极端宇宙空间观测站（EUSO-SPB1）是极端宇宙空间观测站联合实验任务（JEM-EUSO）合作组织的首次任务，其目标是从亚轨道空间俯视大气层，测量 UHECR EAS。这项任务是朝着在太空中建立一个超高强子对撞机探测器迈出的重要一步[10]、[11]、[12]、[13]、[14]，该探测器将观测更大（≈100×）的大气足迹，绘制整个天空的极端能量图，并发现超高强子对撞机的来源（MUCH COOL!）。极端多信使天体物理学探测器（POEMMA）[15]还将对超高能光子、单极和超重形式的暗物质以及通过地球边缘的相互作用发现的高能中微子[16]具有敏感性。

EUSO-SPB1 是美国航天局的一项机会飞行任务。它悬挂在美国国家航空航天局的一个超压气球下方，该气球于 2017 年 4 月 24 日 23:51 UT 从新西兰瓦纳卡发放升空试飞（图 1）。EUSO-SPB1 的科学目标包括以下内容：

图 1. 2017 年从新西兰瓦纳卡发放前不久的 EUSO-SPB1。仪器悬挂在最左侧的发放车下方。

- 1. 利用空气荧光探测器从亚轨道空间向下俯视，首次观测超高压电离层电磁场；

- 2. 测量夜间海洋和云层上空的背景紫外线；

- 3. 寻找来自其他物体的快速紫外线脉冲信号。

2. 新西兰瓦纳卡的超长航时科学气球飞行

瓦纳卡位于南纬 45 度，地处南大洋上空约 33 公里（7 毫巴）处的快速平流层空气环流下方，该环流每年形成两次。该环流在南部秋季向东流动，在南部春季向西流动。超压气球（SPB）的设计是以恒定的位移量漂浮，因此即使在夜间也能保持恒定的高度。因此，在专门准备的 SPB 下从瓦纳卡发放的有效载荷可以在平流层环流中飞行数月，完成多次亚轨道环绕飞行，然后在陆地上空有控制地终止。与传统的零压平流层气球一样，SPB 也会随气球高度的风流漂移。2015 年，NASA 从瓦纳卡发放的首个工程 SPB 飞行任务[17]飞行了 32 天，在澳大利亚着陆。第一个科学有效载荷康普顿光谱仪和成像仪（COSI）[18]在第二年飞行了 46 天，环绕南大洋，降落在秘鲁。2017 年的飞行是从瓦纳卡出发的第三次 SPB 测试飞行，标称持续时间目标为 100 天。这三次飞行的路径如图 2 所示。

不幸的是，2017 年的气球出现了氦气泄漏，不得不在受控情况下提前结束飞行任务（图 3）。发放 12 天后，整个飞行系统在复活节岛东南约 300 公里处被 "阀门关闭"。它目前停在深海海底。

图 2. 2017 年从新西兰瓦纳卡发放的 NASA 超压气球试飞的轨迹。轨迹的绿色部分表示完成了环绕飞行。

尽管遭遇挫折，但 EUSO-SPB1 仪器（图 4）在空中成功运行，并传回了约 60 GB 的数据。在此，我们将介绍该仪器、在实验室和沙漠中进行的飞行前测试、任务、数据以及寻找 EAS 的情况。EUSO-SPB2 飞行任务（第 7 节）的准备工作正在进行中。

图 3. 2017 年任务的高度曲线与 UT 日期的函数关系。仪器是在夜间月亮低于地平线时运行的。气球在夜间无法保持完全充气的超压状态，导致气球在空中飞行 2 天后开始出现高度波动。

3. EUSO-SPB1 仪器

3.1. 2014 年仪器和任务

2017 年 EUSO-SPB1 飞行任务接替了由法国航天局赞助、加拿大航天局从加拿大安大略省蒂明斯市用零压气球发放的2014 年 EUSO-气球夜间飞行任务。荧光望远镜（FT）相机由机载 20 赫兹时钟从外部触发。该仪器记录了紫外线的地面发放水平[19]，并对紫外线闪光和由直升机飞到气球下方的光源产生的紫外线激光轨迹进行了采样。这次任务首次利用荧光望远镜观测到了大气层下方的紫外线轨迹[20]。整个飞行系统溅落在一个小湖里，仪器被完好无损地打捞上来。

图 4. 飞行就绪状态下的 EUSO-SPB1 仪器。子系统说明见正文。

3.2. 2017 年仪器

为了 2017 年的发放，对 2014 年的仪器进行了大量升级。表 1 列出了 2017 年仪器的规格[21]。这些升级包括一个用于识别 EAS 候选者的触发器、一套新的菲涅尔透镜、一个新的紫外相机（图 5）（配有量子效率更高的多阳极光电倍增管 (MAPMT)）、一个集成高压系统、一个新的飞行 CPU、与 NASA 支持集成包 (SIP) 和遥测的接口、新的控制软件、与 SIP 接口的热传感器、一个太阳能发电系统和一个吊船外骨骼框架，所有设备都安装在该框架上，包括天线吊杆。太阳能发电系统的设计目的是支持飞行任务度过南方的冬季，包括飞行轨迹偏移到南纬 60 度左右。

EUSO-SPB1 设计为在没有月亮或月亮很小的夜晚在平流层高度运行，以探测来自 EAS 的紫外线轨迹。子系统结构示意图见图 6。两个 1 平方米的聚甲基丙烯酸甲酯（PMMA）菲涅尔透镜将光线从下方聚焦到对紫外线敏感的定制高速相机上。EUSO-SPB1 望远镜的焦点表面有一个光电探测器模块 (PDM)，用于计数单光子 (SPE)。为便于组装，4 个 MAPMT（每个有 64 个通道）被一个正方形 BG-3 紫外透射光学滤波器覆盖，形成一个基本单元（EC）。9 个 EC 以 3 × 3 的排列方式组成一个 PDM。在 PDM 中，EC 的后面有六块电路板，用于计算光电子的数量。这些电路板插入中央控制缓冲器电路板，该电路板承载着 VHDL 触发逻辑。

图 5. 左图：EUSO-SPB1 仪器的光电探测器模块（PDM）。右图：安装在焦平面上。SiECA 原型位于 PDM 的右侧。

PDM 的光电阴极电压为 -1100 V。MAPMT 的额定增益为 106。Cockcroft-Walton电路 [22] 产生高压。该电路安装在一块电路板上，并灌封在每个电子镇流器子组件中。MAPMT 阳极接地，并直接耦合到数字化电子设备。这种直流耦合允许使用脉冲或直流光源进行光度校准，也允许直接测量背景光水平。数字化电子装置可识别由光电阴极发放的单个光电子引发的小电流脉冲。数字化电子设备的双脉冲分辨率约为 6 毫微秒。每个 MAPMT 通道中的 SPE 计数以 2.5μs 的时间分段进行统计。本文将一个时间分段称为一个栅极时间单位（GTU）。

图 6. EUSO-SPB1 数据读出系统及其与各子系统的连接。

表 1. EUSO-SPB1 和 2017 年任务的规格。

机载触发系统[23]、[24]在 MAPMT 级运行，在 3 × 3 像素单元内扫描缓冲像素计数列表，寻找在指定时间内平均高于背景的本地持续信号。飞行中使用了 1、2 和 5 GTU 的持续时间设置。例如，2 GTU 的持续时间设置相当于 5 微秒。本地背景阈值水平是动态调整的，以显著减少由缓慢移动的物体（如飞机和电风暴）引起的假触发。收到触发后，数据处理（DP）系统[25]会将 128 个连续的数据帧（触发前 40 个，触发后 88 个，共 320μs）从系统缓冲区复制到板载的 1 TB raid 阵列中。单个数据帧包含 2304 个像素中的每个像素在相同的 2.5μs 时间间隔内记录的光电子数量列表。DP 系统还与辅助系统连接，如图 6 所示。飞行计算机装有一个全面的模块化控制软件包[26]，可随时为测试和飞行进行配置。触发系统的现场测试将在第 4 节中介绍。

作为近空间硅光电倍增管（SiPM）的技术测试，EUSO-SPB1 的焦面还包括一个 256 通道硅光电倍增管基本单元阵列（SiECA）[27]、[28]，安装在 PDM 的 MAPMTs 旁边（图 5、图 7）。该附加系统以独立采样模式飞行。

开发和飞行的红外（IR）摄像系统可记录气球下方场景的红外图像，以识别云层并估算云顶高度。测量云层非常重要，因为高云层会减小 EUSO-SPB1 仪器探测 EAS 的瞬时孔径[29]。芝加哥大学红外热像仪（UCIRC）[30] 配备了两台相同的红外热像仪，指向同一区域。视场角为 24°×30°。每台相机都有一个红外滤光片。其中一个滤光片可传输波长在 11.5 和 12.9μm 之间的红外光。另一个滤光片可透过波长为 9.6 至 11.6μm 的红外光。之所以选择这些值，是因为它们接近云的典型黑体峰值。测量云色温的方法可从云色温推算出云顶高度，详见其他文献[31]。

图 7. 左图：由四个 64 通道 Hamamatsu S13361-3050AS-08 传感器组成的 SiECA 256 通道 SiPM 阵列在 EUSO-SPB1 任务中作为测试飞行。右图：从非准直直流光斑源记录的实验室数据。

有效载荷的机械升级符合美国航天局对气球吊篮的要求，另外还要求包括天线在内的整体高度低于执行任务的飞机库门。美国航天局的 SIP 和天线安装在吊舱框架的顶部，两个压载斗安装在框架的相对两侧，以便紫外荧光望远镜和红外摄像系统有一个不受阻碍的向下视野。荧光望远镜模块可在大约 30 分钟内卷入吊船结构并安装完毕。机库外的有效载荷连接了一个四面太阳能电池阵列和一个挡光板。

4. 沙漠实地测试

EUSO-SPB1 荧光望远镜系统在实验室和美国犹他州西部沙漠[32]的望远镜阵列场地进行了测试。通过对桅杆上的 365 nm 校准点光源进行测量，估计端到端绝对光度校准为每入射光子 0.10 ± 0.01 SPE计数。这一数值与实验室的分片校准相当。在距离 EUSO-SPB1 24 公里处放置了一个脉冲宽度为 10 毫微秒的脉冲紫外激光系统[33]，用于测量大气层中光速轨迹的触发效率。与 EAS 类似，脉冲激光器产生一个以光速移动的紫外线光斑。记录了光束偏离望远镜位置 45° 时的激光测量结果（图 8），以从几何角度近似估计从浮空高度的 EUSO-SPB1 到下方横穿望远镜视场的典型倾斜 EAS 的预期距离。这些配置的比较见图 9。几何上的等效意味着光斑穿过相机的速度在两个方向上是等效的，就像线光源的 1/r 效应一样，其中 r 是望远镜与激光脉冲之间的距离。在激光能量为 0.94 ± 0.02 mJ 时，触发效率为 50%，而在 1.5 mJ 时，触发效率接近 100%（图 10）。数据是在大约 3 小时内分两次能量扫描收集的。在此期间，激光器和探测器之间 24 千米范围内的大气清晰度发生了变化，这很可能是阈值范围内各点之间的距离超出了统计误差条的原因。在触发效率低于 50%的区域，拟合曲线左右两侧的数据点在时间上相差约两小时。

在沙漠实地测试中，从侧面观察倾斜的 0.8 mJ 激光轨迹，估计其亮度与荧光望远镜从气球浮空高度向下观察时倾斜的 3 EeV EAS 的亮度相当。这一估计假定沙漠激光测量的气溶胶光学深度为标称值。

图 8. 在 EUSO-SPB1 的沙漠实地测试中记录的 1.3 mJ 355 nm 激光轨迹示例。激光转向光学镜组瞄准了距离望远镜位置 45° 的仰角。轨迹顶部对应 9.3 千米的高度和 35 千米的观测距离。显示的像素是十个 2.5μs 帧触发信号的总和。插图中显示的是捕捉到激光移动光斑的单个 2.5μs 帧。

图 9. 左图为 EUSO-SPB1 荧光望远镜和激光器在实地测试中的布置。右图显示的是旋转 90° 后的布置，这样望远镜的光轴就像在气球下一样指向下方。激光轴和 EAS 轴相对于望远镜光轴的几何位置相同。两图均为侧视图。

图 10. 荧光望远镜的触发效率与激光能量的关系（通过扫描远处紫外线激光的能量测量）。每种能量设置共发放 100 次。详见正文。

在现场测试期间，整个相机的噪声触发率通常为 1 赫兹。当明亮的恒星或流星穿过视场，或视场外有闪电时，触发率会略有上升。

5. EUSO-SPB1 活动和仪器监测

EUSO-SPB1 组件于 2017 年 1 月底抵达新西兰后，有效载荷被重新组装。为了获得最后的平场校准，在夜间将有效载荷悬挂在一个发放车上，悬挂在一个发光的特卫强屏幕上方，并在方位角上旋转，同时 FT 收集了一组全相机触发的数据。仪器于 2017 年 3 月 25 日被宣布飞行就绪。经过七次尝试失败后，有效载荷于美国东部时间 4 月 24 日 23:30 成功发放，此时距离新月还有一天。到达新西兰海岸后，气球向北漂移，经过克赖斯特彻奇以东约 30 公里处，然后飞越太平洋。仪器的监测和操作由欧洲、日本和美国的中心负责。为便于下载，望远镜数据文件的持续时间限制为 2 分钟。每小时开始时记录一个较短（30 秒）的文件，并以最高优先级下载，以提供望远镜监测信息。

图 11 比较了飞行期间记录的热监测测量值与仪器飞行前热模型的预测值。该模型用于预测在 33 千米高空进行长时间飞行时最热和最冷的情况。最热情况假定南纬 45 度，3 月 1 日发放；最冷情况假定南纬 65 度，6 月 22 日发放。4 月 30 日，气球在夜间没有保持超压状态，有效载荷在夜间下降到 18 公里处，到达对流层顶的冷空气中，数据的最大偏差开始低于热情况预测值。前透镜温度超出温暖情况可能是由于模型低估了太阳光直接照射望远镜壁和/或从海洋和云层反射到前透镜的间接太阳光的热传导效应。

为了监测 PDM 摄像机和读出功能，在飞行过程中每隔 16 秒点亮两次紫外线 "健康 "发光二极管（图 12）。在飞行过程中下载的 LED 测量样本表明，相机系统对 LED 的响应非常稳定（图 13）。尽管夜间望远镜外的温度波动高达 30°C，但大多数数据点都在平均值的 ±5% 范围内。

图 11. 飞行期间记录的温度数据（上图：菲涅尔透镜外的望远镜光学孔径；下图：电池）与飞行前热模型（见正文）预测值的比较示例。

发放后约 8 小时，气球在新西兰南岛东海岸上空漂移时，红外热像仪和望远镜的点散射功能（通过偶然的机会）得到了测试。红外摄像机拍摄的图像详细显示了太平洋海岸线和埃尔斯米尔湖的边缘。荧光望远镜碰巧被地面上的光源触发（图 14），记录到的像素模式与光学器件的预期点扩散函数一致。为了分析光源的可变性，我们制作了一个 Lomb-Scargle [34], [35] 周期图，其中包括对最亮像素的 3000 次连续测量（之后光源会移动到其他像素）。最突出的峰值出现在 0.01 秒的周期上。相应的 100 赫兹频率与 50 赫兹驱动的老式磁镇流器荧光灯的零伏交叉闪烁一致，而这正是新西兰电网的频率。https://www.overleaf.com/project/6487340c1579dcd88bac5c80使用 100 赫兹频率，我们能够绘制出光源的平滑相位光曲线。这一分析为摄像系统的内部定时提供了一次现场检验。

图 12. 左图：由 EUSO-SPB1 记录的机载健康 LED 系统产生的双光脉冲。这里显示的响应是 SPE 计数/像素（所有像素的平均值）与（2.5μs）GTU 数量的函数关系。误差条代表每个平均值的相应标准偏差除以相机像素数的平方根。右图健康 LED 安装在紫外相机前菲涅尔透镜的中间。

图 13. EUSO-SPB1 PDM 中央单元对健康 LED（点）闪烁的响应。虚线表示平均值的 ±5%。下部曲线表示在菲涅尔透镜外侧望远镜光学孔径处测量到的温度。日期和时间单位为 UT。气球下降到 21.3 千米（7 万英尺）以下时，为了避免机载无线电信标的射频拾取，LED 被关闭，因此数据中出现了一些空白。

从 PDM 数据中还可以获得 PDM 视场中是否存在云层的信息。如图 15 所示，平均背景速率的变化可以显示云层从气球下方经过的情况。云的反射率往往高于地面或海洋。在夜间，它们会散射来自气辉、星光和其他光源的光，并在 FT 中显示为平均背景率较高的区域。

图 14. 美国东部时间 4 月 25 日 8 时 32 分，气球漂移到新西兰海岸上空，高度为 33 千米。左图：卫星参考图像[36]中心的 X 表示气球的坐标：南纬 43.86°，东经 172.35°。中间：海岸的形状再现于红外相机记录的叠加图像中。如图所示，其在地面上的投影视场为 14 × 17 千米。右图：荧光望远镜偶然观测到的不明地光（插图）提供了额外的现场检查（见正文）。

由于两个铱星pilot数据链路中的一个出现故障，数据下载的遥测带宽有所减少。球上记录的 40 小时数据中的 30 小时被下载。下载的数据包括 175,000 次记录的触发。为了优化带宽优先级，最后三个晚上的大部分数据都没有下载，因为仪器在高云天气系统上空，观测条件很差。通过控制释放压舱物延长了飞行时间。不幸的是，气球泄漏和压载舱被清空导致 5 月 6 日在受控情况下提前终止飞行，坠入太平洋。原本准备在环绕气球飞行一圈后，让一架装有紫外线发光二极管和紫外线激光器的塞斯纳 421C 飞机在气球下飞行[37]，但最终未能如愿。

图 15. 时间平均的 FT 相机图像序列，显示云层飘过仪器视场。图中的四幅图像每幅相隔 30 秒，每幅图像代表约 1000 幅 2.5μs 图像的平均值。颜色越深，表示记录的 SPE 计数（光）越多。暗色区域为云层，从这些区域观测到的平均 SPE 计数约为 2 个光电子/像素/2.5μs。浅色区域的平均计数率约为这一数字的一半。这些数据记录于 2017 年 4 月 28 日。

6. 搜索大范围气流

图 16 显示了任务期间记录的平均背景率和触发率。前 3 个夜晚的较高触发率发生在 PDM 以 1 GTU 持久性触发设置运行时。当持久性设置更改为 2 GTU 时，典型触发率在更改后的头两个晚上降至 2 Hz 以下，然后在飞行任务的其余时间降至 1 Hz 以下。

瞬时孔径是作为气流能量的函数对四个气球高度进行估算的（图 17），这四个高度代表了数据收集和分析的时间段。这些高度从气球包层处于超压状态时的标称 33 千米浮空高度，到泄漏气球在冷风暴系统上空下降时的 17 千米高度不等。较低的高度有两方面的影响。它还将能量阈值降低了约 2 倍，因为望远镜更接近对流层，而几乎所有 EAS 光的产生都发生在对流层。

图 16. 顶部面板：任务期间测得的触发率。触发持续时间设置如上。下图：任务期间记录的夜间背景光水平。单位为 SPE 计数/像素/2.5μs。

图 18 显示了根据 SPB 轨道的持续时间和夜间高度以及 [38] 中的宇宙射线频谱模拟的能量分布。根据飞行任务的持续时间，并假设大气层清晰和背景条件较低，该分布得出的预期事件率为 0.76 ± 0.03 次/25.1 小时。(事件发生率的不确定性是统计性的，由模拟中的事件数量决定。在部分飞行任务中，气球飞越了遮挡视场的高云。据估计，这种影响[39]、[40]、[41]使事件发生率降低了约 2 倍，预期事件发生率为 0.4 次/25 小时。

对该数据集进行了两次独立的 EAS 事件搜索。其中一次搜索[42]是扫描数据，寻找可能感兴趣的触发因素，然后将其分为七种类型。在这些触发器中，4128 个被确定为持续时间在 3 至 50 GTU 之间，并进行了详细的目视扫描。没有一个触发点显示出在 PDM 中以近乎直线的速度移动的小像素群或拉长像素群的特征，其速度与 EAS 的速度一致，而 EAS 在大气层中的移动速度无限接近光速。对 EAS 事件的第二次搜索包括使用特征提取方法来形成事件的简单表示，然后使用成熟的机器学习技术将数据分类为 EAS 或噪声[43]。训练数据集结合了模拟 EAS 样本和来自 EUSO-SPB1 数据的噪声样本。对该方法的效率进行了测试，测试对象是作为激光能量函数的野外活动激光轨迹，以及作为原粒子能量函数的模拟 EAS 事件。这次搜索也没有发现任何明显的候选 EAS。

图 17. EUSO-SPB1 荧光望远镜的估计孔径与主粒子能量（质子）的函数关系，这四个高度代表了数据收集期间夜间遇到的高度。这些估计值的统计不确定性≤35%。

图 18. 四个代表性高度的预期事件率分布和贡献率。该模拟假设大气层清晰，背景条件较低，在所收集的 25.1 小时数据中，预期事件发生率为 0.76 ± 0.03 次。

这两次搜索都发现了类似背景轨迹的触发事件，这些事件似乎是由极低能量的宇宙粒子（很可能是μ介子）直接撞击 PDM 引起的。图 19 中的轨迹图像序列显示了其中一个事件的例子。μ介子穿过光学滤波器和/或 MaPMT 窗口内的照相机前端面，可能会产生 cherenkov 光，因为这些轨迹是在单个 GTU 时间段内穿过 PDM 的，所以很容易与 EAS 轨迹区分开来。EAS 轨道需要多个 GTU 才能穿过 PDM 视场，因为荧光是在望远镜下方很远的地方产生的。此外，EAS 轨道不会表现出在此次事件中观察到的持续性（19 的中间和左侧面板）。例如，这可能是由于粒子在掠过照相机前端后，沿其轨迹产生了挥之不去的电离效应。在实地测试中记录的远距离激光轨迹中没有观察到这种持续效应。

图 19. 直接宇宙射线穿过 48 × 48 像素的 PDM 相机。三个板块对应三个连续的 2.5μs 时间分段。第一帧中的轨迹结构在该事件的随后两个时间分段中持续存在。讨论见正文。

7. EUSO-SPB2

最近（2023 年 5 月）完成了 EUSO-SPB2 [44] 任务的准备和飞行，以扩大 EUSO-SPB1 以外的科学目标，支持未来的 UHECR 和中微子天基观测站，如 POEMMA。与 EUSO-SPB1 相比，EUSO-SPB2 搭载了两台天体粒子光学望远镜，使用反射光学器件[45]来提高光学效率。荧光望远镜[46]的视场比 EUSO-SPB1 大三倍，1μs GTU 朝下，用于搜索 EAS 轨道[47]、[48]和搜索暗物质候选体[49]。切伦科夫望远镜[50]，配备一台具有 10 毫微秒时间分段的 SiPM 相机，可以对准地球边缘附近，搜索来自地球边缘上方低能量宇宙射线的直接切伦科夫光[51]，并搜索来自地球边缘下方几度的陶中微子相互作用的光学中微子信号[52]。在亚轨道高度，此类事件的光学背景目前还没有得到探索。气球飞行系统包括一个方位旋转器。它可以使吊篮（以及切伦科夫望远镜）在方位上回转，以便在跟踪引力波事件、潮汐破坏事件和伽马射线暴等选定的国际警报时进行多信使机会目标中微子搜索[53]。虽然 EUSO-SPB2 任务因气球泄漏而严重受阻，但仪器的调试和运行都很成功。目前正在对收集到的数据进行分析。

8. 结论

尽管 EUSO-SPB1 机会飞行任务没有产生任何宇宙射线 EAS 事件，但下载并分析了大部分有效数据。数据显示仪器性能良好。来自健康 LED 的监测数据表明，在整个飞行任务期间，相机的光度稳定性达到了 ±5% 的水平。在飞行任务的第一个晚上偶然观测到地面光源，这表明望远镜，包括光学聚焦，在浮空高度的运行符合预期。由于有效载荷是在月周期的黑暗部分发放的，因此在飞行的每个夜晚，仪器都在搜索 EAS。虽然气球没有到达阿根廷陆地上空终止，但为了实现这一机会目标任务，还是接受了试飞异常的风险。空观测到的 EAS 事件与所下载数据中约 0.4 次 EAS 事件的预期值一致。这一预期值包括因高云遮蔽效应而估计减少的 2 倍。

这次飞行任务提高了所飞行的照相机系统的技术准备水平，并在沙漠中的飞行前实地测试中采用了新方法来测试荧光望远镜并确定其特性。来自实地测试和飞行的数据也为 EUSO-SPB2 和未来飞行任务的仪器设计和任务规划提供了启发。

致谢

这项工作得到了美国国家航空航天局（NASA）的部分资助：NNX13AH52G、NNX13AH53G、NNX13AH54G、NNX13AH55G、NNX16AG27G、80NSSC18K0477、80NSSC18K0464、80NSSC18K0246 和 80NSSC19K0626；法国国家空间研究中心（CNES）；意大利航天局（ASI）（通过意大利航天局 INFN 协议 2017-8-H.0）；意大利外交与国际合作部（Italian Ministry of Foreign Affairs and International Cooperation）；法国国家空间研究中心（CNES）。；意大利外交与国际合作部；理化学研究所基础科学跨学科研究项目和日本社会科学高等研究机构 KAKENHI 补助金（22340063、23340081 和 24244042）；德国亥姆霍兹协会倡议与网络基金资助的德国航天中心和亥姆霍兹天体粒子物理联盟（HAP）；波兰国家科学中心，补助金2017/27/B/ST9/02162。本研究使用了国家能源研究科学计算中心（NERSC）的资源，NERSC是美国能源部科学办公室的用户设施，根据合同号de-AC02-05ch1123运行。DE-AC02-05CH11231。我们感谢美国国家航空航天局气球项目办公室和哥伦比亚科学气球设施及其工作人员的大力支持，并感谢望远镜阵列合作组织使用他们在犹他州的设施。我们感谢瓦纳卡机场的工作人员和经理拉尔夫-费根（Ralph Fegan）。我们还要感谢我们所在机构的行政和技术人员做出的宝贵贡献。

（从太空研究超高能宇宙射线的 EUSO 计划路线图）

（能量超过 5.7×1019 eV 的超高压电离辐射粒子（UHECR）的起源和性质仍然未知，是物理学中的一大未解之谜。UHECR被认为来自银河系外（约100 Mpc）。在这种能量下，它们受银河系和银河系间磁场的弯曲较小，因此有望通过与已知天体物理源的角度关联直接识别，开启 "带电粒子天文学"。

对超高超强带电粒子的研究探测了宇宙中的最高能量现象，因此使我们能够解决几个仍未解决的宇宙学和基础物理学课题。UHECR 被认为是重暗物质的候选者，可以为宇宙中的物质/反物质不对称提供答案，通过自上而下的产生现象检验大爆炸宇宙学中的洛伦兹不变性和拓扑效应的存在。在天体物理学尺度上，它们提供了活动星系核和星系际空间中加速和传播的信息。地面观测站（北半球的望远镜阵列和南半球的奥格观测站）的数据证实，在能量大于 E ~ 5.7×1019 eV 时，由于超高频红外粒子与宇宙微波背景光子的相互作用，存在一个截止点（GZK）。这就把超高频宇宙射线源的天文范围限制在 100 Mpc，超过这个范围，超高频宇宙射线源就不能对地球上测量到的通量做出重大贡献。望远镜阵列显示了中等尺度各向异性的存在，E ≥ 5.7×1019eV 以上的粒子过多。奥杰（Auger）报告了各向异性以及 E≥5.7×1019eV 的事件与附近星系分布之间可能存在的相关性，尽管在最近的分析中这种相关性较弱。在北银河半球，由于宇宙射线通量较低（E ~ 5.7×1019 eV 以上的宇宙射线通量约为 1 粒子/平方公里/秒r/世纪），因此在精确定位一个或多个天文源方面存在不确定性和困难。要克服这一挑战，需要采取一种联合方法，既利用现有的地面望远镜，又开发新一代的空间探测器，后者是对地面探测器的补充，因为它们可以完整而均匀地覆盖整个天球，并有可能将曝光量提高几个数量级].）