南方网讯 日内瓦时间2016年12月8日19点，北京时间12月9日凌晨2点，阿尔法磁谱仪庆祝在国际空间站上运行5周年，并发布在国际空间站上第一个5年的最新实验成果。
阿尔法磁谱仪（Alpha- Magnetic Spectrometer，简称“AMS”）是在太空运行的最强大、最灵敏的粒子物理探测器，它不断探寻和推进物理学研究的最前沿。作为一个磁谱仪，AMS的独特之处在于，它在空间中直接测量宇宙中的带电粒子和核子。相对于以往的实验，AMS极大地提高了测量的准确度和精确度。这归功于AMS运行时间长、接受度大、探测器系统冗余可靠、在欧洲核子中心（CERN）的加速器上进行的细致的束流测试，以及高度稳定、均匀的轨迹探测器温度控制。这些特点保证了AMS的测量精度达到1%的水平，这要求物理及天文学家们创造出新的模型来解释这些精确的数据。
自从2011年5月安装在国际空间站上以来，AMS收集到超过900亿个宇宙线事例。对这些数据的分析在位于CERN的AMS科学运行中心（SOC）以及世界范围内的AMS合作单位进行。在国际空间站的寿命时间内，AMS将会测量数千亿的宇宙线事例。AMS的科学目标包括寻找反物质，暗物质，以及宇宙线起源。在AMS第一个五年时间内，AMS合作组队对宇宙线中的基本粒子与核子进行了精确的测量。AMS的最新结果包括正电子流强，正电子比例，反质子-质子比，以及电子、正电子、质子，反质子、氦核以及其它核子的流强。这些结果提供了准确且出人意料的信息，推进了对宇宙线产生、加速以及传播的认识。这些涵盖多种宇宙线粒子的精确独特的数据，需要一个全面的物理模型来描述。同时，通过严格的探测器验证和持续的收集数据，研究团队将会准确判定所探测到的电荷为-2的粒子的来源。最要的是，AMS将一直随着国际空间站运行。正如AMS的物理结果所展示的，每当像AMS一样的精确实验被用于探索未知的世界，便总可以期待崭新、激动人心的新发现。
AMS是由诺贝尔奖获奖者丁肇中先生领导、全球16个国家和地区的56个研究机构合作承担的国际性大型科研项目， 超过1500名科研人员参与该项目的研究工作，中山大学是中国参与该项目的五所大学之一。
中山大学负责研制轨迹探测器（silicon tracker）的精密温控系统，它为AMS轨迹探测器提供了稳定的热环境。AMS发射后，中山大学团队还参加了该轨迹探测器温控系统的调试、以及5年以来的运行监控和维护，正是这个精密温控系统使AMS的精确测量成为可能。
至今中山大学派遣了5位博士研究生参加了AMS数据分析，并且做出公认的贡献，其中参与AMS02首篇物理论文发表的翁致力博士已毕业并在MIT做博士后，延续AMS数据分析工作。另外四位在读直博生冯劼、李样、李紫源、卢森泉仍在欧洲核子研究中心AMS实验室，在不同的课题组从事相关研究工作。我们可以从他们的介绍中，斑窥AMS研究工作。
科学普及：
关于AMS科学操控中心（AMS payload operation control center，简称AMS POCC）
“初到丁教授的实验室时，我深深地被这里完善的团队分工与合作制度所震撼了。”参与宇宙射线反质子与质子比例测量的李紫源回忆道，“这是一个大型的国际合作项目，单单参与的国家就有中国，美国，德国，瑞士，意大利，西班牙等十多个。细分下去，每个国家都有好几个独立的单位参与实验。在丁教授的带领下，每个单位分工明确，各司其职。而在探讨学术的过程中，整个团队会细分成不同课题的科研小组，根据你感兴趣的方向选择不同的课题，参加不同的科研小组，不定期汇报研究进展。”
丁肇中教授曾这样介绍AMS POCC：“西方有圣诞，中国有新年，但国际空间站不会在节日关机。不然空间站从天上掉下来砸到人就不好了。所以AMS需要安排人24小时值班。”由于美国宇航局NASA的政策，我们很难直接与NASA学习交流。“同样参与宇宙射线反质子与质子比例的测量工作冯劼介绍道：”丁教授特别关心中国年轻人发展，安排一个欧洲人或者美国人与NASA直接沟通，让我们有机会在旁边学习。”
“AMS探测器需要值班维护，关注仪器的稳定性和温度变化。“冯劼补充道：“我们不能控制空间站怎么飞。探测器有时给太阳晒着，温度高，有时没太阳时，温度低。一般情况下，仪器依靠自身控温系统调节温度。但遇到极端情况，我们就要实时与天上的宇航员沟通，让他们给我们提供更多电源支持，足以启动特殊的设备控温。人手不够时，我们每人一个月有10天需要值班，同时还要忙着手中的数据分析任务，所以自己不敢有周末和假期。有过这段经历，我才体会到世界一流科学家都是怎么刻苦工作的。”
每一位初来乍到的学生，都需要经过严格的培训，才能进行科研工作以及值班。丁教授为每一位新生设立了一系列的课程，包括宇宙射线，粒子物理，探测器，实验原理，电子学等等内容。初步学习以上内容后，需要在其他有经验的同事的陪同下，学习如何监控探测器的运行状况。阿尔法磁谱仪是在国际空间太空站上面运行的实验，运行环境是非常复杂的，需要一天24小时全年无休地人工监控，解决突发状况。所以，值班也是在丁教授团队中的一项重要任务。
“在团队的3年多时间里，我获益良多。”李紫源表示： “物理数学方面，我学习了前沿的宇宙射线知识，探测器的探测原理，粒子鉴别的技术，机器学习，模板拟合，贝叶斯分析等。计算机方面，我熟练掌握了多种编程语言，掌握了各种数据分析以及处理的技术。团队方面，我学会了如何在大型国际合作项目中与人合作。更为重要的是，从丁肇中教授的身上，我看到了作为科学家所需要的态度：严谨，一丝不苟，对科学负责。”
“AMS实验组的实验数据分析通常由4个组独立地进行，由于AMS是一个精确度极高的探测器，数据分析的结果在各个独立分析组之间达成一致才能发表。为了达到这样的目的，分析过程中的每一步都要以精益求精的态度来完成。” 从事宇宙射线中氦粒子流强的测量、AMS探测器特性研究和反氦核的搜寻工作的卢森泉回忆道：“要做到这样，最重要的是对探测器理解得足够透彻。”
AMS与宇宙线
“宇宙中的辐射源（如恒星、大爆炸）产生的碳和氧的原子核，与恒星际物质发生碰撞，分裂成较轻的锂、铍和硼的原子核，到达我们地球大气层外时，既有碳、氧原子核，也有锂、铍和硼的原子核。”聚焦在碳、氧的流强和硼-碳流强比测量数据分析的李样对其工作解释道：“硼与碳的流强比，提供关于宇宙线传播和传播过程中所穿越的恒星际物质的信息，可以用于对宇宙线传播模型进行限制。通常人们以快速移动气体在磁化等离子体中的扩散过程来建立宇宙线传播的模型。不同的磁化等离子体模型预言的硼-碳流强比具有不同的特征。 硼-碳流强比的测量对理解银河系宇宙线的传播机制有着重要的意义，可以有效限制宇宙线传播模型的各种参数。”
宇宙线传播模型的重要性还在于与新物理（如暗物质）有直接联系。因为宇宙线在银河系传播过程中也会与恒星际物质作用，产生反质子、正电子等次级产物，而这些产物被认为是暗物质湮灭信号的本底。暗物质湮灭信号的确定对宇宙线传播模型有较强的依赖关系，因此理解好宇宙线的传播才能更好地理解暗物质信号。 硼-碳流强比一直是理论和实验测量最为理想的选择。
AMS数据处理
“我在日内瓦向欧洲专家学到了世界顶尖空间探测器的设计，参与了具体的探测器校准和物理重建工作。”冯劼回忆道：“高中物理书上说，带电粒子经过磁场会受洛伦兹力影响而偏转。其实我们也就是应用了这个探测原理，我们的工作就是从大量的数据中数有多少个粒子在探测器里向左拐，有多少向右拐。具体分析细节要复杂很多。由于探测器分辨率有上限，非常高能的粒子在磁场中几乎不偏转，这样探测就有偏差。我们课题组引入机器学习的多变量分析方法，主要是神经网络和决策树方法。我们解决了这一难题，使正电子能谱和反质子能谱顺利发表。这种分析方法现在被广泛应用于大数据分析和自动驾驶领域。”
“对硼和碳本底的估计，我们采用飞行数据驱动的方法来处理，这样可以减小系统误差。”李样道：“具体来说，在经过事例选择之后，筛选出探测器正常工作时间段内，重建质量良好的硼和碳事例。这样，对硼和碳核子保持一致和较高选择效率的同时，由较重核子碎裂导致的本底也被压低了。但尽管如此，我们仍然需要估计其中的本底成分，这包括估计（1）硼和碳的样本纯度和（2）残留的由较重核子与AMS顶部探测器作用碎裂为硼和碳的成分。我们利用AMS各个子探测器，从飞行数据中得到几乎没有本底的硼和碳样本（称之为信号模板）以及更重核子的样本（称之为本底模板），然后利用这些从飞行数据中得到的模板，来对经过正常事例选择后得到的数据样本进行拟合，以此来估计硼和碳的本底。”
“质子与反质子比例测量的结果对于我们认识宇宙射线的产生以及传播具有重要的意义，并可以作为间接寻找暗物质的手段。”李紫源介绍：“由于反质子的数量非常稀少，这个课题的难点在于如何高效地选出纯净的反质子。负电荷的粒子里面，主要的污染来自于电子。在特定的能量区域，反质子不会产生切伦科夫辐射，而电子会产生切伦科夫辐射，基于此原理，我提出利用切伦科夫效应选出纯净的反质子的实验方法，并取得了显著的效果，顺利完成了宇宙射线反质子与质子比例的测量工作。”
“我设计了一种方法，将探测器分成上下两个部分，并对比上下两部分测量的数据，筛选出上半部分的信号正好是下半部分的两倍的粒子，这些粒子说明了粒子在穿过探测器的时候有一部分被吸收了。结果发现这一类粒子集中地分布在探测器的某些区域，由此成功地找出了之前在AMS探测器中一直被忽略的一些细小的支架，从而改进了计算机模拟程序，使得实验结果更加精确。”本科毕业论文就是在AMS合作组指导下完成的卢森泉回忆道：“ AMS是一个放在国际空间站上的粒子探测器，它的数据采集环境得天独厚，因此我们有必要尽可能地利用采集到的数据，在里面尽量多地挖掘有用的信息。AMS有多个子探测器，每个子探测器都有其独特的功能。如最上方的辐射探测器，在电子穿过时会发出辉光，而质量大的粒子只有在能量极高时才发出辉光。最下面的电子量能器，电子穿过时会被其完全吸收，而质量大的粒子则只会被部分吸收。因此综合这两个探测器的信息我们可以在射入AMS探测器的众多粒子中分辨出电子来。为了使这两个探测器发挥更大的作用，我分析了大量的数据，从电子量能器中筛选出那些不能被完全吸收的粒子，然后建立了这些粒子在辐射探测器里发出的光的亮度和它的能量的函数关系，从而使得综合这两个子探测器不仅能分辨出电子，更能测量大质量粒子的能量，更有效地利用了AMS探测器的数据。”
在中山大学物理学院张宏浩副教授的指导下，冯劼还参与了宇宙射线的相关理论研究。他回忆道：“当时张老师为我讲解了宇宙线传播方程的入门知识，以及方程对于脉冲星源的解析解，还给我提供了一些有用的参考文献，使得我能够快速进入这个研究领域，此外我还向AMS合作组内的国内外科学家学习了一些知识。在撰写文章初稿的最后阶段是国外圣诞节假期，为了争取在圣诞后交稿，我还连续带病工作了一星期。后来文章顺利地发表在国际重要学术期刊EPJC，我终于体会到什么叫爱拼才会赢。”在第一篇文章发表后，冯劼又继续在这个领域开展进一步的研究，后来又在国际学术期刊PRD上发表了一篇文章。
附 AMS实验五年来的科学成果：
宇宙中的基本粒子
宇宙中有数百种带电基本粒子。其中的四种：电子，质子，正电子以及反质子具有无限的寿命，它们可以在宇宙中一直传播。电子和正电子的质量比质子和反质子小，它们在星际磁场中通过同步辐射损失更多的能量。
近一百年来，有很多对电子、正电子和质子流强的测量。这些测量的误差很大，这导致了很多不同的理论模型。目前，AMS的精确测量揭示了与以往实验结果所不同的新的信息，这大大的改变了对宇宙线的传统认识。
如图2所示，AMS通过对1650万电子和108万正电子的测量，显示出电子流强与正电子流强的强度不同，随能量变化的行为也不一样。在AMS以前，宇宙线的流强被描述成单一的幂律谱Φ=CEγ ，其中γ 是能谱指数，E是能量。传统上，人们认为电子和正电子的能谱指数γ是常数。但是，AMS的测量显示γ并不是常数 。
图2. 电子与正电子流强的强度不同，随能量变化的行为也不一样。
出人意料的是，在60GeV以上，正电子、质子和反质子的流强显示出一样的随刚度（刚度＝动量除以电荷）变化的行为，而电子的行为则完全不同，如图3所示。这是一个出人意料的发现，因为电子与正电子在恒星际磁场中损失等量的能量，而且比质子和反质子的能量损失要大得多。
图3. 在60GeV以上，正电子、质子和反质子的能谱显示出一样的随刚度变化的行为，而电子的行为则完全不同，随着刚度的增加，电子更快速地减少。
宇宙中的暗物质与基本粒子
过去的几十年来，对暗物质的性质以及起源的研究得到了广泛的关注。当暗物质粒子相互碰撞，它们产生能量，进而转化成普通的粒子，例如正电子，反质子。正电子和反质子的超出可以通过以下方法进行研究：
• 测量正电子流强
• 测量正电子比例 e+/(e+ + e-)
• 测量反质子－质子比例
暗物质的典型信号是粒子流强或粒子比例随能量增加而增多，然后在与暗物质质量相应的能量以上急剧的下降。同时，额外超出的正电子和反质子在到达方向上的各向同性也是暗物质的典型信号。
图4显示出AMS最新的正电子流强结果，图5显示出AMS最新的正电子比例结果。如图所示，从8GeV开始，正电子流强与正电子比例在传统宇宙线碰撞模型的基础上开始上升，之后在高能量处显示出急剧减少的趋势。正电子的数据与暗物质质量为1TeV的暗物质模型很好地符合。另一个可以解释AMS正电子流强与正电子比例的猜想认为正电子来源于天体物理现象，如脉冲星。如图6所示，通过在国际空间站预期的寿命内（2024年）持续地收集数据，AMS将可以分辨出这两个可能的模型 。
图4. AMS正电子流强最新结果与三个理论模型相比较
图5. AMS正电子比例最新结果与三个理论模型相比较
图6. 根据不同的模型，2024年AMS预计将会测量的正电子流强（左）与正电子比例（右）。其中，暗红色是暗物质模型，蓝色是脉冲星模型。
AMS测量了反质子-质子流强比例 ，如图7a所示。AMS测量的超出的反质子不可能来自于脉冲星，但可以被暗物质碰撞或其它天体物理现象所解释。宇宙中的反质子非常稀少，是质子的万分之一，因此对反质子的精确测量要求对本底的排除能力达到一百万分之一。AMS用了5年的时间准确分辨出349000个反质子事例，其中， AMS探测到2200个能量高于1000亿电子伏特的反质子事例。宇宙线反质子的实验数据是了解宇宙中反质子起源的基础，同时它将提供对新物理现象的理解。
图7a. AMS测量的多出的反质子不能由脉冲星产生。这一现象可以被暗物质碰撞或新的天体物理现象所解释。
质子是宇宙线中最丰富的粒子。AMS利用3亿个质子事例，将质子流强测量到1%的精度。结果显示，质子流强不能被简单地描述成单一的幂律谱，质子能谱指数随能量变化。这一结果改变了几十年来对宇宙线的普遍认识。图7b对比了AMS在国际空间站上测量到的高能质子流强与旅行者卫星在太阳系以外测量到的低能质子流强。两者之间的对比有助于对太阳磁场的理解。
图7b. AMS在国际空间站上测量到的高能质子流强与旅行者卫星在太阳系外测量到的低能质子流强。
宇宙线中的核子
阿尔法磁谱仪通过7个子探测器鉴别（附录2）不同种类的基本粒子和原子核。AMS研究了氦、碳、氧等轻原子核和更重的原子核，一直到铁核。人们通常认为，氦、碳和氧是初级宇宙线，直接在超新星爆炸中产生；而锂、铍和硼是次级宇宙线，由初级宇宙线与恒星际物质碰撞产生。初级宇宙线携带了关于宇宙线起源和传播的信息，次级宇宙线携带了关于初级和次级宇宙线传播以及星际物质的信息。
氦是第二丰富的宇宙线。近一个世纪，人们对宇宙线中的氦核进行了很多的研究，但是测量的误差很大。如图8所示，虽然锂是次级宇宙线，但是它的流强与质子和氦的流强具有相同的特征：它们的流强都不能用单一的幂律谱来描述，而且在相同的能量发生谱形的变化。
图8， 质子、氦和锂的流强谱不遵守传统的单一幂律谱。他们确实都在同样的能量改变谱的形状。
因为质子、氦、碳和氧是初级宇宙线，产生于相同的宇宙线源，所以他们的流强应该是与能量或者刚度无关的。如图9所示，确实如预期的一样，AMS测量的碳-氦流强比和氧-碳流强比是与刚度无关的。而出乎意料的是，如图10所示，质子-氦流强比却随着刚度的增加而迅速但平滑的下降。
图9， 碳-氦流强比（左图）和氧-碳流强比（右图）。因为氦、碳和氧是初级宇宙线，它们的比例， 如预期的一样与刚度无关，如蓝线所示 。
图10， 质子-氦流强比例。因为质子和氦都是初级宇宙线，因此，质子－氦流强比例应该是与刚度无关的，如最新的理论模型（黑色实线）所示。 AMS测量的质子-氦流强比例与理论模型不符合，也与AMS测量的其它初级宇宙线的比例（如图9）不符合。
AMS也测量了其他的次级宇宙线，包括硼（B, boron）和铍(Be, beryllium)。铍的不稳定同位素，铍-10，会衰变到硼，半衰期为150万年。随着铍-10能量的增加，它的速度更加接近光速，由于相对论的时间膨胀效应，铍-硼流强比例将增加。因此，测量铍-硼流强比例将能得到关于宇宙线在星系间传播时间的信息。如图11所示，AMS通过这一测量测得银河系宇宙线的年龄大约是1200万年。
图11， 因为铍的不稳定同位素衰变的相对论时间膨胀效应，铍-硼流强比随能量的增加而上升。通过AMS对铍-硼流强比的数据，可以得到银河系宇宙线的寿命为1200万年。
次级宇宙线（如硼）与初级宇宙线（如碳）的流强比，提供关于宇宙线传播和传播过程中所穿越的恒星际物质的信息。通常人们以快速移动气体在磁化等离子体中的扩散过程来建立宇宙线传播的模型。不同的磁化等离子体模型预言的硼-碳流强比具有不同的特征。不同寻常的是，如图12所示，在65 GV以上，AMS测量的硼-碳流强比(B/C)可以用单一幂律谱（B/C=kR??）来描述，其中? = -0.333±0.015。这一结果符合柯尔莫哥洛夫的磁化等离子体湍流模型的预言，即?渐近为-1/3。同样重要的是，硼-碳流强比没有任何显著的结构，与很多宇宙线模型的预言不同。
图12. 硼-碳流强比没有任何显著的结构，不符合许多要求在高能量存在这样的结构的理论模型(比如 Cowsik 2014)。 不同寻常的是，在65 GV以上，硼-碳流强比非常符合幂律谱B/C = kRδ，其中δ = -0.333 ± 0.015 。这一结果符合柯尔莫哥洛夫的磁化等离子体湍流模型的预言，即?渐近为-1/3
碳和氧是初级宇宙线，硼、锂和铍是次级宇宙线。如图13所示，他们的流强随刚度的变化显示出明显不同的特征。
图13， 初级宇宙线（氧和碳）和次级宇宙线（硼，锂和铍）流强随刚度的变化有显然不同的特征。
宇宙线中的反物质
宇宙大爆炸起源模型要求在宇宙极早期物质和反物质的数量是相等的。当今宇宙中缺失形式复杂的反物质，而解释这一现象的机制被称为重子数产生过程。重子数产生过程要求强的对称性破坏和有限的质子寿命。尽管在过去的半个世纪里在实验上的出色努力，没有证据表明存在强的对称性破坏和质子衰变。所以，在宇宙线中观测到单个反氦核事件具有非常重大的意义。
在5年里，AMS收集到了37亿个电荷为+2的氦核事例。 到目前，我们观测到几个电荷为-2，质量在3He范围内的事例。图14显示了其中的一个事例。
图14. 一个反氦候选事例
当候选事例率为每年约1个并且信号（反氦候选事例）/本底（氦）的排除率要求达到1/10亿的时候，需要对探测器有深刻细致的理解，这是极其困难并且需要投入大量时间的过程。在接下来的多年内，我们主要的努力之一，就是进行极其严格的探测器验证和收集更多的数据，以确定这些电荷为-2的事例的来源。
