新一代可探测能量范围在10^10～10^15电子伏特的立体成像大气切伦科夫望远镜阵列,将大大增加观测到的甚高能γ射线源的数目,进而大幅度地推动天体物理学、宇宙学和粒子天体物理学的发展—
在过去的几年中，随着探测到许多不同的银河系内外甚高能γ射线源———超新星遗迹、脉冲星风星云、巨分子云、恒星形成区、致密双星系统和活动星系核，甚高能γ射线天文学已经真正意义上成为了一门观测科学。甚至有人认为，甚高能γ射线——能量超过1千亿电子伏特(eV)——是宇宙电磁波辐射的“最后窗口”。由于电磁场和强子之间的相互作用，自然界这一天然加速器在产生大量甚高能γ射线的同时，可以把电子、质子和核子加速到TeV(10^12eV)或者PeV(10^15eV)的量级。与带电粒子不同，γ射线可以自由穿行在弥漫着星系际辐射和磁场的整个宇宙中，最后被空间或地面探测器探测到。
γ射线天文学
由于地球大气会阻挡γ射线，因而探测γ射线的理想场所位于太空。然而，空间平台只能提供有限的探测范围，直接限制了对能量小于100GeV(1GeV=109eV)的弱γ射线的研究。基于直接观测γ射线和地球大气相互作用导致的次级簇射或者由其所释放出切伦科夫辐射，在更高的能段可以使用其他方法来探测γ射线。
又由于大气中极端相对论性电子的速度可以超过大气中的光速，因而这些电子可以产生出张角大约1°的蓝色切伦科夫辐射，其在地面上的投影直径大约是120米;而且大气簇射产生的切伦科夫辐射非常微弱而且短暂，其持续的时间只有几纳秒。结果是，切伦科夫望远镜必须具有面积远大于1平方米的光学反射镜，才能在几度的视场中捕捉到转瞬即逝的、大小为0.1°～0.2°的切伦科夫辐射。
1980年代后期，位于美国亚利桑那州霍普金斯山的惠普尔10米望远镜使用成像大气切伦科夫望远镜(IACT)技术探测到了第一个来自蟹状星云的甚高能γ射线信号。在随后的15年里，探测的主力则是位于法国西密斯的切伦科夫阵列(CAT)、澳大利亚奥特班克的澳大利亚、日本联合γ射线天文台(CANGAROO)、德国的高能γ射线天文学实验(HEGRA)、惠普尔望远镜以及其他一些研究小组。然而，当时只探测到大约10个甚高能γ射线源。期间尽管有一些引人注目的结果，尤其是在耀变体中发现了γ射线，但是并没有取得巨大突破，急需更灵敏的探测器。
观测手段提升
到了1990年代中期，使用2个或者多个10米级望远镜从不同角度同时观测的立体阵列概念被认为是最有希望提高灵敏度、并把探测阈值降到100GeV的方法。尽管立体探测方法的威力在由小口径望远镜组成的HEGRA上得到了淋漓尽致地体现，但是真正把它提升到成为一门观测(天文学)科学的还是法德联合的高能立体系统(HESS)——一个由4架直径13米的IACT组成的望远镜陈列，成像视场约为5°，2004年建成，其覆盖的能量范围从100GeV到100TeV，角分辨率可以达到几个角分，最小可探测能流接近10-13尔格每平方厘米/秒。但是HESS主要观测位于南半球的γ射线源，而大气γ射线成像切伦科夫望远镜(MAGIC)——大口径切伦科夫望远镜———则把目光聚焦在了北半球。不久一个新的由4架IACT组成立体阵列——甚高能辐射成像望远镜阵列(VERITAS)———将在美国亚利桑那州南部投入使用。
致密星双星系统
目前，在银河系和河外星系中有几个TeVγ射线源。HESS的重要成就之一就是发现了年轻超新星遗迹的壳层结构，尤其是RXJ1713.7-3946，其在早先的CANGROO观测中是一个TeVγ射线源。这一结果支持了早期的理论预言，即银河系宇宙线必定和超新星遗迹有联系。也就是说，宇宙线是被由超新星爆发抛出的壳层物质所加速的。
HESS还发现许多年轻的脉冲星被弥漫的甚高能γ射线辐射区所包围。其中一些的形态会随着能量变化而变化———当质子能量变大时源的尺寸会变小———这可以由电子的能量损失来解释，并且佐证了电子被加速到100TeV时，加速区位于低温极端相对论性脉冲星风终端区之外。
如果一个天然粒子加速器位于一个拥有明亮恒星的双星系统中，那么被加速的电子和星光或高密度星风之间相互作用的时标就会在小时或者更小的量级上。因此，这样一个双星系统会连续不断地呈现出复杂的加速和磁流体力学过程，如源于致密天体的相对论性喷流的产生与消失。这也许就是中子星周围的“低温”脉冲星风，或者是黑洞周围的“高温”喷流。到目前为止，HESS和MAGIC已经探测到了3个致密星双星系统———微类星体LS 503是一个含有黑洞的双星系统，呈现出了严格的周期变化，就像是一架周期为3.908±0.002天的“TeV时钟”，这同时也和该双星系统的轨道周期精确相符。
γ射线弥散辐射
来自孤立天体的γ射线可以揭示出宇宙加速器的位置，但也应该意识到还存在着由于与相对论性粒子相互作用而产生的γ射线弥散辐射。HESS的观测发现，TeVγ射线辐射和距离银河系中心200秒差距的几个巨分子云有关———对这些区域的仔细观测显示，存在空间上均分分布的高速质子。这些高速质子可能是以前被银河系中心致密射电源Sgr A*加速的，或者是由于最近银心附近的超新星爆发所造成的。
尽管还存在其他目前无法被排除的解释，如银河系的暗物质晕，但Sgr A*———也许是位于银河系动力学中心的超大质量黑洞(SMBH)———可能也是惠普尔、CANGAROO、HESS以及MAGIC探测到的致密TeVγ射线源的元凶。包括在巨型射电星系M87身上存在着更多令人信服的关于SMBH制造γ射线的证据———观测到的时标为天的TeVγ射线变化，预示着这些γ射线来自一个质量为3×109太阳质量的黑洞的边缘。
在过去的几年中，HESS和MAGIC的深入探测使得已知TeV耀变体的数目翻了一番。其中一些距离较远，红移达到了0.20。这一结果被用来计算在光学/近红外波段EBL流量的上限，同时它也被用来限制星系以及第一代恒星形成与演化的宇宙学模型。而计划中的下一代IACT阵列有两大目标:(1)在标准能量范围(0.1～10TeV)的基础上把流量灵敏度提高一个数量级;(2)大幅度拓宽I-ACT阵列的可探测能量范围，下到10GeV，上至1PeV。
未来望远镜阵列
如果把能量限制在大约100GeV，那么只有望远镜阵列的观测结果才是可靠的。换句话说，大量的10米级IACT(100架)才能达到灵敏度好于10-13尔格每平方厘米/秒、分辨率1～2个角分。根据HESS目前的结果推测，未来的望远镜阵列可以发现并且分辨出成百甚至上千个河内TeV源。另一方面，如果能量阈值能降低到30GeV，那么它会收获更多。其直接后果就是可探测科学目标的大量增加，尤其是其可探测的河外源的距离可以延伸到红移等于1，同时它还可以在100GeV附近大幅度提高流量分辨率。这可以由安放在海拔3～4千米高、口径更大的15米级的望远镜阵来实现。由于可以借鉴现有的技术，建造这样一个阵列的时间相对而言不会很长。
如果把探测的能量阈值降低到10GeV或者更低，那么就需要不同的方法:在海拔5千米以上的地区建造30米级的程控望远镜，并且使用高量子效率的焦平面成像设备。能量在几个GeV～30GeV的范围内有特定的天体物理和宇宙学源，尤其是在红移等于5的遥远宇宙中发生的剧烈非热现象以及致密的河内天体，如微类星体。如果能在γ射线太空大面积望远镜(GLAST)寿命内成功建造这样一架γ射线望远镜，那将会是γ射线天文学的巨大成就。
最后，对宇宙中未知甚高能暂现现象的探索，鼓舞着人们去建造大视场的地面γ射线探测器。这些探测器将会与GLAST以及未来的大体积(1立方千米级)高能中微子探测器形成互补。
题图为2002年9月启用的高能立体望远镜系统(HESS)