天文观测表明，宇宙中广泛存在暗物质，其丰度是普通物质的5倍，占宇宙总能量份额的约1/4。自20世纪30年代天文学家通过引力观测发现暗物质以来， 经过近百年的探索，其物理本质至今仍然不为我们所知。另一个世纪谜题是高能宇宙射线的起源、加速和传播。暗物质的本质和宇宙射线的起源位列美国国家研究委员会(National Research Council)遴选出的21世纪11个宇宙物理学重大科学问题之列。探测暗物质粒子也是世界各国竞争异常激烈的科技热点。我国发射的暗物质粒子探测卫星，其主要的科学目标即通过精确观测高能宇宙射线电子和伽马射线来间接探测暗物质粒子。作为一个高能粒子探测器，暗物质粒子探测卫星观测数据也可用于宇宙射线物理和相关天体物理研究。基于暗物质粒子探测卫星的数据，我们得到了对宇宙射线电子和质子能谱的最为精确的测量，揭示了能谱上的新结构，为限制暗物质粒子属性和理解宇宙射线起源提供了重要数据。暗物质粒子探测卫星还探测到约250个伽马射线点源以及银河系弥散伽马射线辐射。

大量的天文学和宇宙学观测所奠定的标准宇宙学模型认为，人类熟悉的普通物质的能量密度只占当今宇宙总能量密度的约5%，而暗物质与暗能量分别占到约25%与70%。暗物质和暗能量被广泛认为是21世纪物理学面临的新的“两朵乌云”，对其本质的认识将必定为我们打开新物理世界的大门。仅仅通过引力效应所揭示的证据无法确切知道暗物质的本质，比如它们是不是某种新的基本粒子以及相互作用属性如何等。为了确认暗物质粒子的存在并理解其属性，我们需要探测到它们引力之外的其他相互作用效应。

理论上的暗物质候选体多种多样，从非常重的天体(例如原初黑洞)到非常轻的基本粒子(质量比标准模型中最轻的中微子还轻约20个数量级)，其质量和相互作用强度跨度非常大。在这些形形色色的理论猜想中，有一类被称为“弱相互作用大质量粒子”(weakly interacting massive particles, WIMP)的候选粒子被认为最可能构成暗物质。基于这类模型构建的宇宙结构演化模式也与天文观测相吻合。

宇宙射线中的反物质粒子(如正电子和反质子)是探测暗物质粒子的首选，原因是如果暗物质粒子湮灭或衰变, 通常会产生等量的正负粒子。然而，宇宙射线中正粒子的数量远多于相应的反粒子数量，例如电子比正电子流量高约一个数量级，质子比反质子流量高出近4个数量级，因此在反物质粒子中更容易看到暗物质留下的信号。但是，探测反物质粒子尤其是高能段反粒子只能借助于磁谱仪实验(如AMS), 技术难度高、耗资不菲。正电子占正负电子比例约10%，如果能够非常精确地测量正负电子总能谱而不用区分它们，也将可以有效地探测暗物质。相比较于磁谱仪实验，这条道路的代价将大大降低。这便是暗物质粒子探测卫星(Dark Matter Particle Explorer, DAMPE)的设计理念。在中国科学院战略性先导科技专项支持下，DAMPE卫星于2015年研制完成并于当年12月17日成功发射。DAMPE卫星于2016年3月正式开始科学运行，迄今已平稳运行超过5年时间，获得了大量的科学数据。

DAMPE具有三大科学目标:通过高精度观测正负电子和伽马射线的能谱、方向分布来间接探测暗物质粒子，通过精确测量宽能段核素宇宙射线的能谱和各向异性研究宇宙射线的起源和加速，通过观测伽马射线研究黑洞、中子星等极端天体上发生的高能现象。为了成功实现科学目标，我们明确了探测器需要达到的高技术指标，包括相对大的探测面积、106倍的单元探测器动态范围、104倍的电子质子鉴别、~1.5%的电子伽马能量分辨率。

DAMPE探测器由4个子探测器构成，分别为探测粒子电荷的塑闪阵列探测器(plastic scintillator detector, PSD)、测量粒子方向的硅阵列探测器(silicon tungsten tracker, STK)、测量能量并进行粒子鉴别的锗酸铋(Bi4Ge3O12, BGO)量能器和辅助进行粒子鉴别的中子探测器(neutron detector, NUD)。塑闪阵列探测器通过电离能损效应测量入射粒子电荷，同时也作为伽马光子的反符合探测器。实测数据表明，塑闪探测器可以测量从Z=1到Z>28的粒子电荷。硅阵列探测器同样根据电离能损测量粒子方向，同时也可以测量低电荷核素的电荷。对伽马射线的方向测量，需要首先将其转换成一对正负电子，然后测量正负电子穿过硅探测器留下的信号。为了提高伽马射线的转换率，在硅微条探测器的第2,3,4层中各插入了1 mm厚的钨板。BGO量能器由14层锗酸铋晶体垂直交错排布而成，其厚度达到32个辐射长度，对于10 TeV以下的正负电子和光子，该厚量能器可以探测到完整的簇射，因此也被称作全吸收型电磁量能器。BGO量能器能量分辨率很高，束流实验结果表明，在10 GeV以上，对电子测量的能量分辨率好于1.5%。BGO量能器还可以根据电磁和强相互作用过程在量能器中产生的簇射形态差异进行高效的电子和质子鉴别。中子探测器由掺硼塑料闪烁体构成，其作用是辅助进行电子和质子的区分。能段越高时，中子探测器的改进效果越明显，因此对TeV以上能区的电子观测至关重要。

正负电子观测有两个关键要素，一是能量的准确测量，二是电子-质子的精准识别。正确地测量能量需要对探测器进行精准地刻度。在地面，我们可以通过加速器束流进行能量刻度，但在轨运行的高能粒子探测器却没有标准源进行能量刻度。我们采取最小电离粒子(minimum ionization particle, MIP)事例进行量能器能量刻度。部分宇宙射线事例在穿过探测器时将不会产生簇射，它们主要通过电离能损过程在量能器中沉积能量，单位长度的能量损失率正比于粒子电荷平方。当带电粒子达到相对论状态时，其电离能损率仅非常弱地依赖于粒子能量，因此可以近似为常数。通过模拟计算可以知道这种MIP事例在探测器中应当沉积的能量，将量能器电子学读数和模拟预期的物理沉积能量进行对比，可以得到BGO量能器的能量刻度系数。此外，地磁场对低能粒子会产生屏蔽效应，导致低能粒子能谱存在截断。通过测量能谱截断的位置，也可以对绝对能标进行检验，结果表明，DAMPE绝对能标的误差大约在2%。能标的确定是在低能下进行的，高能量下的能标取决于探测器的线性。DAMPE探测器每根BGO晶体均采用两端读出的方案，正端(P)和负端(N)具有不同的增益系数，两端测量结果可以相互检验。通过束流实验的数据得到，量能器在0.5~250 GeV能段的能量测量可以保持很好的线性。实测数据也表明，P和N端重建的能量直至约7 TeV均保持高度一致。通过P和N端的测量值比例，我们得到能量分辨率的表征，对正负电子在TeV能段能量分辨率约为1%，与束流实验以及模拟结果一致。

对宽能段宇宙射线核素能谱的精确观测是DAMPE的主要科学目标之一。实际上，DAMPE数据中最多的就是各种宇宙射线原子核，其中又以质子和氦核最多。测量核素宇宙射线能谱首先需要进行准确的电荷测量。可以看到，直至数十TeV的沉积能量，质子和氦核电荷峰均可以明显地区别开来，这使得我们可以筛选出非常纯净的质子或氦核样本。定量计算表明,质子和氦核之间的相互污染在大多数能段(沉积能量小于10 TeV)小于1%，在50 TeV左右污染率也仅约百分之几。

与正负电子和伽马射线不同，DAMPE量能器只能探测到入射宇宙射线核素能量的一部分，这是因为强相互作用过程中会产生很多无法被探测到的次级粒子(比如中微子和缪子)。强子级联过程的涨落也使得核素能量测量精度较差。因此， 探测器直接记录到的核素事例能谱和入射能谱之间并不能简单转换。通常，人们采取一种被称为能谱反卷积(spectral deconvolution or unfolding)的方法将探测器测量到的“沉积能谱”转换为原初能谱。探测器的能量响应矩阵可以通过蒙特卡洛模拟得到。经反卷积得到原初能量对应的粒子计数后再除以探测器的有效接收度，便可以得到宇宙射线核素的原初能谱。

DAMPE也是一个伽马射线望远镜，可以通过伽马射线观测间接探测暗物质和研究多种高能天体现象。伽马射线数目稀少，是质子数量的约十万分之一，不足正负电子数量的1/100，因此高准确度鉴别出伽马射线是非常关键的。伽马射线鉴别主要是通过PSD探测器的电荷测量(反符合)和BGO量能器的电磁粒子和强子粒子识别。结合PSD和BGO观测的物理量，初步分析表明，DAMPE数据中观测到约250个伽马射线源，包括活动星系核、脉冲星和脉冲星风云、超新星遗迹、伽马射线双星等天体类别。DAMPE的一大优势是能量分辨率很高，在10 GeV以上好于1.5%。因此特别适合伽马射线单能线谱辐射的搜寻。高能(>GeV)的伽马射线线谱被认为是探测暗物质的黄金手段，因为没有任何已知的天体物理过程可以产生此类伽马射线线谱辐射。