LHAASO-WCDA实验GRB观测及宇宙线传播研究

发布时间：2020-10-30 05:04

　　 论文的主要内容包括两部分:1.LHAASO-WCDA实验高能GRB的年探测率预期及寻找;2.银河宇宙线的空间依赖传播研究。伽玛射线暴(GRBs)是宇宙大爆炸以来最剧烈的爆发现象,可以作为高红移探针对宇宙学进行研究,特别是对GRB GeV辐射的观测已经有了很多应用,例如测量河外背景光,严格限制洛伦兹不变性破缺效应等。目前大多数的GRB都是通过空间卫星实验直接观测到的,由于它们的有效面积较小、观测时间有限,很难观测到百GeV能区GRBs的伽玛辐射。而地面阵列实验具有大有效面积、低阈能、大视场及全天候观测的特点,通过对来自GRB方向的伽玛射线粒子经过广延大气簇射后产生的次级粒子进行方向、能量、芯位重建,间接推测出原初伽玛射线粒子的相关信息,在探测高能GRB方面具有相当大优势。WCDA实验,作为LHAASO实验的一个重要组成部分,将有潜力探测到百GeV能区的GRBs,为GRB的理论研究提供数据支持。我们通过一种参数化模拟的方法对WCDA实验高能GRB的年探测率进行了研究,首先,根据Fermi实验观测到的GRBs能谱和红移分布进行抽样,得到一个GRB样本;其次,将GRB的能谱外推到高能,并考虑EBL(Extragalactic Background Light)吸收及WCDA的有效面积,可以得到样本中每个GRB的所有参数信息;最后,假定额外高能成分占总光度的10%,通过分析得到WCDA实验平均一年可以探测到一个高能GRB。上面从理论的角度预期了 WCDA实验高能GRB的年探测率,接下来,我们基于WCDA实验寻找这些高能GRBs。由于数据质量的好坏直接影响寻找高能GRB的结果,我们首先对WCDA实验(1号水池)单粒子模式数据的计数率、阳极和打拿极电荷量、单路计数谱中三峰的峰位随时间变化进行了长期监测,发现这些量基本稳定不变,说明我们的探测器长期运行稳定,收集的数据质量良好。在此基础上,我们挑选出2019年6月至11月期间位于WCDA视场内、天顶角小于40°及fluence大于1 × 10-6 erg.cm-2的GRBs,根据空间卫星实验提供的位置预警信息,利用等天顶角法分析了它们的显著性,从二维天图的结果看显著性均小于5,并未发现明显的信号超出。然后,利用Helene近似法对这些GRBs的流强上限进行了估计。迄今为止,宇宙线的起源、加速及传播问题仍然是未解之谜。标准传播模型能够成功地解释观测到的宇宙线核子的幂律能谱,次级与初级粒子比以及弥散伽玛射线的分布等,但随着探测仪器精度的提高,观测到的宇宙线能谱和大尺度各向异性逐渐向高能延伸、结构也越来越复杂,比如:宇宙线核子的能谱在～200 GV以上变硬继而在10 TV左右变软,PeV能量附近全粒子谱的膝区以及大尺度各向异性幅度、相位演化在100 TeV左右的翻转等。这些新的观测结果给传统传播模型带来了挑战。我们基于空间依赖+邻近源模型研究了宇宙线不同成分的能谱及各向异性,发现模型预期结果可以同时很好地解释宇宙线不同核子能谱的复杂结构及各向异性幅度、相位在100 TeV左右的翻转,暗示着两者可能存在共同的起源。之后,我们还研究了各向异性对太阳垂直位置的依赖,通过分析各向异性垂直分量与径向分量比值随银河系外晕厚度、内晕厚度、银盘厚度及太阳位置垂直分量大小的变化关系,发现适当增大内晕厚度可以有效抑制垂直分量对总的各向异性贡献,使各向异性的预期结果能够更好地拟合观测,这说明我们的模型中内晕很厚。此外,根据各向异性模型预期结果对实验数据的拟合好坏,还可以确定太阳在银盘上的位置。针对宇宙线可能的反常扩散行为,我们也研究了一维反常扩散-分形布朗运动-的基本性质。
【学位单位】：中国科学技术大学
【学位级别】：博士
【学位年份】：2020
【中图分类】：P172.4
【部分图文】：

０００秒，辐射的光子能段主要在０．１－１００?ＭｅＶ之间，典??型光子的流量范围０．０１－１００?ｃ／ｒＴｈ－１。上个世纪６０年代，美国发射的军用卫星??Ｖｅｌａ在监测苏联核试验确保禁止核试验条约实施的同时，频繁的探测到高能光??子的爆发现象，这些信号后来被证实不是来自地面核试验，也不是来自月亮和地??球，而是来自宇宙空间。几年后，Ｋｌｅｂｅｓａｄｅｌ等人ｍ对其进行了报道，并很快得??到苏联Ｋｏｎｕｓ卫星观测数据的证实［２］。一种神秘的高能现象－伽玛射线暴就这样??被意外的发现了，如图１．１。??Ｍｙｉｒ?Ｌ?：??－４?－２?０?２?４?６?８??Ｔｉｍｅ?（ｓｅｃｏｎｄｓ）??图１．１?Ｖｅｌａ卫星（左）和１９６７年７月２号Ｖｅｌａ卫星探测到的第一个ＧＲＢ的光变曲线｜３｜（右）。??事实上，许多天体物理学家在ＧＲＢ被发现之前就从理论上预言了宇宙中可??能的伽玛射线发射源。Ｃｏｌｇａｔｅ认为核心塌缩型超新星在激波爆发时冲出星体会??产生伽玛射线暴［４１，而Ｈａｗｋｉｎｇ认为原初黑洞在蒸发过程中可以产生伽玛射线??暴［５】。自ＧＲＢ被发现后，用来研宄它的理论模型如雨后春笋般大量涌现，短短一??年多的时间，理论天体物理学家就提出了?３０多个不同的伽玛暴模型，超过了当??时观测到的伽玛暴总数［６］，火球模型也在当时被提了出来［７＿９］。由于当时卫星的??定位精度不够，无法在短短几十秒内对伽玛暴进行准确定位，因此无法测量出伽??玛暴的距离，进而无法对众多理论模型进行排除得到最正确的一个。后来，理论??天体物理学家基于伽玛暴具有不同距离尺度的假设对其模型进行了研宄，第一??种是银河系尺度，即伽玛暴起源于银河系，相

?第Ｉ章ＧＲＢ理论及观测???２７０４?ＢＡＴＳＥ?Ｇａｍｍａ－Ｒａｙ?Ｂｕｒｓｔｓ?＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿??＿１国??？９０??，＜＊）?＿?ＳＦＲ?（Ｍｏｃｔａｕ?？ｔ?ｏｌ．?１０４８）?＼?ＸＸ－．??■ＨＨＨＱＨ?一?一?以丨）■牙阿…叫从＊?？＊?〇？－，９９Ｓ）??－１＿２?〇?２??Ｆｌｕｅｒｃｅ．５０－３００ｋｅＶ（ｅｒｇｓｃｍ＂２）?？〇ｇ．〇?ｐ?＜ｐ＾?ｃｍ－２?ｓ￣＊?５０?—?３００?ｋ〇ｖ）??图１．２左图为ＣＧＲＯ／ＢＡＴＳＥ卫星观测到的２７０４个伽玛暴在天球上的空间分布；右图粗实??线为观测到的伽玛暴峰值流量的累积分布，点直线为欧几里德空间中伽玛暴峰值流??量的累积分布１１８１。??标从最短的几毫秒到最长的几千秒都有，由于光变曲线的复杂性使其持续时标??具有较大不确定性，普遍有两种对持续时标ｒ的定义：Ｔ５Ｑ为时间累计流量占总??流量比例在２５％到７５％之间的持续时间；：Ｔ９Ｑ为时间累计流量占总流量比例在??５％到９５％之间的持续时间。Ｋｏｕｖｅｌｉｏｔｏｕ等人［２２］发现伽玛暴的持续时标ｒ９Ｑ呈??“双峰模式”的分布，临界点在ｒ９Ｑ？２?＜见图１．４上），两者Ｔ９Ｑ的平均值分别为??３０?ｓ和０．３?ｓ。长时标伽玛暴（简称长暴）满足＞２?＞ｓ，能谱偏软，即能量尚的光??子偏少；短时标伽玛暴（简称短暴）满足＜?２?ｓ，能谱偏硬（见图１．４下）。??ＱＱ〇Ｑ?￣Ｉ￣Ｉ￣￣Ｉ￣￣Ｉ｜?ｒ?ｉ￣￣Ｉ￣￣ｒ￣｜￣￣Ｉ￣￣！Ｉ■—Ｉ—｜—■ｎ￣￣ｉ?ｉ￣￣｜—ｎ―ｉ￣ｉ??Ｊ??６０。。?一?ｆｌｌ?＿??Ｉ?｜??Ｊ?４０００?：?ＩＩＩ?；??０?Ｉ?

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本文编号：2862027