利用羊八井ASγⅢ期阵列研究宇宙线各向异性随时间的演化

摘要

地球一直处在高能粒子的轰击中，这些粒子就是宇宙射线，它们(主要成分为质子)从宇宙深处而来。虽然自宇宙线的发现以来已经过了近百年，但这些高能粒子的起源以及如何加速到如此高的能量，到现在仍未能完全解答。大多数的宇宙线被认为是起源于我们银河系内的，由超新星遗迹(SNRs)所加速，它们从遥远的地方穿过星际空间及日球层最终到达地球，我们观测到的宇宙线由于在传播过程中受到了银河系磁场的偏转而整体显出各向同性的性质。但是，有众多的实验发现，在整体各向同性的背景上，宇宙线强度存在着轻微但明显的各向异性。这种各向异性带有宇宙线起源、加速及传播过程中的信息，因此对各向异性的研究在宇宙线物理中具有重要的意义。
　　 直到现在，对各向异性的成因仍未有一致的被广泛认可的解释。宇宙线的各向异性有以下几个可能的起因：首先，它可能是由加速源的不均匀分布以及宇宙线在银河系空间中的传播过程有关。其次，大尺度以及局部的磁场结构也会引起宇宙线的各向异性，这其中可能包括日球层的效应。另外，由观测者和宇宙线等离子体之间的相对运动也可产生各向异性，这种效应被称为“Compton-Getting”效应。
　　 从多家实验的分析来看，在几十GeV到PeV这个很宽的能量范围内，宇宙线各向异性的一阶谐波振幅和相位都是随能量而变化的。在几十GeV之下，太阳活动对宇宙线有很强的调制作用，宇宙线进入日球层后与太阳风磁场相互作用，因此该能量宇宙线的各向异性可以反映太阳风磁场的结构。随能量增高，宇宙线对太阳调制愈加不敏感。在multi-TeV能量，宇宙线粒子达几百AU的回旋半径已和日球层空间的尺度相当，但是众所周知，日球层有一条长长的尾巴，这条长尾对于该能量的宇宙线依然可能存在调制效应。因此这个能量的大尺度各向异性可以给出关于日球层磁场结构或日球附近星际空间局域结构的重要信息。
　　 太阳有着约11年的活动周期，且它的磁场极性有着跨越两个太阳周期的长周期。既然multi-TeV宇宙线有可能受到太阳活动的调制，也就可以预期各向异性会随太阳周期而变化。有许多实验都研究了宇宙线各向异性同太阳活动的关联，但它们得出的结论却有相互冲突的地方，这需要更多的实验观测以作研究。与此同时，实验发现600 GV刚度的宇宙线太阳时各向异性有随太阳活动相关的周期11年的变化，这或许可以给出太阳活动对太阳时各向异性影响的能量上限。Tibet ASγ实验也报道了在4 TeV处超出预期CG效应的太阳时各向异性调制，这显示太阳活动对太阳时各向异性的调制或许可以延伸至multi-TeV能量。本工作中对于该能量宇宙线太阳时各向异性随太阳活动的时间演化关系可以给出有关这种额外效应的理解。
　　 Tibet ASγ EAS阵列实验位于中国西藏羊八井镇(90.522°E，30.102°N，海拔4300米)，于1990年建成。1999年秋，TibetⅢ阵列配置完成。由于具有大视场、高探测事例率以及良好的角分辨能力，TibetⅢ阵列可以得出目前国际上最精细的multi-TeV能量宇宙线强度的测量。利用等天项角原理，一种发展成熟的分析方法可以给出宇宙线强度的两维结构。相比较先前实验所只能给出的简单的宇宙线随时间的一维分布，这种两维结构可以给出更多细致的信息以帮助我们认识和理解各向异性。TibetⅢ的运行观测期为1999.11一2008.12，这包含了第23个太阳周期太阳活动由极大到极小整个后半部分的时期。因此，我们能够给出更多关于宇宙线各向异性随太阳活动时间变化的信息，不止是先前实验所做的单纯的一维分布的谐波参数的变化，还包括两维分布天图随时间在不同年份的性质。
　　 由于存在不同周期的各向异性调制，因此在分析每个单独周期的各向异性时，需要有足够长时期的观测以消除不同周期各向异性之间的相互干扰。另外考虑到由探测器的死时间而产生的不均匀的事例率，我们需要对观测数据作活时间修正。要去研究短期内的各向异性，之前的方法是难以消除不同周期的相互干扰的，我们需要寻求新的有效方法来消除这些干扰效应。利用Lomb-Scargle Fourier变换方法对TibetⅢ数据的研究结果发现，对于能量在3.0-12 TeV之间的宇宙线，除了我们所知的量级为10-3的各向异性的太阳日、恒星日以及半恒星日周期调制外，在一小时到两年的范围内，没有探测到其它周期的各向异性调制。基于这个结论，在本工作中，认为在某一时刻某一方向(对地平坐标系而言)上的宇宙线强度是由太阳时周期和恒星时周期下对应的相应位置上两个各向异性的独立效应的合效应，这并不受事例数分布不均的影响。同ASγ实验之前的分析方法不同，对于相对较短时期观测来说，本工作可以同时得到太阳时和恒星时下的宇宙线各向异性，且无需作因事例分布不均所要求的活时间修正。
　　 在本文中，利用TibetⅢ运行期的数据，我们分析了multi-TeV宇宙线太阳时各向异性和恒星时各向异性年与年之间随时间的变化。除了一维谐波拟合参数的时间演化，我们还看到了各向异性两维分布在不同年份的结构特征随时间的演化。我们发现，在TibetⅢ整个观测时期里，太阳时各向异性和恒星时各向异性都是比较稳定的。注意到，由于缺乏太阳极性反转前足够的统计量，我们无法研究太阳极性的反转对各向异性结构稳定性的影响。要研究这种效应，需要我们持续现在ASγ实验对宇宙线各向异性的观测。对于各向异性的本质及其它一些尚未解决的问题，也需要我们进一步的研究和努力。
　　 概括来说，本论文工作主要有以下三个创新点：第一，用本论文所引入的研究方法，我们利用短期观测的少量数据同时拟合得出太阳时周期和恒星时周期下的宇宙线各向异性，且避免了之前方法所必需要做的活时间修正步骤。第二，我们给出了准确合理的由两维天图到一维分布的投影方法，并作相应的谐波函数拟合，以此便于与之前实验的谐波分析结果相比较。且这种方法经过了Monte Carlo的检验。第三，我们得到了multi-TeV宇宙线在太阳时和恒星时周期下的各向异性随时间演化性质的最高精度的观测结果，这不仅包含与其它实验相同的一维谐波拟合参数随时间的变化，更给出了空间两维结构随时间的演化特征。本论文的不足之处在于：由于缺乏最近太阳极性反转前足够的统计量，我们无法得出太阳极性反转对于各向异性结构变化的影响。若进一步研究该效应，需要我们进行持续稳定的观测。

目录

文摘

英文文摘

论文说明：图表目录

声明

第一章 宇宙线和宇宙线物理

1.1宇宙线的基本问题

1.1.1宇宙线的发现及研究

1.1.2能谱及成分

1.1.3起源和加速

1.1.4宇宙线的传播

1.2宇宙线的实验观测

1.2.1直接探测

1.2.2间接探测

第二章 宇宙线的大尺度各向异性

2.1恒星时与太阳时周期下的各向异性

2.2各向异性随能量的变化

2.2.1恒星时各向异性随能量的变化

2.2.2太阳时各向异性的能量倚赖

2.3恒星时大尺度各向异性

2.3.1恒星时各向异性的实验观测

2.3.2各向异性的可能起因

第三章 羊八井ASγ宇宙线观测站

3.1宇宙线广延大气簇射(EAS)

3.1.1电磁级联簇射和强子簇射

3.1.2大气簇射的发展过程和分布特征

3.2羊八井地面EAS阵列实验

3.2.1羊八井观测站的概况及优势

3.2.2地面EAS阵列对事例的重建

3.3中日合作ASγ实验

3.3.1阵列的发展过程

3.3.2闪烁体探测器

3.4 Tibet Ⅲ实验数据

3.4.1长期稳定性

3.4.2能量估计及月影的标定

3.4.3天顶角和方位角分布

第四章 全天区大尺度各向异性的研究方法

4.1等天顶角法估计本底

4.2基于等天顶角方法的全天区扫描

4.2.1 χ2公式的构造

4.2.2求解χ2及误差计算

4.2.3一维投影分析及MC检验

4.3因实验数据样本而作的修正

4.3.1方位角修正

4.3.2活时间修正

第五章 大尺度各向异性的时间演化

5.1实验数据的选取

5.2短期各向异性观测的分析方法

5.2.1宇宙线各向异性周期性调制的研究

5.2.2变化的χ2表达式

5.2.3方法的检验

5.3太阳周期

第六章 对各向异性时间演化特征的观测结果

6.1其它实验对各向异性时间演化性质的研究

6.2 ASγⅢ期阵列对恒星时各向异性的时变特征研究

6.2.1 multi-TeV恒星时各向异性的能量依赖

6.2.2不同Phase恒星时各向异性的结构

6.3 multi-TeV太阳时各向异性随太阳活动的变化

6.3.1 4TeV宇宙线太阳时各向异性的时间演化

6.3.2高能量宇宙线太阳时各向异性的时间演化

第七章 总结和展望

参考文献

附录A 各向异性强度的关联误差计算

致谢

攻读博士学位期间发表和完成的论文