發(fā)布時間：2020-10-30 05:04

　　 論文的主要內容包括兩部分:1.LHAASO-WCDA實驗高能GRB的年探測率預期及尋找;2.銀河宇宙線的空間依賴傳播研究。伽瑪射線暴(GRBs)是宇宙大爆炸以來最劇烈的爆發(fā)現(xiàn)象,可以作為高紅移探針對宇宙學進行研究,特別是對GRB GeV輻射的觀測已經有了很多應用,例如測量河外背景光,嚴格限制洛倫茲不變性破缺效應等。目前大多數(shù)的GRB都是通過空間衛(wèi)星實驗直接觀測到的,由于它們的有效面積較小、觀測時間有限,很難觀測到百GeV能區(qū)GRBs的伽瑪輻射。而地面陣列實驗具有大有效面積、低閾能、大視場及全天候觀測的特點,通過對來自GRB方向的伽瑪射線粒子經過廣延大氣簇射后產生的次級粒子進行方向、能量、芯位重建,間接推測出原初伽瑪射線粒子的相關信息,在探測高能GRB方面具有相當大優(yōu)勢。WCDA實驗,作為LHAASO實驗的一個重要組成部分,將有潛力探測到百GeV能區(qū)的GRBs,為GRB的理論研究提供數(shù)據(jù)支持。我們通過一種參數(shù)化模擬的方法對WCDA實驗高能GRB的年探測率進行了研究,首先,根據(jù)Fermi實驗觀測到的GRBs能譜和紅移分布進行抽樣,得到一個GRB樣本;其次,將GRB的能譜外推到高能,并考慮EBL(Extragalactic Background Light)吸收及WCDA的有效面積,可以得到樣本中每個GRB的所有參數(shù)信息;最后,假定額外高能成分占總光度的10%,通過分析得到WCDA實驗平均一年可以探測到一個高能GRB。上面從理論的角度預期了 WCDA實驗高能GRB的年探測率,接下來,我們基于WCDA實驗尋找這些高能GRBs。由于數(shù)據(jù)質量的好壞直接影響尋找高能GRB的結果,我們首先對WCDA實驗(1號水池)單粒子模式數(shù)據(jù)的計數(shù)率、陽極和打拿極電荷量、單路計數(shù)譜中三峰的峰位隨時間變化進行了長期監(jiān)測,發(fā)現(xiàn)這些量基本穩(wěn)定不變,說明我們的探測器長期運行穩(wěn)定,收集的數(shù)據(jù)質量良好。在此基礎上,我們挑選出2019年6月至11月期間位于WCDA視場內、天頂角小于40°及fluence大于1 × 10-6 erg.cm-2的GRBs,根據(jù)空間衛(wèi)星實驗提供的位置預警信息,利用等天頂角法分析了它們的顯著性,從二維天圖的結果看顯著性均小于5,并未發(fā)現(xiàn)明顯的信號超出。然后,利用Helene近似法對這些GRBs的流強上限進行了估計。迄今為止,宇宙線的起源、加速及傳播問題仍然是未解之謎。標準傳播模型能夠成功地解釋觀測到的宇宙線核子的冪律能譜,次級與初級粒子比以及彌散伽瑪射線的分布等,但隨著探測儀器精度的提高,觀測到的宇宙線能譜和大尺度各向異性逐漸向高能延伸、結構也越來越復雜,比如:宇宙線核子的能譜在～200 GV以上變硬繼而在10 TV左右變軟,PeV能量附近全粒子譜的膝區(qū)以及大尺度各向異性幅度、相位演化在100 TeV左右的翻轉等。這些新的觀測結果給傳統(tǒng)傳播模型帶來了挑戰(zhàn)。我們基于空間依賴+鄰近源模型研究了宇宙線不同成分的能譜及各向異性,發(fā)現(xiàn)模型預期結果可以同時很好地解釋宇宙線不同核子能譜的復雜結構及各向異性幅度、相位在100 TeV左右的翻轉,暗示著兩者可能存在共同的起源。之后,我們還研究了各向異性對太陽垂直位置的依賴,通過分析各向異性垂直分量與徑向分量比值隨銀河系外暈厚度、內暈厚度、銀盤厚度及太陽位置垂直分量大小的變化關系,發(fā)現(xiàn)適當增大內暈厚度可以有效抑制垂直分量對總的各向異性貢獻,使各向異性的預期結果能夠更好地擬合觀測,這說明我們的模型中內暈很厚。此外,根據(jù)各向異性模型預期結果對實驗數(shù)據(jù)的擬合好壞,還可以確定太陽在銀盤上的位置。針對宇宙線可能的反常擴散行為,我們也研究了一維反常擴散-分形布朗運動-的基本性質。
【學位單位】：中國科學技術大學
【學位級別】：博士
【學位年份】：2020
【中圖分類】：P172.4
【部分圖文】：

０００秒，輻射的光子能段主要在０．１－１００?ＭｅＶ之間，典??型光子的流量范圍０．０１－１００?ｃ／ｒＴｈ－１。上個世紀６０年代，美國發(fā)射的軍用衛(wèi)星??Ｖｅｌａ在監(jiān)測蘇聯(lián)核試驗確保禁止核試驗條約實施的同時，頻繁的探測到高能光??子的爆發(fā)現(xiàn)象，這些信號后來被證實不是來自地面核試驗，也不是來自月亮和地??球，而是來自宇宙空間。幾年后，Ｋｌｅｂｅｓａｄｅｌ等人ｍ對其進行了報道，并很快得??到蘇聯(lián)Ｋｏｎｕｓ衛(wèi)星觀測數(shù)據(jù)的證實［２］。一種神秘的高能現(xiàn)象－伽瑪射線暴就這樣??被意外的發(fā)現(xiàn)了，如圖１．１。??Ｍｙｉｒ?Ｌ?：??－４?－２?０?２?４?６?８??Ｔｉｍｅ?（ｓｅｃｏｎｄｓ）??圖１．１?Ｖｅｌａ衛(wèi)星（左）和１９６７年７月２號Ｖｅｌａ衛(wèi)星探測到的第一個ＧＲＢ的光變曲線｜３｜（右）。??事實上，許多天體物理學家在ＧＲＢ被發(fā)現(xiàn)之前就從理論上預言了宇宙中可??能的伽瑪射線發(fā)射源。Ｃｏｌｇａｔｅ認為核心塌縮型超新星在激波爆發(fā)時沖出星體會??產生伽瑪射線暴［４１，而Ｈａｗｋｉｎｇ認為原初黑洞在蒸發(fā)過程中可以產生伽瑪射線??暴［５】。自ＧＲＢ被發(fā)現(xiàn)后，用來研宄它的理論模型如雨后春筍般大量涌現(xiàn)，短短一??年多的時間，理論天體物理學家就提出了?３０多個不同的伽瑪暴模型，超過了當??時觀測到的伽瑪暴總數(shù)［６］，火球模型也在當時被提了出來［７＿９］。由于當時衛(wèi)星的??定位精度不夠，無法在短短幾十秒內對伽瑪暴進行準確定位，因此無法測量出伽??瑪暴的距離，進而無法對眾多理論模型進行排除得到最正確的一個。后來，理論??天體物理學家基于伽瑪暴具有不同距離尺度的假設對其模型進行了研宄，第一??種是銀河系尺度，即伽瑪暴起源于銀河系，相

?第Ｉ章ＧＲＢ理論及觀測???２７０４?ＢＡＴＳＥ?Ｇａｍｍａ－Ｒａｙ?Ｂｕｒｓｔｓ?＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿??＿１國??？９０??，＜＊）?＿?ＳＦＲ?（Ｍｏｃｔａｕ?？ｔ?ｏｌ．?１０４８）?＼?ＸＸ－．??■ＨＨＨＱＨ?一?一?以丨）■牙阿…叫從＊?？＊?〇？－，９９Ｓ）??－１＿２?〇?２??Ｆｌｕｅｒｃｅ．５０－３００ｋｅＶ（ｅｒｇｓｃｍ＂２）?？〇ｇ．〇?ｐ?＜ｐ＾?ｃｍ－２?ｓ￣＊?５０?—?３００?ｋ〇ｖ）??圖１．２左圖為ＣＧＲＯ／ＢＡＴＳＥ衛(wèi)星觀測到的２７０４個伽瑪暴在天球上的空間分布；右圖粗實??線為觀測到的伽瑪暴峰值流量的累積分布，點直線為歐幾里德空間中伽瑪暴峰值流??量的累積分布１１８１。??標從最短的幾毫秒到最長的幾千秒都有，由于光變曲線的復雜性使其持續(xù)時標??具有較大不確定性，普遍有兩種對持續(xù)時標ｒ的定義：Ｔ５Ｑ為時間累計流量占總??流量比例在２５％到７５％之間的持續(xù)時間；：Ｔ９Ｑ為時間累計流量占總流量比例在??５％到９５％之間的持續(xù)時間。Ｋｏｕｖｅｌｉｏｔｏｕ等人［２２］發(fā)現(xiàn)伽瑪暴的持續(xù)時標ｒ９Ｑ呈??“雙峰模式”的分布，臨界點在ｒ９Ｑ？２?＜見圖１．４上），兩者Ｔ９Ｑ的平均值分別為??３０?ｓ和０．３?ｓ。長時標伽瑪暴（簡稱長暴）滿足＞２?＞ｓ，能譜偏軟，即能量尚的光??子偏少；短時標伽瑪暴（簡稱短暴）滿足＜?２?ｓ，能譜偏硬（見圖１．４下）。??ＱＱ〇Ｑ?￣Ｉ￣Ｉ￣￣Ｉ￣￣Ｉ｜?ｒ?ｉ￣￣Ｉ￣￣ｒ￣｜￣￣Ｉ￣￣�。伞觥�Ｉ—｜—■ｎ￣￣ｉ?ｉ￣￣｜—ｎ―ｉ￣ｉ??Ｊ??６０。。?一?ｆｌｌ?＿??Ｉ?｜??Ｊ?４０００?：?ＩＩＩ?；??０?Ｉ?

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本文編號：2862027