利用羊八井ASγ Ⅲ期阵列研究宇宙线各向异性随时间的演化
发布时间：2024-04-08 00:08
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...
【文章页数】：141 页
【学位级别】：博士
【文章目录】：
摘要
Abstract
1 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
2 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
3 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
4 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 x2公式的构造
4.2.2 求解x2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
5 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x2表达式
5.2.3 方法的检验
5.3 太阳周期
6 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
7 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
学位论文评阅及答辩情况表
本文编号：3948187
【文章页数】：141 页
【学位级别】：博士
【文章目录】：
摘要
Abstract
1 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
2 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
3 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
4 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 x2公式的构造
4.2.2 求解x2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
5 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x2表达式
5.2.3 方法的检验
5.3 太阳周期
6 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
7 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
学位论文评阅及答辩情况表
本文编号：3948187
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