利用羊八井 AS γ Ⅲ 期阵列研究 multi-TeV 宇宙线各向异性随时间的演化

1. 利用羊八井ASγⅢ期阵列研究multi-TeV宇宙线各向异性随时间的演化利用羊八井ASγⅢ期阵列研究multi-TeV宇宙线各向异性随时间的演化 樊 超 2010.04.18

2. 内容提要 • 课题背景 • Tibet ASγ实验及数据选择 • 分析方法和实验结果 • 总结

3. 光子背景场 宇宙线(1912年Hess发现) • 宇宙线及大尺度各向异性 高能宇宙线源 各种电磁辐射 ± 成分：绝大部分由带电粒子（多数为质子）组成，有少量的中性粒子，在很宽的能量范围内呈幂律分布 起源：太阳、河内（SNR，PSR）、河外（AGN，GRB） 加速：Fermi激波加速 传播：带电粒子在传播过程中受磁场影响而偏离其原本方向。星际磁场就像一个搅拌机，将宇宙线粒子搅拌得各向同性 e ,P,...,Fe 靶和 加速器 g 射线 分子云 n 中微子 地球 然而，实验观测表明，宇宙线强度存在微弱的大尺度各向异性，幅度约在10-4到10-2之间 P,...,F e

4. 宇宙线的传播与源的效应 大尺度各向异性的可能起因 • SNR的分布等因素 由传播方程可以推算出： R指宇宙线粒子的刚度 • 运动学效应—Compton-Getting效应 A.H. Compton and I.A. Getting, Phys. Rev. 47, 817(1935)

5. 太阳活动及Local环境 大尺度各向异性的可能起因 Multi-TeV能量宇宙线在3μG的银河系磁场中Larmor半径大概为几百AU，考虑日球有长达一千AU以上的磁尾结构，因此日球调制仍是宇宙线各向异性的可能起因。 From Munakata’s report

6. 宇宙线及大尺度各向异性 常用周期 • 各向异性的周期性调制 • 恒星时各向异性 • Tibet ASγ , Science, 2006, 314, 439 众多实验观测到了恒星时和太阳时周期下不同能量宇宙线的各向异性。 ——除此之外，是否存在其它周期下的各向异性调制？

7. 没有发现其它明显周期 • AS 发现几TeV宇宙线各向异性: • 太阳日变化 • 恒星日 变化 • 半恒星日变化 Li., A. F., et al. 2008, Proc. 30th ICRC. (Mexico City), 1,609

8. 各向异性随时间演化的研究 太阳周期 • 各向异性随时间演化的研究 有观测以来的太阳周期（以太阳黑子数目标记） 太阳周期，平均周期大约为11.2 年，太阳黑子磁场的极性随太阳周期更替而反号，因此太阳是一颗约22年的准周期性磁变星。

9. 各向异性随时间演化的研究 TeV 能量以下 TeV 能量以上 MAT：0.6TeV 恒星时各向异性没有呈现与太阳活动之间的相关性(1985-2008) Mt. Norikura EAS 实验：10TeV 各向异性年变化（1973-1987）。虚线—太阳磁场极性反转期 Milagro对6 TeV 宇宙线各向异性拟合谐波参数的分析（2000-2007）。

10. 本工作的意义 Multi-TeV能区最精准的观测（大统计量） 可得出国际上首个两维各向异性在不同年份的时间演化（全天扫描） Multi-TeV宇宙线恒星时各向异性至今仍未有一致的令人信服的解释，研究其随太阳活动的关联，可以对其解释提供较有力的限制。 Tibet III恰好包含第23个太阳周期整个的后半程，可以研究各向异性在该时期与太阳活动的关联

11. Tibet ASγ实验及数据选择

12. Tibet ASγ实验 中日AS探测阵列 Tibet AS 宇宙线阵列实验

13. Tibet ASγ实验 AS阵列发展过程 为保持数据的前后一致，事例的重建均是采用Tibet III 阵列第一期（Phase 1，1999 年）运行时的探测器配置为标准来进行的

14. 数据选择 我们按照如下的标准选择数据： 1)：选择Tibet III 阵列Phase1-9的数据，采用Phase1的重建标准重建； 2)：任意4 路快时间探测器符合的事例，且每个探测器上记录的等效 粒子数大于0.8 个; 3)：天顶角 <450； 4)：芯内的事例 in_out_flag=1； 5)：10<ΣρFT<178，对应最可几能量为5TeV

15. 分析方法 • 全天扫描得到各向异性两维天图 • 短时期内各向异性分布的分析方法

16. 全天扫描得到各向异性两维天图 Zenith Off-source North Pole On-source 全天扫描得到各向异性的两维分布 （基于等天顶角估计背景） 某方向的CR相对强度 等天顶角探测器效率相同， 因此 由此构造 ，最小化后求 得给定方向上的宇宙线的本 底事例数及相对强度

17. 全天扫描得到各向异性两维天图 相邻周期的干扰 要将二者分开，需要 1）足够长的观测时间（365个太阳日或366个恒星日） 2）均匀一致的探测效率（可以通过活时间修正实现） 若取数不够长（不足一年）或一年内因探测器标定等原因有较长时间的事例缺失，那么这时就无法有效区分两个相邻周期的各向异性干扰！ 对短时期的各向异性研究 : 寻找新的方法

18. 短时期不同周期下各向异性的分析 短时期不同周期下各向异性的分析 前提： 且 某时刻t，地平坐标 ｛ 故： 可将每一时刻的各向异性视为太阳时和恒星时周期内两个 独立效应的合效应

19. 短时期不同周期下各向异性的分析 变换的χ2： 最小化后，即可同时得到恒星时和太阳时周期下的两维各向异性天图

20. 短时期不同周期下各向异性的分析 方法的检验 图(a)：原来的方法得到的恒星日周期相对强度两维天图 图(b)：同时拟合两个周期得到的恒星时周期两维天图 图(c)：两种方法得到的一维投影图的对比 由比较可以看出，同时拟合两个周期CR相对强度的方法是有效、准确的

21. 恒星时各向异性的时间演化 Tibet III 每个Phase 得到的5 TeV 宇宙线恒星时各向异性比较。

22. 恒星时各向异性的时间演化 定量比较 一维直方图的一致性比较：（构造χ２） 满足自由度为Ｎ(N=18)的χ２分布，检验它们是否为同一分布的几率Prob. 由下式来计算 由比较可以看出：各Phase的恒星时各向异性是较为一致的

23. 总结 • ASγ得到了TeV能区两维的各向异性，研究得出宇宙线各向异性只有两个周期的调制——太阳时和恒星时 • 本工作采用之前的研究成果，可以用少量的数据同时拟合出两个周期的宇宙线各向异性，避免了以前的活时间修正 • 本工作给出了multi-TeV宇宙线各向异性两维分布随太阳活动的变化（国际上首次）。 • 结果显示，multi-TeV宇宙线恒星时各向异性与太阳活动无显著关联，为进一步理解TeV宇宙线大尺度各向异性的起因提供了有力的限制。

24. 谢 谢 ！

25. 宇宙线及各向异性 宇宙线的传播与源的效应 由传播模型可以推算出由宇宙线的传播所造成的各向异性度为： 下列因素可降低高能处超出观测的LSA幅度 • 宇宙线由不同的成分组成 • Galactic halo • SNR的分布 R指宇宙线粒子的刚度 由此看出随能量增长各向异性幅度变大，与实验观测不符

26. intensity map significance map Lallement et al., 2005

27. 宇宙线及大尺度各向异性 • 太阳时以太阳为参考 • （地球绕太阳公转） • 恒星时以遥远的恒星为参考 • （与地球无相对运动） 太阳时和恒星时的定义（选取的参考点不同） 一个太阳日为24小时，恒星日比太阳日小3分56秒，为23时56分4秒

28. 全天扫描得到各向异性的两维及一维分布 全天扫描得到各向异性的两维及一维分布 因数据分布而做的修正 方位角修正 活时间修正 两个相邻的周期下的宇宙线各向异性会相互干扰，我们观测到的实际是二者的耦合效应。要将二者分开，需要足够长的观测时间及均匀一致的探测效率。 足够长的观测时间 ——365个太阳日或366个恒星日 均匀一致的探测效率——需要做因探测探测事例率不均的修正（活时间修正） 但如果取数时间不够长，如不足一年的取数时间或一年的取数时间内因探测器标定等原因有较长时间的事例缺失，那么这时的修正显然是不合理的 因此对短时期的各向异性研究需要寻找新的方法以避免相邻周期信号的干扰！