利用羊八井ASγ Ⅲ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

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

宇宙线及大尺度各向异性 宇宙线(1912年Hess发现) 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 地球 高能宇宙线源 e ± ,P,...,Fe n 中微子 分子云 各种电磁辐射 靶和 加速器 g 射线 P,...,F 光子背景场 大尺度各向异性反映了宇宙线源、加速及传播过程中的信息，因此其研究对宇宙线物理具有重要意义 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

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

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。 “Tail-in”方向因与太阳磁尾的方向非常接近而得名。这个超出也被认为 是由太阳磁尾对宇宙线粒子的再加速或是粒子更容易从尾端方向沿磁力线扩散进入引起的 “Loss-cone”方向银河磁场磁力线密集，该方向宇宙线受磁场偏转小，更易逃逸 From Munakata’s report

各向异性的周期性调制 常用周期 宇宙线及大尺度各向异性 恒星时各向异性 sidereal 太阳时 solar 反恒星时 anti-sidereal 扩展恒星时 ext-sidereal 1 日 23时56分4秒 24时 24时3分56秒 23时52分8秒 1 年 366.2422 cycles 365.2422 cycles 364.2422 cycles 367.2422 cycles 恒星时各向异性 Tibet ASγ , Science, 2006, 314, 439 太阳时各向异性主要是体现宇宙线强度与太阳相对位置有关的分布特性，更易受到太阳活动的影响。 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？

AS 发现几TeV宇宙线各向异性: 没有发现其它明显周期 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

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） 太阳活动及周围环境对宇宙线尤其是低能宇宙线有着非常明显的影响。研究发现，太阳活动存在着周期性的变化， 太阳周期也必然反映在宇宙线的各向异性调制里。通过分析观测到的宇宙线各向异性与太阳活动之间的联系， 可以帮助我们更好地理解宇宙线的各向异性结构以及对于其成因的各种解释。 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。

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）。

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） 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 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。 太阳活动及周围环境对宇宙线尤其是低能宇宙线有着非常明显的影响。研究发现，太阳活动存在着周期性的变化， 太阳周期也必然反映在宇宙线的各向异性调制里。通过分析观测到的宇宙线各向异性与太阳活动之间的联系， 可以帮助我们更好地理解宇宙线的各向异性结构以及对于其成因的各种解释。

Tibet ASγ实验及 数据选择

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

Tibet ASγ实验 AS阵列发展过程 阵列 名称 内部面积(m2) 探测器 数目 触发率 (HZ) 阵列间隔 （m） Mode Energy(TeV) 时间 Tibet I 7650 65 20-40 15 10 1990-1993 Tibet II 36900 221 230 1995-1999 Tibet HD 5175 168 120 7.5 3 1997-1999 Tibet III 22050 533 680 1999-2003 Tibet III (full) 789 1700 2003-now 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

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

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

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） Zenith 全天扫描得到各向异性两维天图 某方向的CR相对强度 North Pole On-source Off-source 某方向的CR相对强度 等天顶角探测器效率相同， 因此 基本思想是：在任意时刻，对所有方向，如果我们利用观测区的相对宇宙线强度归一化该区域的观测到的事例数，则从统计上来说，对同一天顶角环带内的归一化的观测事例数是相等的 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

相邻周期的干扰 对短时期的各向异性研究 : 寻找新的方法 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） 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） 各向同性本底下加入信号，用到1.6 ×1010 的事例，泊松分布抽样 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

｛ 短时期不同周期下各向异性的分析 前提： 且 故： 某时刻t，地平坐标 短时期不同周期下各向异性的分析 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

变换的χ2 ： 短时期不同周期下各向异性的分析 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 注意：这里的对t求和，不再是之前对一个日周期的所有时间bin求和，而是要对该观测时期从起始到结束所有的时间bin求和。若观测时期包含n个日周期，则变换后的χ2 自由度就是之前χ2自由度的n倍 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

方法的检验 短时期不同周期下各向异性的分析 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

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。

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 本工作中，每个一维直方图共有18 个点，故自由度N = 18， 注意：为避免总的平均效应与单个Phase 的一维结构相比较时难以估计的关联项，我们选择每个单Phase 的一维结构去和Tibet III 除该Phase 之外的所有8 个Phase 得到的平均一维结构来比较。 由比较可以看出：各Phase的恒星时各向异性是较为一致的

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。

谢 谢 ！

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： 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 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

intensity map significance map Lallement et al., 2005

太阳时和恒星时的定义（选取的参考点不同） 宇宙线及大尺度各向异性 太阳时和恒星时的定义（选取的参考点不同） 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） 太阳时各向异性主要是体现宇宙线强度与太阳相对位置有关的分布特性，更易受到太阳活动的影响。 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

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。 各向同性本底下加入信号，用到1.6 ×1010 的事例，泊松分布抽样 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！