用ARGO实验的Shower数据 寻找射线暴的高能辐射 周勋秀 张宇 高兰兰 西南交通大学物理科学与技术学院 中国物理学会高能物理分会/第十二届全国粒子物理学术会议 用ARGO实验的Shower数据 寻找射线暴的高能辐射 周勋秀 张宇 高兰兰 西南交通大学物理科学与技术学院

内容提要 1. 射线暴的研究现状 2. ARGO-YBJ实验 3. 与卫星射线暴符合寻找伴随暴的方法 5. 流强上限的设置

来自宇宙空间的射线在短时间内猛烈爆发的现象， 第一部分 射线暴的研究现状 射线暴（GRB)： 来自宇宙空间的射线在短时间内猛烈爆发的现象， 其爆发方向和爆发时间均无法预测！

探测射线暴的主要卫星实验 BeppoSAX（1996~2002） Vela（1967~1979） Fermi（2008~） CGRO/BATSE（1991~2000） Fermi（2008~） HETE-2（2000~2007） Swift（2004~）

射线暴的观测特征 空间分布：各向同性 ——支持GRB起源于宇宙学距离的理论 2. 时间分布：T90 （~ ms – 1000s ） —— 长暴、短暴 3. 能谱：非热辐射谱， —— 典型能谱指数1.8-2.0 4. 红移观测：> 450GRBs的红移被观测到 ——最小红移：0.0085（GRB980425） 最大红移：8.1 （GRB090423） T90 T90 (s)

寻找高能射线暴的意义 1. GRB的一些基本问题仍存在激烈争论： 射线暴（未观测到红移）的起源是什么？ 是否存在起源于银河系内的射线暴？ 射线暴的辐射机制是什么？ 2. 要解决GRB的基本问题，需要得到GRB不同能段的完整图像： 空间条件的限制，卫星实验探测到的暴大多在keV—MeV能段。 探测GRB在GeV-TeV能段的辐射，可为GRB的源距离下限、辐射机制给出重要的信息。 暴常伴随有更高能量的暴发生

GRB高能辐射（MeV-GeV）的探测现状（卫星实验） CGRO/EGRET：20MeV—30GeV；Fermi/LAT ：20MeV—300GeV 光子能量(Emax)大于10GeV 的~20个GRB： GRB Emax (GeV) Emax (GeV) 940217 18 080916C 27.4 090510A >10 090902B 33.4 090926A 19.6 120916A 55 130427A 95 130502B 30 130907A 131018B 13 140619B 24 140810A 16 140928A 35 141222A 20 150902A 11 160310A 160422A 12 160509A 52 160521B 160625B 15

GRB高能辐射（GeV-TeV）的探测现状（地面实验） 地面实验（契仑科夫望远镜和广延大气簇射阵列）: Milagro; HEGRA; CANGAROO; VERITAS ; MAGIC; Tibet AS； ARGO-YBJ ；CAT; HAWAC； …… LHAASO（建设中……） ◆ 目前地面实验还未找到具有足够显著性的高能GRB; 但利用地面实验寻找GRB的脚步从未停止过…… 高能区的γ射线在通过宇宙学距离时，会受到星系际空间的红外背景光子和2.75K微波背景光子的强烈吸收，则到达地面时流强很低。空间探测器难以探测到具有足够统计意义的事例；只能用大面积的地面探测器来探测EAS 中的次级粒子来简间接探测GRB 空间实验和地面实验工作在不同的能区，有着相互补充、相互衔接、相互验证的关系。

第二部分 ARGO-YBJ 实验 ARGO-YBJ实验位于西藏羊八井镇，海拔4310m 。 其独特的优势（高海拔、全覆盖），有利于GRB的探测！

ARGO-YBJ阵列的逻辑子结构 ARGO-YBJ 阵列 每个Cluster又由12个RPC组成，一个RPC由10个PAD组成，每个PAD上有8个读出条(Strip)。 ARGO实验中Shower模式的数据，记录了次级粒子到达探测器的时间和位信息，通过这些信息可重建出原初粒子的方向。还记录了一个事例中PAD着火的数目（即多重数Npad）。

利用ARGO实验寻找GRB的现状 ◆ Scaler模式——寻找GRB的工作已完成！ (699: 1281, ApJ, 2009; 794: 82, ApJ, 2014) 10-100 GeV，负结果；流强上限(99% C.l.)10-5erg.cm-2 ◆ Shower模式——已完成2009年1月之前的数据分析! (32: 47, Astroparticle Physics, 2009) 2009年2月—2013年2月之间的数据处理？ ◆ 本工作分析了ARGO阵列153个Cluster运行后所采集的 Shower模式数据（2007.11—2013.02）

第三部分 与卫星射线暴符合寻找伴随暴的方法 “固定窗口法”寻找候选射线暴：逐一寻找在一个固定的小天区(向源窗口)和一个固定的时间间隔内到达的、具有高显著性的事例团。

“固定窗口法”统计事例团多重数（Non） 1. 向源窗口 2. 爆发方向 3. 爆发时间 Ts1 ．．．． time step t  t Ts2 R Ts3 在卫星所报道的GRB触发时间前后一小时内去寻找高显著性的事例团。 向源窗口就是以选定的方向（候选γ射线暴的入射方向）为轴，角半径为R所形成的一个椎体 。 任一暴（一般认为是点源）都有入射方向(O)、起始时间(Ts)、持续时间（t）、强度（Non) t = T90; 0.5s, 1s, 6s, 12s, 24s, 48s, 96s

“等天顶角法”估计本底 <Nb> 1. 对任一事例团，取和它具有相同天顶角区内的事例数来估计本底. 2. 在GRB持续时间t 内的天顶角变化. 背源窗口 t (s) θ(o)

事例团的显著性估计 一般说来，Pb越小（显著性越高），就越象是一个候选暴. ★ 显著性需要考虑试验次数 若没有射线暴发生，则自固定大小天区、在固定时间间隔内，完全随机到达的事例团多重数Non将服从泊松分布。 若没有射线暴发生，则自固定大小天区、在固定时间间隔内，完全随机到达的事例团多重数取值为0，1，2，......，并服从泊松（Poisson）分布 We can calcultae the poisson probability for each Non, Here we define a probability of the candidate GRB Pb by the formula, which is due to a background fluctuation If we use Gauss distribution, we can use this formula to get the significance Here,we didn’t take into account the number of trials. So it’s not the real significance. 一般说来，Pb越小（显著性越高），就越象是一个候选暴. ★ 显著性需要考虑试验次数

第四部分 用ARGO实验数据寻找伴随暴的结果

实验数据选择 ◆ 时间：2007.11-2013.02 （153个Cluster运行期间） ◆ 共有187个卫星观测到的GRBs 进入ARGO视场(θ<45o) Fermi：99个； Swift：88个 ◆ 本工作分析155个GRBs （其中23个GRBs的红移被观测到） ◆ 两种能量截断Ecut的选取（考虑到EBL的吸收效应）： Ecut (GeV) Nhit Ψ70 (o) 100 20-60 3.8 1000 20-500 2.6 参考文献：G. Aielli et al., Astroparticle Physics, 32(2009)47

本底<Nb>估计 对每一个需要分析的GRB，利用卫星报道的触发时间前后一小时的实验数据，去独立进行本底分析！

寻找高能GRB的结果 Pb1=8.81 × 10-11 (~6.38σ）, Pb1=3.05 × 10-12 (~6.87σ),

第五部分 99% C. L. 流强上限的设置 估算T90时间窗口内对应事例团的流强上限

设置流强上限的步骤 Aeff 1. NUL的 计算:（Non、<Nb>——99% C.L. 的最低信号数NUL） 2. 微分能谱系数K的计算: Ecut = 100 / 1000GeV； α= 2.0; Aeff τEBL Gilmore Model (2012) 3. 流强上限FUL的计算:

流强上限(FUL)结果—132个GRBs（红移未被观测到） z = 0., 0.5, 1.0 GRB (1) Satellite (2) T90(s) (3) θ(o) (4) keV fluence (10-7erg.cm-2) (keV range) (5) FUL1(erg.cm-2) （10-100GeV） (6) FUL2(erg.cm-2) （10-1000GeV） (7) 080328 Swift 90.6 37.2 94 (10-150) 2.97E-3; 3.30E-3; 4.30E-3 6.21E-5; 7.89E-4; 3.83E-3 080515 21 43.2 20 (10-150) 1.25E-3; 1.43E-3; 2.02E-3 4.38E-5; 5.06E-4; 2.18E-3 080613B 105 39.2 58 (10-150) 5.46E-3; 6.10E-3; 8.04E-3 1.26E-4; 1.62E-3; 7.78E-3 080714086 Fermi 5.4 24.3 6.8 (10-1000) 2.29E-4; 2.57E-4; 3.45E-4 4.80E-6; 5.02E-5; 2.22E-4 080726 AGILE 12 36.7 … 1.60E-3; 1.77E-3; 2.31E-3 2.87E-5; 3.63E-4; 1.76E-3 080727C 79.7 34.5 52 (10-150) 1.19E-3; 1.33E-3; 1.74E-3 4.79E-5; 5.82E-4; 2.78E-3 080730520 17.4 31.2 48.7 (10-1000) 4.84E-4; 5.42E-4; 7.19E-4 1.05E-5; 1.21E-4; 5.59E-4 080802386 0.6 23.8 3.98 (10-1000) 4.54E-5; 5.10E-5; 6.85E-5 9.54E-7; 9.82E-6; 4.34E-5 080822B 64 40.4 1.7 (10-150) 3.13E-3; 3.53E-3; 4.73E-3 1.23E-4; 1.56E-3; 7.32E-3 080830368 40.9 35.9 70 (10-1000) 1.97E-3; 2.19E-3; 2.85E-3 5.37E-5; 6.70E-4; 3.24E-3 ...... …... FUL与能量截断Ecut、GRB持续时间T90、天顶角θ、红移z有关

流强上限(FUL)结果—132个GRBs（红移未被观测到） 10-100GeV(z=0): 10-3—10-5erg.cm-2 10-1000GeV(z=0): 10-4—10-7erg.cm-2 天顶角越大， 流强上限越大

流强上限(FUL)结果—已知红移的23个GRBs No. GRB (1) Satellite (2) αsat (3) zsat (4) T90(s) (5) θ(o) (6) keV fluence (10-7erg.cm-2) (keV range) (7) FEX1(erg.cm-2) (10-100 GeV) (8) FEX2(erg.cm-2) (10-1000GeV) (9) FUL1(erg.cm-2) (10-100GeV) (10) FUL2(erg.cm-2) (11) 1 080207 Swift CPL 2.09 340 27.7 61 (15-150) 2.10E-07 4.20E-07 5.10E-03 1.95E-02 2 080602 1.43 1.82 74 41.9 32 (15-150) 3.24E-07 6.48E-07 1.36E-02 4.54E-02 3 081028A 1.25 3.04 260 29.9 37 (15-150) 1.78E-07 3.56E-07 2.03E-02 8.00E-02 4 081128 <4 100 31.8 23 (15-150) 5.42E-08 1.08E-07 1.15E-02 7.71E-02 5 090407 1.73 1.45 310 45 11 (15-150) 3.73E-07 7.45E-07 1.11E-02 2.70E-02 6 090417B 1.85 0.35 37.2 1.25E-06 2.50E-06 4.14E-03 6.80E-04 7 090424 1.19 0.54 48 33.1 210 (15-150) 7.87E-07 1.57E-06 1.09E-03 3.13E-04 8 090529A 2.63 19.9 6.8 (15-150) 6.61E-07 1.32E-06 1.46E-03 1.07E-02 9 090902B Fermi 1.94 19.3 23.3 4860 (8keV-30GeV) 3.98E-05 7.97E-05 3.87E-04 9.38E-04 10 100206A 0.63 0.41 0.12 26.8 1.4 (15-150) 4.75E-10 9.50E-10 2.66E-05 1.74E-05 11 100418A 2.16 0.62 18.7 3.4 (15-150) 3.85E-08 6.51E-08 8.49E-05 3.71E-05 12 100424A 1.83 2.47 104 33.4 15 (15-150) 7.54E-07 1.51E-06 1.20E-02 5.88E-02 13 100728A 1.18 1.57 198.5 44.9 380 (15-150) 1.37E-06 2.73E-06 1.76E-02 2.51E-02 14 101224A 0.72 0.2 22.6 0.58 (15-150) 7.22E-10 1.44E-09 3.31E-05 1.50E-05 15 110106B 1.76 24.8 25.1 20 (15-150) 7.63E-07 1.53E-06 1.28E-04 7.81E-05 16 110128A 1.31 2.34 30.7 43.2 7.2 (15-150) 4.45E-08 8.89E-08 1.14E-02 3.96E-02 17 111211A AGILE 2.77 0.48 20.3 92 (20-1200) 3.61E-10 3.69E-10 3.38E-04 1.20E-04 18 120118B 2.08 2.94 23.2 42.7 18 (15-150) 5.97E-07 1.09E-06 1.13E-02 5.43E-02 19 120326A 1.8 69.6 41.0 26 (15-150) 2.42E-07 4.85E-07 8.58E-03 2.66E-02 20 120716A IPN 2.49 230 35.7 147 (10-1000) 1.30E-08 2.61E-08 6.31E-03 3.23E-02 21 120722A 1.9 0.96 42.4 17.7 12 (15-150) 7.92E-07 1.58E-06 2.93E-04 1.65E-04 22 120907A 0.97 16.9 40.2 6.7 (15-150) 2.27E-07 4.54E-07 2.42E-03 2.35E-03 23 130131B 1.15 2.54 4.3 27.3 1.08E-08 2.15E-08 1.17E-03 4.11E-03

流强上限(FUL)结果—已知红移的23个GRBs GRB090902B: z = 1.82, Emax=33.4 GeV FEX1= 3.98E-05, FUL1=3.87E-04 FEX2= 7.95E-05, FUL2=9.38E-04

总 结 1. 利用2007.11—2013.02期间、ARGO-YBJ中Shower模式的实验数据，与卫星GRB进行了伴随暴的符合寻找，所得显著性还不足以认定为GRB。 2. 对每一个GRB，设置了99%C.L.的流强上限： Ecut=100GeV: FUL低达10-5erg.cm-2; Ecut=1000GeV: FUL低达10-7erg.cm-2 3. 把观测到红移的GRB能谱延伸到ARGO-YBJ能区，发现其能流都不在ARGO的灵敏度内。 4. 期待灵敏度更高的LHAASO；红移小、流强大的GRB出现！

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