羊八井ASγ实验与 100TeV能区γ和电子观测

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1 羊八井ASγ实验与 100TeV能区γ和电子观测
张 毅 代表羊八井Asγ合作组 中国科学院高能物理研究所 中国物理学会高能物理分会 武汉,

2 宇宙线百年研究：起源，加速与传播 1912-, Hess 哪里产生？ 如何加速？ 能量窗口 精度改进 精细的结构 宇宙线起源 密切相连
“膝”， “第二膝”， “踝”， “GZK cutoff” e+,e- 能谱 Lhaaso “膝” 超出 “第二膝” γ 踝 GZK

3 10-100TeV宇宙线电子能谱的观测 宇宙线电子 新的观测窗口 邻近源 暗物质粒子 γ

4 中性粒子-追本朔源能谱-加速机制 ν γ+ γir->X 标准的起源和加速理论：剧烈天体演化所产生的激波； 传播：各向异性等研究。
“标准烛光”蟹状星云是一个典型的电子源 中性粒子-追本朔源能谱-加速机制 电子的同步辐射 ν 电子的 逆康普顿散射 γ+ γir->X 标准的起源和加速理论：剧烈天体演化所产生的激波； 正在加速的源以观测γ最为有效，迄今成百上千个γ源都是电子源，核子源没找到； 古老源（>百万年）需要观测宇宙线自身（遗迹）； 传播：各向异性等研究。 宇宙线的起源加速和传播问题可以通过这个示意图来描述。广为大家接受的理论认为宇宙线起源和加速于剧烈天体演化所产生的激波。由于存在星际磁场，加速后的宇宙线粒子在传播过程中会丢失原先的方向信息，从而最好的研究起源的方法是观测中性粒子，比如伽玛或中微子，（但这样的方法只适用于正在加速之中的宇宙线的源）。现在已经观测到很多的伽玛源，这些伽玛都可以被解释为高能电子的辐射。比如这是“蟹状星云”的全波段电磁辐射谱，其双峰结构是电子辐射的典型特征。占主导地位的原子核也应该在这些地方被加速，但直接的证据还没有得到。 另一方面，对于古老的宇宙线的研究只能靠对宇宙线自身的观测了。各向异性的观测则可以获得大量有关宇宙线传播的知识。我们在1.2和2上都做出了国际先进水平的工作.

5 宇宙线强子起源的证据：100TeV能区伽玛射线的发射
TeV J (~3% Crab) TeV很强,低能弱,强子贡献会显著? π0衰变的γ (当最大质子 截断能量 是1000TeV, 即”膝”处。) IC 那么，宇宙线强子起源的证据是什么呢？大家认为是100TeV能区伽玛射线的发射！ 与电子的辐射不同,宇宙线核子通过强相互作用产生的PI0衰变而生成的GAMMA的能谱，只有高能成分，低能处不能低于PI0质量的一半，高能处受宇宙线源的加速能力决定。而电子过程受同步辐射和KN效应的影响，在100TEV能区已没有很强的GAMMA辐射。 2）这是一个在YBJ视场的TEV源，它同步辐射很弱，很可能会看到强子的贡献。非常需要开展100TEV能区的观测。 TeV Aharonian et al, A&A, 431, 197 (2005)

6 Tibet China (90.522oE, 30.102oN) 4300 m a.s.l., since 1989
Tibet ASγ Experiment Tibet China (90.522oE, oN) 4300 m a.s.l., since 1989 Number of Scinti. Det m2 x 789 Angular Resolution for gamma rays ~0.9 TeV ~0.5 TeV ~0.2 TeV Energy Resolution for gamma rays ~100% @3 TeV ~60% @10 TeV ~40% @100 TeV F.O.V ~2 sr Effective Area for AS ~37,000 m2 This pic shows the cosmic observatory at YBJ, Tibet. . This is ASg experiment, this is argo-ybj experiment ,Tibet ASγ Experiment has a long history. It has been successfully operated since 1989 Now Air shower array consists of about 800 channels of scintillators.

7 寻找TeV能区的γ射线源全天区扫描工作 新的分析方法 Mrk421 Crab 用全环带天区估计背景 Declination
NO. R.A.(˚) DEC(˚) Signifi(σ) 1 38.9 13.9 4.2 12 221.7 32.7 2 39.2 31.9 4.1 13 253.2 58.8 3 52.5 20.7 14 278.3 38.4 4.4 4 66.8 12.3 4.3 15* 286.6 5.5 4.6 5* 70.2 11.9 4.7 16 301.7 8.6 6 70.4 18.0 17* 304.4 36.7 4.0 7 78.9 18.9 18 309.5 49.1 8* 83.3 21.8 4.8 19 309.9 39.6 4.5 9* 88.8 30.2 5.2 20 318.0 40.6 10* 165.5 21 333.0 34.8 11 210.6 7.5 This is the significance map after deducting large scale anisotropy, we observe significantly beyond in the direction of two known sources Crab and Mrk421, but found no new sources. In this figure,we find many prominent area where have high significance value greater than 4.0, these prominent areas are grouped in 24 directions, and I list them in the table.In the crab direction, significance value is 4.98 and Mrk421 is 5.33and the highest direction in this map is found in direction at R.A 88.8 dec <<A Northern Sky Survey for Steady TeV Gamma-Ray Point Sources Using the Tibet Air Shower Array >>, M. Amenomori et al., ApJ 633, 1005 (2005) ，

8 利用ASγ实验观测到高能的2D宇宙线强度 《科学》314(2006) HEGRA J

9 地面EAS实验对强子本底的区分

10 LHAASO的微缩版 当前10TeV以上能区国际最灵敏的γ/电子探测器（已经试运行中）
暗物质粒子间接探测 宇宙射线起源 我们建造地下MUON探测器。因为宇宙线核子在大气级联过程中发生强相互作用，产生大量的MUON， 而GAMMA或电子的级联是电磁相互作用过程，很少产生MUON。我们可以通过MUON的多少来排除宇宙线本底，提高观测伽玛和电子的灵敏度。 去年，中方开始独立设计和建造了900平方米的地下MUON探测器。与此同时，日方建造了4个900平方米的探测器。 从100TEV的角度来看，只要建造两个900平方米探测器就足够了，建了5个就应该配以更大的表面阵列才合算。当然更多的MUON探测器也可以使TEV能区的灵敏度也得到提高。 目前已在试运行总，是10TEV以上能区国际上最灵敏的GAMMA/电子的探测器。 中方设计，安装，维护和运行

11 MD： Tyvek墙壁+3PMT->增加动态范围

12 MD-A:大型Tyvek水袋+1PMT ->增加单μ分辨+水质保持

13 MD探测器试运行性能 MDA与07年原型探测器对比 MDA各个水池测到的单μ谱
MD-A单Muon分辨率（FWHM）为34%好于Prototype 单缪光电子数为07年原型探测器的17倍，约300多个光电子； 运行以来，水质保持良好，单缪信号趋于稳定

14 Tibet AS+MD实验模拟性能 优化重建提高灵敏度 Eg: 1.9 10 100 1000 TeV 8
Energy 1.9TeV 10 TeV 100 TeV Nμ cut value ~0.3 ~1 ~40 BG rejection 94% ~99.85% >~99.99% g survival 54% 59% ~99% Sensitivity 2.2 times improved ~15 times improved BG free 8 Sr FT :表面阵列探测到的粒子数和 原初能量 SNμ : 地下μ探测器探测到的muon数. 总的muon数 Eg: TeV 8

15 对Crab的5σ或10事例数灵敏度 提高了一个量级以上

16 ASγ实验表面阵列升级 继续提高100TeV能区的灵敏度对于发现性工作有重要意义； 无需再增加地下μ子探测器，而只需扩大表面阵列；
扩展:72900M2 1）上面讲到了通过修建地下MUON探测器，可以使中日实验在10TEV以上的GAMMA和电子的灵敏度提高10倍，并预期会有好的物理成果。但这并不意味着我们改进工作的结束。因为继续提高灵敏度的科学意义很大。 2）从国际竞争的角度来看，GAMMA天文最重要的一个物理是发现100TEV的源，多一倍的灵敏度就多一倍的希望，我们应该发挥现有MUON的优势，优化100TEV这个能区的物理，但同时也不牺牲TEV的灵敏度。 3）在这样的考虑下，在现有的可使用的土地面积的约束下，用大间距的阵列，仅安装密度PMT，可以花费少，把100TEV的有效面积增大2倍。而且，中方可以通过此项工作，对于ASG的表面阵列有大的贡献,可以锻炼队伍。 1）优化100TeV，花费少； 2）扩大面积达两倍； 灵敏度提高2倍

17 成功完成样机研制 PMT和BASE,套筒 闪烁体探测器样机

18 样机性能与模拟结果一致 单粒子峰 探测器性能 模拟与实验相符。 3.时间分辨 2.探测器均匀性

19 147 TeV γ-ray sources （2014.4） 82(35) sources(Gal.) YBJ FOV

20 TeV J and π0 decay model TeV J

21 10TeV以上最高精度宇宙线电子谱测量及质量在10TeV以上的暗物质粒子寻找
Asγ实验改进之后测量电子谱的灵敏度 类似ATIC情况的 50TeV的DM湮灭 由HESS地面实验等测量的 至5TeV的电子谱及其外推 1）GAMMA主要是点源,而电子主要是各向同性的分布. 2）HESS实验率先把电子能谱测量到了几个TEV，而我们将会以国际最高精确把电子能谱测量到100TEV. 3）当暗物质粒子的质量超过10TEV而且湮灭或衰变有增强机制的话,也就是说如果为解释ATIC的电子而发展的那些机制果然存在的话,我们也将是国际上最好的寻找这样的暗物质粒子的仪器.

22 报告总结 作为Lhasso项目的缩微版，升级后的羊八井Asγ实验是现阶段在10-100TeV能区，最灵敏的γ射线和电子探测器
羊八井Asγ实验在40TeV能区达到0.1Crab的灵敏度，率先观测在100TeV附近能区的γ射线发射。 羊八井Asγ实验可以率先在10-100TeV能区研究宇宙线电子的能谱和各向异性。 2017/3/13

23 ASγ在100TeV能区的初步观测 (Zhaoyang Feng et al, ICRC2009)
（黑点指示的位置上）的 高能伽玛射线发射的迹象 （红色意味做有发射）。 该观测如被证实，将成为该领域的重要发现，为回答银河系宇宙线的起源和加速问题作出重要贡献。 中日增建的底下MUON探测器将有助于澄清问题。 YBJ的优势在100TEV，所以我们发展了新的分析方法，率先开展了100TEV能区伽玛射线的观测。初步结果中看到了一些有趣的现象。但现有阵列的灵敏度仍有限，提示我们必须改进探测器。 举例来说，银河系的银道面是恒星聚集的地方，存在有大量的超新星遗迹等宇宙线的加速源。现有的MeV-TeV能区的观测已经在此发现了很多的伽玛射线源，但它们都只反映了电子被加速的情况。宇宙线中的原子核被加速的证据尚需要等待100TeV的伽玛射线发射被观测到。中日实验利用已有的数据已经开展了研究，看到了一些发射的迹象.但限于探测器的灵敏度，现在还不能给出确定的判断。将来项目验收时,新探测器将会帮助我们准确回答这些迹象是否是真实的物理。此外，我们希望还会有意料之外的发现。 下图：EGRET观测的 100MeV能区的低能伽玛 射线的发射。

24 最高灵敏度：预计将发现一些银河系100TeV源，为回答起源问题做贡献
How Many New Sources? Aharonian et al, ApJ, 636, 777 (2006) Induces are harder 在YBJ视场内，我们有大约10个银河系TEV伽玛源，我们预计会很快会从中观测到100TEV的GAMMA发射，从而为回答银河宇宙线的起源问题做出重要的贡献。 HESS实验在其第一次的南天区的银盘扫描中，发现了14个较强的来自银河系超新星遗迹的TEV伽玛射线发射。 如果它们的能谱和这些HESS源相似，我们的灵敏度告诉我们，它们的100TEV的发射将大部分能够被观测到。 这里的红色曲线代表了改进后的阵列的灵敏度。在100TEV能区是最灵敏的。这个图上还画了HESS在南天区发现的14个银河系超新星的光谱，如果这些源也存在于北天区，且能谱可以外推到100TEV，则我们可以看到它们当中的大部分。

25 HESS J1834-087 HESS J1837-069 HESS J1834-087 Counterpart G23.3-0.3,
Tibet AS+MD Large Zenith 3years HESS J VERITAS Epmax= 1000TeV VERITAS Tibet AS+MD Large Zenith 3years Epmax= 1000TeV p0 decay HESS J Counterpart G , 1FGLJ c Shell-type SNR Distance ~4.8 kpc Zenith at Tibet ~39° HESS J Counterpartb G ? (SNR) Zenith at Tibet ~ 37°

26 TeV gamma-ray sources in our field of view
LS I Tibet AS+MD 3 months 1year Epmax= 1000TeV Tibet AS+MD 3years, 5s p0 decay Mrk 421 Mrk 501 MGRO J Tibet AS+MD 3 months 1year Epmax=1000TeV Diffuse gamma Flux corresponding to x 3.0 deg window p0 decay Milagro VERITAS Tibet AS+MD 3years, 5s

27 15 Sources With Flux > 0.2 Crab Unit
HBL: High-frequency-peaked BL Lac object (a kind of AGN), FSRQ: Flat-spectrum radio quasar

28

29 Unidentified TeV source Located near Cyg X-3 in Cyg OB2
TeV J Unidentified TeV source Located near Cyg X-3 in Cyg OB2 Extended source ~6.2′, π0 decay? Zenith at Tibet ~11° Tibet AS+MD 3years, 5s Epmax =100TeV 1000TeV VERITAS Crab -2.62 10000TeV p0 decay