寻找来自原始黑洞蒸发的TeV γ射线暴

用兴隆站的两台大气切伦科夫望远镜ACT2和ACT3在1995—1997年间的观测数据,寻找来自原始黑洞(PBH)蒸发终态的0.1sTeVγ射线暴.分析这些资料没发现有这样的γ射线暴.据此估算出在太阳系附近、在99%的置信水平下原始黑洞的蒸发率-密度的上限为3×10⁸/年·pc3.     

观测来自银道面的TeV γ射线

给出来自银经79.3866°的银道面的TeV γ射线的观测结果.数据是在1995年10月至1998年11月间的晴朗无月夜,用兴隆站的大气契伦科夫望远镜ACT2和ACT3以向源–背景(ON–OFF)观测方式取得的,总观测时间为224.4h.在望远镜计数服从高斯分布的情况下,导出了最大似然比λ的表达式,它直接给出显著性水平的概率.用它分析观测资料,在统计误差范围内没发现有来自银道面的TeV γ射线.     

TibetⅡ/HD阵列寻找来自蟹状星云的TeVγ射线

羊八井二期阵列(TibetⅡ)和加密阵列HD(HighDensity)分别从1995年和1996年成功地运行以来,已经积累了大量的数据.报道了利用TibetⅡ在1995年10月至1997年9月、HD阵列在1997年2月至8月收集的数据寻找来自蟹状星云(CrabNebula)方向的10TeV和3TeVγ射线稳定发射的初步结果.分析表明,来自CrabNebula的3TeVγ射线的累积信号事例数显示了稳定增长的趋势,显著性达到了3.2σ,但没有发现10TeV和30TeVγ射线稳定发射的迹象.     

蟹状星云与超新星爆发

浩瀚的宇宙空间中有一些云雾般的天体,它们形状不一、亮暗不等,因其梦幻般的美丽形态,成为夜空中的迷人景观,这就是星云。在诸多美丽的星云中,金牛座的蟹状星云始终吸引着探索者的目光。星空中引人瞩目的还有一种天象,就是在某一星区可能会突然出现一颗原来没有的亮星,经过几天到几个月,又慢慢不见了,这种奇特的天象就是超新星爆发。那么,蟹状星云与超新星爆发有什么联系呢,搞清楚这个问题,需要先了解超新星爆发。遥望星空,我们看到的绝大多数星都是恒星。恒星的一生极其漫长,同样有诞生、青年到中年、晚年直至死亡的发展演化过程。当一颗恒…     

Mkn 501 X射线和TeV射线准周期震荡的可能机制

我们提出了对流占主导的吸积流（ADAF）盘的辐射线是Mkn 501中从X射线到Tevγ射线的源光子；而且此盘的不稳定性可以解释Mkn 501中在X射线和Tevγ射线光变曲线23天的准周期光变。在这个模型中,光学到X射线辐射进入喷流，后由于喷流内相对论电子的作用而转化成高能光子。在这个过程中，发生在ADAF盘中的不稳定性导致源光子的准周期变化，从而导致了X射线和γ射线的变化。     

超新星遗迹和活动星系核10TeV γ射线发射的实验探索

利用羊八井一期阵列从1990年6月到1993年10月的数据,采用等天顶角方法估计背景,寻找包括蟹状星云在内的58个超新星遗迹和包括Mrk421和Mrk501在内的25个活动星系核的10TeVγ射线稳定直流超出.利用李-马的方法,计算了这些候选源直流超出的显著性,没有出现统计上有显著意义的直流超出.采用Kolmogorov-Smirnov检验法,对这些候选源的数据样本偏离标准正态分布的程度进行了检验,没有发现显著偏离标准正态分布.最后,给出了它们的流强上限.     

用地面阵列寻找TeV能区γ点源的方法探讨

文中探讨搜寻TeV能区γ点源的方法.讨论利用student变量t判断来自源区及背景区宇宙线事例的统计差别,并由Bayes定理与MonteCarlo模拟相结合计算源区各能段的信号数,推算蟹状星云在TeV能区的γ射线微分能谱     

用羊八井ASγ实验数据寻找TeV能区的γ射线暴

γ射线暴的TeV能区辐射对研究其起源、辐射机制等是非常重要的.利用西藏羊八井ASγ实验三期阵列的重建数据,通过在给定的小天区和时间间隔内寻找较高显著性事例团的方法对TeV能区的γ射线暴进行了寻找,在计算过程中采用“等天顶角法”来估计背景.工作中采用了两种途径来寻找γ射线暴,一种是与卫星γ射线暴的符合寻找,另一种是全天区独立寻找.结果发现少量事例团对背景有明显超出,考虑试验次数后,其超出还不足以认定为γ射线暴.通过Monte Carlo模拟,给出了在95%置信水平下,到达大气顶部流强上限的估计值为3.32×10^-9—1.24×10^-7 cm^-2s^-1. 关键词： γ射线暴 TeV能区 ASγ实验 宇宙射线     

寻找BATSEγ暴的TeV能区伴随γ暴

利用西藏ASγ实验三期阵列的重建数据，对25个BATSEγ暴的TeV能区伴随γ暴进行了符合寻找。在BATSEγ暴方向的90％误差范围内，找出在给定的小天区和时间间隔内出现的显著性较高的TeV事例团，并采用“等天顶角方法”来估计背景。发现少量事例团对背景有明显超出，考虑试验次数后，其超出还不足以认定为γ暴。通过Monte Carlo模拟给出了95％置信水平下流强上限的估计值为7．1×10^-9photons／（cm^2·s）。Searching for TeV burst-like events coincident with the BATSE GRBs data was made by using the ASγ （Tibet-Ⅲ） data. In the period we analysed, there were 25 BATSE GRBs in the field view of Tibet. A search region was defined by the BATSE 90% confidence level positioning error. A GRB candidate was chosen as a shower cluster appearing in a given small sky window and a given time interval. An equi-zenith-angle method was used to estimate the background. No significant TeV GRBs were detected. The flux upper limit at the 95% confidence level was estimated to be about 7.1×10^-9 γ（cm^2·s） by Monte Carlo simulation.     

Pulsed Emission of Very High Energy Gamma-Rays From Crab Pulsar

We present here the results of observation of- very high energy(VHE) gamma-ray emission from Crab Pulsar with Beijing Atmospheric Cerenkov Telescopes, named ACT2 and ACT3, for the duration of the fall 1995-spring 1996 season. The data are based on 168 hours (ACT2) and 125 hours (ACT3) of exposure over the period of observation in tracking model. After conversion the event time to the solar barycenter, the data have been searched for evidence of pulsed emission at 33ms period of Crab Pulsar, We found no steady emission of VHE Gamma-ray with 33ms period at the scale of month or night. But there are two evidences of sporadic emission over an hour duration with the same period as the one at radio frequency.     

来自γ暴的甚高能γ射线

以膨胀火球模型解释来自γ暴的甚高能γ射线,其中考虑了高能γ射线产生效率,相对论效应以及宇宙背景辐射等因素,计算表明,大于10GeV的γ射线的喷射可能在火球膨胀开始后约10^－5s发生,其到达地面时的通量可达10^－4—10^－6cm^－2.     

Ultra-high energy cosmic rays and prompt TeV gamma rays from gamma ray bursts

Gamma ray bursts (GRBs) have been proposed as one possible class of sources of the ultrahigh energy cosmic ray (UHECR) events observed up to energies ≳ 10²⁰ eV. The synchrotron radiation of the highest energy protons accelerated within the GRB source should produce gamma rays up to TeV energies. Here we briefly discuss the implications on the energetics of the GRB from the point of view of the detectability of the prompt TeV γ-rays of proton-synchrotron origin in GRBs in the up-coming ICECUBE muon detector in the south pole.     

中等银纬区逆康普顿γ射线强度

使用最近期的EGRET/CGRO γ射线数据,确定出了中等银纬区(|b|=10°-20°)银河宇宙线与星际气体相互作用产生的γ射线的发射率q/4π,其中采用了由γ射线数据本身来确定该发射率的方法;并由此获得了以银经为函数的不同能区的逆康普顿(IC)γ射线积分强度.在该银纬区,沿银经平均的IC微分强度可表为:I_Ic(E)=1.58×10^－6E^{－2.08±0.06}cm^－2·s^－1·sr^－1GeV^－1,b=10°—20°;I_Ic(E)=2.08×10^－6E^{－2.03±0.06}cm^－2·s^－1·sr^－1GeV^－1,b=－20°—－10°,其中,能量E的范围为30MeV到4000MeV.     

Prospective study on observations of γ-ray sources in the Galaxy using the HADAR experiment

The High Altitude Detection of Astronomical Radiation (HADAR) experiment is a refracting terrestrial telescope array based on the atmospheric Cherenkov imaging technique. It focuses the Cherenkov light emitted by extensive air showers through a large aperture water-lens system for observing very-high-energy γ-rays and cosmic rays. With the advantages of a large field-of-view (FOV) and low energy threshold, the HADAR experiment operates in a large-scale sky scanning mode to observe galactic sources. This study presents the prospects of using the HADAR experiment for the sky survey of TeV γ-ray sources from TeVCat and provids a one-year survey of statistical significance. Results from the simulation show that a total of 23 galactic point sources, including five supernova remnant sources and superbubbles, four pulsar wind nebula sources, and 14 unidentified sources, were detected in the HADAR FOV with a significance greater than 5 standard deviations (σ). The statistical significance for the Crab Nebula during one year of operation reached 346.0 σ and the one-year integral sensitivity of HADAR above 1 TeV was ~1.3%–2.4% of the flux from the Crab Nebula.     

γ射线在LSO晶体中的能量沉积

采用蒙特卡罗程序MCNP计算了γ射线在LSO晶体中的能量沉积分布并与相应的实验结果进行了对比,验证了该方法的正确性。在此基础上计算了不同能量的γ射线在LSO晶体中的能量沉积分布,分析了γ射线与物质的不同作用对晶体中能量沉积分布的影响,总结出在晶体轴向和径向的能量沉积分布规律。轴向上,不同能量γ射线在LSO晶体中的能量沉积近似为指数分布,在表面能量沉积密度较小;在径向方向,γ射线在入射轴线上能量沉积密度很高,在距入射轴较近的区域,主要是次级电子产生沉积能量,随着距离的增大,γ射线能量沉积逐渐减小;在距入射轴较远的区域,能量沉积主要是散射γ射线产生。