寻找超高能宇宙线源——西藏广延空气簇射实验

总结了１９９０年６月到１９９３年１０月期间西藏空气簇射阵列的观测结果。寻找了来自于蟹状星云、Ｘ射线双星、脉冲星、活动星系核和其它活动天体的能量为１０ＴｅＶγ射线连续发射，没有发现连续稳定发射的迹象，但给出了每个源的流强上限。在阵列所观测的天区寻找了１０ＴｅＶ的γ暴，结果没有发现能量１０ＴｅＶ的γ暴，最后也给出了发现此种γ暴的上限。应用该阵列，明显地观测到了能量为１０ＴｅＶ的宇宙线流强的太阳和月亮阴影。观测了朝向和远离太阳的行星际空间磁场对宇宙线阴影的影响，这是行星际磁场对阴影位移影响的第一次直接观测。研究并发现在实验期间，太阳阴影的位置每年都在变化。同时观测在此期间，朝向和远离方向的宇宙线阴影的不同变化。另外，应用该实验的数据，给出了所谓的“膝”区的原初宇宙线能谱。     

密度相关的相对论平均场理论对核物质和中子星的描述

基于密度相关有效相互作用的相对论平均场理论,研究了核物质和中子星的性质.对核物质的饱和性质,密度相关的相互作用DD-ME1和TW-99给出了与NL1,NL3,NLSH,TM1基本一致的结果;NL2和TM2主要用于计算轻核,与它们的结果差别较大.对于中子星,在低密度区域,各种相互作用给出的介子势场差别不大;在高密度区域,相应的介子势场的差别随密度增加而增大.密度相关的相互作用DD-ME1和TW-99,与NL1,NL3和NLSH的结果相比,其物态方程明显偏软.相应的中子星的最大质量也不同,不同有效相互作用给出的最大质量为2.0—3.0M⊙,从大到小的顺序依次是NLSH?,NL3,NL1,DD-ME1,TW-99,TM1和GL-97,对应的半径为10—14km.     

超强磁场下中子星壳层的电导率和磁星环向磁场欧姆衰变

磁星是指主要由磁场提供辐射能量的一类脉冲星.部分宁静状态下的磁星X射线有热起源,对应的温度kT为0.2—0.6 keV (1 eV=1.602×10~(–19) J),这比转动供能的脉冲星的典型温度值高很多,并且可以用黑体谱来拟合.对磁星的观测和理论研究是当前脉冲星领域一个重要的热点.结合物态方程,本文首先计算了在超强磁场下壳层的电导率;从统计上研究了由于环向磁场衰变,磁场能释放率与磁星软X射线光度之间的关系.通过分类和数值拟合,所得到的新的拟合公式能较好地反映磁星软X射线光度和旋转能损率之间的关系.研究发现,对于绝大多数高X射线光度的磁星,环向磁场欧姆衰变足够提供其观测的软X射线辐射;对于低X射线光度的暂变磁星,其软X射线辐射可能来源于旋转能损率、磁层流或粒子星风.随着对磁星理论和观测研究的深入,本文模型也会得到进一步的改进,理论结果将更好地符合磁星的软X射线观测.     

利用YBJ-ARGO实验研究太阳2005年1月16日—20日爆发期间宇宙线变化

分析了2005年1月15日至27日的YBJ-ARGO-SPT实验数据, 观测到了期间由太阳耀斑引起的宇宙线福布什下降, 与其他观测手段的观测结果一致. 根据次级粒子多重数的不同, 分能区进行了讨论, 发现在同一观测地点, 福布什下降幅度随能量升高而变小. 这是第一次在同一观测地点分能区对太阳活动期间宇宙线福布什下降的观测结果, 与理论预期相符合.     

在羊八井测量初级宇宙线直达质子研究质子和空气核非弹性作用截面

提出了一种在高海拔通过测量直达质子来确定质子和空气核(p-air)的非弹性作用截面的方法, 并通过Monte Carlo模拟, 研究了其可行性. 假定将一台类似于KASCADE的强子量能器设置在西藏羊八井ARGO探测器的中央,选择大气簇射(AS)轴心落在强子量能器内的事例, 用全覆盖ARGO阵列作AS的反符合,用强子量能器测量非伴随的高能强子,即能以已知的效率得到一个直达质子事例样本. 利用这个样本,本工作以1%—2%的精确度还原了Monte Carlo模拟中所使用的p-air非弹性作用截面, 从而证明了这一方法的可行性.     

基于小波变换的1—10TeV宇宙线周期变化研究

利用小波变换, 结合折叠周期分析方法, 对羊八井宇宙线观测站Tibet AS γ阵列1998年4—6月的实验记录数据进行了周期分析, 发现 TeV和10 TeV宇宙线流强观测数据中包含0.5 和1 d周期变化, 其信噪比分别达到10和6. TeV宇宙线0.5 和1 d周期变化的最大变化幅度分别约为0.3%和0.5%, 10 TeV宇宙线约为0.4%和0.7%. We use the technique of wavelet analysis and epoch folding methods to search for the superimposed periodic signals of 1—10 TeV cosmic ray in the data obtained with Tibet Ⅱ/HD AS Array for April to June of 1998. Solar time semi diurnal and diurnal variations have been detected with about signal noise ratio 10 and 6 for the 1 TeV and 10 TeV cosmic ray flux respectively. The semi diurnal variations are of an amplitude 0.3%, a phase 0.9 for 1 TeV cosmic ray and 0.4%, 0.9 for 10 TeV. The diurnal variations are of amplitude 0.5%, 0.7%, and phase 0.8 for 1 TeV and 10 TeV cosmic ray respectively.     

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.     

西藏羊八井ARGO实验大厅内氡浓度的变化规律研究

利用Lomb-Scargle傅里叶变换法和统计折叠周期分析法,对2009年8月到2011年10月期间西藏羊八井国际宇宙线站的ARGO实验大厅内的氡浓度监测数据进行研究。结果表明,实验大厅内的氡浓度具有1日和半日周期变化规律,其中以1日周期变化为主。在1 d中氡浓度的平均值为(567.2±1.1)Bq/m3,变化幅度为(79.0±1.4)Bq/m3,北京时间约11:20时达到最大,北京时间约23:20达到最小。分析还表明,在一年中月平均浓度的最小值出现在6月份,而较大值出现在下半年的某些月份,每月的日变化幅度和浓度最大时的时间多变。这些结果对环境氡的浓度变化规律及其相关理论模型研究具有重要的意义,同时对西藏地区居住环境监测评价提供了重要的参考。     

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.     

西藏羊八井广延空气簇射阵列性能的Monte Carlo研究

本文用Monte Carlo方法研究西藏羊八井空气簇射阵列性能.确定好事例判选标准.簇射中心定位精度达3.4m.原初粒子到达方向角分辨率好于1.1°.原初粒子能量按lgE₀=lg(0.45ΣN_i)±0.226确定,其中E₀(TeV)为初级入射粒子能量,ΣN_i为FT探测器上探测到的粒子总数.