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1、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4. 用ARGO实验数据寻找射线暴的结果5. 流强上限的设置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Vela（19671979）CGRO/BATSE（19912000）BeppoSAX（19962002）Fermi（2008）Swift（2004）
2、HETE-2（20002007）射线暴的观测特征1.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 ）1. 长暴、短暴3. 能谱：非热辐射谱， 典型能谱指数1.8-2.04. 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）T90T90 (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
3、间条件的限制，卫星实验探测到的暴大多大多在在keVMeV能段能段。 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。卫星实验观测到GRB常常伴随有更高能量的射线辐射 CGRO/EGRET：20MeV30GeV；Fermi/LAT ：20MeV300GeV GRB高能辐射（MeV-GeV）的探测现状（卫星实验）GRBEmax (GeV)GRBEmax(GeV)GRBEmax (GeV)GRBEmax (GeV)94021718080916C27.4090510A10090902B33.4090926A19.6120916A55130427A95130502B
4、30130907A55131018B13140619B24140810A16140928A35141222A20150902A11160310A30160422A12160509A52160521B12160625B15光子能量(Emax)大于10GeV 的20个GRB： 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GRB高能辐射
5、（GeV-TeV）的探测现状（地面实验）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 阵列利用ARGO实验寻找GRB的现状 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？ 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
6、强上限(99% C.l.)10-5erg.cm-2 本工作分析了ARGO阵列153个Cluster运行后所采集的Shower模式数据（2007.112013.02）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） Ts1time steptime stept tTs2RTs3 t tt = T90; 0.5s, 1s, 6s, 12s, 24s, 48s, 96s1. 向源窗口3. 爆发时间 在卫星所报道的GRB触发时间前后一小时内去寻找高显
7、著性的事例团。2. 爆发方向背源窗口 “等天顶角法”估计本底 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.t (s)(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. 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将服从泊松分布泊松分布。 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(45o) Fermi：
8、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)Nhit70 (o)10020-603.8100020-5002.6参考文献：G. Aielli et al., Astroparticle Physics, 32(2009)47本底估计 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=3.05 10-12 (6.87),Pb2=1.58 10-2 (2.15) 。 Pb1=8.81 10-11 (6.
9、38）, Pb2=4.58 10-2 (1.69) 。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 Ecut = 100 / 1000GeV； = 2.0; 1. NUL的 计算:（Non、99% C.L. 的最低信号数NUL）2. 微分能谱系数K的计算:3. 流强上限FUL的计算:AeffEBLGilmore Model (2012)流强上限(FUL)结果132个GRBs（红移未被观测到） z = 0., 0.5, 1.0 FUL与能量截断Ecut、GRB持续时间T90、天顶角、红移z有关GRB(1)Satellite(2)T90(s
10、)(3)(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)080328Swift90.637.294 (10-150)2.97E-3; 3.30E-3; 4.30E-36.21E-5; 7.89E-4; 3.83E-3080515Swift2143.220 (10-150)1.25E-3; 1.43E-3; 2.02E-34.38E-5; 5.06E-4; 2.18E-3080613BSwift10539.258 (10-150)5.46
11、E-3; 6.10E-3; 8.04E-31.26E-4; 1.62E-3; 7.78E-3080714086Fermi5.424.36.8 (10-1000)2.29E-4; 2.57E-4; 3.45E-44.80E-6; 5.02E-5; 2.22E-4080726AGILE1236.71.60E-3; 1.77E-3; 2.31E-32.87E-5; 3.63E-4; 1.76E-3080727CSwift79.734.552 (10-150)1.19E-3; 1.33E-3; 1.74E-34.79E-5; 5.82E-4; 2.78E-3080730520Fermi17.431.2
12、48.7 (10-1000)4.84E-4; 5.42E-4; 7.19E-41.05E-5; 1.21E-4; 5.59E-4080802386Fermi0.623.83.98 (10-1000)4.54E-5; 5.10E-5; 6.85E-59.54E-7; 9.82E-6; 4.34E-5080822BSwift6440.41.7 (10-150)3.13E-3; 3.53E-3; 4.73E-31.23E-4; 1.56E-3; 7.32E-3080830368Fermi40.935.970 (10-1000)1.97E-3; 2.19E-3; 2.85E-35.37E-5; 6.7
13、0E-4; 3.24E-3. 10-100GeV(z=0):10-310-5erg.cm-2 10-1000GeV(z=0):10-410-7erg.cm-2 天顶角越大，流强上限越大流强上限(FUL)结果132个GRBs（红移未被观测到）流强上限(FUL)结果已知红移的23个GRBsNo.GRB(1)Satellite(2)sat(3)zsat(4)T90(s)(5)(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
14、-2)(10-100GeV)(10)FUL2(erg.cm-2)(10-1000GeV)(11)1080207SwiftCPL2.0934027.761 (15-150)2.10E-074.20E-075.10E-031.95E-022080602Swift1.431.827441.932 (15-150)3.24E-076.48E-071.36E-024.54E-023081028ASwift1.253.0426029.937 (15-150)1.78E-073.56E-072.03E-028.00E-024081128SwiftCPL410031.823 (15-150)5.42E-081
15、.08E-071.15E-027.71E-025090407Swift1.731.453104511 (15-150)3.73E-077.45E-071.11E-022.70E-026090417BSwift1.850.3526037.223 (15-150)1.25E-062.50E-064.14E-036.80E-047090424Swift1.190.544833.1210 (15-150)7.87E-071.57E-061.09E-033.13E-048090529ASwift22.6310019.96.8 (15-150)6.61E-071.32E-061.46E-031.07E-0
16、29090902BFermi1.941.8219.323.34860(8keV-30GeV)3.98E-057.97E-053.87E-049.38E-0410100206ASwift0.630.410.1226.81.4 (15-150)4.75E-109.50E-102.66E-051.74E-0511100418ASwift2.160.62718.73.4 (15-150)3.85E-086.51E-088.49E-053.71E-0512100424ASwift1.832.4710433.415 (15-150)7.54E-071.51E-061.20E-025.88E-0213100
17、728ASwift1.181.57198.544.9380 (15-150)1.37E-062.73E-061.76E-022.51E-0214101224ASwiftCPL0.720.222.60.58 (15-150)7.22E-101.44E-093.31E-051.50E-0515110106BSwift1.760.6224.825.120 (15-150)7.63E-071.53E-061.28E-047.81E-0516110128ASwift1.312.3430.743.27.2 (15-150)4.45E-088.89E-081.14E-023.96E-0217111211AA
18、GILE2.770.481520.392 (20-1200)3.61E-103.69E-103.38E-041.20E-0418120118BSwift2.082.9423.242.718 (15-150)5.97E-071.09E-061.13E-025.43E-0219120326ASwiftCPL1.869.641.026 (15-150)2.42E-074.85E-078.58E-032.66E-0220120716AIPNCPL2.4923035.7147 (10-1000)1.30E-082.61E-086.31E-033.23E-0221120722ASwift1.90.9642
19、.417.712 (15-150)7.92E-071.58E-062.93E-041.65E-0422120907ASwift1.730.9716.940.26.7 (15-150)2.27E-074.54E-072.42E-032.35E-0323130131BSwift1.152.544.327.33.4 (15-150)1.08E-082.15E-081.17E-034.11E-03流强上限(FUL)结果已知红移的23个GRBsGRB090902B: z = 1.82, Emax=33.4 GeVFEX1= 3.98E-05, FUL1=3.87E-04FEX2= 7.95E-05, FUL2=9.38E-04总 结1. 利用2007.112013.02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-23. 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！谢 谢 ! !
