周勛秀，高蘭蘭，張 宇

（西南交通大學　物理科學與技術(shù)學院，四川　成都 610031）

ARGO-YBJ實驗中“雙前峰面”事例探測GRBs的靈敏度研究

周勛秀，高蘭蘭，張 宇

（西南交通大學物理科學與技術(shù)學院，四川成都 610031）

γ暴高能輻射的研究一直是天體物理和宇宙線物理的研究熱點，但在100 GeV及以上能區(qū)至今尚未獲得確定的觀測結(jié)果。位于西藏羊八井宇宙線觀測站（海拔4 300 m）的ARGO-YBJ實驗具有高海拔、大視場等特點，其閾能約幾百個GeV，在探測高能γ暴方面具有獨特的優(yōu)勢。利用ARGO-YBJ實驗中的“雙前峰面”事例，可降低探測器的閾能達幾十個 GeV，提高實驗探測γ暴的靈敏度。作者研究了ARGO-YBJ實驗中的“雙前峰面”事例，并通過Monte Carlo模擬，估算出利用該類事例探測高能區(qū)（10—100 GeV）γ暴所需要的最低能流為10-4—10-3erg.cm-2。

“雙前峰面”事例；γ暴；Monte Carlo模擬；ARGO-YBJ實驗

0 引 言

γ暴（Gamma-Ray Burst，GRB）是一種在短時間內(nèi)釋放巨大能量的極端天體現(xiàn)象。自γ暴發(fā)現(xiàn)以來，對γ暴的研究一直是天文學界最關(guān)注的熱點之一，衛(wèi)星實驗已觀測到5 000多個GRBs（能量大多分布在15 keV—25 MeV之間），取得了豐富的觀測資料。但有關(guān) γ暴的一些基本問題仍存在激烈的爭論，如γ暴的起源是什么？產(chǎn)生γ暴的輻射機制又是什么？

美國CGRO衛(wèi)星搭載的BATSE實驗在其工作期間（1991—2000年），共觀測到2 704個已知方位的γ暴，其觀測結(jié)果支持了GRBs的宇宙學起源模型；由意大利與荷蘭合作研制、發(fā)射的BeppoSAX衛(wèi)星觀測到一部分γ暴的余輝和紅移，確定了這部分γ暴起源于宇宙學距離；2004年升空的 Swift衛(wèi)星為 γ暴的研究帶來了新的突破，實現(xiàn)了對短暴余輝的測量［1］。CGRO衛(wèi)星搭載的另一個實驗 EGRET，探測能量高達30 GeV，觀測到與3個 BATSEγ暴（GRB910503，GRB930131，GRB940217）在時間和方向上相符合的 GeV能區(qū)光子，最高能量達18 GeV［2］。2008年升空的GLAST（后又命名為Ferm i）衛(wèi)星，其探測能量高達 300GeV［3］。迄今（2015年11月30日），F(xiàn)ermi衛(wèi)星共觀測到13個γ暴的光子能量大于 10 GeV（GRB940217、GRB080916C、GRB090510、GRB090902B、GRB090926A、GRB130427A、GRB130502B、GRB130907A、GRB131018B、GRB140619B、GRB140810A、GRB140928A、GRB141222A）［4］，其中，來自GRB130427A中的光子能量高達95 GeV［5，6］，這是衛(wèi)星實驗探測到的來自GRBs中能量最大的光子。

由于衛(wèi)星實驗受到空間條件的限制，觀測能區(qū)大多在keV—MeV波段。而地面實驗有著廣闊的天球視場和較寬的工作能區(qū)，很適合探測高能γ暴。雖然地面實驗發(fā)現(xiàn)有高能γ暴存在的跡象［7-10］，但迄今還沒有確定地觀測到能量在10 GeV—TeV及以上能區(qū)的 GRBs。ARGO-YBJ實驗（閾能 ～300 GeV）與2004年開始運行的契侖可夫望遠鏡 MAGIC實驗（閾能 ～25 GeV）相比，ARGO-YBJ在探測高能光子方面的靈敏度要低一些。本文選用“雙前峰面”事例，可將 ARGO-YBJ探測光子的閾能降低到幾十個GeV，從而提高該實驗探測γ暴的靈敏度。

1 ARGO-YBJ實驗中的“雙前峰面”事例

由中國和意大利合作的ARGO-YBJ實驗位于西藏羊八井鎮(zhèn)，東經(jīng)90.53°，北緯30.11°，海拔4 300 m，相應的大氣深度為606 g/cm2。該實驗采用RPC（Resistive Plate Counter）探測器覆蓋成的“地毯”陣列，由中心區(qū)和監(jiān)護環(huán)兩部分組成，見圖 1。中心區(qū)（74 m×78 m）由13×10個Cluster組成，每個Cluster包含12塊RPC，每塊RPC有10個PAD，每個 PAD上有8個讀出條（Strip）。監(jiān)護環(huán)由6×4個Cluster組成，它們不參與中心區(qū)的觸發(fā)，主要用于芯內(nèi)和芯外事例的判選。2007年底，整個陣列開始全面運行并采集數(shù)據(jù)。關(guān)于ARGO-YBJ實驗更詳細的描述見參考文獻［11］。

圖1　ARGO-YBJ探測器示意圖

圖2　“觸發(fā)”事例的次級粒子在ARGO-YBJ陣列中的TDC時間分布

一個宇宙線原初粒子進入大氣層后，通過強子級聯(lián)簇射和電磁級聯(lián)簇射過程產(chǎn)生大量的次級粒子，若這些次級帶電粒子落入ARGO-YBJ陣列內(nèi)，且滿足觸發(fā)條件（多重數(shù) ≥20 hits）時，它們到達探測器的位置坐標和時間信息將被記錄并儲存起來，這種事例稱為“觸發(fā)”事例。對于一個簇射事例來說，次級粒子到達探測陣列的時間（TDC）分布比較集中，在觸發(fā)時間窗口（2 134 ns）內(nèi)會有一個峰值（見圖2）。圖3是“觸發(fā)”事例在ARGO-YBJ中的“前峰面”圖。

圖3　“觸發(fā)”事例的次級粒子在ARGO-YBJ陣列中的“前峰面”（（a）x坐標、（b）y坐標與TDC時間的關(guān)系）

我們知道，宇宙線是各向同性的，并且隨機的到達地球表面，一個宇宙線原初粒子的次級粒子經(jīng)過ARGO-YBJ探測器，滿足觸發(fā)條件時將被記錄下來。當系統(tǒng)被觸發(fā)后，在觸發(fā)時間窗口內(nèi)，另一個宇宙線粒子產(chǎn)生的次級粒子也可能擊中探測器，這個事例可以不滿足觸發(fā)條件也將被系統(tǒng)記錄下來，這種事例稱為“雙前峰面”事例，滿足觸發(fā)條件的大簇射事例即“觸發(fā)”事例與“雙前峰面”事例在觸發(fā)時間窗口內(nèi)形成兩個峰值（見圖4）。圖5是一個“雙前峰面”事例的“前峰面”分布圖，可見，滿足觸發(fā)條件的“觸發(fā)”事例與“雙前峰面”事例形成兩個前峰面。

圖4　“雙前峰面”事例的次級粒子在ARGO-YBJ陣列中的TDC時間分布

圖5　“雙前峰面”事例的次級粒子在ARGO-YBJ陣列中的“前峰面”（（a）x坐標、（b）y坐標與TDC時間的關(guān)系

為了重建的需要，本文對“雙前峰面”事例的多重數(shù)選為≥5 hits。為提高事例重建的角分辨能力，本工作中采用了“活動時間窗口”法。首先對事例中各hit的時間進行排序，并以5 ns為時間步長，根據(jù)簇射事例中次級粒子的時間分布比較集中的特點，尋找hit數(shù)最高的50 ns窗口，也就是“觸發(fā)”事例的TDC時間峰值處；然后在離這個窗口150 ns外，找第二個hit計數(shù)超過5的峰值窗口，如果存在就認為找到一個“雙前峰面”事例。在ARGO-YBJ實驗中“雙前峰面”事例的事例率～150 Hz。

圖6是重建后的“觸發(fā)”事例和“雙前峰面”事例的多重數(shù)（Npad）分布，“雙前峰面”事例由于不需要滿足觸發(fā)條件，其多重數(shù)可比“觸發(fā)”事例的小得多。

圖6　“觸發(fā)”事例（a）和“雙前峰面”事例（b）的多重數(shù)分布

“雙前峰面”事例與“觸發(fā)”事例是不同時間內(nèi)來自不同方向的兩個事例，圖7是“觸發(fā)”事例與“雙前峰面”事例的角距離的分布。

圖7　“雙前峰面”事例與“觸發(fā)”事例的角距離分布

圖8　不同天頂角時光子的原初能量與多重數(shù)的關(guān)系

2 “雙前峰面”事例探測高能GRBs的靈敏度研究

由于“雙前峰面”事例不需要滿足觸發(fā)條件，可降低ARGO-YBJ的探測閾能，提高實驗的靈敏度。作者利用國際通用的 CORSIKA（COsmic Ray SImulations for KAscade）軟件包［12］（版本為7.3700）來模擬原初宇宙線粒子在大氣層中的簇射過程，高能強相互作用模型為QGSJETII-04，低能相互作用模型為GHEISHA。圖8為原初光子在不同天頂角（θ）時，通過廣延大氣簇射到達羊八井觀測站的多重數(shù)與原初能量的關(guān)系。可見，當多重數(shù) ≥5 hits，天頂角取0°時，光子的原初能量～12 GeV；天頂角取30°時，光子的原初能量～22 GeV。

本工作利用基于GEANT4的G4argo軟件包，模擬了ARGO-YBJ探測器的響應，次級粒子的投點范圍在以ARGO-YBJ陣列為中心的200 m ×200 m內(nèi)。當光子的原初能量為20 GeV時，ARGO-YBJ實驗的探測效率與天頂角的關(guān)系見圖9?？梢姡嘀財?shù)≥5 hits的探測效率是多重數(shù)≥20 hits的8—10倍。

圖9　“雙前峰面”事例和“觸發(fā)”事例的探測效率與天頂角的關(guān)系

圖10　“雙前峰面”事例和“觸發(fā)”事例探測GRBs的靈敏度（以顯著性5σ作為γ暴的發(fā)現(xiàn)標準）

若 ARGO-YBJ實驗巧遇到光子能量大于10 GeV、天頂角（入射方向）為10°、持續(xù)時間為0.1 s的GRBs，我們可估算出“雙前峰面”事例和“觸發(fā)”事例探測該類GRBs所需要的最低能流（本文以顯著性5σ作為γ暴的發(fā)現(xiàn)標準）與截斷能量（Ecut）的關(guān)系，見圖10。

從圖10可知，截斷能量在10—100 GeV范圍內(nèi)、GRBs的持續(xù)時間為0.1 s時，對“雙前峰面”事例來說，所需要的最低能流為10-4—10-3erg.cm-2。當截斷能量小于25 GeV時，“雙前峰面”事例探測GRBs所需要的最低能流比“觸發(fā)”事例的小，即在該能區(qū)內(nèi)，“雙前峰面”事例探測GRBs的靈敏度比“觸發(fā)”事例的高。隨著原初能量的升高，ARGO-YBJ實驗探測“觸發(fā)”事例的效率增加，“雙前峰面”事例的優(yōu)勢不明顯，在截斷能量大于25 GeV時，利用“觸發(fā)”事例探測GRBs的靈敏度就比“雙前峰面”事例的要高。若聯(lián)合“觸發(fā)”事例和“雙前峰面”事例來尋找高能GRBs，可進一步提高ARGO-YBJ實驗的靈敏度。

分析Ferm i衛(wèi)星探測到GRBs的能流，發(fā)現(xiàn)有一部分GRB的能譜若能延伸到ARGO-YBJ實驗能區(qū)的話，其能流可在10-4—10-3erg.cm-2范圍內(nèi)。ARGO-YBJ實驗（聯(lián)合分析“雙前峰面”事例和“觸發(fā)”事例）對這些GRBs將具有一定的靈敏度。

3 結(jié) 論

作者對ARGO-YBJ實驗中的“雙前峰面”事例進行了重建，并研究了該類事例的特征。由于“雙前峰面”事例不需要滿足觸發(fā)條件，可降低ARGO-YBJ實驗的閾能到幾十個GeV。利用 CORSIKA軟件包和 G4arg0軟件包模擬研究了“雙前峰面”事例探測高能GRBs的靈敏度，截斷能量在10—100 GeV范圍內(nèi)時，所需要的最低能流為10-4—10-3erg.cm-2。在低能區(qū)（＜25 GeV），“雙前峰面”事例的靈敏度比“觸發(fā)”事例的高；在高能區(qū)，由于“觸發(fā)”事例的探測效率隨著原初能量的增加而增加，其靈敏度將高于“雙前峰面”事例的靈敏度。在未來的實驗數(shù)據(jù)處理中，可聯(lián)合兩類事例尋找GRBs，將進一步提高ARGO-YBJ實驗的靈敏度。

致謝：衷心感謝ARGO-YBJ實驗合作組所有成員的辛勤勞動，感謝國家自然科學基金（批準號：11475141）和中央高校基本科研業(yè)務費專項資金（批準號：2682014CX091）的經(jīng)費支持。

［1］周勛秀.利用ARGO實驗的“雙前峰面”事例和新升級的ASγ聯(lián)合實驗研究10GeV以上能區(qū)的γ射線暴［J］.學術(shù)動態(tài)，2014，（4）：19-21.

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The Sensitivity of GRBs w ith Double Front Shower Events in an ARGO-YBJ Experiment

ZHOU Xunxiu，GAO Lanlan，ZHANG Yu
（School of Physical Science and Technology，Southwest Jiaotong University，Chengdu 610031，China）

Gamma-ray bursts（GRB）are an extreme astronomical phenomenon with a violent energy release in a short period of time，remaining a research focus in astrophysics and cosmic rays.But no significant E＞100 GeV GRBs have been detected up to now.ARGO-YBJ，located at the YangBaJing Cosmic Ray Observatory（4300 m a. s.l.，Tibet，China），is a full coverage air shower array.Owing to the unique advantage of a high altitude and a broad view，ARGO-YBJ is particularly useful in searching for high energy GRBs.Using double front shower events from ARGO-YBJ，well under the trigger threshold，the detector primary energy threshold can be lowered to a few tens of GeV，while improving the sensitivity in detecting GRBs.In this paper，the characters of double front shower events were studied，and the sensitivity in detecting GRBs by using these events was also studied by running Monte Carlo simulation.

double front shower events；GRBs；monte carlo simulation；ARGO-YBJ

O572.1

A

10.16246/j.issn.1673-5072.2016.01.014

1673-5072（2016）01-0095-06

2016-01-15

國家自然科學基金項目（11475141）；中央高?；究蒲袠I(yè)務費專項資金項目（2682014CX091）

周勛秀（1975—），重慶梁平人，博士，副教授，碩士研究生導師，主要從事宇宙線物理和天體物理的相關(guān)研究。

周勛秀，E-mail：zhouxx@swjtu.edu.cn