博士论文-极高能宇宙线广延大气簇射研究
文献类型：学位论文
| 作者 | 戴宏跃 |
| 学位类别 | 博士 |
| 答辩日期 | 1989 |
| 授予单位 | 中国科学院研究生院 |
| 授予地点 | 北京 |
| 导师 | 霍安祥 |
| 关键词 | 极高能 宇宙线 簇射研究 |
| 学位专业 | 宇宙线物理 |
| 中文摘要 | 论文主要研究了极高能宇宙线（大于10^17 eV）所引起的广延大气簇射（EAS）现象，包括：广延大气簇射横向分布结构以及次级粒子到达时间分布的测量，能量定标参数及次级粒子到达时间的Monte Carlo模拟，还讨论了能量决定误差对能谱测量的影响。另外，借助于明野（AKENO）的常规广延大气簇射阵列，对Linsley效应（以次级粒子的到达时间分布来估计簇心的距离）从实验上进行了估价。为了确定广延大气簇射的横向分布结构，我们分析了明野1 km~2阵列六年来（1980～1986）所积累的数据，Linsley的双参数函数被用来代替传统的NKG函数进行数据拟合，但在方法上作了一定的改进。本工作所给出的双参数α、η为（对10^16.7 eV～10^18 eV的大气簇射的拟合结果）：<α> = (1.76±0.02)-(0.23±0.15)(sec θ-1)+(0.30±0.06)log(N/10^8) <η> = (3.48±0.02)-(0.61±0.15)(sec θ-1)+(-0.09±0.05)log(N/10^8)此结果显著地不同于Linsley的结果。分析中发现，距簇射中心1个Moliere单位处的粒子数密度梯度（或称之为局部斜率）的涨落远小于 α和η的涨落，局部斜率可以表述为：sip(1) = (2.626±0.003)-(0.463±0.024)(sec θ-1)+(0.116±0.008)log(N/10^8)。尽管总粒子数的涨落很小（10^19 eV的广延大气簇射总粒子数的涨落在海平面大约为27%），但是，一个大间距的广延大气簇射阵列很难对总粒子数进行测量，通过模拟计算发现，远心区粒子数密度的涨落远小于近心区，而且也适合于明野20 km~2的阵列进行测量。模拟结果表明：S(600)（距簇射中心600米处的粒子数密度）在纵向发展过程中的涨落小于20%，明野阵列对其的测量误差（大于10^18 eV的大气簇射）小于35%。Monte Carlo模拟还给出在明野高度（930 g/cm~2）10^17 eV以上的垂直簇射S(600)与原初能量之间的关系为：E (eV) = (2.03±0.10)*10^17·S(600)^(1.02±0.02)在宇宙线能谱的测量中，由于能量决定误差的存在，宇宙线的表观通量会增加exp（(Y-1)^2·σ^2/2）倍（Y：宇宙线能谱的微分谱指数，σ: lnE的误差）。通过考虑明野阵列的测量误差和明野阵列有效触发面积，我们对明野阵列的能谱进行了误差模拟分析，结果发现能谱的通量和谱的拐折的位置都发生了变化。对Haverah Park能谱分析的结果表明：能谱在6 * 10^19 eV左右截断是合理的。通过在明野常规阵列中设置一个微型阵列，我们对广延大气簇射次级粒子的到达时间分布进行了测量。实验结果表明：平均来说，Linsley关于次级粒子的时间分布宽度与距离Γ（到簇射中心）的关系是成立的，但是，事例与事例之间的涨落很大。从时间分布宽度推导簇心距离Γ的误差不小于25%，推导总粒子数的误差（σ lnN）不小于0.8（～120%）。以这样的精度来测量宇宙线能谱，表观通量约为实际通量的2～3倍，因此，如果不能有效地降低到达时间分布的测量误差，用微型阵列来测量宇宙线能谱是不太合适的。Monte Carlo模拟计算表明：事例与事例之间到达时间分布的表观离散主要是由于测量到的粒子数太少所引起的小样本的统计涨落。同时，模拟计算所显示的到达时间分布与原初能量、原初成分和第一作用点高度无关的结果与实验结果相符。 |
| 学科主题 | 宇宙线物理 |
| 语种 | 中文 |
| 公开日期 | 2016-02-25 |
| 源URL | [http://ir.ihep.ac.cn/handle/311005/209619]  |
| 专题 | 粒子天体物理中心_学位论文和出站报告 |
| 作者单位 | 中国科学院高能物理研究所 |
| 推荐引用方式 GB/T 7714 | 戴宏跃. 博士论文-极高能宇宙线广延大气簇射研究[D]. 北京. 中国科学院研究生院. 1989. |
入库方式： OAI收割
来源：高能物理研究所
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