高海拔宇宙線觀測實驗中scaler 模式的模擬研究*

黃志成 周勛秀 黃代繪 賈煥玉 陳松戰 馬欣華 劉棟 阿西克古 趙兵 陳林 王培漢

1) (西南交通大學物理科學與技術學院,成都 610031)

2) (西藏大學宇宙線教育部重點實驗室,拉薩 850000)

3) (中國科學院高能物理研究所,北京 100049)

4) (山東大學,前沿交叉科學青島研究院,青島 266237)

位于四川省稻城縣海子山的高海拔宇宙線觀測站(LHAASO)包含3 個子陣列,即地面粒子探測器陣列(KM2A)、水切倫科夫探測器陣列 (WCDA) 和廣角大氣切倫科夫望遠鏡陣列(WFCTA).作為LHAASO 實驗的主陣列,KM2A 由5195 個地面電磁粒子探測器(ED)和1188 個地下繆子探測器(MD)組成.對地面宇宙線觀測實驗來說,常有兩種獨立的數據采集模式,即shower 模式和scaler 模式.本文通過Monte Carlo 方法,利用CORSIKA 軟件包和G4KM2A 軟件包,對KM2A-ED 陣列中的scaler 模式進行了模擬研究.當64 個ED 作為一個cluster、符合時間窗口為100 ns 時,多重數m ≥ 1,2,3 和4 的計數率分別約為 88 kHz,1400 Hz,220 Hz和 110 Hz.對scaler 模式探測原初宇宙線的能量和有效面積也進行了模擬計算,發現KM2A-ED 中多重數m ≥ 1時探測原初質子的閾能可降低到100 GeV、有效面積高達100 m2.本模擬結果為LHAASO-KM2A 實驗中進行scaler 模式的數據觸發提供了具體方案,為后續的實驗數據分析提供了信息.

1 引言

宇宙線是來自宇宙空間的高能粒子(其中質子約90%,氦核約9%,電子、光子、其他重核約1%[1]),攜帶著粒子物理、高能天體物理、宇宙物質組成及宇宙演化的豐富信息.自1912 年奧地利物理學家Hess 發現宇宙線以來,許多空間實驗和大規模地面實驗投入到了宇宙線的觀測研究之中,并取得了卓越的成就,但有關宇宙線的一些基本問題(如宇宙線的起源、加速和傳播機制等)仍沒有明確的結論.原初宇宙線粒子進入大氣層后,與空氣中的原子核發生強相互作用和電磁相互作用,產生大量的次級粒子,廣泛地散播在數平方公里的面積上,這種現象被稱為廣延大氣簇射(extensive air shower,EAS).大規模的高海拔地面宇宙線觀測實驗(如位于西藏羊八井的AS-γ實驗[2]和ARGO-YBJ 實驗[3]、位于墨西哥普埃布拉的HAWC 實驗[4]和位于四川稻城的LHAASO 實驗[5]等),都是通過探測廣延大氣簇射中次級粒子的信息,從而間接研究來自宇宙空間的原初宇宙線.

由于地球大氣層的吸收,地面實驗探測原初宇宙線的閾能比空間實驗的高.為了降低探測器的閾能,研究更寬能譜范圍的宇宙線,地面實驗中常有兩種獨立的數據采集模式,即shower 模式和scaler模式[3,6,7].在shower 模式中,當滿足一定的觸發條件時,詳細記錄次級粒子擊中探測器的時間和位置信息,并通過這些信息重建宇宙線原初粒子的簇射芯位、方向和能量.利用shower 模式的重建數據,可開展γ天文[2,3,8]和宇宙線[9,10]相關課題的研究.在scaler 模式中,不需要太多探測器同時被擊中,也不需要記錄粒子擊中探測器的時間和位置信息,只記錄固定時間間隔內到達探測器的粒子個數,這樣可大大降低探測原初宇宙線的閾能[11,12].通過分析scaler 模式中不同多重數的計數率變化,一方面可監測探測器的運行情況,及時發現工作異常的探測器.另一方面,可研究短時標的物理爆發現象,如10 GeV—TeV 能區的γ射線暴[13,14]、與太陽活動相關的GLE 事件和福布什下降現象[15]等.分析scaler 模式中的計數率變化,還可開展宇宙線與大氣物理交叉學科中相關課題的研究,如分析雷暴期間大氣電場、閃電與地面宇宙線強度變化的關聯[16?18].

可見,采集數據的shower 模式和scaler 模式在地面宇宙線實驗中都具有重要作用.目前,KM2A陣列中的數據觸發模式只有shower 模式,在滿足觸發條件(400 ns 時間窗口內至少有20 個ED 著火[5])時,KM2A 探測原初宇宙線的閾能較高,大約為10 TeV.為了降低探測器的閾能,開展更多低能區的物理課題,LHAASO-KM2A 中急需加入scaler 模式的數據觸發.本文通過Monte Carlo 方法,利用CORSIKA 軟件包[19]模擬宇宙線在大氣中的廣延大氣簇射過程,并利用G4KM2A 軟件包[20]模擬KM2A 探測器的響應過程,對KM2A-ED 陣列中的scaler 模式進行了模擬研究.

2 LHAASO-KM2A

建設中的高海拔宇宙線觀測站 LHAASO(海拔高度約4410 m) 包含3 個子陣列,即KM2A,WCDA 和WFCTA[21,22].LHAASO 實驗采用多種探測手段,對進入大氣層的宇宙線粒子進行復合、精確測量,其核心科學目標是探索高能宇宙線起源以及相關的宇宙演化、高能天體演化和暗物質的研究[23].

作為LHAASO 實驗的主要陣列,KM2A 由 5195個地面電磁粒子探測器 (ED)(見圖1)、1188 個地下繆子探測器 (MD)組成[22,24,25].ED 是1 m2的塑料閃爍體探測器,主要用于精確探測到達地面的宇宙線次級粒子 (e±,μ±和γ) 密度和時間[26].ED探測器間采取三角形排布,在1 km2的中心區域內間隔為15 m;外圍區域內相鄰ED 間距為30 m(用于判別簇射芯位是否落在了陣列內[22]),總分布面積達到1.3 km2.通過多個ED 探測器的共同觀測,從而實現對原初宇宙線粒子的簇射芯位、方向以及能量的重建.

LHAASO 實驗采取邊建設邊運行的模式,利用部分陣列數據(2019 年12 月—2020 年5 月),對標準燭光-蟹狀星云10 TeV 以上的伽馬射線進行了研究[5],檢驗了KM2A 陣列的關鍵科學性能.為了拓寬LHAASO 實驗探測原初宇宙線的能量范圍,盡早開展低能區的相關物理課題,研究scaler模式的觸發設置迫在眉睫.

3 Scaler 模式的模擬方案及參數設置

基于Geant4[27]的G4KM2A 官方軟件包[20],可成功模擬宇宙線次級粒子經過KM2A 探測器的響應過程,并記錄shower 模式數據的詳細信息.本文采用國際通用的CORSIKA[19]軟件包 (模擬宇宙線粒子在大氣中的簇射過程)和G4KM2A 軟件包,對KM2A-ED 陣列中的scaler 模式進行模擬研究.

在實驗運行期間,部分探測器出現故障是在所難免的,如果將整個陣列作為一個整體來記錄擊中探測器的粒子個數,將直接導致實驗整體計數率出現異常.為此,在scaler 模式的觸發設置中,需要把整個陣列分成多個小陣列(cluster)并獨立計數,以便進行數據分析時排除異常的cluster.本文選取64 個EDs (8 ED×8 ED,布局見圖1 所示) 作為一個cluster,符合時間窗口取100 ns,每0.1 s記錄一次計數.

圖1 KM2A-ED 陣列(左)和scaler 模式中cluster 的ED 布局圖(右)Fig.1.Layout diagram of KM2A-ED array (left) and the cluster in scaler mode (right).

本文scaler 模式模擬方案的具體步驟如下.

第一步:利用CORSIKA-75700 軟件包,模擬原初宇宙線進入大氣層產生次級粒子的廣延大氣簇射過程.考慮到原初宇宙線中主要成分是質子(Proton)和氦(Helium),以及LHAASO 觀測站的截止剛度,本文模擬研究了原初能量在14 GeV—100 TeV 范圍內的原初質子(能譜指數為–2.7) 和原初氦(能譜指數為–2.64)在大氣中的簇射.隨著天頂角(θ)的增大,大氣層的厚度大致隨著 1/cosθ而增加,簇射的衰減幅度也會明顯增強,本文選取天頂角的范圍為0° —70°.在CORSIKA 軟件包中,選擇的高能強相互作用模型為QGSJETII-04、低能模型為GHEISHA,正、負電子的截斷能量為0.5 MeV,探測面的高度為4410 m,LHAASO 觀測站的地磁場橫向分量Bx為34.7 μT,縱向分量Bz為36.2 μT.

第二步:利用G4KM2A 軟件包,模擬宇宙線次級粒子經過KM2A 探測器后的響應過程.由于芯位在陣列之外的簇射事例對scaler 模式中的低多重數貢獻較大,為了收集足夠多的次級粒子信息,芯位的投點半徑需要足夠大.本文在模擬探測器響應時,投點半徑取8000 m (可包含99.4%的宇宙線次級粒子).

第三步:對模擬數據進行抽樣、合并.首先,計算宇宙線的原初流強[28,29],并通過泊松分布抽樣,得到一固定時間內宇宙線事例的個數.然后,按照指數分布對這些事例的時間間隔進行抽樣.最后,對經過KM2A 探測器響應后的宇宙線事例按照抽樣得到的個數和時間進行排序,并按照均勻分布隨機投入探測器的噪聲,得到與實驗相似的模擬數據.

第四步:分析模擬數據.對每一個cluster,用4 個計數通道分別記錄多重數m≥ 1,2,3 和4 的計數.此處的多重數m表示在100 ns 的時間窗口內,一個cluster 中被擊中的ED 探測器個數.

4 模擬結果

分析KM2A-ED 陣列的實驗數據,可知1 個ED 的計數率約1600 Hz (由宇宙線次級粒子和探測器噪聲引起).經測試,ED 探測器在LHAASO觀測站的噪聲范圍為700—900 Hz (在海平面水平,文獻[30]對ED 探測器的噪聲進行了測試和深入研究).為了檢驗第3 節中scaler 模式模擬方案的正確性,本文通過模擬得到了9.8 s 的模擬數據,統計了單個ED 的平均計數率分布(見圖2).可見,由宇宙線引起的平均計數率約750 Hz (其中Proton:～550 Hz,Helium:～200 Hz).若考慮探測器噪聲,則模擬得到一個ED 的計數率將在1450—1650 Hz之間,與實驗探測結果基本一致.

圖2 經過1 個ED 探測器響應后宇宙線計數率分布的模擬結果Fig.2.Event rate distribution for one ED.

4.1 Scaler 模式中不同多重數的計數率

為了統計一個cluster 中不同多重數的計數,本文假設ED 探測器的噪聲為800 Hz (服從均勻分布).當64 個ED 作為一個cluster、符合時間窗口為100 ns 時,圖3 給出了不同多重數時的計數率分布.可見,在scaler 模式中,隨著多重數的增加,計數率迅速減少,不同多重數時的平均計數率見表1.

表1 Scaler 模式中不同多重數時的平均計數率和宇宙線貢獻率Table 1.Average rates and the contribution of cosmic rays in scaler mode.

圖3 Scaler 模式中多重數 m ≥ 1,2,3 和4 的計數率分布Fig.3.Event rate distribution with m ≥ 1,2,3 and 4 in scaler mode.

ED 中記錄的信息不僅包含宇宙線成分,也包含探測器的噪聲.模擬中,宇宙線信號和探測器噪聲可分別用不同的符號標注,于是可統計出不同多重數中宇宙線的貢獻率.經模擬發現,scaler 模式中多重數越大,宇宙線成分所占的比例也越大,詳見表1.當多重數m≥ 3 和 ≥ 4 時,scaler 模式中記錄的粒子幾乎全部源于宇宙線.

4.2 Scaler 模式中不同多重數的有效面積

對一個地面宇宙線探測器而言,并不是所有到達探測面的宇宙線粒子都能使探測器觸發,能準確界定探測器的探測效率(某個宇宙線粒子被探測到的條件概率)是很有意義的.探測器的有效面積(與原初粒子的能量E、入射方向θ有關)可表征探測器捕捉宇宙線粒子的效率,同時也具有面積的單位.本文利用Monte Carlo 方法,模擬計算了scaler模式中一個cluster 的有效面積Aeff(E,θ),其關系式可表示為

其中ns是經過探測器響應后所記錄到的事例數,N是模擬的總事例數,As是投點面積[31].

圖4 所示為KM2A-ED 陣列中不同多重數時一個cluster 探測原初質子和氦的有效面積隨原初能量的分布.可以看出,scaler 模式中有效面積隨原初能量的增加而增加,如在m≥ 1 時,原初質子能量為20 GeV 的有效面積約 58.65 m2、原初能量為700 TeV 時約 3.75×106m2.同時,隨著多重數增大,有效面積將減小,如在原初氦能量為2.2 TeV 時,m≥ 1 的有效面積約1.31×104m2,m≥ 4 時下降為約 29.2 m2.

圖4 Scaler 模式中不同多重數時有效面積隨原初能量的分布 (a)質子;(b)氦Fig.4.The Aeff as a function of the primary energy in scaler mode:(a) Proton;(b) Helium.

圖5 給出了原初能量在14 GeV—100 TeV 范圍內、不同多重數時一個cluster 探測原初質子和氦的有效面積隨天頂角的分布.可以看出,scaler模式中有效面積隨天頂角的增加而減小,如在m≥ 1時,天頂角為5°的有效面積約 266.88 m2、天頂角為65°的有效面積約22.45 m2.同時,隨著多重數增大有效面積也將減小,如原初氦天頂角為5° 時m≥ 1 的有效面積約159.04 m2,m≥ 4 的有效面積約 0.59 m2.

圖5 Scaler 模式中不同多重數時有效面積隨天頂角的分布 (a)質子;(b)氦Fig.5.The Aeff as a function of the zenith angle in scaler mode:(a) Proton;(b) Helium.

當原初能量區間為14 GeV—100 TeV、天頂角在0°—70°范圍內時,根據圖4 和圖5 的結果,可計算出scaler 模式中不同多重數對應的平均有效面積 〈Aeff〉,結果見表2.可見,當m≥ 1 時,一個cluster 探測原初質子的平均有效面積約126.69 m2,探測原初氦的平均有效面積約73.07 m2.

表2 Scaler 模式中探測原初質子和氦的平均有效面積Table 2.Average effective area for primary Proton and Helium in scaler mode.

4.3 Scaler 模式中不同多重數探測到的原初宇宙線能量

降低探測器的閾能是地面宇宙線實驗的一個重要目標.在scaler 模式中,由于不需要太多探測器同時被擊中,即不需要滿足高多重數的觸發條件,可降低探測原初宇宙線的閾能.本文通過模擬,得到了scaler 模式中不同多重數時探測到的原初質子(圖6)和原初氦(圖7)的能量分布.

由圖6 和圖7 可知,在ED 陣列的scaler 模式中,探測原初宇宙線粒子的能量與多重數、原初粒子的類型有關,多重數m越大,探測到的原初粒子能量就越大;當多重數相同時,探測到的原初質子能量比原初氦的小.表3 是scaler 模式中不同多重數時探測到的原初質子和氦的平均能量〈E〉.可見,在ED 陣列的scaler 模式中,探測原初宇宙線粒子的能量范圍為100 GeV—20 TeV.

圖6 Scaler 模式中不同多重數時探測到的原初質子能量分布Fig.6.Energy distribution for primary Proton in scaler mode.

圖7 Scaler 模式中不同多重數時探測到的原初氦能量分布Fig.7.Energy distribution for primary Helium in scaler mode.

由表3 可知,在KM2A-ED 陣列的scaler 模式中,當多重數m≥ 1 時探測到的原初質子平均能量約94 GeV,與ARGO 實驗scaler 模式(一個cluster 由12 個RPC 探測器組成,面積為5.7 m×7.6 m)中m≥ 1 時探測原初宇宙線粒子的平均能量(約100 GeV[32])相當.與shower 模式相比,KM2A-ED 陣列scaler 模式中m≥ 1 時降低了探測器閾能約兩個數量級.

表3 Scaler 模式中探測原初質子和氦的平均能量Table 3.Average energy of primary Proton and Helium in scaler mode.

5 總結

本文利用CORSIKA 軟件包和G4KM2A 軟件包,模擬研究了原初能量為14 GeV—100 TeV、天頂角為0°—70°時,KM2A-ED 陣列中的scaler模式,得到以下主要結論:

當64 個ED 作為一個cluster、符合時間窗口為100 ns 時,多重數m≥ 1,2,3 和 4 的計數率分別為 88 kHz,1400 Hz,220 Hz 和110 Hz;隨著多重數的增加,宇宙線成分的貢獻率越高,當多重數m≥ 3 時,scaler 模式中的計數幾乎完全源于宇宙線.

通過對不同多重數時探測原初宇宙線能量和有效面積的模擬,發現scaler 模式中多重數m≥1 時,KM2A 探測原初宇宙線的閾能可降低兩個數量級,達到100 GeV;一個cluster 的有效面積高達100 m2.

迄今為止,LHAASO-KM2A 中的數據觸發模式只有shower 模式.依據本模擬結果,在LHAASO實驗中進行scaler 模式的數據觸發時,可選取64 個ED 作為一個cluster、符合時間窗口取100 ns,對每一個cluster 用4 個通道分別記錄多重數m≥1,2,3 和 4 的計數.本模擬結果還可為后續的數據分析和物理研究提供參考.

感謝中國科學院高能物理研究所何會海研究員和顧旻皓副研究員在scaler 模式的模擬方案和參數設置部分給予的幫助和討論,感謝LHAASO 合作組全體成員的幫助.