一种用于检测膝盖以上区域重宇宙射线成分的新方法

《Astroparticle Physics》：A new method for detecting heavy cosmic ray component above the knee region

宇宙射线能量谱研究中，通过结合高空平流层的直接切伦科夫光和荧光探测，可消除次级粒子强相互作用带来的误差，实现重成分（如铁）的高精度能量谱测量。直接切伦科夫光与电荷平方成正比，而荧光法根据粒子能量进行重建，二者结合有效区分不同成分。概念性探测器设计包含向上-facing的切伦科夫探测器和向下-facing的荧光探测器，模拟结果显示铁成分探测孔径85.98m2，保留比0.8153±0.0017。

　　

Jing Zhao | Jia Liu

中国科学院高能物理研究所粒子天体物理重点实验室，北京，100049，中国

摘要

具有不同组成的宇宙射线的精确能量谱对于研究宇宙射线的起源至关重要。单组分谱的谱特征为研究“膝部”（即能量谱的突变区域）的加速和传播提供了机会。基于地面的次级粒子实验测量受到能量组分和强子相互作用的影响，导致组分特定能量谱存在显著不确定性。初级宇宙射线粒子发出的直接切伦科夫（DC）光的强度与其电荷的平方成正比（$Z^2$），这一参数对于组分鉴别非常有用。荧光产额与初级宇宙射线的能量成正比，可用于重建初级粒子的能量。本项目提出了一种在高层大气中测量重组分的新方法：结合直接切伦科夫和荧光检测的混合测量技术。本文研究了高层大气中的直接切伦科夫和荧光特性，并基于研究结果提出了一个概念性探测器。初步模拟结果表明，该探测器的孔径为85.98 $m^2\mathrm{sr}$，对铁（Fe）的保留率约为 。

引言

尽管宇宙射线在一个多世纪前就被发现了，但关于它们的起源、加速机制以及传播方式仍然 merupakan tiga pertanyaan mendasar yang belum terjawab dalam bidang penelitian kosmik. Indeks spektrum kosmik sebesar ?2.7 pada rentang energi yang luas, dan nilai ini berubah dari ?2.7 menjadi ?3.1 antara 10¹⁵ dan $10^{16}\mathrm{eV}$，这一结构被称为“膝部”[1]。这种光谱指数在接下来的几个数量级内基本保持不变，直到能量谱在 3 × $10^{18}\mathrm{eV}$处再次变硬，这一区域被称为“踝部”[2]。宇宙射线能量谱的这些特殊结构可以限制银河系内和银河系外的宇宙射线的起源和传播机制，因此理解和测量这些特殊结构一直是宇宙射线研究的重点。目前，实验已经确定“膝部”结构主要是由于轻组分宇宙射线流的截断造成的。截断有两个原因：一是传播机制，即轻组分宇宙射线（尤其是质子）在银河系内的传播过程中“逃脱”了银河系的磁场；二是加速机制，即“膝部”区域对应于银河系内加速质子所能达到的最大能量。对能量谱内精细结构的精确测量，特别是组分特定谱的测量，可以为宇宙射线的加速和传播模型提供约束。

基于地面的间接实验被用来研究膝部区域，但要揭示初级粒子的能量、组成以及广域空气簇射（EAS）中的强子相互作用模型仍然是一个巨大的挑战。来自 [3]、[4] 的全粒子通量数据显示，不同地面空气簇射阵列实验得到的能量谱之间存在很大差异。在较高能量下，系统误差的最大来源是强子相互作用模型预测簇射粒子强子相互作用的能力[5]。仅从完整能量谱很难对不同模型进行有效约束，但测量组分能量谱是约束模型的一个好方法。LHAASO 的最新结果显示，初级能量谱的膝部大约在 3.67 PeV 处，而 在几 PeV 之后变得更重，全粒子能量谱的第一个截止点对应于轻组分[6]。如果这一现象与电荷有关，那么重组分的膝部能量可能在 50 PeV 左右。

在本文中，我们提出了一种通过高层大气中直接切伦科夫技术的进步而成为可能的新方法。在高层大气中，EASs 发展程度较低或几乎没有发展，从而减少了对强子相互作用的依赖。此外，初级宇宙射线发出的直接切伦科夫光（即切伦科夫光）与其电荷的平方成正比（$Z^2$），并且不受强子相互作用的影响。荧光光与带电粒子的纵向运动有关。因此，在高层大气中进行直接切伦科夫和荧光的混合测量可以精确确定重组分的能量谱。本文的结构如下：第 2 节概述了直接切伦科夫辐射和荧光；第 3 节介绍了高层大气中的直接切伦科夫和荧光特性；第 4 节使用了混合方法对重组分进行了探测器模拟。

方法

本项目旨在研究在高层大气区域测量直接切伦科夫光的可行性，以获取重宇宙射线的组分信息。通过荧光测量来重建宇宙射线的能量。由于位于密集大气层之上，显著降低了由 EAS 次级粒子发出的切伦科夫光（称为次级切伦科夫，SC）引起的背景噪声。在高层大气中，由于簇射尚未开始发展，误差

光特性

高层大气中直接切伦科夫光和荧光光的模拟旨在研究光子特性。模拟基于 CORSIKA 7.74100 [21]，在较低能量下使用 FLUKA [22] 强子相互作用模型，在较高能量下使用 QGSJETII [23] 强子相互作用模型。生成了五种主要元素组分（质子（Z = 1）、氦（Z = 2）、氮（Z = 7）、铝（Z = 13）和铁（Z = 26），能量指数为 ?2.0，能量范围从 10 到 50 PeV，天顶角从 0° 到 20°。对于每种元素

切伦科夫探测器设计与预期

在分析了直接切伦科夫光子的一般行为后，提出了一个简单的探测器设计：一个向下朝向的 10 $m^2$ 的荧光探测器，以及一个向上朝向的半径为 1 米的切伦科夫探测器。切伦科夫探测器可以独立测量积分能量谱，也可作为荧光探测器的触发信号来获取铁核能量。切伦科夫探测器的视场为 10 × 10 度。模拟数据集与第 3 节类似，但

总结

本文提出了一种在高层大气中检测能量为 10–50 PeV 的重组分宇宙射线强度的方案：一个向上朝向的直接切伦科夫探测器用于测量电荷，另一个向下朝向的荧光探测器用于测量能量。在 30 公里高度对铝（Al）和铁（Fe）事件进行的直接切伦科夫和荧光研究获得了能量测量和组分鉴别的初步模拟结果。这种测量方案有效

CRediT 作者贡献声明

Jing Zhao：撰写——原始草稿、软件开发、数据管理。Jia Liu：正式分析、数据管理、概念构思。

利益冲突声明

作者声明以下可能被视为潜在利益冲突的财务利益/个人关系：本研究得到了中国国家重点研发计划（项目编号 2024YFA1611404）的支持。我们感谢高能物理研究所创新项目的支持（项目编号 E45454U210）。