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1 绪论1

1.1 宇宙射线的研究与发展1

1.1.1 “宇宙射线”的由来1

1.1.2 研究宇宙射线的意义3

1.1.3 研究宇宙射线的观测手段4

1.2 γ射线暴的研究概况5

1.3 寻找高能γ射线暴的意义7

2 γ射线暴的观测特征及相关理论9

2.1 γ射线暴简介9

2.2 γ射线暴的观测特征11

2.2.1 BATSE前阶段（1967—1991年）11

2.2.2 BATSE阶段（1991—2000年）13

2.2.3 BeppoSAX＆HETE-2阶段（1996—2007年）23

2.2.4 Swift阶段（2004年—）31

2.2.5 Fermi卫星（2008年—）37

2.3 γ射线暴的相关理论39

2.3.1 火球-激波模型39

2.3.2 后标准效应42

2.3.3 能源模型44

3 γ射线暴的高能辐射及吸收48

3.1 γ射线暴高能辐射的可能性48

3.1.1 理论模型预测了高能γ射线暴的存在48

3.1.2 卫星实验对γ射线暴的能谱观测结果49

3.1.3 卫星实验对γ射线暴的高能区观测结果50

3.2 γ射线暴高能辐射的机制及辐射过程51

3.2.1 逆康普顿散射52

3.2.2 强子辐射过程52

3.2.3 轻子辐射过程53

3.3 γ射线暴源区对高能辐射的吸收55

3.3.1 内激波对高能辐射的吸收56

3.3.2 外激波对高能辐射的吸收57

3.4 EBL对高能辐射的吸收58

3.4.1 河外背景光子（EBL）59

3.4.2 EBL吸收模型60

3.4.3 EBL对甚高能光子的吸收效应62

3.5 高能γ射线暴的地面观测现状63

4 ARGO实验66

4.1 广延大气簇射及其探测66

4.1.1 广延大气簇射现象66

4.1.2 广延大气簇射的探测68

4.2 ARGO实验硬件系统70

4.2.1 RPC探测器74

4.2.2 监控系统DCS（Detector Control System）79

4.2.3 电子学系统81

4.2.4 触发系统82

4.3 ARGO实验的数据83

4.3.1 Scaler模式的数据83

4.3.2 Shower模式的数据86

5 γ射线暴的寻找方法&.91

5.1 固定窗口法寻找候选事例团91

5.1.1 固定窗口法92

5.1.2 候选γ射线暴爆发方向的选取93

5.1.3 向源窗口最优角半径的选取95

5.1.4 爆发时间与持续时间的选取98

5.2 “等天顶角法”估计本底99

5.3 事例团显著性的估计方法101

5.4 用羊八井ASγ实验数据符合寻找伴随暴102

6 模拟研究ARGO探测γ射线暴的灵敏度106

6.1 ARGO探测γ射线的有效面积模拟106

6.1.1 模拟所用的软件包107

6.1.2 有效面积的模拟结果108

6.2 ARGO探测γ射线暴所需要的最低信号数111

6.3 ARGO探测γ射线暴所需要的最低流强114

6.4 ARGO探测γ射线暴的灵敏度讨论121

7 利用Shower数据寻找E>10GeVγ射线暴123

7.1 与Swift等卫星γ射线暴符合寻找123

7.1.1 数据样本123

7.1.2 数据处理结果129

7.2 与Fermi卫星γ射线暴符合寻找136

7.2.1 数据样本136

7.2.2 数据处理结果138

8 利用SPT数据寻找E>1GeVγ射线暴146

8.1 SPT数据的判选146

8.1.1 SPT数据判选方法150

8.1.2 SPT数据判选结果153

8.2 利用SPT数据寻找γ射线暴156

8.2.1 寻找方法157

8.2.2 寻找结果158

8.2.3 GRB081102B的具体信息163

8.3 SPT数据与Shower数据寻找γ射线暴的符合结果166

9 ARGO实验探测γ射线暴的流强上限169

9.1 信号上限（N95）的估计169

9.2 流强上限（F95）的估计171

9.3 结果讨论176

附录178

参考文献185