甚高能大气切伦科夫望远镜中的光补偿系统及其产生的噪声

1　前言

宇宙线高能粒子进入大气层后与大气中的原子核发生相互作用,在大气中发展成为广延大气簇射(简称EAS)。EAS中的带电粒子(主要是正负电子)在大气中传播,当其速度大于光在大气中的速度c/n(n为大气折射率)时,会产生契伦科夫辐射。对于甚高能原初粒子,其EAS的带电粒子达不到海平面,而其伴随的切伦科夫光能够到达。这样,测量切伦科夫光成为地面观测甚高能段天体物理和天文现象的唯一手段。由于高能γ射线是中性的,不受星际磁场的影响,直接携带源的方向信息,是研究天体高能相互作用的理想探针,所以自60年代后期,利用大气切伦科夫技术研究甚高能γ射线天文成为一门热门学科。

我们与北京天文台合作,在兴隆站已建成了两台具有跟踪能力的大气切伦科夫望远镜系统ACT-2和ACT-3[1],它们是典型的第一代望远镜,每台由三面直径为1.5m的抛物面聚光镜安装在同一跟踪架上构成。镜子的背面镀银,在每面镜子的焦平面上放一个由XP2020型快速光电倍增管(简称PMT)和W100B前置放大器构成的探头,将镜子收集到的切伦科夫光脉冲转化成电脉冲。前置放大器的增益为10,甄别器输出脉冲宽度10ns,甄别阈为30mV。每台望远镜由三重符合判选事例,记录的物理量为事例的到达时间和三路探测器的幅度。

用望远镜进行观测时,由于不同的天区其背景的亮度不同,尤其是作漂移扫描观测时亮星不断地移入和移出视场,造成PMT阳极电流极大的波动(如下述图3a所示)。PMT阳极电流会改变分压器各倍增极间的电压分配,造成PMT的增益摆动[2],使事例的原初能量测量不准,影响了测量精度,甚至造成错误的判断[3]。图1给出了我们测定的PMT增益随阳极电流变化的曲线。阳极电流由补偿系统提供,纵坐标为137Cs 662keV全能峰的道数(多道分析器),闪烁体为NaI(Tl)。

为了稳定PMT增益,我们采取在PMT光阴极前加入发光二极管(LED),人为地增大背景光,加入的光量由控制线路根据天空背景光的变化自动调节,在整个观测过程中保持阳极电流恒定,从而达到稳定PMT增益的目的。夜空背景光和补偿光是探测器的噪声光,在进行能谱测量时,它影响了能量分辨率;在利用幅度信息进行质子、γ判选时,它又制约了判选条件。所以在进行以上工作时应首先给出噪声水平。

2　光补偿系统

由于天空中的背景光是无法控制的,为了使阳极电流恒定,采取的方法是在光阴极前放一个由自动控制线路驱动的LED,人为地增大光通量,使总的背景光高于夜空弥漫背景光和较弱的星光。PMT的阳极电流由20kΩ电阻接地转换成电压(称为阳极电压)作为反馈信号。控制线路的主体是A2差分放大器,输入的阳极电压经A1的10倍放大后与A2的V+差分放大,V+与期望的阳极电流相对应,并由电位器RJ设置,如图2。