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LHAASO-WCDA工程阵列的水质保持和单元探测器的模拟优化

一、引言

高海拔宇宙线观测站（LHAASO）的水切伦科夫探测阵列（WCDA）作为其重要组成部分，在宇宙线和伽马射线探测研究中发挥着关键作用。WCDA独特的设计和大规模的建设，对其运行环境和探测器性能有着极为严格的要求。水质作为影响探测器性能的关键因素之一，其保持对于实现高精度的科学观测至关重要。同时，通过对单元探测器进行模拟优化，能够进一步挖掘探测器的潜力，提升其对宇宙线和伽马射线的探测能力，从而更好地服务于LHAASO的科学目标，探索高能宇宙线的起源、开展高能辐射等相关基础科学研究。

二、LHAASO-WCDA工程阵列概述

2.1整体架构与规模

LHAASO-WCDA探测器总面积达78000平方米，由两个150米×150米的水池和一个300米×110米的水池共同组成。阵列内包含3120个探测器单元，共计6240个光敏探头。如此大规模的探测器阵列，为实现对宇宙线和伽马射线的高灵敏度探测提供了硬件基础。每个探测器单元是一个5m×5m的水域，深度为4.4m，单元之间用隔光帘隔开，有效避免了来自同一次级粒子信号的串扰，保证了探测器信号的独立性和准确性。

2.2工作原理

当宇宙线或伽马射线进入地球大气层后，会与大气中的原子核发生相互作用，产生广延大气簇射。在这个过程中，会产生大量的次级粒子，其中部分高能粒子在水中运动时，速度超过水中的光速，进而产生切伦科夫辐射。WCDA通过布置在水池底部的光电倍增管（PMT）来探测这些切伦科夫光信号。大尺寸PMT（其中900支8英寸，2220支20英寸）布设于每个单元的中央，置于水底，向上观测；同时，在水池中还放置了3120支小尺寸PMT（其中900支1.5英寸，2220支3英寸），小尺寸PMT放置在大尺寸PMT旁边，用于扩大簇射粒子数测量动态范围，从而实现对高能宇宙线的高精度测量。这些PMT将光信号转化为电脉冲信号，经过电子学系统处理后，被记录和分析，科学家们通过对这些信号的研究，来反推宇宙线和伽马射线的相关信息，如能量、方向等。

三、水质保持的重要性

3.1对探测器性能的影响机制

水质的优劣直接关系到探测器的探测性能。纯净的水对于切伦科夫光的传播具有重要意义，水中的杂质、细菌、尘埃以及离子等会对光产生吸收和散射作用。例如，当水中存在较多的溶解性有机碳（TOC）或总有机碳（DOC）时，这些有机物会吸收紫外光，导致切伦科夫光在水中传播时强度衰减加剧，使得PMT接收到的光信号减弱，进而影响探测器对宇宙线和伽马射线的探测灵敏度。此外，杂质的存在还可能改变水的折射率，影响切伦科夫光的发射角度，从而对探测器的角分辨率产生不利影响。

3.2科学观测的需求标准

为保证科学观测的稳定开展，LHAASO-WCDA要求池内水质长期保持12米以上的紫外光衰减长度。这一标准是经过严格的科学论证和实验验证得出的。在这样的水质条件下，切伦科夫光能够在水中较为稳定地传播，PMT能够接收到足够强度和准确角度的光信号，从而保证探测器能够精确测量宇宙线和伽马射线的参数。如果水质不达标，紫外光衰减长度过短，探测器可能无法有效探测到低能量的宇宙线和伽马射线，或者在测量高能粒子时产生较大的误差，严重影响科学研究的准确性和可靠性。

四、水质保持措施

4.1净化与循环系统

考虑到细菌、尘埃和离子等对水质的影响，天然水的紫外光衰减长度通常小于8米，无法满足探测器的要求。因此，LHAASO-WCDA采用了一套高效的水净化系统。针对水中主要的污染成分TOC/DOC，采用了UV185+UV254+0.22um的净化工艺。UV185和UV254紫外线能够破坏水中有机物的化学键，使其分解为小分子物质，再通过0.22um的过滤装置，有效去除水中的细菌、尘埃以及经过紫外线分解后的有机物颗粒等杂质。对于其他类型的污染，采用相应的工业解决方案进行处理。

在水的循环方面，WCDA采用均匀换水的方式，水流速度较低，约为每月更换1个水池体积的水。这种低流速的换水方式，既能保证水池内水质的均匀性，又能降低维护成本。通过持续的净化和循环，确保了水池内的水质始终符合探测器的要求。

4.2监测与预警机制

4.2.1基于宇宙线muon信号的监测方法

LHAASO-WCDA利用宇宙线中的缪子（muon）信号来测量水质。在探测器阵列中，单通道信号的电荷分布呈现出3峰特征。通过对第2个峰进行拟合，可以实现对水透明度的频繁监测，测量精度优于5%。而且，这种测量方式非常高效，仅需20秒即可完成一次测量，并且能够精细到每个探测器单元。