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宇宙线的起源、加速及传播是宇宙线物理研究的基本问题之一。在传播过程中，由于中性的γ射线不受磁场的偏转，保留宇宙线产生地的信息，是研究这一基本问题最好的探针。对γ点源地观测，有助于理解宇宙线的起源和加速问题；对弥散γ射线辐射地观测，是研究银河系宇宙线传播问题的关键。弥散γ射线主要由宇宙线与星际介质的相互作用生成π0介子衰变产生，而银道面是银河系物质分布最密集的区域，作为靶区域，与宇宙线碰撞，将宇宙线转化为γ射线，产生银道面连续弥散γ辐射。除了宇宙线与物质的强相互作用过程外，还通过电子逆康普顿散射及韧致辐射等过程产生弥散γ辐射。因此，对银道面弥散γ辐射地观测，将有助于理解宇宙线加速区的流强及星际介质和磁场的空间分布。目前，对银道面弥散γ辐射地观测，空间探测器的最高能阈是约30 GeV，并且值得注意的是，在大于1 GeV的能区，观测能谱与理论计算不符，出现了GeV超出的问题；那么对于更高能区，由于宇宙线流强快速下降，必须利用地面阵列观测。近来，水切仑可夫Milagro实验(＞350 GeV)和切仑可夫望远镜阵列HESS实验(＞100 GeV)分别观测到来自内银道面和银心区附近弥散γ射线辐射。羊八井ASγ观测站，作为一独立的实验，与Milagro实验观测天区几乎相同、灵敏度相近，对弥散γ辐射的观测有一较长的历史，本文利用新发展的分析发法和更大的数据样本改进了以前的观测结果。
本文首先介绍了γ辐射的观测手段及观测现状，接着重点论述了研究的分析方法和弥散γ辐射的分析结果。通过对Tibet-Ⅲ阵列(mode energy约3TeV)数据样本地分析，观测到了标准烛光Crab和高态耀变源Markarian421的高显著性超出，显著性分别为5.6σ和5.4σ。但是没有观测到新的TeV能区γ点源辐射，因此对除了Crab和Markarian421的全天区所有方向计算90％C.L.积分流强上限。利用Tibet-Ⅱ阵列(mode energy约10 TeV)和Tibet-Ⅲ阵列(mode energy约3 TeV)从1997年到2004年获取的数据(两阵列的角分辨相同，约为0.90°(＞3 TeV))，分别对内银道面(20°≤l≤55°)和外银道面(140°≤l≤225°)进行了观测(并且内、外银道面分两种情形|b|≤2°或|b|≤5°分别讨论)。经过分析，没有观测到银道面弥散γ辐射超出，因此估计了99％置信水平流强上限。文中假设不同能谱指数讨论了流强上限，发现设限结果对能谱指数的依赖性较弱，因此选择能谱指数为-2.6计算不同观测天区99％置信水平的积分流强上限，分别是(均为|b|≤2°的区域)：内银道面约为7.5×10-17cm-2s-1sr-1(能量大于3 TeV)及4.0×10-17cm-2s-1sr-1(能量大于10TeV)；外银道面约为3.5×10-17cm-2s-1sr-1(能量大于3 TeV)及2.2×10-17cm-2s-1sr-1(能量大于10 TeV)。
Milagro实验观测到来自内银道面区(40°≤l≤100°，|b|≤5°)约4.5σ的超出，本工作对区域(20°≤l≤100°|b|≤5°)分析的显著性约为2.9σ，由于不够显著，不足以声称观测到银道面弥散γ辐射。本文对弥散γ辐射分析结果的灵敏度较低，主要是因为ASγ实验没有γ、质子分辨能力，而且也不知道源的精确形状，因此不得不采取较保守的方法减除本底。