Реферат: Экспериментальные методы изучения космических лучей. Крупнейшие экспериментальные установки

Вторая задача — измерение химического состава первичных кос­мических лучей — решена для области энергий Е_о < 10¹⁴ эВ с помо­щью ядерных фотоэмульсий и советского искусственного спутника Земли «Протон-4», на котором был установлен ионизационный калори­метр (см. ниже) массой —12т. Для более высокоэнергетической части космических лучей задача не решена. Косвенное ее решение возможно путем изучения продольного развития ШАЛ в атмосфере (иными сло­вами, каскадной кривой ШАЛ), которое будет несколько различным для частиц разного сорта и одинаковой энергии. Флуктуации коэф­фициентов неупругости лидирующих частиц, пробегов нуклонов, мно­жественности вторичных частиц в ШАЛ делают это отличие еще менее заметным. Поэтому в области сверхвысоких энергий космических лу­чей реально ставить вопрос только о соотношении ядер водорода и гелия или ядер водорода и всех остальных ядер, вместе взятых. Некоторые надежды можно возлагать на радиоголографию ШАЛ в лучах его собственного когерентного радиоизлучения. Этот метод предложен физиками Харьковского госуниверситета, в том числе и автором на­стоящего учебника, и может быть применен в области сверхвысоких энергий ШАЛ для рассматриваемой задачи. Однако детальных расчетов его применимости в реальном эксперименте на одной из дейст­вующих комплексных установок ШАЛ пока не существует.

Ранее ядерный состав в области сверхвысоких энергий изучался путем измерения высоты максимума развития и флуктуаций числа мюонов на уровне моря ШАЛ с фиксированной энергией.

Третья задача — поиск и изучение локальных источников косми­ческих лучей в Галактике — решается двумя путями: оптическим и методом ШАЛ. Направление на локальный источник сохраняет при движении в Галактике либо высокоэнергетический гамма-квант, либо протон или ядро сверхвысокой энергии такой, что межзвездные маг­нитные поля не могут существенно отклонить их на пути к Земле. Оптический метод используется для детектирования атмосферных ливней, вызываемых гамма-квантами с энергией 10¹² эВ, по их черенковскому излучению в ночной атмосфере в ви­димой области спектра. Известно, что показатель преломления воз­духа п можно представить в виде

(459)

Здесь = 2,92  10-⁴. Максимальный черенковский угол в атмосфере мал, поэтому можно записать

Буквой  здесь обозначено отношение скорости частицы к скорости света. Теперь можем выразить :

; (460)

На пороге черенковского излучения угол = 0, а следовательно, и можно записать . Тогда полная энергия частицы на пороге черенковского излучения

(461)

где тс² — энергия покоя заряженной частицы. Черенковский угол в воздухе на уровне моря 1,4°, на высотах излучения ливней 10¹² эВ – 0,8°, поэтому направление прихода первичного гамма-кванта с точностью 1° может быть определено. На практике угловое разрешение определяется прием­никами света, так как средний угол многократного кулоновского рас­сеяния частиц в ливне значительно больше черенковского угла. Од­нако угловое разрешение приемников света не должно быть значитель­но меньше черенковского угла. Приемниками света обычно служат системы параболических зеркал большой площади, в фокусе которых расположены фотоэлектронные умножители, способные регистрировать кратковременные вспышки (1 нс) черенковского света в ночном небе. Искать локальные источники космических лучей описанным способом наугад, без предварительных предположений о них, бесперспективно. Поэтому оптические приемники направляют на мощные галактические радиоисточники или пульсары. В частности, гамма-кванты с энергией 10¹² эВ впервые обнаружены в направлении на пульсар, находя­щийся в Крабовидной туманности. В Советском Союзе подобная экспе­риментальная установка действует более 20 лет. Расположена она в Крыму, в Крымской астрономической обсерватории (КрАО). С по­мощью нее получен энергетический спектр гамма-квантов в интервале энергий = 10¹² — 10¹⁶ эВ, идущих от локального источника Лебедь Х-3.

Локальные источники космических лучей в Галактике можно изу­чать при помощи экспериментальных установок, регистрирующих ШАЛ на уровне моря или на высотах гор. На этих установках изме­ряют пространственные углы прихода ливней, т. е. зенитный угол  и азимутальный угол  оси ливня. Если известно мировое время регистрации каждого события, можно вычислить его угловые коорди­наты на неподвижной звездной карте неба. Чем точнее измеряются ,  и мировое время, тем быстрее можно набрать необходимую статистику для выделения локального источника, если он существует, на непод­вижной звездной карте. Зенитный угол  и азимутальный угол  из­меряют временным методом при помощи быстрых сцинтилляционных детекторов. Предположим, что на земной поверхности расположены (п + 1) штук сцинтилляционных детекторов в точках с координа­тами Выбирая точ­ку за начало отсчета, найдем радиус-векторы каждой из то­чек, где расположены оставшиеся п детекторов:

(462)

где – орты осей X, V, Z декартовой системы координат с началом в точке . Единичный вектор вдоль направления оси ШАЛ есть

(463)

Сгусток частиц ШАЛ имеет форму плоского диска (по крайней мере на малых и средних расстояниях от оси), по­этому легко определить расстояние каждого детектора с координата­ми от плоского фронта ШАЛ в момент его касания детек­тора с координатами :

(464)

Здесь с — скорость света, t_i — время срабатывания i-го сцинтилляционного детектора относительно детектора, находящегося в начале отсчета . Далее, для нахождения  и  можно использовать метод наименьших квадратов; после чего ,  находят, решая систему уравнений.

Если в системе электронной регистрации ШАЛ достигнуто высокое временное разрешение, устранены всевозможные аппаратурные дрейфы, то при достаточном количестве сцинтилляционных детекторов может быть получено угловое разрешение 1°. Установки ШАЛ, использующие описанный метод, успешно работают несколько десятилетий, но локальные источники космических лучей наблюда­ются на них сравнительно недавно. Этому способствовало высокое качество исполнения электронной временной аппаратуры.

2. Взаимодействия при высоких энергиях.

Основным методом изу­чения взаимодействий при высоких и сверхвысоких энергиях является метод ионизационного калориметра. Основное назначение ионизацион­ного калориметра — измерение мгновенного распределения иониза­ции, созданной первичной частицей в блоке плотного вещества. Кало­риметр должен различать случаи одновременного падения на него более одной частицы, поэтому мгновенное распределение ионизации должно подробно изучаться как в продольном, так и в поперечном относитель­но траектории частицы направлении. Ионизационный калориметр устроен следующим образом (см. рис. 232). Поглотитель из плотного вещества толщиной Х_погл разбит на п слоев толщиной . Под каждым слоем находятся детек­торы ионизации Детекторы Д₁ и Д₂ включены на совпадение и произ­водят предварительный отбор энергичных частиц.

Выработанный схемой совпаде­ний сигнал опроса управляет работой калориметр а. Детектор Д₃, в за­висимости от задачи, включается либо на совпадение, либо на антисов­падение с детекторами Д₁ и Д₂. При попадании частицы в калориметр она создает в нем полный иониза­ционный эффект – полное число пар ионов. Полное энерговыделе­ние, где – среднее зна­чение энергии, затрачиваемой на об­разование одной пары ионов. Зная распределение ионизации / (X) по глубине поглотителя калориметра, можно определить Е_о:

(467)

где – полное число пар ионов в k-м дискретном слое толщиной Х_k г/см². Предполагается, что все вторичные частицы полностью поглотились в слое Х_погл, т. е. I(Х_погл) = 0. При попадании ядерно-активной частицы в калориметр суммарное энерговыделение склады­вается из двух слагаемых: полная энергия, переданная °—мезонам во всех взаимодействиях, полная энергия, затраченная на ядерные расщепления. Некоторая часть энергии, уходящая на ядерные расщепления (6—10% от Е_о), не регистрируется. Энергия радиоактивного распада ядер, как правило, выделяется после мгновенной регистрации ионизации, а нейтрино ионизации не создают. Толщина слоев поглотителя X_k должна быть оптимальной. Выбирают ее таким образом, чтобы электромагнитный каскад, образованный гамма-квантом средней энергии, который возникает в распадах °-мезонов, поглощался не

менее чем двумя слоями Х_k. Такое требование позволяет найти минимальное число слоев п:

(469)

где Х_о — радиационная длина вещества поглотителя, г/см²; (Е_) — средняя энергия каскадных гамма-квантов; _кр – критическая энергия для вещества поглотителя (энергия, при которой потери электронов на ионизацию и на тормозное излучение становятся равными), факти­чески в знаменателе формулы (469) стоит Х_макс — путь, пройденный ливнем, образованным фотоном с энергией (Е_), в веществе погло­тителя до максимума развития. Полная толщина поглотителя Х_погл выбирается таким образом, чтобы первичная ядерно-активная частица (точнее- лидирующая частица) испытала (7-5-12) каскадных взаимо­действий, т. е.:

Х_погл (7 - 12) (470),

где  - свободный ядерный пробег в веществе поглотителя. Ионизационный калориметр должен достаточно часто регистрировать частицы .высоких энергий. Для оцен­ки геометрической эффективности регистрации вводят такую характе­ристику калориметра, как светосила:

Г = (471).

Здесь S₁ и S₂ — площади верхнего и нижнего оснований калориметра, h — расстояние между ними. Следует стремиться к максимальной величине светосилы, но без ущерба для остальных характеристик калориметра. Оптимальным веществом для поглотителя калориметра являются же­лезо (Fe), латунь, медь (Сu), которые имеют значительную плотность и средний порядковый номер, что обеспечивает сравнительно не­большие размеры, высокую светосилу и хорошее пространственное разрешение калориметра при минимальном числе детекторов иониза­ции. Наилучшим детектором ионизации в калориметрах является ионизационная камера. Ее достоинства:

1. высокая линейность и большой динамический диапазон характеристики, связывающей ве­личину ионизации и потерю энергии частицей;

2. высокая стабиль­ность;

3. достаточное быстродействие;

4. произвольность формы и раз­мера;

5. высокое пространственное разрешение ( 5 см).

Электроды ионизационной камеры изготавливаются из вещества, близкого по плотности и порядковому номеру к этим показателям у вещества поглотителя, для уменьшения переходных эффектов в слоистых струк­турах.

В СССР имеется два крупных ионизационных калориметра. Пер­вый расположен на Тянь-Шаньской высокогорной станции (высота 3200 м над уровнем моря) Физического института АН СССР им. П. H. Лебедева. Площадь его основания равна 36 м², энергетический диапазон 10¹²—510¹³ эВ. Второй находится на высокогорной стан­ции Ереванского физического института АН АрмССР на г. Арагац (высота 3250 м над уровнем моря.). Его энергетический диапазон 10¹² —5 10¹³ эВ, а площадь основания равна 10 м².

На территории высокогорной станции на горе Арагац, в основном усилиями ФИ АН СССР им. П. H. Лебедева (Москва) и Ер ФИ АН АрмССР (Ереван), готовится эксперимент АНИ (адронные наземные исследования; Ани — средневековая столица Армении). Основным детектором крупнейшего экспериментального комплекса будет самый большой в мире ионизационный калориметр, который сооружается на высоте 3250 м над уровнем моря. Его площадь составит 1600 м² а диапазон измеряемых энергий ядерно-активных частиц 5 • 10¹²—10¹⁶ эВ при толщине железного поглотителя, равной восьми ядерным пробегам (_Fe = 130 г/см²). Толщина отдельных слоев железного поглотителя — 5 см. Скорость регистрации событий, соответствующих первичным космическим частицам с энергией Ео>3-10¹⁷ эВ, будет

равна 10. Создаваемый экспериментальный комплекс даст

важную информацию о ядерных взаимодействиях при энергиях, недоступных современным ускорителям.

3. Нейтринная астрофизика.

Астрофизический аспект физики ней­трино, по-видимому, зародился после предложения Б. Понтекорво в 1946 р. хлор-аргонной реакции для детектирования нейтрино (см. § 126). Еще один толчок дали предложения советского академика М. А. Маркова (1958 г.) и американского физика К. Грейзена (1960) о глубоководной и подземной регистрации атмосферных нейтрино, рождающихся в распадах - и K-мезонов. В настоящее время, как из­вестно, оба предложения реализованы в подземных нейтринных детек­торах. Вероятно, удельный вес нейтринных экспериментов в астрофи­зике будущего будет нарастать. Это связано с уникальной проникаю­щей способностью нейтрино, которые могут без существенных потерь выходить из недр различных по масштабу астрофизических объектов. Нейтрино может нести информацию о и первых секундах нашей Все­ленной . Подобно реликтовому излучению фотонов наша Все­ленная заполнена изотропным реликтовым потоком нейтрино (нейтринное море) с плотностью 300 см~³, со спектром, соответствующим излучению абсолютно черного тела при температуре Т  2 К, и энер­гией 10^-3 эВ. Однако совершенно неясно, каким способом это нейтринное море можно детектировать.

В 1978 г. в СССР введен в строй подземный сцинтилляционный телескоп Баксанской нейтринной обсерватории Института ядерных ис­следований АН СССР на Северном Кавказе. Основной его задачей яв­ляется поиск мощных локальных источников нейтрино в Галактике, в частности, взрывов Сверхновых, Во время вспышки Сверхновой в течение 10 —30 с излучается  10⁵⁸ штук нейтрино, часть из кото­рых проходит через нашу Землю. Достаточно зарегистрировать не­сколько нейтрино, пришедших из одной точки на небесной сфере в течение достаточно короткого промежутка времени, чтобы уверенно установить произошедшее грандиозное событие в Галактике. Атмосфер­ные нейтрино образуют изотропный фон, но его величина 1 событие в неделю не создает больших помех для регистрации взрывных процес­сов. Сцинтилляционный телескоп находится под склоном горы Андырчи на глубине не менее 350 м. Геометрически он представляет собой параллелепипед с площадью основания 256 м² и высотой 11 м. Все гра­ни этого параллелепипеда являются слоями сцинтилляционных де­текторов. Кроме того, внутри расположены еще два слоя, каждый из которых удален от сответствующего основания на 3,6 м. Каждый из 3200 детекторов, составляющих 8 слоев, представляет собой резервуар

размером 70 Х 70 X 30 см, заполненный жидким сцинтиллятором. вспышки света в котором регистрируются одним фотоэлектронным умножителем с большой площадью фотокатода. Детектируются ней­трино, приходящие из нижней полусферы и взаимодействующие в грунте под телескопом. Во взаимодействиях нейтрино рождаются мюоны (электроны), летящие в том же направлении, которые и реги­стрируются сцинтилляционными детекторами. Отбор события произ­водится, если мюон (электрон) пересек, по крайней мере, 2 из 8 слоев телескопа, и ниже расположенный детектор по времени сработал рань­ше, чем верхний. Такой метод позволяет определять направление мюона с точностью  2° и отбрасывать фоновые события, создава­емые космическими мюонами, которые приходят из верхней полусфе­ры. Проводимый эксперимент запланирован на длительное время, так как взрыв Сверхновой — редкое событие (один раз в 30—50 лет). Кроме того, регистрируемый эффект будет уменьшаться с увеличением расстояния до места вспышки, в то время как вероятность далеких от Земли событий с расстоянием, грубо говоря, растет квадратично. В на­стоящее время уже существует мировая сеть станций для обнаружения нейтринных всплесков. В СССР имеется еще одна станция в соляной шахте г. Артемовска на Украине Института ядерных исследований АН СССР (Москва), где на глубине 600 м водного эквивалента нахо­дится 100 т жидкого сцинтиллятора. Используется 128 фотоумножи­телей. В туннеле под Монбланом между Францией и Италией на глу­бине 4270 м водного эквивалента итальянскими (Туринский универ­ситет) и советскими (ИЯИ АН СССР) физиками ведется совместный эксперимент. Используется 90 т жидкого сцинтиллятора. Детектиру­ются события с помощью фотоумножителей и стример ных камер. В США эксперимент проводится в золотоносной шахте Хоуметейк штата Южная Дакота рядом с установкой Дэвиса (4400 м водного эк­вивалента, 900 т воды; фотоумножителями регистрируется черенковское излучение заряженных продуктов взаимодействия нейтрино); в шахте Сильвер Кинг штата Юта (1700 м водного эквивалента, 1000 т воды, 800 фотоумножителей в воде); в соляной шахте г. Мортон штата Огайо (1670 м водного эквивалента, 10000 т воды, 2400 фотоумножи­телей в воде). Построена нейтринная станция в Японии {Камиока). Сооружаются две установки для глубоководной регистрации нейтрино очень высокой энергии в океане на глубине 5 км (США) и в озере Байкал (СССР). 23 февраля 1987 г. в созвездии Большое Магелла-новое облако, в соседней с нашей Галактике произошла вспышка сверх­новой звезды, от которой зарегистрирован кратковременный нейтринный поток японской станцией Камиока (11 событий) и станцией США IMB (7 событий). Это был взрыв голубого гиганта.

Перечисленные нейтринные станции проводят комплексные иссле­дования, в частности одновременно изучают фон космических лучей из верхней полусферы, а в некоторых случаях ведут поиск протонного распада, предсказанного современной теорией элементарных частиц . География экспериментов на подземных установках, в ко­торых ведется поиск распада протона, еще более обширна, а методы детектирования — более разнообразны. Во всех случаях эти подзем­ные комплексные установки являются экспериментальной базой физики космических лучей, удельный вес которой в ядерной физике по-прежнему, остается высоким.

4. Солнечные космические лучи и процессы в гелиосфере.

Солнце в активные периоды своих 11-летних циклов является источником космических лучей и возмущенного солнечного ветра. При этом оно активно воздействует на магнитосферу Земли и ее радиационные пояса, а также производит модуляцию галактических космических лучей Существует мировая сеть станций, которые ведут непрерывные изме­рения различных компонент космических лучей на поверхности Земли. Характерной особенностью этих измерений является унификация дан­ных для облегчения и ускорения обработки огромного эксперименталь­ного материала. Постоянную службу несут за пределами атмосферы искусственные спутники Земли и научно-исследовательские станции различного назначения, которые измеряют энергетические и зарядо-массовые спектры солнечных космических лучей, интенсивность сол­нечных рентгеновских всплесков, пространственное распределение заряженных частиц в магнитосфере Земли и межпланетном простран­стве. В этих исследованиях используются самые последние достижения экспериментальной ядерной физики и техники, в том числе последние достижения в автоматизации научных исследований. Изучение солнеч­ных космических лучей все более приобретает огромное народнохозяй­ственное значение, так как солнечно-земные связи оказывают влияние на климат и погоду, на здоровье людей, работающих в космосе и на Земле, а возможно, и на сейсмическую активность отдельных районов Земли. Поэтому сеть станций службы Солнца на Земле и в космосе непрерывно расширяется, экспериментальное оборудование постоян­но усовершенствуется и обновляется, что требует высококвалифици­рованных специалистов для проводящихся исследований.

16

17

2