Экспериментальные методы изучения космических лучей. Крупнейшие экспериментальные установки

§1. Экскурсв историю развитияисследованийкосмическихлучей

Дляначал напомним,что космическиелучи - это потокядер атомови элементарныхчастиц высокойэнергии, приходящихна Землю изкосмоса (первичныекосмическиелучи), а такжеэлементарныечастицы, рожденныеими в результатевзаимодействийв атмосфере(вторичныекосмическиелучи).

Открытиекосмическихлучей былосделано случайнов том смысле,что никто изфизиков неставил специальнойзадачи их обнаружить,когда начиналработать сэлектроскопами— прообразамисовременныхвоздушныхионизационныхкамер. В течение10-летнего периода,предшествующегооткрытию, многиефизики наблюдалислабую ионизациювоздуха приотсутствиикаких-нибудьвнешних источниковионизации: в1900г.— немецкиеученые Ю. Эльстери Г. Гейтель ианглийскийученый Ч. Т. Вильсон,в 1903 г.— Э. Резерфорди Г. Кук, в 1909—1911 гг.—немецкий физикТ. Вульф, шведскийметеорологА. Гоккельидр.Доказал внеземноепроисхождениеисточникаионизациивоздуха австрийскийфизик В. Ф. Гесспосле совершенияв 1911—1912 гг. семиполетов навоздушныхшарах, в гондолекоторых находилисьгерметическиеэлектрометры,поднявшисьв последнемрекордномполете на высоту5350 м. ИзмеренияГесса показали,что ионизациявоздуха плавноуменьшаетсявплоть до высоты1000 м над уровнемморя, а затемначинает медленнорасти и на высотах3000—4000 м уже превышаетионизацию науровне моря.

РезультатыГесса подвергкритике немецкийфизик В. Кольхёрстер,который отрицалгипотезу овнеземномпроисхожденииисточникаионизациивоздуха. В 1913—1914гг. он совершилпять полетовна воздушныхшарах, достигнуввысоты 9300 м. Спомощью самойсовершеннойпо тому времениионизационнойкамеры Кольхёрстер,наперекорсвоим убеждениям,подтвердили уточнил данныеГесса. Окончательнодоказал внеземноепроисхождениекосмическихлучей Р. А. Милликен(США), тоже неверивший выводамГесса, которыйв серии опытов1923—1926 гг. применилметеорологическиебаллоны, оснащенныенеобходимойаппаратуройдля автоматическихизмеренийпоглощениякосмическихлучей атмосферойЗемли. Он жеввел терминкосмическиелучи.Применениешаров—зондовпозволилоМилликенудостичь высоты15500 м.Датой открытиякосмическихлучей принятосчитать 1912 г., аГесса — первооткрывателемих, что выразилосьофициальнов присужденииему Нобелевскойпремии по физикев 1936 г. В 1925 г. Л. В.Мысовский иЛ. Р. Тувим (СССР),Р. А. Милликени Дж. Камерон(США) независимоизучали поглощениекосмическихлучей в озернойводе и показалисуществованиепроникающегоизлучения.В том же годуГ. Гофман (Германия)обнаружилналичие мягкойкомпонентыв космическихлучах на уровнеморя, но выводыо существованиимягкой и жесткойкомпонент вкосмическихлучах былисделаны многопозже. В 1923—1927 гг.советский физикД. В. Скобельцынизучал эффектКомптона вкамере Вильсона.После помещенияв 1925 г. Скобельцынымэтой камерыв магнитноеполе возниклапринципиальноновая методикав физическомэксперименте,которая позволилаему обнаружитьв 1927 г. «ультра-бета-частицы»,иногда появлявшиесяв камере группамидо трех штук.Работа Скобельцынане опровергалабытовавшуютогда гипотезуо фотоннойприроде космическихлучей, но даламощный толчокк изучениюмеханизма ихпоглощения.

Нидерландскийфизик Якоб Клейв 1927 г. возвращалсяпароходом вГолландию со. Ява, имея присебе ионизационнуюкамеру, и обнаружилширотный эффекткосмическихлучей: уменьшениеих интенсивностипри приближениик экватору на10—15 % по сравнениюсо среднимиширотами. РезультатКлея означал,что первичноекосмическоеизлучение,входящее ватмосферуЗемли, являетсязаряженным.Данные Клеябыли объясненынемецкимифизиками В.Боте и В. Кольхёрстером,применившимив 1929 г. вертикальныйтелескопгазоразрядныхсчетчиковГейгера—Мюллера,изобретенныйза год до этогодля регистрациикосмическихлучей. Два счетчикабыли окруженысо всех сторони отделены другот друга слоемзащиты, норегистрировали,по мнению авторов,одновременныепрохождениязаряженныхчастиц. В 1930 г.итальянскийфизик Б. Росси,работавшийв Германии,применил схемусовпаденийдля регистрацииодновременныхсобытий в трехгазоразрядныхсчетчиках.Новая методикастала впоследствиимощным инструментомв физическихисследованиях.В частности,она позволилаРосси в 1932 г. увидетьналичие мягкойи жесткой компонентыв космическихлучах. Накоплениеэкспериментальныхданных стимулировалоразвитие теории.В 30-е годы сталабурно развиватьсяквантоваяэлектродинамика,опережая экспериментна некоторыхнаправленияхи обогащая его.В 1929 г. была развитатеория комптоновскогорассеянияфотонов О. Клейном(Швеция) и И. Нишиной(Япония), в которойучитывалисьсостояния сотрицательнойэнергией, введенныеП. Дираком (Англия)в 1928 году. В 1932 г., припомощи камерыВильсона, помещеннойпо методу Скобельцынав магнитноеполе, К. Д. Андерсон(США) обнаружилв космическихлучах позитрон,предсказанныйДираком. В 1930—1932гг. немецкийфизик X. А. Бете,эмигрировавшийиз Германиив 1933 г., и в 1933 г. Ф. Блох(США) получилиформулу дляионизационныхпотерь заряженныхчастиц, чтооблегчилоинтерпретациюрезультатовРосси 1932 г. X. А. Бетеи В. Гайтлер(Англия) в 1934 г.разработалитеорию радиационныхпроцессов иполучили формулыдля вычисленияэффективныхпоперечныхсечений тормозногоизлученияэлектрона иобразованиягамма-квантомэлектрон-позитронныхпар. В 1935 г. П. Оже(Франция).и Б.Росси доказалиналичие двухкомпонент вкосмическихлучах: мягкую,поглощаемую10 см свинца, ижесткую, котораяне поглощаетсяполностью дажеметровым слоемсвинца.

В1934 г. С. Н. Вернов(СССР) впервыеприменилавтоматическуюрегистрациюинтенсивностикосмическогоизлучения вполетах шаровзондов путемустановленияна них радиопередающейаппаратуры,подключеннойк выходу двухсчетчиковГейгера—Мюллера.Счетчики былиразделены слоемсвинца толщиной2 см, а аппаратуравыделялаодновременныеразряды, возникающиев них. Впоследствии,в 1936— 1939 гг., разработанныйметод помогС. Н. Верновуизмерить широтныйэффект в стратосферев диапазонеот 5 до 56° и показать,что подавляющаячасть первичногокосмическогоизлучениясостоит иззаряженныхчастиц. В 1938 г. П.М. С. Блэкетт(Англия) и Дж.Оккиалини(Италия) с помощьюкамеры Вильсона,управляемойтелескопомиз счетчиковГейгера—Мюллера,обнаружилиливни вторичныхзаряженныхчастиц, которыевпервые наблюдалД. В. Скобельцынв 1929 г. в виде групптреков «ультра-бета-частиц».А несколькоранее, в 1937 г. индийскийфизик Г. Бабаи В. Гайтлер вАнглии, а также,независимоот них, Дж. Карлсони Дж. Р. Оппенгеймерв.сша построиликаскаднуютеорию электронно-фотонныхливней. В 1935 г.японский физикX. Юкава предположилсуществованиенестабильныхзаряженныхили нейтральныхчастиц мезонов—квантовобменных ядерныхсил с массой200 — 300 масс электрона.Спустя двагода, в 1937 г., К. Д.Андерсон и С.Г. Неддермейер(США), наблюдаятреки заряженныхчастиц в камереВильсона, котораябыла помещенав магнитноеполе, до и послепрохождениясвинцовой илиплатиновойпластинки,пришли к заключению,что в составекосмическихлучей имеетсянестабильнаячастица с массойв 100 раз большеймассы электрона.Поначалу новаячастица былаотождествленас мезоном Юкавы,хотя слабоепоглощениеее в атмосфереявлялосьпротиворечием.Впоследствиивыяснилось,что эта массивнаяпроникающаячастица есть«тяжелый электрон»— мюон,который неявляется мезономЮкавы. В 1938 г. П.Оже и независимоВ. Кольхёрстер,регистрируясовпаденияразрядов всчетчикахГейгера—Мюллера,которые находилисьна удалениидруг от другав горизонтальнойплоскости,обнаружилиширокие атмосферныеливни.

Втораямировая войнапрервала практическивсе физическиемирные исследования,поэтому научныепубликацииоб изучениикосмическихлучей практическипересталивыходить дажев США. Толькос 1947 г. число публикацийстало сновазначительным.Война стимулироваларазвитие техники,чем повлиялана характерпослевоенныхисследований.Следует отметить,что послевоенноеизучение физикикосмическихлучей распалосьна нескольконаправленийи проследитьисторию развитияисследованийдостаточносложно. Постепенновыделилосьдва важнейшихаспекта исследований:ядерно-физическийи космофизический.Оба направления,безусловно,перекрываютсяво многих вопросах,но имеют инеперекрывающиесязадачи. К числуважнейшихдостиженийядерно-физическогоаспекта следуетотнести открытиев космичекихлучах пи-мезонови и странныхчастиц, чтодало мощныйтолчок развитиюфизики элементарныхчастиц; результатыпо множественномурождению частиц,механизмуобразованияи развитияширокого атмосферноголивня, нейтринныеэкспериментыи опыты, связанныес поиском протонногораспада. Космофизическийаспект в рядеэкспериментовсвязан с ядерно-физическимаспектом: нейтринныеэксперименты,поиск локальныхисточникови анизотропиикосмическихлучей и др. Прогресскосмофизическогоаспекта в немалойстепени связантакже с развитиемракетной космическойтехники, позволившейизучать космическиелучи за пределамиатмосферы Землив пределахСолнечнойсистемы, понятьстроение магнитосферыЗемли и межпланетногомагнитногополя.

В1947 г. Ч. М.Дж. Латтес(Бразилия), Дж.Оккиалини(Италия) и С. Ф.Пауэлл (Англия),анализируяследы заряженныхчастиц в ядерныхэмульсиях,которые экспонировалисьна вершинеПик-дю-Миди(2800 м) в Альпах(Франция) и нагоре Чакалтай(5500 м) в Боливии,открыли новуючастицу —пи-мезон.Эта частицаоказалась темядерным квантом,существованиекоторого предполагалЮкава.

В1947 г., вскоре послеоткрытия пи-мезона,Дж. Р. Рочестери К. Батлер, работаяв лабораториикосмическихлучей Манчестерскогоуниверситета,впервые наблюдалидва случаяраспада тяжелыхчастил в камереВильсона. Этобыли первыенаблюдениястранных частиц,в частностиК-мезонов.

В1951 г. Манчестерскаягруппа, кудавходили Р.Арментерос,К. Баркер, К. Батлер,А. Кашон и А. Чепмен,в камере Вильсонаоткрыли лямбда-гиперон.Через год таже группа, вкоторую вместоА. Чепмена вошелС. Йорк, наблюдалав камере Вильсонакси-гиперон.

Наконец,в 1953 г. была открытапоследняя вкосмическихлучах частица— сигма-гиперон.Ее распадыобнаружилав ядерных эмульсияхМиланскаягруппа: А. Бонетти,Л. Реви-Сетти,М. Понетти Г.Томазини.

С1945 г. началосьактивное изучениешироких атмосферныхливней. В 1947—1949гг. исследованияпривели Г. Т.Зацепина (СССР)к выводу осуществованиив широком атмосферномливне ядерно-каскадногопроцесса.

В1950—1951 гг. японскиефизики Дж. Нишимураи К. Камата получилитеоретическиструктурнуюфункцию электронно-фотоннопливня.

Теориюмножественногорождения вторичныхчастиц развивалВ. Гейзенберг(1936—1952), Э. Ферми(1950), И. Я. Померанчук(1951), Л. Д. Ландау(1953).

Основытеории происхождениякосмическихлучей заложиЭ. Ферми (1949).

Новаяэра в изучениикосмическихлучей наступилапосле первыхполетов советскогоискусственногоспутника Землив 1957 г. Ужев 1958 г. былиобнаруженыВан Алленом(США) при помощиспутников«Эксплорер-1»и «Эксплорер-3»внутренний,а С. Н. ВерновымА. И. Лебединскими А. Е. Чудаковым(СССР) с помощьюИСЗ-3 - внешнийрадиационныепояса.

Дальнейшиеисследованияс помощью выносныхаппаратовпозволилиобнаружитьсекторнуюструктурумежпланетногомагнитногополя, изучитьстроениемагнитосферы,обнаружитьявление переполюсовкиобщего магнитногополя Солнца,проходившеепримерно всередине 11-летнегоцикла солнечнойактивности.Наибольшийвклад в космофизическиеисследованиявнесли ученыеСССР и США путемиспользованиямногочисленныхискусственныхспутниковразличногоназначения,межпланетныхкосмическихстанций, геофизическихракет.

В60-х годах сталаинтенсивноразвиватьсянейтриннаяастрономия.Еще в 1946 г. Б. М.Понтекорво(СССР) предложилхлор-аргоннуюреакцию длярегистрациисолнечныхэлектронныхнейтрино. Начинаяс 1967 г. Р. Дэвисомв США поставленряд экспериментов,имеющих цельизмерить потокэлектронныхнейтрино, исходящихиз ядра Солнца.Результатыэкспериментовпоставили новыевопросы, таккак поток солнечныхнейтрино оказалсяв пять раз нижеожидаемого.В 1978 г. введен встрой подземныйсцинтилляционныйтелескоп Баксанскойнейтриннойобсерватории(БНО, СССР),предназначенныйдля регистрациигалактическихнейтрино,генерируемыхво время вспышекСверхновых.Программаисследованийреализуетсяпод руководствомГ. Т. Зацепинаи А. Е. Чудакова.В несколькихлабораторияхмира в 80-х годахначаты поискипротонногораспада, в СССР— в БНО и в солянойшахте г. Артёмовска.

В50-х годах начатоизучение первичногоэнергетическогоспектра космическихлучей с помощьюкрупных установок,регистрирующихширокие атмосферныеливни. Этиисследованияпривели советскихфизиков С. Н.Вернова, Г. Б.Христиансенаи др. к открытиюперелома вэнергетическомспектре первичногокосмическогоизлучения приэнергии 3 • 10¹⁵эВ, который,вероятно, связанс энергетическимпорогом удержаниякосмическихлучей в нашейГалактике.Открытиезарегистрированов середине 70-хгодов, но результатынакапливалисьв течение 20-летнегопериода работы.Мировые исследованияпоказали, чтоэнергетическийспектр космическихлучей простираетсявплоть до 10²⁰эВ, чтофон космическихлучей нижеэнергии 10¹⁵эВ практическиизотропен, ав областисверхвысокихэнергий 10¹⁹—10²⁰эВ имеетанизотропию,указывающую,возможно, какна галактическое,так и на внегалактическоеего происхождение.В этих же экспериментахбыло показано,что множественностьпи-мезонов,возникающихв ядерныхвзаимодействияхпри сверхвысокихэнергиях, высокаи растет сувеличениемэнергии, чтонуклоны высокихэнергий в каждомвзаимодействиипередают вовторичныечастицы, в среднем,половину энергии,что в «стволе»,широкого атмосферноголивня идут«лидирующие»высокоэнергетичныечастицы, которыеснабжают ливеньэнергией навсем его протяжении.

Таковакраткая историяизучения космическихлучей, в которойберет своеначало историяисследованияфизики элементарныхчастиц, космофизикии физики Солнца.

§2.Экспериментальныеметоды изучениякосмическихлучей. Крупнейшиеэкспериментальныеустановки

Согласновсесоюзнойклассификациинаучных направленийфизика к

осмическихлучей являетсяодним из разделовболее общегонаправления— ядерной физики.Поэтому, например,в экспериментальныхметодах физикикосмическихлучей, как и вядерной физике,применяютдегекторыизлучений. Ноимеются иособенности,присущие толькоэкспериментальнымметодам исследованиякосмическихлучей, которые,в свою очередь,следует классифицироватьпо соответствующимтемам исследований.

1.Первичноекосмическоеизлучение.

Исследованиепервичногокосмическогоизлученияпредполагает:

измерениеэнергетическогоспектра первичныхкосмическихчастиц в областиэнергий Е_о
10¹⁷эВ, выяснениевопроса о егогалактическомлибо метагалактическомпроисхождении
измерениехимическогосостава первичныхкосмическихлучей при энергииЕ_о= 10¹⁴— 10¹⁵эВ;
поиски изучениелокальныхисточниковкосмическихлучей в Галактике.

Перваязадача на современномэтапе развитияэкспериментальнойтехники можетбыть решенатолько с помощьюкомплексныхустановок дляизучения широкихатмосферныхливней на уровнеморя. Главнаятрудность —низкий потокпервичногокосмическогоизлучения иневозможностьнепосредственногоизмеренияэнергии первичнойчастицы. Благодаряиспользованиюметода ШАЛэффективнаяплощадь регистрациикрупнейшихэкспериментальныхустановокдостигаетдесятков квадратныхкилометров.Для детектированиязаряженныхчастиц ШАЛобычно применяютсцинтиляционныеи черенковскиедетекторы сбольшой площадьюрегистрациии значительнымобъемом энерговыделения.Наиболее частов детекторахприменяютпластмассовыесцинтилляторына основе полистиролас площадью 1—2м².В качестверадиаторачеренковскихсчетчиковзачастую используютдистиллированнуюводу, залитуюв металлическиебаки объемомв несколькокубическихметров.

Комплекснаяустановка ШАЛHaverah park университетовЛидс, Нотингем,Лондон, Дархем(Англия) предназначенадля изученияпродольногоразвития, флуктуацийразмера, энергетическихспектров электронови мюонов ШАЛ,а также дляизмеренияпервичногоэнергетическогоспектра. Диапазонэнергий регистрируемыхШАЛ от 10¹⁶до 10²⁰эВ. Площадькомплекснойустановки, накоторой размещены580 водных черенковскихдетекторов,равна 15 км².В середине 80-хгодов эксплуатацияустановкипрекращена,а детекторыиспользуютсядля другихзадач.

УстановкаСиднейскогоуниверситета(Австралия)имела площадь40 км²,в ее составвходило 408 жидкихсцинтилляционныхдетекторовс площадьюкаждого 6 м².Имелась возможностьрегистрацииШАЛ от 210¹⁶до 10²¹эВ.В 80-х годах неэксплуатировалась.

Рис.1. Пример регистрацииШАЛ Якутскойустановкой.Ось ливня прошлана расстоянии69 м от центраустановки.Белые и черныекружки — местарасположениясцинтилляционныхдетекторов.Цифры у черныхкружков — плотностьчастиц (м-²),прошедших черезданный детектор.Параметры ШАЛ:

времярегистрации— 17 марта 1975 г., 05 ч02 мин московскоговремени; положениеоси в пространстве— зенитный угол= 41,5°, азимутальныйугол = 280°; полное числочастиц — 3,4

;энергия—~3,4 •10¹⁹эВ. Стрелкауказываетнаправлениена географическийСеверный полюс

Якутскаякомплекснаяустановка ШАЛИнститутакосмофизическихисследованийи аэрономииЯкутскогофилиала Сибирскогоотделения АНСССР имеетплощадь 18 км²,на которойразмещены 172пластмассовыхсцинтилляционныхдетектораплощадью 2 м²каждый. РегистрируютсяШАЛ с энергией10¹⁷—10²⁰эВ. На рис. 1 приведенплан размещениясцинтилляционныхдетекторовна Якутскойустановке, гдеотмечены детекторы,зарегистрировавшиепрохождениечастиц одногоиз ШАЛ.

В1985 г. в районеАкено (Япония)запущенаэкспериментальнаяустановка ШАЛс площадью 20км².

ВэкспериментальнойустановкеуниверситетаУта (США) примененоптическийметод регистрацииШАЛ. Детектируетсяфлуоресценциявоздуха, вызваннаяШАЛ, с помощью60 параболическихзеркал диаметром1,5 м. ВозможнодетектированиеШАЛ с энергиейЕ_о> 10²¹эВ, если таковыесуществуютв природе.Эффективнаяплощадь регистрациидля таких ШАЛдостигает 1000км³,ибо она определяетсяплощадью светосборав той областиатмосферы,откуда приходитнаибольшееколичествофлуоресцентногосвета. В СССР,близь г. Алма-Ата,в 1988 г. начатостроительствокомплекснойэкспериментальнойустановкиШАЛ-1000 площадью1000 км².

Втораязадача — измерениехимическогосостава первичныхкосмическихлучей — решенадля областиэнергий Е_о 10¹⁴эВ с помощьюядерных фотоэмульсийи советскогоискусственногоспутника Земли«Протон-4», накотором былустановленионизационныйкалориметр(см. ниже) массой—12т. Для болеевысокоэнергетическойчасти космическихлучей задачане решена. Косвенноеее решениевозможно путемизучения продольногоразвития ШАЛв атмосфере(иными словами,каскаднойкривой ШАЛ),которое будетнесколькоразличным длячастиц разногосорта и одинаковойэнергии. Флуктуациикоэффициентовнеупругостилидирующихчастиц, пробеговнуклонов,множественностивторичныхчастиц в ШАЛделают этоотличие ещеменее заметным.Поэтому в областисверхвысокихэнергий космическихлучей реальноставить вопростолько о соотношенииядер водородаи гелия илиядер водородаи всех остальныхядер, вместевзятых. Некоторыенадежды можновозлагать нарадиоголографиюШАЛ в лучахего собственногокогерентногорадиоизлучения.Этот методпредложенфизикамиХарьковскогогосуниверситета,в том числе иавтором настоящегоучебника, иможет бытьприменен вобласти сверхвысокихэнергий ШАЛдля рассматриваемойзадачи. Однакодетальныхрасчетов егоприменимостив реальномэкспериментена одной издействующихкомплексныхустановок ШАЛпока не существует.

Ранееядерный составв областисверхвысокихэнергий изучалсяпутем измерениявысоты максимумаразвития ифлуктуацийчисла мюоновна уровне моряШАЛ с фиксированнойэнергией.

Третьязадача — поиски изучениелокальныхисточниковкосмическихлучей в Галактике— решаетсядвумя путями:оптическими методом ШАЛ.Направлениена локальныйисточник сохраняетпри движениив Галактикелибо высокоэнергетическийгамма-квант,либо протонили ядро сверхвысокойэнергии такой,что межзвездныемагнитныеполя не могутсущественноотклонить ихна пути к Земле.Оптическийметод используетсядля детектированияатмосферныхливней, вызываемыхгамма-квантами с энергией

10¹²эВ, по их черенковскомуизлучению вночной атмосферев видимойобласти спектра.Известно, чтопоказательпреломлениявоздуха пможно представитьв виде

(459)

Здесь

= 2,92 10-⁴.Максимальныйчеренковскийугол в атмосферемал, поэтомуможно записать

Буквойздесь обозначеноотношениескорости частицык скоростисвета. Теперьможем выразить

;

(460)

Напороге черенковскогоизлучения угол

= 0, а следовательно,

и можно записать

.Тогда полнаяэнергия частицына порогечеренковскогоизлучения

(461)

гдетс²— энергияпокоя заряженнойчастицы. Черенковскийугол в воздухена уровне моря

1,4°,на высотахизлученияливней

10¹²эВ –

0,8°,поэтому направлениеприхода первичногогамма-квантас точностью

1°может бытьопределено.На практикеугловое разрешениеопределяетсяприемникамисвета, так каксредний уголмногократногокулоновскогорассеяниячастиц в ливнезначительнобольше черенковскогоугла. Однакоугловое разрешениеприемниковсвета не должнобыть значительноменьше черенковскогоугла. Приемникамисвета обычнослужат системыпараболическихзеркал большойплощади, в фокусекоторых расположеныфотоэлектронныеумножители,способныерегистрироватькратковременныевспышки (1нс) черенковскогосвета в ночномнебе. Искатьлокальныеисточникикосмическихлучей описаннымспособом наугад,без предварительныхпредположенийо них, бесперспективно.Поэтому оптическиеприемникинаправляютна мощныегалактическиерадиоисточникиили пульсары.В частности,гамма-квантыс энергией10¹²эВ впервыеобнаруженыв направлениина пульсар,находящийсяв Крабовиднойтуманности.В СоветскомСоюзе подобнаяэкспериментальнаяустановкадействуетболее 20 лет.Расположенаона в Крыму, вКрымскойастрономическойобсерватории(КрАО). С помощьюнее полученэнергетическийспектр гамма-квантовв интервалеэнергий

=10¹²— 10¹⁶эВ, идущих отлокальногоисточникаЛебедь Х-3.

Локальныеисточникикосмическихлучей в Галактикеможно изучатьпри помощиэкспериментальныхустановок,регистрирующихШАЛ на уровнеморя или навысотах гор.На этих установкахизмеряютпространственныеуглы приходаливней, т. е.зенитный уголи азимутальныйугол оси ливня. Еслиизвестно мировоевремя регистрациикаждого события,можно вычислитьего угловыекоординатына неподвижнойзвездной картенеба. Чем точнееизмеряются,и мировое время,тем быстрееможно набратьнеобходимуюстатистикудля выделениялокальногоисточника,если он существует,на неподвижнойзвездной карте.Зенитный уголи азимутальныйугол измеряютвременнымметодом припомощи быстрыхсцинтилляционныхдетекторов.Предположим,что на земнойповерхностирасположены(п+ 1) штук сцинтилляционныхдетекторовв точках скоординатами

Выбираяточку

за начало отсчета,найдем радиус-векторыкаждой из точек,где расположеныоставшиесяпдетекторов:

(462)

где

– орты осей X,V, Z декартовойсистемы координатс началом вточке

.Единичныйвектор вдольнаправленияоси ШАЛ есть

(463)

Сгустокчастиц ШАЛимеет формуплоского диска(по крайнеймере на малыхи среднихрасстоянияхот оси), поэтомулегко определитьрасстояниекаждого детекторас координатами

отплоского фронтаШАЛ в моментего касаниядетекторас координатами

(464)

Здесьс —скорость света,t_i— времясрабатыванияi-госцинтилляционногодетектораотносительнодетектора,находящегосяв начале отсчета

.Далее, длянахожденияи можно использоватьметод наименьшихквадратов;после чего ,находят, решаясистему уравнений.

Еслив системеэлектроннойрегистрацииШАЛ достигнутовысокое временноеразрешение,устраненывсевозможныеаппаратурныедрейфы, то придостаточномколичествесцинтилляционныхдетекторовможет бытьполучено угловоеразрешение

1°.Установки ШАЛ,использующиеописанныйметод, успешноработают несколькодесятилетий,но локальныеисточникикосмическихлучей наблюдаютсяна них сравнительнонедавно. Этомуспособствоваловысокое качествоисполненияэлектроннойвременнойаппаратуры.

2. Взаимодействияпри высокихэнергиях.

Основнымметодом изучениявзаимодействийпри высокихи сверхвысокихэнергиях являетсяметод ионизационногокалориметра.Основное назначениеионизационногокалориметра— измерениемгновенногораспределенияионизации,созданнойпервичнойчастицей вблоке плотноговещества.Калориметрдолжен различатьслучаи одновременногопадения нанего болееодной частицы,поэтому мгновенноераспределениеионизациидолжно подробноизучаться какв продольном,так и в поперечномотносительнотраекториичастицы направлении.Ионизационныйкалориметрустроен следующимобразом (см.рис. 232). Поглотительиз плотноговещества толщинойХ_поглразбит на пслоев толщиной

.Под каждымслоем находятсядетекторыионизацииДетекторы Д₁и Д₂включены насовпадениеи производятпредварительныйотбор энергичныхчастиц.

ыработанныйсхемой совпаденийсигнал опросауправляетработой калориметра. ДетекторД₃,в зависимостиот задачи,включаетсялибо на совпадение,либо на антисовпадениес детекторамиД₁и Д₂.При попаданиичастицы в калориметрона создаетв нем полныйионизационныйэффект

– полное числопар ионов. Полноеэнерговыделение

,где

– среднее значениеэнергии, затрачиваемойна образованиеодной парыионов. Знаяраспределениеионизации /(X) поглубине поглотителякалориметра,можно определитьЕ_о:

(467)

где

– полное числопар ионов вk-мдискретномслое толщинойХ_kг/см².Предполагается,что все вторичныечастицы полностьюпоглотилисьв слое Х_погл,т. е. I(Х_погл)= 0. При попаданииядерно-активнойчастицы в калориметрсуммарноеэнерговыделениескладываетсяиз двух слагаемых:полная энергия,переданная°—мезонамво всех взаимодействиях,полная энергия,затраченнаяна ядерныерасщепления.Некотораячасть энергии,уходящая наядерные расщепления(6—10% от Е_о),не регистрируется.Энергия радиоактивногораспада ядер,как правило,выделяетсяпосле мгновеннойрегистрацииионизации, анейтрино ионизациине создают.Толщина слоевпоглотителяX_kдолжнабыть оптимальной.Выбирают еетаким образом,чтобы электромагнитныйкаскад, образованныйгамма-квантомсредней энергии,который возникаетв распадах°-мезонов,поглощалсяне

менеечем двумя слоямиХ_k.Такое требованиепозволяетнайти минимальноечисло слоевп:

(469)

гдеХ_о— радиационнаядлина веществапоглотителя,г/см²;(Е_)— средняя энергиякаскадныхгамма-квантов;_кр– критическаяэнергия длявещества поглотителя(энергия, прикоторой потериэлектроновна ионизациюи на тормозноеизлучениестановятсяравными), фактическив знаменателеформулы (469) стоитХ_макс— путь, пройденныйливнем, образованнымфотоном с энергией(Е_),в веществепоглотителядо максимумаразвития. Полнаятолщина поглотителяХ_поглвыбираетсятаким образом,чтобы первичнаяядерно-активнаячастица (точнее-лидирующаячастица) испытала(7-5-12) каскадныхвзаимодействий,т. е.:

Х_погл

(7 - 12) (470),

где- свободныйядерный пробегв веществепоглотителя.Ионизационныйкалориметрдолжен достаточночасто регистрироватьчастицы .высокихэнергий. Дляоценки геометрическойэффективностирегистрациивводят такуюхарактеристикукалориметра,как светосила:

Г =

(471).

ЗдесьS₁и S₂— площади верхнегои нижнего основанийкалориметра,h —расстояниемежду ними.Следует стремитьсяк максимальнойвеличине светосилы,но без ущербадля остальныххарактеристиккалориметра.Оптимальнымвеществом дляпоглотителякалориметраявляются железо(Fe), латунь, медь(Сu), которые имеютзначительнуюплотность исредний порядковыйномер, чтообеспечиваетсравнительнонебольшиеразмеры, высокуюсветосилу ихорошее пространственноеразрешениекалориметрапри минимальномчисле детекторовионизации.Наилучшимдетекторомионизации вкалориметрахявляетсяионизационнаякамера. Еедостоинства:

высокаялинейностьи большойдинамическийдиапазонхарактеристики,связывающейвеличинуионизации ипотерю энергиичастицей;
высокаястабильность;
достаточноебыстродействие;
произвольностьформы и размера;
высокоепространственноеразрешение(5 см).

Электродыионизационнойкамеры изготавливаютсяиз вещества,близкого поплотности ипорядковомуномеру к этимпоказателяму веществапоглотителя,для уменьшенияпереходныхэффектов вслоистыхструктурах.

ВСССР имеетсядва крупныхионизационныхкалориметра.Первый расположенна Тянь-Шаньскойвысокогорнойстанции (высота3200 м над уровнемморя) Физическогоинститута АНСССР им. П. H. Лебедева.Площадь егооснованияравна 36 м²,энергетическийдиапазон 10¹²—510¹³эВ. Второй находитсяна высокогорнойстанции Ереванскогофизическогоинститута АНАрмССР на г.Арагац (высота3250 м над уровнемморя.). Его энергетическийдиапазон 10¹²—510¹³эВ, а площадьоснованияравна 10 м².

Натерриториивысокогорнойстанции нагоре Арагац,в основномусилиями ФИАН СССР им. П.H. Лебедева (Москва)и Ер ФИ АН АрмССР(Ереван), готовитсяэкспериментАНИ (адронныеназемныеисследования;Ани — средневековаястолица Армении).Основным детекторомкрупнейшегоэкспериментальногокомплексабудет самыйбольшой в миреионизационныйкалориметр,который сооружаетсяна высоте 3250 мнад уровнемморя. Его площадьсоставит 1600 м²а диапазонизмеряемыхэнергий ядерно-активныхчастиц 5 • 10¹²—10¹⁶эВ при толщинежелезногопоглотителя,равной восьмиядерным пробегам(_Fe= 130 г/см²).Толщина отдельныхслоев железногопоглотителя— 5 см. Скоростьрегистрациисобытий, соответствующихпервичнымкосмическимчастицам сэнергией Ео>3-10¹⁷эВ, будет

равна10

.Создаваемыйэкспериментальныйкомплекс даст

важнуюинформациюо ядерныхвзаимодействияхпри энергиях,недоступныхсовременнымускорителям.

3. Нейтриннаяастрофизика.

Астрофизическийаспект физикинейтрино,по-видимому,зародилсяпосле предложенияБ. Понтекорвов 1946 р. хлор-аргоннойреакции длядетектированиянейтрино (см.§ 126). Еще одинтолчок далипредложениясоветскогоакадемика М.А. Маркова (1958 г.)и американскогофизика К. Грейзена(1960) о глубоководнойи подземнойрегистрацииатмосферныхнейтрино,рождающихсяв распадах -и K-мезонов. Внастоящеевремя, какизвестно, обапредложенияреализованыв подземныхнейтринныхдетекторах.Вероятно, удельныйвес нейтринныхэкспериментовв астрофизикебудущего будетнарастать. Этосвязано с уникальнойпроникающейспособностьюнейтрино, которыемогут безсущественныхпотерь выходитьиз недр различныхпо масштабуастрофизическихобъектов. Нейтриноможет нестиинформациюо и первых секундахнашей Вселенной. Подобно реликтовомуизлучениюфотонов нашаВселеннаязаполненаизотропнымреликтовымпотоком нейтрино(нейтринноеморе) с плотностью300 см~³,со спектром,соответствующимизлучениюабсолютночерного телапри температуреТ 2 К, и энергией10^-3эВ. Однакосовершеннонеясно, какимспособом этонейтринноеморе можнодетектировать.

В1978 г. в СССР введенв строй подземныйсцинтилляционныйтелескоп БаксанскойнейтриннойобсерваторииИнститутаядерных исследованийАН СССР на СеверномКавказе. Основнойего задачейявляется поискмощных локальныхисточниковнейтрино вГалактике, вчастности,взрывов Сверхновых,Во время вспышкиСверхновойв течение 10 —30с излучается10⁵⁸штук нейтрино,часть из которыхпроходит черезнашу Землю.Достаточнозарегистрироватьнескольконейтрино, пришедшихиз одной точкина небеснойсфере в течениедостаточнокороткогопромежуткавремени, чтобыуверенно установитьпроизошедшееграндиозноесобытие в Галактике.Атмосферныенейтрино образуютизотропныйфон, но его величина1событие в неделюне создаетбольших помехдля регистрациивзрывных процессов.Сцинтилляционныйтелескоп находитсяпод склономгоры Андырчина глубине неменее 350 м. Геометрическион представляетсобой параллелепипедс площадьюоснования 256м²и высотой 11 м.Все грани этогопараллелепипедаявляются слоямисцинтилляционныхдетекторов.Кроме того,внутри расположеныеще два слоя,каждый из которыхудален отсответствующегооснования на3,6 м. Каждый из3200 детекторов,составляющих8 слоев, представляетсобой резервуар

размером70 Х 70 X 30 см, заполненныйжидким сцинтиллятором.вспышки светав которомрегистрируютсяодним фотоэлектроннымумножителемс большой площадьюфотокатода.Детектируютсянейтрино,приходящиеиз нижней полусферыи взаимодействующиев грунте подтелескопом.Во взаимодействияхнейтрино рождаютсямюоны (электроны),летящие в томже направлении,которые ирегистрируютсясцинтилляционнымидетекторами.Отбор событияпроизводится,если мюон (электрон)пересек, покрайней мере,2 из 8 слоев телескопа,и ниже расположенныйдетектор повремени сработалраньше, чемверхний. Такойметод позволяетопределятьнаправлениемюона с точностью2° и отбрасыватьфоновые события,создаваемыекосмическимимюонами, которыеприходят изверхней полусферы.Проводимыйэкспериментзапланированна длительноевремя, так каквзрыв Сверхновой— редкое событие(один раз в 30—50лет). Кроме того,регистрируемыйэффект будетуменьшатьсяс увеличениемрасстояниядо места вспышки,в то время каквероятностьдалекихот Землисобытий срасстоянием,грубо говоря,растет квадратично.В настоящеевремя уже существуетмировая сетьстанций дляобнаружениянейтринныхвсплесков. ВСССР имеетсяеще одна станцияв соляной шахтег. Артемовскана УкраинеИнститутаядерных исследованийАН СССР (Москва),где на глубине600 м водногоэквивалентанаходится100 т жидкогосцинтиллятора.Используется128 фотоумножителей.В туннеле подМонбланоммежду Франциейи Италией наглубине 4270 мводного эквивалентаитальянскими(Туринскийуниверситет)и советскими(ИЯИ АН СССР)физиками ведетсясовместныйэксперимент.Используется90 т жидкогосцинтиллятора.Детектируютсясобытия с помощьюфотоумножителейи стример ныхкамер. В СШАэкспериментпроводитсяв золотоноснойшахте Хоуметейкштата ЮжнаяДакота рядомс установкойДэвиса (4400 м водногоэквивалента,900 т воды; фотоумножителямирегистрируетсячеренковскоеизлучениезаряженныхпродуктоввзаимодействиянейтрино); вшахте СильверКинг штата Юта(1700 м водногоэквивалента,1000 т воды, 800 фотоумножителейв воде); в солянойшахте г. Мортонштата Огайо(1670 м водногоэквивалента,10000 т воды, 2400 фотоумножителейв воде). Построенанейтриннаястанция в Японии{Камиока). Сооружаютсядве установкидля глубоководнойрегистрациинейтрино оченьвысокой энергиив океане наглубине 5 км(США) и в озереБайкал (СССР).23 февраля 1987 г. всозвездииБольшое Магелла-новоеоблако, в соседнейс нашей Галактикепроизошлавспышка сверхновойзвезды, от которойзарегистрированкратковременныйнейтринныйпоток японскойстанцией Камиока(11 событий) истанцией СШАIMB (7 событий).Это был взрывголубого гиганта.

еречисленныенейтринныестанции проводяткомплексныеисследования,в частностиодновременноизучают фонкосмическихлучей из верхнейполусферы, ав некоторыхслучаях ведутпоиск протонногораспада, предсказанногосовременнойтеорией элементарныхчастиц . Географияэкспериментовна подземныхустановках,в которыхведется поискраспада протона,еще более обширна,а методы детектирования— более разнообразны.Во всех случаяхэти подземныекомплексныеустановкиявляютсяэкспериментальнойбазой физикикосмическихлучей, удельныйвес которойв ядерной физикепо-прежнему,остается высоким.

4. Солнечныекосмическиелучи и процессыв гелиосфере.

Солнцев активныепериоды своих11-летних цикловявляется источникомкосмическихлучей и возмущенногосолнечноговетра. При этомоно активновоздействуетна магнитосферуЗемли и еерадиационныепояса, а такжепроизводитмодуляциюгалактическихкосмическихлучей Существуетмировая сетьстанций, которыеведут непрерывныеизмеренияразличныхкомпоненткосмическихлучей на поверхностиЗемли. Характернойособенностьюэтих измеренийявляется унификацияданных дляоблегченияи ускоренияобработкиогромногоэкспериментальногоматериала.Постояннуюслужбу несутза пределамиатмосферыискусственныеспутники Землии научно-исследовательскиестанции различногоназначения,которые измеряютэнергетическиеи зарядо-массовыеспектры солнечныхкосмическихлучей, интенсивностьсолнечныхрентгеновскихвсплесков,пространственноераспределениезаряженныхчастиц в магнитосфереЗемли и межпланетномпространстве.В этих исследованияхиспользуютсясамые последниедостиженияэкспериментальнойядерной физикии техники, втом числе последниедостиженияв автоматизациинаучных исследований.Изучение солнечныхкосмическихлучей все болееприобретаетогромноенароднохозяйственноезначение, таккак солнечно-земныесвязи оказываютвлияние наклимат и погоду,на здоровьелюдей, работающихв космосе и наЗемле, а возможно,и на сейсмическуюактивностьотдельныхрайонов Земли.Поэтому сетьстанций службыСолнца на Землеи в космосенепрерывнорасширяется,экспериментальноеоборудованиепостоянноусовершенствуетсяи обновляется,что требуетвысококвалифицированныхспециалистовдля проводящихсяисследований.

Раздел: физика
ФИО: Филатов Александр Сергеевич
Название: Экспериментальные методы изучения космических лучей. Крупнейшие экспериментальные установки
Вид работы: реферат
Сдавлся: КПИ, 1999 г.
Примечание: Базируется на: А. К. Вальтер, И. И. Залюбовский, 'Ядерная физика'

НациональныйТехническийУниверситетУкраины

«КиевскийПолитехническийИнститут»

Р еф е р ф а т

натему:

«Экспериментальныеметоды изучениякосмическихлучей. Крупнейшиеэкспериментальныеустановки»

Выполнил:студент гр.ОФ-61 ФМФ ФилатовА.С.

Проверил:

ОпанасюкЮ.А.

Київ- 1999

Список использованнойлитературы

А. К. Вальтер,И. И. Залюбовский, «Ядерная физика»,-Харьков «Основа»1991, 480с.

И. В. Савельев, «Курс общейфизики» том3,- Москва «Наука»1982, 304с.

http://phybro.bmstu.ru/Cosmic_Rays/
http://web77.ru/konkurs/works18/space.html
http://kiae.polyn.kiae.su/rus/

Содержание

§1.Экскурсв историю развитияисследованийкосмическихлучей…	3
§2.Экспериментальныеметоды изучениякосмическихлучей. Крупнейшиеэкспериментальныеустановки…………………………….	7
1.Первичноекосмическоеизлучение………………………………	7
2.Взаимодействияпри высокихэнергиях………………………..	11
3.Нейтриннаяастрофизика…………………………………………	14
4.Солнечныекосмическиелучи и процессыв гелиосфере…..	16
Списокиспользованойлитературы..………………………………………	17