Экспериментальные методы изучения космических лучей. Крупнейшие экспериментальные установки

§1. Экскурс в историю развития исследований космических лучей

Для начал напомним, что космические лучи - это поток ядер атомов и элементарных частиц высокой энергии, приходящих на Землю из космоса
(первичные космические лучи), а также элементарные частицы, рожденные ими в результате взаимодействий в атмосфере (вторичные космические лучи).

Открытие космических лучей было сделано случайно в том смысле, что никто из физиков не ставил специальной задачи их обнаружить, когда начинал работать с электроскопами — прообразами современных воздушных ионизационных камер. В течение 10-летнего периода, предшествующего открытию, многие физики наблюдали слабую ионизацию воздуха при отсутствии каких-нибудь внешних источников ионизации: в 1900г.— немецкие ученые Ю. Эльстер и Г.
Гейтель и английский ученый Ч. Т. Вильсон, в 1903 г.— Э. Резерфорд и Г.
Кук, в 1909—1911 гг.— немецкий физик Т. Вульф, шведский метеоролог А.
Гоккельидр. Доказал внеземное происхождение источника ионизации воздуха австрийский физик В. Ф. Гесс после совершения в 1911—1912 гг. семи полетов на воздушных шарах, в гондоле которых находились герметические электрометры, поднявшись в последнем рекордном полете на высоту 5350 м.
Измерения Гесса показали, что ионизация воздуха плавно уменьшается вплоть до высоты 1000 м над уровнем моря, а затем начинает медленно расти и на высотах 3000—4000 м уже превышает ионизацию на уровне моря.

Результаты Гесса подверг критике немецкий физик В. Кольхёрстер, который отрицал гипотезу о внеземном происхождении источника ионизации воздуха. В 1913—1914 гг. он совершил пять полетов на воздушных шарах, достигнув высоты 9300 м. С помощью самой совершенной по тому времени ионизационной камеры Кольхёрстер, наперекор своим убеждениям, подтвердил и уточнил данные Гесса. Окончательно доказал внеземное происхождение космических лучей Р. А. Милликен (США), тоже не веривший выводам Гесса, который в серии опытов 1923—1926 гг. применил метеорологические баллоны, оснащенные необходимой аппаратурой для автоматических измерений поглощения космических лучей атмосферой Земли. Он же ввел термин космические лучи.
Применение шаров—зондов позволило Милликену достичь высоты 15500 м. Датой открытия космических лучей принято считать 1912 г., а Гесса — первооткрывателем их, что выразилось официально в присуждении ему
Нобелевской премии по физике в 1936 г. В 1925 г. Л. В. Мысовский и Л. Р.
Тувим (СССР), Р. А. Милликен и Дж. Камерон (США) независимо изучали поглощение космических лучей в озерной воде и показали существование проникающего излучения. В том же году Г. Гофман (Германия) обнаружил наличие мягкой компоненты в космических лучах на уровне моря, но выводы о существовании мягкой и жесткой компонент в космических лучах были сделаны много позже. В 1923—1927 гг. советский физик Д. В. Скобельцын изучал эффект
Комптона в камере Вильсона. После помещения в 1925 г. Скобельцыным этой камеры в магнитное поле возникла принципиально новая методика в физическом эксперименте, которая позволила ему обнаружить в 1927 г. «ультра-бета- частицы», иногда появлявшиеся в камере группами до трех штук. Работа
Скобельцына не опровергала бытовавшую тогда гипотезу о фотонной природе космических лучей, но дала мощный толчок к изучению механизма их поглощения.

Нидерландский физик Якоб Клей в 1927 г. возвращался пароходом в
Голландию с о. Ява, имея при себе ионизационную камеру, и обнаружил широтный эффект космических лучей: уменьшение их интенсивности при приближении к экватору на 10—15 % по сравнению со средними широтами.
Результат Клея означал, что первичное космическое излучение, входящее в атмосферу Земли, является заряженным. Данные Клея были объяснены немецкими физиками В. Боте и В. Кольхёрстером, применившими в 1929 г. вертикальный телескоп газоразрядных счетчиков Гейгера—Мюллера, изобретенный за год до этого для регистрации космических лучей. Два счетчика были окружены со всех сторон и отделены друг от друга слоем защиты, но регистрировали, по мнению авторов, одновременные прохождения заряженных частиц. В 1930 г. итальянский физик Б. Росси, работавший в Германии, применил схему совпадений для регистрации одновременных событий в трех газоразрядных счетчиках. Новая методика стала впоследствии мощным инструментом в физических исследованиях.
В частности, она позволила Росси в 1932 г. увидеть наличие мягкой и жесткой компоненты в космических лучах. Накопление экспериментальных данных стимулировало развитие теории. В 30-е годы стала бурно развиваться квантовая электродинамика, опережая эксперимент на некоторых направлениях и обогащая его. В 1929 г. была развита теория комптоновского рассеяния фотонов О. Клейном (Швеция) и И. Нишиной (Япония), в которой учитывались состояния с отрицательной энергией, введенные П. Дираком (Англия) в 1928 году. В 1932 г., при помощи камеры Вильсона, помещенной по методу
Скобельцына в магнитное поле, К. Д. Андерсон (США) обнаружил в космических лучах позитрон, предсказанный Дираком. В 1930—1932 гг. немецкий физик X. А.
Бете, эмигрировавший из Германии в 1933 г., и в 1933 г. Ф. Блох (США) получили формулу для ионизационных потерь заряженных частиц, что облегчило интерпретацию результатов Росси 1932 г. X. А. Бете и В. Гайтлер (Англия) в
1934 г. разработали теорию радиационных процессов и получили формулы для вычисления эффективных поперечных сечений тормозного излучения электрона и образования гамма-квантом электрон-позитронных пар. В 1935 г. П. Оже
(Франция).и Б. Росси доказали наличие двух компонент в космических лучах: мягкую, поглощаемую 10 см свинца, и жесткую, которая не поглощается полностью даже метровым слоем свинца.

В 1934 г. С. Н. Вернов (СССР) впервые применил автоматическую регистрацию интенсивности космического излучения в полетах шаров зондов путем установления на них радиопередающей аппаратуры, подключенной к выходу двух счетчиков Гейгера—Мюллера. Счетчики были разделены слоем свинца толщиной 2 см, а аппаратура выделяла одновременные разряды, возникающие в них. Впоследствии, в 1936— 1939 гг., разработанный метод помог С. Н.
Вернову измерить широтный эффект в стратосфере в диапазоне от 5 до 56° и показать, что подавляющая часть первичного космического излучения состоит из заряженных частиц. В 1938 г. П. М. С. Блэкетт (Англия) и Дж. Оккиалини
(Италия) с помощью камеры Вильсона, управляемой телескопом из счетчиков
Гейгера—Мюллера, обнаружили ливни вторичных заряженных частиц, которые впервые наблюдал Д. В. Скобельцын в 1929 г. в виде групп треков «ультра- бета-частиц». А несколько ранее, в 1937 г. индийский физик Г. Баба и В.
Гайтлер в Англии, а также, независимо от них, Дж. Карлсон и Дж. Р.
Оппенгеймер в.сша построили каскадную теорию электронно-фотонных ливней. В
1935 г. японский физик X. Юкава предположил существование нестабильных заряженных или нейтральных частиц мезонов—квантов обменных ядерных сил с массой 200 — 300 масс электрона. Спустя два года, в 1937 г., К. Д. Андерсон и С. Г. Неддермейер (США), наблюдая треки заряженных частиц в камере
Вильсона, которая была помещена в магнитное поле, до и после прохождения свинцовой или платиновой пластинки, пришли к заключению, что в составе космических лучей имеется нестабильная частица с массой в 100 раз большей массы электрона. Поначалу новая частица была отождествлена с мезоном Юкавы, хотя слабое поглощение ее в атмосфере являлось противоречием. Впоследствии выяснилось, что эта массивная проникающая частица есть «тяжелый электрон» — мюон, который не является мезоном Юкавы. В 1938 г. П. Оже и независимо В.
Кольхёрстер, регистрируя совпадения разрядов в счетчиках Гейгера—Мюллера, которые находились на удалении друг от друга в горизонтальной плоскости, обнаружили широкие атмосферные ливни.

Вторая мировая война прервала практически все физические мирные исследования, поэтому научные публикации об изучении космических лучей практически перестали выходить даже в США. Только с 1947 г. число публикаций стало снова значительным. Война стимулировала развитие техники, чем повлияла на характер послевоенных исследований. Следует отметить, что послевоенное изучение физики космических лучей распалось на несколько направлений и проследить историю развития исследований достаточно сложно.
Постепенно выделилось два важнейших аспекта исследований: ядерно-физический и космофизический. Оба направления, безусловно, перекрываются во многих вопросах, но имеют и неперекрывающиеся задачи. К числу важнейших достижений ядерно-физического аспекта следует отнести открытие в космичеких лучах пи- мезонов и и странных частиц, что дало мощный толчок развитию физики элементарных частиц; результаты по множественному рождению частиц, механизму образования и развития широкого атмосферного ливня, нейтринные эксперименты и опыты, связанные с поиском протонного распада.
Космофизический аспект в ряде экспериментов связан с ядерно-физическим аспектом: нейтринные эксперименты, поиск локальных источников и анизотропии космических лучей и др. Прогресс космофизического аспекта в немалой степени связан также с развитием ракетной космической техники, позволившей изучать космические лучи за пределами атмосферы Земли в пределах Солнечной системы, понять строение магнитосферы Земли и межпланетного магнитного поля.

В 1947 г. Ч. М.Дж. Латтес (Бразилия), Дж. Оккиалини (Италия) и С. Ф.
Пауэлл (Англия), анализируя следы заряженных частиц в ядерных эмульсиях, которые экспонировались на вершине Пик-дю-Миди (2800 м) в Альпах (Франция) и на горе Чакалтай (5500 м) в Боливии, открыли новую частицу —пи-мезон. Эта частица оказалась тем ядерным квантом, существование которого предполагал
Юкава.

В 1947 г., вскоре после открытия пи-мезона, Дж. Р. Рочестер и К.
Батлер, работая в лаборатории космических лучей Манчестерского университета, впервые наблюдали два случая распада тяжелых частил в камере
Вильсона. Это были первые наблюдения странных частиц, в частности К
-мезонов.

В 1951 г. Манчестерская группа, куда входили Р. Арментерос, К. Баркер,
К. Батлер, А. Кашон и А. Чепмен, в камере Вильсона открыли лямбда-гиперон.
Через год та же группа, в которую вместо А. Чепмена вошел С. Йорк, наблюдала в камере Вильсона кси-гиперон.

Наконец, в 1953 г. была открыта последняя в космических лучах частица
— сигма-гиперон. Ее распады обнаружила в ядерных эмульсиях Миланская группа: А. Бонетти, Л. Реви-Сетти, М. Понетти Г. Томазини.

С 1945 г. началось активное изучение широких атмосферных ливней. В
1947—1949 гг. исследования привели Г. Т. Зацепина (СССР) к выводу о существовании в широком атмосферном ливне ядерно-каскадного процесса.

В 1950—1951 гг. японские физики Дж. Нишимура и К. Камата получили теоретически структурную функцию электронно-фотонноп ливня.

Теорию множественного рождения вторичных частиц развивал В. Гейзенберг
(1936—1952), Э. Ферми (1950), И. Я. Померанчук (1951), Л. Д. Ландау (1953).

Основы теории происхождения космических лучей заложи Э. Ферми (1949).

Новая эра в изучении космических лучей наступила после первых полетов советского искусственного спутника Земли в 1957 г. Уже в 1958 г. были обнаружены Ван Алленом (США) при помощи спутников «Эксплорер-1» и
«Эксплорер-3» внутренний, а С. Н. Верновым А. И. Лебединским и А. Е.
Чудаковым (СССР) с помощью ИСЗ-3 - внешний радиационные пояса.

Дальнейшие исследования с помощью выносных аппаратов позволили обнаружить секторную структуру межпланетного магнитного поля, изучить строение магнитосферы, обнаружить явление переполюсовки общего магнитного поля Солнца, проходившее примерно в середине 11-летнего цикла солнечной активности. Наибольший вклад в космофизические исследования внесли ученые
СССР и США путем использования многочисленных искусственных спутников различного назначения, межпланетных космических станций, геофизических ракет.

В 60-х годах стала интенсивно развиваться нейтринная астрономия. Еще в
1946 г. Б. М. Понтекорво (СССР) предложил хлор-аргонную реакцию для регистрации солнечных электронных нейтрино. Начиная с 1967 г. Р. Дэвисом в
США поставлен ряд экспериментов, имеющих цель измерить поток электронных нейтрино, исходящих из ядра Солнца. Результаты экспериментов поставили новые вопросы, так как поток солнечных нейтрино оказался в пять раз ниже ожидаемого. В 1978 г. введен в строй подземный сцинтилляционный телескоп
Баксанской нейтринной обсерватории (БНО, СССР), предназначенный для регистрации галактических нейтрино, генерируемых во время вспышек
Сверхновых. Программа исследований реализуется под руководством Г. Т.
Зацепина и А. Е. Чудакова. В нескольких лабораториях мира в 80-х годах начаты поиски протонного распада, в СССР — в БНО и в соляной шахте г.
Артёмовска.

В 50-х годах начато изучение первичного энергетического спектра космических лучей с помощью крупных установок, регистрирующих широкие атмосферные ливни. Эти исследования привели советских физиков С. Н.
Вернова, Г. Б. Христиансена и др. к открытию перелома в энергетическом спектре первичного космического излучения при энергии 3 • 1015 эВ, который, вероятно, связан с энергетическим порогом удержания космических лучей в нашей Галактике. Открытие зарегистрировано в середине 70-х годов, но результаты накапливались в течение 20-летнего периода работы. Мировые исследования показали, что энергетический спектр космических лучей простирается вплоть до 1020 эВ, что фон космических лучей ниже энергии 1015 эВ практически изотропен, а в области сверхвысоких энергий 1019—1020 эВ имеет анизотропию, указывающую, возможно, как на галактическое, так и на внегалактическое его происхождение. В этих же экспериментах было показано, что множественность пи-мезонов, возникающих в ядерных взаимодействиях при сверхвысоких энергиях, высока и растет с увеличением энергии, что нуклоны высоких энергий в каждом взаимодействии передают во вторичные частицы, в среднем, половину энергии, что в «стволе», широкого атмосферного ливня идут
«лидирующие» высокоэнергетичные частицы, которые снабжают ливень энергией на всем его протяжении.

Такова краткая история изучения космических лучей, в которой берет свое начало история исследования физики элементарных частиц, космофизики и физики Солнца.

§2. Экспериментальные методы изучения космических лучей. Крупнейшие экспериментальные установки

Согласно всесоюзной классификации научных направлений физика космических лучей является одним из разделов более общего направления — ядерной физики. Поэтому, например, в экспериментальных методах физики космических лучей, как и в ядерной физике, применяют дегекторы излучений.
Но имеются и особенности, присущие только экспериментальным методам исследования космических лучей, которые, в свою очередь, следует классифицировать по соответствующим темам исследований.

1. Первичное космическое излучение.

Исследование первичного космического излучения предполагает:

1) измерение энергетического спектра первичных космических частиц в области энергий Ео[pic]1017 эВ, выяснение вопроса о его галактическом либо метагалактическом происхождении

2) измерение химического состава первичных космических лучей при энергии Ео = 1014 — 1015 эВ;

3) поиск и изучение локальных источников космических лучей в

Галактике.

Первая задача на современном этапе развития экспериментальной техники может быть решена только с помощью комплексных установок для изучения широких атмосферных ливней на уровне моря. Главная трудность — низкий поток первичного космического излучения и невозможность непосредственного измерения энергии первичной частицы. Благодаря использованию метода ШАЛ эффективная площадь регистрации крупнейших экспериментальных установок достигает десятков квадратных километров. Для детектирования заряженных частиц ШАЛ обычно применяют сцинтиляционные и черенковские детекторы с большой площадью регистрации и значительным объемом энерговыделения.
Наиболее часто в детекторах применяют пластмассовые сцинтилляторы на основе полистирола с площадью 1—2 м2. В качестве радиатора черенковских счетчиков зачастую используют дистиллированную воду, залитую в металлические баки объемом в несколько кубических метров.

Комплексная установка ШАЛ Haverah park университетов Лидс, Нотингем,
Лондон, Дархем (Англия) предназначена для изучения продольного развития, флуктуаций размера, энергетических спектров электронов и мюонов ШАЛ, а также для измерения первичного энергетического спектра. Диапазон энергий регистрируемых ШАЛ от 1016 до 1020 эВ. Площадь комплексной установки, на которой размещены 580 водных черенковских детекторов, равна 15 км2. В середине 80-х годов эксплуатация установки прекращена, а детекторы используются для других задач.

Страницы: 1, 2