Рис. 1. Пример регистрации ШАЛ Якутской установкой. Ось ливня прошла на расстоянии 69 м от центра установки. Белые и черные кружки — места расположения сцинтилляционных детекторов. Цифры у черных кружков — плотность частиц (м-2), прошедших через данный детектор. Параметры ШАЛ: время регистрации — 17 марта 1975 г., 05 ч 02 мин московского времени; положение оси в пространстве — зенитный угол ( = 41,5°, азимутальный угол (
= 280°; полное число частиц — 3,4[pic]; энергия—~3,4 • 1019 эВ. Стрелка указывает направление на географический Северный полюс

Якутская комплексная установка ШАЛ Института космофизических исследований и аэрономии Якутского филиала Сибирского отделения АН СССР имеет площадь 18 км2, на которой размещены 172 пластмассовых сцинтилляционных детектора площадью 2 м2 каждый. Регистрируются ШАЛ с энергией 1017—1020 эВ. На рис. 1 приведен план размещения сцинтилляционных детекторов на Якутской установке, где отмечены детекторы, зарегистрировавшие прохождение частиц одного из ШАЛ.

В 1985 г. в районе Акено (Япония) запущена экспериментальная установка
ШАЛ с площадью 20 км2.

В экспериментальной установке университета Ута (США) применен оптический метод регистрации ШАЛ. Детектируется флуоресценция воздуха, вызванная ШАЛ, с помощью 60 параболических зеркал диаметром 1,5 м. Возможно детектирование ШАЛ с энергией Ео > 1021 эВ, если таковые существуют в природе. Эффективная площадь регистрации для таких ШАЛ достигает 1000 км3, ибо она определяется площадью светосбора в той области атмосферы, откуда приходит наибольшее количество флуоресцентного света. В СССР, близь г. Алма-
Ата, в 1988 г. начато строительство комплексной экспериментальной установки
ШАЛ-1000 площадью 1000 км2.

Вторая задача — измерение химического состава первичных космических лучей — решена для области энергий Ео < 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 [pic]1012 эВ, по их черенковскому излучению в ночной атмосфере в видимой области спектра.
Известно, что показатель преломления воздуха п можно представить в виде

[pic] (459)

Здесь [pic] = 2,92 ( 10-4. Максимальный черенковский угол в атмосфере мал, поэтому можно записать

[pic]

Буквой ( здесь обозначено отношение скорости частицы к скорости света.
Теперь можем выразить [pic]:

[pic]; [pic] (460)

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

[pic] (461)

где тс2 — энергия покоя заряженной частицы. Черенковский угол в воздухе на уровне моря [pic]1,4°, на высотах излучения ливней [pic]1012 эВ
– [pic]0,8°, поэтому направление прихода первичного гамма-кванта с точностью [pic]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
[pic]= 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 [pic]Выбирая точку
[pic] за начало отсчета, найдем радиус-векторы каждой из точек, где расположены оставшиеся п детекторов:

[pic]

[pic] (462) где [pic] – орты осей X, V, Z декартовой системы координат с началом в точке [pic]. Единичный вектор вдоль направления оси ШАЛ есть

[pic] (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 [pic]от плоского фронта ШАЛ в момент его касания детектора с координатами [pic]:

[pic] (464)

Здесь с — скорость света, ti — время срабатывания i-го сцинтилляционного детектора относительно детектора, находящегося в начале отсчета [pic]. 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 [pic]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 Хпогл разбит на п слоев толщиной
[pic]. 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 [pic] – полное число пар ионов. Полное энерговыделение[pic], где [pic] – среднее значение энергии, затрачиваемой на образование одной пары ионов. Зная распределение ионизации / (X) по глубине поглотителя калориметра, можно определить Ео:

[pic] (467) где [pic] – полное число пар ионов в k-м дискретном слое толщиной Хk г/см2. Предполагается, что все вторичные частицы полностью поглотились в слое Хпогл, т. е. I(Хпогл) = 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 Ео), не регистрируется. Энергия радиоактивного распада ядер, как правило, выделяется после мгновенной регистрации ионизации, а нейтрино ионизации не создают. Толщина слоев поглотителя Xk 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 Хk. Такое требование позволяет найти минимальное число слоев п:

[pic] (469) где Хо — 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 Хмакс — путь, пройденный ливнем, образованным фотоном с энергией (Е(), в веществе поглотителя до максимума развития. Полная толщина поглотителя Хпогл выбирается таким образом, чтобы первичная ядерно-активная частица (точнее- лидирующая частица) испытала (7-5-12) каскадных взаимодействий, т. е.:

Хпогл [pic] (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 = [pic] (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[pic]. 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.

Страницы: 1, 2