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)