Экспериментальные методы изучения космических лучей. Крупнейшие экспериментальные установки

| Категория реферата: Рефераты по физике
| Теги реферата: allbest, закон реферат
| Добавил(а) на сайт: Геласия.

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.

Установка Сиднейского университета (Австралия) имела площадь 40 км2, в ее состав входило 408 жидких сцинтилляционных детекторов с площадью каждого
6 м2. Имелась возможность регистрации ШАЛ от 2(1016 до 1021 эВ. В 80-х годах не эксплуатировалась.

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)