§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.
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
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.