Экспериментальные методы изучения космических лучей. Крупнейшие экспериментальные установки

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

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.

Поделитесь этой записью или добавьте в закладки