Лекция 2. МЕТОДЫ И РЕЗУЛЬТАТЫ ИССЛЕДОВАНИЙ

Лекция 2.
МЕТОДЫ И РЕЗУЛЬТАТЫ ИССЛЕДОВАНИЙ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ
(Н.Н. Калмыков, Г.В. Куликов, Т.М. Роганова, НИИЯФ МГУ).
Во 2-ой лекции обсуждаются методы и результаты исследований космических лучей
Прямые методы. Экспериментальное исследование ГКЛ прямыми методами
предполагает возможность непосредственного измерения заряда и энергии первичных
частиц. Как уже упоминалось во Введении, верхняя граница энергетического диапазона,
внутри которого в настоящее время возможно применение прямых методов, составляет
примерно 1015 эВ. Эта граница определяется, исходя из естественного требования
достижения минимально приемлемой статистической точности за разумное время
осуществления эксперимента. Хотя эта величина много меньше, чем верхняя граница
спектра КЛ (~ 1020 эВ), однако и в этом случае энергетический диапазон, в котором
проводятся исследования прямыми методами, простирается на 5 порядков, что приводит к
необходимости использовать различные методы измерения заряда и энергии (или
импульса) первичных частиц.
Как известно, магнитное поле Земли может служить анализатором магнитной жёсткости
частиц, что позволило в прошлом получить первую информацию относительно
энергетического спектра ГКЛ в области приблизительно до 10 ГэВ. Интервал от 10 ГэВ до
1015 эВ исследовался при помощи фотоэмульсий, ионизационных калориметров,
магнитных спектрометров, рентгено-эмульсионных камер и некоторых других приборов,
устанавливаемых на спутниках или поднимаемых на баллонах.
Ионизационный калориметр представляет собой достаточно толстый блок вещества,
прослоенный детекторами ионизации, что позволяет, используя показания детекторов,
определять полную ионизацию, создаваемую каскадом, генерированным первичной
частицей, и затем найти первичную энергию, используя либо моделирование каскадного
процесса, либо калибровки ионизационного калориметра на ускорителе. В идеале
ионизационный калориметр должен полностью поглотить весь каскад, создаваемый
первичной частицей в веществе. Однако при размещении ионизационного калориметра на
спутнике или баллоне такое требование нереализуемо, так что калориметр
непосредственно может измерять лишь часть энергии первичной частицы, в связи с чем
ошибки в измерении энергии возрастают с ростом энергии частицы. Ионизационный
калориметр может существовать в фото-эмульсионном варианте, а также представлять
собой сочетание слоёв рентгено-эмульсионной плёнки, используемой как детектор
ионизации, измеряемой по оптической плотности почернения плёнки, со слоями
поглотителя; возможно также использование полупроводниковых детекторов ионизации.
Если толщина калориметра мала, так что имеется лишь 1-2 слоя детекторов ионизации, то
калориметр превращается в так называемую толчковую установку (толчком называется
всплеск ионизации в детекторе при прохождении лавины заряженных частиц). В отличие
от калориметров, толчковые установки позволяют измерять лишь число заряженных
частиц в максимуме каскада, а не полную ионизацию, создаваемую каскадом.
Для измерения заряда первичной частицы, как правило, применяются специальные
детекторы. Эти детекторы используют то обстоятельство, что как ионизационные потери,
так и потери на черенковское излучение пропорциональны Z2 – квадрату заряда
первичной частицы. Это позволяет осуществить разделение по Z либо по величине
ионизационных потерь частицы, либо по потоку черенковского излучения, создаваемому
частицей (черенковский счётчик).
Исследования в космическом пространстве были начаты в 1960-ые годы Григоровым с
сотрудниками в экспериментах на спутниках серии «Протон» (Бугаков и др, 1970). В этих
экспериментах заряд и направление движения частицы определялись с помощью
черенковских счётчиков с плексигласовыми радиаторами, а для определения энергии
использовался ионизационный калориметр (Рис. 1), содержащий 140 г/см2 Pb и 855 г/см2
Fe в качестве поглотителя между 16 слоями ионизационных камер (до настоящего
времени этот калориметр остаётся рекордным по весу и светосиле).
Продолжившееся в последующие годы развитие технологий привело к осуществлению
трёх крупных экспериментов в космосе: HEAO-3, СОКОЛ и CRN, в которых были
измерены спектры до энергий ~1ТэВ/нуклон для элементов вплоть до железа. Балонные
эксперименты были начаты в 1970-ые годы для измерения спектров различных элементов
при энергиях выше 100ГэВ/нуклон.
В связи с развитием метода эмульсионных камер стали возможными длительные
полёты, обеспечивающие большую экспозицию. Были выполнены серии экспериментов:
MUBEE, JACEE, RUNJOB. Типичная эмульсионная камера, используемая для прямых
измерений КЛ и их взаимодействий наверху атмосферы коллаборацией JACEE (Asakimori,
1998), показана на Рис. 2.
Эта камера предназначалась для измерения первичного состава при экспонировании
выше 99,5% атмосферы. Верхняя часть камеры состоит из слоёв чувствительной
эмульсии, разделённых слоями пластика. Заряд падающего первичного ядра измеряется до
его взаимодействия по степени потемнения трека в эмульсии. Средняя часть камеры
предназначена для прослеживания треков с минимальной вероятностью взаимодействия.
Это позволяет трекам достаточно разойтись, так, чтобы каскады, генерированные за счёт
взаимодействий в калориметрической части камеры, могли быть индивидуально
измерены.
Рис.1. Принципиальная схема спектрометра ИК-15 для изучения частиц космических
лучей высокой энергии; М – сменные графитовые и полиэтиленовые мишени, ЧС –
черенковские счётчики, ТМ – тонкие мишени из графита, ДН – детекторы заряда и
направления частиц, ИК – ионизационные камеры, ПС – пропорциональные счётчики.
2
Рис. 2. Эмульсионная камера в эксперименте JACEE.
Существенные элементы калориметра – это рентгеновские плёнки и свинцовые
пластины. Электромагнитные каскады, порождённые или непосредственно электронами
или фотонами, или фотонами от распада π0-мезонов, развиваются быстро в свинце, и их
энергия может быть определена путём суммирования измерений почернения в слоях
рентгеновской плёнки вдоль каждого каскада. Характеристики ряда экспериментов в
космосе и на баллонах а также данные о планируемых в будущем экспериментов
суммированы в Таблице 1 (Wefel, 2003).
При рассмотрении результатов по измерению спектров и состава ГКЛ прямыми
методами (см. далее в тексте) очевидны статистические ограничения данных, так что
качественное и количественное улучшение экспериментальной ситуации необходимо. C
учётом падающего характера энергетического спектра ГКЛ, приводящего к резкому
падению интенсивности потока ГКЛ с увеличением энергии регистрируемых частиц,
детектор площадью 1 м2 на границе атмосферы зарегистрирует около 100 событий в год с
энергией > 1015 эВ. Отсюда следует заключение, что энергия ≈ 1015 эВ отделяет область
энергий, в которой возможно использование прямых методов, от области сверхвысоких
энергий, где в настоящее время можно рассчитывать на использование только косвенных
методов.
3
4
Косвенные методы. Возможность получать информацию о ГКЛ сверхвысоких энергий
обусловлена существованием земной атмосферы, в которой первичная частица развивает
адронно- электромагнитный каскад, состоящий из большого числа вторичных частиц и
называемый широким атмосферным ливнем (ШАЛ). Это название связано с тем, что
вторичные частицы, возникающие в результате взаимодействий и распадов, могут быть
зарегистрированы на достаточно больших расстояниях от оси ШАЛ – прямой,
совпадаюшей с направлением движения первичной частицы. В зависимости от первичной
энергии регистрация ШАЛ может происходить на расстояниях порядка сотен и даже
тысяч метров от оси, так что эффективная площадь может достигать десятков квадратных
километров. Всё это позволяет изучать ШАЛ при помощи системы изолированных
детекторов, размещаемых так, чтобы охватить возможно большую площадь (Христиансен
и др, 1975).
Для реализации метода ШАЛ требуются детекторы большой площади, рассчитанные
на длительную экспозицию, что обусловлено малостью потока частиц таких энергий.
Наиболее распространённый путь – это строить на поверхности земли установки, которые
могут охватывать площади, измеряемые квадратными километрами, и эксплуатироваться
годами.
Метод ШАЛ до настоящего времени остаётся наиболее светосильным методом
получения сведений о ПКЛ с энергией более 1015 эВ. Именно этим методом вплоть до
самых больших наблюдённых энергий ~ 3.1020 эВ получено большинство данных об
основных характеристиках ПКЛ: энергетическом спектре, массовом составе и
анизотропии (Kalmykov and Khristiansen, 1995).
Исторически первым методом, использованным для исследования ШАЛ, был метод
детектирования ШАЛ путём регистрации потоков заряженных частиц, и вследствие
относительной простоты широко распространён и в настоящее время. Свойства ШАЛ и
методические вопросы подробно описаны в обзоре Грейзена (1958), до сих пор не
утратившем своего значения.
Основу ШАЛ составляет адронный каскад в атмосфере, развивающийся от
первичной частицы – протона или ядра (рис.4), провзаимодействовавшей на границе
атмосферы.
Рис. 4. Схема развития ШАЛ (Haungs, 2003).
По мере развития каскада образуются другие компоненты ШАЛ – электроннофотонная компонента, мюонная, а также возникающие в результате прохождения
заряженных частиц через атмосферу оптические излучения (черенковское и
флуоресцентное). Наиболее многочисленными среди заряженных частиц ШАЛ являются
5
электроны, к которым принято относить и позитроны. Количество мюонов составляет
примерно 10% от числа электронов (при числе электронов Ne ≈105–106). Число гаммаквантов примерно вдвое превосходит число электронов, а адроны составляют ~1% от
полного числа частиц в ШАЛ.
Развитие ливня в атмосфере происходит таким образом, что число частиц в ШАЛ
сначала увеличивается, затем достигает максимума, а далее уменьшается по мере того, как
энергия всё большего числа частиц падает ниже порога для дальнейшего образования
частиц. Частицы ШАЛ образуют тонкий диск релятивистских частиц. Адроны высокой
энергии, составляющие ствол ШАЛ, подпитывают электромагнитную часть ливня, в
основном, фотонами от распада нейтральных пионов. Нуклоны и другие адроны высокой
энергии дают вклад в адронный каскад. Заряженные пионы и каоны более низкой энергии
распадаются, давая вклад в мюонную компоненту. (Соотношение между распадом и
взаимодействием зависит от энергии и глубины в атмосфере).
При каждом адронном взаимодействии несколько более трети энергии переходит в
электромагнитную компоненту. Так как большинство адронов взаимодействует
неоднократно, большая часть первичной энергии постепенно переходит в
электромагнитную компоненту. Тормозное излучение фотонов электронами и
позитронами, а также генерация электрон- позитронных пар фотонами приводят к
быстрому размножению частиц в электромагнитных каскадах, так что число электронов и
позитронов в ливне нарастает. После прохождения ливнем максимума число электронов и
позитронов начинает уменьшаться, поскольку из-за дробления энергии между частицами
их характерная энергия становится ниже критической (Ес ~ 80МэВ), после чего электроны
и позитроны быстро теряют оставшуюся энергию на ионизацию. Поэтому большая часть
энергии ливня окончательно диссипирует за счёт ионизационных потерь электронов и
позитронов. За исключением небольшой доли F(E0) энергии, уносимой мюонами и
нейтрино, первичная энергия Е0 определяется суммарной длиной траекторий всех
электронов в атмосфере (track length integral):
∞
(1 − F ) E0 ∼ α ∫ N ( x)dx,
0
где N(x) – число заряженных частиц в ливне на глубине x (измеренной вдоль оси ливня) и
α– энергетические потери на единицу длины пути в атмосфере.
Рис. 5. Установка KASCADE (Klages et al, 1997)
6
Пример установки для изучения ШАЛ приведен на рис. 5.
Наряду с регистрацией ШАЛ по потоку заряженных частиц получили широкое
распространение также методы детектирования ШАЛ, основанные на регистрации
сопутствующих ШАЛ оптических излучений - черенковского излучения и
ионизационного свечения или флуоресценции.
Существенно, что потоки как черенковского света, так и флуоресценции
определяются, в основном, характеристиками электронно-фотонных каскадов, которые
могут быть рассчитаны с лучшей точностью, чем характеристики адронных каскадов, и
поэтому потоки черенковского излучения и флуоресценции в меньшей степени
подвержены модельной зависимости. Это является важным преимуществом, хотя
реализация метода предполагает работу установки только в ясные безлунные ночи, что
уменьшает реальное время эксперимента до 5-10% от астрономического. Детекторы
флуоресценции являются существенной частью установки Pierre Auger и при первичной
энергии ~ 1020 эВ позволяют регистрировать прохождение ШАЛ на расстоянии до 40 км
от детектора. Разрабатываются проекты, предусматривающие регистрацию
флуоресценции, создаваемой ШАЛ в атмосфере, на установках космического
базирования.
Рис. 6. Схема использования рентгеноэмульсионной камеры (Kempa, 1997).
Интересные данные, существенные для определения массового состава ГКЛ, даёт
изучение адронной компоненты ШАЛ. Однако потоки адронов существенно уступают
потокам электронной и мюонной компонент, а аппаратура, необходимая для регистрации
адронов, достаточно сложна (ионизационный калориметр) и дорога, поэтому адронная
компонента на современных установках для регистрации ШАЛ изучается редко.
7
Представляется перспективным использование в составе установок ШАЛ
рентгеноэмульсионных камер большой площади до ~1000 м2 (рис. 6), как в эксперименте
«Памир» (Байбурина и др., 1984), для измерения высокоэнергичной центральной части
ШАЛ, позволяющих регистрировать ТэВ-ные частицы с пространственным разрешением
300 мкм.
Чтобы получить сведения о первичных КЛ из данных ШАЛ, необходим
комплексный подход, обеспечивающий нахождение возможно большего числа
характеристик в каждом ливне. Одновременная регистрация мюонной компоненты наряду
с электронной даёт возможность извлечь информацию о массовом составе первичного
излучения. Для этой же цели можно использовать информацию о продольном развитии
электронно-фотонного каскада в атмосфере, а также о функциях пространственного
распределения тех или иных компонент.
Использование ШАЛ для определения энергетического спектра и массового состава
ГКЛ неизбежно связано с необходимостью восстанавливать параметры первичной
частицы (энергию, массовое число, а также направление её прихода) по откликам
детекторов, входящих в состав установки. Такое восстановление невозможно, если не
располагать моделью этого явления, основанной на экстраполяции ускорительных данных
относительно характеристик адронных взаимодействий на область сверхвысоких энергий,
где такие данные отсутствуют. Формально ускорительные данные заканчиваются сейчас
на эквивалентной лабораторной энергии 1.8.1015 эВ, однако ряд важных характеристик
взаимодействий адрон-нуклон и, в особенности, адрон- ядро, известен лишь до энергий
~1ТэВ. Поскольку используемые в настоящее время модели адронных взаимодействий
являются феноменологическими, то, строго говоря, надёжность их предсказаний не может
быть гарантирована вне той области энергий, внутри которой были определены
параметры модели. Это обстоятельство следует всегда иметь в виду при интерпретации
экспериментальных данных, полученных путём исследования ШАЛ.
КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ У ЗЕМЛИ
Область модуляционных эффектов. Частицы самых низких энергий не могут
наблюдаться непосредственно у Земли, поскольку солнечный ветер препятствует
вхождению этих частиц в Гелиосферу. Эта гелиосферная модуляция уменьшается с
увеличением энергии и приводит к солнечному циклу вариации интенсивности КЛ при
низких энергиях. В интенсивности и спектре ГКЛ, попадающих в Гелиосферу, происходят
заметные изменения. Эти изменения, прежде всего, связаны с взаимодействием потока
космических лучей с солнечным ветром и вмороженными в этот ветер магнитными
полями. В результате энергетический спектр галактических космических лучей,
измеренный у Земли, заметно отличается от спектра ГКЛ в межзвёздной среде. На рис.7
представлены результаты измерений спектра галактических космических лучей в периоды
времени, соответствующие различным фазам солнечной активности (Heber, 2001).
Видно, что при энергиях более 10 ГэВ/нуклон интенсивности ГКЛ в различные
фазы солнечной активности отличаются незначительно. В то же время при энергиях ~ 10
МэВ интенсивности спектров могут отличаться на порядок.
При рассмотрении различных явлений в гелиосфере на протяжении нескольких
десятилетий определяющим их фактором является 11-летняя и 22-летняя цикличность
солнечного процесса, характеризующегося рядом чётко установленных закономерностей,
касающихся уровня активности Солнца, расположения активных областей на фотосфере, а
также магнитного поля активных образований. Граница области модуляции находится на
расстояниях ~100 а.е.
8
Рис. 7. Энергетический спектр различных элементов, измеренный вблизи Земли в год
минимума солнечной активности (верхние кривые) и в год максимума (нижние).
Рис. 8.
На рис.8 показана модуляция интенсивности КЛ в 11-летнем солнечном цикле
(Базилевская и др., 2005). Интенсивность ГКЛ меняется в противофазе с числом
солнечных пятен. Однако процессы солнечной модуляции оказываются довольно
сложными и не сводятся только к антикорреляции с числом солнечных пятен.
Теоретической основой транспорта ГКЛ в гелиосфере является уравнение переноса
Паркера (Parker, 1965):
9
∂f
1
∂f
= −(V + ⟨VD ⟩ )∇f + ∇( K ∇f ) + (∇V )
= Q,
∂t
3
∂ ln R
где f(r, R, t) – функция распределения космических лучей, R–жёсткость, r и t –
соответственно расстояние от Солнца и время. V – скорость солнечного ветра. В правой
части уравнения записаны члены, описывающие конвекцию частиц, продольный и
поперечный дрейф, диффузию, адиабатические изменения энергии и источник частиц
соответственно. Источником частиц может быть любой гелиосферный источник. K–
тензор, симметричная часть которого описывает диффузию, а антисимметричная часть
тензора описывает дрейф частиц в гелиосферном магнитном поле со средней скоростью
VD. В последние годы особенно важным становится учёт диффузии в направлении,
перпендикулярном магнитному полю.
Это уравнение решают, как правило, численно. Его решение, в принципе,
позволяет получить значения модуляции внутри гелиосферы. Однако, многообразие
природных процессов и связей, в которые вовлечены КЛ, так велико, что при решении
этого уравнения возникает проблема – необходимость детального знания
пространственных, временных и энергетических зависимостей основных параметров
уравнения от размеров и геометрии области модуляции.
Нейтронные мониторы. Несмотря на десятилетние традиции использования этих
детекторов, наземные нейтронные мониторы (НМ) остаются современной аппаратурой
для измерения космических лучей, и они играют ключевую роль в качестве инструмента
исследования в области космической физики, солнечно-земных связей и применения
космической погоды. Они чувствительны к космическим лучам, проникающим в
атмосферу Земли, с энергией около 0.5-20 ГэВ, т.е. в диапазоне энергий, которые не могут
быть измерены детекторами в космосе таким же простым, недорогим, и статистическим
точным путем. Два типа стандартизированных детекторов (МГГ и NM64) находятся в
эксплуатации во всемирной сети, состоящей сейчас более чем из 50 станций.
Рис. 9. НМ64 нейтронный монитор с тремя счётчиками-трубками (справа, видны
деревянная оболочка отражателя и счётчики-трубки) и стойками (слева) с электронным
счётчиком, высоковольтным источником питания и барометром.
10
Конструкция нейтронного монитора. Есть два типа стандартизированных нейтронных
мониторов. Нейтронный монитор МГГ был разработан Симпсоном (1958) в начале
пятидесятых годов прошлого века. Это был стандартный детектор, изучающий временные
вариации интенсивности первичных космических лучей в диапазоне энергий порядка ГэВ
в околоземном пространстве во время Международного геофизического года (МГГ)
1957/1958. Десять лет спустя Кармайкл (1964) разработал нейтронный монитор большего
размера NM64 с повышенной скоростью счета. NM64 был стандартный наземный
детектор космических лучей для Международного года спокойного солнца
(международный год спокойного солнца) 1964 года.
Нейтронный монитор состоит из специальных газонаполненных пропорциональных
счетчиков окруженных замедлителями, свинцового источника и отражателя. Падающие
компоненты нуклонов (протоны и нейтроны) вторичных поток космических лучей
вызывают ядерные реакции в свинце и вылет, а также рождение нейтронов с низкими
энергиями. Эти нейтроны с энергиями порядка МэВ замедляются до тепловой энергии
замедлителем, и в NM64 около 6% от нейтронов с энергией порядка МэВ, наконец,
детектируются пропорциональными счетчиками трубками. Обнаружение нейтронов
детектором космических лучей дает название этому прибору: нейтронный монитор.
Рис. 10. Схематический вид нейтронного МГГ. Падающий нуклон, здесь протон,
взаимодействует со свинцом. В иллюстрированном случае в ядерной реакции рождаются
три нейтрона. Случайным образом нейтроны проходят в разные материалы НМ. Два
нейтрона остановились в отражатель (поглощается нейтрон) и один нейтрон проходит
через замедлитель, где он замедлился, и, наконец, обнаружится в счетчике трубки.
Газонаполненная счетная трубка (счетчик). Счетная труба в нейтронном мониторе
обнаруживает в основном тепловые нейтроны, т.е. кинетическая энергия которых около
0,025 эВ. Счетный газ обычно трифторид бора (BF3), обогащенный до 96% изотопом 10B
при давлении в 0,27 бара в NM64.
Обнаружение тепловых нейтронов в счетной трубке происходит при их взаимодействии с
ядром 10B в экзотермической реакции:
10
B5 + n → 7Li3 + 4He2
Обнаружение продуктов реакции происходит в результате ионизации газа в счетчике.
Счетная трубка работает как пропорциональный счетчик при рабочем напряжении около 2800 V (NM64).
С 1990 года счетные трубки заполняют газом 3He вместо BF3 которые также были
использованы в нейтронных мониторах. 3He счетчики имеют более простую конструкцию.
Экзотермическая реакция нейтронов с 3He:
11
3
He2 + n → 3He1 + proton
Еще одним преимуществом 3He как счетного газа является тот факт, что счетная трубка
может работать на гораздо более высоком давлении газа и с напряжением менее 1500 В.
При более высоком давлении в счетном газе может быть достигнута большая
эффективность обнаружения в единице объема.
Хотя счетчики на основе вышеупомянутых реакций являются наиболее эффективными
для обнаружения тепловых нейтронов за счет 1/V зависимости от поперечного сечения (V:
скорость), быстрые нейтроны могут быть обнаружены путем окружения счетных трубок
замедляющими материалами, содержащими водород, например, парафин или полиэтилен.
Замедлитель. Если входящие нейтроны слишком быстрые, у них будет небольшой шанс
отреагировать в соответствии с (реакциями со счетным газом, а также быть
обнаруженными. В целях повышения вероятности обнаружения нейтроны должны быть
замедлены. Функция замедлителя заключается в уменьшении энергии нейтронов как
можно ближе к тепловой энергии ( 1/40 эВ), насколько это возможно.
Это осуществляется путем сталкивания нейтронов с другими ядрами. Обмен
кинетической энергией происходит лучше, чем ближе массы ядра до массы самого
нейтрона - это элементарный закон механики. Материалы с низкой атомной массой,
которые, как правило, содержат водород, например, парафин на нейтронном мониторе
МГГ, вода и полиэтилен в NM64, используются в качестве замедлителя.
Свинцовый источник. Замедлитель окружен свинцовым источником. Свинец выполняет
две функции в нейтронном мониторе:
1. Вырывание нейтронов и нейтронов с низкими энергиями образуется в результате
ядерных реакций падающих нуклонов со свинцом. У образовавшихся вылетевших
нейтронов появляется распределение по энергиям с максимальным значением
около 2 МэВ и что энергия достигает примерно до 15 МэВ.
2. Среднее число вылетевших нейтронов на каждый падающий нуклон, которое
осуществляет ядерное взаимодействие в свинце ~ 15, и таким образом свинец
приводит к увеличению общей вероятности детектирования.
Свинец выбран в качестве замедлителя, потому что элемент с высокой атомной массой,
обеспечивает большие ядра-мишени для процесса замедления нейтронов. Кроме того,
свинец имеет сравнительно малое сечение поглощения для тепловых нейтронов.
Нейтронные мониторы NM64 обладают специфическими особенностями:
- Вероятность попадания космических лучей нейтронов или протонов, которые ударяют в
нейтронный монитор для взаимодействия с ядром, в свинцовую цель составляет 50%.
- Среднее количество замедленных нейтронов в ядерных реакциях в свинце 15, и
вероятности обнаружения замедленных нейтронов в счетчике-трубке 6 %.
Благодаря этим параметрам, средний показатель величины на высоких широтах на уровне
моря нейтронного монитора NM64 с 6 BF3 в трубах-счетчиках составляет 70 cts/секунду и
50 cts/секунду для нейтронных мониторов на экваторе на уровне моря.
12
Рис. 11. Открытый NM64 нейтронной монитор без счётчиков-трубок. Видны свинцовые
кольца и полиэтилен отражатель.
Отражатель. Блоки счетчиков-трубок, замедлитель, и свинец окружены полиэтиленом в
NM64 и парафином в IGY. Эти блоки замедляют и отражают замедленные нейтроны,
получающиеся (возникающие) в свинце в счётчике-трубке. Отражатель также экранирует
и поглощает нейтроны низкой энергии, которые производятся в окружающем материале
за пределами нейтронного монитора. Это предотвращает изменения материала в среде
детектора (например, накопление снега на крыше помещения, где находится детектор
(счётчик)) вносит существенное изменение в скорости счёта нейтронного монитора.
Характеристики нейтронных мониторов:
IGY
NM64
Активная длина (см)
86.4
191
Диаметр (см)
3.8
14.8
Давление (бар)
0.60
0.27
Счетчики
Замедлитель
Материал
парафин полиэтилен
Средняя толщина (см)
3.2
2.0
свинец
свинец
153
156
Свинцовый источник
Материал
Средняя глубина (г см-2)
Отражатель
Материал
парафин полиэтилен
Средняя толщина (см)
13
28
7.5
Сеть нейтронных мониторов: фундаментальные исследования и практические
приложения. Нейтронные мониторы – стандартные приборы, расположенные в различных
точках земного шара. Отдельный нейтронный монитор регистрирует первичные
космические лучи, которые имеют энергию и магнитную жесткость выше порога, и
только в ограниченном ряде направлений. Так как эти параметры в основном зависят от
расположения нейтронного монитора на Земле, то сети нейтронных мониторов
предоставляют более широкую возможность для извлечения из данных физической
информации, такой как энергетические спектры и направления распространения
первичных частиц. Также они предоставляют нам возможность использовать нейтронные
мониторы для мониторинга космической погоды. Для этого необходима база данных в
реальном времени, такая как NMDB.
Рис. 12. Станции регистрации космических лучей.
Необходимость в сети нейтронных мониторов. Нейтронные мониторы – стандартные
приборы, расположенные в различных точках земного шара. Очень высокая
интенсивность счета по сравнению с детекторами, расположенными в космосе, дает
неоспоримое преимущество для нейтронных мониторов. Это позволяет станциям
наблюдать много небольших и недлительных изменений в интенсивности космических
лучей (около 0,5% по величине), которые невозможно зарегистрировать детекторами в
космосе. С другой стороны, в отличие от космических детекторов, нейтронные мониторы
не могут быть насыщенны интенсивными приливами энергичных солнечных частиц. Еще
одно преимущество нейтронных мониторов это их долговременная надежность и
автоматическое получение данных.
Геомагнитное поле приводит к двум эффектам, которые характерны для каждого
местоположения на Земле:
14
•
•
низкий порог по жесткости (или по энергии), ниже которого, частицы приходящие
из Вселенной не могут достигнуть атмосферы над нейтронным монитором,
узкий конус обзора, в соответствии с которым, космические лучи для того чтобы
достигнуть нейтронного монитора должны проникнуть в магнитосферу.
Долгосрочный мониторинг вариаций космических лучей. Долгосрочные исследования
записей нейтронных мониторов показало, что на каждой станции скорость счета
изменяется на протяжении цикла солнечной активности. Это явление солнечной
модуляции галактических солнечных лучей. Для того чтобы исследовать происхождение
этого явления, мы не можем положиться на скорости счета одного монитора – нам нужно
выявить интенсивность космических лучей как функцию энергии частиц или их
жесткости. Так как каждый нейтронный монитор чувствителен к первичным космическим
лучам выше некоторого порога низкой жесткости (или низкой энергии), который зависит
от расположения на Земле, в особенности от географической широты, мы можем
комбинировать измерения станций на различных широтах, от полярных регионов до
экваториальных. Это было проделано для выявления длительной истории галактических
космических лучей, показанной на этом Графике, где указана интенсивность при
жесткости 10 GV (кинетическая энергия 9 GeV) по сравнению с изменением количества
солнечных пятен на протяжении нескольких десятков лет.
Направления солнечных космических лучей. Сеть высоких широт существенная для
измерения анизотропии, связанной с краткосрочными событиями космических лучей,
такими как события солнечных энергичных частиц и Форбуш эффекты. Если станции
расположены на сравнительно одинаковых широтах, их пороги по интенсивностям будут
близкими, и любая разница в их профиле скорости счета должна быть отнесена к
различным направлением прихода первичных космических лучей. Это иллюстрируется
наблюдениями событий солнечных космических лучей 20 января 2005 года двумя
нейтронными мониторами, которые имели не сильно различающиеся пороги по
жесткости. Начальный пик намного сильнее на станции Terre Adelie, чем на Kerguelen
Island, потому что во время этого специфического события первые космические частицы
проникли в земную магнитосферу с Юга, благодаря необычной ориентации
межпланетного космического поля.
Рис. 13
15
Сеть нейтронных мониторов и предупреждение космической погоды. Таким образом,
сети нейтронных мониторов важны для извлечения максимального количества научной
информации из измерений. Но сети также важны для использования нейтронных
мониторов в слежении за космической погодой, будь-то солнечные энергичные частицы
или выбросы корональных масс по направлению к Земле.
Мониторинг солнечных энергичных частиц. Обширные потоки энергичных частиц от
Солнца (SEP - solar energetic particles) главная проблема для космического оборудования и
других технологий, для радиосвязи в полярных регионах, а также для космонавтов. В
связи с ростом значения космических технологий стало необходимо развивать методы для
предсказания подобных событий. Солнечные космические лучи протонов и возможно
нейтронов, за исключением высокоэнергетических электронов, наиболее быстрые
частицы, которые достигают Землю в период данного события. Они не многочисленны, и
как следствие сами по себе не составляют главной опасности. Но их прибытие
сигнализирует о том, что через какое-то время следует ожидать множество протонов и
ионов низких энергий. И так как солнечные космические лучи всегда генерируются в
больших событиях, где число протонов и ионов низких энергий наивысшее, сети
нейтронных мониторов могут быть использованы для формирования системы
предупреждения в реальном времени, SEP тревоги. Существует два основных требования
для такого предупреждения: надежно предсказывать события, и избегать ложных тревог.
Важность данных нейтронных мониторов в реальном времени для этой цели – одно
из оправдания для проекта NMDB. В рамках этого проекта разрабатывается такая система
предупреждения, использующая данные, по крайней мере, трех станций с нейтронными
мониторами на высоких широтах – так как они наиболее чувствительны из-за низкого
геомагнитного порога – и комбинируя их с данными слабого рентгеновского излучения,
полученными со спутников, для того чтобы проверить на ложность. Когда на каком-либо
нейтронном мониторе скорость счета превосходит скользящее среднее среди
благополучных одноминутных измерений, станция переходит в режим «тревоги».
Окончательная тревога запускается в том случае, если по меньшей мере три станции в
режиме тревоги, и когда один рентгеновский канал указывает на то, что вспышка
началась.
Космические лучи как раннее предупреждение об гео-эффективных выбросах
корональных масс. Не только быстрые частицы играют роль в космической погоде.
Выбросы корональных масс (Coronal mass ejections - CMEs). СМЕ распространяясь через
межпланетное пространство, могут генерировать геомагнитный шторм во время
воздействия на земную магнитосферу. Возмущения магнитного поля Земли индуцируют
электрические токи, которые могут мешать техническому оборудованию на Земле, в
особенности в полярных регионах Земли, а также электронике на космических аппаратах.
Измерения нейтронных мониторов могут предоставить ранее предупреждение о
приближении к Земле CME, потому что эти возмущения влияют на распространение
космических лучей в Гелиосфере.
Когда быстрые выбросы корональных масс следуют через межпланетное
пространство (Interplanetary CME – ICME), ведя ударную волну перед собой, они влияют
на распространение галактических космических лучей и направления их прибытия на
Землю. Поскольку ударная волна может отражать заряженные частицы, космические лучи
истощены после удара. Так как космические лучи распространяются намного быстрее,
чем ICME, их мониторинг позволяет информировать возмущение до прихода ICME на
Землю. Предшествующие сигналы об ICME действительно были идентифицированы в
данных нейтронных мониторов до начала сильных магнитных бурь и сильных Форбуш
16
эффектов. Детальные исследования этих эффектов показали, что предшествующие
сигналами могут быть уменьшение или увеличение скорости счета космических лучей.
Предшествующие уменьшения, очевидно, происходят, когда станция нейтронных
мониторов связана магнитным образом с регионом с истощенным рентгеновским
излучением за ударной волной. Но по той же причине – отражение от волны – можно
ожидать увеличенный поток космических лучей спереди волны. Если Земля связана с
этим регионом, нейтронные мониторы зарегистрируют увеличение интенсивности
космических лучей до того, как удар ICME дойдет до Земли. Эффект ударной волны
наиболее заметен на расстоянии, соответствующе одной круговой орбите частицы
космических лучей в магнитном поле спереди волны (радиус Лармора). Для протонов
жесткости 10 GV при спокойном фоне среднего межпланетного магнитного поля,
интенсивности до прихода волны (около 5 нТ) радиус Лармора около 0,04 А.Е. (1 А.Е. –
среднее расстояние между Солнцем и Землей). Ударной волне со скоростью 500 км/с
требуется 4 часа для преодоления этого расстояния до достижения Земли. Таким образом,
эти аномалии наиболее часто наблюдаются в последние часы перед приходом ударной
волны. Сеть нейтронных мониторов способна идентифицировать эти сигналы и таким
образом предупредить о надвигающемся геомагнитном шторме.
Использование этого метода для оперативной службы – проект на будущее.
Рисунок выше был получен с помощью 45 нейтронных мониторов. С таким числом
станций может наблюдаться любая долгота прибытия. Во время вращения Земли, каждая
станция сканирует полный круг для каждой долготы в течение дня, и, чем больше станций
в различных местоположениях используется, тем более полной получается картина. Если
у нас есть только одна станция, только одна долгота будет просканирована. Европейские и
околоевропейские станции в одиночку не могут быть подходящими: такой же пример, как
и выше – на одном из двух рисунков изображены только Европейские данные (слева) и
Европейские+Российские станции (справа). Аспекты предшествующего сигнала всё еще
заметны, но только в отдельных случаях, чего недостаточно для надежной системы
предупреждения.
Рис.
История развития. История сети нейтронных мониторов начинается с Дж. А. Симпсона,
который в 1948 году изобрел свой инструмент для регистрации атмосферных нейтронов,
17
генерируемых космическими лучами. На многих современных станциях всемирной сети
ведется непрерывное измерение нейтронной компоненты, начатое в Июле 1957 года, с
официальным началом Международного Геофизического Года (International
Geophysical Year – IGY) .
Ранний период: Международный Геофизический Год и нейтронные мониторы. В
1957-1958 годах исследования проводились по плану IGY, и только после, в 1959 г.,
возникла программа IGC (International Geophysical Collaboration), как продолжение IGY.
15 сентября 1957 года Всемирный Центр Данных (WDC-B2) был создан в ИЗМИРАН,
Москва (NIZMIR). В этом месте все наблюдения со всего мира были собраны для обмена
данными. В то же время, данные, полученные советскими станциями и станциями
Европейско-Азиатских регионов, направлялись в центры данных в США (WDC-A) и в
Японию (WDC-C). Обмен данным способствовал установлению взаимного понимания и
установлению контактов между учеными всех стран.
Обновление - нейтронные мониторы NM64. В 1960-х годах, международная научная
активность в исследовании космических лучей продолжала увеличиваться, в особенности
в рамках Международного Года Солнца. В 1964 новый тип нейтронных мониторов
(NM64) был создан Хаттоном и Кармигелем (Hatton and Carmichael), с увеличенными
счетчиками для получения улучшенной статистической точности. Старые станции были
переоборудованы и новые супер мониторы устанавливались на новые станции. Эволюция
числа станций, оборудованных в рамках IGY и нейтронными мониторами NM64 и
эволюция скорости счета отображена на Рисунке.
К базам в реальном времени. В первый раз данные нейтронных мониторов (из станции
Москвы) были размещены в Интернете для консультирования в реальном времени в 1997
году, это привело фактически к новой эре сбора, обработки и представления данных в
реальном времени.
В настоящее время всемирная сеть состоит из около 50 действующих нейтронных
мониторов с различными характеристиками энергии и реакциями на космические лучи.
Все нейтронные мониторы работают непрерывно с сбором данных 1- или 5-минутных
интервалов. Большинство станций (около 30) представляют свои данные в Интернете в
реальном времени. С января 2008 г., разрабатывается База данных Нейтронных
Мониторов с высоким разрешением (NMDB) , как часть проекта e-Infrastructures, при
поддержке Европейской Комиссии в рамках программы Seventh Framework Programme.
Эта инициатива направлена на развитие базы данных реального времени для измерений
нейтронных мониторов высокого разрешения, включая данные наибольшего числа
нейтронных мониторов. Главная цель – развитие цифрового репозитория с данными
космических лучей, которые будут доступны через Интернет для большого числа
организаций, с помощью прямого доступа к базам данным через стандартизированные
веб-интерфейсы.
18
Матричный мюонный телескоп. Пропорциональный режим работы газоразрядного
счетчика достигается уменьшением в нем внутреннего газового усиления, которое
значительно ниже, чем в режиме Гейгера (Калашникова, 1966). При этом разряд,
возникающий в счетчике, не распространяется вдоль его нити, а локализован в месте
прохождения ионизующей частицы. Однако это еще не дает возможность определить
место прохождения частицы через счетчик и тем самым обеспечить разрешение его по
координате вдоль нити, так как сигнальный выход один, а линейные размеры счетчика
СГМ-14 d/L (диаметр/длина) находятся в соотношении 1 10 (Блох, 1969). Для счетчика
СГМ-14-1 это соотношение составляет 1 14 .
Если счетчики, в которых обеспечен пропорциональный режим, расположить
взаимно перпендикулярно один над другим (как показано на рис.) и включить их в схему
совпадений, то разрешение по координате вдоль нити счетчика будет обеспечено.
Взаимное
телескопе.
расположение
пропорциональных
счетчиков
в
При таком взаимном расположении (см. рис.) частица может
“засветить” одновременно оба счетчика, только пройдя в месте их
пересечения. Так образуется элементарная ячейка детектирования
2
площадью S = d (Янчуковский, 1986). При числе счетчиков N=2L/d можно организовать
матрицу детектирования из (L/d)2 ячеек.
Функции шин считывания выполняют нити счетчиков (аноды), расположенные взаимно
перпендикулярно и образующие координатную сетку. Матричный детектор (Янчуковский,
1986), изображенный на рис.1.24, состоит из двух матриц.
19
Рис. 17. Матричный телескоп.
Размеры матриц можно менять по координатам x и y (изменением числа счетчиков), а
число матриц – по координате z . Усилители считывания выходных сигналов при опросе
матриц имеют внешнее по отношению к счетчику усиление, так как внутреннее газовое
усиление уменьшено для достижения в счетчике пропорционального режима. После
усиления осуществляется амплитудная дискриминация сигналов и формирование по
длительности. Затем они подаются в дешифратор направлений прихода частиц. Исходя из
образовавшейся системы матриц (рис.1.24), обозначим сигналы с нитей счетчиков через
a(x), b(y), c(x) и d(y) с учетом их взаимного расположения и ориентации. Положение
матричной ячейки будет определяться координатами x, y, z. При этом x и y будут меняться
от 1 до n, а z от a до d. Тогда операции дешифрирования можно записать в виде логических
выражений
I θ ,ϕ = ∑ ∑ a x + i • b y + j • c x+k • d y +m .
x y
Здесь I(q, j) - направленная интенсивность КЛ, регистрируемая под углами к зениту q и
азимуту j, а i, j, k, m - принимают значения 0, 1, 2, … (n - 1). Соотношение параметров i,
j, k, m определяют величины азимутального и зенитного углов регистрации частиц КЛ.
Детектор в виде матриц позволяет на той же площади S с M счетчиками длиной L и
диаметром d обеспечить N направлений регистрации
⎛ ML ⎞
⎛ ML
⎞
N =⎜
− 2 ⎟ !.
⎟! 2⎜
⎝ 2d ⎠
⎝ 2d
⎠
(
)
(
) (
) (
)
(
)
При этом для каждого из направлений обеспечивается регистрация частиц в
виде
параллельного пучка. Вынесение на последний этап операции суммирования информации
в каналах регистрации частиц с одного направления понижает темп счета I k в каналах
на этапе дешифрирования. Это позволяет резко сократить просчеты
I п ≈ τ −1 I k
и случайные совпадения
I mc = mτ m −1 ∏ I k .
Здесь τ - разрешающее время, m - кратность совпадений. Вклад от этих эффектов при
τ ≈ 4•10-6 с и m =4 уменьшается до величины < 0,01 %, которую практически можно не
учитывать. Операция предварительного пересчета информации после ее суммирования
совмещена с регистрацией.
Таким образом, в различных каналах на выходе мы получаем информацию о
направленной интенсивности КЛ (с различных направлений в узких телесных углах).
20