МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ... имени М.В. ЛОМОНОСОВА НАУЧНО-ИССЛЕДОВАТЕЛЬСКИЙ ИНСТИТУТ ЯДЕРНОЙ ФИЗИКИ
advertisement
МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ имени М.В. ЛОМОНОСОВА НАУЧНО-ИССЛЕДОВАТЕЛЬСКИЙ ИНСТИТУТ ЯДЕРНОЙ ФИЗИКИ имени Д.В.СКОБЕЛЬЦЫНА УДК 537.591 № госрегистрации 01.9.80004286 Инв. № 01/07-04 «УТВЕРЖДАЮ» Зам директора НИИЯФ МГУ профессор В.И. Саврин ОТЧЕТ О НАУЧНО-ИССЛЕДОВАТЕЛЬСКОЙ РАБОТЕ «Проведение исследований в области рационального природопользования с использованием уникальных установок» по теме: « ПОИСК ПРЕДЕЛА УСКОРЕНИЯ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ В ГАЛАКТИКЕ И МОНИТОРИНГ СОСТОЯНИЯ АТМОСФЕРЫ, БЛИЖНЕГО И ДАЛЬНЕГО КОСМОСА НА АСТРОФИЗИЧЕСКОМ КОМПЛЕКСЕ МГУ-ИГУ ДЛЯ ИССЛЕДОВАНИЯ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ СВЕРХВЫСОКИХ ЭНЕРГИЙ (УСТАНОВКИ ТУНКА И ШАЛМГУ) (АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ КОМПЛЕКС МГУ ИГУ)», ВЫПОЛНЯЕМЫХ В РАМКАХ ФЦП «ИССЛЕДОВАНИЯ И РАЗРАБОТКИ ПО ПРИОРИТЕТНЫМ НАПРАВЛЕНИЯМ РАЗВИТИЯ НАУЧНО-ТЕХНОЛОГИЧЕСКОГО КОМПЛЕКСА РОССИИ НА 2007-2012 ГОДЫ». Государственный контракт от 08 июня 2009 г. № 02.518.11.7159 с дополнительным соглашением от 06 июня 2010 г. № 1 Шифр: « 2009-07-1.8-00-05-079 » (заключительный) Руководитель работы д.ф.-м.н. профессор М.И. Панасюк МОСКВА 2010 1 СПИСОК ИСПОЛНИТЕЛЕЙ Руководитель работ, Директор НИИЯФ МГУ профессор ___________________ М.И. Панасюк Исполнители темы: Зав. отделом, профессор ___________________ Н.Н. Калмыков Зав. лаб, д.ф.-м.н. ___________________ Л.А. Кузьмичев Вед. научн. сотр ___________________ Ю.А. Фомин Вед. научн. сотр ___________________ В.В. Просин Ст. научн. сотр. ___________________ М.Ю. Зотов Ст. научн. сотр. ___________________ А.В. Скурихин Ст. научн. сотр. к.ф.-м.н. ___________________ Е.Е. Коростелева Ст. научн. сотр. к.ф.-м.н. ___________________ В.П. Сулаков Ст. научн. сотр. к.ф.-м.н. ___________________ А.А. Силаев Зам. зав. отделом, к.ф.-м.н. ___________________ А.Я. Варковицкая Ст. научн. сотр. к.ф.-м.н. ___________________ С.А. Шаракин Мл. научн. сотр. ___________________ А.А. Силаев (мл) Ст. научн. сотр. к.ф.-м.н. ___________________ А.А. Константинов Вед. программист ___________________ А.В. Широков Вед. программист ___________________ В.А. Кожин Вед. электроник ___________________ В.И. Назаров Вед. электроник ___________________ Н.И. Карпов Вед. электроник ___________________ С.Б. Игнатьев Вед. электроник ___________________ П.Г. Щепкин Вед. инженер ___________________ А.В. Игошин Электроник 1 кат ___________________ А.В. Заблоцкий Нормоконтролер Вед. программист ___________________ З.В. Ярочкина 2 Студент 5 курс ___________________ А.А. Кузнецова Студент 5 курс ___________________ А.О. Прокопчук Электроник 1 кат ___________________ Б.В. Антохонов Научн. сотр. ___________________ Н.В. Тюрина Студент 4 курс ___________________ В.А. Карнаухов Научн. сотр ___________________ А.А. Белинский Вед. инженер ___________________ Д.А. Кувшинов Старший техник ___________________ Е.С. Горбовский Студент 5 курс ___________________ А.С. Кузнецов Студент 4 курс ___________________ М.В. Пружинская Студент 6 курс ___________________ Д.С. Земнухов Аспирант ___________________ Б.С. Сафонов Аспирант ___________________ И.А. Портянская Электроник 1 кат ___________________ А.В. Коробченко Электроник 1 кат ___________________ А.В. Загородников Ст. научн. сотр. к.ф.-м.н. ___________________ А.В. Кочанов Студент 3 курс ___________________ Е.Н. Константинов Инженер ___________________ А.И. Иванов Аспирант ___________________ А.А. Паньков Студент 3 курс ___________________ О.Н.Петрова Студент 3 курс ___________________ С.В. Старикова Студент 3 курс ___________________ В.В. Ленок Студент 5 курс ___________________ С.Н. Епимахов Студент 5 курс ___________________ А.В. Хитникова 3 РЕФЕРАТ Отчет 96 с., 6 ч., 52 рис. 1 табл. ШИРОКИЙ АТМОСФЕРНЫЙ ЛИВЕНЬ, ПЕРВИЧНОЕ КОСМИЧЕСКОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ, ЭНЕРГЕТИЧЕСКИЙ СПЕКТР, ЧЕРЕНКОВСКИЙ ДЕТЕКТОР, СЦИНТИЛЛЯЦИОННЫЙ ДЕТЕКТОР, ДЕТЕКТОР НЕЙТРОНОВ, ОПТОВОЛОКОННЫЕ ЛИНИИ СВЯЗИ, АТМОСФЕРНОЕ ЭЛЕКТИЧЕСТВО, ФОТОУМНОЖИТЕЛЬ ОПТИЧЕСКИЙ ТЕЛЕСКОП. Объектом исследования является первичное космическое излучение сверхвысоких энергий, транзиентное оптическое излучение, сопровождающее гамма-всплески и другие астрофизические процессы. Главная цель работы этого этапа – проведение первых сеансов работы установки Тунка-133 в полном объеме и проведение предварительного анализа данных. Установка успешно проработала в осенне-зимний период. Полная экспозиция составила около 300 часов. Анализ данных показал, что количество событий во области высоких энергий, набираемых новой установкой за одну ночь примерно равно числу событий, зарегистрированных установкой Тунка-25 за все время ее работы ( около 300 часов). При обработки экспериментальных данных был использован новый метод определения положения оси ШАЛ по зависимости длительности импульса от расстояния. Разработан и изготовлен опытный экземпляр мюонного детектора и проведены тестовые измерения мюонов. Разработан проект подключения мюонных детекторов к системе сбора данных установки Тунка-133 и начато изготовление необходимых электронных устройств. Проведен предварительный анализ экспериментальных данных, полученных при эксплуатации установки МАСТЕР на полигоне в зимний период 2009-2010. Результатов наблюдений опубликованы в международном центре наблюдений гамма-всплесков (GCN). На установке ШАЛ-МГУ проводился совместный мониторинг электростатического электричества в приземной части атмосферы, темпа счета 4 мюонов, темпа счёта тепловых нейтронов и ШАЛ. Проведено исследование вариации темпа счета мюонов, в том числе во время гроз и солнечных вспышек. Создан второй экземпляр измерителя электростатического поля атмосферы. Разработана программа для численного расчета распространения космических лучей сверхвысоких энергий в расширяющейся Вселенной с учетом взаимодействия ультрарелятивистских протонов и атомных ядер с фоновым метагалактическим излучением 5 Содержание Введение 7 1.Установка опытного экземпляра мюонного детектора для совместной работы с черенковской установкой Тунка-133. Установка детектора нейтронов в Тункинской долине. 10 2.Проведение сеансов регистрации ШАЛ в грозовую погодус помощью закрытого водного черенковского детектора и систем радиоантенн 17 3.Расчет ускорения частиц в остатках сверхновых типа Ia, IIP, Ib/c, IIb и определение их вклада в наблюдаемую у Земли интенсивность космических лучей. Интерпретация спектра и состава космических лучей, полученных на установке Тунка. 20 4. Эксплуатация комплексной установки ШАЛ МГУ. Анализ данных по мониторингу приземного слоя атмосферы по данным установки ШАЛ МГУ. Ввод в строй второго экземпляра измерителя электростатическогоэлектричества приземного слоя атмосферы в составе установки ШАЛ МГУ. 29 5.Развитие теории магнитовращательного коллапса, как причины возникновения собственного оптического излучения гамма-всплесков. 43 6. Итоги работы по проекту 49 Заключение 71 Приложение 1. Справка о числе организаций-пользователей. 73 6 ВВЕДЕНИЕ Космические лучи являются одним из важнейших источников фундаментальных знаний как о микромире - природе и взаимодействиях элементарных частиц и ядер, так и о крупномасштабных процессах, происходящих не только в нашей Галактике, но и за ее пределами. Спектр космических лучей не солнечного происхождения простирается более, чем на 10 порядков от 10 10 эВ до 1020 эВ. К настоящему времени космические лучи относительно низких энергий достаточно хорошо изучены прямыми методами регистрации на высотных аэростатах. Исследования космических лучей высоких и сверхвысоких энергий ведутся на нескольких установках (TIBET, KASCADE, AGASA, ЯКУТСК и др.), однако, до сих пор сохраняются значительные, расхождения, в экспериментальных данных, в особенности, относительно химического состава космических лучей, получаемых разными группами с помощью различных методик. Это в значительной степени препятствует правильному пониманию природы источников и механизмов ускорения космических лучей в разных диапазонах высоких энергий, что является одной из нерешенных фундаментальных проблем современной астрофизики. Главный признак приближения к предельной для Галактических источников энергии – утяжеление массового состава космических лучей с ростом энергии и, возможно, рост анизотропии. В настоящее время существует ряд теоретических и экспериментальных указаний на то, что переход от галактических к внегалактическим источникам происходит в диапазоне 1017–1018 эВ. Из-за низкого потока космических лучей сверхвысоких энергий единственным методом их изучения является регистрация широких атмосферных ливней (ШАЛ), образующихся при прохождении первичных космических лучей через атмосферу Земли. В рамках выполнения Государственного контракта мы планируем провести исследование на установках, взаимодополняющих друг друга по методам восстановления важнейших характеристик космических лучей: энергетического спектра и массового состава. При этом будет осуществлен единый подход к моделированию эксперимента, обработке и анализу данных. Исследование 7 космических лучей будет проводиться на калориметрической установке Тунка-133, использующей поток черенковкого света от ШАЛ как меру энергии первичной частицы, и на установке, регистрирующих электронно-фотонную компоненту ШАЛ на уровне наблюдения (ШАЛ-МГУ). Экспериментальная работа будет дополнена теоретическими исследованиями и численным моделированием процессов ускорения и переноса космических лучей в Галактике. Природа источников галактических частиц высоких и сверхвысоких энергий, несмотря на существенный прогресс в теории их ускорения и распространения, до конца не ясна. Основными источниками космических лучей в Галактике считаются остатки сверхновых. Это следует из интерпретации их радио, нетеплового рентгеновского и гамма-излучения. Установлено, что в остатках сверхновых имеются частицы вплоть до энергий порядка 1014 эВ. Возможность ускорения до больших энергий остается гипотетической, как с экспериментальной, так и с теоретической точек зрения. Весьма существенным для понимания природы источников явились бы надежные экспериментальные данные об энергетическом спектре, массовом составе и анизотропии в диапазоне 1015–1018 эВ. Этот диапазон включает как классический излом при энергии 31015 эВ, открытый сотрудниками НИИЯФ МГУ под руководством С.Н. Вернова и Г.Б. Христиансена, так и область энергий 1017Z эВ, по-видимому максимально достижимых космическими лучами в оболочках сверхновых звезд. Установки, предназначенные для изучения космических лучей высоких энергий представляют собой сеть отдельных детекторов, регистрирующих заряженные частицы или черенковское излучение частиц широких атмосферных ливней (ШАЛ), возникающих при взаимодействии первичной частицы высокой энергии с атмосферой. Восстановление параметров первичной частицы: направления прихода, энергии, массы осуществляется с использованием различных моделей взаимодействия космических лучей с атмосферой и развития ШАЛ. Точность восстановления зависит, как от экспериментальной методики, так и качества используемых теоретических моделей. 8 Для поиска возможного оптического сопровождения гамма-всплесков будет проводиться непрерывный мониторинг неба с целью поиска всех не содержащихся в астрономических каталогах объектов. Для этого на астрофизическом полигоне установлена мобильная астрономическая система телескопов-роботов МАСТЕР VWF (Very Wide Field), включающий 2 камеры сверхширокого поля (полное поле зрения 2000 квадратных градусов) и «большой» телескоп широкого поля зрения. Кроме синхронного оптического излучения источников гамма-всплесков, система телескопов будет фиксировать неизвестные астероиды, кометы и вспышки сверхновых. Комплекс аппаратуры, сочетающий установку, регистрирующую вспышки атмосферного черенковского света, и системы оптических телескопов МАСТЕР может оказаться уникальным детектором особо интенсивных гамма-всплесков. Интенсивный гамма-всплеск может вызвать кратковременное (от нескольких миллисекунд до нескольких минут) увеличение фонового света атмосферы за счет добавления рассеянного черенковского и ионизационого света от множества ливней от гамма-квантов, развивающихся в верхней атмосфере. Такое увеличение потока фонового света вызовет синхронный скачок темпа счета всех оптических детекторов установки Тунка-133. Аппаратура установки позволяет зафиксировать подобное изменение темпов счета, а система оптических телескопов, с одной стороны, отследит, не вызвано ли увеличение потока фонового света такими не интересными для астрофизики источниками света, как самолеты или метеоры, а с другой стороны, может зафиксировать точечный астрофизический источник, появившийся в поле зрения телескопа одновременно с гамма-всплеском. В соответствии с требованиями технического задания и календарного плана основной целью выполнения четвёртого этапа Государственного контракта является установка дополнительных детекторов, сравнение экспериментальных результатов с теорией, подготовка заключительного отчета. 9 1. УСТАНОВКА ОПЫТНОГО ЭКЗЕМПЛЯРА МЮОННОГО ДЕТЕКТОРА ДЛЯ СОВМЕСТНОЙ РАБОТЫ С ЧЕРЕНКОВСКОЙ УСТАНОВКОЙ ТУНКА-133. УСТАНОВКА ДЕТЕКТОРА НЕЙТРОНОВ В ТУНКИНСКОЙ ДОЛИНЕ. 1.1.Введение Совместная регистрация мюонной компоненты ШАЛ и черенковского света существенно повышает возможности установки при исследовании массового состава. Рисунок 1.1. Распределение по lgN при фиксированной энергии ШАЛ. На правом рисунке – распределение по lgN(corr) (см. текст). Проведенные по программе AIRES расчеты показывают, что совместные измерения полного числа мюонов с точностью 10%, глубины максимума и полной энергии ШАЛ с точностями, достижимыми на установке Тунка-133, позволяют отделить ливни от легких ядер (протоны, гелий) от тяжелых (железо, кремний). На рисунке 1.1 показано распределение по lgN при фиксированной энергии и по тому же числу, скорректированному на глубину максимума, lgN(corr): lgN(corr) = lgN – (Xmax 600) 1500 10 ( 1) Для каждой группы ядер (p, He, Si, Fe) разыграно одинаковое число ШАЛ – 500. Из рисунков видно, что восстановление энергии и глубины максимума позволяет отделить группу легких ядер от тяжелых. Это особенно существенно в области перехода от Галактических космических лучей к Метагалактическим. Расчеты показывают, что измерение полного числа мюонов с точностью 10% можно осуществить сетью из 20 мюонных детекторов площадью 10 м2. Расположение мюонных детекторов в составе установки Тунка-133 показано на рисунке 1.2. Рисунок 1.2 Мюонные детекторы ( желтые квадраты) внутри установки Тунка-133. Установка состоит из 133 оптических детекторов, объединенных в 19 кластеров. В центре каждого кластера располагается контейнер с электроникой, связанный с центром сбора данных оптоволоконным кабелем. Мюонные детекторы будут располагаться на расстоянии 10-15 м от центров кластеров установки. Для отделения мюонов от электронов мюонные детекторы должны быть покрыты слоем грунта 1.5 – 2 м. 1.2 Изготовление опытного экземпляра мюонного детектора Конструкция металлический мюонного детектора (рисунок 1.3) представляет из себя полусегмент длиной 2.5 м и шириной 2м. Высота – 1м. 11 Конструкция детектора рассчитана на внешнее давление грунта толщиной до 2 м. Контейнер изготовлен на Шелеховском заводе металлоконструкций. Шелехов – город в 30 км от Иркутска, расположенный на тракте, связывающем Иркутск с Тункинской долиной. Вес контейнера – 2т. По своим габаритом и весу контейнер может транспортироваться в кузове автомобиля ГАЗ-66. Первый мюонный детектор уставлен на расстоянии 15 м от центра 16 кластера устаовки. Рисунок 1.3. Мюонный детектор. Контейнер внутри покрыт белым диффузно-отражающими материалом – тайвеком. На дно контейнера уложены в один слой плоские квадратные пластины сцинтилляторов толщиной 5 см На поверхности сцинтилляторов устанавливаются оптические детекторы типа на базе ФЭУ (R5912, Hamamatsu) с диаметром фотокатода 20 см. Ранее, в тестовых испытаниях, подробно описанных в предыдущем отчете, показано, что такая конструкция обладает высокой степенью однородности при регистрации мюонов. 1.3.Подключения мюонных детекторов к системе сбора данных установки Тунка-133 . Схема подключения мюонного детектора к системе сбора установки Тунка-133 показана на рисунке 1.4. Мюонный детектор расположен на расстоянии 15 м от центра кластера. Сигналы с фотоумножителей мюонного детектора подаются в контейнер электроники детектора по 12 коаксиальным кабелям. Электроника мюонного детектора практически полностью совпадает с электроникой кластера установки Тунка-133. Электроникой мюонного детектора содержит две 4-х канальные блока FADC на 12 битовых 200 МГц АЦП и перепрограммирумых матриц фирмы XILINX. Платы оцифровывают сигналы с шагом 5 нс в интервале 5 мкс. Контроллер мюонного детектора содержит локальные часы с шагом 10 нс и модуль выработки триггера. Контроллер мюонного детектора связывается оптическим кабелем с контейнером кластера и далее информация с мюонного детектора передается по 2-м свободным оптическим жилам кабеля, связывающего контейнер кластера с центром сбора данных. Дополнительно требуется вывести из контейнера кластера сигнал локального триггера кластера и передать его по коаксиальному кабелю в контейнер электроники мюонного детктора. Для этого плата контролера кластера дополнена платой вывода-приема локального триггера (рисунок 1.5) и проведена модернизация функциональных возможностей платы контроллера. Рисунок 1.4. Схема подключения мюонного детектора к системе сбора данных установки Тунка-133. Контроллер может работать в 3-х режимах: 1. Обычный режим выработки триггера (более N срабатываний в интервале 0.5 мкс., N задается программно) 2. Режим вывода локального триггера. В этом режиме локальный триггер в форме аналогового сигнала выводится с платы. 13 3. Работа по внешнему триггеру. В этом режиме считывание плат FADC проводится только при приходе внешнего сигала. При наборе данных мюонный детектор работает в 3-ем режиме, получая триггер из центра кластера. При калибровке (наборе «мюонного пика») котроллер переводится в 1-й режим. Рисунок 1.5 Плата вывода-приема локального триггера. 1.4. Установка детектора нейтронов в Тункинской долине 1.4.1 Выбор сцинтиллятора Для регистрации тепловых нейтронов лучше всего подходят счетчики на неорганическом сцинтилляторе с различными добавками. Они обладают достаточно высоким быстродействием и имеют малое время высвечивания. Одним из самых эффективных является сцинтиллятор на основе ZnS(Ag). ZnS представляет собой кристаллическое вещество плотностью 4,09 г/см3 и температурой плавления 1850 о С, время высвечивания быстрой компоненты составляет ≈ 40 нсек. Кроме быстрой компоненты сцинтиллятор имеет еще несколько более медленных компонент, однако около половины энергии свечения выделяется именно за время быстрой компоненты. Неактивированный сернистый цинк даёт голубое излучение. При введении в качестве примеси Ag в количествах порядка 0,01% голубое излучение сильно увеличивается и сцинтилляционная эффективность очень высока, причем максимум эмиссии приходится на 450 нм. Несмотря на то, что ZnS(Ag) является одним из наиболее эффективных ныне известных сцинтилляторов, и то, что он имеет эмиссионный спектр, идеально подходящий к фотоумножителям, применение его в сцинтилляционных счётчиках ограничено по двум причинам: очень трудно изготовлять большие монокристаллы, и кристалл только частично прозрачен к собственному излучению. Тем не менее, ZnS(Ag) был признан удобным для счёта 14 тяжёлых заряженных частиц и медленных нейтронов. При помощи этого сцинтиллятора около 20% энергии быстрых частиц может конвертироваться в свет. Регистрация происходит по следующей схеме: в ZnS(Ag) добавляют 6Li, который захватывает нейтрон: 6 Li + n → T + + 4,78 МэВ, где образовавшиеся -частица и ядро трития вызывают свечение ZnS(Ag) в видимом диапазоне волн. За один процесс захвата нейтрона ZnS(Ag) испускает до 160000 фотонов. Следует сказать, что сцинтиллятор применяется исключительно в виде тонкого слоя, т.к. вещество ZnS(Ag) непрозрачно к собственному излучению, и максимальная толщина слоя сцинтиллятора составляет 50 мг/см2. Нужно отметить, что сцинтиллятор ZnS(Ag) + Li6 хорошо подходит для регистрации именно тепловых нейтронов, а быстрые нейтроны он регистрирует с низкой эффективностью. Это связано с тем, что сечение реакции захвата с ростом скорости падает как 1/v, где v – скорость захватываемой частицы, в данном случае, нейтрона. Сцинтиллятор представляет собой белый порошок, состоящий из гранул сплава сернистого цинка с литийсодержащим веществом, обогащенный изотопом лития-6, который наносится тонким слоем (толщиной в одну гранулу – 0.30.5 мм) на какую-либо отражающую поверхность. В нашем случае это тонкая белая пластиковая пленка, заламинированная в прозрачную полиэтиленовую пленку. Эффективность регистрации тепловых нейтронов таким сцинтиллятором – порядка 20%. 1.4.2. Детектор нейтронов и тестовые измерения Детектор нейтронов был изготовлен нами по той же схеме, что и детектор мюонов. На дно коробки с диффузно отражающими стенками ( рис.1.5) 15 Рис. 1.5. Детектор нейтронов Объем коробки просматривается двумя фотоумножителями. листы на дне коробки – сцинтиллятор. Светлокоричневые На рисунке 1.6 показан пример импульсов от нейтронов. Рисунок 1.6. Пример регистрации цуга нейтронов. По оси абсцисс время в кодах. Единица кода – 5 нс 16 цуга 2. ПРОВЕДЕНИЕ СЕАНСОВ РЕГИСТРАЦИИ ШАЛ В ГРОЗОВУЮ ПОГОДУ С ПОМОЩЬЮ ЗАКРЫТОГО ВОДНОГО ЧЕРЕНКОВСКОГО ДЕТЕКТОРА И СИСТЕМ РАДИОАНТЕНН В данной работе мы планируем исследовать временную и пространственную корреляцию между грозовыми разрядами и ШАЛ с энергией выше 1016 эВ на базе Тункинской комплексной установки по исследованию космических лучей и осуществить попытку регистрации задержанного по времени относительного ШАЛ электронов, предсказываемую циклическим механизмом ускорения. Для регистрации ШАЛ во время грозы используется водный черенковский детектор площадью 10 кв.м и глубиной 1 м и 8 разнесенные радио антенны. Функциональная схема эксперимента приведена на рисунке 2.1. Рисунок 2.1 Функциональная схема эксперимента. Водный объем детектора просматривается 4-мя фотоумножителями с площадью фотокатода 20 см. Суммарная амплитуда сигнала с четырех фотоумножителей при прохождении через бак мюона в вертикальном направлении примерно равна 25 фотоэлектронам. Электроника детектора осуществляет оцифровку сигнала с шагом 17 20 нс. Детектор может работать от собственного локального триггера, с частотой срабатывания в диапазоне 1-10 Гц. Проводится постоянный набор и мониторирование амплитудных спектров с каждого фотоумножителя с интервалом 5 сек. Расстояние до оси ливня может быть оценено по длительности диска ШАЛ. Водный детектор расположен на глубине 2 м под землей. Над детектором установлена легкая крыша. Сеансы работы этой установки проводились с середины июля по начало сентября. Антенны в этом эксперименте подключались к свободным каналам FADC. С 2009 года в этом эксперименте были задействованы 3 антенны (рисунок 2.2). Две logпериодические антенны и одна апериодическая антенна. Рисунок 2.2. Два типа антенн установленных в Тункинской долине. Левый рисунок – log-периодическая антенна, правый – SALLA (Short Aperiodic Loaded Loop Antenna) антенна. В июле месяце были дополнительно установлены 4 log-периодические антенны и одна апериодическая. Таким образом в эксперименте сейчас задействованы 8 антенн. Пример сигнала с апериодической антенны во время предгрозовой погоды показан на рисунке 2.3. 18 Рисунок 2.3 Пример радиовсплеска в предгрозовой атмосфере. По оси абсцисс – время в кодах. Единица кода – 5 нс. Темп счета таких всплесков составляет 0.5 – 1 Гц. атмосферными ливнями не обнаружено. 19 Совпадений с широкими 3. РАСЧЕТ УСКОРЕНИЯ ЧАСТИЦ В ОСТАТКАХ СВЕРХНОВЫХ ТИПА IA, IIP, IB/C, IIB И ОПРЕДЕЛЕНИЕ ИХ ВКЛАДА В НАБЛЮДАЕМУЮ У ЗЕМЛИ ИНТЕНСИВНОСТЬ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ. ИНТЕРПРЕТАЦИЯ СПЕКТРА И СОСТАВА КОСМИЧЕСКИХ В течение долгого времени теоретические оценки максимальной энергии протонов, которая может быть достигнута при ускорении в остатке сверхновой составляла примерно 1013-1014 эВ [2]. После того, как в работе [3] было показано, что потоковая неустойчивость частиц в предвестнике сильной ударной волны приводит к генерации сильного случайного магнитного поля B Bism ( Bism 5 G - среднее межзвездное магнитное поле перед фронтом ударной волны) и, следовательно, к более эффективному удержанию частиц в области ускорения, оценка максимальной энергии увеличилась примерно на два порядка величины. Замечательно, что данные по синхротронному рентгеновскому излучению от ряда молодых (с возрастами, обычно не превышающими нескольких тысяч лет) остатков сверхновых указывают на наличие в них сильных магнитных поле 150 – 500 G [4], что по-видимому обьясняется действием потоковой неустойчивости. Используя результаты по усилению магнитного поля в остатках сверхновых, в настоящей работе рассчитывется стационарный спектр космических лучей в Галактике и проводится сравнение с экспериментальными результатами, полученными на установке Тунка. Из-за высокой эффективности ускорения, спектр космических лучей должен определяться с учетом модификации структуры ударной волны давлением ускорямых частиц. Мы исследуем ускорение космических лучей и эволюцию ударной волны, порожденной взрывом сверхновой, на основе численного кода, описанного в [5]. Он позволяет решать гидродинамические уравнения совместно с диффузионно-конвективным уравнением переноса для функции распределения космических лучей f (t , r , p) , которая зависит от времени t , расстояния r от точки сферически-симметричного взрыва и импульса частицы p . Эффективность инжекции тепловых ионов в процесс ускорения задается соотношением 0.1ush / c , 20 где ush - скорость ударной волны, c -скорость света, см. [6]. Новым элементом нашего расчета является учет альфвеновского дрейфа при рассмотрении переноса энергичных частиц в области за фронтом ударной волны. В этой области альфвеновская скорость VA B / 4 не является пренебрежимо малой по сравнению со скоростью газа u , если магнитное поле так велико, как это следует из наблюдений рентгеновского синхротронного излучения. Положительный (направленный наружу) градиент ускоренных частиц за фронтом ударной волны генерирует альфвеновские волны, распространяющиеся в отрицательном направлении, что определяет скорость переноса, равную w u VA / 3 . Благодаря этому ускоряемые частицы «чувствуют» меньшую степень сжатия и приобретают более мягкий спектр, по сравнению с обычным предположением w u . Мы используем результаты [4] по анализу нетеплового рентоеновского излучения и считаем, что за фронтом ударной волны выполняется условие B2 / 8 3.5 102 ush2 . Отметим, что последние соотношение также подкрепляется теоретическими расчетами развития потоковой неустойчивости в молодых остатках сверхновых [7]. Диффузия частицы с зарядом Ze и скоростью v вблизи ударной волны описывается Бомовским коэффициентом диффузии DB vpc / (3ZeB) . Максимальный импульс частиц, ускоренных на ударной волне радиусом Rsh может быть оценен из соотношения DB ( pmax ) 0.1ush Rsh , в котором коэффициент диффузии берется в области перед ударной волной, где магнитное поля примерно в 5 раз меньше, чем поле за фронтом ударной волны. Это приводит к оценке по порядку 2 величины pmax c / Z 20ush,3 Rsh n ТэВ, где скорость ударной волны равна ush 103 ush,8 км/с, радиус ударной волны дается в пк, концентрация межзвездного газа в см-3. Можно показать [8], что трансформация кинетической энергии взрыва сверхновой в энергию ускоренных космических лучей становится эффективной с момента начала Седовской (адиабатической) стадии эволюции ударной волны, т.е. когда масса выброса сверхновой становится равной массе нагребенного ударной волной газа. В результате, в усредненном 21 за все время ускорения эволюционирующей ударной волной спектре частиц возникает характерный излом – «колено». Энергия колена приближенно оценивается, как pkneec / Z 1 1015W51n1/6 M ej2/3 эВ. (1) Здесь W51 - кинетическая энергия взрыва в единицах 1051 эрг и M ej - масса выброса сверхновой в солнечных массах. Если до взрыва предсверхновая звезда обладала сильным звездным ветром со скоростью ветра 10 uw,6 км/с, скоростью потери массы 10-5 M 5 солнечных масс в год и Седовская стадия эволюции началась в то время, когда ударная волна шла по материалу ветра, уравнение (1) заменяется на следующее pkneec / Z 8 1015W51 M 5 / uw,6 M ej1 эВ. (2) Мы провели численное моделирование ускорения космических лучей для 4 типов остатков сверхновых. 1. Сверхновые типа Ia со следующими параметрами: кинетическая энергия взрыва W 1051 эрг, концентрация окружающего газа n 0.1 см-3 , масса выброса M ej 1.4M . Для расчета начальной стадии эволюции ударной волны важно также знать распределение плотности газа s r k в свободно разлетающейся внешней части звезды; k 7 для сверхновой типа Ia. 2. Сверхновые типа IIP с параметрами: W 1051 эрг, n 0.1 см-3, M ej 8M , k 12 . 3. Сверхновые типа Ib/c с параметрами: W 1051 эрг, ударная волна распространяется в «пузыре» - разреженной полости, имеющей концентрацию газа n 0.01 см-3 и образованной предсверхновой звездой, когда она находилась на главной последовательности, а затем прошла через стадии красного сверхгиганта и звезды Вольфа-Райе, M ej 2M , k 7 . 22 4. Сверхновые типа IIb с параматрами W 3 1051 эрг, n 0.01 см-3, M ej 1M . До того, как выйти в разреженный «пузырь» ударная волна распространяется по плотному веществу ветра красного сверхгиганта – заключительной стадии эволюции предсверхновой, с внешней границей сферического ветра радиусом 5 пк и скоростью потери массы M 104 M в год. Подробнее свойства сверхновых обсуждаются в работе [9]. Основываясь на статистике сверхновых до расстояний 28 Мпк вокруг Галактики [10], мы принимаем следующие относительные частоты вспышек 4 типов сверхновых, описанных выше: 0.32, 0.44, 0.22 и 0.02 соответственно. Отметим, что статистика редких вспышек сверхновых типа IIb не очень надежна (известна с неопределенностью порядка фактора 2). Эти сверхновые определяют интенсивность космических лучей при сверхвысоких энергиях и в наших расчетах частота их вспышек выбрана так, чтобы воспроизвести наблюдения при энергиях выше ~ 3 1017 эВ. Рассчитанные спектры частиц, произведенных в остатке сверхновой каждого типа за все время его существования приведены на Рис.1. Предполагается, что ускоряются только протоны. Полное число ускоренных частиц дается интегралом dpQ( p) , где Q( p) 4 p 2 F ( p) и функция F ( p) описывает распределение всех ускоренных частиц по импульсам. Предполагается, что ускорение прекращается при возрасте сверхновой 105 лет, когда скорость ударной волны падает примерно до 200 км/с. Рисунок 2.1 показывает, что примерно 1/3 кинетической энергии взрыва сверхновой переходит в космические лучи. Средняя плотность источников космических лучей равна произведению функции источника вспышек сверхновых на единицу объема sn . 23 Q( p) и частоты cp2Q(p)/W Рисунок 2.1. Спектры протонов, ускоренных в остатках сверхновых типов Ia, IIP, Ib|c и IIb. Спектры ускоренных ионов с зарядом Z имеют подобную протонам форму спектра Q( p / Z ) с соответсвующей абсолютной нормировкой, определяемой процессом инжекции частиц в процесс ускорения при тепловых энергиях. Ускоренные в многочисленных остатках сверхновых релятивистские ионы выходят в межзвездную среду, диффундируют в межзвездных магнитных полях и взаимодействуют с межзвездным газом пока не достигнут границ Галактического гало космических лучей, где они выходят в межгалактическую среду с пренебрежимо малой концентрацией энергичных частиц. Главным параметром, описывающим распространение космических лучей в межзвездной среде, является средняя толща вещества,которую проходят космические лучи до выхода из галактики X e . Согласно работе [11] X e ( p) 11.8 v / c pc / 4.9Z GV при p / Z 4.9 GV и X e v / c при лучей при этом подчиняется 0.54 г/см3 (3) p / Z 4.9 GV . Интенсивность космических уравнению I i Qi 1 / X e i / ma , 1 sn что соответствует так называемому «leaky box» приближению (индекс i описывает тип 24 релятивистских ионов, i - сечение ядерной фрагментации иона в межзвездном газе, ma - масса атома межзвездного газа). Результаты расчета спектров космических лучей в межзвездном пространстве для протонов, гелия и железа показаны на рисунке 2.2а для кинетической энергии на нуклон от 1 ГэВ/нуклон до 103 ГэВ/нуклон, где имеются надежные данные по отдельным типам ионов. Суммарные спектры протонов и всех ионов вплоть до железа при энергиях на частицу E 103 ГэВ показаны на рисунке 2.2b. Абсолютная нормировка источников различных ионов выполнена из условия совпадения с наблюдениями интенсивностей при единственной энергии частиц 10 3 ГэВ. Состав ускоренных частиц считается одинаковым во всех типах сверхновых за исключением сверхновых типа Ib/c, в которых часть спектра с наибольшими энергиями E 105 Гэв не содержит водорода. (Это отражает состав ветра предсверхновой звезды типа Вольфа-Райе по которой идет ускоряющая частицы ударная волна.) (а) 25 (b) Рисунок 2.2. (a) Рассчитанные спектры протонов, гелия и железа с энергиями менее 103 ГэВ/нуклон в межзвездном пространстве без учета солнечной модуляции. Показаны данные экспериментов AMS, ATIC-2, BESS-TeV, HEAO-3 и TRACER. (b) Суммарный спектр всех частиц с энергиями выше 103 ГэВ на частицу. Ссылки на экспериментальные данные см. в [12]. Рассчитанные спектры хорошо согласуются с наблюдениями вплоть до энергий примерно 3 1018 эВ. В частности, благодаря суммированию различных типов сверхновых и различных типов ядер воспроизводится форма «колена» в спектре всех частиц при энергии 3 1015 эВ. Рисунок 2.3. Сравнение рассчитанного спектра всех частиц с данными установки Тунка-25. 26 На Рисунке 2.3 рссчитанный спектр частиц космических лучей сравнивается с результатами измерений на установке Тунка - 25. Видно хорошее согласие теории и эксперимента. Рисунок 2.4. Рассчитанное значение <ln A> (А – массовое число). Показаны экспериментальные данные, основанные на измерениях глубины развития ШАЛ в атмосфере Xmax. Предсказываемый состав космических лучей высоких энергий показан на рисунке 2.4. Расхождение с экспериментальными данными при энергиях выше примерно 5 1017 эВ может свидетельствовать о доминировании в этой области внегалактической «легкой» компоненты космических лучей. Чтобы оценить важность проведенных нами теоретических исследований, можно сравнить их с аналогичной более ранней работой [13], в которой не рассматривался возможный альфвеновский дрейф частиц за фронтом ударной волны и учитывался только один тип сверхновых Ia. Без учета альфвеновского дрейфа спектр ускоренных частиц оказывается более крутым и наблюдаемый спектр космических лучей можно воспроизвести только в предположении о сравнительно сильной энергетической зависимости средней толщи Xe p / Z 0.75 , что противоречит наблюдениям. Пренебрежение вкладом сверхновых типа IIb приводит 27 к невозможности ускорить частицы до сверхвысоких энергий в галактических источниках. Следует отметить, что использование в наших расчетах выражения (3) во всем интервале энергий вплоть до 1019 эВ не является достаточно обоснованным – надежные данные о вторичных ядрах, по которым рассчитана величина толщи X e ( p ) , отсутствуют при энергиях выше нескольких сотен ГэВ/нуклон. Из физических соображений, основанных на рассмотрении диффузии частиц в галактических магнитных полях, можно рассчитывать, что энергетическая зависимость (3) сохраняется до ~ 1017 эВ, см. [14]. Уточнение особенностей распространения космических лучей при более высоких энергиях требует дополнительных траекторных расчетов при различных предположениях о структуре галактического магнитного поля, включая возможное наличие галактического ветра с вмороженным магнитным полем и с характерными размерами несколько сотен килопарсек. Важная проблема – учет случайной природы вспышек сверхновых, которая приводит к сильным флуктуациям космических частиц при высоких энергиях, см. [15,16]. В дополнение к этому необходимо учесть дисперсию параметров остатков вспышек сверхновых даже в пределах одного типа сверхновых [17-19]. Заключение. Основным результатом настоящей работы является демонстрация того, что современная теория ускорения частиц на ударных волнах в эволюционирующих остатках сверхновых в совокупности с эмпирической моделью распространения космических лучей в Галактике позволяет объяснить наблюдаемый спектр и состав галактических космических лучей. Получено хорошее согласие рассчитанного спектра космических лучей со спектром, полученным по измерениям на установке Тунка-25. 28 4. ЭКСПЛУАТАЦИЯ КОМПЛЕКСНОЙ УСТАНОВКИ ШАЛ МГУ. АНАЛИЗ ДАННЫХ ПО МОНИТОРИНГУ ПРИЗЕМНОГО СЛОЯ АТМОСФЕРЫ ПО ДАННЫМ УСТАНОВКИ ШАЛ МГУ. ВВОД В СТРОЙ ВТОРОГО ЭКЗЕМПЛЯРА ИЗМЕРИТЕЛЯ ЭЛЕКТРОСТАТИЧЕСКОГО ЭЛЕКТРИЧЕСТВА ПРИЗЕМНОГО СЛОЯ АТМОСФЕРЫ. В рамках выполнения работ по контракту на отчётном этапе был введён в строй и прошёл тестовую эксплуатацию в составе установки ШАЛ МГУ второй экземпляр измерителя электростатического поля приземной части атмосферы. На рисунке 4.1 показаны фотографии двух измерителей поля. Рисунок 4.1 Измерители электростатического поля приземной части атмосферы.. Механическая часть второго измерителя поля выполнена из нержавеющей стали, в отличие от первого, который был выполнен из алюминия. Это сделано для большей надёжности и большего сопротивления коррозии при непрерывной эксплуатации на открытом воздухе, в том числе при атмосферных осадках. Измерители расположены на крыше лабораторного помещения на расстоянии 49 м друг от друга на заземлённых подложках. Тестовая эксплуатация второго измерителя показала полную его работоспособность. Он был откалиброван по показаниям первого измерителя и в настоящее время проводится доработка программного обеспечения для включения обоих измерителей поля в состав установки ШАЛ МГУ в полном объёме. Установка ШАЛ МГУ эксплуатируется в режиме мониторинга с 2009 г. по настоящее время. За это время набран солидный экспериментальный материал. Электростатическое поле измеряется каждую секунду и результаты пишутся в единый банк данных, в который пишутся данные по темпу счёта одиночных мюонов, тепловых нейтронов и ШАЛ с порогом 5·103 частиц. Темп счёта таких ШАЛ ~ 1500-2000 в час. Анализ экспериментальных данных в настоящее время продолжается. Ниже на рисунках 4.2 – 4.22 приведено сопоставление данный измерителя электрического поля за период с 1 января по 27-июля 2010 г. с измерениями Dst-индекса магнитного поля Земли. Этот индекс характеризует возмущения паралельной составляющей магнитного поля Земли в нанотесла (нТ). Возмущение 40-5- нТ соответствует воздействию сильной магнитной бури. Данные представлены японской лабораторией в Киото, которая ведет непрерывные измерения начиная с января 1957 г. http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/dst_realtime/presentmonth/index.html. Эти данные представлены с почасовым интервалом измерений. Измерения электрического поля приземной части атмосферы приводятся с трёхминутным усреднением. Изменение индекса до -30 нТ зафиксировано 20 января (рисунок 4.3). При этом изменения поведения электрическое поле атмосферы не наблюдалось. Начиная с 31 января и по 19 февраля (рисунки 4.5 и 4.6) присутствуют нерегулярности в поведении магнитной обстановки (±20 нТ), однако при этом не наблюдается аномалий в поведении электрического поля. Сильная магнитная буря была зафиксирована 5 апреля (рисунок 4.10). В момент начала магнитной бури было сильное возмущение электростатического поля (±10 кВ/м). Ещё более сильное возмущение электрического поля наблюдалось 14 апреля (±15 кВ/м) см. рисунок 4.11. При этом было незначительное положительное изменение Dst-индекса. С 20 по 25 апреля наблюдалась нерегулярность электростатического поля при незначительных возмущениях магнитного поля (рисунок 4.12). с 24 по 26 мая (рисунок 4.15) Слабая нерегулярность возмущённости магнитного поля и наличие значительных нерегулярностей электрического поля. Сильная магнитная буря 29 мая с 30 продолжением активности до конца декады и наличие значительных нерегулярносткй электрического поля (рисуеок 4.16). Возмущение электрического поля при спокойной магнитной обстановке наблюдалось 10 июля (рисунок 4.20). Сильные возмущения электрического поля при слабой нерегулярности магнитной обстановки наблюдались 20, 24 и 26 июля (рисунок Dst-index (нТ) 4.21) 01.01.2010 - 10.01.2010 100 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 0 24 48 72 96 120 144 168 192 216 240 216 240 2000 1000 0 -1000 -2000 0 24 48 72 96 120 144 168 192 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) Рисунок 4.2 31 Dst-index (нТ) 100 11.01.2010 - 20.01.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 240 264 288 312 336 360 384 408 432 456 480 312 336 360 384 408 432 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) 456 480 2000 1000 0 -1000 -2000 240 264 288 Рисунок 4.3 32 Dst-index (нТ) 100 21.01.2010 - 30.01.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 480 504 528 552 576 600 624 648 672 696 720 672 696 720 912 936 960 792 816 840 864 888 912 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) 936 960 2000 1000 0 -1000 -2000 480 504 528 552 576 600 624 648 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) Dst-index (нТ) Рисунок 4.4 31.01.2010 - 09.02.2010 100 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 720 744 768 792 816 840 864 888 2000 1000 0 -1000 -2000 720 744 768 Рисунок 4.5 33 Dst-index (нТ) 100 10.02.2010 - 19.02.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 960 984 1008 1032 1056 1080 1104 1128 1152 1176 1200 1008 1032 1056 1080 1104 1128 1152 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) 1176 1200 2000 1000 0 -1000 -2000 960 984 Dst-index (нТ) Рисунок 4.6 100 20.02.2010 - 01.03.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 1200 1224 1248 1272 1296 1320 1344 1368 1392 1416 1440 1248 1272 1296 1320 1344 1368 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) 1392 1416 1440 2000 1000 0 -1000 -2000 1200 1224 Рисунок 4.7 34 Dst-index (нТ) 100 02.03.2010 - 11.03.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 1440 1464 1488 1512 1536 1560 1584 1608 1632 1656 1680 1488 1512 1536 1560 1584 1608 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) 1632 1656 1680 1968 1992 2016 2040 1848 1872 1896 1920 1944 1968 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) 1992 2016 2040 2000 1000 0 -1000 -2000 1440 1464 Dst-index (нТ) Рисунок 4.8 100 17.03.2010 - 26.03.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 1800 1824 1848 1872 1896 1920 1944 2000 1000 0 -1000 -2000 1800 1824 Рисунок 4.9 35 Dst-index (нТ) 100 29.03.2010 - 07.04.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 2088 2112 2136 2160 2184 2208 2232 2256 2280 2304 2328 2136 2160 2184 2208 2232 2256 2280 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) 2304 2328 2000 1000 0 -1000 -2000 2088 2112 Dst-index (нТ) Рисунок 4.10 100 08.04.2010 - 17.04.2010 50 0 -50 -100 2328 2352 2376 2400 2424 2448 2472 2496 2520 2544 2568 2424 2448 2472 2496 2520 2544 2568 2000 1000 0 -1000 -2000 2328 2352 2376 2400 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) Рисунок 4.11 36 Dst-index (нТ) 100 18.04.2010 - 27.04.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 2568 2592 2616 2640 2664 2688 2712 2736 2760 2784 2808 2688 2712 2736 2760 2784 2808 2000 1000 0 -1000 -2000 2568 2592 2616 2640 2664 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) Dst-index (нТ) Рисунок 4.12 100 28.04.2010 - 07.05.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 2808 2832 2856 2880 2904 2928 2952 2976 3000 3024 3048 2856 2880 2904 2928 2952 2976 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) 3000 3024 3048 2000 1000 0 -1000 -2000 2808 2832 Рисунок 4.13 37 Dst-index (нТ) 100 08.05.2010 - 17.05.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 3048 3072 3096 3120 3144 3168 3192 3216 3240 3264 3288 3096 3120 3144 3168 3192 3216 3240 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) 3264 3288 3480 3504 3528 3336 3360 3384 3408 3432 3456 3480 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) 3504 3528 2000 1000 0 -1000 -2000 3048 3072 Dst-index (нТ) Рисунок 4.14 100 18.05.2010 - 27.05.2010 50 0 -50 -100 3288 3312 3336 3360 3384 3408 3432 3456 2000 1000 0 -1000 -2000 3288 3312 Рисунок 4.15 38 Dst-index (нТ) 100 28.05.2010 - 06.06.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 3528 3552 3576 3600 3624 3648 3672 3696 3720 3744 3768 3648 3672 3696 3720 3744 3768 2000 1000 0 -1000 -2000 3528 3552 3576 3600 3624 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) Dst-index (нТ) Рисунок 4.16 100 07.06.2010 - 16.06.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 3768 3792 3816 3840 3864 3888 3912 3936 3960 3984 4008 3816 3840 3864 3888 3912 3936 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) 3960 3984 4008 2000 1000 0 -1000 -2000 3768 3792 Рисунок 4.17 39 Dst-index (нТ) 100 17.06.2010 - 26.06.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 4008 4032 4056 4080 4104 4128 4152 4176 4200 4224 4248 4080 4104 4128 4152 4176 4200 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) 4224 4248 4464 4488 4512 4320 4344 4368 4392 4416 4440 4464 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) 4488 4512 2000 1000 0 -1000 -2000 4008 4032 4056 Dst-index (нТ) Рисунок 4.18 100 27.06.2010 - 07.07.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 4272 4296 4320 4344 4368 4392 4416 4440 2000 1000 0 -1000 -2000 4272 4296 Рисунок 4.19 40 Dst-index (нТ) 100 08.07.2010 - 17.07.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 4512 4536 4560 4584 4608 4632 4656 4680 4704 4728 4752 4560 4584 4608 4632 4656 4680 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) 4704 4728 4752 4944 4968 4992 4824 4848 4872 4896 4920 4944 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) 4968 4992 2000 1000 0 -1000 -2000 4512 4536 Dst-index (нТ) Рисунок 4.20 100 18.07.2010 - 27.07.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 4752 4776 4800 4824 4848 4872 4896 4920 2000 1000 0 -1000 -2000 4752 4776 4800 Рисунок 4.21 41 Dst-index (нТ) 100 18.07.2010 - 27.07.2010 50 0 -50 -100 Поле (1 == 10 В/м) 4992 5016 5040 5064 5088 5112 5136 5160 5184 5208 5232 5088 5112 5136 5160 5184 5208 5232 2000 1000 0 -1000 -2000 4992 5016 5040 5064 время в часах от 01.01.2010 00:00 (UTC) Рисунок 4.22 По результатам приведённого выше сопоставления данных возмущений магнитного поля Земли, связанной с солнечной активностью, и измерениями электростатического поля Земли можно сказать, что начиная с апреля 2010 года до конца июля наблюдаются значительные аномалии в значении поля и некоторые из этих аномалий совпадают с нерегулярностями магнитной обстановки. Однако прямой связи между этими параметрами не наблюдается. 42 5.РАЗВИТИЕ ТЕОРИИ МАГНИТОВРАЩАТЕЛЬНОГО КОЛЛАПСА, КАК ПРИЧИНЫ ВОЗНИКНОВЕНИЯ СОБСТВЕННОГО ОПТИЧЕСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ ГАММА-ВСПЛЕСКОВ Проведен теоретический анализ физической природы оптических транзиентных событий, в рамках которого выработана первичная теория магнитовращательного коллапса как причины возникновения собственного оптического излучения гамма-всплесков. Подготовлена статья, в которой мы показали, что последние наблюдательные данные по частоте сверхновых типа Ia находятся в прекрасном согласии со старыми результатами популяционного синтеза двойных звезд и подтверждают, что подавляющая часть сверхновых типа IA (~99%) в эллиптических галактиках являются результатом слияния белых карликов с общей массой больше Чандрасекаровского предела. Интерес к сверхновым типа IA, по которым была заподозрена темная энергия во Вселенной (Riess et.al., 1998; Perlmutter et al., 1999), привел астрономов к массовому открытию сверхновых звезд, которое позволило впервые открыть эволюцию скорости числа сверхновых в эллиптических галактиках, которая была предсказана методом популяционного синтеза более 10 лет назад (Jorgensen et al., 1997). Сейчас представляется общепринятым, что сверхновые звезды типа IA являются результатом ядерного взрыва белого карлика достигшего предела Чандрасекара. В эллиптических галактиках нет существенного звездообразования. После первого миллиарда лет эволюции в них остаются только маломассивные звезды. Все массивные звезды (с M > 8-10 M) полностью заканчивают свою эволюцию образованием нейтронных звезд и черных дыр. Сами по себе маломассивные звезды не могут порождать вспышки сверхновых, так как их эволюция заканчивается мягким сжатием и образованием белых карликов с массой меньше предела устойчивости (предел Чандрасекара). Однако в двойной системе возможен отложенный (через миллиарды лет) набор массы до Чандрасекаровского предела – либо в результате аккреции вещества со второго 43 компаньона (SD-mechanism, ), либо в результате слипания (DD-mechanism, Iben & Tutukov, 1984, Webbink, 1984). Уже первый эволюционный расчет таких процессов в эллиптических галактиках (популяционный синтез), проведенный с помощью специального компьютерного кода - Машина Сценариев (Lipunov et al., 2009), показал (Jorgensen et.,al. 1997), что механизм слияния белых карликов на два порядка эффективнее аккреционного уже через миллиард лет после образования эллиптической галактики (см. рисунок 5.1). Рисунок 5.1. Эволюция темпа взрыва Сверхновых звезд в эллиптической галактике с массой 1011 M (Jorgensen et al. 1997). Изучение сверхновых в последние годы позволило впервые говорить о наблюдаемой эволюции частоты сверхновых в эллиптических галактиках (Totani et al., 2008). Эти результаты были получены по наблюдению кандидатов в сверхновые Iа по данным in Subaru/XMM-Newton Deep Survey (SXDS). При этом возраст эллиптических галактик определялся на основании 9 band photometric from optical to mid-infrared wavelength. В результате было получено, что наблюдаемое уменьшение скорости взрывов сверхновых SNIa описывается законом , where . 44 Поскольку наблюдатели сверхновых измеряют частоту сверхновых на ед. светимости в полосе K band новый график , мы пересчитали старые данные в в соответствии с современными данными и получили прекрасное согласие (рисунок 5.2) с предсказанной на основании теории эволюции двойных звезд (Jorgensen et.,al. 1997). Рисунок 5.2. Эволюция темпа вспышек сверхновых Ia нормированная на светимость стандартной эллиптической галактики. Черные кружки – наблюдательные данные из работ Totani et al. 2008 и. Mannucci et al. 2005 (незаполненные кружки). Конечно, популяционный синтез представляет численную схему, которая включает в себя собой непростую наши знания и гипотезы об эволюции двойных звезд и наблюдаемые свойства двойных звезд (начальное распределение по массам и начальное распределение по separation). Однако мы постараемся показать, что полученный 13 лет назад результат, как и более современные расчеты (Totani et al.,2008, Wang et al., 2010) крайне слабо чувствительны к «темным местам» эволюции двойных звезд. Решающим обстоятельством здесь является форма начального распределения двойных систем по расстоянию между компонентами (a). 45 Как было показано (Popova, Tutukov & Yungelson, 1982; Abt., 1983;) наблюдаемое распределение двойных звезд находящихся в самом начале своего пути (на главной последовательности) по наблюдательным данным в нашей Галактике описывается законом: (1) Это распределение представляет собой до сих пор теоретическую загадку и на популярном языке может быть сформулировано следующим образом – в нашей Галактике число широких и тесных двойных систем примерно одинаково (в равные логарифмические интервалы – декады – попадает одинаковое число звезд). В качестве первого приближения можно предположить (как это и делается при популяционном синтезе), что подобное начальное распределение двойных звезд реализуется и в других галактиках. Нет особых оснований считать, что двойные звезды в других галактиках образуются по-другому. После образования двойная система претерпевает долгую, многообразную эволюцию с изменением расстояния между звездами. В маломассивных двойных системах наиболее важным и наименее понятным эволюционным фактором является так называемая стадия с общей оболочкой (common envelope) - когда одна из звезд оказывается фактически внутри другой распухшей до стадии красного гиганта (звездный каннибализм). На стадии с общей оболочкой звезды катастрофически сближаются. Однако благодаря начальному степенному распределению (1) сближение в некое число раз практически независящее существенно на функции от расстояния распределения. между звездами, Таким не образом, влияет логично предположить, что в момент образования двойных белых карликов функция распределения их по расстоянию по-прежнему описывается плоским законом (1). Далее эволюция каждой двойной системы - это медленное сближение белых карликов в благодаря излучению гравитационных волн, которое описывается формулой Эйнштейна : 46 (2) Где M1 и M2 – массы компаньонов принимаются равными. Поскольку эволюции звезды до образования белого карлика в основном определяется термоядерным временем горения водорода (Зельдович, Блинников, Шакура) yr Таким образом, можно ожидать, что в действительности время мержинга будет определяться неким степенным законом Как мы сейчас убедимся, на самом деле изменение темпа вспышек сверхновых DD-механизмом не зависит от закона сближения! Действительно, скорость слияния белых карликов пропорциональна числу систем с данным сепарэйшн и скорости уменьшения расстояния между компонентами: Где T – характерное время слияния систем с полуосью а. Поскольку все системы образовались одновременно, то и это время и есть возраст галактики! Замечательно, что этот результат не зависит от конкретного механизма слияния (сравни с Totani et al., 2008) – важно только чтобы время слияния определялось начальным separation. Это особенно важно, поскольку образование двойных белых карликов представляет собой не мгновенный процесс. В первом приближении время жизни звезды с массой M пропорционально M-2 и, следовательно, новые двойные белые карлики будут появляться в эллиптической галактике через миллиарды лет с меньшей и меньшей массой. Однако они по-прежнему будут распределены по закону (1) и закон (2) не изменится. 47 Таким образом, наблюдаемое изменение скорости сверхновых в эллиптических галактиках подтверждает модель сливающихся белых карликов, как основного механизма взрывов SN type Ia. 48 6. ИТОГИ РАБОТЫ НАД ПРОЕКТОМ 6.1.Установка Тунка-133 Главным итогом работы над проектом является ввод в эксплуатацию в полном объеме установки Тунка-133 , успешное проведение первого сезона эксплуатации установки и выполнение обработки данных . 6.1.1 Краткое описание установки Установка Тунка-133 (рисунок 6.1) состоит из 133 оптических детекторов на основе фотоумножителей EMI-9350 с диаметром фотокатода 20 см. Детекторы объединены в 19 кластеров, по 7 детекторов в каждом. Шесть детекторов одного кластера расположены в вершинах правильного шестиугольника, один в центре. Расстояние между детекторами 85 метров. Около центрального детектора установлен контейнер с цифровой электроникой. Контейнер связан с центром сбора данных кабелем, в состав которого входят 4 многомодовые оптические жилы и 4 медных жилы для подачи питания. Оптический детектор установки содержит в фотоумножитель EMI-9350 с диаметром фотокатода 20 см. Детектор имеет широкий угол обзора. Относительная чувствительность детектора уменьшается плавно от 100% для вертикали до 80% при зенитном угле 35° и до 50% при 40°. Детекторы объединены в 19 кластеров по 7 детекторов в каждом. Рисунок 6.1 Установка Тунка-133 49 При создании установки были использованы все достижения современной электроники (передача информации по оптоволоконным кабелям, сверхбыстрые АЦП с частотой 200 МГц, перепрограммируемые логические матрицы), что качественно улучшило информацию о регистрируемом событии. Точность локации оси ШАЛ составляет 6 м, точность восстановления энергии – 15%, а точность восстановления положения максимума развития ливня Xmax – 25 гсм2. Информация о форме сигнала от каждого детектора позволяет восстанавливать положение оси ливня, даже если ось ливня находится вне геометрии установки. При этом эффективная площадь установки в области энергий выше 1017 эВ возрастает почти в 4 раза В настоящее время только 4 установки в мире, кроме установки Тунка133, исследуют или планируют исследовать космические лучи в энергетическом диапазоне 1016 – 1018 эВ. Это установка KASKADE-Grande в Германии и создаваемая на Южном полюсе, непосредственно над нейтринным телескопом IceCube, установка Ice-Top и установка Невод-Декор. Коллаборация Auger планирует создать внутри гигантской установки Auger установку с энергетическим порогом 1017 эВ . 6.1.2 Первый сезон работы установки За период с октября 2009 г. по март 2010 г. установка включалась для набора данных в течение 350 часов в безлунные ночи. Относительная прозрачность атмосферы для черенковского света ШАЛ оценивалась по изменению частоты регистрируемых ливней. Исключив периоды, когда частота падала в 1.5 и более раз, из полного времени были отобраны для обработки 49 периодов ясной погоды общей продолжительностью 286 часов. Средняя частота ливней за отобранные периоды составила 2 Гц, полное число зарегистрированных событий около 2∙106. Среднее число детекторов, срабатывающих от ШАЛ с энергией выше 1016 эВ, равно 55. В течение одной ночи регистрируется около 10 событий в которых участвуют все 19 кластеров установки. Пример такого события приведен на рисунке 6.2. 50 Два метода восстановления положения оси ШАЛ были использованы при обработке экспериментальных данных. В первом методе ранее использованным при реконструкции данных установке Тунка-25, Qi (плотность потока черенковского света в месте i-го детектора) фитировались функцией пространственного распределения (ФПР) , зависящей от 4-х изменяемых величин : положения оси ливня (x0, y0), Q175 ( плотность потока света на расстоянии 175 м от оси ШАЛ) и P (крутизна ФПР [9]. Во втором методе фитировались I ( ширина импульса на уровне половины от максимальной амплитуды). Используемая при этом функция зависимости длительности от расстояния до оси (ФДР) определяется 3 параметрами: положением оси и длительностью импульса на расстоянии 400 м от оси (400). При первом методе глубина максимума развития ШАЛ определяется по параметру P, а во втором по значению (400). Пример фитировавания данных в одном из событий приведен на рисунке 6.3. . Рисунок 6.2 Пример события : E = 2.0 1017эВ, зенитный угол – 12.6 градусов, 125 сработавших детекторов. Радиус кружков пропорционален логарифму потока черенковского света. Синий крест – положение оси, восстановленное по ФПР, зеленый крест – положение оси, восстановленное по ФДР. 51 А Б Рисунок 6.3. Пример события: E =2.0∙1017 эВ, зенитный угол – 12.6, Xmax = 578 гсм2 . А – Фитирование экспериментальных точек функцией пространственного распределения. Б – Фитирование зависимости длительности импульсов от расстояния с помощью ФДР К началу сентября закончена предварительная обработка данных за первый сезон работы установки и построен энергетический спектра ( рисунок 6.4) Рисунок 6.4. Спектр по данным установки Тунка-133 (красные кружки) и Тунка-25 (окружности). 1 и 2 – особенности в спектре. 52 Фактически удалось продвинутся по энергии до 1018 эВ. Полное число событий в спектре – около 2 млн, выше 1017 эВ около 200 . Обращают на себя две особенности в спектре: “ступенька” в районе 1016 эВ ( 1) и пик в районе 1017 эВ (2). Первая особенность ( рисунок 6.4) удивительно хорошо совпадает со спектром доложенным на Европейском симпозиуме коллаборацией KASKADEGrande . Вторая особенность подтверждает пик обнаруженный установкой ГАММА( Чилингарян и др.). Ступенька в спектре при 1016 эВ достаточно хорошо статистически обеспечена. Пик в спектре хуже обеспечен, но все же в двух точках пик 500 событий. Укручение в спектре выше 10 17 эВ, обнаруженное коллаборацией KASKADE-Grande, мы пока не наблюдаем – нужно увеличение статистики в 4-5 раз. Такого увеличения статистики можно достичь если развернуть летом следующего года внешние кластеры. 6.1.3. Перспективы развития установки. 6.1.3.1. Дальние кластеры Сравнительно малые флуктуации длительности сигналов и простота функции ФДР позволяет восстанавливать положение оси ШАЛ и вне геометрии установки с достаточно хорошей точностью. При этом глубина максимума ШАЛ будет определена из значения величины (400), а энергия по плотности потока черенковского излучения в диапазоне расстояний 400-600 м от оси ливня. Для увеличения точности восстановления оси внешних событий будут установлены дополнительные 6 кластеров на расстоянии 1 км от центра установки. Первый из этих “дальних” кластеров будет установлен осенью 2010 года, а остальные 5 летом и осенью 2011 года. События с энергией выше 1017 эВ и положением оси внутри кольца между детекторами установки Тунка-133 и дальними кластерами будут вызывать срабатывание как нескольких кластеров основной установки, так и по крайней мере двух дальних кластеров. Эффективная площадь для событий с энергией выше 1017 эВ увеличится в 4 раза. Ливни с энергией выше 51017 эВ будут регистрироваться с расстояний до 1.5 км от центра установки и таким образом эффективная площадь установки для событий с энергией около 1018 эВ достигнет 10 км. 53 6.1.3.2. Мюонные детекторы. Совместная регистрация мюонной компоненты ШАЛ и черенковского света существенно повышает возможности установки при исследовании массового состава. Проведенные по программе AIRES совместные расчеты показывают, что измерения полного числа мюонов с точностью 10%, глубины максимума и полной энергии ШАЛ с точностями, достижимыми на установке Тунка-133, позволяют отделить ливни от легких ядер (протоны, гелий) от тяжелых (железо, кремний). Для каждой группы ядер (p, He, Si, Fe) разыграно одинаковое число ШАЛ – 500. Из расчетов видно, что восстановление энергии и глубины максимума позволяет отделить группу легких ядер от тяжелых. Это особенно существенно в области перехода от Галактических космических лучей к Метагалактическим. Расчеты показывают, что измерение полного числа мюонов с точностью 10% можно осуществить сетью из 20 мюонных детекторов площадью 10 м2. Первый мюонный детектор установлен осенью 2010 года. Остальные 19 детекторов мы планируем уставить в течение 2011-2012 годов 6.1.3.3. Регистрация радиоизлучения от ШАЛ Метод регистрация радиоизлучения от ШАЛ является также, как и метод регистрации позволяет черенковского определять излучения, энергию калориметрическим индивидуального ШАЛ. методом и Возможность регистрации ШАЛ в любое время суток является серьезным преимуществом радиометода. В то же время, методика радиометода разработана явно недостаточно, несмотря на значительный прогресс, достигнутый в экспериментах LOPES и CODALEMA . Наличие 2-х свободных каналов в плате FADC в каждом кластере позволяет легко подключить антенны к системе сбора данных. В качестве теста были установлены 3 радиоантенны разных конструкций. Две первых log-периодических антенны были установлены летом 2008 года , а в сентябре 2009 установлена так называемая SALLA антенна, 54 разработанная коллаборацией LOPES . В течение зимнего сезона 2009 -2010 годов все 3 антенны работали совместно с черенковской установкой. В настоящее время проводится обработка экспериментальных данных. Дальнейшее развитие работ в этом направление связано с развертывания сети из 30-40 антенн. l 6.2. Установка ШАЛ-МГУ На протяжении двух лет работы по контракту производилась непрерывная круглосуточная эксплуатация установки ШАЛ МГУ. При этом проводились непрерывные измерения темпа счёта мюонов, тепловых нейтронов и регистрация ШАЛ с низким порогом. Вычислены барометрические коэффициенты для потока одиночных мюонов, тепловых нейтронов и ШАЛ с низким порогом. С введением в строй измерителя элекипростатического поля приземной части атмосферы одновременно проводилось измерение электростатического поля. Создан и прошёл тестовую эксплуатацию второй экземпляр измерителя электростатического поля. Включение в состав установки второго измерителя позволило существенно повысить надёжность и качество измерений. Создано программное обеспечение и построен единый банк данных для мониторинга темпа счёта одиночных мюонов, тепловых нейтронов, ШАЛ и электростатического поля приземного слоя атмосферы. Создано программное обеспечение для анализа мониторируемых экспериментальных данных с разным усреднением, начиная с 1 сек. Проведён предварительный анализ данных по мониторинту и проведено сопоставление с экспериментальными измерениями водмущений магнитного поля Земли, связанного с проявлениями солнечной активности. 55 6.3 Телескоп Мастер Модифицированный комплекс МАСТЕР II представляет собой двухтрубную светосильную (диаметр 400мм, светосила 1:2.5) систему с общим полем зрения 8 квадратных градусов, оснащенную 16 Мегапиксельными камерами, универсальным фотометром с B,V,R,I фильтрами и поляризаторами. Два телескопа установлены на сверхскоростной монтировке (скорость ведения и наведения до 30 градусов/сек), не требующей дополнительных устройств гидирования. Установка имеет дополнительную степень свободы – в случае получения координат нужного в данный момент объекта («алертный режим»), трубы сводятся параллельно, что позволяет проводить синхронную многоцветную фотометрию короткоживущих (секунды) или быстро двигающихся объектов. Скорость обзора, которую обеспечивает один комплекс МАСТЕР II, составляет 480 квадратных градусов в час до 20 звездной величины. Пять таких установок связанных в сеть обеспечивают уникальную скорость и длительность непрерывного обзора неба: около 2500 квадратных градусов в час до 20 величины. Таким образом, впервые в мировой практике может быть решена задача полного обзора доступного неба до 20 величины за одну ночь! Рисунок 6.6 Телескоп МАСТЕР в Тункинской долине. 56 Система МАСТЕР позволяет в течении секунд наводиться по целеуказаниям с орбитальных гамма-обсерваторий («алертный» режим) и проводить синхронные многоцветные и поляриметрические наблюдения собственного излучения гамма-всплесков. Каждый комплекс сети способен работать в автономном режиме и взаимодействовать с другими комплексами разнесенными по долготе. Каждый комплекс снабжен датчиком облачности, датчиком точного времени, большой ПЗС матрицей фирмы Apogee (16 Мега пикселей), мощными четырех ядерными серверами с дисковым массивом до 10 Тб. Рисунок 6.7 Монтаж комплекса МАСТЕР-II в Тунке. Следует подчеркнуть, что на территории России больше нет ни одной роботизированной обсерватории. Создание сети роботов-телескопов МАСТЕР (в которую входит и телескоп в Тункинской долине) позволяет решать не только фундаментальные задачи, но и множество прикладных задач (контроль ближнего космоса, мониторинг космического мусора, приближение потенциально опасных астероидов и комет). Установка двух роботов-телескопов под г.Благовещенском (на обсерватории Благовещенского государственного университета) и под г. Иркутском (на полигоне Иркутского государственного университета в Тункинской долине (республика Бурятия) в 50 км от озера Байкал) позволила на 5-6 часов увеличить непрерывное время мониторинга неба. Кроме того, в 57 этих пунктах установлены камеры сверхширокого поля зрения МАСТЕР VWF, позволяющие проводить синхронные с гамма-излучением наблюдения гаммавсплесков. Рис.6.8. Вид телескопов МАСТЕР в Тунке с подкупольной webкамеры. Основными задачами модифицированного комплекса МАСТЕР в Тунке являются наблюдения собственного излучения гамма-всплесков, синхронно с космическими гамма-обсерваториями, поиск звездоподобных транзиентов неизвестной природы, всплесков-сирот, регистрация метеоров и определение их основных параметров (яркость (фотометрия), скорость (астрометрия) и высота сгорания в атмосфере земли (триангуляция)), регистрация ИСЗ и определение их основных параметров ( астрометрия, скорость, блеск и высота над поверхностью земли). Для выполнения этой задачи, полностью роботизированный комплекс МАСТЕР VWF2, включающий 2 камеры сверхширокого поля (полное поле зрения 2000 квадратных градусов), установлен сейчас на базе ВНИИВТРИ под Иркутском (Тунка). 58 Наблюдения на модифицированном комплексе МАСТЕР II в Тункинской долине проводились в обзорном и алертном режимах. Телескоп оборудован фильтрами I, V, R и , самое важное, поляроидами. Заметим, что в мире еще не проводились поляризационные наблюдения собственного оптического излучения, и наши поляризационные наблюдения всплесков GRB100901 GRB100906A являются уникальными! Результаты наблюдений на телескопе МАСТЕР-II в Тункинской приведены в Таблице 6.1. Таблица 6.1. Триггер Наблюдения INTEGRAL Alert n. 5995 Алерт аппарата Integral. Наведение на двух установках – в Тункинской долине(под Иркутском, плохие метеоусловия) и под Москвой. Алерт случился в результате взаимодействия рентгеновского пульсара с Be звездой (A0535+26 and LS V +44 17). Пульсар A0535+26 является нейтронной звездой с очень сильным магнитным полем ~ 10^14 Gs (см. Lipunov 1982, Soviet Astronomy, vol.26,537 и монографию V.M. Lipunov, "Astrophysics of Neutron Stars", Springer-Verlag, Berlin, New-York, 1992). Предел на изображениях составил 17m при экспозиции 30с. GRB 100413A Наведение на двух установках – в Тункинской долине и в Благовещенске 32с после прихода алерта (65с после гаммавсплеска). Оптический кандидат ярче 17m(Благовещенск) 16.6m(Тунка) на изображениях с экспозицией 20с не обнаружен. GRB 100418A Наведение на установке в Тункинской долине на алерт с орбитального аппарата Swift 21с после прихода алерта (31с после регистрации гамма-всплеска на Swift) на закате. 59 Оптический кандидат ярче 14.5m на изображениях с экспозицией 10с не обнаружен. GRB100718A Алерт Fermi. Наблюдения на широкопольных камерах в Кисловодске и Тунке.Оптический предел – 14m.Экспозиции по 25сек. GRB100901A Первое в мире наведение на область всплеска. Наблюдения на телескопе в Тунке на 47с после получения телеграммы. Наблюдения в фильтрах IRV, белом свете и поляроидах (оптический предел 17.4m). Уникальный гамма-всплеск, на 420 секунде (от начала всплеска) источник появляется (17m в фильтре R), а потом опять исчезает. На орбитальном телескопе Свифт ровно на этой же 420 секунде видна гамма и рентгеновская вспышка (см. Рис.4, 5).Дальнейшие наблюдения проводились вместе с телескопами сети МАСТЕР в Кисловодске и на Урале. GRB Первые в мире наблюдения области всплеска. Наведение 100905A телескопа МАСТЕР в Тунке за 33 с. Наблюдения в поляризационных фильтрах. Оптический предел составил 17.5m. GRB100906A Тункинский телескоп навелся на 38 секунде после начала всплеска (полная длительность гамма-всплеска была 120 секунд). Мы увидели как появляется синхронное с гамма оптическое излучение (см. Рис.6). 13.5 m ! GRB Наблюдения всплеска MAXI J1659-152 в Тунке и 100925A Кисловодске. Звездная величина в R фильтре равна 16.20. 60 Рисунок 6.9. Поведение всплеска GRB 100901A в рентгеновском диапазоне (Свифт, синие точки), и в оптическом (МАСТЕР, красные точки) 61 Рисунок 6.10 Суммарная кривая блеска GRB100901A в фильтрах R, I, V и в белом свете. Рисунок 6.11 По вертикальной оси - звездная величина, по горизонтальной всемирное время. Желтая кривая - это первые 20 минут оптического потока гамма-всплеска GRB100906A (МАСТЕР) 62 6.4. Развитие тории ускорения и распространения космических лучей Полученные за последние примерно 10 лет в рентгеновской и гаммаастрономии результаты наблюдений молодых остатков сверхновых, свидетельствуют о об ускорении частиц с энергиями, превышающими 10 ТэВ, на ударных волнах в этих объектах. Нерешенным остается вопрос о том, какой механизм излучения доминирует в производстве гамма лучей – обратное комптоновское рассеяние фонового электромагнитного излучения ускоренными электронами (лептонная модель) или распад нейтральных пионов, в основном возникающих в процессе взаимодействия ускоренных протонов (адронная модель). Следует отметить, что наличие электронов очень высоких энергий в молодых остатках сверхновых следует из наблюдений синхротронного излучения от этих объектов. В то же время, наличие протонов очень высоких энергий требуется для генерации высокого уровня МГД турбулентности в предвестнике ударных волн, порожденных взрывами сверхновых. В настоящей работе мы проводим детальные расчеты ускорения частиц в остатке сверхновой RX J1713.7-3946, используя результаты первого этапа исследований по настоящему проекту, в которых была разработана новая численная модель нелинейного диффузионного ускорения частиц . модели уравнения гидродинамики решаются совместно с В этой уравнением для энергичных частиц, учитывющего их перенос и ускорение на прямой и обратной сферических ударных волнах, порожденных взрывом сверхновой. Нелинейное взаимодействие, возникающее за счет действия градиента давления энергичных чатиц на движение фоновой плазмы, приводит к установлению самосогласованного решения для течения газа и спектра ускоряемых частиц. Мы также расчитываем возникающее рентгеновское, гамма - и радио- излучения, генерируемые ускоренными заряженными частицами. Результаты расчетов для случая адронного сценария показаны на Рисунке 6.10. Особенность в конце спектра компоненты обратного комптона 63 обусловлена электронами, Эффективность инжекции ускоренными на обратной ударной волне. электронов в процесс ускорения подобрана так, чтобы воспроизвести наблюдения рентгеновского излучения. Относительные вклады прямой и обратной ударных волн строго не фиксированы имеющимися данными наблюдений. Предполагается, что обратная волна дает не менее 10% рентгеновского и радио- излучений. В наших расчетах обратная ударная волна дает 10% рентеновского и 16% радио- излучений. Следующие радиационные процессы включены в расчеты: синхротронное излучение ускоренных электронов (сплошная линия слева), излучение за счет обратного комтона (штриховая линия), гамма излучение за счет распада пионов (сплошная линия справа), тепловое тормозное излучение (пунктирная линия). В расчете использывалось отношение потоков релятивистских электронов к протонам на прямой и обратной ударных волнах Kfep = 7 · 10−5 и Kbep = 5.3 · 10−4. Показаны экспериментальные данные HESS, Suzaku и соответствующие радиоданные. Рисунок 6.12 Результаты моделирования по адронному сценарию с параметрами t = 1050 yr, D = 1 kpc, nH =0.072 cm−3, ESN = 2.0 · 1051 erg, Mej = 0.67Msol, MA = 23, магнитное поле сразу за фронтами прямой и обратной ударных волн равно соответственно Bf = 146 μG и Bb = 24 μG, величины скоростей 64 прямой и обратной ударных волн в этот момент равны Vf = 3540 km s−1 и Vf = −1980 km s−1. В случае высокой эффективности ускорения тепловое тормозное рентгеновское излучение примерно в 20 раз меньше данных наблюдений. К этому моменту около 70% кинетической энергии взрыва перешло в ускоренные частицы. Рассчитанный радиопоток несколько меньше наблюдаемого. Поток нетеплового рентгеновского излучения имеет максимум при 0.4 КэВ и примерно равен потоку гамма-лучей от распадов пионов. Рисунок 6.13 То же, что на Рисунке 5.1 для адронного сценария с Адьфвеновским дрейфом и параметрами t = 1020 yr, D = 1 kpc, nH =0.12 cm−3, ESN = 3.0 · 1051 erg, Mej = 1.2Msol, MA = 23, Bf = 192 μG, Bb = 37 μG, Vf = 3800 km s−1, Vf = −1920 km s−1, Kfep = 6.5·10−5, Kbep = 4.0·10−4. Согласие с данными HESS может быть улучшено за счет учета эффекта Альфвеновского дрейфа, что было сделано в расчетах, результаты которых показаны на Рисунке 6.11. В этом случае обратная ударная волна дает 10% радиоизлучения и 25% рентгеновского излучения. Радиоизлучение превышает наблюдаемое примерно в 3 раза. Согласие с радиоданными можно получить, 65 если предположить более быстрое уменьшение магнитного поля за фронтом прямой ударной волны, чем предполагалось в расчетах. Наблюдаемое отношение потоков рентгеновского и гамма- излучений поволяет определить величину магнитного поля B = 15 μG в предположении о лептонной природе гамма-излучения от RX J1713.7-3946. Столь малое значения поля возможно в модели с немодифицированной прямой ударной волной. При этом необходимо предполагать, что инжекция частиц в процесс ускорения подавлена из-за того, что ударная волна идет перпендикулярно магнитному полю (что характерно для взрыва сверхновой в звездный ветер предсверхновой звезды). В наших расчетах используются параметры инжекции 10−5 и 10−2 для прямой и обратной ударных волн, значение MA = 115 для прямой ударной волны, расстояние до остатка сверхновой 1.5 кпк. Результаты иллюстрирует Рисунок 6.12. Величины магнитного поля для прямой и обратной ударных волн оказываются в этом случае примерно равными. Энергия космических лучей составляет всего 10% энергии взрыва сверхновой и давление космических лучей равно 1.2% от динамического давления прямой ударной волны. Частицы в основном ускоряются на обратной ударной волне, которая дает 40% всего радиоизлучения и 45% рентгеновского излучения. Поток гамма-лучей от области обратной ударной волны составляет 5-10% от потока, полученного в адронной модели. рассчитанный профиль яркости гамма-излучения. 66 На Рисунке 6.13 показан Рисунок 6.14. То же, что на Рисунке 6.10, но для лептонного сценария с немодифицированной прямой ударной волной с параметрами t = 930 yr, D = 1.5 kpc, nH =0.014 cm−3, ESN = 2.6 · 1051 erg, Mej = 0.42Msol, MA = 23, Bf = 15 μG, Bb = 21 μG, Vf = 6550 km s−1, Vb = −2380 km s−1, Kfep = 1.7 · 10−2, Kbep = 7 · 10−4. Рисунок 6.15. Профиль гамма-излученя с энергией 1 ТэВ для адронного сценария (сплошная линия) и лептонного сценария (штриховая линия). Профили усредненные с гауссовской функцией с дисперсией 0.05 градусов показны тонкими линиями. Треугольниками показаны экспериенальные данные устновки HESS. 67 Наблюдаемое отношение радиусов прямой и обратной ударных волн в остатке сверхновой RX J1713.7-3946, указывает на малую массу сброшенной при взрыве оболочки – менее 2 солнечных масс, что типично для сверхновых типов Ib/c, IIb. Эти сверхновые обычно взрываются внутри горячей разреженной полости, созданной ветром предсверхновой звезды в процессе ее эволюции. В настящее время ударная волна взаимодействует с плотными молекулярными облаками, окружающими остаток. Проводящиеся сейчас в космическом эксперименте GLAST - Fermi измерения потока гамма-излучения от остатка сверхновой RX J1713.7-3946 при энергиях 1 ГэВ позволят сделать выбор между адронным и лептонным сценариями, описанными выше. Рассчитанные нами ожидаемые потоки гамма-лучей с энергиями выше 1 ГэВ составляют (2-5) 10-11 эрг см-2 с-1 и 2 10-12 эрг см-2 с-1 для адронного и лептонного сценариев соответственно. 68 Литература к главе 3. [1] Aharonian F. et al. Astronomy & Astrophysics. 2007. 464, 253 [2] Lagage P.O., Cesarsky C.J. Astronomy & Astrophysics. 1983. 125, 249 [3] Bell A. R. MNRAS. 2004. 353, 550 [4] Voelk H.J., Berezhko E.G., Ksenofontov L.T. Astron. & Astroph. 2005. 433, 229 [5] Zirakashvili V.N., Ptuskin V.S. in High-energy gamma-ray astronomy. eds , F.A. Aharonian et al., NY. 2009, AIP Conf. Proc. 1085. p. 336 [6] Zirakashvili V.N. Astronomy & Astrophysics. 2007. 466, 1 [7] Zirakashvili V.N., Ptuskin V.S. Astrophys. J. 2008. 678, 939 [8] Ptuskin V.S., Zirakashvili V.N. Astronomy & Astrophysics. 2005. 429, 755 [9] Chevalier R. Astrophys. J. 2006. 651, 381 [10] Smart S.J., Eldridge J.J., Crockett R.M., Maund J.R. MNRAS. 2009. 395, 1409 [11] Jones F.C. et al. Astrophys. J. 2001. 547, 264 [12] Bluemer J., Engel R., Hoerandel J.R. Progress Part. Nucl. Phys. 2009. 63, 293 [13] Berezhko E.G., Voelk H.J. Astrophys. J. 2007. 661, L175 [14] Ptuskin V.S. et al. Astrophys. J. 2006. 642, 892 [15] Ptuskin V.S., Jones F.C., Seo E.S., Sina R. Adv. Space Res. 2006. 37, 1909 [16] Erlykin A.D., Wolfendale A.W. Astropart. Phys. 2006. 25, 183 [17] Silberberg R. et al., Astroph. J. 1990. 363, 265 [18] L.G. Sveshnikova. 2003 A&A 409.799 [19] Popescu A.S. arXiv:0704.2718v1. 2007 Литература к главе 5. 1).Riess, A.G., et al. Astropys.J. 116, 1009 (1998) 2). Perlmutter, S. et al. Astrophys.J. 517, 565 (1999) 3).Jorgensen, H. E., Lipunov, V. M., Panchenko, I. E., Postnov, K. A. & Prokhorov, M. E. Evolution of Supernova Explosion Rates in the Universe. Astrophys.J. 486, 110 – 116 (1997) 69 4). Livio, M. The Progenitors of Type Ia Supernovae. Type Ia Supernovae, Theory and Cosmology. Eds.: J.C. Niemeyer and J.W.Truran. Cambridge University Press, Cambridge, 33 (2000) 5). Whelan, J. & Iben, I.Jr. Binaries and supernovae of type I. Astrophes.J. 186, 1009-1014 (1973) 6). Iben, I. Jr. & Tutukov, A.V. Supernovae of type I as end products of the evolution of binaries with components of moderate initial mass (M not greater than about 9 solar mass), Astrophys.J.Suppl. 54 , 335-372 (1984) 7). Webbink, R. Double white dwarfs as progenitors of R Coronae Borealis stars and type I supernovae. Astrophys.J. 277, 355 – 360 (1984) 8). Lipunov, V. M., Postnov, K. A. & Prokhorov, M. E. The Scenario Machine: Binary Star Population Synthesis. Review of Astrophysics and Space Physics, Ed. R.A. Sunyaev, Harwood Acad. Publ., 17, 1-160 (1996) 9). Totani, T., Morokuma, T., Oda, T., et al. Delay Time Distribuiton Measurement of Type Ia Supernovae by Subaru/XMM-Newton Deep Survey and Implications for the Progenitor. Publ. Astron.Soc.Jap., 60 1327--1346 (2008) 10).Wang, B., Liu, Z., Han, Y., Lei, Z., Luo, Y. & Han, Z. Birthrates and delay times of Type Ia supernovae. (arXiv:1002.4229v1 [astro-ph.SR]) (2010) 11). Popova, E.I., Tutukov, A.V. & Yungelson, L.R. Study of physical properties of spectroscopic binary stars. Ap&SS, 88, no. 1, 55-80 (1982) 12). Abt, H.A. Normal and abnormal binary frequencies. ARA&A 21, 343 (1983) 13). Landau L. D. & Lifshitz E. M. The Classical Theory of Fields. Elsevier, Oxford (1975). 14). Gilfanov, M. & Akos B. An apper limit on the contribution of accreting white dwarfs to the type Ia supernova rate. Nature 463 924-925 (2010) 15). Mannuci, F. et al. The supernova rate per unit mass, Astrophysics, 433, 807-814 (2006) 70 Astronomy and Заключение Главная цель работы – развертывание на астрофизическом полигоне в Тункинской долине установки Тунка-133 и успешное проведение первого сезона наблюдений и установка системы роботизированных МАСТЕР полностью выполнена. Полностью выполнены работы, предусмотренные техническим заданием и календарным планом по Государственному контракту. Установка Тунка-133 является в настоящее время самой крупной установкой для регистрации ШАЛ по черенковскому излучению с малым (85 м) раздвижением между детекторами. Это позволяет на этой установке исследовать энергетический диапазон 1015 - 1018 эВ, плохо изученный в других экспериментах. При создании установки были использованы все достижения современной электроники (передача информации по оптоволоконным кабелям, сверхбыстрые АЦП с частотой 200 МГц, перепрограммируемые логические матрицы), что качественно улучшило информацию о регистрируемом событии Установка Тунка-133 успешно проработала в осенне-зимний период. Полная экспозиция составила около 300 часов. Анализ данных показал, что количество событий во области высоких энергий, набираемых новой установкой за одну ночь примерно равно числу событий, зарегистрированных установкой Тунка-25 за все время ее работы ( около 300 часов). К началу сентября данных за первый этого года закончена предварительная обработка сезон работы установки Тунка-133 и построен энергетический спектра. Удалось продвинутся по энергии до 1018 эВ. Полное число событий в спектре – около 2 млн, выше 1017 эВ около 200 . Обращают на себя две особенности в спектре: “ступенька” в районе 1016 эВ и «бамп» в районе 1017 эВ . Полученный результат проливает новый свет на происхождение космических лучей сверхвысоких энергий. Начались работы по расширению установки Тунка-133. Установлен первый дальний кластер на расстоянии 1 км от центра установки и первый 71 мюонный детектор. Развернута сеть из 8 антенн для регистрации радиосигналов от ШАЛ. Система МАСТЕР включает в себя два измерительных прибора: широкоугольный телескоп камеру сверхширокого поля зрения (2000 квадратных градусов). Вся система может работать автономно и по Интернет. Камера сверхширокого поля, кроме регистрации вспышечных явлений, позволяет проводить постоянный прецизионный мониторинг прозрачности небосвода на полях зрения в десятки тысяч градусов за считанные секунды. Телескопом МАСТЕР удалось зарегистрировать собственное свечение от гамма-всплеска. Это безусловно выдающееся достижение, учитывая, что ранее было всего 5 успешных попыток регистрации собственного свечения. Основным результатом теоретических работ является демонстрация того, что современная теория ускорения частиц на ударных волнах в эволюционирующих остатках сверхновых в совокупности с эмпирической моделью распространения космических лучей в Галактике позволяет объяснить наблюдаемый спектр и состав галактических космических лучей. Получено хорошее согласие рассчитанного спектра космических лучей со спектром, полученным по измерениям на установке Тунка-25. Разработана программа для численного расчета распространения космических лучей сверхвысоких энергий в расширяющейся Вселенной с учетом взаимодействия ультрарелятивистских протонов и атомных ядер с фоновым метагалактическим излучением. На установке ШАЛ-МГУ проводился совместный мониторинг электростатического электричества в приземной части атмосферы, темпа счета мюонов, темпа счёта тепловых нейтронов и ШАЛ. Проведено исследование вариаций темпа счета мюонов, в том числе во время гроз и солнечных вспышек. Создан второй экземпляр измерителя электростатического поля атмосферы. Проведено сопоставление данных мониторинга с возмущениями магнитного поля Земли, связанными с магнитными бурями. Руководитель работы д.ф.-м.н. профессор М.И. Панасюк 72 Приложение 1 Справка о числе организаций-пользователей уникальных стендов, установок и объектов научной инфраструктуры в рамках государственного контракта № 02.518.11.7159 от "08" июня 2009 г. с дополнительным соглашением от 06 июня 2010 г. № 1 Период – этап № 1 календарного плана ("08" июня 2009 г. по "30" сентября 2009 г.) Проект организации-пользователя № 1 Полное наименование и адрес организациипользователя Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя Период действия Наименование (месяц и Дата Заказчик № и шифр год начали заключения и окончания) Астрофизический комплекс МГУ-ИГУ для исследования космических лучей сверхвысоких энергий (установки Тунка и ШАЛ-МГУ) (Астрофизический комплекс МГУ-ИГУ) Научноисследовательский Привлечение 13 студентов ИГУ институт На студентов к научной Июнь 01 января занимались научной прикладной безвозмездной работе на 2009г ГОУ ВПО 30 июня 2010г работой на физики ГОУ ВПО нет основе. Астрофизическом Декабрь ИГУ 2009г 30 июня Астрофизическом "Иркутский Работы комплексе (АФК) 2012г 2010г комплексе (АФК) государственный продолжаются. МГУ-ИГУ МГУ-ИГУ университет", г. Иркутск, Россия. Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № Полное наименование и адрес организациипользователя Наименование и шифр 2 Учреждение Российской академии наук Институт ядерных исследований РАН, г. Москва, Россия Совместный анализ данных по нейтронному детектору и измерителю эпектростатического поля. 3 Учреждение Российской академии наук Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН, г.Троицк, Россия. Совместное использование данных по мониторингу нижнего слоя атмосферы и космической погоды. Universität Karlsruhe, г. Карлсруэ, Германия. Совместный анализ данных установки KASCADE GRANDE и АФК МГУ-ИГУ 4 Период действия (месяц и год начали и окончания) Июнь 2009г Декабрь 2012г Июнь 2009г Декабрь 2012г Июль 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик 30 июня 2009г ИЯИ РАН ИЗМИРАН 30 июня 2009г 30 июля 2009г Universität Karlsruhe 74 № нет нет нет Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводился совместный анализ данных по нейтронному детектору и измерителю эпектростатического поля. 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Совместно использовались данные по мониторингу нижнего слоя атмосферы АФК и данных ИЗМИРАН. 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводился совместный анализ и сопоставление данных установки KASCADE GRANDE и АФК МГУ-ИГУ Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № Полное наименование и адрес организациипользователя Наименование и шифр Период действия (месяц и год начали и окончания) 5 Universita' degli Studi di Torino, Dipartimento di Fisika Generale, г.Турин, Италия. Совместный анализ данных, полученных на АФК МГУ-ИГУ. Июль 2009г Декабрь 2012г 6 Астрономическая обсерватория Иркутского государственного университета., г. Иркутск, Россия. Работы с телескопом МАСТЕР Июнь 2009г Декабрь 2012г 7 Учреждение Российской академии наук Институт солнечно-земной физики СО РАН, г. Иркутск, Россия Мониторинг приземного слоя атмосферы установок Тунка133 и ШАЛ МГУ и связь с космической погодой. Июнь 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик Universita' degli Studi di Torino 25 июля 2009г 30 июня 2009г АО ИГУ ИСЗФ СО РАН 30 июня 2009г 75 № Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводился совместный анализ данных, полученных на АФК МГУ-ИГУ и данных Gran Sasso. Проводились настроечные и калибровочные работы с телескопом МАСТЕР. Проводился мониторинг приземного слоя атмосферы и связь с космической погодой на базе данных АФК МГУИГУ и данных ИЯИ РАН. Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № 8 9 Полное наименование и адрес организациипользователя Наименование и шифр Период действия (месяц и год начали и окончания) Deutsches ElectronenSynchrotron, DESY, г. Гамбург, г.Цойтен, Германия Исследование энергетического спектра и массового состава космических лучей сверхвысоких энергий. Июль 2009г Декабрь 2012г Humboldt Universität, г.Берлин, Германия Исследования энергетического спектра и массового состава космических лучей сверхвысоких энергий. Июль 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик 30 июля 2009г DESY 30 июля 2009г Humboldt Universität 76 № Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводилось исследование энергетического спектра и массового состава космических лучей сверхвысоких энергий с использованием данных DESY. Проводилось исследования энергетического спектра и массового состава космических лучей сверхвысоких энергий с использованием расчётов Университета Гумбольда. Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № Полное наименование и адрес организациипользователя Наименование и шифр Период действия (месяц и год начали и окончания) Forschungszentrum Karlsruhe (FZK), г. Карлсруэ, Германия Совместное исследование радиоизлучения ШАЛ. Июль 2009г Декабрь 2012г Dept. of Physics and Astronomy, 11 University of Kansas, г. Канзас, США Совместное исследование радиоизлучения ШАЛ. Июль 2009г Декабрь 2012г Поиск оптического сопровождения гамма-всплесков с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР. Июнь 2009г Декабрь 2012г 10 12 Уральский государственный Университет, Екатеринбург, Россия Дата заключения Заказчик 30 июля 2009г FZK Karlsruhe 30 июля 2009г University of Kansas 30 июня 2009г УГУ 77 № Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводилось совместное исследование радиоизлучения ШАЛ по данным АФК МГУ ИГУ и ядерного центра Карлсруэ. Проводилось совместное исследование радиоизлучения ШАЛ. Проводились совместные работы по поиску оптического сопровождения гамма-всплесков с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР. Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № Полное наименование и адрес организациипользователя Наименование и шифр Период действия (месяц и год начали и окончания) 13 Физический факультет Иркутского государственного Университета, Иркутск, Россия Исследования космических лучей сверхвысоких энергий и работы с телескопом-роботом МАСТЕР Июль 2009г Декабрь 2012г 14 Благовещенский педагогический университет, Благовещенск, Россия Изучение остатков сверхновых с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР Июль 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик Физфак ИГУ 30 июля 2009г 30 июля 2009г БПУ № Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводились совместные исследования космических лучей сверхвысоких энергий и работы с телескопом-роботом МАСТЕР. Проводилось изучение остатков сверхновых с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР. " 78 Период – этап № 2 календарного плана ("01" октября 2009 г. по "31" декабря 2009 г.) Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № 1 2 Полное наименование и адрес организациипользователя Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя Период действия Наименование (месяц и Дата Заказчик № и шифр год начали заключения и окончания) Астрофизический комплекс МГУ-ИГУ для исследования космических лучей сверхвысоких энергий (установки Тунка и ШАЛ-МГУ) (Астрофизический комплекс МГУ-ИГУ) Научноисследовательский Привлечение 13 студентов ИГУ институт На студентов к научной Июнь 01 января занимались научной прикладной безвозмездной работе на 2009г ГОУ ВПО 30 июня 2010г работой на физики ГОУ ВПО нет основе. Астрофизическом Декабрь ИГУ 2009г 30 июня Астрофизическом "Иркутский Работы комплексе (АФК) 2012г 2010г комплексе (АФК) государственный продолжаются. МГУ-ИГУ МГУ-ИГУ университет", г. Иркутск, Россия. Проводился Учреждение Совместный анализ совместный анализ Российской данных по На Июнь 01 января данных по академии наук нейтронному безвозмездной 2009г 30 июня 2010г нейтронному Институт ядерных детектору и ИЯИ РАН нет основе. Декабрь 2009г 30 июня детектору и исследований измерителю Работы 2012г 2010г измерителю РАН, г. Москва, эпектростатического продолжаются. эпектростатического Россия поля. поля. 79 Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № 3 Полное наименование и адрес организациипользователя Учреждение Российской академии наук Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН, г.Троицк, Россия. Наименование и шифр Совместное использование данных по мониторингу нижнего слоя атмосферы и космической погоды. Период действия (месяц и год начали и окончания) Июнь 2009г Декабрь 2012г 4 Universität Karlsruhe, г. Карлсруэ, Германия. Совместный анализ данных установки KASCADE GRANDE и АФК МГУ-ИГУ Июль 2009г Декабрь 2012г 5 Universita' degli Studi di Torino, Dipartimento di Fisika Generale, г.Турин, Италия. Совместный анализ данных, полученных на АФК МГУ-ИГУ. Июль 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик ИЗМИРАН 30 июня 2009г 30 июля 2009г Universität Karlsruhe Universita' degli Studi di Torino 25 июля 2009г 80 № нет Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Совместно использовались данные по мониторингу нижнего слоя атмосферы АФК и данных ИЗМИРАН. Проводился совместный анализ и сопоставление данных установки KASCADE GRANDE и АФК МГУ-ИГУ Проводился совместный анализ данных, полученных на АФК МГУ-ИГУ и данных Gran Sasso. Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № Полное наименование и адрес организациипользователя Наименование и шифр Период действия (месяц и год начали и окончания) 6 Астрономическая обсерватория Иркутского государственного университета., г. Иркутск, Россия. Работы с телескопом МАСТЕР Июнь 2009г Декабрь 2012г 7 Учреждение Российской академии наук Институт солнечно-земной физики СО РАН, г. Иркутск, Россия Мониторинг приземного слоя атмосферы установок Тунка133 и ШАЛ МГУ и связь с космической погодой. Июнь 2009г Декабрь 2012г 8 Deutsches ElectronenSynchrotron, DESY, г. Гамбург, г.Цойтен, Германия Исследование энергетического спектра и массового состава космических лучей сверхвысоких энергий. Июль 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик 30 июня 2009г АО ИГУ ИСЗФ СО РАН 30 июня 2009г 30 июля 2009г DESY 81 № Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводились настроечные и калибровочные работы с телескопом МАСТЕР. Проводился мониторинг приземного слоя атмосферы и связь с космической погодой на базе данных АФК МГУИГУ и данных ИЯИ РАН. Проводилось исследование энергетического спектра и массового состава космических лучей сверхвысоких энергий с использованием данных DESY. Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № Полное наименование и адрес организациипользователя Наименование и шифр Период действия (месяц и год начали и окончания) 9 Humboldt Universität, г.Берлин, Германия Исследования энергетического спектра и массового состава космических лучей сверхвысоких энергий. Июль 2009г Декабрь 2012г 10 Forschungszentrum Karlsruhe (FZK), г. Карлсруэ, Германия Совместное исследование радиоизлучения ШАЛ. Июль 2009г Декабрь 2012г Dept. of Physics and Astronomy, 11 University of Kansas, г. Канзас, США Совместное исследование радиоизлучения ШАЛ. Июль 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик 30 июля 2009г Humboldt Universität 30 июля 2009г FZK Karlsruhe 30 июля 2009г University of Kansas 82 № Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводилось исследования энергетического спектра и массового состава космических лучей сверхвысоких энергий с использованием расчётов Университета Гумбольда. Проводилось совместное исследование радиоизлучения ШАЛ по данным АФК МГУ ИГУ и ядерного центра Карлсруэ. Проводилось совместное исследование радиоизлучения ШАЛ. Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № Полное наименование и адрес организациипользователя Наименование и шифр Период действия (месяц и год начали и окончания) 12 Уральский государственный Университет, Екатеринбург, Россия Поиск оптического сопровождения гамма-всплесков с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР. Июнь 2009г Декабрь 2012г 13 Физический факультет Иркутского государственного Университета, Иркутск, Россия Исследования космических лучей сверхвысоких энергий и работы с телескопом-роботом МАСТЕР Июль 2009г Декабрь 2012г 14 Благовещенский педагогический университет, Благовещенск, Россия Изучение остатков сверхновых с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР Июль 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик 30 июня 2009г УГУ Физфак ИГУ 30 июля 2009г 30 июля 2009г БПУ 83 № Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводились совместные работы по поиску оптического сопровождения гамма-всплесков с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР. Проводились совместные исследования космических лучей сверхвысоких энергий и работы с телескопом-роботом МАСТЕР. Проводилось изучение остатков сверхновых с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР. Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № 15 Полное наименование и адрес организациипользователя Государственное научное учреждение Государственный астрономический институт имени П.К.Штернберга Московского государственного университета имени М.В.Ломоносова. Наименование и шифр Изучение остатков сверхновых с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР. Период действия (месяц и год начали и окончания) Октябрь 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик 07 октября 2009г ГАИШ № нет Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводилось изучение остатков сверхновых с помощью системы роботизированных телескопов МАСТЕР. " 84 Период – этап № 3 календарного плана ("01" января 2010 г. по "30" июня 2010 г.) Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № 1 2 Полное наименование и адрес организациипользователя Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя Период действия Наименование (месяц и Дата Заказчик № и шифр год начали заключения и окончания) Астрофизический комплекс МГУ-ИГУ для исследования космических лучей сверхвысоких энергий (установки Тунка и ШАЛ-МГУ) (Астрофизический комплекс МГУ-ИГУ) Научноисследовательский Привлечение 13 студентов ИГУ институт На студентов к научной Июнь 01 января занимались научной прикладной безвозмездной работе на 2009г ГОУ ВПО 30 июня 2010г работой на физики ГОУ ВПО нет основе. Астрофизическом Декабрь ИГУ 2009г 30 июня Астрофизическом "Иркутский Работы комплексе (АФК) 2012г 2010г комплексе (АФК) государственный продолжаются. МГУ-ИГУ МГУ-ИГУ университет", г. Иркутск, Россия. Проводился Учреждение Совместный анализ совместный анализ Российской данных по На Июнь 01 января данных по академии наук нейтронному безвозмездной 2009г 30 июня 2010г нейтронному Институт ядерных детектору и ИЯИ РАН нет основе. Декабрь 2009г 30 июня детектору и исследований измерителю Работы 2012г 2010г измерителю РАН, г. Москва, эпектростатического продолжаются. эпектростатического Россия поля. поля. 85 Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № 3 Полное наименование и адрес организациипользователя Учреждение Российской академии наук Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН, г.Троицк, Россия. Наименование и шифр Совместное использование данных по мониторингу нижнего слоя атмосферы и космической погоды. Период действия (месяц и год начали и окончания) Июнь 2009г Декабрь 2012г 4 Universität Karlsruhe, г. Карлсруэ, Германия. Совместный анализ данных установки KASCADE GRANDE и АФК МГУ-ИГУ Июль 2009г Декабрь 2012г 5 Universita' degli Studi di Torino, Dipartimento di Fisika Generale, г.Турин, Италия. Совместный анализ данных, полученных на АФК МГУ-ИГУ. Июль 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик ИЗМИРАН 30 июня 2009г 30 июля 2009г Universität Karlsruhe Universita' degli Studi di Torino 25 июля 2009г 86 № нет Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Совместно использовались данные по мониторингу нижнего слоя атмосферы АФК и данных ИЗМИРАН. Проводился совместный анализ и сопоставление данных установки KASCADE GRANDE и АФК МГУ-ИГУ Проводился совместный анализ данных, полученных на АФК МГУ-ИГУ и данных Gran Sasso. Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № Полное наименование и адрес организациипользователя Наименование и шифр Период действия (месяц и год начали и окончания) 6 Астрономическая обсерватория Иркутского государственного университета., г. Иркутск, Россия. Работы с телескопом МАСТЕР Июнь 2009г Декабрь 2012г 7 Учреждение Российской академии наук Институт солнечно-земной физики СО РАН, г. Иркутск, Россия Мониторинг приземного слоя атмосферы установок Тунка133 и ШАЛ МГУ и связь с космической погодой. Июнь 2009г Декабрь 2012г 8 Deutsches ElectronenSynchrotron, DESY, г. Гамбург, г.Цойтен, Германия Исследование энергетического спектра и массового состава космических лучей сверхвысоких энергий. Июль 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик 30 июня 2009г АО ИГУ ИСЗФ СО РАН 30 июня 2009г 30 июля 2009г DESY 87 № Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводились настроечные и калибровочные работы с телескопом МАСТЕР. Проводился мониторинг приземного слоя атмосферы и связь с космической погодой на базе данных АФК МГУИГУ и данных ИЯИ РАН. Проводилось исследование энергетического спектра и массового состава космических лучей сверхвысоких энергий с использованием данных DESY. Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № Полное наименование и адрес организациипользователя Наименование и шифр Период действия (месяц и год начали и окончания) 9 Humboldt Universität, г.Берлин, Германия Исследования энергетического спектра и массового состава космических лучей сверхвысоких энергий. Июль 2009г Декабрь 2012г 10 Forschungszentrum Karlsruhe (FZK), г. Карлсруэ, Германия Совместное исследование радиоизлучения ШАЛ. Июль 2009г Декабрь 2012г Dept. of Physics and Astronomy, 11 University of Kansas, г. Канзас, США Совместное исследование радиоизлучения ШАЛ. Июль 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик 30 июля 2009г Humboldt Universität 30 июля 2009г FZK Karlsruhe 30 июля 2009г University of Kansas 88 № Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводилось исследования энергетического спектра и массового состава космических лучей сверхвысоких энергий с использованием расчётов Университета Гумбольда. Проводилось совместное исследование радиоизлучения ШАЛ по данным АФК МГУ ИГУ и ядерного центра Карлсруэ. Проводилось совместное исследование радиоизлучения ШАЛ. Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № Полное наименование и адрес организациипользователя Наименование и шифр Период действия (месяц и год начали и окончания) 12 Уральский государственный Университет, Екатеринбург, Россия Поиск оптического сопровождения гамма-всплесков с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР. Июнь 2009г Декабрь 2012г 13 Физический факультет Иркутского государственного Университета, Иркутск, Россия Исследования космических лучей сверхвысоких энергий и работы с телескопом-роботом МАСТЕР Июль 2009г Декабрь 2012г 14 Благовещенский педагогический университет, Благовещенск, Россия Изучение остатков сверхновых с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР Июль 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик 30 июня 2009г УГУ Физфак ИГУ 30 июля 2009г 30 июля 2009г БПУ 89 № Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводились совместные работы по поиску оптического сопровождения гамма-всплесков с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР. Проводились совместные исследования космических лучей сверхвысоких энергий и работы с телескопом-роботом МАСТЕР. Проводилось изучение остатков сверхновых с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР. Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № 15 Полное наименование и адрес организациипользователя Государственное научное учреждение Государственный астрономический институт имени П.К.Штернберга Московского государственного университета имени М.В.Ломоносова. Наименование и шифр Изучение остатков сверхновых с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР. Период действия (месяц и год начали и окончания) Октябрь 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик 07 октября 2009г ГАИШ 90 № нет Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводилось изучение остатков сверхновых с помощью системы роботизированных телескопов МАСТЕР. Период – этап № 4 календарного плана ("01" июля 2010 г. по "31" октября 2010 г.) Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № 1 2 Полное наименование и адрес организациипользователя Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя Период действия Наименование (месяц и Дата Заказчик № и шифр год начали заключения и окончания) Астрофизический комплекс МГУ-ИГУ для исследования космических лучей сверхвысоких энергий (установки Тунка и ШАЛ-МГУ) (Астрофизический комплекс МГУ-ИГУ) Научноисследовательский Привлечение 13 студентов ИГУ институт На студентов к научной Июнь 01 января занимались научной прикладной безвозмездной работе на 2009г ГОУ ВПО 30 июня 2010г работой на физики ГОУ ВПО нет основе. Астрофизическом Декабрь ИГУ 2009г 30 июня Астрофизическом "Иркутский Работы комплексе (АФК) 2012г 2010г комплексе (АФК) государственный продолжаются. МГУ-ИГУ МГУ-ИГУ университет", г. Иркутск, Россия. Проводился Учреждение Совместный анализ совместный анализ Российской данных по На Июнь 01 января данных по академии наук нейтронному безвозмездной 2009г 30 июня 2010г нейтронному Институт ядерных детектору и ИЯИ РАН нет основе. Декабрь 2009г 30 июня детектору и исследований измерителю Работы 2012г 2010г измерителю РАН, г. Москва, эпектростатического продолжаются. эпектростатического Россия поля. поля. 91 Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № 3 Полное наименование и адрес организациипользователя Учреждение Российской академии наук Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН, г.Троицк, Россия. Наименование и шифр Совместное использование данных по мониторингу нижнего слоя атмосферы и космической погоды. Период действия (месяц и год начали и окончания) Июнь 2009г Декабрь 2012г 4 Universität Karlsruhe, г. Карлсруэ, Германия. Совместный анализ данных установки KASCADE GRANDE и АФК МГУ-ИГУ Июль 2009г Декабрь 2012г 5 Universita' degli Studi di Torino, Dipartimento di Fisika Generale, г.Турин, Италия. Совместный анализ данных, полученных на АФК МГУ-ИГУ. Июль 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик ИЗМИРАН 30 июня 2009г 30 июля 2009г Universität Karlsruhe Universita' degli Studi di Torino 25 июля 2009г 92 № нет Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Совместно использовались данные по мониторингу нижнего слоя атмосферы АФК и данных ИЗМИРАН. Проводился совместный анализ и сопоставление данных установки KASCADE GRANDE и АФК МГУ-ИГУ Проводился совместный анализ данных, полученных на АФК МГУ-ИГУ и данных Gran Sasso. Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № Полное наименование и адрес организациипользователя Наименование и шифр Период действия (месяц и год начали и окончания) 6 Астрономическая обсерватория Иркутского государственного университета., г. Иркутск, Россия. Работы с телескопом МАСТЕР Июнь 2009г Декабрь 2012г 7 Учреждение Российской академии наук Институт солнечно-земной физики СО РАН, г. Иркутск, Россия Мониторинг приземного слоя атмосферы установок Тунка133 и ШАЛ МГУ и связь с космической погодой. Июнь 2009г Декабрь 2012г 8 Deutsches ElectronenSynchrotron, DESY, г. Гамбург, г.Цойтен, Германия Исследование энергетического спектра и массового состава космических лучей сверхвысоких энергий. Июль 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик 30 июня 2009г АО ИГУ ИСЗФ СО РАН 30 июня 2009г 30 июля 2009г DESY 93 № Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводились настроечные и калибровочные работы с телескопом МАСТЕР. Проводился мониторинг приземного слоя атмосферы и связь с космической погодой на базе данных АФК МГУИГУ и данных ИЯИ РАН. Проводилось исследование энергетического спектра и массового состава космических лучей сверхвысоких энергий с использованием данных DESY. Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № Полное наименование и адрес организациипользователя Наименование и шифр Период действия (месяц и год начали и окончания) 9 Humboldt Universität, г.Берлин, Германия Исследования энергетического спектра и массового состава космических лучей сверхвысоких энергий. Июль 2009г Декабрь 2012г 10 Forschungszentrum Karlsruhe (FZK), г. Карлсруэ, Германия Совместное исследование радиоизлучения ШАЛ. Июль 2009г Декабрь 2012г Dept. of Physics and Astronomy, 11 University of Kansas, г. Канзас, США Совместное исследование радиоизлучения ШАЛ. Июль 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик 30 июля 2009г Humboldt Universität 30 июля 2009г FZK Karlsruhe 30 июля 2009г University of Kansas 94 № Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводилось исследования энергетического спектра и массового состава космических лучей сверхвысоких энергий с использованием расчётов Университета Гумбольда. Проводилось совместное исследование радиоизлучения ШАЛ по данным АФК МГУ ИГУ и ядерного центра Карлсруэ. Проводилось совместное исследование радиоизлучения ШАЛ. Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № Полное наименование и адрес организациипользователя Наименование и шифр Период действия (месяц и год начали и окончания) 12 Уральский государственный Университет, Екатеринбург, Россия Поиск оптического сопровождения гамма-всплесков с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР. Июнь 2009г Декабрь 2012г 13 Физический факультет Иркутского государственного Университета, Иркутск, Россия Исследования космических лучей сверхвысоких энергий и работы с телескопом-роботом МАСТЕР Июль 2009г Декабрь 2012г 14 Благовещенский педагогический университет, Благовещенск, Россия Изучение остатков сверхновых с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР Июль 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик 30 июня 2009г УГУ Физфак ИГУ 30 июля 2009г 30 июля 2009г БПУ 95 № Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. нет 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводились совместные работы по поиску оптического сопровождения гамма-всплесков с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР. Проводились совместные исследования космических лучей сверхвысоких энергий и работы с телескопом-роботом МАСТЕР. Проводилось изучение остатков сверхновых с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР. Договор с исполнителем госконтракта о пользовании Проект организации-пользователя № 15 Полное наименование и адрес организациипользователя Государственное научное учреждение Государственный астрономический институт имени П.К.Штернберга Московского государственного университета имени М.В.Ломоносова. Наименование и шифр Изучение остатков сверхновых с помощью роботизированного телескопа МАСТЕР. Период действия (месяц и год начали и окончания) Октябрь 2009г Декабрь 2012г Дата заключения Заказчик 07 октября 2009г ГАИШ № нет Краткое описание Период Дата и № акта о проведенных работ пользования предоставлении и их воздействия на (даты услуги результаты работ по начала и пользования проекту окончания) пользователя 01 января 2010г 30 июня 2010г На безвозмездной основе. Работы продолжаются. Проводилось изучение остатков сверхновых с помощью системы роботизированных телескопов МАСТЕР. " 96