CC BY
14
УДК 539.1.074.2
ПРЯМЫЕ СТРАТОСФЕРНЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ ЗАРЯДОВ И ЭНЕРГИЙ ПЕРВИЧНЫХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ В ДИАПАЗОНЕ 1013 - 1015 эВ (ПРОЕКТ CROSS)
А. Д. Ерлыкин, А. С. Борисов, К. А. Котельников, С. К. Котельников, В. М. Максименко, В. С. Пучков, Ю. А. Трубкин, А. П. Чубенко, Р. А. Мухамедшин1
Эксперимент CROSS (Cosmic Rays Over Spectrum SteepeningJ нацелен на прямые измерения масс и энергий ядер первичного космического излучения (ПКИ) в диапазоне 10й — 1015 эВ вблизи излома в энергетическом спектре ПКИ. Экспериментальная техника - аэростатный ионизационный спектрометр, состоящий из генераторов рентгеновского переходного излучения, проложенных тонкостенными пропорциональными камерами.
Прямые экспериментальные исследования химического состава и измерение энер! ий первичных космических лучей в диапазоне Е ~ 1015 — 101ь эВ, где наблюдается излом в энергетическом спектре первичного космического излучения [1], позволят глубже понять механизм ускорения частиц до столь высоких энергий и распределение э i их частиц в нашей Галактике. Возросший в последнее время интерес к таким исследованиям объясняется главным образом успехами в развитии аэростатной техники, благодаря че му стало возможным проводить в стратосфере на высотах ~40 км облучение научных установок весом до ~2 тонн в течение нескольких суток [2].
1. Физическая задача эксперимента CROSS. Традиционно исследования химического состава и измерение энергий частиц первичных космических лучей в области перегиба спектра в диапазоне Е ~ 1015 — 1016 эВ проводились при помощи назем ных установок, регистрирующих широкие атмосферные ливни космических лучей [3],
Институт ядерных исследований РАН.
а также при помощи больших высокогорных рентген-эмульсионных камер [4]. Однако получаемые на таких установках экспериментальные данные в очень большой степени определяются сложными каскадными процессами, которые протекают при прохождении космических лучей через атмосферу. Поэтому при определении атомных масс и энергий первичных частиц приходится решать обратную задачу, в которой в качестве исходных данных используются такие измеряемые на эксперименте величины, как пространственные распределения электронов ШАЛ, потоки гамма-квантов высо ких энергий, мюонов и т.д. Насколько неоднозначны получаемые при этом выводы, можно продемонстрировать на следующем примере. Так, из анализа экспериментальных данных по ШАЛ авторы работ [3] приходят к заключению, что при энергиях ~10!" эВ доля протонов среди первичных частиц не превышает 5-10%, остальные первичные частицы - это тяжелые ядра. Вместе с тем, как это следует из анализа данных рентген-эмульсионпых камер для событий с у >100 ТэВ [4], около 80% семейств гамма-квантов образованы первичными протонами и ядрами атомов гелия, т.е. не про исходит существенного изменения массового состава космических лучей при переходе от энергий в несколько ТэВ в область энергий излома первичного спектра. К такому же выводу приходят авторы работы [7] при анализе среднего возраста ШАЛ на высотах гор при энергиях Е ~ 1015-1016 эВ. Наблюдаемое противоречие сохраняется и не снимается проведением более детальных расчетов и использованием в этих расчетах современных моделей ядерных взаимодействий. По-видимому, разрешить данную проблему позволят только прямые экспериментальные определения природы первичных частиц, энергии которых лежат в области перегиба энергетического спектра. Кроме этого, существует целый ряд других проблем в физике космических лучей и астрофизике, решение которых делает актуальной физическую задачу данного проекта - экспериментальное определение природы частиц первичного космического излучения, энергии которых заключены в диапазоне величин лоренц-факторов 7 ~ 5 • 103 — 5-104.
Первичный экспериментальный материал проекта предполагается получать при помощи стратосферных камер, длительные облучения которых на границе атмосферы будут проводиться на автоматических аэростатах на высотах (3-10) г/см2.
Основная экспериментальная методика, которую предполагается применять в стра тосферных камерах проекта определения Е0, состоит в детектировании рентгеновского переходного излучения (РПИ) специально разработанными для этих исследований большими ксеноновыми пропорциональными счетчиками. Определенное число счетчиков вместо ксенона будут заполнены аргоном, что позволит измерять первичную иониза-
цию, производимую частицами, и определять тем самым заряд частиц космического излучения Z.
2. Экспериментальная установка. На рис. 1 схематично показана экспериментальная установка проекта, которая состоит из 3 генераторов рентгеновского переходного излучения РПИ. Каждый генератор представляет собою стопку, составленную из 50 лавсановых пленок. Пленки имеют толщину Ы =40 микрон и разнесены по вертикали друг относительно друга на величину зазора Ь2=1.5 см , где Ы и Ь2 - определяются размерами зон формирования электромагнитного поля частиц соответственно в веществе пленок и в воздухе. Указанные размеры зон формирования обеспечивают возможность определения лоренц-факторов первичных частиц в диапазоне величин ~5-103 — 5 -101 эВ. Суммарная толщина всех генераторов составляет около 1 г/см2, площадь - 4 м2.
Все 3 генератора РПИ переложены двойными рядами пропорциональных счетчиков (1-2), как это показано на рис. 1. Пропорциональные цилиндрические счетчики выполнены из металлизированных майларовых трубок, толщина стенок которых равна 100 -150 микронам. Диаметр счетчика равен 2 см, длина счетчика - 200 см. В качестве анода счетчика используется золоченая вольфрамовая нить, диаметр которой равен 25 микронам. Рабочее напряжение, подаваемое на нить, равно 1300 В.
Газовая смесь, которой заполняются ксеноновые пропорциональные счетчики, имеет состав 0.25 Хе+0.60 Не +0.15 СН4, в которой первичная ионизация от релятивистской однократно заряженной частицы составляет 160 пар ионов. В аргоновых камерах, заполненных смесью 0.75 Аг,+0.1 Не,+0.15 СН4, будет создаваться такое же число пар ионов первичной ионизации. Такие заряды при коэффициенте газового усиления А = 20 будут формировать на нити счетчика электрический сигнал Ус = 300 р,В. При прохождении через счетчик ядра Ге на нити будет собираться заряд ~3 рС (в работе [8] заряд в аналогичных условиях оказывался равным приблизительно одному пикоКулону).
Все цилиндрические пропорциональные камеры 2 см диаметром и 200 см длиною выполняются из алюминизированного майлара толщиной 100-150 микрон. Общее число камер составляет 1400, из них 800 камер наполнены Аг-содержащей газовой смесью, а 600 - Хе газовой смесью.
Были проведены оценки экспериментальных характеристик прибора с использованием результатов работ [5, 6].
Оценивался также отклик Б секции как энергия переходного изучения, детектируемая соответствующим двойным рядом Хе камер, с учетом ионизации проходящей ультрарелятивистской однократно заряженной частицы, как функция ее лоренц-фактора (7).
Рис. 1. Схема установки CROSS, представляющей собой куб с размерами граней 2x2 м2. Стрелкой 1 показаны многослойные генераторы рентгеновского переходного излучения; стрелкой 2 - ряды тонкостенных пропорциональных А г счетчиков, 3 - ряды Хе счетчиков.
Как следует из этих вычислений, невозможно измерить с достаточно высокой точностью величину лоренц-фактора однократно заряженных частиц. Ситуация для Z-заряженных ядер ПК И показана в таблице 1 и на рис. 3, где представлены возможные неопределен ности A(lg7) при определении лоренц-фактора и соответствующая погрешность dE/Е в определении энергии. Неопределенности оценивались как
A(lg7) = [Nph(Eph)2 + (2060)2(Z2)-°"4((nl + n2)/n2)]°-5/((^Mlg7))[Z2nl]0-5),
где Nph число фотонов РПИ, зарегистрированных от единично-заряженной частицы, Eph средняя энергия фотона в теоретически рассчитанном спектре РПИ, 2060 (эВ) среднеквадратичное отклонение ионизационных энергопотерь и слое 0.8 см Хе при атмосферном давлении, Z - заряд частицы, dS/d(\gy) - производная зависимости на рис. 2, ni и п2 - число слоев, регистрирующих РПИ и ионизацию соответственно.
Signal 3
10.0 keV
/Vj/----
7.5 keV
5.0 keV /
2.5 k ^/¿y
3 4 lg (y) 5
Рис. 2. Сигнал переходного излучения 5, генерируемый однократно заряженной частицей при пролете одной из секций. Кривая 1 соответствует радиатору из N = 50 майларо-вых пленок, каждая толщиной Ы = 40 микрон, разделенных промежутками Ь2 = 1.5 см (основной вариант). Для сравнения кривые 2 и 3 представляют результаты для вариантов Ы — 25 микрон, Ь2 = 1.0 см, ТУ = 50 и XI = 15 микрон, Ь2 = 1.0 и N = 50 соответственно.
Таблица 1
Оценка погрешностей А(1д7) в определении лоренц-фактор а частиц с различными для основного варианта
7 NPh(z= 1) эВ Z2 = 12.5 Z2 = 25 Z2 = 50 Z2 = 100 z2 = 200 Z2 = 400 z2 = 800
103 0.0835 8150 0.24 0.16 0.11 0.07 0.05 0.04 0.03
3 • 103 0.2232 9496 0.17 0.12 0.08 0.06 0.04 0.03 0.02
104 0.4414 11104 0.18 0.13 0.09 0.06 0.04 0.03 0.02
3 • 104 0.6760 12178 0.37 0.26 0.18 0.13 0.09 0.07 0.05
5 • 104 0.7161 12318 0.93 0.66 0.46 0.33 0.23 0.16 0.12
7- 104 0.730 12359 1.86 1.31 0.93 0.65 0.47 0.33 0.23
105 0.7368 12379 3.72 2.62 1.85 1.31 0.92 0.65 0.46
Триггерный сигнал для записи сигналов, которые возникают на нитях пропорциональных счетчиков при прохождении высокоэнергичных частиц через установку, формируется при регистрации РПИ и выполнении условия
ЕУХе/ЪУАг > В, (1)
Z=10; 14
Z-28
Z=20
3
4 ig Су)
5
Рис. 3. Точность измерения энергий ядер ПКИ, рассчитанная для основного варианта установки.
где величина В должна быть больше единицы, но ее рабочее значение подбирается экспериментально. Следует отметить, что статистическая точность в определении сумм, входящих в выражение (1), достаточно высокая и составляет 10%, в то время как максимальный сигнал РПИ приблизительно на 30% превышает первичную ионизацию [5, 6]. Вместе с тем, представляется крайне важным провести методические исследования стабильности работы пропорциональных счетчиков, триггерного устройства и других экспериментальных характеристик стратосферной камеры, облучая макет установки пучком электронов известных энергий.
Геометрический фактор установки составляет ~2.52 м2стер., что обеспечивает регистрацию за время полета аэростата по трассе п-ов Камчатка - р. Волга около 40 частиц первичных космических лучей, энергии которых превышают 1014 эВ.
Контроль режима работы различных узлов установки, калибровка всех пропорциональных счетчиков, запись данных рабочих срабатываний установки и передача данных через спутниковую связь - все эти операции осуществляются при помощи бортового компьютера.
Работа проводится при поддержке РФФИ, грант 07-02-00702.
[1] Г. В. Куликов, Г. Б. Христиансен, ЖЭТФ 35, 635 (1958).
[2] W. V. Jones, D. Pierce, D. Gregory, et al., Proc. 29 ICRC, Pune, 101 (2005).
ЛИТЕРАТУРА
[3] М. Rot et al., Proc. 28 ICRC, Tsucuba, 139 (2003); G. Navarra- (EAS-Top Collaboration), Proc. 28 ICRC, Tsucuba, 147 (2003).
[4] V. S. Puchkov et al., Nuclear Physics В (Proc.Suppl.) 122, 263 (2003); A. S. Borisov et al., Proc. 28 ICRC, Tsucuba, 111 (2003).
[5] M. L. Cherry, G. Hartmann, D. Muller, et al., Phys. Rev. D 10, 3494 (1974).
[6] В. С. Асосков, В. M. Гришин и др., Труды ФИАН 140, 3 (1982).
[7] N. М. Nesterova et al., Proc. 24 ICRC, 2, (INFN, Roma, 1995), p. 748.
[8] J. L. Heureus, J. M. Grunsfeld, et al., NIM 295, 246 (1990).
Поступила в редакцию 12 декабря 2007 г.
