Содержание к диссертации
Введение
Часть I. Установки для регистрации космических лучей Баксанской нейтринной обсерватории ИЯИ РАН 17
Глава 1. Баксанский подземный сцинтилляционный телескоп 23
1. Конструкция телескопа 23
2. Стандартный детектор 27
3. Система сбора информации 33
4. Угловое разрешение БПСТ 41
Глава 2. Ливневая установка "Андырчи" 43
1. Общее описание установки 43
2. Система молниезащиты 44
3. Детектор 52
4. RC-преобразователь 56
5. Подавление послеимпульсов ФЭУ 60
6. Система регистрации установки "Андырчи" 63
7. Угловое разрешение установки 8. Измерение энерговыделения в детекторе установки "Андырчи" 81
Глава 3. Ливневая установка "Ковёр-2" 92
1. Общее описание установки 92
2. Система сбора информации эксперимента 93
Часть II. Спектр и состав первичного космического излучения в области энергий 1013 — 1017 эВ 97
Глава 1. Состав и спектр ПКИ по данным БПСТ 100
1. Спектр групп по числу мюонных траекторий в БПСТ 103
2. Метод расчёта спектра по числу мюонных траекторий в БПСТ 111
3. Характеристики высокоэнергичной мюонной компоненты ШАЛ 120
4. Оценка массового состава ПКИ в области излома 129
5. Расчёт спектра кратностей для различных моделей адронных взаимодействий 142
6. Возможность изучения флуктуации множественности в группах мюонов 152
Глава 2. Спектр мощностей ШАЛ в области излома по данным установки "Андырчи" 158
1. Измерение мощности ШАЛ на установке "Андырчи" 160
2. Спектр мощностей ШАЛ 166
Глава 3. Измерение характеристик высокоэнергичной мюонной компоненты ШАЛ в области излома 170
1. Среднее число мюонов в ШАЛ 170
2. Пространственное распределение мюонов высокой энергии в ШАЛ в области излома 174
Глава 4. Совместный анализ экспериментальных данных 181
Часть III. Поиск всплесков космического гамма-излучения 192
Глава 1. Отклик установок на первичные гамма-кванты 195
1. Режим регистрации одиночной компоненты космических лучей 195
2. Регистрация мюонов высокой энергии от первичных гамма-квантов 203
3. Регистрация ШАЛ от первичных гамма-квантов 207
Глава 2. Поиск космических 7-всплесков с Е1 1 ГэВ по данным установки Андырчи" 211
1. Ограничение на частоту гамма-всплесков высокой энергии. 211
2. Поиск 7-излучения высокой энергии в 7-всплесках зарегистрированных космическими обсерваториями 215
3. Поиск продленного излучения высокой энергии коротких гамма-всплесков 221
Глава 3. Поиск всплесков космического гамма-излучения сверхвысокой энергии 232
1. Поиск КГБ по данным БПСТ 232
2. Поиск КГБ по данным о регистрации ШАЛ на установке "Андырчи" 241
Часть IV. Экспериментальный поиск испаряющихся первичных чёрных дыр 246
Глава 1. Поиск всплесков гамма-излучения сверхвысокой энергии от испаряющихся ПЧД по данным установки "Андырчи". 248
1. Регистрация 7-излучения от испаряющейся ПЧД установкой "Андырчи" 249
2. Анализ зарегистрированных в эксперименте кластеров ливней 255
3. Ограничение на концентрацию испаряющихся ПЧД 259
4. Обсуждение результатов 261
Глава 2. Поиск всплесков 7-излучения высокой энергии от испаряющихся ПЧД в режиме регистрации одиночной компоненты 265
1. Отклик установок на всплески 7 излУчения от испаряющихся ПЧД 267
2. Анализ экспериментальных данных 271
3. Эффективный объем пространства, просматриваемый установками, и ограничения на концентрацию испаряющихся ПЧД 275
Заключение 282
Литература
- Стандартный детектор
- Система регистрации установки "Андырчи"
- Система сбора информации эксперимента
- Расчёт спектра кратностей для различных моделей адронных взаимодействий
Введение к работе
Актуальность проблемы.
В настоящее время бурно развивается область фундаментальных исследований, получившая название "космомикрофизика" (в англоязычной литературе - "Astroparticle Physics"). Данная область исследований охватывает поиск и всестороннее исследование фундаментальных физических явлений и закономерностей, реализующихся на микроскопических и космологических масштабах и в быстропротекающих астрофизических процессах. С экспериментальной точки зрения речь идет об одновременном изучении свойств элементарных частиц и астрофизических явлений в экспериментах, использующих потоки частиц природного происхождения (в том числе - потоки частиц космического излучения). Исследования в области космомикрофизики привели к необходимости создания больших комплексов экспериментальных установок, возможности которых позволяют решать широкий круг современных научных проблем. Одним из крупнейших центров, в котором проводятся исследования по данному направлению, является Баксанская нейтринная обсерватория Института ядерных исследований РАН (БНО ИЯИ РАН) расположенная на Северном Кавказе в долине реки Баксан. В БНО имеется уникальный комплекс экспериментальных установок, на которых в течение более чем тридцати лет проводятся исследования в указанной области фундаментальной физики. Программа исследований обсерватории постоянно расширялась по мере введения в строй новых наземных и подземных установок.
Данная работа посвящена экспериментальным исследованиям в области космомикрофизики по трём направлениям:
1) изучение спектра и состава первичного космического излучения (ПКИ) в широком диапазоне первичных энергий: 1013 — 1017 эВ, включающем область излома в спектре ПКИ;
-
поиск всплесков космического гамма-излучения в широком диапазоне энергий первичных гамма-квантов: 1 ГэВ - 100 ТэВ;
-
экспериментальный поиск испаряющихся первичных чёрных дыр (ПЧД).
Задача изучения излома в спектре космических лучей является ключевой для решения проблемы происхождения космических лучей. Измерения спектра и ядерного состава ПКИ до и после излома позволяют сделать выводы о возможных механизмах ускорения и распространения космических лучей сверхвысоких энергий.
Задача регистрации высокоэнергичного гамма-излучения в гамма-всплесках является одной из важнейших для решения проблемы их происхождения, поскольку измерения в этом диапазоне позволят наложить жесткие ограничения на физические условия в излучающей области.
Экспериментальное обнаружение ПЧД позволит получить ценную информацию о процессах, происходивших в ранней Вселенной, прежде всего о закономерностях инфляционного расширения и возникновения наблюдаемой ныне структуры. Необнаружение ПЧД (ограничение на концентрацию) при данном уровне экспериментальной техники также несет в себе полезную информацию, и позволяет продвинуться дальше в понимании ранней Вселенной.
Цели и задачи диссертации. Основная цель работы - развитие современных методов измерения и исследования характеристик потоков частиц природного происхождения. Для этого были поставлены и решены следующие задачи:
-
Развитие экспериментальной базы исследований, в том числе создание ливневой установки "Андырчи" над Баксанским подземным сцинтилляционным телескопом;
-
Развитие и использование метода регистрации различных компонент ши-
роких атмосферных ливней космических лучей на комплексе установок БПСТ - "Андырчи";
-
Разработка методов поиска всплесков космического гамма-излучения в широком диапазоне энергий первичных гамма-квантов (1 ГэВ - 100 ТэВ) на установках БНО;
-
Развитие методов экспериментального поиска испаряющихся первичных чёрных дыр.
Научная новизна. В ходе выполнения работы были разработаны новые методы исследования потоков частиц природного происхождения и получены новые научные результаты. 1. Разработаны и созданы новые методические и аппаратурные ресурсы для исследования потоков частиц природного происхождения.
-
По информации за чистое время набора 9.8 года (для 20 и более мюонов) получен спектр по числу мюоных траекторий в БПСТ. Полный диапазон измерений - от 1 до 250 траекторий - соответствует диапазону первичных энергий 1013 - 1016 эВ.
-
Разработан новый метод расчета спектра по числу мюонных траекторий в БПСТ, расчеты проведены для четырех моделей адронных взаимодействий. Показано, что для согласия расчетов с экспериментальными данными нужен более легкий состав с изломом при фиксированной энергии на заряд.
-
По данным установки "Андырчи" за чистое время набора 1501.2 суток измерен спектр мощностей ШАЛ в диапазоне 5.75 < lgiV^.p. < 8.0. Излом в спектре наблюдается при lgiV^.p. = 6.35 .
-
Разработан метод измерения зависимости среднего числа мюонов высокой энергии (пороговая энергия 230 ГэВ) от мощности ливня по совместным данным установок БПСТ и "Андырчи". Экспериментальные данные получены за чистое время набора 1130.9 суток набора информации для диапазона 5.75 < lgiV^p. <
7.6.
-
Разработан метод измерения средней функции пространственного распределения мюонов высокой энергии по совместным данным установок БПСТ и "Андырчи". Измерения ФПР проведены в диапазоне мощностей ШАЛ 5.9 < lgWr.P. <7.1.
-
Для поиска всплесков космического гамма-излучения по данным установок БНО был разработан и применен метод поиска транзиентов интенсивности космического излучения в широком диапазоне энергий и длительностей. На установке БПСТ впервые проведен поиск высокоэнергичного гамма-излучения от гамма-всплесков по вторичным мюонам. На установке "Андырчи" проведен комплексный поиск гамма-всплесков по широким атмосферным ливням и одиночной компоненте.
-
По экспериментальным данным установки "Андырчи" за 1996 - 2006 годы (2290 суток чистого времени), набранным при работе установки в режиме регистрации одиночной компоненты космических лучей, получены ограничения на частоту гамма-всплесков высокой энергии и на потоки энергии, уносимые фотонами высокой энергии во всплесках, зарегистрированных на борту космических обсерваторий;
-
Разработаны методы и проведен поиск испаряющихся первичных чёрных дыр по экспериментальным данным установок "Андырчи" и "Ковёр-2". Для трех моделей испарения получены новые верхние пределы на концентрацию испаряющихся первичных чёрных дыр в локальной области космического пространства характерного размера ~ 10_3 пк.
Научная и практическая ценность. Полученные методические разработки и научные результаты имеют высокую значимость при планировании и проведении работ в данной области исследований.
Полученный в работе спектр по числу мюонов в БПСТ является уникальной информацией, позволяющей сделать выводы о спектре и составе ПКИ диапазоне энергий 1013 — 1016 эВ. Рассматриваемый энергетический диапазон важен тем, что он перекрывается как с диапазоном прямых измерений в экспериментах на спутниках и баллонах, так и с диапазоном косвенных измерений по ШАЛ (1015 эВ и выше).
Полученная в работе зависимость среднего числа мюонов высокой энергии от мощности ШАЛ является важным вкладом в мировой банк данных о массовом составе первичного космического излучения в области излома.
Результаты работы используются при подготовке нового эксперимента EMMA (Experiment with MultiMuon Array) по изучению состава ПКИ в области излома. В этом эксперименте, в составе группы ИЯИ РАН, принимает участие автор диссертации.
Практическую ценность для планирования новых экспериментов по поиску испаряющихся первичных чёрных дыр имеют выводы работы о необходимости учета временного профиля всплеска высокоэнергичного 7_излУчения и мертвого времени установки.
Основные положения, выносимые на защиту.
-
Разработана и создана установка "Андырчи", предназначенная для регистрации широких атмосферных ливней космических лучей. Расположение установки над Баксанским подземным сцинтилляционным телескопом позволяет одновременно регистрировать электронно-фотонную и высокоэнергичную мюонную компоненты ШАЛ. В процессе создания и наладки установки "Андырчи" решены такие методические задачи, как подавление послеимпульсов ФЭУ и защита установки от повреждений во время гроз.
-
Измерен спектр по числу мюоных траекторий в БПСТ в диапазоне от 1 до 250 траекторий, что соответствует диапазону первичных энергий 1013 — 1016
эВ. Разработан новый метод расчёта спектра по числу мюонных траекторий в БПСТ. Для согласия расчётов с экспериментальными данными предложен более лёгкий состав с изломом при фиксированной энергии на заряд.
-
Измерен спектр мощностей ШАЛ на установке "Андырчи" за чистое время набора 1501.2 суток в диапазоне мощностей 5.75 < lgiV^.p. < 8.0. Излом в спектре мощностей наблюдается при lgiV^p. = 6.35, что соответствует первичной энергии ~ 4 1015 эВ.
-
По методике совместной регистрации ШАЛ установками БПСТ и "Андырчи" за чистое время набора информации 1130.9 суток получены экспериментальные данные о характеристиках высокоэнергичной (Е^ > 230 ГэВ) мюонной компоненты ШАЛ в области вокруг излома. Зависимость среднего числа мюо-нов в ШАЛ от мощности ливня измерена в диапазоне 5.75 < lg Nr.p. < 7.6 . Средняя функция пространственного распределения измерена в диапазоне мощностей 5.9
-
Разработан метод изучения кратковременных изменений интенсивности космического излучения, который был применен для поиска всплесков космического гамма-излучения в диапазоне энергий 1 ГэВ - 100 ТэВ на установках БНО. Получены новые ограничения на частоту гамма-всплесков высокой энергии и потоки энергии, уносимых высокоэнергичными фотонами во всплесках, зарегистрированных на борту космических обсерваторий.
-
Разработаны методы и проведен поиск испаряющихся первичных чёрных дыр по экспериментальным данным установок "Андырчи" и "Ковер". Для трех моделей испарения получены новые верхние пределы на концентрацию испаряющихся первичных чёрных дыр в локальной области космического пространства характерного размера ~ 10_3 пк.
Апробация работы и публикации. Результаты исследований, изложенные в диссертации, обсуждались на научных
семинарах ОЛВЭНА и БНО ИЯИ РАН, а также докладывались на многих российских и международных конференциях, в том числе:
Всероссийская конференция по космическим лучам (Алма-Ата 1988, Самарканд 1992, Москва 1994, Москва 1996, Москва 1998, Москва 2004, Москва 2006, Санкт-Петербург 2008, Москва 2010);
Международная конференция по космическим лучам, ICRC (Calgary 1993, Durban 1997, Hamburg 2001,Tsukuba 2003, Pune 2005, Merida 2007, Lodz 2009); Международный симпозиум по взаимодействиям космических лучей высокой энергии ISVHECR (Weihai 2006, Paris 2008);
Европейский симпозиум по космическим лучам, ECRS (Perpignan 1996, Moscow 2002, Florence 2004, Lisbon 2006, Turku 2010);
Международная конференция Topics in Astroparticle and Underground Physics (Gran Sasso 2001, Zaragoza 2005);
Международная конференция по неускорительной новой физике NANP (Дубна 2001, 2003);
Международная школа "Частицы и космология" (Приэльбрусье,1991, 1999, 2003);
Всероссийская астрономическая конференция, Нижний Архыз, 2010; Всероссийская конференция "Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра -2010", Москва, 2010; Международная конференция по гамма-всплескам (Rome 2002, Annapolis 2010).
Основные результаты, полученные в диссертации, опубликованы в 47 работах. Их список приведён в Заключении.
Под научным руководством автора в рамках выполнения данной диссертационной работы выполнены и защищены 3 кандидатские диссертации.
Объем и структура диссертации. Диссертация состоит из Введения, че-
Стандартный детектор
Стандартный сцинтилляционный детектор представляет собой алюминиевый контейнер размерами 0.7 м х 0.7 м х 0.3 м, толщина алюминия 3 мм. Внутренняя поверхность контейнера покрыта диф-фузно отражающей белой эмалью БС-57/21. Коэффициент отражения эмали в области спектрального максимума сцинтилляционной вспышки равен, примерно, 0.95 (для отражения на границе воздух - эмаль). Контейнер заполнен жидким сцинтиллятором на основе уайт-спирита [10, 11], в качестве сцинтиллирующей добавки используется РРО в количестве 1 г/л. В качестве сместителя спектра используется РОРОР в количестве 0.03 г/л. Сцинтиллятор состоит из углерода и водорода (СпІІ2п+2, п 9), его плотность составляет 0.78 г/см3. При прохождении мюона наиболее вероятные потери составляют 50 МэВ (средняя длина траектории частицы в детекторе 32 см). Детектор просматривается одним ФЭУ-49Б с диаметром фотокатода 150 мм. Особенностью конструкции данного детектора является толстый (10 см) иллюминатор из оргстекла между сцинтиллятором и фотоумножителем. Толщина иллюминатора выбрана таким образом, чтобы уменьшить неоднородность светосбора по объёму детектора (отличие сигналов от частиц, проходящих через центр и край детектора, составляет при этом 17%). Одновременно уменьшается влияние фона от естественной радиоактивности. Разрез детектора приведен на рис. 5. Перед сборкой детекторов все ФЭУ проверялись на стенде, где определялось рабочее напряжение данного фотоумножителя, и отбраковывались ФЭУ с большим темновым током. Оставшиеся ФЭУ были разбиты на три группы по высокому напряжению. Слои детекторов телескопа формировались из детекторов с ФЭУ одной группы. Для детекторов горизонтальных слоев телескопа (1776 детекторов) рабочее напряжение составляет 1734 Вольт. Из детекторов двух других групп, рабочее напряжение которых 1528 В и 1958 В, смонтированы вертикальные слои телескопа. Количество детекторов в группах составляет 720 и 660, соответственно. С каждого детектора снимается четыре сигнала:
1) Анодный сигнал. Анодные сигналы детекторов каждой плоскости суммируются в три этапа: 25, 100 и 400, что позволяет иметь, кроме сигналов от всей плоскости, также сигналы от ее частей. После сумматоров сигналы поступают на: СИВП - систему измерения времени пролёта (диапазон измерений - 127 нсек, шаг - 1 нсек); СИАП - систему измерения амплитуды плоскости (порог измеряемого энерговыделения 10 МэВ на вертикальных плоскостях и 8 МэВ на горизонтальных, динамический диапазон 500, шаг измерения 10%) и СВМ - систему выработки мастеров. Система позволяет при реализации определенных логических условий выработать 32 различных мастера, соответствующих различным физическим задачам. В настоящее время (после перехода на запись всей информации с БПСТ) номер мастера используется лишь для того, чтобы быстро найти требуемую информацию.
2) Сигнал с 12-го динода поступает на вход дискриминатора - формирователя, установленного на светозащитном кожухе. Пороги дискриминаторов за время эксплуатации установки несколько раз перестраивались (12.5 МэВ, 10 МэВ, 8 МэВ). В настоящее время пороги дискриминаторов детекторов вертикальных плоскостей составляют 10 МэВ, горизонтальных плоскостей - 8 МэВ. На выходе дискриминатора формируется импульс длительностью 2 мкс и амплитудой 2 в. Этот импульс по индивидуальному кабелю с каждого детектора поступает на матрицу, которая позволяет осуществить, в случае необходимости, совпадения различных комбинаций детекторов, и далее на вход промежуточного запоминающего устройства ГИК (годоскоп импульсных каналов). Из ГИКа информация о координатах сработавших детекторов поступает в оперативную память on-line компьютера. При обработке сигналы с дискриминаторов-формирователей позволяют определять координаты сработавших детекторов и, соответственно, находить траектории прошедших через телескоп частиц.
3) Сигнал с 5-го динода служит для измерения энерговыделения в детекторе. Он подаётся на вход логарифмического LC-преобразователя амплитуда-длительность с порогом 500 МэВ. Длительность выходного сигнала преобразователя пропорциональна логарифму амплитуды. Диапазон измеряемых энерговыделений в индивидуальном детекторе (0.5 - 500) ГэВ, диапазон длительностей выходных импульсов (10 - 500) мкс. Сигналы с преобразователей поступают на промежуточное запоминающее устройство ГАК (годоскоп амплитудных каналов). В настоящее время работает (введен в эксплуатацию в сентябре 2002 г.) новый ГАК на основе программируемых логических интегральных схем [12]. Старый ГАК (с памятью на ферритовых кольцах), работавший на БПСТ с 1980 по 1995 г., вышел из строя в 1996 г. по причине физического износа основных комплектующих.
4) Токовый выход (сигнал с анода через интегрирующую цепочку). Он служит для настройки коэффициентов усиления ФЭУ. Коэффициенты усиления детекторов настраиваются с помощью радиоактивного источника Cs137, который устанавливается в фиксированное место на детекторе. Заданный ток на выходе устанавливается с помощью потенциометра, изменяющего разность потенциалов между вторым и третьим динодами (усиление можно менять в два раза). В случае, если этого диапазона недостаточно, изменяется балластное сопротивление. Коэффициент усиления ФЭУ подбирался таким, чтобы наиболее вероятный сигнал от релятивистской частицы на нагрузке 75 Ом равнялся 75 мВ.
Временные и спектрометрические свойства большого детектора, используемого на установке, определяются, в основном, процессом собирания света на фото катод и, несколько в меньшей степени, умножением электронов в динодной системе ФЭУ. Спектрометрические свойства детектора определяются не столько абсолютной величиной коэффициента светосбора, сколько его неоднородностью. Влияние неоднородности светосбора на энергетическое разрешение зависит, очевидно, от энерговыделения и будет максимальным, если вся выделившаяся энергия будет сосредоточена в точке. Если энерговыделение равномерно распределено по объему детектора, как это происходит при прохождении через детектор каскада частиц, то неодно родность усредняется, и её можно не учитывать, а ошибка измерения целиком определяется флуктуациями, которые зависят от величины сигнала. Наиболее неблагоприятный режим - измерение малых энерговыделений, когда работают оба фактора, как это имеет место при регистрации низкоэнергетичных событий. Спектрометрические свойства стандартного детектора, используемого на установке, исследовались как экспериментально с помощью радиоактивного источника на основе изотопа Sr90, так и моделированием процесса све-тосбора методом Монте-Карло [9]. Расчёт был выполнен для тех же точек в детекторе, что измерялись в эксперименте. Средний суммарный коэффициент светосбора оказался равным 11.4%. Максимальная величина неоднородности светосбора составляет 17%. Флуктуации числа фотоэлектронов на фотокатоде и в динодной системе оказывают меньшее влияние на амплитудное разрешение детектора и связано это с тем, что сигнал в нашем детекторе хорошо статистически обеспечен - число фотоэлектронов составляет, в среднем, 2000 шт. при энерговыделении в детекторе 50 МэВ. Временное разрешение детектора определяется, в основном, зависимостью формы сигнала с выхода ФЭУ от места прохождения частицы через детектор [4]. Это приводит к тому, что по мере удаления от центра детектора относительная задержка времени срабатывания детектора увеличивается и на краю детектора составляет 7 нсек. Связано это, в основном, с тем, что детектор имеет большое время собирания отраженного света в детекторе, и по мере удаления места
Система регистрации установки "Андырчи"
Отрицательный импульс напряжения, возникающий на анодной нагрузке, поступает через буферный каскад БК на вход дискриминатора нуля ДН. Поскольку нагрузкой буферного каскада является отрезок короткозамкнутого кабеля, то на входе ДН формируется импульс биполярной формы. Момент перехода биполярного напряжения через нуль не зависит от амплитуды импульса при условии постоянства его формы. Дискриминатор срабатывает на положительную часть импульса. Если при этом порог ДН имеет достаточно малую величину, то фиксация времени перехода через нуль будет слабо изменяться в широком диапазоне амплитуд. Импульс, сформированный ДН, проходит через схему совпадений Д і и запускает RS - триггер, выполненный на элементах Дз и Д4. Запуск триггера происходит только в случае совпадения импульса, поступающего с ДН, с импульсом, сформированным УД. Так как величина порога УД в 3 раза больше порога ДН, эффективный порог срабатывания преобразователя определяется порогом УД. Сброс триггера осуществляется задним фронтом импульса, поступающего с УД; это обеспечивается схемой формирования R і, С і ,Д і. Таким образом, на выходе RS - триггера формируется импульс, длительность которого пропорциональна логарифму амплитуды входного импульса, а передний фронт выходного импульса "привязан" к определённому амплитудному уровню входного импульса. Время задержки переднего фронта выходного импульса относительно анодного сигнала составляет 135 не, температурная нестабильность задержки +60 пс/С. Точность временной привязки зависит от амплитуды входного импульса, при обработке информации учитывается зависимость дополнительной задержки RC-преобразователя от энерговыделения в детекторе. Порог преобразователя по напряжению меняется в пределах 5-10 мВ на интегрирующем конденсаторе, что пропорционально амплитуде динодного тока 20 - 40 мкА. Температурная нестабильность порога не более ±0.12 %/С. Температурная нестабильность коэффициента преобразования - 0.01 %/С. Динамический диапазон преобразования не менее 2 104 при минимальной пороговой чувствительности 20 мкА. Динамический диапазон, в котором сохраняется временная привязка, 2 103 . Коэффициенты преобразования RC-преобразователей всех детекторов настраиваются с точностью не хуже 1.5% на величину те - коэффициент преобразования эталонного RC-преобразователя. Настройка проводится с помощью специально изготовленного прибора - компаратора, принцип работы которого заключается в сравнении коэффициента преобразования настраиваемого прибора с аналогичным параметром эталонного RC- преобразователя, коэффициент преобразования которого г = 1.049 ±0.001. Коэффициент преобразования остаётся постоянным во времени (в пределах точности измерений) для RC-преобразователей тех детекторов, у которых за этот период не было замены ФЭУ, делителя напряжений или ремонта RC-преобразователя. Настройка коэффициента преобразования проводится после каждого ремонта детектора. 5. Подавление послеимпульсов ФЭУ.
Несмотря на столь большой динамический диапазон RC- преобразователя, измеренный при помощи специального высоковольтного генератора тока, его не удаётся реализовать в реальных условиях работы на сцинтилляционных детекторах. Причиной тому являются послеимпульсы (п.и.) ФЭУ, неизбежно следующие за основным импульсом ([32] - [38]) и вносящие в процессе преобразования дополнительный заряд в интегрирующий конденсатор С. Обычно величина заряда послеимпульсов невелика, и не превышает 1% от заряда основного импульса при паспортном режиме питания ФЭУ. Но абсолютное отношение заряда основного импульса к заряду послеимпульсов qmp/qap не дает полного представления о степени влияния послеимпульсов на работу RC-преобразователя. На первый взгляд, даже при отношении зарядов qmp/qap = Ю представляется, что паразитный заряд, внесённый п.и. добавляет погрешность в измерение заряда всего 10%, что соизмеримо с погрешностью преобразования. Имеет значение, однако, не отношение полных зарядов qmp/qap, а величина паразитного заряда, вносимого в интегрирующий конденсатор во время сближения экспоненциально спадающего напряжения с пороговым напряжением компаратора. Иначе говоря, важно отношение остаточного заряда на конденсаторе к заряду послеимпульсов на момент окончания формирования выходного импульса преобразователя. Практика работы с RC-преобразователем описанного типа
Система сбора информации эксперимента
Проблема происхождения космических лучей является одной из фундаментальных проблем астрофизики высоких энергий. Измерения спектра и ядерного состава первичного космического излучения позволяют сделать выводы о возможных механизмах ускорения и распространения космических лучей. По современным представлениям, установление природы излома в спектре первичных космических лучей (при EQ 3 1015 эВ, где показатель степенного спектра изменяется от и —2.7 до кз —3.1) может быть ключом к решению проблемы происхождения космических лучей. Различные модели ускорения и распространения космических лучей в Галактике предсказывают, соответственно, различные формы излома. Особенно интригующим является тот факт, что энергия излома близка к максимальной энергии, достижимой в процессах ускорения на ударных волнах в остатках сверхновых [57].
Поскольку прямые методы изучения ядерного состава ПКИ (эксперименты на спутниках и на баллонах) перестают быть эффективными в области первичных энергий 1014 — 1015 эВ на ядро, изучение спектра и состава при этих и более высоких энергиях возможно только косвенным методом - посредством изучения характеристик широких атмосферных ливней (ШАЛ). Следует заметить, что излом в спектре ШАЛ по числу заряженных частиц был открыт ещё в 1958 году на установке МГУ [58]. Тогда же была предложена наиболее естественная причина его появления, а именно: излом в спектре ШАЛ по числу частиц является следствием излома в энергетическом спектре первичных космических лучей (гипотеза астрофизического происхождения излома). В настоящее время в пользу такой интерпретации свидетельствует огромное количество весьма убедительных экспериментальных фактов и теоретических аргументов. Одно из наиболее важных свидетельств в пользу астрофизической гипотезы - наличие излома в спектрах различных компонент ШАЛ (по числу электронов, по числу мюонов и по числу адронов). Тем не менее, окончательного доказательства астрофизического происхождения излома пока ещё не существует. Поэтому сейчас нельзя окончательно отвергнуть и гипотезу ядерно-физического (изменение процессов взаимодействия сталкивающихся адронов при соответствующих энергиях) происхождения излома. В одном из подобных сценариев [59] предполагается пороговое рождение новых тяжёлых частиц (или состояний вещества). Такими объектами могут быть, например, новые метастабильные хромодинамически заряженные частицы [60].
Таким образом, для получения более полной информации о ПКИ необходимо одновременно измерять параметры различных компонент ШАЛ. Комплекс установок Баксанской нейтринной обсерватории Баксанский подземный сцинтилляционный телескоп и расположенная над ним ливневая установка "Андырчи" - позволяет одно временно измерять параметры как высокоэнергичной мюонной (Е = 230 ГэВ), так и электронно-фотонной компонент широких атмосферных ливней. Мюоны высокой энергии рождаются в нескольких первых актах взаимодействия (в верхних слоях атмосферы) и, следовательно, изучение высокоэнергичной мюонной компоненты ШАЛ даёт информацию о первичных космических лучах и параметрах адрон-адронных взаимодействий. Методы восстановления спектра и состава ПКИ (спектров различных групп ядер ПКИ) по измерениям характеристик различных компонент ШАЛ опираются на модельно-зависимые расчёты развития ШАЛ в атмосфере. Но ни одна из используемых в настоящее время моделей не воспроизводит полностью как полный набор полученных в космических лучах данных, так и имеющиеся экспериментальные данные LHC [93], [94]. Поэтому совместный анализ измеренных характеристик различных компонент ШАЛ, особенно полученных в одном и том же эксперименте, может быть использован как для изучения спектра и состава первичных космических лучей, так и для тестирования моделей взаимодействия.
Расчёт спектра кратностей для различных моделей адронных взаимодействий
Методы восстановления спектра и состава ПКИ (спектров различных групп ядер ПКИ) по измерениям характеристик различных компонент ШАЛ опираются на модельно-зависимые расчёты развития ШАЛ в атмосфере. Поэтому не удивительно, что спектры различных групп ядер ПКЛ, полученные на одной установке по одному и тому же набору экспериментальных данных, заметно различаются при использовании различных моделей взаимодействия [86]. Следует заметить, что восстановленный спектр всех частиц слабо зависит от модели взаимодействия [85], [86], [87].
В общем случае и характеристики высокоэнергичной мюонной компоненты ШАЛ, которые необходимы для расчёта спектра по числу мюонов в БПСТ, могут зависеть от выбранной модели адронных взаимодействий. Из используемых в настоящее время в рамках программы CORSIKA моделей адронных взаимодейстий наиболее популярны четыре модели: QGSJet 01 [81], QGSJet II [88], EPOS 1.99 [89] и SIBYLL 2.1 [90], [91], [92]. Сравнение предсказаний этих моделей с последними данными LHC для энергий до л/s = 7 в системе центра масс проведено в работах [93], [94]. Было показано, что хотя все эти модели неплохо описывают имеющийся набор данных, ни одна из моделей не воспроизводит полностью имеющиеся экспериментальные данные LHC.
Характеристики высокоэнергичной мюонной компоненты ШАЛ с учетом прохождения мюонов через грунт. В предыдущих параграфах были рассмотрены характеристики высокоэнергичной мюонной компоненты ШАЛ (и проведены расчёты спектров кратностей) для мюонов с пороговой энергией Eth = 230 ГэВ. Т.е., предполагалось, что все мюоны с начальной энергией (энергией до входа в грунт) Ец Eth доходят до уровня установки, в то время как мюоны с Ец Eth полностью поглощаются в грунте над установкой. Ясно, что вследствие флуктуации потерь энергии мюонами, такое предположение является слишком грубым даже для относительно небольших, X 1000 гг/см2, глубин [95]. В рассматриваемом диапазоне зенитных углов, в 20, средняя толщина грунта в месте расположения БПСТ составляет 1015.63 гг/см2 [96]. Для этой глубины граничная энергия мюонов, т.е., энергия, ниже которой мюоны не доходят до заданной глубины, приблизительно равна 230 ГэВ. Но, вследствие флуктуации энергетических потерь, вероятность Р(Е ) мюону с начальной энергией Е дойти до уровня наблюдения, меньше 1, даже если начальная энергия мюона превышает граничную, что показано на рисунке 42, где приведена зависимость P{EjJ) для глубины 1015.63 гг/см2. Расчёт прохождения мюонов через грунт был сделан по программе PROP_MU [97] для грунта в месте расположения БПСТ [96]. Учёт прохождения мюонов через грунт приводит к тому, что среднее число мюонов, приходящих на глубину 1015.63 гг/см2, уменьшается по сравнению с числом мюонов с поро 143
Вероятность того, что мюон с начальной энергией Е дойдет до глубины 1015.63 гг/см2. говой энергией 230 ГэВ (на 25 - ЗО %). Для иллюстрации на рисунке 43 приведены зависимости среднего числа мюонов, приходящихся на один нуклон, от энергии на нуклон, в модели QGSJet 01 для Eth = 230 ГэВ и глубины 1015.63 гг/см2.
Проведённые расчёты показали, что характеристики высокоэнергичной мюонной компоненты ШАЛ слабо различаются для четырех рассматриваемых моделей адронных взаимодействий (рисунки 44 и 45).
Как и следовало ожидать, небольшие различия в характеристиках высокоэнергичной мюонной компоненты ШАЛ приводят к тому, что расчётные спектры групп по числу мюонных траекторий в БПСТ для рассматриваемых четырёх моделей адронных взаимодействий слабо различаются между собой для одного и того же первичного состава. На рисунке 46 в сравнении с экспериментальными данными приведены расчётные спектры групп по числу мюонных траекторий для стандартного состава и четырёх моделей адронных взаимодействий. Из рисунка видно, что: 1) расчётные спектры слабо различаются между собой; 2) стандартный состав противоречит экспериментальным данным для всех моделей.
Для каждой из моделей адронных взаимодействий был подобран состав ПКИ (табл.4), при котором расчётные спектры кратностей удовлетворительно согласуются с экспериментом в диапазоне m = 2 — 170 (рис.47). Первичный спектр описывается формулой 34, с изломом при фиксированной энергии на заряд Екг — Z х 2.0 1015 эВ. Как видно из рисунков 46, 47 и табл.4, измеренный спектр по числу мюонов в БПСТ лучше согласуется с легким составом ПКИ.
