Введение к работе
Актуальность работы. Несмотря на то, что космические лучи были открыты 80 лет тому насад, одной из основных проблем физики космических лучей остается их происхождение. Ответить на поставленный вопрос значит, во-первых, указать на хотя бы ориентировочное местоположение их источников, например, утверждать, что они находятся в галактическом диске. Во-вторых, нужно идентифицировать источники, например, связав их со вспышками сверхновых звезд. Далее возникает проблема, как космические лучи распространяются до Земли. Ответить на эти вопросы можно с учетом радио- и гамма-астрономических данных и используя сведения о первичных космических лучах у Земли. Одной из характерных особенностей космического излучения является почти полная изотропия его распределения по небесной сфере. Тем не менее, вопрос об анизотропии их потока является одним из основных при решении проблемы их происхождения и распространения. Диапазон энергий, перекрываемый космическими лучами, распространяется от 106эВ до 10го эВ, и не исключено, что степень анизотропии будет зависеть от энергии регистрируемых частиц. Теоретическому рассмотрению проблемы посвящены многочисленные работы, в которых рассматриваются различные модели происхоадения и распространения космических лучей. Исходя из выбранной модели можно рассчитать ожидаемую степень анизотропии, ее направление и энергетическую зависимость. Сделать выбор из предложенных моделей можно только на основе экспериментальных данных по измерению анизотропии на ливневых установках и подземных мюонннх телескопах при различных энергиях выше 0,1 ТэВ, так как при меньших энергиях направление движения заряженных частиц очень сильно искажается магнитными полями гелиосферы.
Одной из самых крупных подземных установок в настоящее время является Баксанский подземный сцинтилляционный телескоп (БПСТ) ИЯИ РАН, эксплуатируемый уже в течение ряда лет. ЕПСТ -многоцелевая установка, допускающая одновременный набор информации для решения различных физических задач,связанных с регистрацией мюонов. Одной из таких задач является измерение анизотропии космических лучей. Конструкция установки и метод сбора счетной информации позволили организовать девять "телескопов",
регистрирующих мюоны, приходящие из различных направлений. Такой способ регистрации оказался полезен для измерения анизотропии космических лучей, поскольку анализ результатов всех телескопов позволяет разделить вариации интенсивности различного происхождения. Это, а так же высокая стабильность и надежность аппаратуры БПСТ, больше размеры установки позволяют измерять анизотрошю при энергии первичных частиц более I ТэВ, что может внести заметный вклад в решение проблемы происхождения и распространения космических лучей.
Цель настоящей работы - измерение анизотропии космических лучей при энергиях 2,5 - 5,3 ТэВ методом анализа интенсивности мюонов с Ец > 220 ГэВ, регистрируемой девятью телескопами ШСТ.
Новизна работы заключается в использовании многоцелевой подземной сцинтилляционной установки больших размеров, не имеющей аналогов как в нашей стране, так и за рубежом, для измерения анизотропии космических лучей при энергиях, недоступных в настоящее время ни одному из подземных телескопов.
Научная и практическая значимость работы - в получении надежных данных поведения интенсивности мюонов с энергией больше 220 ГэВ. Это позволило определить атмосферный температурный эффект и его сезонное поведение. Приводятся доказательста, что амплитуда суточной волны интенсивности мюонов, вызванная температурным эффектом, периодически, с периодом равным году, меняется. Так как фаза этой волны постоянна, то такая волна не за-нуляется при усреднении за период, кратный году, как в звездном, так и в антизвездном временах и вносит искажение в результаты обработки. После введения поправок на вклад от атмосферного температурного эффекта, были получены надежные значения первой гармоники звездной анизотропии при энергиях (2,5 - 5,3)ТэВ. Эти данные могут внести дополнительный вклад в решение вопроса об энергетической зависимости степени анизотропии.
Апробация -работы. Основные результаты, приведенные в этой работе, докладывались на Международных конференциях по
космическим лучам /Москва, 1987; Аделаида, 1990; Дублин, 1991/,
Всесоюзных конференциях по космическим лучам [ Тбилиси, 1986;
Алма-Ата, 1988; Дагомыс, 1990 ], а также на семинарах отдела
ЛВЭНА ИЯИ РАН.
Публикации и об'єм работы. Основные результаты работы опубликованы в 7-й статьях. Работа состоит из введения, четырех глав и заключения, содержит 78 страниц, включая 19 рисунков и список литературы из 56 наименований.
Основные положения, выносимые на зашиту:
-
Методику сбора и предварительного отбора счетной информации.
-
Измеренную составляющую 1-й гармоники солнечно-суточной волны интенсивности гаоонов с энергией Ец > 220 ГэВ, вызванную изменением температуры стратосферы. Эта составляющая, измеренная суммарным телескопом ШСТ, имеет среднее значение за пятилетний период наблюдения (1983-1987):
А = ( 0,05 + 0,004 ) %, Р = ( 18,0 + 0,3 )ч.
т - т
-
Амплитуда температурной составляющей солнечно-суточной волны интенсивности мюонов изменяется по квазисинусоидальному закону от - 0,08 % летом до - 0.02 % зимой. При этом фаза волны остается постоянной в течение периода наблюдения. Такое поведение температурной составляющей об'ясняет регистрируемую всеми телескопами ШСТ антизвездаую гармонику с амплитудой - 0,015 % и временем максимума - 0,0 ч, а также определяет ложный вклад в звездно-суточную волну интенсивности.
-
Измеренную первую гармонику звездно-суточной волны интенсивности космических лучей. Значения амплитуд и фаз этой гармоники, измеренные девятью телескопами ШСТ, а также значения медианной энергии (энергии на нуклон) космических лучей, ответственных за регистрируемые телескопами ШСТ мюонн, представлены в таблице А.
Таблица А
Телескоп En (ТэВ) 10* *a/Cos5 F (ч.)
5. Метод определения анизотропии космических лучей по измерениям в течение только двух месяцев, в сентябре и марте. Значение амплитуды и фазы первой звездной гармоники, полученные таким методом телескопом "2 из 6" . р^авны:
А = ( 11,08 ± 2,26 ) х Ю , F = (0,95 ± 0,85 ) ч. Такой метод может быть приемлем для установок, обладающих большой светосилой, но неспособных стабильно работать длительное время.
