Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Якутская комплексная установка ШАЛ 12
1.1. Краткое описание Якутской установки 12
1.1.1. Описание работы электронной аппаратуры установки 17
1.1.2. Накопление и первичная обработка данных 25
1.2. Определение направлений прихода и координат оси ливней 27
1.2.1. Определение направления прихода ливня 27
1.2.2. Определение координат оси ливня 30
1.3. Регистрация гигантских атмосферных ливней 34
Глава 2. Методы анализа 39
2.1. Гармонический анализ 39
2.2. Карта равных экспозиций и оценка интенсивности ШАЛ от разных областей небесной сферы 42
2.3. Дифференциальный энергетический спектр различных областей небесной сферы 48
2.4. Основные факторы, искажающие величину наблюдаемой анизотропии 50
2.4.1. Эффект ограниченной статистики в наблюдаемом распределении космических лучей сверхвысоких энергий 50
2.4.2. Влияние условий наблюдения небесной сферы установкой и вариации частоты событий ШАЛ 55
2.5. Применение вейвлет-анализа для исследования распределения направлений прихода ШАЛ 60
Глава 3. Полученные результаты и их обсуждение 66
3.1. Обсуждение результатов по гармоническому анализу 66
3.2. Оценка доли анизотропной галактической компоненты космических лучей 71
3.3. Результаты двумерного анализа 74
3.4. Результаты применения вей влет-анализа 82
3.5. Вероятные источники космических лучей сверхвысоких энергий 85
Заключение 93
Список использованной литературы
- Накопление и первичная обработка данных
- Определение координат оси ливня
- Карта равных экспозиций и оценка интенсивности ШАЛ от разных областей небесной сферы
- Оценка доли анизотропной галактической компоненты космических лучей
Введение к работе
Исследование анизотропии космических лучей сверхвысоких энергий (КЛ СВЭ) тесно связано с проблемой их происхождения, с поиском источников, генерирующих частицы таких энергий. Поиск источников космических лучей подразумевает локализацию направления преимущественного прихода частиц сверхвысокой энергии, в какой части Галактики (или за ее пределами) рождаются космические лучи предельно высоких энергий. Несмотря на ясность цели эта задача довольно сложна и трудна, поскольку направление прихода заряженных частиц (протонов и ядер) зависит не только от местоположения самого источника, а в сильной степени обусловлено величиной и структурой магнитных полей межзвездной среды, где распространяются эти частицы. Несмотря на достижения, полученные в области сверхвысоких энергий по части эксперимента и расчетов, до сих пор неясна сама природа частиц таких энергий. Детально не прояснена структура магнитных полей в Галактике и за ее пределами. До сих пор неизвестно, существует ли реально анизотропия в космических лучах при сверхвысоких энергиях, или это проявление различных искажающих и методических эффектов. Нет согласия в выводах разных экспериментов по исследованию направлений прихода частиц сверхвысоких энергий, подтверждающих результаты, полученные одной отдельной группой. Это относится и к рассматриваемым энергетическим интервалам, и к выделенным астрофизическим объектам, с которыми связывают найденную анизотропию.
Частицы сверхвысоких энергий регистрируют по создаваемым в атмосфере широким ливням (ШАЛ). Спектр космических лучей СВЭ имеет круто падающий с ростом энергии вид и поэтому статистика в этой области по ливням бедна и требует длительного наблюдения.
Раньше считалось, что в космических лучах с энергией от 1017 до 1019эВ нет никаких отклонений от изотропии с точностью 1% и 10%, соответственно [1-5].
В 1974 годе в Лодзи (4-й Европейский Симпозиум по космическим лучам) Д.Д. Красильников впервые заявил о проявлении анизотропии в космических лучах при энергиях выше 1019 эВ [7]. С этого времени начались целенаправленные поиски анизотропии в космических лучах при сверхвысоких энергиях [6, 14-27].
Именно с гармоническим анализом исследователи больших установок ШАЛ, таких как Volcano Ranch, Haverah Park, ЯКУШАЛ и Akeno, в то время связывали надежды найти анизотропию в космических лучах сверхвысоких энергий. И находили ее, не подозревая, что в обнаруживаемом росте с энергией амплитуды первой гармоники "виновен", так называемый, эффект "ограниченной статистики" при сверхвысоких энергиях, как впоследствии было показано в работе [35]. Хотя о таком эффекте предупреждалось и ранее в работе Джона Линсли [8], прямых доказательств статистического происхождения в наблюдаемом росте амплитуд гармоник с энергией не приводилось ввиду недостаточной статистики ШАЛ, имевшейся в то время.
Ниже приводится во временной последовательности новизна полученных результатов, на которых основана работа.
Первым шагом к изучению маскирующих величину наблюдаемой анизотропии эффектов, было применение метода Монте-Карло в гармоническом анализе для изотропного распределения ШАЛ при заданном числе зарегистрированных ливней. В результате такого подхода был обнаружен статистический эффект в измеряемых амплитудах анизотропии при ограниченном объеме данных [35]. Было доказано, что наблюдаемое в разных экспериментах возрастание первой и второй гармоник, а также и градиента отношения частиц является статистическим эффектом, обусловленным уменьшением числа регистрируемых ливней с ростом энергии.
Следующим шагом, продвигающим наши знания в изучении анизотропии прихода ливней сверхвысоких энергий, стало исследование влияния на величину наблюдаемой анизотропии условий обзора неба установкой и сезонных вариаций счета ливневых событий. Учет искажающих факторов, возникающих из-за неоднородности условий обзора установкой небесной сферы и сезонных вариаций частоты ШАЛ, ведет к существенному уменьшению амплитуды анизотропии первичных космических лучей, особенно вблизи порогов регистрации Якутской установки ШАЛ (~1017эВ и ~3-1018эВ) [62].
Наконец, с учетом таких искажающих величину наблюдаемой анизотропии факторов (статистический эффект, неоднородность обзора небесной сферы и влияние сезонных вариаций частоты ливней), по данным Якутской установки в области Е0= (1-3)-1019эВ была обнаружена значимая анизотропия с амплитудой Aim ~ 26% (р = 0.004) при фазе максимума q>im ~2h [63]. Причем, интервал энергии совпадает с областью, где наблюдается «южный избыток» ливней сверхвысокой энергии [41, 52]. Из результатов гармонического анализа [63] следует, что фаза максимума 1-й гармоники мало отклоняется от значения ~ 0h в широком интервале энергий от ~1017 до ~ 3-Ю19 эВ. Такое поведение фазы указывает на то, что преимущественным направлением прихода частиц сверхвысоких энергий является галактическая плоскость и источники частиц таких энергий прежде всего следует искать в нашей Галактике. Для оценки доверительной области анизотропии, связанной с распределением источников в Галактике, использовалось распределение первичных частиц по галактической широте в виде зависимости от синуса галактической широты [38]: f(b) = (l-8)/47T + (e/8)-cost, где t = (7c/2)-sin b, 0 < є < 1.0 — доля анизотропной компоненты.
Используя вероятностный анализ, впервые дана оценка доли анизотропной галактической компоненты космических лучей [38]. Получены пределы для анизотропной доли (анизотропной компоненты в общем изотропном потоке космического излучения от источников, находящихся в галактическом диске) на уровне вероятности 99%:
0
Для локализации анизотропии, найденной с помощью гармонического анализа, был использован двумерный анализ в экваториальной системе координат, по прямым восхождениям и склонению [63], который показал наличие области устойчивого превышения потока частиц при энергии Е0 > 8-10|8эВ с координатами 2Ь< RA< 3h, 40< 5< 50. Возможно, что обнаруженная анизотропия вызвана избытком ливней с этого направления и именно там находится источник генерации наблюдаемых частиц сверхвысоких энергий.
Третьим шагом, подтверждающим существование реальной анизотропии в космических лучах сверхвысоких энергий, является применение к наблюдаемому распределению направлений прихода ливней вей в лет-анализа, используемого, например, в электронике для описания нестационарных сигналов. Применение вейвлетов Марра [73] дает хорошее согласие с предыдущими результатами [63], подтверждая наличие анизотропии космических лучей при сверхвысоких энергиях.
В работе использовались экспериментальные материалы, включающие в себя данные, накопленные Якутской установкой за 27 лет её работы, и имеющиеся современные мировые данные по ШАЛ других гигантских установок ШАЛ.
Основная цель работы заключается в экспериментальном исследовании распределения направлений прихода частиц ПКИ, в поисках доказательства существования или отсутствия реальной анизотропии в космических лучах при сверхвысоких энергиях, и, если она существует, в оценке ее характеристик.
В первой главе диссертации приводится описание Якутской комплексной установки ШАЛ и проводимых на ней измерений. Достаточно подробно изложено о принципе работы электронной аппаратуры установки, методике определения направлений прихода ШАЛ и нахождения координат оси ливня. Приводится оценочная величина интенсивности для ожидаемого числа ШАЛ с энергией выше 1019 эВ, равная: 1( > 1019) = 1 км'^год'-ср"1, что соответствует частоте экспериментально зарегистрированных ливневых событий на Якутской установке при различных её конфигурациях. Представлены сравнительные характеристики Якутской установки с другими действующими экспериментальными установками ШАЛ и дано их краткое описание.
Вторая глава посвящена методам анализа. Рассматриваются различные методы анализа распределения направлений прихода ШАЛ для поиска анизотропии космических лучей сверхвысоких энергий. К данным, кроме обычного метода гармонического анализа, применялись оригинальные методы, разработанные в лаборатории ШАЛ, такие как оценка интенсивности из различных областей небесной сферы, выявление превышения или дефицита в потоке наблюдаемых ливней по отношению к изотропии с учетом экспозиции участков неба установкой.
Рассматриваются искажающие факторы, влияющие на величину амплитуды наблюдаемой анизотропии, такие, как эффект ограниченной статистики и эффекты, возникающие из-за неоднородности условий обзора установкой небесной сферы и сезонных вариаций частоты ШАЛ.
Применение метода Монте-Карло к результатам гармонического анализа позволяет оценить значимость измеренных амплитуд гармоник и сделать вывод, что обнаруженное в разных экспериментах возрастание с энергией амплитуды первой и второй гармоник, а также градиента отношения числа частиц по галактической широте, является статистическим эффектом, вызванным уменьшением наблюдаемого числа частиц с ростом энергии.
При изучении искажающих факторов, связанных с неоднородностью обзора небесной сферы и сезонных вариаций частоты ШАЛ, делается вывод, что учет этих факторов ведет к существенному уменьшению амплитуды анизотропии, особенно для припороговой области регистрации установки, характеризующей наблюдаемое распределение первичных космических лучей.
К наблюдаемым ливневым событиям также был применен и другой более современный метод исследования - вейвлет-анализ, используемый во многих приложениях для описания непериодических сигналов. Применение веивлетов Марра подтверждает наличие анизотропии прихода космических лучей сверхвысоких энергий.
В третьей главе обсуждаются полученные результаты и формулируются основные выводы проделанной работы.
Использование разных методов анализа позволяет устранить методические ошибки и утверждать, что в области Е = (1-3)-1019 эВ обнаружена значимая анизотропия космических лучей с амплитудой первой гармоники А[~26% при фазе максимума (pi~2h с вероятностью случайной реализации в равномерном распределении по прямым восхождениям р=0,004. Локализована область избыточного потока частиц сверхвысоких энергий с координатами: 2 < RA < 3 по прямым восхождениям и 40< 5 < 50 - по склонениям.
В конце главы приводится обсуждение вероятных источников космических лучей сверхвысоких энергий и современное состояние исследований в их поиске. Найденная область избыточного потока частиц ПКИ (2h < RA <3h и 40< 5 < 50) близка по направлению к сейфертовской галактике Персей A (NGK 1275) с активным ядром, удаленной от нас на расстояние в 50 Мпк. Этот объект обладает мощностью, достаточной для обеспечения околосолнечного пространства наблюдаемым космическим излучением, и не исключено, что наблюдаемая анизотропия при сверхвысоких энергиях вызвана потоком частиц от активного ядра, находящегося в скоплении Персей.
В заключении перечислены основные результаты и выводы работы.
Результаты, изложенные в диссертации, докладывались и обсуждались на Всесоюзных и международных конференциях по космическим лучам и научных семинарах института: 18-я МККЛ (Бангалор, 1983), 20-яМККЛ (Москва, 1987), Всесоюзная конференция в Самарканде, 1988 г., 21-я МККЛ (Аделаида, 1991), Якутск, 1991; 22-я МККЛ (Дублин, 1991), Международное Совещание в Токио, 1993 г., 24-я МККЛ (Рим, 1995), 25-я МККЛ (Дурбан, 1997), Международный Симпозиум в Токио, 1997 г., 27-я МККЛ (Гамбург, 2001), 28-я МККЛ (Цукуба, 2003).
Автор выносит на защиту:
Разработана методика исследования анизотропии космических лучей сверхвысоких энергий, учитывающая эффекты ограниченной статистики зарегистрированных ливней, сезонных вариаций счета событий вблизи порога регистрации и неоднородность обзора установкой небесной сферы.
Методом гармонического анализа по прямым восхождениям данных Якутской установки, в области Е=(1-3)- 1019эВ обнаружена значимая анизотропия с амплитудой первой гармоники А]= 26.4% + 8.0% (с вероятностью случайности р = 0,004) при фазе максимума фі= 2.3 + 1.2h.
Применение разных методов анализа распределения направлений прихода частиц с энергией Ео> 8-10 эВ позволило локализовать область избыточного потока космических лучей на небесной сфере: 2h < RA < 3h и 40< 8 < 50.
Накопление и первичная обработка данных
С момента создания способы и возможности для накопления и обработки данных Якутской установки менялись с изменением применяемого оборудования и развитием вычислительных средств.
С 1972 года по май 1986 г. установка работала под управлением центрального регистратора ЦР-43 и ливни выводились на перфоленту. Для анализа использовалась ЭВМ «Наири С», имеющая оперативную память на 4096 (4К) слова, фотосчитыватель для чтения перфоленты, электрическую печатную машинку и ленточный перфоратор для вывода данных. С мая 1986 г. был запущен в эксплуатацию регистратор на основе стандарта КАМАК, который управлялся ЭВМ СМ-3. Вывод ливней и контрольно-калибровочной информации производился на магнитную ленту. Обработка проводилась на более мощной ЭВМ СМ-4. С осени 1995 г. для управления ЦР стал использоваться персональный компьютер РС-286.
В процессе регистрации данные в аппаратных кодах без всякого пересчета и обработки накапливаются в файлы на жестком диске ПК, как было ранее при выводе на перфоленту без ЭВМ и на магнитную ленту с использованием ЭВМ СМ-3 (база исходных данных) установки.
Для определения направления прихода первичной частицы в каждой станции с точностью 100 не измеряется отрезок времени с момента регистрации первой частицы из всех прошедших через счетчики до очередного синхроимпульса установки. Синхронизирующие сигналы непрерывно подаются установленным в центре радиопередатчиком с периодом в 100 мкс. На станциях имеются приемники этих сигналов.
Направление прихода оси ливня, зенитный угол 0 и азимут ф определяются при первичной обработке программой Angle в приближении плоского фронта ливня, т.е. частицы ливня на всех расстояниях от оси (по крайней мере лидирующие, являющиеся стартовыми для временного канала станции) находятся в одной плоскости, перпендикулярной направлению оси и движутся со скоростью света. При таком рассмотрении время пересечения ливнем точки с радиусом-вектором Rt в плоскости установки, где располагается станция, равно: где п - единичный вектор в направлении движения ливня, Т0 - момент прохождения ливнем через начало координат. Скорость света принята равной единице. Чтобы определить направление ливня, необходимо определить составляющие единичного вектора п. Так как все станции расположены в одной плоскости (разброс по высоте между ними мал), координата Zt равна 0 и вклад в tj дают только х и у компоненты вектора. Это дает возможность определить вектор Пху — проекцию и на плоскость установки, что достаточно, так как модуль п равен единице.
Определение неизвестных производится методом наименьших квадратов, т.е. находится минимум функции: где, Tj - время на /-ой станции по данным временного канала, Wj — вес этой Время tj в программе измеряется в 100-наносекундных тиках, как соответствующие аппаратные данные временного канала т;. При вычислениях расстояния необходимо измерять в 30-метровых единицах -путь, который проходит свет за 100 не. Принято, что ошибка измерения времени не зависит от плотности частиц и равна аппаратурной - 100 не, поэтому вес равен 1 для всех станций, участвующих в определении направления.
Условие минимума эквивалентно системе уравнений: Из этих условий получается система трех линейных уравнений относительно трех неизвестных пх и пу - координаты вектора пху и Т0. Обращение в ноль определителя этой системы означает, что пункты лежат на одной прямой и направление невозможно определить. Если определитель не равен 0, всегда существует решение, но может оказаться, что пху больше 1. Это означает, что ливень движется со скоростью большей, чем скорость света, и может быть вызвано только сбоем временного канала одной или нескольких станций. В нормальном случае Пху меньше 1 и тогда определяются зенитный угол б и азимут (р, который отсчитывается в системе координат установки от положительного направления оси X к вектору пху против часовой стрелки:
После считывания очередного ливня программа Angle_sh проводит анализ грубых сбоев временного канала станций и из исправных составляет список станций, по которым будет определяться направление. В начале проверяется список станций с плотность 2 м" (8 частиц на всю площадь счетчиков в станции).
Определение координат оси ливня
Координаты оси ливня и классификационный параметр, который характеризует величину ливня и энергию первичной частицы, определяются программой Locate после вычисления угловых координат для направлений прихода ливней. Величина ливня должна характеризоваться таким параметром, который хорошо измеряется в эксперименте. В нашем случае для триггера-1000 это S600 - плотность частиц на расстоянии 600 м от оси и для триггера-500 параметр S300 — плотность на расстоянии 300 м.
Задача сводится к поиску таких неизвестных параметров, которые минимизируют функцию: Z2=YWr(P,-Pl)2 , (1.5) где pi - плотность, измеренная i-u пунктом, р\ - плотность, ожидаемая в этой точке для данных значениях координат оси и классификационного параметра, w, =\la2{pt)- вес, который определяется ошибкой измерения плотности а. Значение а2вычисляется из экспериментально измеренных плотностей по формуле: г2(р) = Р2 0.025 + 1.2/(S-p-cos(e))) (1.6)
Первое слагаемое в формуле (1.6) отражает аппаратурную точность измерения отклика детекторов на станциях 15-16%. Второе слагаемое определяется флуктуациями по закону Пуассона количества частиц на всю площадь детекторов станции и распределением-отклика отдельных частиц со среднеквадратичным отклонением по спектру для вертикального мюона. Такая оценка была получена из экспериментальных данных по наблюдаемым в ливнях флуктуациям между показаниями двух счетчиков, установленных на одной той же станции. Ожидаемая плотность р\ определяется функцией пространственного распределения отклика в ливне (ФПР), которая описывается аппроксимацией ГреЙзена-Линсли: p(R) = M-(R/Roy -(l + R/Royib-1) (L7) где R- расстояние до оси ливня, R0 - мольеровский радиус, М константа размерности плотности, характеризующая величину ливня. Зависимость параметра наклона ФПР Ь от величины ливня S600 зенитного угла 0 определяется формулой: 6( 5600) = 1.38 + 2.16-005(0) + 0.15- (5600) (1.8)
Мольеровский радиус зависит от температуры и давления и вычисляется для каждого ливня индивидуально по данным записанным в файле параметров: RQ =75-(71 /273)-(1000/ Р),м , (1.9) где Т - температура в градусах Кельвина, Р - давление в милибарнах.
При определении координат оси первоначально выбираются станции, в которых плотность частиц заключается в разрешенном диапазоне: 1.5 р 500.0 м"2 для мастерных станций и 2.0 р 1000.0 м"2 для детекторов станций сгущения. Ограничение сверху при больших плотностях вызвано насыщением преобразователей, а при малых плотностях, чтобы была высокая вероятность срабатывания станции.
Для нахождения минимума выражения (1.5) необходимо использовать численные методы. Вид ФПР и слабая зависимость параметра Ъ от величины ливня позволяет применить комбинированный метод, совмещающий метод последовательных приближений по & с градиентным спуском по пространственным параметрам. Практически алгоритм сводится к следующему. Задается начальное положение оси ливня и некоторое фиксированное значение параметра Ь. Затем производится градиентный спуск с некоторым начальным шагом ( 40 м). Если значение х2 больше не уменьшается при данном шаге, производится итерация параметра Ь, т.е. вычисляется значение b, как функция полученного на этом шаге значения S600, после чего продолжается градиентный спуск с уменьшенным в два раза шагом. В окрестности экстремума после трех итераций функция х2 аппроксимируется квадратичной формой от координат с помощью матрицы IIKII, составленной из вторых производных, что позволяет ускорить нахождение точки экстремума. При этом важно то, что по этой матрице можно контролировать качество найденной оси. Поиск прекращается при обращении в 0 (или почти 0) компонент градиента, и только редких случаях останов счета происходит при продолжительном поиске с малым шагом.
Матрицей I/KII определяется кривая второго порядка от координат оси. В истинном локальном минимуме это замкнутая кривая, главные полуоси которой имеют смысл ошибки определения точки минимума, Т.Є. СГ[, аг ошибок определения координат оси вдоль главных осей квадратичной формы (но это не ошибки по оси X и оси У в системе координат установки). Моделирование с помощью искусственных ливней показало, что среднее значение большей ошибки аг (ошибка для той оси квадратичной формы, вдоль которой кривая более вытянута) совпадает со среднеквадратичным отклонением найденных координат от истинного значения, если при определении координат оси ливня используется правильная ФПР.
Карта равных экспозиций и оценка интенсивности ШАЛ от разных областей небесной сферы
Чтобы рассмотреть распределение интенсивности по всей сфере в целом требуется привлечение данных наблюдений всех гигантских установок ШАЛ. Для этого необходимо: приведение данных к единой шкале оценок Е0 и корректный учет экспозиции части небесной сферы для каждой установки, контролирующей её. Экспозиция оценивается в предположении изотропии интенсивности и в области Е0 1019эВ, где ливни регистрируются одинаково эффективно в пределах фиксированной площади установки, и при зенитных углах 6 9М (0М - максимальный зенитный угол прихода ливня). Тогда задача сводится к учету геометрических факторов связи установки наблюдения с координатными системами небесной сферы.
В горизонтальной системе координат при предполагаемой изотропии первичного излучения экспозиция элементарного участка небесной сферы, находящегося в направлении зенитного угла 0, пропорциональна его телесному углу и проекции площади установки; dc(9) sin0-cosG-d9 sin20d0 (2.2.1)
Пользуясь выражением (2.2.1) и известными соотношениями горизонтальной системы координат с другими, можно перейти к функциям экспозиции в любых интересующих координатных системах.
В случае экваториальной системы координат (прямое восхождение а и склонение б) при обзоре под зенитными углами 0 9М относительная экспозиция дифференциального интервала склонений d8; будет: ds (5j, 9М) I Аа(5ь Єм)1 -cos 5Г cos 0 (5S, 0М) dS , (2.2.2) где интервал прямых восхождений і Аа(5І5 0М)1 меняется от 0 при 5; I А, -Эм до 2% при 5 180-1 ТІ - 6Н, a cos0 (5j, GM) - функция, усредненная в интервале I Да(5;, 0М) ; X - географическая широта установки наблюдения.
Интегрируя выражение (2.2.2), получим ожидаемые при изотропии соотношения ливней в интервалах Д8. Масштабы интервалов склонений Д5 подобраны так, чтобы во всех областях карты за сутки имели равные времена экспозиции. Для сравнения интенсивностей, наблюдаемых на выбранной установке ШАЛ, практически удобно пользоваться её экспозиционной картой, где шкала А8; приводится в масштабе, пропорциональном экспозиции (2.2.2), и показаны сетки других интересующих координатных систем. При нанесении направлений прихода ливней на такую карту в случае изотропии получим: распределение, соответствующее выборке из равномерного, и число ливней, пропорциональное (с точностью статистических флуктуации) площадям сравниваемых областей карты. При составлении общей экспозиционной карты для нескольких установок ШАЛ, вклад каждой установки принимается пропорциональным функции её экспозиции (2.2,2) и статистике полученных на ней ливневых событий.
На рис.2.1 приведена такая развернутая карта равных экспозиций, где показаны направления прихода 136 ливней с Ео 3-Ю19 эВ, зарегистрированных на четырех гигантских установках ШАЛ: Якутска (Як) [19], Хавера Парка (ХП) [32], Волкано Ренч (ВР) [32] и Сиднейского университета (С) [33]. Наблюдаемые интенсивности получены при одинаковых весовых соотношениях экспозиций между установками ШАЛ по трем интервалам энергии: Ej= (1-3)-1019эВ, Е2= (3-5)-1019эВ и Е3 Рис. 2.1. Направления прихода частиц с Е0 3-109эВ на карте небесной сферы с учетом экспозиции (равноэкспозиционная карта).
На карте показаны шкалы экваториальных координат 5, а и галактические широты и долготы: Ъ, I (сплошные линии). Сбоку указаны области контроля и статистика событий по установкам. Для получения представления о характере наблюдаемого распределения интенсивности в координатных системах Галактики и Местного сверхскопления галактик, на карте показаны полюса (Ng, Sg), центр (С), антицентр (АС), экватор (Ь=0) Галактики, широты Ъ -+30 и -30, долготы / = 90 и 270, местоположение центра сверхскопления Девы (V) и граница её полусферы (пунктирная линия).
На такой карте при изотропии должно наблюдаться статистически равномерное распределение по направлениям прихода ливней. В наблюдаемом распределении обращает на себя внимание минимум интенсивности (особенно при Ео 5-Ю19 эВ) в центральном секторе экваториального пояса Галактики Ъ \ 30. В связи с гипотезой о возможном галактическом происхождении частиц сверхвысоких энергий [2] и предположениями об их приходе из ближайшего сверхскопления галактик в Деве [13, 15], представляет интерес сравнение интенсивностей между противоположными направлениями на центр (С) и антицентр (АС) Галактики, её экваториальной (Eq) и полярной областями (Pol), южным (S) и северным (N) полушариями, а также между направлениями на Деву (V) и анти-Деву (AV). В таблицах 3 и 4 приводятся результаты сравнения наблюдаемых интенсивностей из указанных областей небесной сферы. По таблице наблюдается тенденция преобладания интенсивности из полусферы антицентра 1Ас над интенсивностью из полусферы галактического центра 1с при энергиях Е0 = (3-5)-1019 эВ 1Ас« 1,6- 1с и 1Лсю 1,3- 1с для области Е0 1019 эВ на уровне случайности 5%.
Оценка доли анизотропной галактической компоненты космических лучей
В работе [38] был проведен анализ распределения направлений прихода ливней с Е0 107эВ, зарегистрированных Якутской установкой. Энергия ливней оценивалась по формуле: Ео = 4,8 10 -р боо(0), точность определения энергии 5Е 30%, угловая неопределенность 5Q 5-7 [38]. В этой работе дано указание на присутствие возможной анизотропии величиной 10% со стороны плоскости Галактики и, пожалуй, впервые дана оценка доли анизотропной галактической компоненты космических лучей.
Эффективная площадь установки для регистрации широких атмосферных ливней зависит от энергии первичной частицы и от зенитного угла её прихода вследствие ослабления ливня в атмосфере. Угловая зависимость эффективной площади для ливней энергией Е0 Епор и зенитных углов описывается функцией вида sin 20 [20]. Моделирование измерений, проводимых на Якутской установке, дает следующие величины: Епор= 5-10 эВ и 0макс— 60.
Для оценки доверительной области анизотропии, связанной с плотностью вещества в Галактике, использовалось известное распределение Вдовчика-Вольфендейла [22, 23] первичных частиц по галактической широте, преобразованное в виде зависимости от синуса галактической широты [38, 49]: доля анизотропной компоненты. Ожидаемое распределение первичных протонов при Ео 5 1018эВ было вычислено пренебрегая влиянием регулярного магнитного поля Галактики, полагая, что ларморовский радиус RL при таких энергиях больше высоты галактического диска и доля ядер в потоке первичных незначительна [29].
На рис.3.2 полученные экспериментальное распределение ливневых событий по синусу галактической широты представлены гистограммой, а кривыми линиями - ожидаемые значения для разной доли анизотропной компоненты в наблюдаемом потоке ПКИ в области Е0 выше 5 10 эВ [38].
К числу ливней в интервалах по синусу галактической широты был применен критерий Пирсона. По найденным отклонениям наблюдаемого распределения ливней от ожидаемых значений была вычислена вероятность его реализации при заданной доле анизотропной компоненты є, которая приводится на рисунке 3.3.
Из конкретного числа ливней, зарегистрированных Якутской установкой, используя вероятностный анализ, получены пределы для доли анизотропной галактической компоненты в потоке первичных частиц, на уровне вероятности 99%: 0 є 0,4 дляЕ0 5-1018эВ и 0 є 0,75 дляЕ0 1019эВ
Из результатов гармонического анализа видно, что фаза максимума 1-й гармоники мало отклоняется от значения 0 в области энергий выше 3 10 эВ. Такое поведение фазы указывает на то, что преимущественным направлением прихода частиц сверхвысоких энергий является галактическая плоскость и источники частиц таких энергий прежде всего следует искать в нашей Галактике. Ранее отмечалось, что вклад в анизотропию от источников, находящихся в галактическом диске, составляет до 40 % для ливней с Е0 5 10 эВ.
Из нашего анализа (рис. 3.3) видно, что для наблюдаемого распределения ливней наибольшей энергии по интервалам синуса галактической широты максимум вероятности соответствует доле є - 0,3. Т.е. вклад галактической анизотропной компоненты в общий поток ПКИ в области Ео 1019 эВ составляет примерно 30%.
Для локализации направлений с избыточным потоком наблюдаемых частиц сверхвысоких энергий был применен двумерный анализ в экваториальной системе координат. Вся обозреваемая установкой небесная сфера была разбита 216 ячеек Ю; размером 15 по прямому восхождению и 10 по склонению с учётом экспозиции. Размер ячеек подобран не только для выполнения статистической обеспеченности анализируемых долей полусферы, а также для обеспечения двукратного перекрытия углового разрешения Якутской установки: 5(ф, Э) = 5 - 8 [37, 42, 81]. В каждой ячейке C0j для данного пояса склонений Д5; вычислялось ожидаемое число ливней njexp и сравнивалось с наблюдаемым значением П s. Рассматривалась область выше 1018 эВ, разделенная на четыре интервала: Ei = (1-2)-1018 эВ, Е2 = (2-4)-1018 эВ, Е3 = (4-8)-1018 эВ и Е4 8-1018эВ.
На рисунках 3.4-3.7 показаны найденные отклонения наблюдаемого числа частиц от ожидаемого для четырёх интервалов энергий. На карте равных экспозиций (каждый интервал по склонению Д8; - const) для Якутской установки отклонения от ожидаемого числа событий представлены в единицах а
