Содержание к диссертации
Введение
1 Постановка задач и обзор литературы 13
1.1 Состояние исследований к началу настоящей работы 13
1.2 Диапазон энергий первичных частиц, в котором применяется черенковская методика 18
1.3 Уникальные возможности черенковского излучения для исследования ШАЛ 20
1.4 Изучаемые параметры: энергия и продольное развитие как характеристика массы первичной частицы. 22
2 Эксперименты по регистрации ШАЛ с использованием черенковского света в Якутске, Самарканде, Тункинской долине и на горах Гран Сассо в Италии 28
2.1 Общие особенности экспериментов по регистрации черенковского света ШАЛ 28
2.2 Якутск 1973-1979 29
2.3 Самарканд 1980-1984 35
2.4 Якутск 1984-1990 37
2.5 Установка для регистрации ШАЛ по черенковскому свету Тунка 43
2.6 Гран Сассо 1998-2000 55
3 Последовательное развитие методики измерения основных параметров первичной частицы (1975 - 2005 гг) 60
3.1 Основные методические подходы к анализу данных ШАЛ 60
3.2 Постановка задачи моделирования ШАЛ 64
3.3 Моделирование ШАЛ с помощью программы CORSIKA 67
3.4 Уточнение функции пространственного распределения черенковского света ШАЛ 69
3.5 Методика измерения энергии с помощью черенковского света ШАЛ 74
3.5.1 Якутский подход 74
3.5.2 Подход Q(100) в Самарканде 75
3.5.3 Подход Q(100) для плотной установки в Якутске 76
3.5.4 Наиболее модельно независимый метод измерения энергии в эксперименте QUEST 77
3.5.5 Методика определения энергии в эксперименте Тунка- 84
3.6 Методика измерения глубины максимума ШАЛ по длительности импульса на большом расстоянии от оси 86
3.6.1 Определение параметров импульса 86
3.6.2 Восстановление глубины максимума ливня по длительности черенковского импульса 90
3.7 Методика измерения глубины максимума ШАЛ по функции пространственного распределения черенковского света 94
3.8 Методика определения среднего логарифма массы первичных частиц 97
4 Обработка экспериментальных данных 100
4.1 Основные принципы обработки экспериментальных данных от широких атмосферных ливней 100
4.2 Методы предварительной калибровки аппаратуры 101
4.2.1 Калибровка временных показаний детекторов . 101
4.2.2 Первичная амплитудная калибровка детекторов . 102
4.3 Калибровка аппаратуры по самим зарегистрированным данным 105
4.3.1 Контроль работы детекторов установки Тунка . 105
4.3.2 Спектры плотностей черенковских вспышек света 107
4.4 Восстановление параметров событий по показаниям независимых сцинтилляционных детекторов 109
4.5 Восстановление параметров событий по показаниям детекторов черенковского света 112
4.6 Современный вариант программы восстановления параметров событий 115
5 Моделирование экспериментов 119
5.1 Общие принципы 119
5.2 Модель атмосферы 120
5.3 Первый опыт реализации программы моделирования эксперимента на Якутской установке 123
5.4 Современный вариант программы моделирования эксперимента 125
5.5 Моделирование работы детекторов формы импульсов 129
6 Результаты экспериментов 136
6.1 Условия проведения экспериментов и общая статистика 136
6.2 Средние ФПР и связь их параметров с зенитным углом ШАЛ 143
6.3 Интегральный энергетический спектр по данным эксперимента QUEST 145
6.4 Дифференциальный энергетический спектр 154
6.5 Зависимость средней глубины максимума от энергии 158
6.6 Распределение по глубине максимума 164
6.7 Результаты анализа экспериментальных данных о глубине максимума ШАЛ 164
6.8 Наиболее вероятный средний состав первичного космического излучения и его изменение с ростом энергии 171
Заключение 175
Литература 186
- Диапазон энергий первичных частиц, в котором применяется черенковская методика
- Самарканд 1980-1984
- Моделирование ШАЛ с помощью программы CORSIKA
- Методы предварительной калибровки аппаратуры
Введение к работе
Настоящая работа подводит итоги многолетних экспериментов по изучению черенковского излучения, возникающего при движении со скоростью, превышающей скорость света в воздухе, заряженных частиц широких атмосферных ливней (ШАЛ), генерируемых космическими частицами сверхвысоких энергий. Эксперименты были начаты в Якутске по инициативе академика Г.Б. Христиансена в далекие 70-е годы прошлого века и имели основной целью изучить продольное развитие ливней в атмосфере и, на основе этого, улучшить точность измерения энергии первичных частиц и попытаться установить их массовый состав.
Основную часть регистрируемых на Земле космических лучей составляют заряженные частицы, которые именно в силу наличия у них электрического заряда отклоняются нерегулярными галактическими магнитными полями так, что становится невозможно определить их направление прихода и идентифицировать их источник. Однако, измерение энергетического спектра и массового состава космических частиц позволяет делать заключения об их происхождении и распространении в пространстве.
Космическое излучение, наблюдаемое у Земли, составляет существенную часть энергетического баланса Галактики, имея среднюю плотность энергии Ю-12 эрг/см3, сравнимую с плотностью энергии света звезд, магнитных полей Галактики и межзвездного газа. Именно поэтому происхождение и распространение в космическом пространстве космических лучей (КЛ) является одной из наиболее важных задач астрофизики. Значительную долю космического излучения составляют заряженные ядра
различных химических элементов от протонов до ядер сверхтяжелых элементов с Z ~ 90, имеющие существенно нетепловое, степенное распределение по энергии 1(E) ~ Е~2'7, охватывающее колоссальный диапазон от ГэВ-ных энергий до 1020 эВ.
Еще в 50-е годы на установке по изучению широких атмосферных ливней Московского Государственного университета им. М.В.Ломоносова было обнаружено изменение показателя степени энергетического спектра космического излучения от —2.7 до —3.1 при энергии около 3 1015 эВ, и этот излом в спектре получил название "колено" [1]. При самых высоких энергиях 3 1018 — 1019 эВ наблюдается некоторое уположение спектра, что было названо "лодыжкой". Считается, что до "лодыжки"КЛ имеют Галактическое происхождение, а за ней — внегалактическое.
Существенная общая особенность как процессов ускорения космических частиц, так и процессов их распространения в межзвездных магнитных полях — зависимость от магнитной жесткости p/Z (импульс на единицу заряда). Эта зависимость приводит к тому, что каков бы ни был механизм ограничения спектра космических лучей, проявляющийся в виде колена, выше области колена ожидается увеличение вклада тяжелых ядер с ростом энергии. Это предсказание, как будет показано в главе б, подтверждается как данными как настоящей работы, так результатами, полученными на установках EAS—ТОР [2], KASCADE [3], МГУ [4] и SPASE/AMANDA [5].
Широкий атмосферный ливень представляет собой трехмерный рой коррелированных по времени частиц, возникающих в лавинных ядерно-каскадных и электромагнитных процессах, инициируемых первичной космической частицей в атмосфере. На малых расстояниях от оси ливня этот рой образует плоский диск, радиус которого определяется среднеквадратичным расхождением ливневых частиц за счет кулоновского рассеяния в атмосфере, а толщина возникает из-за различий скоростей и разброса длин траекторий частиц, приходящих на плоскость наблюдения. На больших расстояниях от оси (более 80—100 метров) рой частиц
создает более сложное трехмерное образование, толщина которого растет с удалением от оси ливня.
В процессе развития ливня в атмосфере число вторичных частиц увеличивается до глубины, где средняя энергия вторичных частиц равняется критической энергии. Ниже этого уровня число частиц уменьшается приблизительно по экспоненте. Глубина, где каскад достигает наибольшего числа заряженных частиц, называется глубиной максимума ливня
Л-max-
Большая часть заряженных частиц каскада (в основном, электронов и позитронов), обладает скоростью, превышающей скорость света в атмосфере, и в соответствии с эффектом, открытым П.А. Черенковым и СИ. Вавиловым вызывает излучение, называемое черенковским светом. Черенковский свет в воздухе направлен вперед по движению первичной космической частицы, и его полный поток пропорционален ее энергии. Черенковское излучение ШАЛ является уникальным инструментом изучения ШАЛ. Регистрация полного потока черенковского света позволяет использовать земную атмосферу как гигантский калориметр для частиц сверхвысоких энергий, а регистрация пространственно-временной структуры вспышки света ШАЛ позволяет судить о продольном развитии электронно-фотонной лавины в атмосфере.
Поскольку каждая заряженная частица ШАЛ испускает большое количество черенковских фотонов, слабо поглощающихся атмосферой, они являются более многочисленными на уровне земли, чем заряженные частицы. Кроме того, так как большая часть света испускается очень высоко над землей и иод существенными углами к оси ливня, пространственное распределение черенковского света на уровне установки является более плоским, чем для заряженных частиц.
Исследования глубины максимума развития ливня Хтах (и следовательно массы первичной частицы) из черенковских измерений имеют преимущество перед методами, использующими измерения пространственного распределения электронов и мюонов, так как являются менее
чувствительными к пуассоновым флуктуациям числа частиц, зарегистрированных детекторами, и практически не чувствительны к моделям взаимодействия, используемым в расчетах.
После экспериментального обнаружения черенковского излучения ШАЛ [6] начались интенсивные исследования характеристик этого излучения и их связи с параметрами ливней. В работах А.Е. Чудакова [7, 8] была впервые установлена связь между потоком черенковского излучения и энергий рассеянной ШАЛ над уровнем наблюдения. В 1957 году на Памирской станции были проведены первые измерения функции пространственного распределения черенковского излучения [7]. Установка состояла из гейгеровских счетчиков для определения положения оси и полного числа частиц в ливне, и черенковских детекторов, с помощью которых определялось направление прихода осей ливней и плотность потока света на расстояниях 10 — 250 метров. Результаты измерений показали, что пространственное распределение черенковского излучения существенно положе, чем ФПР электронов.
В работе Ю.А. Фомина и Г.Б. Христиансена было показано, что на больших расстояниях от оси, где можно пренебречь пространственным распределением частиц ливня, форма импульса черенковского излучения отражает форму каскадной кривой [9].
В дальнейших работах с участием автора на основе анализа расчетов было показано, что на больших расстояниях от оси ШАЛ длительность импульса на полу-высоте однозначно связана с геометрическим расстоянием до максимума развития ливня и не зависит от модели развития ШАЛ. Был разработан метод определения глубины максимума индивидуального ливня по длительности импульса черенковского излучения. [10].
Экспериментально метод определения положения максимума развития индивидуальных ШАЛ по длительности их черенковских импульсов был впервые реализован на Якутской установке ШАЛ [11, 12]. Результаты работы подтвердили возможность экспериментального определения
положения максимума развития индивидуальных ШАЛ по длительности импульса черенковского излучения, зарегистрированного на больших расстояниях от оси (R>300 м). Были получены первые данные о средней глубине максимума развития ливней в диапазоне энергий 3-Ю16—1018 эВ. Подробнее эти работы будут рассмотрены в следующих главах.
Актуальность темы.
Природа источников галактических космических лучей (КЛ) высоких и сверхвысоких энергий до конца не ясна. Энергетический спектр КЛ, наблюдаемых на Земле, формируется как в ускоряющих областях источников, так и за счет распространения частиц в Галактике. Колено при энергии 3 1015 эВ представляется наиболее интересной областью спектра. Его детальная форма может много сказать о природе ускорения КЛ в источниках и о характеристиках магнитных полей в Галактике.
Исследование энергетического спектра и массового состава КЛ с энергией выше 1015 эВ до сих пор возможно только с помощью регистрации ШАЛ. Пространственно-временное распределение черенковского света отражает высоту, с которой испущен основной поток света, т.е. глубину максимума развития ШАЛ, которая зависит от энергии и массового числа первичной частицы.
Регистрация ШАЛ по черенковскому свету позволяет измерять энергию первичной частицы методом, наименее зависящим от модельных предположений, используя атмосферу в качестве толстого калориметра. Исследуя глубину максимума при фиксированной первичной энергии, можно определить массу первичной частицы. Таким образом, регистрация черенковского света ШАЛ позволяет получить наиболее точную информацию о спектре и массовом составе первичных космических лучей (ПКЛ).
Диссертационная работа подводит итог исследованиям автора по развитию метода регистрации ШАЛ с помощью черенковского света и использованию этого метода для исследования ПКЛ в диапазоне 1015 —
1017 эВ.
Научная новизна.
До начала экспериментов, описываемых в настоящей диссертации, не было достаточно точной информации о продольном развитии ливней в атмосфере. В частности, считалось, что максимум ливня смещается вглубь очень быстро с ростом энергии и при энергии 1018 эВ достигает уровня моря. Работы, вошедшие в настоящую диссертацию, явились первыми, в которых с достаточной достоверностью были оценены средняя глубина максимума развития ливня в атмосфере и флуктуации этой глубины.
Исследования, выполненные автором, опережают работы других групп по достигнутой точности определения энергии первичной космической частицы и точности измерения глубины максимума развития ШАЛ в атмосфере.
В работах автора впервые был применен новый метод определения всех параметров ливней исключительно по черенковскому свету ШАЛ без привлечения данных детекторов заряженных частиц.
Практическая значимость.
Полученные данные о продольном развитии ШАЛ в атмосфере были использованы при интерпретации данных других установок и, в частности, Якутской установки ШАЛ.
Результаты настоящей диссертации относительно энергетического спектра и изменения массового состава космических лучей используются для планирования новых экспериментов: Тунка-133,
KASCADE-Grande, ICE-TOP, нацеленных на исследование космических лучей в области энергий 1016 — 1018 эВ, переходной от компактных к гигантским установкам с большим раздвижением между детекторами (проект Auger).
Уникальная по своей точности оценка интегрального потока косми-
ческих лучей с энергией более 3 1015 эВ может служить эталоном для абсолютной энергетической калибровки других экспериментов в космических лучах.
Личное участие автора.
Во всех перечисленных экспериментах автор принимал непосредственное участие на всех стадиях, т.е. в планировании экспериментов, разработке и изготовлении аппаратуры, написании и корректировке компьютерных программ сбора данных, разработке методики текущей калибровки аппаратуры, эксплуатации установок, разработке алгоритмов и написании программ восстановления параметров событий, разработке алгоритмов и написании программ моделирования экспериментов, разработке методик интерпретации и анализа конечных результатов.
Цель работы.
Целью многолетних исследований, вошедших в настоящую работу, было создание установок для регистрации черенковского света ШАЛ, разработка методики получения информации о первичных космических лучах сверхвысоких энергий с помощью черенковского света и получения на ее основе физически значимых результатов об энергетическом спектре и массовом составе космических лучей в диапазоне 1015 — 1017 эВ.
Диссертация состоит из введения, б-ти глав и заключения. Во введении обсуждается постановка проблемы изучения космических лучей сверхвысоких энергий. Дается краткое изложение содержания диссертации. Отмечается актуальность, научная новизна и практическая ценность работы. Формулируются основные положения, выносимые на защиту.
В первой главе описано состояние исследований черенковского излучения ШАЛ к началу работ, вошедших в настоящую диссертацию, преимущества черенковского излучения ШАЛ, по сравнению, с другими компонентами. Обсуждается, какие параметры ШАЛ можно извлечь из
анализа черенковского света.
Во второй главе описаны эксперименты, проводившиеся при определяющем участии автора на установках для регистрации ШАЛ в Якутске, Самарканде, Тункинской долине и Италии.
В третьей главе описано последовательное развитие методики анализа информации, связанное с развитием теоретических представлений о взаимодействии частиц, вычислительной базы и программного обеспечения, включая международную программу CORSIKA.
Описано современное состояние методики обработки экспериментальных данных о черенковском свете ШАЛ.
В пятой главе описаны программы моделирования экспериментов, предназначенные для оценки погрешностей измерений, систематических искажений результатов и имитации распределений экспериментально наблюдаемых параметров.
В шестой главе описаны основные результаты экспериментов. Приводятся условия проведения экспериментов, результаты изучения продольного развития ШАЛ, энергетический спектр и оценка наиболее вероятного массового состава ПКИ.
В заключении перечислены основные результаты работы.
Автор защищает:
Решающий вклад в разработку принципов и создание установок для регистрации черенковского света от широких атмосферных ливней в Якутске, Самарканде, Тункинской долине и в лаборатории Гран Сассо в Италии.
Метод восстановления основных параметров ШАЛ, а именно, положения оси, направления прихода ливня и энергии первичной частицы, по черенковскому излучению. Метод обеспечивает определение энергии с погрешностью не более 15%, независимо от сорта первичной частицы.
Дифференциальный энергетический спектр космических лучей в
диапазоне 1015 — 1017 эВ с наилучшим на сегодняшний день энергетическим разрешением.
4. Абсолютную интегральную интенсивность потока первичных кос
мических лучей с энергией выше 3-Ю15 эВ с наименьшей на сегодняшний
день систематической погрешностью:
I (Е0 > 3 1015 эВ) = (2.3 ± 0.1стат ± 0.4СИСТ) 1(Г7, [м~2 с"1 ср-1]
Метод определения глубины максимума ШАЛ по пространственно-временной структуре черенковского излучения, обоснованный многочисленными расчетами и реализованный в экспериментах в Якутске, Самарканде и Тункинской долине. Метод обеспечивает измерение глубины с погрешностью не более 30 г/см2.
Распределение ШАЛ по глубине максимума и зависимость средней глубины максимума от энергии в диапазоне от 3 1015 до 5 1016 эВ.
Средний состав первичных космических лучей при энергии ~ 5 1015 эВ и его утяжеление при увеличении энергии выше 1016 эВ.
Апробация работы.
Основные результаты работы докладывались на всех Международных конференциях по космическим лучам, начиная с 14-й в 1975 г в Мюнхене по 29-ю в 2005 г в Индии, на всех Европейских симпозиумах по космическим лучам с 1975-го но 2004-й год, на всех Всесоюзных, а затем Всероссийских конференциях по космическим лучам с 1975-го по 2004-й годы, на многочисленных семинарах, как в России, так и за рубежом в Польше, Словакии, Германии и Италии. По результатам экспериментов защищены 2 кандидатские диссертации и 7 дипломных работ, научным руководителем которых был автор настоящей работы.
По материалам диссертации опубликовано 54 работы, из них — 30 в реферируемых изданиях.
Диапазон энергий первичных частиц, в котором применяется черенковская методика
Космические лучи не солнечного происхождения охватывают диапазон энергий от 1010 до 1020 эВ. Для измерения энергии космической частицы приходится применять калориметр, в котором частица оставляет большую часть своей энергии. При энергиях до 1014 эВ удается измерять энергию достаточно компактными калориметрами, поднимаемыми в космос на спутниках или на границу атмосферы с помощью высотных аэростатов. При энергиях выше 1014 эВ размеры калориметров становятся слишком большими, а частота событий слишком мала для исследований. Однако при этих энергиях сама атмосфера может играть роль калориметра, если найти способ контролировать энергию, рассеянную ливнем вторичных частиц на высоких уровнях в атмосфере. Оптическое излучение ШАЛ предоставляет такой способ. При этом черенковское излучение применяется начиная с энергий около 3-Ю14 эВ, а ионизационное излучение дает информацию при энергиях выше 10 эВ. Впервые спектр всех частиц в области, примыкающей к "колену", был измерен прямым методом на спутниках "Протон"в Советском Союзе около 30 лет назад [20]. Несколько позже спектры различных компонент космического излучения изучались в эксперименте "Сокол"(1993 г) [21].
Близко к области излома подошли два прямых эксперимента, представляющих экспонирование эмульсионных камер на высотных аэростатах: JACEE (американо-японский эксперимент) [23] и RUNJOB (русско-японский эксперимент) [24], направленных на изучение химсостава космических лучей, — и электронный эксперимент на высотном аэростате ATIC (американо-российский) [25]. В целом, по результатам прямых экспериментов можно сделать вывод о том, что состав космических лучей при предельных для этих экспериментов энергиях около 100 ТэВ остается сложным, без подавляющего перевеса какой-либо группы ядер, со средним натуральным логарифмом атомного номера в пределах 1.5 — 1.8, что близко к логарифму атомного номера гелия. После открытия [1] такой крупной особенности энергетического спектра космических лучей, как "колено", было создано много установок по изучению этого феномена. Установки для исследования ШАЛ регистрируют либо заряженные частицы, либо черенковский свет, либо и то и другое вместе. Исключительно заряженные частицы ШАЛ регистрировались в экспериментах для рассматриваемого диапазона энергий на установках МГУ (Москва) [26], EASOP (Италия) [2], CASA-MIA (США) [22], KASCADE (Германия) [3], Тибет(Китай) [31]. Регистрация черенковского света проводилась на установках, перечисленных в предыдущем пункте, причем наименьший порог по энергии 2 1014 эВ был заявлен на установке HEGRA-AIROBICC [14]. Отметим, что установка Тунка представляет новый тип установок, т.к. регистрирует исключительно черенковский свет ШАЛ. В целом, "илотные"установки с расстояниями между соседними детекторами менее или около 100 м и площадью 0.1 км2 довели исследование космических лучей до энергии Ю17 эВ. Лишь установка Московского государственного университета им М.В. Ломоносова [26], имея площадь 1 км2, продвинулась до энергии 1018 эВ. Спектр при предельно высоких энергиях измеряется на гигантских установках площадью от нескольких квадратных километров до нескольких тысяч квадратных километров и раздвижением между детекторами от 0.5 до 1.5 км. В настоящее время работают и публикуют данные четыре таких установки: Якутская (12 км2) [73], AGASA (100 км2) [74], HiRes [76] (переменная эффективная площадь в зависимости от энергии до 500 км2) и Auger (3000 км2) [77]. В экспериментальных данных этих установок нет согласия в пересчете от измеряемых параметров к энергии первичной частицы, в результате чего измеренные интенсивности энергетических спектров существенно различаются. Результаты, полученные на всех перечисленных установках будут обсуждаться в последней главе при сравнении их с результатами настоящей работы.
После того, как Геллбрайт и Джелли [6] показали, что можно регистрировать вспышки черенковского света, производимые в атмосфере широкими атмосферными ливнями (ШАЛ), было проведено много экспериментальных работ по регистрации черенковского света от ШАЛ. Причиной большого интереса к черенковскому излучению ШАЛ является то, что в ясную погоду черенковский свет приходит на поверхность земли со всего пути ливня с незначительным затуханием, и полный поток черенковского света оказывается, практически, пропорциональным полным потерям энергии ливнем на всем его пути. Детекторы черенковского излучения ШАЛ используют Земную атмосферу как огромный калориметр частиц сверхвысоких энергий и измеряют и энергию, и средний массовый состав наиболее экономичным образом. Дело в том, что атмосфера Земли при отсутствии облаков и приземных аэрозолей обладает замечательной прозрачностью для видимого света. Рэлеевское рассеяние приводит к потере всего 15% потока света, проходящего всю толщу атмосферы. Излученный проходящими в атмосфере заряженными частицами поток черенковского света, пропорциональный ионизационным потерям частиц, доходит до поверхности Земли почти без потерь и дает оценку
Самарканд 1980-1984
Установка для регистрации ШАЛ Самаркандского государственного университета была расположена в 17 км от г.Самарканда в горной местности на высоте около 700 м над уровнем моря, что соответствовало глубине атмосферы около 940 г/см2. Условия для наблюдения черенков-ского света были хорошими, в основном, летом и осенью, когда было сухо и безоблачно. План установки приведен на рис. 2.4. Установка состояла из 18 сцинтилляционных и 13 интегральных детекторов черенковского света. Детекторы располагались симметрично вокруг центра на окружностях радиусами 15, 30, 60 и 120 м. На первой окружности располагались сцинтилляционные детекторы площадью 0.5 м2 и один детектор черенковского излучения (ДЧИ) из одного ФЭУ-49, на второй окружности — сцинтилляционные детекторы площадью м2 и 3 ДЧИ из одного ФЭУ-49. На третьей окружности — СД площадью 2 м2 и б ДЧИ по 3 ФЭУ-49 в каждом. На самом большом расстоянии 120 м от центра располагались 3 ДЧИ по 7 ФЭУ-49 в каждом. Кроме того, на расстоянии 220 м от центра располагался детектор формы импульса, состоявший из 13-ти быстрых фотоумножителей ХР-2041 с полусферическими фотокатодами диаметром И см. Все импульсы от всех детекторов подавались но радиочастотным кабелям в центр установки, где преобразовывались в цифровой код логарифмическими LC-преобразователями. Для импульсов черенковского света в Самарканде были впервые разработаны и применены быстрые ключи — линейные пропускатели — открывающие вход преобразователя на время 150 не.
Применение линейных пропускателей резко уменьшает величину шума, интегрируемого преобразователем и, таким образом, улучшает отношение сигнал /шум. Это позволяет понизить энергетический порог измерений черенковского света. Линейный ключ был выполнен на диодах КД-503 по мостовой схеме. Управляющий импульс подавался через импульсный трансформатор. Триггер установки вырабатывался при семикратном совпадении импульсов от центрального и шести детекторов черенковского света на расстоянии 60 м от центра. Форма импульсов черенковского света фиксировалась как, по-старому, путем фотографирования импульсов с экрана осциллографа, так и, по-новому, с помощью цифрового АЦП АФИ-16, записывающего 16 точек на импульсе с переменным шагом от 2 до б не. После чересчур быстрого закрытия экспериментальных работ в Самарканде усовершенствования, впервые внедренные в Самарканде, получили дальнейшее развитие на новой установке, организованной в центральной части Якутской комплексной установки. Она была предназна чена для изучения черенковского излучения ШАЛ с энергиями более 7 1015 эВ. По данным именно этой установки получен был первый энер гетический спектр ПКЛ по черенковскому излучению. Следует заметить, что эта последняя работа была начата по предложению Г.Б. Христиан сена. План установки приведен на рис. 2.5. Установка состояла из 4-х интегральных черенковских детекторов с порогом оконо 20 фотонов/(см2эВ), 25-ти сцинтилляционных детекторов и 4-х детекторов формы импульса черенковского излучения.
Интегральный детектор представлял собой одиночный ФЭУ-49 с высоковольтным делителям, отличающимся от паспортного подачей ускоряющего напряжения на входную камеру ФЭУ (между фотокатодом и модулятором). Это позволило уменьшить длительность фронта и разрешаюшее время ФЭУ в 2 раза, по сравнению с паспортными, до 20 и 30 не соответственно. Сигнал с анода ФЭУ измерялся логарифмическим аналого-цифровым LC-преобразователем с линейным пропускателем на входе. Линейный пропускатель подключает анод ФЭУ к преобразователю только при поступлении импульса с амплитудой выше порога входного дискриминатора, который составляет 20 мВ. Длительность временных ворот пропус-кателя равна 200 не. Для компенсации времени срабатывания дискриминатора и диодного ключа импульс с анода задерживается на 75 не. LC-преобразователь выдает пачку положительных импульсов,
Моделирование ШАЛ с помощью программы CORSIKA
Разнообразие программных средств для моделирования ШАЛ методом Монте-Карло велико: частично это пакеты, разработанные отдельными группами физиков космиков, частично — программы, воспринятые от ускорительных коллабораций. До недавних пор, однако, не существовало общепринятого и общедоступного программного комплекса, изначально ориентированного на разнообразные нужды экспериментаторов — исследователей ШАЛ, который, к тому же, включал бы в себя последние достижения в области моделей взаимодействия ядро—ядро и был бы сделан на достаточно высоком программистском уровне. Первой программой, способной серьезно претендовать на это место, несомненно, является CORSIKA [51]. CORSIKA (COsmic Ray Simulations for KAscade) — Монте—Карловская программа для изучения эволюции и свойств широких атмосферных ливней. Она была разработана для моделирования эксперимента KASCADE в Карлсруэ (Германия), нацеленного на измерение элементного состава первичного космического излучения в энергетическом диапазоне 3 1014 — 5 1016 эВ [52]. Программа позволяет моделировать взаимодействия и распады ядер и других адронов, мюонов, электронов и фотонов в атмосфере до энергий порядка 1020 эВ. Программа помнит тип, энергию, положение, направление и время прихода всех вторичных частиц, рожденных в ШАЛ и пересекающих определенный уровень наблюдения. CORSIKA представляет собой законченный набор подпрограмм на ФОРТРАНе.
Она почти полностью доступна в исходных текстах, не нуждается в дополнительных библиотеках программ для моделирования атмосферных ливней и, следовательно, может работать на любом компьютере, имеющем компилятор ФОРТРАН и достаточно оперативной памяти. Для моделирования адронных взаимодействий высокой энергии мож но использовать генератор столкновений ультра релятивистских ионов VENUS Клауса Вернера, подробно моделирующий рождение, взаимодействие и фрагментацию цветных струн, или пакет HDPM Капдевилля, простой Монте-Карло генератор, основанный на модели DPM (дуальной партонной модели), пытающийся воспроизвести соответствующие кинематические распределения, основываясь на эксперименте или теоретических предсказаниях. Кроме того, имеются модель мини струй SIBYLL Гэйссера и Станева, модель кварк—глюонных струн QGSJET Калмыкова и Остапченко, а также вариант DPMJET-II.4 Ранфта. Каждая из моделей имеет свои сечения взаимодействия адронов при энергии выше 80 ГэВ, которые могут быть выбраны независимо от собственно модели адронных взаимодействий. Низкоэнергичные адронные взаимодействия можно моделировать или но программе GHEISHA Фезефельдта, признанной Монте-Карло программе, работающей вплоть до энергий несколько сот ГэВ, или по более простой и быстрой программе, основанной на модели ISOBAR и модели файерболов. Группа разработчиков CORSIKA рекомендует использовать программу GHEISHA для моделирования адронных взаимодействий при низких энергиях.
Электронно-фотонные каскады можно моделировать по программе EGS4 (SLAC), прямо прослеживающей траектории частиц и их взаимодействия, или рассчитывать по аналитическим аппроксимациям NKG, дающим электронные плотности в заданных точках и полное число электронов на заданном уровне. Возможно также прямое моделирование черенковского света в воздухе, прослеживание электронных и мюонных нейтрино и антинейтрино, а также рассмотрение почти горизонтальных ливней. Для сокращения времени моделирования ливней ультра высоких энергий (свыше 1016 эВ) можно использовать вариант программы, осуществляющий моделирование с весами, в котором прямо прослеживается только часть вторичных частиц. Имеется также версия программы, предназначенная специально для тестирования моделей адронных взаимодействий. Важнейшей характеристикой черенковского излучения является форма его пространственного распределения. Для анализа формы функции пространственного распределения черенковского света (ФПР ЧС) важно иметь надежные расчетные функции, т.к. экспериментальные данные получены только для некоторых расстояний, некоторых энергий и некоторых зенитных углов. А конечным результатом анализа ФПР должна быть единая фитирующая функция для любых расстояний от оси, любых энергий и зенитных углов. Такая функция необходима для восстановления основных параметров ШАЛ при обработке.
Схема эксперимента для изучения пространственного распределения предполагает регистрацию и восстановление основных параметров ливня по одним детекторам, а изучение пространственного распределения — по другим независимым детекторам. На практике для восстановления основных параметров ливня используются обычно сцинтилляцион-ные или иные детекторы заряженных частиц. В первых экспериментах, когда использовалось небольшое количество детекторов черенковского света, и поэтому не было возможности получить форму пространственного распределения в индивидуальном событии, для восстановления экспериментальной формы пространственного распределения накапливалось достаточно много событий с различными случайным образом изменяющимися расстояниями от оси ливня до детекторов ЧИ, и но измеренным значениям плотности потока света строились средние экспериментальные пространственные распределения [53]. Затем полученные таким образом экспериментальные ФПР ЧИ сравнивались с расчетными. Расчетные функции до появления современных быстрых ЭВМ с большими объемами памяти получались путем численного интегрирования функций пространственно-углового распределения излучающих свет электронов и позитронов и каскадных кривых [30]. При этом, как правило, получались достаточно гладкие функции.
Сравнение средних экспериментальных ФПР и расчетных для первых экспериментов в Якутске давало вполне удовлетворительное согласие формы кривых. И можно было говорить об аппроксимации ФПР единой аналитической формулой во всем диапазоне расстояний, выборе параметров этой аппроксимации и их связи с параметрами ливней [54, 12]. Но надо помнить, что точность локации оси на большой якутской
Методы предварительной калибровки аппаратуры
Рассмотрим метод калибровки аппаратуры измерения задержек сигналов на примере последнего эксперимента Тунка. В эксперименте QUEST калибровка проводилась так же, как на Тункинской установке. В более ранних экспериментах также не было принципиальных отличий от последнего варианта. Калибровка временных показаний детекторов состояла из измерения шагов время-цифрового преобразователя (ВЦП) и измерению аппаратурных (начальных) задержек временных каналов. Аппаратурные измерения шагов ВЦП проводились в начале каждого сезона измерений. Для этого, с помощью кварцованного блока цифровых задержек снимались время-цифровые характеристики всех временных каналов ВЦП в диапазоне от 100 до 2000 не, и определялись шаги ВЦП для каждого из каналов. По результатам измерений, проведенных в 2000—2003 годы, значения шагов ВЦП остаются постоянными с точностью лучше 1%.
Кроме шага квантования, для определения направления оси ливня необходимо знать аппаратурные задержки. Кроме задержек в кабелях, определяемых различной длиной кабелей, существуют задержки в ФЭУ и задержки срабатывания дискриминаторов, различные для различных детекторов. Для определения аппаратурных задержек с помощью оптоволоконного кабели длиной 250 м световые импульсы от быстрого светодиода (длительность фронта сигнала меньше 2 не.) подавались непосредственно на каждый из детекторов и записывалась задержка. В дальнейшем записывались в калибровочные файлы разность задержки данного детектора и задержки для центрального детектора. Такая процедура требует много времени и усилий, поэтому она проводилась обычно лишь 1 — 2 раза за зимний сезон измерений. В ранних экспериментах, описанных в настоящей работе, применялись логарифмические преобразователи аналоговых сигналов в цифровой код. Плотность светового потока, падающего в импульсе на ФЭУ QK , связана с цифровым кодом на выходе логарифмического преобразователя К соотношением: где коэффициент Qo — пороговое значение плотности для данного детектора, h — шаг преобразователя. Шаги регулярно контролировались и калибровались с помощью импульсов переменной амплитуды от генератора, а целью абсолютной калибровки являлось получение коэффициента Qo для каждого из детекторов. Амплитудная калибровка проводилась по методике, разработанной на Якутской установке и описанной в работе [56]. Калибровка проводилась путем измерения цифрового кода на выходе АЦП при попадании на его фотокатод ФЭУ вспышки света, эквивалентной известному числу фотонов атмосферного черенковского света. Для получения вспышки света с известным числом черенковских фотонов в работе [56] использовалось черенковское излучение, вызываемое одиночным космическим мюоном в дистиллированной воде. Точность абсолютной калибровки по данным работы [56] составляет 25%.
Регулярная относительная калибровка каждого из детекторов проводилась раз в месяц путем помещения над каждым из ФЭУ одного и того же блока пластического сцинтиллятора, вспышка света которого была прокалибрована вышеописанным способом. За уровень калибровки принимается максимум получаемого при этом амплитудного распределения импульсов от фоновых мюонов. Калибровка детекторов формы импульса на Якутской установке проводилась путем сравнения в одном и том же событии показания детектора формы импульса с показанием калиброванного интегрального детектора черенковского света, находящегося в том же пункте, что и детектор формы. На Самаркандской установке для абсолютной калибровки детекторов черенковского света использовался тот же самый блок пластического сцинтиллятора, что и в Якутске.
На установке Тунка и в эксперименте QUEST, в отличие от ранних экспериментов, были применены не логарифмические, а линейные аналого-цифровые преобразователи (АЦП). В таких преобразователях, как известно, калибруются и постоянно контролируются две константы: код пьедестала Р (или просто пьедестал) и коэффициент преобразования Ско от аналогового сигнала к цифровому коду: Пьедесталы контролировались на установке Тунка каждый раз в начале ночи при запуске программы набора данных, а в эксперименте QUEST — автоматически перед набором каждой порции из 200 событий
