Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Наблюдение гамма-всплесков и их основные свойства
1.1. Основные эксперименты
1.1.1. Эксперименты на спутниках:
l.l.l.a. VELA, 7
l.l.l.b. Конус, 7
1.1.I.e. BATSE, EGRET, 9
1.1.l.d. BeppoSAX, 11
1.1.I.e. HETE-2 11
1.1.IX IPN, 12
1.1.l.g. GCN 13
l.l.l.h. Swift, 14
1.1.l.i. GLAST 14
1.1.2 Установки ШАЛ, используемые для изучения гамма-всплесков :
1.1.2.а. INCA, 15
1.1.2.b. Tibet, 16
1.1.2.С. Milagro HMilagrito, 17
1.1.2.d. GRAND 18
1.1.2.e. EASTOP 19
1.1.3 Атмосферные черенковские телескопы 24
1.2. Свойства гамма-всплесков:
1.2.1. временные; 25
1.2.2. спектральные; 26
1.2.3. поляризация; 28
1.2.4. пространственное распределение; 28
1.2.5. послесвечения; 29
1.2.6. вмещающие галактики и распределение по z; 31
1.2.7. ассоциация со сверхновыми 32
1.3. Модели, объясняющие явления гамма-всплесков 33
1.4 Излучение высокой энергии от гамма-всплесков 36
1.5 Поглощение гамма-квантов высокой энергии 37
Глава 2. Поиск гамма-всплесков с Еу > 10 ГэВ на установке «Андырчи»
2.1. Описание установки «Андырчи» 39
2.2. Вычисление вероятностей регистрации первичных гамма-квантов 43
2.3. Предварительный анализ экспериментальных данных 44
2.4. Поиск высокоэнергичных гамма-всплесков 45
2.5. Поиск высокоэнергичного излучения в корреляции с гамма-всплесками, зарегистрированными на космических аппаратах ...49
Глава 3. Поиск гамма-всплесков с Еу 1 ТэВ на БПСТ
3.1. Описание установки БПСТ 52
3.2. Метод восстановления углов прихода мюонов, угловое разрешение БПСТ 55
3.3. Расчет эффективности регистрации гамма-квантов 56
3.4. Поиск по небесной сфере 58
3.5. Поиск повторяющихся источников 63
3.6. Поиск совпадений с гамма-всплесками, зарегистрированными на КА
3.6.1 Поиск во время Т90 всплеска 63
3.6.2 Поиск во временных окнах вокруг всплеска 65
Глава 4. Поиск гамма-всплесков с Еу > 80 ТэВ на установке «Андырчи»
4.1. Регистрация ливней установкой «Андырчи» 68
4.2. Угловое разрешение установки "Андырчи" 74
4.3. Расчет отклика установки «Андырчи» на первичный гамма-квант высокой энергии 78
4.4. Поиск по небесной сфере 80
4.5. Поиск повторяющихся источников 84
4.6. Поиск совпадений с гамма-всплесками, зарегистрированными BATSE.
4.6.1. Поиск во время Т90 всплеска 85
4.6.2. Поиск во временных окнах вокруг всплеска 87
Заключение 90
Список литературы 92
- Установки ШАЛ, используемые для изучения гамма-всплесков
- Поиск высокоэнергичного излучения в корреляции с гамма-всплесками, зарегистрированными на космических аппаратах
- Поиск совпадений с гамма-всплесками, зарегистрированными на КА
- Расчет отклика установки «Андырчи» на первичный гамма-квант высокой энергии
Введение к работе
Гамма-всплесками принято называть [1] кратковременные вспышки жесткого рентгеновского и гамма-излучения с энергией фотонов Е>30-500 кэВ. \ Регистрируются также фотоны с большей энергией, что и послужило ) поводом для настоящей работы. Большинство всплесков имеют длительность от долей секунды до сотен секунд. Всплески приходят с космологических расстояний с равной вероятностью с разных направлений на небе. Наблюдаемый поток лежит в пределах 10"4 эрг/см2 - 10~7 эрг/см2, что соответствует, в предположении изотропного излучения, свечению 1051 -1052 j эрг/с, таким образом гамма-всплески - самые яркие объекты во Вселенной. В } настоящее время установлено, что большинство гамма-всплесков излучают в узком пучке, что соответствует энергии только 1051 эрг/с, что сравнимо по полной выделенной энергии со вспышками сверхновых. Гамма-всплески сопровождаются послесвечениями - низкоэнергичным длительным излучением в рентгеновском, оптическом и радио диапазонах. Радио- Ї послесвечения в некоторых случаях обнаруживается через несколько лет і после всплеска. Точность в определении координат послесвечения позволяет идентифицировать вмещающую1 галактику в большинстве случаев, в которых было зарегистрировано послесвечение, и это обстоятельство позволяет определять красное смещение г~ (0.0085 4-4.5). Наблюдение таких вмещающих галактик свидетельствует о том, что гамма-всплески возникают в области активного звездообразования. Наиболее полно объясняющей ., наблюдаемые факты моделью является модель файербола. Согласно файербольной модели гамма-всплески возникают в результате рассеяния кинетической энергии ультрарелятивистского потока. Собственно гамма-всплеск возникает при внутреннем рассеянии, тогда как послесвечение является результатом взаимодействия внешней ударной волны с окружающей средой. Наиболее разработанные файербольные модели гамма- 1 Здесь используется термин «вмещающая галактика», соответствующий «host galaxy» в англоязычных источниках и «хозяйская галактика», «родительская галактика» в некоторых русскоязычных источниках. всплесков предсказывают гамма-излучение в области высоких энергий, 1 Гэв - 1 ТэВ и более. Регистрация такого излучения поможет лучше понять природу и механизм гамма-всплеска, а так же условия распространения \ гамма-излучения как в окружающей файербол среде, так и в космическом *4 пространстве.
Актуальность темы. Гамма-излучение высокой энергии от гамма-всплесков предсказано современными моделями, однако до сих пор сохраняется противоречивая ситуация с его экспериментальным обнаружением. Некоторые исследователи сообщают о возможной регистрации ( высокоэнергичного излучения, тогда как другие лишь ставят ограничения на ; частоту таких событий и поток уносимой энергии. В первой главе настоящей работы приведены примеры таких результатов. В рассматриваемом в работе диапазоне энергий Еу > 10 ГэВ и 1 ТэВ < Еу < 100 ТэВ спектр гамма-всплесков наименее изучен.
Цели и задачи диссертации. Целью настоящей работы являлась разработка \ и апробация методов поиска транзиентов космического излучения как для \ произвольных направлений (поиск по небесной сфере), так и в корреляции с событиями, обнаруженными в других диапазонах энергий. По данным установок «Андырчи» и БПСТ проведен поиск гамма-всплесков в трех диапазонах энергий первичных гамма-квантов.
Научная новизна.
Был разработан и опробован метод поиска транзиентов интенсивности , космического излучения в широком диапазоне энергии 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.
Научная и практическая ценность.
Полученные в работе ограничения на поток энергии, уносимой высокоэнергичными гамма-квантами в гамма-всплесках, вносят большой вклад в понимание природы этого явления.
Основные положения, выносимые на защиту.
Разработан метод поиска транзиентов гамма-излучения в широком диапазоне энергий и длительностей. На установках БНО «Андырчи» и БПСТ проведен поиск высокоэнергичного гамма-излучения от гамма-всплесков:
На установке «Андырчи» по темпу счета одиночных частиц установлены ограничение на частоту всплесков с Еу > 10 ГэВ и ограничение на поток энергии для событий, зарегистрированных на спутниках.
На установке БПСТ по регистрации мюонов установлены ограничения на частоту всплесков с Еу > 1 ТэВ и ограничение на поток энергии для всплесков, зарегистрированных на спутниках.
На установке «Андырчи» по ливневым событиям установлены ограничение на частоту всплесков с ЕЦ > 80 ТэВ и ограничение на поток энергии для событий BATSE.
Апробация работы и публикации.
Основные результаты, изложенные в диссертации, докладывались на Международной конференции по космическим лучам в Германии (Гамбург 2001), на Международной конференции АСТРОЭКО-2002 (Терскол 2002), на Международной конференции по гамма-всплескам в Италии (Рим 2002), на Баксанской международной школе "Космология и частицы" (Нейтрино 2003, 2005), на Всероссийской конференции по космическим лучам (Москва 2004). Всего по теме диссертации опубликовано 4 научные работы. Объем и структура диссертации.
Диссертация изложена на 100 страницах, включая 40 рисунков, 4 таблицы и список литературы, содержащий 107 наименований. Она состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы
Установки ШАЛ, используемые для изучения гамма-всплесков
Установка Тибет для изучения ШАЛ расположена BYangbajing на высоте 4300 м над уровнем моря, что соответствует глубине атмосферы 606 г/см , и имеет координаты 90.53Е и 30.11N. Установка состоит из 49 сцинтилляционных детекторов с площадью 0.5 м каждый, расположенных в узлах сетки с шагом 15м. 45 детекторов оснащены быстрыми ФЭУ для точного измерения направления прихода ШАЛ. С июня 1990 установка работала со средним темпом счета 20 сек" и зарегистрировала за период с 18 июня 1990 по 29 сентября 1992 около 9х108 ливней. Чистое время набора составило 598.6 дней. За этот период в поле зрения установки попало 57 событий BATSE. По расчетам методом Монте-Карло, порог эффективной энергии первичной частицы для установки Тибет составил 7 ТэВ для протонов и 8 ТэВ для гамма-квантов. Наблюдение тени Луны позволило определить угловое разрешение установки, которое составило 1.0 градуса. Было обнаружено несколько событий, похожих на гамма-всплески, однако плохое угловое разрешение BATSE не позволило сделать окончательный вывод. Тем не менее, для событий с Тздот 1 до 100 сек, отклонение от фона составляло порядка 6о. Это указывает на существование событий с энергией гамма-кванта порядка 10 ТэВ [21-22]. Детектор Milagro представляет собой установку для изучения ШАЛ, которая использует черенковское излучение в воде, и предназначена для поиска источников гамма-квантов с энергией Еу 1 ТэВ. Установка Milagro была построена на основе искусственного водоема в Fenton Hill, 35 миль к западу от Лос Ал амоса. Fenton Hill, расположенный на высоте 2650 м над уровнем моря (глубина атмосферы 750 г/см ), представляет собой техническую зону Национальной Лаборатории Лос Ал амоса, полученную в аренду от Службы Лесов США для проведения фундаментальных геотермальных исследований. Когда геотермальный проект был завершен, лаборатория Milagro получила возможность использовать водоем для нужд гамма-астрономии. В 1996 детектор-прототип Milagrito, состоящий из 225 8-дюймовых ФЭУ, был помещен на дно водоема. За период эксплуатации установки с февраля 1997 г. по май 1998г. темп счета ШАЛ составлял 300-400 с"1. Типичное угловое разрешение составляло около 1.0 градуса. За это время в поле зрения установки попало 54 события BATSE, из них 12 были локализованы третьей межпланетной сетью IPN3. Был зарегистрирован сигнал (со статистической точностью Зс), совпадающий с GRB970417 [23].
Детектор Milagro состоит из 723 ФЭУ . Набор данных начался в конце 1999 г. Milagro - это первый детектор гамма-квантов, который может использоваться как монитор для наблюдения всего неба для энергий несколько сотен ГэВ. Для поиска гамма-всплесков использовались данные с мая 2001 по май 2002 гг. Поиск проводился по превышениям темпа счета установки в интервалах от 40 сек. до 3 часов. Отсутствие таких превышений интерпретировалось как отсутствие гамма-излучения с энергией —1 ТэВ. [23-25,107].
Проект GRAND представляет собой установку для регистрации ШАЛ площадью 100x100 м2. Он расположен в координатах 41.7DN и 86.2W на высоте 220 м над уровнем моря. Установка состоит из 64 станций, каждая имеет 8 пропорциональных счетчиков (PWC) площадью 1.29 м , размещенных попарно друг над другом в четырех горизонтальных плоскостях. Таким образом, каждая станция имеет размер 2.4 м х 2.4 м х 1.5 м. Геометрия станций позволяет определять угол прихода вторичных заряженных частиц с точностью 0.26 в каждой из двух перпендикулярных плоскостей. Мюоны отделяются от электронов с помощью стальных пластин, расположенных над нижней парой счетчиков. Работают одновременно два триггера: триггер множественного совпадения с энергией формирования EY 100 ТэВ, соответствующий ШАЛ, и триггер одиночных треков с энергией формирования Е 10 ГэВ, соответствующий пролету вторичных мюонов. [26]. Расчет Монте-Карло показывает, что гамма-квант с энергией 1 ТэВ производит в атмосфере 0.23 мюона, которые достигают уровня установки. Данные анализировались на предмет совпадения по времени и углам с восемью событиями BATSE. Семь событий были отобраны по большому потоку, зарегистрированному BATSE, восьмое было добавлено как возможное совпадение с Milagrito. Для каждого события был получен темп счета за время Тед из угловой ячейки радиусом 5 в направлении BATSE. Для события GRB 971 ПО был получен результат на уровне -За. В интерпретации группы GRAND это означает, что гамма-квант производит регистрируемый мюонный сигнал от гамма-адронного взаимодействия в атмосфере, что делает возможным изучать совпадения между гамма-всплесками и ШАЛ в области энергий 10 ГэВ Е 1ТэВ [27].
Е AS -ТОР - установка, предназначенная для регистрации различных компонент ШАЛ (электромагнитной, адронной, мюонов низкой энергии, атмосферного черенковского света и радиоизлучения). Установка находилась на Campo Imperatore широта 4227 N, долгота 13 34 Е, на высоте 2005 м над уровнем моря. Поиск гамма-всплесков проводился с использованием данных детектора электромагнитной компоненты, представляющего собой 35 сцинтилляторов общей площадью -10 м , каждый модуль состоит из 16 сцинтилляторов 4 см толщиной, общей площадью 10 м2, просматриваемых 16 ФЭУ и имеющих порог энергии 3 МэВ, соответствующий 0.3 минимальной ионизирующей частице. Установка EASOP по своим характеристикам наиболее близка установке «Андырчи», кроме того, метод анализа данных ЕASOP был положен в основу метода, использовавшегося в настоящей работе. Поэтому в данном обзоре этой установке будет уделено особое внимание. В поиске использовались следующие данные:
Поиск высокоэнергичного излучения в корреляции с гамма-всплесками, зарегистрированными на космических аппаратах
Не все послесвечения гамма-всплесков регистрируются в трех областях спектра. Наиболее общими являются рентгеновские послесвечения. Около 60% событий BeppoSAX с рентгеновским послесвечением имели так же и оптическое послесвечение. Оставшиеся 40% событий называют оптически-темными. В эксперименте НЕТЕ доля оптически-темных событий лишь 10%. Природа оптически темных гамма-всплесков неясна, однако существуют три наиболее правдоподобных гипотезы. Согласно первой, они полностью идентичны остальным всплескам, но свет от них проходит через плотные молекулярные межгалактические облака [49]. Согласно второй, они находятся на больших расстояниях (z 5), так что порог Lyman испытывает красное смещение в оптическую область [50-51]. Тем не менее, для нескольких оптически-темных всплесков было измерено красное смещение, и оно оказалось не столь большим [52-54]. Согласно третьей гипотезе, оптическое послесвечение темных всплесков значительно слабее, чем у остальных.
Рентгеновские послесвечения имеют самый сильный, но и самый короткий сигнал и регистрируются первыми. Вероятно, они начинаются еще тогда, когда идет регистрация собственно гамма-всплеска. Кривая светимости рентгеновского послесвечения, наблюдаемая через несколько часов после всплеска, обычно может быть экстраполирована как поздняя часть основного излучения. Наблюдаемые рентгеновские послесвечения характеризуются степенным законом спадания потока от времени fjt)- v Va где сс 1.4, (3-0.9. Поскольку погрешность в координатах рентгеновского источника невелика (порядка 1 мин дуги), немедленно проводятся глубокие оптические наблюдения этой области наземными телескопами с целью отождествления рентгеновского источника с каким-либо оптическим объектом. Как правило, в область ошибок такого рентгеновского источника попадают до нескольких десятков слабых оптических объектов (в основном очень далекие галактики). Если какой-либо из этих объектов не был виден до возникновения гамма-всплеска, есть все основания полагать, что именно этот объект является оптическим послесвечением гамма-всплеска. Основное наблюдаемое свойство оптических послесвечений - степенной спектр спадания потока от времени и нетепловой спектр. Радиопослесвечения регистрируются для половины всех событий с послесвечениями [52-53].
Благодаря наблюдениям открытых в 1997 г послесвечений стало возможно определять координаты гамма-всплесков с очень высокой точностью. Эта точность позволяет идентифицировать вмещающую галактику (host galaxy) в большинстве случаев, в которых было зарегистрировано послесвечение. Свойства таких галактик соответствуют нормальным тусклым галактикам на стадии звездного формирования. Для таких галактик удается определять красное смещение z=AXfk, вызванное космологическим расширением. Принимая постоянную Хаббла Н-100 км/(сек-Мпс), получаем расстояние до галактики г = z-c/H 3z Гпс. Все гамма-всплески, для которых определено красное смещение, находятся на космологических расстояниях. На март 2004 зарегистрировано 32 вмещающие галактики с красным смещением от 0.0085 для GRB980425 до 4.5 для GRB 000131 (рис. 1.4). Измеренные красные смещения z типичных гамма-всплесков приблизительно равны 1, что приводит к тому, что свечение сверхновой довольно трудно различить на фоне оптического послесвечения. [55]. На расстоянии z=l даже для ярких событий с коллапсирующим ядром максимальная яркость R 23. Тем не менее, последующее отклонение от степенного закона, обычно наблюдаемого для оптических послесвечений, было обнаружено, и этот участок в кривой светимости был интерпретирован как свидетельство существования сверхновой. [56]. Гамма-всплеск GRB980425 был таким образом ассоциирован с «гиперновой» 1998bw [57], но изотропная энергия этого всплеска составила (10"3-1СГ4) от энергии «классического» гамма-всплеска, и этот всплеск был выделен в особый класс. До марта 2003 г., лучшим доказательством что классические, длительные всплески возникают в сверхновых с коллапсирующим ядром, был всплеск GRB011121. Он произошел на расстоянии z=0.36, соответственно свечение компоненты его сверхновой должно было быть довольно ярким. Отвечающий за эту компоненту участок на кривой светимости был обнаружен наземными телескопами [58-59]. Изменения спектра в кривой светимости GRB011121 также указывали на присутствие сверхновой (SN 200Ike), но спектр, полученный Garnavich [58] не имел четких указаний на связь всплеска со сверхновой. Хотя сверхновая SN 1998b w была четко ассоциирована с гамма-всплеском, отсутствие оптического послесвечения оставляло эту связь под вопросом. Однако наблюдение очень мощного события GRB030329 переломило ситуацию. Этот гамма-всплеск был чрезвычайно ярким в гамма-диапазоне, поскольку произошел очень близко - z = 0.168 [60]. Когда послесвечение ослабло, в спектре с типичным для послесвечения степенным законом проявились тонкие линии. Анализ показал, что эта структура соответствует сверхновой типа 1с, схожей с SN 1998bw, и обозначенной как SN 2003dh [61-63]. Через несколько дней сверхновая оказалась доминирущей в спектре события [63 65]. Другим примером корреляции гамма-всплесков со сверхновыми стало событие GRB031203-SN 20031w [66].
Поиск совпадений с гамма-всплесками, зарегистрированными на КА
БПСТ находится в подземной выработке объемом 24x24x16 м3 под склоном горы Андырчи, на расстоянии 550 м от входа в штольню. Эффективная толщина грунта равна 850 гг/см2. БПСТ представляет собой четырехэтажное здание размером 16.7м х 16.7м х 11.1м. Толщина стен и перекрытий равна 0.8 м (=160 г/см ). Расстояние между этажами равно 3.6 м. Все шесть внешних и две внутренние плоскости телескопа сплошь покрыты стандартными сцинтилляционными детекторами. Полное число детекторов в телескопе 3150. Общий вид телескопа приведен на рис.3.1. Телескоп в целом и отдельные его узлы многократно описаны в применении к различным физическим задачам [94-100]. В течение длительного времени эксплуатации телескопа (официальный запуск телескопа состоялся 7 ноября 1977 года) его система регистрации подвергалась модернизации. Здесь приводится краткое описание БПСТ, необходимое для решаемых в данной работе задач. Стандартный сцинтилляционный детектор представляет собой контейнер размерами 0.7м X 0.7м хО.Зм, изготовленный из листового алюминия толщиной 3 мм. Внутренняя поверхность контейнера покрыта диффузно отражающей белой эмалью для улучшения светосбора. Коэффициент отражения эмали в области спектрального максимума сцинтилляционной вспышки достигает 0,95. Контейнер заполнен жидким сцинтиллятором на основе уайт-спирита [101-102]. Его плотность составляет 0,78 г/см . Для повышения однородности светосбора в детекторе установлен иллюминатор из оргстекла толщиной 10 см. Детектор просматривается одним, находящимся в оптическом контакте с иллюминатором, ФЭУ-49Б с диаметром фотокатода 150 мм. При прохождении релятивистской частицы наиболее вероятные потери составляют 50 МэВ. Информация с детекторов телескопа снимается по трем каналам. 1. Анодные сигналы детекторов каждой плоскости суммируются в три этапа: D25, 100 и Е400, что позволяет иметь, кроме сигналов от всей плоскости, также сигналы от ее частей. После сумматоров сигналы поступают на: СИВП - систему измерения времени пролета (диапазон измерений - 127 нсек, шаг - 1 нсек); СИАП - систему измерения амплитуды плоскости (порог измеряемого энерговыделения 10 МэВ, динамический диапазон 00, шаг измерения 10%); CBM - систему выработки мастеров. Система позволяет при реализации определенных логических условий выработать 32 различных мастера. Каждый такой мастер дает разрешение на запись информации во все регистрирующие устройства и далее на ввод информации в ЭВМ. Кроме того, номер мастера позволяет быстро найти требуемую информацию. 2. Сигналы с 12-го динода ФЭУ каждого детектора поступают на дискриминатор-формирователь, расположенный на кожухе детектора. Порог срабатывания дискриминатора —10 МэВ. Стандартные сигналы с каждого формирователя поступают на матрицу, которая позволяет осуществить, в случае необходимости, совпадения различных комбинаций детекторов, и далее на вход промежуточной памяти (ГИК). При обработке сигналы с дискриминаторов-формирователей позволяют определять координаты сработавших детекторов и, соответственно, находить траектории прошедших через телескоп частиц. 3. Сигналы с 5-го динода ФЭУ каждого детектора поступают на вход логарифмического LC-преобразователя. Порог срабатывания LC преобразователя 500 МэВ, а длительность импульса с выхода преобразователя пропорциональна логарифму амплитуды входного сигнала. Диапазон измеряемых энерговыделений в индивидуальном детекторе (0.5 500) ГэВ. Сигналы с преобразователей поступают на промежуточную память (ГАК). При обработке информация с ГАКа используется для измерения энерговыделения в индивидуальном детекторе. Кроме указанных трех сигналов, с каждого детектора снимается токовый сигнал, который используется для настройки детекторов по коэффициенту усиления и контроля его стабильности во времени. При появлении любого мастера вся информация о данном событии поступает в "on-line" ЭВМ (с начала 2001 года записывается вся информация о любом событии в телескопе). Кроме того, в кадр добавляются: относительное время события внутри 15-минутного интервала, порядковый номер кадра и номер мастера. Каждому 15-минутному интервалу приписывается абсолютное время его начала. В ЭВМ происходит предварительная обработка кадров с целью получения информации о текущем состоянии регистрирующей аппаратуры. Каждые 15 минут вся накопленная в ЭВМ информация переписывается на диск файл-сервера, расположенного в лабораторном корпусе Баксанской Нейтринной Обсерватории. Полный темп счета установки равен 17 с-1.
Расчет отклика установки «Андырчи» на первичный гамма-квант высокой энергии
Перейти от измеренной счетчиком величины к интервалу времени между сигналами "Start" и "Stop" данного детектора, для чего необходимо провести калибровку временного канала. Калибровка временных каналов проводится с помощью специально изготовленного сканирующего прецизионного генератора, позволяющего получать временные задержки с точностью не хуже 1 нсек. Суммарная погрешность процедуры калибровки не хуже 1.5 нсек. 2) Знать длину кабеля между выходом RC-преобразователя и входом временного канала каждого детектора. Длина кабеля различна для разных детекторов ( 26 м - 280 м) и зависит от места его расположения. Для точного и наиболее простого способа измерения длины кабеля был использован рециркуляционный генератор, который предназначен для измерения длины коаксиального кабеля с волновым сопротивлением 50 -100 Ом. 3) Учесть "собственные" задержки детектора (ФЭУ + электроника) и задержки, возникающие из-за разницы в порогах ВК (которые не учитываются при калибровке ВК). Кроме того, существует систематическая погрешность в измерении длины кабеля, приводящая к дополнительной неучтенной задержке в кабеле. Все эти дополнительные задержки можно учесть, получив среднюю задержку срабатывания детектора относительно фронта ливня. Погрешность в определении средней задержки детектора (и, соответственно, всех дополнительных задержек) не превышает 2 нсек для 10-и суточной статистики.
Дисперсия измерения относительных времен срабатывания детекторов при прохождении ШАЛ а2, есть дисперсия распределения задержек срабатывания относительно плоскости ливня: а,=а физ+v апп . где офиз - представляет разброс времен прихода ливневых частиц, а сг2ЙШ1=6.3нс представляет аппаратурные погрешности, В свою очередь, о апп-с дз+с вЛодет, где 0 3=2.0 не - вклад всех дополнительных задержек; & вк = 5.2 не - ошибка временных каналов, включая калибровку; fdem=3.Q не вклад детектора, включая электронику, осуществляющую временную привязку импульса (временное разрешение детектора). Для измерения временного разрешения детектора была собрана установка из двух стандартных детекторов, расположенных друг над другом на расстоянии 2 м. Детекторы были включены на совпадение, сигнал с выхода схемы совпадений являлся сигналом "Stop" временного канала и сигналом управления "Master". Для случая прохождения одиночной частицы (мюона), временное разрешение детектора определялось как адет=а/ід/ 2, где идд -дисперсия распределения задержек между двумя детекторами.
Распределение задержек относительно плоскости ливня можно получить, определив направление прихода ливня по высокоэнергичным мюонам. Для используемых нами условий отбора ШАЛ ot = 12.3 не, тогда Сфщ = 10.5 не. Отсюда видно, что основной вклад в погрешность измерения времени срабатывания детекторов (и, далее, в погрешность определения направления прихода ливня) вносит разброс времен прохождения ливневых частиц через детектор.
Характеристикой стабильности временных измерений может служить поведение во времени дополнительных задержек детекторов. Поскольку, как показал анализ, дополнительные задержки заметно изменяются во времени, это изменение необходимо учитывать при обработке информации. Его учет приводит к улучшению углового разрешения на «1. Разброс измеренных установкой углов (9, ф) относительно истинного направления (90, фо) описывается некоторой функцией распределения w(a), где а - угол между истинным и измеренным направлениями. Для ливневой установки определение углового разрешения сводится к выделению точечного источника над фоном. Обычно в качестве углового разрешения используется а72 - радиус углового конуса, собирающего 72% событий. Эта величина определяет оптимальную ячейку в случае гауссовой функции источника и изотропного фона. В случае небольшого числа сработавших в установке детекторов функция источника заметно отличается от гауссовой. Поэтому в качестве углового разрешения для нашей задачи был взят радиус угловой ячейки аг, внутри которой превышение над фоном (в стандартных отклонениях) максимально. На рис. 4.3 показаны зависимости ос72 и с от порогового числа сработавших детекторов для установки "Андырчи". В случае минимального порогового числа сработавших в установке детекторов (Nd 4) оптимальный угол 0 3.8 (56% событий), а а12- 5.2.
При использовании метода двух половин угловое разрешение установки определяют из распределения по углу ос между направлениями, полученными двумя независимыми частями установки. Этот метод можно использовать как для относительных измерений (например, определить, изменяется ли угловое разрешение с изменением зенитного угла), так и для подтверждения полученного расчетным способом углового разрешения установки при числе сработавших детекторов - в случае совпадения расчетного и измеренного распределений между двумя частями установки. На рис. 4.4 приведены измеренное и расчетное интегральные распределения по углу а между двумя частями установки "Андырчи" для числа сработавших детекторов, равного восьми. Удовлетворительное согласие между этими распределениями дает основание утверждать, что полученное с помощью расчета угловое разрешение установки близко к реальному.
