Содержание к диссертации
Введение
1. Краткий анализ исследований по вариациям ИКЛ.
1.1. Характеристики основных типов вариаций ИКЛ с. 12
1.2.1. Вариации ИКЛ атмосферного происхождения с. 12
1.2.2. Вариации ИКЛ внеземного происхождения с. 13
1.3. Короткопериодические вариации ИКЛ с. 15
2. Обзор действующих установок по регистрации вариаций космических лучей.
2.1. Современные требования к физическим установкам для изучения вариаций космических лучей с. 19
2.2. Нейтронный монитор. с.20
2.3. Мюонный телескоп в г. Нагойя (Япония) с.22
2.4. Сцинтилляционный телескоп ИЗМИРАН (г.Москва) с.24
2.5. Новые разработки детекторов для изучения вариаций с.24
2.6. Недостатки существующих установок. с.25
3: Разработка и проектирование элементов сцинтилляционного годоскопа площадью 3x3 м2
3.1. Определение основных характеристик детектора с .31
3.2. Расчет оптимальных вариантов построения детектора с.34
3.3. Конструкция и расположение установки с.38
3.4. Схема усилителей-формирователей сигналов ФЭУ с.42
3.5. Блок-схема электроники установки с .44
3.6. Программное обеспечение для on-line обработки данных с.51
3.7. Определение эффективности регистрации частиц годоскопом с.54
4: Угловые и временные характеристики данных годоскопа темп.
4.1. Расчет светосилы годоскопа для разных направлений. с
4.2. Измерение углового распределения ИКЛ. с
4.3. Определение зависимости ИКЛ от зенитного угла. с
4.4. Определение зависимости асимптотических направлений прихода протонов от энергии и направления мюона. с
4.5. Статистические характеристики срабатывания отдельных детекторов годоскопа. с
4.6. Статистические характеристики данных интегральной интенсивности мюонов. с
5: Определение метеоэффектов икл поданным годоскопа темп.
5.1. Определение барометрического и температурного эффекта ИКЛ в зимний и летний сезоны. с
5.2. Определение изменений температуры воздуха на различных высотах в атмосфере по данным дифференциальной интенсивности космических лучей. с
6: Выявление волновых процессов в данных годоскопа темп.
6.1. Волновые процессы: математический аппарат. с
6.2. Определение статистических характеристик функции плотности спектра мощности с помощью моделирования. с
6.3. Алгоритмы программ для выявления скрытых периодичностей в данных мюонного годоскопа ТЕМП. с
7: Короткопериодические вариации икл атмосферного происхождения.
7.1. Основные причины и характеристики вариаций космических лучей атмосферного происхождения. с.86
7.2. Вариации космических лучей, вызванные внутренними гравитационными волнами от конвективно-грозовых явлений с.90
7.3. Вариации космических лучей, вызванные внутренними гравитационными волнами от атмосферных фронтов. с.98
7.4. Вариации космических лучей, вызванные акустическими волнами в атмосфере перед ураганом 20 июня 1998года. с. 102
8: Вариации космических лучей во время форбуш-понижения 25 августа 1998 года.
8.1. Вариации ИКЛ по данным нейтронного монитора ИЗМИР АН и мюонного годоскопа ТЕМП 25-27августа 1998 года. с. 106
8.2. Корреляция флуктуации ИКЛ и различных атмосферных параметров во время Форбуш-эффекта 25августа 1998года. с. 109
8.3. Амплитудные и частотные характеристики вариаций ИКЛ в ячейках годоскопа с различным угловым разрешением. с 112
Заключение. с.115
- Вариации ИКЛ атмосферного происхождения
- Расчет оптимальных вариантов построения детектора
- Определение эффективности регистрации частиц годоскопом
- Определение статистических характеристик функции плотности спектра мощности с помощью моделирования.
Введение к работе
В начале 20 века в результате измерений ионизации воздуха было открыто проникающее космическое излучение. В 30-х годах было установлено, что интенсивность этого излучения меняется со временем, что послужило началом систематического изучения вариаций интенсивности космических лучей (ИКЛ). С помощью нейтронных мониторов и сцинтилляционных телескопов (интегральных детекторов) за период времени с середины 40-х г. до 80-х г. были обнаружены все известные к настоящему времени типы вариаций, как космического, так и атмосферного происхождения.
В результате многочисленных экспериментов в 80-х и 90-х годах выяснилось, что ионизация воздуха космическими лучами оказывает существенное воздействие на многие крупномасштабные процессы в земной атмосфере. К настоящему времени получены предварительные указания о наличии значимых корреляций между вариациями ИКЛ и содержанием озона в верхней атмосфере [1,2], циклонической активностью в атмосфере над океанами [3], интенсивностью выпадения осадков [4], изменением прозрачности и образованием облачности [5,6], 22-х летними периодами засух [7]. Изучение вариаций ИКЛ и их корреляций с различными физическими процессами на Земле приобретает в настоящее время важнейшее практическое значение. Вариации ИКЛ содержат ценную информацию о различных физических процессах, происходящих в межпланетной среде, магнитосфере и атмосфере Земли.
Для вариаций, возникающих в межпланетной среде, характерными являются времена 20 4- 400 минут. Их изучение имеет фундаментальное значение для определения механизмов возникновения вспышек на Солнце, генерирующих частицы высокой энергии, а также для решения проблемы
распространения галактических космических лучей в солнечной системе и их взаимодействия с солнечным ветром.
Для атмосферных вариаций наиболее характерны времена 2-ь20 минут. Их исследование имеет важное прикладное значение для мониторинга состояния земной атмосферы, в том числе для изучения характеристик акустических и внутренних гравитационных волн, а также их влияния на атмосферные процессы.
Вариации ИКЛ с характерными временами больше 6 часов в основном уже подробно изучены. При регистрации интегральными детекторами вариаций с периодом менее часа возникли значительные трудности. С уменьшением периода вариации ИКЛ, отклик таких детекторов снижается до уровня статистического шума, а достоверность вариации становится ниже 95%. Относительная амплитуда статистического шума, в принципе, может быть уменьшена за счет улучшения статистики измерений, т.е. при увеличении площади установок и (или) подъема их над уровнем земли. Однако, даже при использовании сцинтилляционных телескопов площадью 60м2, расположенных на высоте 5км над уровнем моря, амплитуда короткопериодических вариаций оказалась на уровне статистических ошибок.
Источником вариаций ИКЛ могут быть, например, вспышки на Солнце или волновые процессы в гелиосфере. Для выделения источников вариаций, повышения относительной амплитуды и достоверности их регистрации, необходимо использовать детекторы с высоким угловым и временным разрешением. Для вспышек такое утверждение очевидно и не требует дополнительных пояснений. Для колебательных процессов такие разъяснения необходимо сделать. С уменьшением периода колебаний их длина волны также уменьшается, поскольку фазовая скорость конечна. Когда апертура интегрального детектора станет больше видимого с
поверхности Земли углового размера длины волны колебательного процесса, то возникнет взаимная компенсация от вариаций тех частиц, которые прошли через среду с возмущениями разной полярности. В результате амплитуда отклика детектора на коротковолновые вариации уменьшится по сравнению с длинноволновыми колебаниями. Чем меньше период колебаний, тем большее число длин волн попадет в апертуру детектора и тем меньше амплитуда вариации в данных детектора. Следовательно, для изучения короткопериодических вариаций необходимо использовать детекторы с высоким угловым разрешением,
Изучение вариаций космических лучей на уровне земли проводится на мюонных телескопах и нейтронных мониторах площадью ~10м . Оба типа детекторов обладают угловым разрешением > 30 градусов, в то время как, для выявления анизотропных явлений в гелиосфере (вспышки, волны) требуются установки с угловым разрешением ~1. Мюонная компонента космических лучей отличается на порядок большим темпом счета на поверхности Земли, по сравнению с нейтронной, и возможностью более точного определения направления. На практике, мюоны регистрируются сцинтилляционными детекторами, для которых характерны высокая стабильность работы и низкие затраты на эксплуатацию.
Для восстановления направления частицы при минимальном числе каналов регистрации, установка нового поколения должна содержать две или три координатных плоскости, каждая из которых состоит из двух слоев ортогонально расположенных сцинтилляционных детекторов с длиной > Зм. При построении широкоапертурной (~2тс) установки, расстояние между ее координатными плоскостями должно быть равно ~1м. Для достижения углового разрешения ~1 нужно выбрать ширину детекторов в слое равной ~2см. Для повышения эффективности регистрации установки
(>99%), необходимо использовать детекторы с числом фотоэлектронов >10ф.э. и около тысячи каналов наносекундной электроники с порогом регистрации ~1ф.э.
Таким образом, сцинтилляционный детектор нового поколения установок, предназначенных для изучения короткопериодических вариаций ИКЛ, должен иметь следующие характеристики: длину >3м, ширину ~2см, эффективность регистрации >99% .
Цель работы
Разработка и создание сцинтилляционного годоскопа с широкой апертурой и эффективностью регистрации > 99%, угловым разрешением 1, рабочей площадью 9м2 для изучения вариаций интенсивности космических лучей .
Научная новизна
1. Разработан, изготовлен и запущен в непрерывную эксплуатацию
широкоапертурный мюонный сцинтилляционный годоскоп ТЕМП для
изучения вариаций космических лучей. Установка имеет уникальную
совокупность рабочих характеристик: пространственное разрешение 2.2
см, угловое разрешение 1, эффективность регистрации релятивистских
частиц более 99% при рабочей площади 9 м2.
На основании обработки данных годоскопа ТЕМП экспериментально доказано, что использование детекторов с высоким угловым разрешением повышает достоверность выявления колебательных процессов в межпланетной среде и в атмосфере Земли в десятки и сотни раз по сравнению с широко используемыми детекторами интегрального типа.
Впервые зарегистрированы акустические и внутренние гравитационные волны в атмосфере с помощью мюонного годоскопа с уровнем достоверности выше 99.99%.
Впервые показано, что отличия в относительных амплитудах мюонной и нейтронной компоненты космических лучей во время Форбуш-понижения могут быть объяснены изменениями в распределении плотности атмосферы по высоте.
Впервые, во время Форбуш-понижения, в интенсивности космических лучей на поверхности Земли выделен квазипериодический сигнал продолжительностью более 10 периодов с амплитудой, в несколько раз превышающей статистическую погрешность измерений.
Практическая значимость.
На основании проведенных расчетов - определены наиболее перспективные варианты построения крупногабаритных сцинтилляционных годоскопов, сделаны оценки величины относительного световыхода при различных конфигурациях изготовления их отдельных детекторов.
Результаты непрерывного мониторинга изменений характеристик атмосферы (температуры, плотности воздуха) с помощью мюонного годоскопа могут быть использованы в практической метеорологии и научных исследованиях физики атмосферы.
Высокоэффективная регистрация гравитационных и акустических волн в атмосфере Земли позволяет выявить источники и механизмы их возбуждения, а также степень влияния таких волн на атмосферные процессы.
Регистрация вспышечных явлений на Солнце и процессов переноса намагниченной плазмы в околоземное пространство с помощью мюонного годоскопа с высоким угловым разрешением позволит изучить развитие этих физических явлений во времени и, в частности, изучить механизмы влияния активности Солнца на земную атмосферу.
Автор защищает.
1. Результаты расчетов конструкции сцинтилляционных детекторов
большой площади и их реализацию при создании мюонного годоскопа
ТЕМП.
2. Результаты расчета светосилы установки ТЕМП, угловое распределение
мюонов на уровне земли, экспериментальные данные эффективности
регистрации годоскопа.
3. Программы приема и первичной обработки данных годоскопа в
режиме on-line, программы спектрального анализа экспериментальных
данных дифференциальной и интегральной интенсивности мюонов, а
также результаты тестирования программ.
Результаты по определению амплитудных и временных параметров суточной вариации температуры на нескольких высотах атмосферы в летний период.
Результаты по изучению характеристик акустических и внутренних гравитационных волн с помощью мгоонного годоскопа в периоды грозовой активности в атмосфере.
Характеристики квазипериодических вариаций ИКЛ во время Форбуш-понижения 25 августа 1998 года по данным годоскопа ТЕМП.
Апробация работы.
Основные результаты, изложенные в диссертации докладывались на
следующих конференциях:
24-th International Cosmic Ray Conference, Rome, 1995 ,
25-th International Cosmic Ray Conference, Durban, 1997,
Всероссийская конференция по космическим лучам, 1996,
Всероссийская конференция по космическим лучам, 1998, Международная конференция "Физика атмосферного аэрозоля", Москва,
1999; Научные сессии МИФИ, Москва, (1998, 1999, 2000) и опубликованы в работах: [26, 27, 28, 31, 40, 44, 50, 51, 54].
Структура диссертации.
В первой главе рассмотрены характеристики вариаций ИКЛ, известные в настоящее время. Отдельно рассмотрены вариации атмосферного и космического происхождения. Приведен обзор по короткопериодическим вариациям космическим лучей.
Во второй главе сделан обзор физических установок, на которых были получены основные результаты по вариациям ИКЛ: нейтронных мониторов и сцинтилляционных телескопов. Проанализированы достоинства и недостатки, приведены характеристики детекторов нового поколения.
В третьей главе подробно рассмотрены различные варианты построения детекторов для сцинтилляционных годоскопов, из которых выбран оптимальный. Приведена конструкция мюонного годоскопа, описана блок-схема электроники установки, а также принципиальная схема усилителей-формирователей сигналов ФЭУ. Приводится описание on-line программ установки. Рассмотрены вопросы калибровки эффективности годоскопа.
В четвертой главе приведены результаты расчетов светосилы годоскопа для различных направлений, а также зависимость ИКЛ от зенитного угла. Определены статистические характеристики частоты срабатывания отдельных детекторов и всей установки.
В пятой главе определены барометрический и температурный коэффициенты интегральной интенсивности мюонов, а также вычислены
амплитуда и временная зависимость изменений температуры на трех высотах в атмосфере за несколько суток.
В шестой главе приводится математический аппарат, использованный для выявления скрытых периодичностеи в рядах данных потока мюонов. Методом Монте-Карло рассчитаны статистические распределения функции плотности спектра мощности временных рядов. Приведены алгоритмы программ для выявления скрытых периодичностеи в данных мюонного годоскопа.
В седьмой главе приведены характеристики вариаций ИКЛ атмосферного происхождения, вызванные прохождением атмосферных фронтов и грозовых ячеек над установкой. Отдельно рассмотрены характеристики акустических волн в атмосфере перед ураганом в Москве 20 июня 1998 года.
В восьмой главе приведены результаты исследования вариаций ИКЛ во время Форбуш-понижения 25 августа 1998 года. Рассмотрена зависимость амплитуды вариаций от величины углового разрешения детектора.
В заключении приводятся основные результаты проделанной работы.
Вариации ИКЛ атмосферного происхождения
Вариации интенсивности космических лучей можно условно разделить по источникам их возникновения: на земные (обусловленные флуктуациями геомагнитного поля и плотности воздуха в атмосфере) и внеземные, связанные с изменением энергетического спектра первичного излучения в процессах рождения и распространения в космическом пространстве. Отклонения от среднего в различных компонентах магнитного поля Земли оказывают воздействие как на изменение траекторий движения первичных частиц, так и на величину геомагнитного порога обрезания в точке регистрации. Это вызывает соответствующие вариации в интенсивности как первичных частиц на границе атмосферы, так и во вторичной компоненте на уровне земли. Процессы взаимодействия первичных космических частиц с атмосферой, а также движение вторичных частиц в ней зависит от полного количества воздуха на их пути до установки ( 1000 г/см2 для наземных детекторов) вследствие поглощения протонов, нейтронов, пионов, мюонов, а также от распределения плотности воздуха по высоте атмосферы (за счет распада пионов, мюонов) [9]. Интенсивность вторичных космических частиц на уровне земли меняется при колебаниях таких параметров атмосферы, как: 1) давление (все компоненты), 2) распределение плотности воздуха по высоте, температура (пионы, мюоны). В работах [10-12] было предложено, используя экспериментальные и теоретические зависимости интенсивности различных компонент космических лучей от зенитного угла, плотности и температуры, построить комплексные установки для контроля за состоянием атмосферы в реальном времени на основе мюонных телескопов и нейтронных мониторов. В частности, с их помощью удалось зарегистрировать квазипериодические флуктуации [13,14] в распределении плотности воздуха в атмосфере, поскольку они приводят к колебаниям в интенсивности космических лучей (у-кванты, мюоны) с тем же периодом. Барометрический коэффициент нейтронной компоненты измерен довольно точно и составляет « -0.7%/мбар, причем он слабо меняется со временем. Барометрический эффект у мюонной компоненты космических лучей проявляется в несколько раз слабее, чем у нейтронов (коэффициент пропорциональности составляет примерно -(0.1-г0.2)%/мбар) [9]. Температурный коэффициент у нейтронов почти отсутствует, а у мюонной компоненты на уровне земли он составляет «-(0.1-т-0.2)%/град [9].
Из-за различия распределения плотности воздуха по высоте атмосферы ночью и днем, а также зимой и летом - во вторичной компоненте космичесішх лучей возникают соответственно суточные и сезонные вариации [15-17]. 1.2.2. Вариации ИКЛ внеземного происхождения. Вариации внеземного происхождения могут быть условно разделены на периодические и непериодические. К периодическим вариациям относятся: 22 - летние, 11 - летние вариации, 27 - дневные и суточные вариации. В 70-80 годы были открыты квазипериодические вариации ИКЛ (с периодом менее 4 часов), связанные с колебаниями плазмы в межпланетном пространстве. Длительное изучение интенсивности частиц с помощью счетчиков и нейтронных мониторов на уровне земли позволило обнаружить периодические изменения в ИКЛ в зависимости от фазы 11-летнего солнечного цикла. Интенсивность космических лучей на поверхности земли в максимуме активности Солнца становится меньше, чем в минимуме - по данным счетчиков заряженных частиц на 5 %, по нейтронным мониторам на (10ч-20)%, а по ионизационным камерам на (20-г40)% [18]. Это связано с выбросом большого количества намагниченной плазмы с поверхности Солнца (обычно в период максимума активности), магнитное поле которой препятствует проникновению в солнечную систему галактических космических лучей с энергией до нескольких десятков ГэВ. Причем с помощью космических аппаратов установлено, что модуляция галактических космических лучей потоками солнечной плазмы происходит также на расстояниях больше 10 а.е. от Земли, а градиент потока космических частиц составляет 4% на 1а.е. [19]. Существование 27 дневных вариаций интенсивности первичных космических лучей объясняется расширением потоков плазмы из активных областей в солнечной короне, которые "вытягивают" с поверхности вращающегося (с периодом 27 дней) Солнца силовые линии магнитного поля. В межпланетном пространстве эти силовые линии приобретают форму архимедовой спирали, которые образуют угол 45 градусов у орбиты Земли с направлением Земля - Солнце. Вращение Земли с периодом 24 часа относительно своей оси и межпланетного магнитного поля приводит к суточным вариациям в ИКЛ. Амплитуда таких вариаций может достигать 0.5%. К непериодическим вариациям могут быть отнесены: эффект Форбуша, вспышки на Солнце, вспышки сверхновых и т.д. Форбуш -эффект проявляется в падении интенсивности частиц на уровне земли с энергиями до нескольких десятков ГэВ. Длительность процесса может меняться в зависимости от роста порога регистрации установкой вторичных частиц - от нескольких дней до нескольких часов, а амплитуда достигать десяти и более процентов. Это явление объясняется выбросом из Солнца высокоскоростных потоков плазмы с "вмороженным" магнитным полем, взаимодействие с которым меняет интенсивность космических частиц в окрестности Земли. При этом часто в межпланетном пространстве образуется ударная волна с большими градиентами плотности и скорости плазмы, а также магнитного поля. Перед фронтом происходит ускорение частиц (встречные столкновения с магнитным облаком) [19], а позади фронта - замедление частиц (столкновения "вдогонку"), что может внести заметную асимметрию (несколько процентов) в угловое распределение ИКЛ. Кроме того, Солнце является мощным источником космических частиц высокой энергии. Начиная с 1942 года по 1991 год, по данным нейтронных мониторов было зарегистрировано около 30 случаев возрастания ИКЛ на уровне земли, когда первичные частицы имели энергию больше 1 ГэВ [20].
Все эти возрастания связаны со вспышками на Солнце. Более того, в 1981, 1989, 1991 годах были зарегистрированы возрастания [21] в ИКЛ от солнечных частиц с энергией более 500ГэВ. Эффект таких возрастаний имеет анизотропный характер - все частицы пришли в телесном угле -0.03 стер, длительность вспышки составляла 15 минут и происходила она примерно 1-2 часа спустя после вспышки на Солнце в оптическом и радиодиапазоне. Направление прихода солнечных частиц в наиболее мощных вспышках почти полностью совпадало с направлением межпланетного магнитного поля. Энергетический спектр частиц в различных вспышках аппроксимируется степенным законом с показателем степени от 3 до 6. Амплитуды вариаций с периодами более суток детально изучены на протяжении нескольких десятков лет с помощью мировой сети наземных сцинтилляционных телескопов (кубическая и полукубическая геометрия) и нейтронных мониторов. Однако изучение вариаций с периодами менее 4 часов на приборах подобного типа приводит к противоречивым результатам, особенно по амплитудам, а достоверность их выявления почти во всех опубликованных работах не превышает 95 - 99%. Впервые короткопериодические вариации космических лучей были зарегистрированы в 1967 году Данжу и Сарабаи [22]. Исследования проводились в горах Боливии (г.Чакалтайя) на высоте около 5.2 км над уровнем моря. В этих исследованиях были использованы три детектора по 5 сцинтилляторов в каждом, с общей площадью 60м2 . Для выделения жесткой компоненты был применен экран толщиной 3 метра водного эквивалента. Статистическая точность счета (а) установки за минуту измерения составляла около 0.1%. Интервал измерения интенсивности космических лучей составлял 12сек, в то время как атмосферное давление измерялось через 1 минуту. Для спектрального анализа использовались ряды данных с минутным интервалом измерения и длительностью 180 минут. В данных интенсивности космических частиц были обнаружены квазипериодические флуктуации с периодами 200 сек (З.Змин) и 150 сек (2.5мин). Амплитуда вариации составляла очень малую величину (0.04±0.01)%, которая могла быть обусловлена флуктуациями как давления (ДР«0.2мб), так и температуры (АТ«0.3) атмосферного воздуха.
Расчет оптимальных вариантов построения детектора
Главным элементом годоскопа, определяющим все его основные рабочие характеристики, является длинный и узкий детектор на основе сцинтиллятора с малогабаритным ФЭУ на торце. Для увеличения выхода фотоэлектронов с фотокатода ФЭУ на единицу пути в сцинтилляторе наибольшее значение имеют следующие характеристики детекторов: конверсионная эффективность сцинтиллятора, его размеры и прозрачность (длина затухания), квантовый выход фотокатода в диапазоне спектра высвечивания сцинтиллятора, коэффициент вторичной эмиссии динодов ФЭУ. Все эти параметры должны быть учтены при разработке всех элементов годоскопа, поскольку в промышленном масштабе узкие и длинные сцинтилляционные полосы не производятся. Для определения лучшего типа конструкции было рассмотрено [31] несколько наиболее перспективных вариантов построения для каждого из элементов детекторов. При изготовлении сцинтиллятора в качестве основы обычно используются пластики: полиметиметакрилат (ПММА) и полистирол. Предпочтительным является полистирол, поскольку он сам является сцинтиллятором и световыход на единицу пути детекторов на его основе выше. В качестве первичной сцинтилляционной добавки используются обычно 2.5- дифенилоксазол (РРО) и п-терфенил (ПТ), а в качестве вторичных добавок 1,4-ди-(2-(5-дифенилоксазолил))-бензол (РОРОР), 1,5-дифенил-3-стирил-пиразолин(ДФСП) иПФ-1. Наиболее широко применяются в настоящее время ФЭУ со следующими типами фотокатодов: CsNa2KSb (мультищелочной - МФК), K2CsSb (бищелочной - БФК), сурьмяно-цезиевый (SbCs). Поскольку бищелочной и сурьмяно-цезиевый фотокатоды имеют близкие спектральные характеристики, далее для краткости приводятся результаты для бищелочного фотокатода. Отличие их друг от друга сводится к тому, что ФЭУ с БФК [32,33] являются более современным прибором и их абсолютный квантовый выход больше, чем у сурьмяно-цезиевого, а шумы - меньше. По всем перечисленным вариантам были проведены расчеты относительного выхода фотоэлектронов с учетом известных данных по спектральным характеристикам различных добавок и квантового выхода различных типов фотокатодов [32-36]. При разработке детектора необходимо учитывать степень перекрытия между спектрами излучения различных типов сцинтиллятора вместе с добавками сместителя спеїара со спектральной чувствительностью фотокатодов ФЭУ.
Для определения оптимального варианта годоскопа, были вычислены свертки различных спектров для всех возможных конфигураций его построения. Результаты таких расчетов приведены в таблице 1, в первом столбце которой указан использованный в детекторе тип фотокатода ФЭУ, во втором столбце - тип сцинтиллятора, в третьем столбце - тип световода-сместителя спектра. В последнем столбце каждой строки таблицы 1 приведен суммарный относительный выход фотоэлектронов с фотокатода ФЭУ для варианта детектора, собранного из элементов, указанных в столбцах данной строки. Наиболее перспективными вариантами с точки зрения получения на выходе максимального числа фотоэлектронов являются следующие два: 1) РРО -ДФСП - МФК и 2) РРО - РОРОР - БФК. Второй вариант является более предпочтительным, если учесть, что время высвечивания в первой конфигурации в два раза больше (6 нсек), чем во второй (3 нсек) при почти равном числе фотоэлектронов. Более длительные сигналы приводят к ухудшению временного разрешения детектора и увеличению числа случайных совпадений. Кроме того, у ФЭУ с МФК уровень шума значительно выше, чем с БФК [32]. Рис. 1 Конструкцш сщштилляционного детектора годоскопа ТЕМП. После того, как оптимальная конфигурация компонентов установки определена, необходимо выбрать толщину детектора вдоль трека частиц для достижения эффективности регистрации мюонов близкой к 100% (число фотоэлектронов более десяти). В качестве основного детектора был выбран сцинтиллятор толщиной в 1 см и шириной 2.5 см типа ЭПС-4, разработанный и производимый в ИФВЭ [36] (рис.1). Технология его изготовления обеспечивает длину затухания света более 150 см и число фотоэлектронов на расстоянии 3 метра от ФЭУ не менее 10 без отражателя на торце. Отражатель на торце увеличивает этот сигнал на 20% - до 12 фотоэлектронов. В конечном итоге был выбран следующий вариант: сцинтиллятор РРО-РОРОР толщиной 1см, шириной 2.5см и длиной 330см. Детекторы сначала были обернуты светоотражающим алюминизированным майларом с боковых сторон и дальнего от ФЭУ торца, а затем закрыты черной бумагой и изолентой для светоизоляции от внешнего света. Из таких детекторов собирались все слои координатных плоскостей сцинтилляционного годоскопа ТЕМП. После сборки каждого слоя координатных плоскостей годоскопа проводилась калибровка их зффеїстивности регистрации в пучке космических частиц по всей площади детекторов с помощью дополнительных мастерных сцинтилляторов. 3.3 Конструкция и расположение установки. Мюонный годокоп (см.рис.2) расположен на первом этаже трехэтажного кирпичного здания с бетонными перекрытиями и установлен рядом со стеной с большим окном. Для определения направления прихода частицы установка содержит две координатных плоскости: верхняя (X1,Y1) и нижняя (X2,Y2), разнесенных на расстояние один метр. В каждой из плоскостей установлена пара ортогональных слоев из 128 сцинтилляторов толщиной 1 см, шириной 2.5 см и длиной 330 см. Стороны детекторов всех слоев имеют квадратную форму и ориентированы вдоль стен здания с северо-запада на юго-восток (ось Y) и с северо-востока на юго-запад (ось X). Из-за ионизационных потерь в стенах и бетонньгх перекрытиях здания, где размещена установка, частицы дополнительно теряют энергию, эквивалентную прохождению ими примерно 2-3 метров воды.
Световые вспышки от заряженных частиц регистрируются ФЭУ-85 с диаметром фотокатода Зсм, прикрепленным с одного торца каждого из сцинтилляторов. Для работы в годоскопе отбирались ФЭУ с квантовым выходом более 10%, у которых интенсивность импульсов темнового шума фотокатода с амплитудой более 1 фотоэлектрона не превышала 500 отсчетов в секунду. Для этого, после тренировки ФЭУ [32] под высоким напряжением в течении десяти минут, измерялся спектр одноэлектронных импульсов с помощью 10 разрядного АЦП. На компьютере определялась средняя амплитуда сигналов (номер канала), соответствующая 1 фотоэлектрону. После этого, регулировкой высокого напряжения на ФЭУ, подбирался коэффициент усиления каждого ФЭУ из условия, чтобы уровень сигнала, соответствующий 1ф.э., был равен порогу формирователей - 15мв. После этого набирался новый спектр шумов и подсчитывалось их число импульсов в секунду с амплитудой больше 1ф.э. Полный коэффициент отбраковки ФЭУ по квантовому выходу и шумам составил более 40%. Поскольку разброс по высокому напряжению у ФЭУ-85 оказался очень большим - более 400 вольт (от 800 до 1200 вольт), то все прошедшие отбраковку ФЭУ были рассортированы по величине рабочего напряжения на 4 группы - с разбросом в каждой группе не более 100 вольт. ФЭУ из каждой группы были установлены на различные координатные слои сцинтилляторов. Для того, чтобы выровнять чувствительности раздельно в каждой группе ФЭУ с точностью не хуже 10%, высокое напряжение на каждый из них подается через индивидуальные делители напряжения. В составе установки имеется 5 источников высокого напряжения - по числу координатных слоев, через каждый из которых питаются все делители ФЭУ соответствующего слоя сцинтилляторов. Задержка распространения сигнала от фотокатода до анода (в динодной системе) зависит от величины высокого [32] напряжения на ФЭУ. Подбор рабочего напряжения ФЭУ раздельно во всех слоях позволяет уменьшить одновременно - как амплитудный, так и временной разброс сигналов в них, а также снизить временную дисперсию выработки сигналов триггера установки ТЕМП примерно на 20 нсек. ФЭУ помещены в светонепроницаемый кожух из черненого алюминия с двумя внешними разъемами типа ЛЕМО для подачи высокого напряжения на фотокатод и передачи по кабелю РК-50 импульса анодного напряжения на вход усилителя.
Определение эффективности регистрации частиц годоскопом
Для определения факта прохождения частицы через детектор при их калибровке, необходимо использовать дополнительно "мастерные" детекторы на двух или более сцинтилляторах. При калибровке годоскопа использовались два сцинтилляционных счетчика размером 150x20x1 см. Скорость счета мастерного счетчика из двух детекторов в 2% геометрии составляла примерно 2000 импульсов в минуту. Для получения достоверных результатов при измерении эффективности регистрации необходимо обеспечить высокую степень корреляции между фактом прохождения частицы через все плоскости годоскопа и триггером "мастерных" счетчиков. Одной из основных причин, искажающих значения эффективности при такой калибровке в космических лучах, является случайная выработка триггера от шумов ФЭУ и наводок на электронику. Для снижения влияния шумов на срабатывания мастерных счетчиков, порог регистрации был установлен на уровне 2 фотоэлектрона, а их сигналы были поданы на 2-х входовую схему совпадений с разрешающим временем т - ЗОнсек. Если обозначить через Nj, N2, N12 число отсчетов триггера в секунду от шумов ФЭУ с первого счетчика, второго счетчика и их совпадений соответственно, тогда N12= 2-NrN2-r. Поскольку счет каждого из двух счетчиков составлял примерно 40 импульсов в секунду, то число случайных совпадений триггера от мастерного счетчика Nn 0.0001 импульсов в секунду. Экспериментальная оценка числа случайных совпадений в триггере "мастерного" счетчика осуществлялась с помощью разнесения детекторов на расстояние более Зм и установкой их плоскостей перпендикулярно друг другу. Общее число запусков триггера в такой конфигурации оказалось -около одного импульса за 30 минут измерения. Очевидно, что реальное число случайных совпадений мастерного детектора будет еще меньше, так как вклад в это значение дают ливни и 5 - электроны от сопровождения мюонов. Такая величина случайных совпадений даст вполне приемлемую ошибку в определении эффективности регистрации детекторов годоскопа -менее 0.1%. Поэтому включать третий мастерный счетчик в триггер калибровки не было необходимости. Для того, чтобы уменьшить влияние мягких частиц сопровождения мюонов на определение эффективности регистрации, мастерные счетчики размещались под калибруемой плоскостью, причем максимально близко к ней.
Экспериментально полученные значения эффективности регистрации находятся в диапазоне от 99.5% до 99.9% для разных значений координат прохождения частиц через плоскости годоскопа. После калибровки отдельных плоскостей проводилась калибровка эффективности регистрации мюонов всей установкой (совпадения 4 плоскостей) с помощью того же мастерного счетчика. При этом один из счетчиков располагался под верхними двумя плоскостями установки, а второй - под нижними. Калибровка проводилась последовательным перемещением мастерных счетчиков на 30 см по всей площади установки. Полученные значения эффективности меняются от 98.7% до 99.3% при различных координатах прохождения частицы через установку, а среднее значение эффективности по всей площади превышает 99%. Определим направление движения частицы при ее прохождении через все плоскости годоскопа в горизонтальной системе координат. Пусть расстояние между двумя параллельными координатными плоскостями равно z. Предположим, что при прохождении частицы через годоскоп, в нем сработали детекторы с координатами Xi YI И Х2 Y2) где индекс 1 относится к верхним, а индекс 2 - к нижним координатным плоскостям годоскопа. Затем определим проекционные углы Ах и Ау по следующим формулам : Ах = Xi -Х2; Ау= Yj -Y2; В таких координатах зенитный угол выражается как : 0 = =arctg((sqrt(Ax +Ау ))/z), а азимутальный угол как : cp=arccos(Ax/ sqrt(Ax +Ау )). Интенсивность космических лучей на уровне земли зависит от величины зенитного угла их падения 9 примерно по степенному закону от cos(9), причем значение показателя степени зависит от порога регистрации частиц установкой и обычно находится в пределах от 2 до 3 [28]. Число частиц, зарегистрированных установкой за интервал измерения в направлении с зенитным углом 9 и азимутом (р пропорционально произведению интенсивности частиц 1((р,9) на светосилу установки S((p,9) Q ( р,9) (S - площадь, a Q - телесный угол). Следовательно, для того, чтобы определить интенсивность частиц с данного направления необходимо рассчитать величину светосилы для всех возможных зенитных и азимутальных углов. Вычисления проводились численно в двух вариантах: когда размер ячейки (шаг) по х и у равнялся 2,25см и 4,5см. Направления задавались проекционными углами Ах и Ду, которые менялись в диапазоне от -256 до +2 56и от-128 до+128 при расстоянии между плоскостями z равном 44 (199/2,25 ) и 22 (199/4,5) соответственно.
Полная угловая апертура (угловое разрешение) для вертикального направления в первом случае равняется да 1 , а во втором случае да 2. Зависимость (S) светосилы S Q от проекционных углов Ах (DX) и Ay (DY) в двух проекциях - сбоку и сверху для шага 4.5см представлена на рис.7 и 8 соответственно. Из-за квадратной геометрии установки ее светосила при одинаковом зенитном угле несколько больше при азимутах в направлении сторон установки. Поэтому контуры равной светосилы имеют форму неправильных окружностей, сжатых в направлении диагоналей системы координат, оси которой ориентированы вдоль боковых сторон детекторов. где 10 - интенсивность в вертикальном направлении. Показатель степени при косинусе п зависит от эффективной энергии регистрируемых мюонов и меняется от 2 (жесткие мюоны) до 3 (мягкие мюоны) [37]. Для того, чтобы определить параметр п более точно - экспериментальное угловое распределение интенсивности мюонов было исправлено на рассчитанную светосилу установки. Для вычисления показателя степени п использовались значения интенсивности в направлении продольной стены здания, где неоднородность потерь энергии мюонов на поглощение меньше. Полученная зависимость интенсивности мюонов от зенитного (проекционного) угла приведена на рис.11 (треугольники). С помощью метода наименьших квадратов была определена величина показателя степени при косинусе - он равен 2.23±0.01. На том же рисунке для иллюстрации проведены расчетные (степенные) зависимости интенсивности мюонов от косинуса зенитного угла: сплошной толстой линией с показателем степени я=2.23, а двумя тонкими линиями с показателями я=2.13 и /г=2.33. Небольшие отклонения от теоретической зависимости в области малых зенитных углов могут быть обусловлены неоднородностями поглощения энергии мюонов во внутренних вертикальных стенах и перекрытиях здания, где размещена установка. В области больших зенитных углов вплоть до 60 наблюдается хорошее соответствие между расчетной степенной зависимостью и экспериментом. Очевидно, что показатель углового распределения мюонов зависит от толщины поглотителя в стенах здания, так как его величина менялась в других направлениях с большим поглощением до значения 2.43. Из этого можно сделать вывод, что при измерениях на поверхности земли без дополнительного вещества над установкой значение показателя степени уменьшится и будет ближе к значению 2.
Определение статистических характеристик функции плотности спектра мощности с помощью моделирования.
Для тестирования написанных программ и проверки статистических характеристик функции ПСМ при различных параметрах исходных рядов было проведено дополнительное моделирование. Использование для этих целей экспериментальных данных не совсем корректно, поскольку в них возможно присутствие флуктуации нестатистической природы. Основные моменты распределения плотности спектра мощности в случае нормального распределения данных в асимптотическом пределе бесконечных рядов получены теоретически [42]. Однако, в эксперименте можно получать данные лишь за конечные интервалы времени, поэтому необходимо определить степень отклонения распределения оценок ПСМ экспериментального ряда от теоретического распределения. При анализе результатов спектральной обработки экспериментальных данных важное значение имеют уровни достоверности отклонений плотности спектра мощности от среднего для различных длин ряда, ширины и типа окна. Для обработки использовались ряды данных, значения которых были нормально распределены со средним, менявшимся от 20 до 2000, а с длина рядов менялась от 128 до 1024 точек. При вычислении функции ПСМ использовались спектральные окна, ширина которых менялась в пределах от 16 до 128 точек. Полученные спектры показывают хорошее согласие с теоретическими оценками, полученными в асимптотическом пределе бесконечных рядов. Например, на рис. 29 приведено распределение значений ПСМ, вычисленное для ряда данных при значении j=(N/K„)&6,25 (256/40). На том же рисунке приведено х -распределение с 15 степенями свободы, которое совпадает с экспериментальной кривой. Параметрх2, вычисленный между точками и теоретической кривой составил 26 при 27 степенях свободы, что говорит о хорошем соответствии между теорией и экспериментом.
При определении достоверности того или иного пика в спектре сначала выделяется значение с максимальным значением ПСМ, а затем оно сравнивается со средней величиной спектра вблизи основания пика. Статистическое распределение максимальных значений ПСМ в спектре отсутствует в литературе, поэтому оно было вычислено методом Монте-Карло также для значения] =6,25 (см. рис.30). По оси абсцисс отложено значение амплитуды отклонения в десятых долях стандартного отклонения ПСМ. Это распределение хорошо описывается распределением %2 , но уже с 10 степенями свободы. Уровень достоверности 99.9% соответствует пикам с амплитудой больше 4 стандартных отклонений для ПСМ вычисленной с параметром j « 6.25, а для ПСМ с большими значениями j - уровень достоверности пиков с такой амплитудой еще выше. Для восстановления амплитуды колебаний физического процесса на основе полученных экспериментальных оценок ПСМ, необходимо оценить функциональную зависимость величины пика ПСМ от амплитуды периодических колебаний в исходных данных. Для определения этой зависимости в ряды с белым нормально распределенным шумом были добавлены гармонические компоненты с амплитудами As меньше одного стандартного отклонения ряда данных (а). достоверность выявления колебаний на фоне шума при R=0.5 становится близкой к 100 %. При увеличении длины ряда с гармонической компонентой - амплитуда пика очевидно должна возрастать. В результате проведенного моделирования было установлено, что высота пика ПСМ растет пропорционально корню квадратному из длины ряда (см. рис.32). При обработке данных с мюонного годоскопа необходимо обрабатывать информацию одновременно с тысячи направлений. Примем за нулевую гипотезу, что экспериментальные данные статистически независимы и не содержат гармонических колебаний. Тогда ряды с различных направлений могут быть обработаны независимо с помощью спектрального анализа, а затем значения функции ПСМ на каждой частоте от всех таких рядов можно будет просуммировать. При этом, если в рядах все же присутствуют колебания на некоторой частоте, то спектры мощности с такой частотой сложатся, а на остальных частотах произойдет усреднение спектров случайной компоненты, в результате чего повысится отношение сигнал/шум при определении периодических флуктуации в суммарном спектре. Кроме того, статистическое распределение значений суммарного спектра мощности относительно среднего будет значительно симметричнее и ближе к нормальному, а не % - распределению (согласно центральной предельной теореме [45]). 6.3 Алгоритмы программ для выявления скрытых перноднчностен в данных мюонного годоскопа ТЕМП. Математический аппарат спектрального анализа может применяться к рядам данных стационарных физических процессов с постоянными средним и дисперсией. Однако, на практике приходится иметь дело с временными рядами, включающими медленный тренд. Тренд возникает, например, вследствие метеоэффектов, медленных возмущений в межпланетном магнитном поле или нестабильности работы аппаратуры. Для его выявления при обработке данных временной ряд сначала аппроксимируется полиномами (до четвертой степени). Затем, после определения степени полинома и его коэффициентов, из ряда данных удаляется выделенный тренд и производится спектральная обработка.
Для выявления скрытых периодичностей в экспериментальных данных на IBM PC был написан пакет программ на языке Фортран 77, который включает в себя подпрограммы: разархивации данных, формирования временных рядов по каждому направлению с возможностью ступенчатого изменения углового разрешения, удаления медленного тренда в каждом из них, вычисления функции плотности спектра мощности в диапазоне периодов от 2 минут до 120 минут в любом из полученных рядов. Затем значения спектров мощности временных рядов со всех направлений суммируются на каждой частоте, в результате чего получается суммарный спектр с меньшей относительной дисперсией. Для оценки углового размера длины волны исследуемых периодических колебаний в пространстве используется процедура программного ступенчатого увеличения углового размера ячейки данных с годоскопа (от 1 до 16 с шагом 1) при помощи объединения значений интенсивности мюонов в соседних ячейках для всех возможных направлений в пределах апертуры мюонного годоскопа. Затем для новых временных рядов интенсивности мюонов уже с увеличенными угловыми размерами ячеек годоскопа повторяются все указанные выше процедуры спектральной обработки. Таким образом, для каждого временного ряда вычисляются суммарные спектры мощности временных рядов со всех направлений годоскопа, имеющего угловое разрешение от 2 градусов до 36 градусов одновременно. При этом, если угловое разрешение станет сравнимым с угловым размером длины волны X периодического процесса, то начнет сказываться эффект интегрирования флуктуации с различной полярностью. В атмосфере постоянно происходят (часто одновременно) как медленные перемещения воздушных масс, связанные с изменениями среднего давления и температуры воздуха на большой площади, так и более быстрые, но локальные импульсные и квазипериодические колебания плотности воздуха в атмосфере. Импульсные флуктуации в интенсивности мюонов происходят при быстром перемещении воздушных масс вследствие разогрева и расширения воздуха за счет конденсации влаги в нем. Такие условия реализуются, например, во время конвективно-грозовых явлений или при прохождении над установкой атмосферных фронтов. Квазипериодические флуктуации в ИКЛ, как правило, связаны с возникновением внутренних гравитационных волн (ВГВ) и акустических волн (АВ) в атмосфере. Их основными параметрами являются амплитуда (А) и период колебаний (Т), длина волны (L), фазовая скорость (V) (см. таблица 3). Фазовая скорость, характерная для ВГВ, не превышает 300 км/час, а для АВ она значительно больше и составляет -1200 км/час. У гравитационных волн наиболее часто встречается значение фазовой скорости V«40-f60 км/час, что соответствует длине волны Ь«3-г5км при характерных для них периодах Т=34-5мин.
