7.2. МЕТОД АНТИСОВПАДЕНИЙ И ТЕЛЕСКОПЫ ДЛЯ РЕГИСТРАЦИИ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ

Принцип действия таких телескопов состоит в том, что космические лучи проходят через несколько разнотипных детекторов, которые чувствительны к различным типам частиц космических лучей, затем тип частицы определяется по тому, сопровождается или нет сигнал с одного детектора сигналами с других. Такая задача осуществима только благодаря современным электронным схемам, которые часто конструируются с таким расчетом, что на выходе сигнал не регистрируется, пока событие не будет иметь нужного признака. Затем данные с различных детекторов заносятся в память и передаются на Землю по телеметрическим каналам. Рассмотрим в качестве примера два телескопа космических лучей. На рис. 7.1 схематически изображен телескоп, установленный на спутнике (Межпланетная следящая платформа). Его составные части обозначены буквами от до

Регистрируются только случаи срабатывания детекторов не сопровождающиеся сигналом с детектора Это требование символически записывается следующим образом Такая комбинация определяет следующие свойства данного телескопа:

1. Угол зрения телескопа в определяется детекторами т.е. только частицы, пришедшие в пределах показанного на рисунке конуса, могут дать требуемый отклик.

Рис. 7.1. Упрощенная схема, показывающая расположение детекторов, образующих телескоп, установленных на спутнике [2].

2. Диапазон энергий, к которым чувствителен телескоп, определяется тем, что частицы должны быть достаточно энергичны, чтобы попасть в пройдя через но не столь энергичны, чтобы пройти все детекторы и попасть в

3. Свойства частиц, на регистрацию которых рассчитан телескоп, определяются сигналом с по которому измеряется - и суммарным сигналом с который дает полную энергию частицы. Эти измерения определяют одну точку на графике зависимости энергетических потерь от кинетической энергии каждой частицы.

На практике многие части телескопа в значительной степени дублируют друг друга из-за возможного выхода из строя некоторых из них, и вся система поэтому конструируется так, что, если обнаружится выход из строя одного-двух детекторов, инструмент все же можно использовать, хотя и в несколько ином режиме. В течение полета осуществляется непрерывный контроль пространственной ориентации телескопа, что позволяет выявить флуктуации в распределении космических лучей по небесной сфере.

Таким образом, построив график зависимости от можно извлечь отсюда кривые ионизационных потерь для частиц, регистрируемых телескопом. Отметим, что, измеряя мы определяем полную кинетическую энергию частицы, а не энергию, приходящуюся на нуклон. Следовательно, при увеличении графики будут смещаться по вертикали пропорционально и по горизонтали приблизительно пропорционально так как примерно пропорционально Таким образом, ожидается, что точки лягут вдоль кривых, показанных на рис. 7.2. Будет, конечно, разброс точек относительно этих кривых, так как космические лучи приходят под различными углами в пределах поля зрения телескопа, а также из-за ограниченного энергетического разрешения детектора.

Прекрасным примером того, что ожидается и что реально наблюдается, может служить эксперимент чикагской группы, проведенный на

Рис. 7.2. Схематическая диаграмма, показывающая кривые зависимости от для космических лучей с различными энергией и атомными номерами (при соблюдении условия

спутнике (Орбитальная геофизическая обсерватория). Они заранее рассчитали функции отклика при различных режимах работы системы детекторов. Дело в том, что на практике для анализа энергии космических лучей можно использовать лишь конечное число каналов, и поэтому приходится эксплуатировать счетчики в режимах, соответствующих различной чувствительности, т.е. в режимах большого и малого усиления. Это означает, что можно в той или иной степени растягивать шкалы на диаграммах для различных диапазонов потерь энергии (рис. 7.3). Более подробно рассчитанные распределения показаны на рис. 7.4. На рис. 7.5. приведены наблюдаемые распределения, зарегистрированные телескопом счетчиков. Сплошные линии показывают ожидаемые распределения событий, связанных с регистрацией различных химических элементов. Экспериментальные распределения получены за наблюдений. Вы видите, как наглядна такая форма представления результатов. Подсчитав число событий в соответствующих энергетических диапазонах, мы получим относительную распространенность различных химических элементов в космических лучах, а подсчитав распределение событий вдоль кривой, соответствующей данному элементу, получим его энергетический спектр. Эти графики иллюстрируют, как хорошо различаются частицы космических лучей с разными зарядами. Данные получены небольшим прибором, так как он работал на первых спутниках и был специально сконструирован для изучения космических лучей, но тем не менее дал хорошие результаты. Разрешение по зарядам, достигнутое на телескопе космических лучей в более поздних измерениях, показано на рис. 7.6 [15].

Еще один пример телескопа для регистрации космических лучей показан на рис. 7.7. Он содержит три ряда искровых камер, что позволяет определять траектории частиц, проходящих через прибор, и затем внести соответствующие поправки на угол и длину пути, пройденного частицей, в показания черенковского счетчика. Два черенковских счетчика имеют различные пороги, что дает возможность оценить только по их данным, а затем определить полную энергию частицы при помощи детектора полного поглощения. Этот прибор устанавливался на баллонах, и полученное зарядовое разрешение составляло около 0,3 единицы заряда. Он также успешно работал на спутнике и имел достаточную точность измерений заряда и энергии частиц для изучения изотопного состава некоторых элементов.

(кликните для просмотра скана)

(кликните для просмотра скана)

Рис. 7.6. Пример разрешения по зарядам и массам, достижимого на телескопе космических лучей [15].

Рис. 7.7. Телескоп космических лучей Коридона — Петерсена и др. Полезная апертура 200 см ср [2]. 1 — первый черенковский счетчик в коробке, диффузно рассеивающей свет, 2 — второй черенковский счетчик в коробке, диффузно рассеивающей свет, 3 — счетчик, задающий поле зрения телескопа.

Из обсуждения астрофизических аспектов происхождения и распространения космических лучей, которое мы проведем ниже, станет ясно, сколь важно и интересно определить распространенность изотопов. Трудность этих измерений связана с тем, что масса ядра не фигурирует в формуле ионизационных потерь. Различить изотопы можно лишь тогда, когда

Рис. 7.8. Схематическая диаграмма, иллюстрирующая различение изотопов данного элемента.

известна полная энергия частиц; - не зависит от но значение фактора Лоренца, которым изначально обладает частица, включает массу покоя, так как полная кинетическая энергия равна Метод распознавания изотопов схематически проиллюстрирован на рис. 7.8. Таким образом, чтобы различить изотопы данного элемента, нужно измерить с высокой точностью как энергетические потери, так и полную энергию.

Диапазон энергий, в котором работают такие телескопы, приблизительно причем верхний предел определяется толщиной последнего детектора, который используется для полной остановки частиц. Чтобы измерять частицы больших энергий, придется преодолеть дополнительные трудности. Например, потоки частиц высоких энергий значительно слабее, следовательно, потребуется либо большое время наблюдений, либо очень большие чувствительные площади приборов. Кроме того, следует значительно увеличить длину пробега в детекторе, чтобы частицы высокой энергии полностью останавливались в телескопе. Некоторые из таких детекторов высоких энергий использовались в баллонных экспериментах. На рис. 7.9 показано устройство очень большой системы, которая уже устанавливалась на баллонах и предназначена для установки на одном из спутников серии (Астрофизическая обсерватория высоких энергий). Эта система содержит практически все типы детекторов. Искровые камеры с сетками позволяют определить направление прихода космических лучей. Другие детекторы, установленные перед стопкой вольфрамовых модулей, предназначены для измерения Одна из причин использования такого большого числа приборов состоит в необходимости полностью перекрыть диапазон по от 1 до 100, а каждый детектор оптимально работает в определенном диапазоне энергий. Каждый вольфрамовый модуль состоит из чередующихся слоев вольфрама сцинтиллятора, полная толщина стопки соответствует пяти радиационным длинам. Детектор, состоящий из вольфрамовых модулей, называется ионизационным спектрометром. Поскольку попавшая в него частица высокой энергии вызывает ядерный каскад, в котором конечными продуктами всех последующих взаимодействий являются заряженные частицы. Эти частицы вызывают в сцинтилляционном счетчике сигнал, пропорциональный начальной энергии

Рис. 7.9. (см. скан) Схематический разрез прибора для эксперимента по космическим лучам высоких энергий.

лопавшей в детектор частицы. Полной толщины прибора, равной 5,5 ядерной длины свободного пробега, достаточно, чтобы остановить частицы с энергиями вплоть до

Разумеется, такой телескоп космических лучей довольно массивен, около и для вывода его на орбиту требуется мощная ракета. Очевидно, значительно дешевле запускать телескоп на баллоне, хотя время экспозиции в одном полете в лучшем случае составит несколько суток. В самых высотных полетах аэростатов была достигнута высота приблизительно на которой слой остаточной атмосферы составляет всего

Детекторы электронов. Трудность исследования электронов космических лучей состоит в том, что из-за их малой массы только наиболее

энергичные из них могут проникать через верхние слои атмосферы (см. рис. 5.5) и могут быть зарегистрированы с помощью ядерных эмульсий, поднятых на аэростатах. Электроны более низких энергий практически невозможно изучать в верхних слоях атмосферы из-за обилия вторичных электронов и сильной модуляции магнитным полем Земли. Их лучше всего исследовать с космических аппаратов с помощью черенковских счетчиков и пороговых детекторов, прекрасно подходящих для разделения электронов и протонов. При данной кинетической энергии электрон имеет гораздо больший фактор Лоренца, чем протон или ядро, поэтому легко распознавать электроны с помощью газонаполненных черенковских счетчиков. Мы более подробно остановимся на этом, когда будем рассматривать электроны галактических космических лучей.