Тайна происхождения галактических космических лучей

Тайна происхождения галактических космических лучей

, профессор, д. ф.-м. н., директор НИИЯФ МГУ,

, к. ф.-м. н., руководитель проекта «НУКЛОН», НИИЯФ МГУ,

, д. ф.-м. н., НИИЯФ МГУ

Немного истории

Существование проникающего излучения внеземного происхождения было открыто австрийским физиком Виктором Гессом в 1912 г. практически случайно. Ученый изучал ионизацию в газе, находящемся в закрытом сосуде. Предполагалось, что основная ионизация происходит от радиоактивного излучения земной поверхности. Но при подъеме регистрирующей аппаратуры при помощи аэростата он с удивлением обнаружил, что скорость ионизации на высоте 5 км возросла в несколько раз по сравнению с уровнем моря. Открытие было интерпретировано так: из Космоса приходит излучение, легко проникающее через атмосферу и стенки сосуда и ионизирующее газ. Это излучение позднее было названо космическими лучами (КЛ).

Фотографии с места запуска установки, на которой было открыто космическое излучение

Начиная с этого времени, сотни ученых пытались понять природу космического излучения, и в настоящее время известно уже очень много. Было показано, что космические лучи – это атомные ядра, приходящие равномерно со всех направлений (изотропно) из окружающего Землю пространства. Самой интригующей особенностью этого излучения оказалось степенное распределение частиц по энергии I(E) ~ E-g, простирающееся на много порядков по энергии от 106 до 1020 эВ (энергия частиц обычно измеряется в единицах электрон-вольт: 1 эВ = эрг, часто будут встречаться единицы ГэВ=109 эВ и ТэВ=1012 эВ). Ученым удалось установить, что, скорее всего, до энергии ~1018 эВ космические лучи имеют в основном Галактическое происхождение (галактические КЛ – ГКЛ), а при большей энергии начинают преобладать КЛ, приходящие на Землю из других Галактик. Кроме того, оцененная плотность энергии КЛ в Галактике оказалась очень большой ~1 эВ/см3, что сравнимо с плотностью суммарного электромагнитного излучения звезд в Галактике, энергией теплового движения межзвездного газа и кинетической энергии его турбулентных движений и с плотностью энергии магнитного поля Галактики. Это позволяет считать космические лучи важнейшей составляющей межзвездной среды Галактики, а установление источников КЛ и изучение процессов распространения их до Земли – одной из важнейших задач астрофизики.

Именно, исходя из энергетического баланса Галактики, были сделаны первые попытки объяснения происхождения ГКЛ. Такими наиболее вероятными объектами последние годы считались вспышки Сверхновых, вероятно, самые мощные источники энергии в нашей Галактике. Но, несмотря на длительную историю изучения ГКЛ, их происхождение, особенно в области высоких энергий, все же остается загадкой. Многие вопросы не получили ответов. Какие объекты и как ускоряют космические лучи до энергий, на много порядков превышающих энергии, которые могут получить частицы в грандиозных термоядерных топках – в недрах звезд? Существует ли единый механизм формирования потоков частиц или несколько различных механизмов, действующих в разных областях энергий? При каких энергиях начинают преобладать космические лучи внегалактического происхождения? Не объяснена до сих пор одна из загадок в спектре КЛ – наличие излома (резкого изменения степенного показателя спектра, часто называемого «коленом») при энергии ~3´1015 эВ, открытого еще в 1958 г. Множество гипотез было предложено для объяснения всего комплекса наблюдательных данных по ГКЛ, однако общая картина остается очень неясной и во многом противоречивой.

Отчасти нерешенность проблемы происхождения ГКЛ связана с тем, что эти частицы обладают электрическим зарядом и распространяются от источников до места регистрации не по прямой линии, а меняя свое первоначальное направление, отклоняясь в магнитных полях Земли, Солнца, Галактики. Поэтому мы не можем регистрировать в околоземном пространстве ГКЛ низких энергий – они отражены магнитными полями Земли. Но и источник высокоэнергичных ГКЛ тоже не удается «увидеть» как мы видим звезду, первоначальное направление искажено магнитными полями Галактики. По этой причине название «лучи» нельзя назвать удачным, так как поток частиц ГКЛ распространяется не по прямой линии.

Если мы изучаем свет от звезды, мы регистрируем поток фотонов довольно низких энергий ~1 эВ, но современная техника позволяет регистрировать фотоны и очень высоких энергий – более 1012 эВ (при высоких энергиях эти фотоны обычно называют гамма–квантами). По законам ядерной физики гамма–кванты с энергиями более 1012 эВ = 1 ТэВ могут образовываться от заряженных частиц с энергией на порядок больше – эВ при взаимодействии их с межзвездной средой, а это означает, что можно «увидеть» место, где ускоряются КЛ высоких энергий. Наука, которая изучает Галактику в потоках высокоэнергичных гамма–квантов, получила название ТэВ–ной гамма–астрономии. Она возникла в 70-х годах прошлого века, и, как тогда казалось, сможет быстро решить проблему происхождения КЛ. Но этого до сих пор не произошло, хотя было найдено несколько источников в Галактике (оболочек сверхновых и пульсаров), в которых образуются ТэВ–ные гамма–кванты.

Так увидел возможное место ускорения КЛ гамма-телескоп H.E.S.S (остаток Сверхновой J1713.7—3946)

После анализа данных с самого мощного в настоящее время гамма–телескопа Н. Е.S. S стало ясно, что проблема происхождения КЛ еще более интересна, чем предполагалось. Например, в гамма–астрономии не видят источников высокоэнергичных (>1 ТэВ) гамма–квантов от всех близких остатков сверхновых, а лишь от небольшой части, причем источники гамма-квантов МэВ-ных (1 МэВ=106 эВ) и Тэв-ных энергий не совпадают (хотя спектр ГКЛ степенной и непрерывный), и разнообразие источников оказалось очень большим. Остается добавить, что было обнаружено несколько не идентифицированных источников гамма–квантов очень высокой энергии, в том числе и в нашей Галактике. Были обнаружены протяженные источники, находящиеся в направлении на центр Галактики, которые излучают высокоэнергичные гамма–кванты и не видны ни в оптическом свете, ни в рентгеновском диапазоне, авторы назвали их «темными ускорителями». Все это не очень укладывается в схему, что только сверхновые являются основными ускорителями КЛ в Галактике.

История изучения ГКЛ показывает, что только новые эксперименты шаг за шагом, установка за установкой накапливают крупицы знаний о космических лучах. Очень может быть, что загадка происхождения космических лучей потому и остается загадкой, что мы, как выяснилось в последние 10 лет, практически ничего не знаем об основных составляющих материи и энергии во Вселенной (темная материя и темная энергия). В том числе и в нашей Галактике масса темной материи во много раз превосходит известную нам материю.

Эксперимент НУКЛОН, направленный на измерение спектров КЛ в области, непосредственно примыкающей к «колену» в спектре ГКЛ – один из таких экспериментов. Ниже будет показано, что зависимость интенсивности частиц космического излучения от энергии (энергетический спектр КЛ) и распределение КЛ по заряду и массе ядра (химический состав) содержат существенную информацию об источниках КЛ, о механизмах ускорения и распространения КЛ в Галактике.

Суммарный энергетический спектр ГКЛ

При изучении ГКЛ ученые столкнулись с двумя основными методическими сложностями:

1.  Поверхности земли, даже поверхности самых высоких гор, первичный поток ГКЛ не достигает: по мере вхождения в плотные слои атмосферы происходят многочисленные взаимодействия частиц c ядрами атомов воздуха. Поэтому изучение ГКЛ «прямыми» методами (методами, в которых измеряется энергия и заряд первичной частицы) можно только за пределами атмосферы при помощи космических аппаратов или высотных аэростатов.

2.  Интенсивность КЛ резко падает с ростом энергии по закону I~Е-2.7 до энергии Е~3´1015 эВ и по закону I~Е-3.1 после этой энергии. По этой причине для изучения частиц все более высоких энергий требуется вынос за пределы атмосферы на длительное время приборов с большой апертурой. На сегодняшний день достижимые с точки зрения возможностей космических аппаратов энергии КЛ «прямыми» методами оказываются менее 1015 эВ. Поэтому представление о высокоэнергичной части спектра КЛ получено «косвенными» методами, прежде всего методом широких атмосферных ливней (ШАЛ). Суть метода состоит в регистрации ливня вторичных частиц, образующихся при вхождении в атмосферу первичной частицы, благодаря многочисленным ядерным и электромагнитным взаимодействиям быстрых частиц ливня с ядрами и электронами атомов атмосферы. Каждый ШАЛ имеет свои особенности по составу частиц, их количеству, их пространственному распределению и т. п. Задача исследователей состоит в том, чтобы по измеряемым параметрам вторичных частиц ШАЛ произвести «реконструкцию» события, т. е. от параметров ШАЛ перейти к параметрам первичной частицы.

Если «прямыми» методами можно пытаться достичь энергии 1015 эВ, то пороговой областью метода ШАЛ является энергия несколько единиц на 1014 эВ, а на большинстве установок – более 1015 эВ, поскольку методика ШАЛ требует развитого каскада с большой суммарной энергией вторичных частиц. Таким образом, область спектра КЛ в районе колена является еще и границей применимости разных методов. Сопоставление данных полученных «прямыми» и «косвенными» методами позволит построить суммарный энергетический спектр КЛ.

Так выглядит спектр КЛ в двойном логарифмическом масштабе.

Как рождаются галактические космические лучи

Уже более полувека строятся различные гипотезы, где рождаются и как ускоряются космические лучи до столь высоких энергий, ведь лучшие лабораторные ускорители на земле разгоняют частицы только до энергии порядка 1012 эВ. Как было сказано выше, первые попытки объяснения происхождения КЛ были основаны именно на энергетических оценках. Прежде всего, необходимо было найти астрономические объекты, которые по мощности выделяемой энергии могли бы быть ответственны за полную энергию КЛ, аккумулированную в настоящее время в Галактике, и поддерживающими более или менее постоянную во времени плотность КЛ. Такими объектами могут быть вспышки Сверхновых (SN).

Еще старинные летописи и хроники сообщают, что изредка на небе внезапно появлялись звезды исключительно большой яркости. Они быстро увеличивали яркость, а затем медленно, в течение нескольких месяцев угасали и переставали быть видимыми. Вблизи максимума блеска этих звезд они были видны даже днем. Наиболее яркими были вспышки в 1006 и 1054 годах, сведения о которых содержатся в китайских и японских трактатах.

В 1572 году такая звезда вспыхнула в созвездии Кассиопеи и наблюдалась выдающимся астрономом Тихо Браге, а в 1604 году подобную вспышку в созвездии Змееносца наблюдал Иоганн Кеплер. С тех пор, за четыре столетия «телескопической» эры в астрономии подобных вспышек в нашем секторе Галактики не наблюдалось. Однако с развитием наблюдательной астрономии ученые получили возможность обнаруживать вспышки Сверхновых в других Галактиках. И сейчас уже достаточно хорошо известна как частота взрывов SN, так и детали взрывов. Вспышка SN в 1987 г., произошедшая недалеко от нашей Галактики в большом Магеллановым облаке, уже была встречена в полном астрономическом вооружении. От нее даже зарегистрирована вспышка ожидаемого нейтринного излучения. На рисунке, показано, как эта звезда выглядела до и после взрыва.

Знаменитая Сверхновая 1987 г. до (справа) и после (слева) вспышки.

Вспышка Сверхновой – это не рождение, а конец эволюции массивной звезды с массой, в 8-10 раз превышающей массу Солнца. Энергия взрыва SN, передающаяся в оболочку, сбрасываемую во время взрыва, в настоящее время оценивается как 1051 эрг, но не исключено, что существуют и в десятки раз более энергичные взрывы, они получили название Гиперновых. Освободившейся при вспышке сверхновой энергии более чем достаточно, чтобы полностью рассеять в пространстве вещество звезды. После взрыва звезда перестает существовать в прежнем виде, и если считать, что несколько процентов этой кинетической энергии пойдет на ускорение ядер и электронов, то при частоте взрывов SN раз в 30-50 лет сверхновые могут обеспечить наблюдаемую плотность энергии КЛ в нашей Галактике. Именно эта оценка явилось одним из оснований, позволивших в течение последних десятков лет рассматривать SN как основной источник КЛ в Галактике.

Сброшенная оболочка Сверхновой II типа, взорвавшейся в 1054 г. Крабовидная туманность.

Сбрасываемая с огромной скоростью оболочка звезды называется остатком сверхновой – SNR (R означает по-английски остаток – remnant). В большей части сверхновых после взрыва еще остается и компактный остаток – вращающаяся нейтронная звезда, которая может регистрироваться астрономами как пульсар, излучающий радиоволны с периодичностью от долей секунды до 2-3 секунд. Например, в центре Крабовидной туманности, изображенной выше, находится пульсар. А в сверхновой 1987 пульсар не виден. Ученые предполагают, что если взрывается очень массивная звезда с массой более 20 масс Солнца, то в центре может образоваться не нейтронная звезда, а черная дыра. Во многих работах было показано, что частицы очень эффективно могут ускоряться в магнитосферах пульсаров, поскольку быстро вращающаяся, с сильным магнитным полем нейтронная звезда генерирует колоссальную разницу потенциалов на поверхности и в магнитосфере, что создает условия для ускорения частиц до энергий эВ. Но все же наиболее вероятным механизмом ускорения КЛ считается ускорение на фронтах ударных волн в оболочках сверхновых.

Расширяющаяся оболочка собирает и сжимает окружающий ее газ. Возникает ударная волна, как при взрыве атомной бомбы, только в миллиарды и миллиарды раз сильнее. По современным представлениям, наиболее вероятным механизмом ускорения ГКЛ от тепловых до энергий вплоть до 1015 эВ является статистическое ускорение частиц на фронтах ударных волн SNR. Суть этого механизма (предложенного американским физиком Э. Ферми) состоит в том, что при многократных столкновениях заряженной частицы c движущимися намагниченными облаками, энергия частицы в среднем при каждом столкновении возрастает. Если эти магнитные неоднородности движутся в одном направлении, то возрастание энергии уже происходит столь быстро, что оказывается достаточным для объяснения энергетических спектров ГКЛ. Именно такая ситуация, похоже, складывается около фронта ударной волны SN, где существуют магнитные неоднородности (завихрения плазмы) по обе стороны фронта. Частицы межзвездного вещества, попавшие в процесс ускорения, под воздействием магнитного поля множество раз пересекают фронт ударной волны, с каждым пересечением набирая дополнительную энергию. Процесс статистический, поэтому с некоторой вероятностью частицы могут и покидать область ускорения в каждом цикле. Это объяснение тому, что число частиц маленьких энергий гораздо больше, чем больших, отсюда и возникает степенное распределение по энергии как.

На рисунке изображен вырезанный конус ударной волны, из которой как космические пули вылетают космические лучи. Однако частицы при очень высоких энергиях уже с трудом разворачиваются магнитным полем, и когда радиус траектории разворота заряженной частицы под действием определенного магнитного поля становится сравнимым с радиусом ударной волны, частицы окончательно покидают ее и перестают ускоряться. Это является естественной границей ускорения. В последние годы была предложена идея, что космические лучи, колеблющиеся около фронта ударной волны, как поток заряженных частиц, сами могут генерировать дополнительные магнитные поля, в десятки и сотни раз превышающие среднее магнитное поле в среде. И такие поля на кромке расширяющихся оболочек сверхновых действительно наблюдаются астрономами. Благодаря этому эффекту частицы могут удерживаться около фронта ударной волны, даже обладая энергией 1015 эВ, т. е. достигнув энергии, близкой к области колена в спектре ГКЛ. Вопрос ускорения ГКЛ до более высоких энергий остается открытым и вызывает острые дискуссии.

Авторы иллюстрации механизма ускорения КЛ, сотрудники Центра космических полетов им. Годдарда (НАСА) назвали вылетающие частицы «космическими пулями» вылетающими во все стороны от ударной волны SN.

Откуда берутся тяжелые элементы в КЛ.

Как известно, космическая среда состоит в основном из протонов, примесь тяжелых элементов во Вселенной чрезвычайно мала. Доля, приходящаяся на тяжелые элементы, составляет только 0.01-0.5 % на периферии Галактики. В тонком диске Галактики, где сосредоточены Сверхновые, и идет процесс звездообразования, она составляет не более ~2-3%. А в космических лучах это соотношение значительно больше, число ядер сравнимо с числом протонов при фиксированной энергии на частицу. Обычно распространенность (представленность) химических элементов в КЛ сравнивают с представленностью их в Солнечной системе. Такое сравнение приведено на рисунке ниже.

Откуда вообще берутся тяжелые элементы? За исключением легких элементов 1,2H, 3,4He, 7Li, образовавшихся при образовании Вселенной в Большом взрыве, все элементы во Вселенной вплоть до железа образуются в процессах эволюции звезд при горении и слиянии легких элементов. В ходе эволюции звезды на всех ее этапах непрерывно идет процесс нуклеосинтеза (легкие ядра сливаются в более тяжелые в ходе термоядерных реакций внутри звезд с выделением энергии, обеспечивающей светимость звезды). За счет гравитационных сил плазма во внутренних областях звезд имеет огромную температуру, вполне достаточную для синтеза тяжелых элементов.

Представленность ядер с различными зарядами в космических лучах относительно представленности их в солнечной системе. Интенсивность ядер приведена к 1 для кремния на левом рисунке и к 106 для ядер железа на правом рисунке.

В конце своей эволюции звезда с массой более 8 масс Солнца похожа на луковицу, (как изображено на рисунке), в которой присутствуют много тяжелых элементов вплоть до ядер железа. Энергия, выделяемая в процессе нуклеосинтеза, уже не может противостоять силам сжатия, звезда коллапсирует, образовавшиеся элементы выбрасываются в окружающую среду и рассеиваются в ней. Так что можно быть уверенным, что все ядра тяжелее углерода, которые есть на Земле, прошли через термоядерную топку какой-нибудь звезды, потом были выброшены в пространство, а уж затем из межзвездного газа при гравитационном сжатии образовалась наша звезда Солнце и планеты. Таким образом, происходит постоянный круговорот газ-звезды-газ, при котором окружающая межзвездная среда «тяжелеет» со временем, и стягивается к диску Галактики под действием силы гравитации.

Химическая структура сверхгиганта перед взрывом сверхновой II типа.

Образование тяжелых элементов с зарядом ядра выше Z=26 (железо) происходит в еще более экзотических топках, чем термоядерные. Согласно современным представлениям, они могут образовываться в результате нейтронного захвата, который возможен только при больших плотностях нейтронов и в условиях очень высокой температуры. Такие условия достигаются только в момент взрыва сверхновой второго типа (это сверхновая, в результате взрыва которой образуется нейтронная звезда) или слияния двух нейтронных звезд, когда в выбросе сосредоточено большое количество нейтронов при высокой температуре.

Однако не все элементы могут быть рождены в ходе нуклеосинтеза с равной вероятностью. По законам ядерной физики вероятность образования таких элементов как Li, Be, B, Sc, Ti, V, Cr, Mn в термоядерных реакциях мала. Эти элементы образуются, главным образом, в процессах ядерных реакций более тяжелых ядер с ядрами межзвездной среды, т. е. являются фрагментами более тяжелых ядер, поэтому их принято называть вторичными ядрами. В составе ГКЛ, как это видно на рисунке, таких ядер оказывается на несколько порядков больше, чем в средней межзвездной среде. Как будет показано ниже, изучение доли вторичных ядер является мощным инструментом изучения процессов распространения ГКЛ в Галактике.

Во время взрыва разлетающаяся оболочка сжимает окружающий звезду газ, и некоторая доля частиц этого газа вовлекается в процесс ускорения. Поэтому считается, что состав КЛ в источниках повторяет состав средней межзвездной среды. На самом деле в КЛ доля протонов и гелия гораздо меньше, чем в средней межзвездной среде. Одно из объяснений этому факту – окружающая сверхновую среда перед взрывом уже обогащена тяжелыми элементами за счет так называемого звездного ветра, который представляет собой относительно медленное стекание оболочки массивной звезды в окружающее пространство. Кроме того, на начальном этапе в процесс ускорения очень эффективно могут вовлекаться космические пылинки, в которых сосредоточена большая часть тяжелых тугоплавких элементов. Однако, когда пылинки достигают высоких энергий, они разваливаются, но в результате такого процесса доля тяжелых элементов возрастает по сравнению с легкими, поэтому их в ГКЛ значительно больше, чем в среде. Изучая представленность различных химических элементов в ГКЛ можно подтвердить или опровергнуть эту гипотезу.

Ну, а если ускорение происходит в магнитосферах пульсаров, то инжектируемые с поверхности пульсара частицы вообще могут по составу радикально отличаться от средней межзвездной среды, например, в некоторых работах предполагается, что это могут быть ядра гелия или даже только ядра железа. Поэтому изучение химического состава космического излучения в разных энергетических интервалах может дать серьезные указания на место, где ускоряются ГКЛ.

Распространение в Галактике космических лучей

Покидая фронт ударной волны, заряженные частицы ГКЛ попадают под воздействие галактических магнитных полей. Происходит взаимное влияние магнитного поля и потока заряженных частиц. Частицы меняют свою первоначальную траекторию («запутываются» в магнитных полях Галактики), и, дойдя до края Галактики, могут из нее выйти («истечь» из Галактики). Причем процесс «истекания» зависит от энергии частицы ГКЛ. Связано это с тем, что, чем больше энергия частицы, тем сложнее ее развернуть магнитным полем, т. е. радиус кривизны ее траектории возрастает, и при энергии 1019 эВ частицы практически летят по прямой линии. А это означает, что с увеличением энергии возрастает вероятность вылета частицы из Галактики. Распространение космических лучей носит диффузионный характер, поэтому математически такое поведение описывается как зависимость коэффициента диффузии от энергии D~Ea, где показатель степени составляет a=0.3-0.6. Решая уравнения диффузии, можно получить, что энергетический спектр частиц по мере диффузии к Земле становится более крутым как раз на величину a. Поэтому, по измеренному около Земли спектру I~ Е-2.7 , оценен усредненный спектр в источниках I~ Е-2.1-2.4 .

Время удержания или «время жизни» ГКЛ до выхода за границы Галактики обратно пропорционально коэффициенту диффузии, т. е. оно уменьшается с ростом энергии. Для частиц с энергией 1-2 ГэВ оно составляет ~ 40 млн лет. За это время они успевают заполнить Гало Галактики и, хотя вещество в Галактике в основном очень разрежено (10-3-1 атом/см3), они успевают пройти заметную толщу вещества – около 10 г/см2 (в ядерной физике очень часто путь выражается в единицах плотность´расстояние, поэтому имеет размерность г/см2). Для частиц больших энергий пройденный путь должен резко уменьшаться: при энергии 10 ТэВ ¾ уже только 0.1-0.4 г/см2, а «время жизни» ГКЛ при этих энергиях уже 1-3 млн. лет

Сейчас известно, что космические лучи заполняют протяженное Гало Галактики, хотя основные объекты, способные ускорять КЛ, находятся в дисковой составляю шей Галактики.

Уменьшается ли пройденный путь на самом деле, можно узнать, измерив долю вторичных ядер при высоких энергиях, так как она прямо пропорциональна длине пути (выраженному в г/см2), проходимому частицей. На рисунке ниже приводится картинка по доле вторичных ядер бора к первичным ядрам углерода и ее экстраполяция в область высоких энергий по различным моделям. Как показано на рисунке, при низких энергиях все модели достаточно хорошо совпадают с экспериментом. Но уже при энергии около 10 ТэВ отношение вторичных ядер к первичным в разных моделях могут отличаться на два порядка. Измерив это соотношение, можно по выбранной модели определить структуру магнитных полей Галактики, определить значение коэффициента диффузии в зависимости от энергии, и определить характер спектра в источниках.

Экспериментальные точки отношения доли вторичных ядер бора к ядрам углерода и предсказания различных моделей из доклада .

Проблема анизотропии.

Давно было замечено, что ГКЛ падают на Землю удивительно изотропно. Существующий небольшой избыток ГКЛ в одном направлении на уровне 0.04% вполне объясняется движением Земли навстречу ГКЛ (Эффект Комптона-Геттинга). Проблема заключается в том, что в соответствии с расчетами анизотропия должна расти с ростом энергии как коэффициент диффузии, т. е. A~ Е0.3-0.5, а она не зависит от энергии. Кроме того, в стандартной теории ускорения КЛ в остатках сверхновых близкие остатки, такие как SNR Вела должны по расчетам давать заметный вклад в поток ГКЛ, и должен наблюдаться избыток частиц с этого направления. Измерение анизотропии на Земле осуществлялось на наземных установках, а это является очень трудной задачей, не только из-за малости эффекта, но и из-за различных эффектов в атмосфере, приводящих к изменению потоков. Кроме того, любая наземная установка просматривает ограниченную часть небосклона. Поэтому для того, чтобы ответить на вопрос, в разных ли источниках образуются космические лучи, необходимо измерить анизотропию для разных ядерных компонент, и лучше ее измерять за пределами атмосферы по всему небосклону в течении нескольких лет. Маленькая величина и отсутствие энергетической зависимости анизотропии от энергии свидетельствует либо о значительно более слабом росте коэффициента диффузии с ростом энергии, связанном с распространением ГКЛ, либо о значительно большем количестве источников КЛ, дающих вклад в основной поток, чем остатки сверхновых.

Актуальные задачи по исследованию ГКЛ

Все перечисленные процессы находят свое отражение в химсоставе и энергетических спектрах КЛ, измеряемых у Земли. Однако, в отличие от исследования Галактики методами астрономии в оптическом, радио, рентгеновском, гамма диапазонах электромагнитного излучения, когда сохраняется направление на исследуемый объект, исследование потока ГКЛ у Земли является объективно трудной задачей, поскольку КЛ содержат в себе интегральную информацию об источниках и процессах распространения в Галактике. Для корректной интерпретация состава и энергетического спектра КЛ необходимы прецизионные данные об элементном составе ГКЛ и относительном поведения энергетических спектров различных элементов.

Такая подробная информация накоплена лишь до энергий ~1012 эВ, на основе которой был оценен «возраст» ГКЛ, разработаны теоретические модели рождения и распространения ГКЛ, которые приняты большинством астрофизиков. Аппроксимация полученных результатов в область больших энергий вызывает споры – не хватает достоверных экспериментальных данных.

Однако, кажется, сама природа сможет помочь осуществить прорыв в понимании физики ГКЛ высоких энергий. Дело в том, что суммарный энергетический спектр ГКЛ имеет не монотонно падающий характер, а имеет несколько особенностей. Общее мнение состоит в том, что особенность в таком усредненном параметре как суммарный энергетический спектр ГКЛ должна вызываться какими то глобальными изменениями в природе явления и изучение механизмов изменения даст ответ на многие ключевые вопросы рождения и распространения ГКЛ.

Все началось с того, что сотрудниками НИИЯФ МГУ (, , 1958 г.) при анализе спектра ШАЛ был открыт первый «излом» в энергетическом спектре космических лучей при энергии ~ 3´1015 эВ. Впоследствии каждая вновь создаваемая установка ШАЛ (а их созданы десятки и на всех континентах) начинала свою работу с экспериментального подтверждения этого феномена, который принято называть «коленом». По мере развития методики ШАЛ и накопления статистического материала «анатомия» спектра КЛ с тех пор значительно уточнилась: оказалось, что при энергии ~1наблюдается некоторое «укручение» спектра, а затем его «уположение». Эта особенность спектра была названа «лодыжкой» (все эти особенности лучше видны, если интенсивность КЛ умножить на множитель Е2.5). На рисунке собраны экспериментальные данные по исследованию спектра КЛ в области энергий 1011 – 1021 эВ. При некоторой фантазии можно отметить, что форма энергетического спектра КЛ действительно напоминает ногу человека.

Если умножить спектр КЛ на E2.5, то при некоторой фантазии он действительно напоминает ногу человека, а точка в районе 3´ 1015 эВ – колено. На рисунке также приведены названия экспериментов, в которых получены экспериментальные значения.

Феномен «колена» КЛ – история длительностью 50 лет.

Экспериментальная проверка факта излома энергетического спектра КЛ с ~Е-2.7 на ~Е-3.1 была произведена многократно, поэтому достаточно быстро факт существования «колена» в спектре КЛ был признанно бесспорным, и этот факт немедленно потребовал своего объяснения. Возможности провести прямое изучение ГКЛ за пределами атмосферы в интересующем диапазоне энергий ( эВ) у исследователей не было, и пока нет – слишком дорого и методически трудно. Поэтому поиск решения последние почти 50 лет происходит на наземных установках «косвенной» методикой ШАЛ.

На сегодняшний день создано множество моделей физической интерпретации факта «колена», но ни одна из них не предоставляет убедительных экспериментальных доказательств. Все существующие модели можно условно разделить на две группы: «ядерно-физическая» и «астрофизическая».

В «ядерно-физической» группе моделей отвергается наличие излома в энергетическом спектре ГКЛ. Экспериментальный результат изменения интенсивности потока ГКЛ, объясняется принципиальным изменением характера ядерного взаимодействия при этих энергиях. Это наиболее ранняя и, пожалуй, наиболее радикальная интерпретация феномена «колена». Предлагались либо радикальные изменения известных механизмов рождения элементарных частиц, либо механизмы рождения новых экзотических элементарных частиц. Однако достоверных доказательств этих утверждений пока не нашли.

Сторонников «ядерно-физической» группы моделей становилось все меньше по мере развития ускорительной физики высоких энергий. В настоящее время ученые научились разгонять на огромных кольцевых магнитах, длиной до 30 км, частицы до энергий 1012 эВ (лаборатория Э. Ферми, США). Наиболее действенно использование ускорителей-коллайдеров на встречных пучках, когда в кольце ускорителя разгоняются два пучка частиц в противоположных направлениях, и затем эти пучки направляются в лобовое столкновение друг с другом. Взаимодействие встречных пучков с энергией около 1012 эВ соответствует взаимодействию в лабораторной системе отсчета при энергиях 2´1015 эВ. Такой коллайдер функционирует в течение нескольких последних лет, но эффектов, которые могли объяснить «колено» КЛ, пока не наблюдается. Принципиальное изменение характера ядерного взаимодействия отодвинуто в область более высоких энергий. На стадии строительства находится новый гигантский ускоритель частиц нового поколения LHC в ЦЕРН – в Европейском центре ядерных исследований в Швейцарии. Ввод его в эксплуатацию позволит изучать ядерные процессы при энергиях 3´1017 эВ. Это позволяет надеяться, что гипотеза об изменении модели взаимодействия, как причине происхождения «колена», будет либо подтверждена, либо окончательно забыта.

В «астрофизической» группе моделей так же нет единства мнений о характере механизмов порождающих «колено» ГКЛ. Существует около 20 гипотез объяснения колена, из которых можно выделить три основные направления:

1.  «Колено» в спектре ГКЛ отражает максимальную энергию протонов, до которой ускоряются КЛ в основных источниках.

2.  Диффузионные модели, в которых излом возникает как следствие распространения, т. е. по дороге от источников до Земли. При этом фоновый спектр ГКЛ, т. е. спектр в источниках имеет чисто степенной вид с единым показателем ~2.5-2.9 во всем диапазоне до 1018 эВ.

3.  Модель близкого источника, в которой в области колена доминируют частицы из сверхновой или пульсара, находящихся на «близком» расстоянии от Земли – в радиусе сотен парсек (1 парсек ~ 3.26 светового года), которые и определяют вид спектра в области «колена», в других частях Галактики спектр КЛ в этой области энергий выглядит иначе.

Рассмотрим эти гипотезы более подробно.

Колено в спектре ГКЛ как свидетельство ограничения на максимальную энергию ускорения

Существование колена в спектре космических лучей вызвано ограничением на максимальную энергию частиц, ускоряемых в сверхновых, положение колена определяется достаточно резким обрывом спектра протонов при Emax (p) и последующим «вымиранием» ядерных компонент при энергиях в Z раз больше Emax(N)=Z Emax(p), где N ¾ ядро с зарядом Z (такая зависимость естественно возникает, так как все процессы рассеяния и ускорения зависят от жесткости частицы, которая при больших энергиях равна E/Z). Схематически поведение различных химических компонент изображено ниже. А это означает, что в области излома, который определяется «вымиранием» протонов при Emax =3×1015 эВ до области «вымирания» ядер железа Emax=26×3×1015 ~ 1017 эВ, состав космических лучей должен достаточно резко утяжеляться. Некоторый вклад в область выше 1017 могут давать и ядра тяжелее железа, как было показано в ряде работ, но их уже на 4 порядка меньше, чем ядер железа.

Феноменологическая модель Й. Хёрандела, показывающая, как могут гипотетически выглядеть колена в спектрах отдельных химических элементов с разными зарядами, указанными в правом верхнем углу картинки.

Колено как следствие распространения КЛ в Галактике.

Вторая гипотеза объяснения колена связана не с процессами в источниках, а как раз с описанными выше процессами распространения КЛ в Галактике, диффузией частиц в космическом пространстве. При этом предполагается, что спектр в источниках имеет универсальное степенное распределение до энергии 1018 эВ с единым показателем. (Конечно, слабость этой гипотезы в том, что этот единый степенной спектр в таком широком диапазоне энергий тоже надо как-то объяснять). В этой модели глобальное тороидальное магнитное поле Галактики разрушает случайное рассеяние частиц на случайных магнитных неоднородностях и вызывает систематический дрейф частиц (Холловскую диффузию). Этот дрейф быстро растет с энергией, он начинает доминировать при энергии частиц, близкой к 1015 эВ, вызывая более быстрое истекание частиц из Галактики, и приводя к плавному изменению показателя наклона различных ядерных компонент. В каждой зарядовой компоненте точка излома будет смещаться в сторону больших энергий пропорционально Z. Еще более сложную картину дает учет сильной неоднородности космической среды – в этом случае существует принципиальная возможность пролететь через всю Галактику, вообще не зацепившись ни за какую магнитную неоднородность (так называемые прыжки Леви). Такая модель дает видимый излом спектра, правда очень плавный, как видно на рисунке.

Так должны вести себя различные ядра КЛ в области колена, если предположить, что колено является следствием распространения КЛ в сложной межзвездной среде.

Модель близкого источника

А. Ерлыкин и А. Вольфендейл обратили внимание на то, что в очень многих экспериментах с ШАЛ форма спектра в точке колена просто выглядит как пик. Так как наблюдаемый спектр является усредненной величиной от множества взрывов сверхновых, то объяснить резкую форму очень сложно. Поэтому авторы предположили, что спектр КЛ в источниках имеет универсальное степенное распределение (на рисунке обозначено, как background), а в точку излома дает вклад близкорасположенная сверхновая, генерирующая КЛ, которые практически не искажаются процессами распространения в Галактике, а значит, как следует из стандартной теории, имеют очень пологие спектры с показателем -2.1. При этом основной вклад в точку излома дают ядра группы углерода-кислорода, такая модель объясняет резкую форму колена, как это видно из рисунка.

На картинке показано, из чего должно «состоять» колено, в случае существования близкого источника

Почему важно измерять химический состав?

Чтобы проверить, какие же гипотезы верны, абсолютно необходимо измерить химсостав космических лучей в этой переходной области эВ. А это очень трудно сделать с помощью установок ШАЛ, поскольку определение заряда частицы, необходимое для выявления изломов в спектрах различных ядерных компонент, является очень неоднозначной процедурой, зависящей от модели множественного рождения вторичных частиц при столкновении первичной частицы с ядрами атомов атмосферы, в результате чего и образуется каскад частиц. За последние 50 лет были созданы десятки новых установок по изучению феномена колена в спектре Галактических космических лучей, основанных на изучении различных компонент ШАЛ (адронов, мюонов, черенковского света, а не только электронной компоненты ШАЛ, как в первых работах) что позволило определять не только энергию, но и (с некоторой точностью) определять природу первичной частицы, образовавшей ШАЛ. Однако попытки построить спектры различных групп ядер в области колена демонстрируют такой колоссальный разброс в данных, что это вызывает вопрос о принципиальной возможности решения задачи с помощью ШАЛ. Например, ниже на рисунке представлен химсостав в области колена, полученный на разных установках и представленный на конференции по космическим лучам в 2003 г. Обычно он представляется как средний логарифм массового числа ядра <ln A> в зависимости от энергии.

Среднее массовое число ядер космического излучения, полученное в разных экспериментах ШАЛ(BASJE, CASA-BLANKA, CASA-DICE, KASCADE, EAS-TOP) и в двух прямых экспериментах RUNJOB, JACEE

Такой колоссальный разброс данных при энергии 3´1015 эВ: от <lnA>=1 ( то есть только протоны и гелий ) до <lnA>=4 ( то есть почти только железо в этой области) свидетельствует о том, что абсолютно необходимы эксперименты, где заряд частицы измеряется прямыми методами.

Прямые эксперименты

Как видно из приведенных рисунков, сделать вывод о точке излома отдельных ядерных компонент по данным ШАЛ практически невозможно.

Но, может быть, можно непосредственно измерить спектр ПКИ в этой области энергий. Что дают прямые измерения спектров?

Измерения спектров различных ядер прямыми методами в области перед коленом требует либо очень большой экспозиции установок – годы (что возможно только на спутниках), либо большой площади установок, в связи с катастрофически уменьшающейся интенсивностью этих частиц с ростом энергий. Впервые спектр всех частиц в области, примыкающей к колену, был измерен прямым методом на спутниках Протон в Советском Союзе 30 лет назад в эксперименте, проведенном под руководством . В 80-е годы был проведен спутниковый эксперимент Сокол. К настоящему времени к области излома вплотную подошли только два прямых эксперимента, в которых экспонируются эмульсионные камеры на высотных аэростатах: JACEE (американо-японский эксперимент) и RUNJOB (русско-японский эксперимент), направленные на изучение химсостава космических лучей. Однако эти два эксперимента дали очень похожие спектры протонов (см. рис. ниже), но сильно различающиеся спектры ядер гелия. Данные по более тяжелым ядрам имеют слабую статистическую обеспеченность за счет довольно высокого энергетического порога применяемой методики. Большие надежды возлагаются на эксперимент ATIC, который также является аэростатным экспериментом, однако в отличие от RUNJOB и JACEE имеет более низкий порог регистрации, что позволяет связать данные, полученные ранее при низких энергиях с данными RUNJOB и JACEE.

Сводные данные по потокам протонов и гелия, представленные на Международной конференции по космическим лучам в 2005 г,.в Пуне (Индия) в докладе коллаборации RUNJOB.

Методы регистрации частиц высоких энергий

Как уже упоминалось, главное преимущество прямых экспериментов – это возможность измерить заряд падающей частицы. Измерение заряда частицы обычно базируется на измерении ионизационных потерь релятивистской частицы при прохождении ее через вещество, эти потери пропорциональны квадрату заряда частицы и практически не зависят от ее энергии. На этом принципе основано множество ядерно-эмульсионных, сцинтилляционных или полупроводниковые детекторов заряда. Принципиальных факторов, ограничивающих использование такого вида счетчиков, нет, а возникающие сложности построения реальной аппаратуры и точность в измерениях заряда определяются, главным образом, ограничениями, накладывающимися из условий полетного эксперимента.

Значительно сложнее построить за пределами атмосферы детектор энергии для частиц с энергиями Е >1012 эВ. Если для частиц КЛ при относительно невысоких энергиях Е<1012 эВ можно использовать такие методики как методика пороговых черенковских счетчиков, методика RICh-детектора, методика магнитного масс-спектрометра, то при переходе к более высоким энергиям возникают принципиальные пороговые эффекты, ограничивающие их применения. Поэтому из всего богатого арсенала методик современной экспериментальной физики для проведения энергетических измерений одновременно для всех типов ядер единой методикой, (это очень важно при определении соотношения их интенсивностей), в широком энергетическом диапазоне (несколько порядков) остается лишь методика ионизационного калориметра (ИК).

Методика ИК впервые была предложена и развита советскими физиками , , в середине прошлого века для исследования космических лучей, а в настоящее время ионизационные калориметры являются универсальными приборами для измерения энергии высокоэнергичных частиц не только в КЛ, а также и на современных ускорителях. Техническое воплощение современных ИК может быть очень сложным, но идея осталась простой, и она проиллюстрирована на рисунке: первичная частица входит в плотное вещество (например, железо, свинец или вольфрам), в веществе происходят многочисленные ядерные и электромагнитные взаимодействия, которые рождают целый каскад вторичных частиц. Если глубина вещества достаточна, то вся кинетическая энергия первичной частицы перейдет в каскад вторичных частиц, а они, в свою очередь, потеряют энергию на ионизацию и в итоге на нагрев плотного вещества (в кинетическую энергию атомов). Плотное вещество ИК обычно прослаивается датчиками частиц, регистрирующих сигнал, пропорциональный ионизационным потерям каскада. По суммарному сигналу от датчиков восстанавливается энергия первичной частицы с точностью до нескольких процентов в идеальном случае, если калориметр имеет очень большую глубину. Успехи в экспериментальной и теоретической физике высоких энергий за последнее время позволяют считать процессы развития каскада достаточно хорошо изученными, по крайней мере, до энергий, достигнутых на современных ускорителях (Е~1015 эВ). Поэтому часто для определения энергии используются тонкие калориметры, в которых не ставится задача фиксации целиком каскада вторичных частиц, а регистрируется только его начало, поскольку число частиц на небольшой глубине развития каскада также почти пропорционально энергии первичной частицы. Глубина ИК определятся возможностями полетного эксперимента и требуемой точностью в измерениях (например, в случае регистрации каскада до глубины его максимального развития точность составляет около ~50%).

Иллюстрация работы методики ионизационного калориметра. Синие полосы ¾- это слои плотного вещества. Ионизационные потери в данном случае фиксируются искровой камерой, которая позволяет увидеть трек заряженной частицы. На фотографии видно начало каскада, его максимум и постепенное затухание.

Главная проблема применения методики ИК при высоких энергиях – это очень массивные установки. Ведь интенсивность частиц падает как E-2.7 , поэтому чтобы зарегистрировать достаточное количество частиц, необходимо увеличение геометрического фактора аппаратуры, который пропорционален площади прибора. Именно огромные веса планируемых приборов стали критичным параметром, ограничивающим изучение КЛ с энергиями более 1014 эВ в космических экспериментах. Для продвижения в прямых исследованиях с КЛ в область Е ~1015 эВ с помощью даже очень тонких ИК необходимо вывести на орбиту на несколько лет не менее 1.5-2.0 тонны полезной нагрузки. Для того, чтобы перевести исследования КЛ в область энергий 1эВ, потребуется уже аппаратура с массой более 10 тонн. Теоретически современный уровень развития ракетно-космической техники позволяет создать такой тяжелый космический комплекс научной аппаратуры. Существует несколько интересных проектов такого типа аппаратуры, но ни одно государство (содружество государств) не решилось пока это осуществить.

Основная концепция эксперимента НУКЛОН

Основная концепция эксперимента НУКЛОН - это создание научной аппаратуры относительно небольшого веса (менее 200 кг) и габаритных размеров (менее 1.0 м3), способной решать актуальные задачи экспериментальной физики КЛ в широком диапазоне энергий эВ. Этот подход не требует собственного носителя аппаратуры, как это было в предыдущих исследованиях. Для ее экспонирования возможно использование дополнительных резервов, которые регулярно появляются на ряде серийных российских КА при выполнении долговременных целевых задач. Такая концепция позволяет минимизировать затраты и максимальным образом приблизить срок проведения космического эксперимента.

Резкое уменьшение массы аппаратуры достигается тем, что в проектируемом спектрометре предлагается вернуться к так называемым кинематическим методам определения энергии первичной частицы – вернее их модифицировать. Методы восстановления энергии по углам вылета вторичных частиц довольно широко применялись в экспериментах с космическими лучами в конце 50-ых, начале 60-ых годов. В качестве детекторов частиц использовались либо ядерные эмульсии, либо искровые камеры. Эта методика основана на регистрации углов разлета вторичных частиц, рожденных в акте неупругого взаимодействия частицы с ядром атома мишени. Оказывается, лоренц фактор частицы g=E/m (величина, непосредственно связанная с энергией и массой частицы) может быть определен, если измерить углы вылета всех вторичных частиц qi и найти, например, среднюю величину логарифма тангенса этих углов

ln (E/m) ~ <-ln tg q>

Из формулы видно, что чем больше энергия частицы, тем меньше средний угол вылета вторичных частиц, а значит, каскад становится «уже». В отличие от ионизационных калориметров эта методика не требуют толстого поглотителя энергии, достаточно тонкой мишени глубиной в несколько г/см2. Однако применение чисто кинематических методов приводит к достаточно большой ошибке в определении энергии, поэтому был предложен комбинированный подход: измерять не только «ширину» каскада вторичных частиц, но и их количество, т. е. объединить кинематический метод с методом очень тонкого калориметра. В результате необходимо измерить пространственную плотность вторичных частиц на начальном участке развития каскада вторичных частиц, т. е. получить «фотографию» (интенсивность частиц на плоскости) пятна от каскада вторичных частиц на некоторой глубине наблюдения. Как выглядит такой каскад от протона с энергией 100 ТэВ можно увидеть на рисунке ниже. Этот рисунок визуализирует расчет прохождения частицы через установку НУКЛОН по современным программам.

Изображение каскада вторичных частиц, образовавшихся от протона 100 ТэВ.

Такой метод дает возможность создания регистрирующей аппаратуры относительно небольшого веса при значительной величине ее светосилы с перспективой длительного времени экспозиции и проведения исследований КЛ в широком (несколько порядков) энергетическом диапазоне единой методикой. Авторы назвали эту методику KLEM (kinematic light - weight energy meter), чтобы подчеркнуть главное его достоинство - измеритель энергии маленького веса. И добавили слово кинематический, чтобы отразить суть метода. Этот метод является основным для измерения энергии первичной частицы в проекте НУКЛОН. Расчеты и тестовые эксперименты на ускорителе показали, что точность определения энергии составит около 50% с учетом априорного спектра космических лучей.

Конструкция прибора НУКЛОН.

Как же надо сконструировать прибор, чтобы он смог при таком маленьком весе решить поставленные научные задачи? Во-первых, как уже говорилось, нужно чтобы прибор измерял энергию частиц по методике KLEM, во-вторых, необходимо измерить заряд частицы, в-третьих, необходимо измерить угол прилета частицы, в четвертых, надо отличить полезный сигнал от частицы с интересующей нас пороговой энергией 1 ТэВ, от шумового сигнала. То есть, надо создать систему быстрого триггера, которая поможет отделять основную массу фоновых сигналов и передавать на Землю главным образом полезные сигналы. И, наконец, прибор должен быть достаточно большой площади, чтобы на него упало как можно больше частиц. Обычно установки, удовлетворяющие таким критериям использующие методику ИК, весят не менее 2-3 тонны, а прибор НУКЛОН весит не более 165 кг.

Для того чтобы удовлетворить всем требованиям пришлось применять самые новейшие технологии, а именно микростриповые и падовые кремниевые детекторы, которые уже довольно давно используются для анализа процессов множественного рождения на крупнейших ускорителях частиц.

Принцип действия кремниевых детекторов основан на сборе электрического заряда, возникшего в кристалле (в эксперименте НУКЛОН используются кристаллы с габаритами 62´62´0.34 мм3) высокоомного кремния после прохождения заряженной частицы. Сигнал пропорционален ионизационным потерям частицы в кремнии, которые, в свою очередь пропорциональны квадрату ее заряда. Для релятивистской частицы, а в начале каскада большинство частиц релятивистские, ионизационные потери в кремнии практически не зависят от ее энергии, т. е. сигнал в кристалле будет пропорционален количеству прошедших через него частиц. Сбор заряда с детектора можно осуществлять либо со структур в виде полосок проходящих вдоль детектора (стрипов), либо со структур в виде прямоугольников – падов. Каждый элемент таких структур в электрическом отношении является независимым датчиком, и по его отклику можно определить место, где частица пересекла кристалл. Регистрирующие плоскости в спектрометре НУКЛОН состоят из набора таких кристаллов: для системы измерения энергии регистрирующая плоскость состоит из 72 шт. стриповых детекторов, для системы измерения заряда регистрирующая плоскость состоит из 64 шт. падовых детекторов. Стрипы в соседних плоскостях располагаются во взаимно ортогональных направлениях, таким образом можно определять две координаты на плоскости, исследуя пространственное распределение частиц в начале каскада. Шаг размещения стрипа в используемых детекторах ~0.5. мм.

На приведенном выше рисунке хорошо виден один из очень неприятных эффектов, который назван эффектом обратного тока. Часть частиц, образовавшихся в ходе ядерных и электромагнитных взаимодействий в каскаде, летит назад по отношению к направлению прихода первичной частицы. Эти частицы могут попасть в детектор заряда, имитируя увеличение заряда. Величина обратного тока очень сильно растет с ростом энергии и зависит от объема вещества в установке. Снижение искажений, связанных с воздействием обратного тока на детектор заряда, достигается путем разбиения плоскости зарядового детектора на пады. Секционирование детектора уменьшает вероятность одновременного попадания в чувствительную часть детектора исследуемой частицы и фоновой, причем использование нескольких слоев детекторов снижает эту вероятность еще в несколько раз. В проекте НУКЛОН каждый кристалл разделен на 16 падов с площадью ~2.5 см2 каждый. Расчетное, экспериментально подтвержденное в ускорительном эксперименте, значение точности в зарядовых измерениях составляет несколько процентов.

В целом научная аппаратура НУКЛОН представляет собой «слоистую» структуру с габаритными размерами активной части спектрометра ~500х500х250 мм3.

В состав научной аппаратуры входит:

4 слоя падовых (размер пада ~2.5 см2) кремниевых детекторов, предназначенных для прецизионного измерения заряда первичной частицы;

6 слоев микростриповых кремниевых детекторов (шаг стрипа ~450 мкм), предназначенных для определения: энергии первичной частицы, локализации места первого неупругого взаимодействия, траектории прихода в установку первичной частицы;

6 слоев позиционно чувствительных сцинтилляционных детекторов, предназначенных для выработки триггерного сигнала.

Схема установки приведена на рисунке ниже. И на нем условно изображены две частицы («высокой» и «низкой» энергий), которые провзаимодействовали в мишени, и зарегистрированны во всех 16 детектирующих слоях.

Принципиальная схема детектора НУКЛОН.

В относительно тонкой мишени частица испытывает ядерное взаимодействие, образуются вторичные γ-кванты (от распада p0 и h-мезонов) и заряженные однозарядные частицы (в основном пионы). На некотором расстоянии от мишени расположено 2 слоя вольфрама по 0.7 см. При прохождении через них практически все γ-кванты дают начало электромагнитному каскаду. Слои координатно-чувствительных детекторов, способных фиксировать как число, так и распределение пространственной плотности заряженных частиц около трека первичной частицы, расположены под каждым из слоев вольфрама для определения энергии частицы. Еще два слоя микростриповых детекторов находится между мишенью и конвертором. Они совместно с остальными слоями позволяют с достаточной точностью восстанавливать направление трека первичной частицы и позволяют отбирать события, где место первого взаимодействия произошло в мишени.

Ниже приведен общий вид детектора НУКЛОН.

Общий вид детектора НУКЛОН.

Этот прибор будет и собирать информацию о КЛ в течение 5 лет, что позволит решить следующие научные задачи.

Научные задачи.

1) Исследование энергетических спектров различных элементов в космических лучах в области энергий 1-1000 ТэВ, проверка гипотезы наличия неоднородностей (колен) в спектрах различных ядер КЛ, что может свидетельствовать о смене источников ускорения в указанной области энергий.

2) Проверка гипотезы разных наклонов спектров различных компонент, которая предполагает специфические места ускорения тяжелых элементов в Галактике, где сосредоточено повышенное количество тяжелых элементов.

3) Исследование энергетической зависимости отношений вторичных ядер Li, Be, B к ядрам СNO и группы суб–Fe к Fe, что дает возможность измерения энергетической зависимости коэффициента диффузии, а значит, позволяет получить переход от наблюдаемых у Земли спектров КЛ к истинным спектрам в источниках для различных компонент и установить наличие или отсутствие процессов доускорения КЛ по мере их распространения до Земли.

4) Исследование тонкой структуры представленности отдельных элементов с целью подтверждения или опровержения гипотезы, что на начальном этапе ускорения ускоряются космические пылинки.

5) Исследование возможной пространственной анизотропии отдельных групп ядер, что может быть связано с наличием близкого источника КЛ.

Преимущества эксперимента НУКЛОН по сравнению с другими экспериментами

Не смотря на маленький вес прибора, такой эксперимент имеет целый ряд преимуществ перед другими проектами использующие тонкие калориметры.

В настоящий момент суммарный планируемый фактор экспозиции эксперимента НУКЛОН превышает почти в 10 раз имеющиеся эксперименты. Исследование в космосе доли вторичных к первичным ядер имеет принципиальное преимущество по сравнению с баллонными экспериментами, в которых остаточная атмосфера составляет около 6 г/см2, что в десять раз превышает толщу вещества, проходимого ядрами в Галактике при энергии около 1 ТэВ. Поскольку прибор почти не имеет тяжелого вещества, то ожидаемый обратный ток, искажающий зарядовое разрешение на порядки меньше, чем в обычных тонких калориметрах и можно ожидать прецизионное измерение тонкой структуры химсостава ГКЛ. Прибор дает возможность проведения мониторинга заряженных частиц с энергией 1 ТэВ в условиях отсутствия искажающего влияния атмосферы.