Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА 1. Обзор состояния проблемы к началу исследований . 14
1.1. Антипротоны и космология 14
1.2. Теоретические оценки потоков антипротонов в первичном космическом излучении . 19
1.3. Экспериментальный поиск галактических антипротонов. 22
1.4. Теоретические оценки потоков дейтонов в космических лучах. 25
1.5. Измерения потоков галактических дейтонов. 28
1.6. Выводы. 29
ГЛАВА 2. Экспериментальный метод . 38
2.1. Аэростатный магнитный спектрометр. 39
2.1.1. Управляющий телескоп. 41
2.1.2. Система регистрации. 48
2.1.3. Исследование основных параметров магнитного спектрометра (светосила, энергетическое разрешение, эффективность регистрации). 51
2.2. Ожидаемый фон экспериментов при регистрации антипротонов. 69
2.3. Выводы. 72
ГЛАВА 3. Баллонные эксперименты по регистрации галактических антипротонов и дейтонов с помощью магнитного спектрометра . 74
3.1. Баллонные полеты. 74
3.2. Обработка информации. 79
3.3. Наземные измерения. 82
3.4. Результаты экспериментов по регистрации антипротонов . 89
3.5. Результаты измерений потоков дейтонов. 125
3.6. Выводы. 146
ГЛАВА 4. Интерпретация результатов исследований . 150
4.1. Экспериментальные исследования галактических антипротонов. 150
4.2. Теоретическая интерпретация измерений потоков антипротонов. 188
4.3. Измерения потоков дейтонов. 227
4.4. Интерпретация измерений потоков дейтонов. 231
4.5. Выводы. 244
ГЛАВА 5. Перспективы дальнейших исследований антипротонов и дейтонов в галактических космических лучах . 249
5.1. Дальнейшие стратосферные исследования спектров антипротонов и дейтонов в космических лучах. 249
5.2. Перспективы космических экспериментов по регистрации галактических антипротонов и дейтонов. 285
5.3. Выводы. 322
Заключение. 330
Список литературы.
- Теоретические оценки потоков антипротонов в первичном космическом излучении
- Исследование основных параметров магнитного спектрометра (светосила, энергетическое разрешение, эффективность регистрации).
- Результаты экспериментов по регистрации антипротонов
- Измерения потоков дейтонов.
Введение к работе
Исследование потоков антипротонов и деитонов в галактических космических лучах является интереснейшей и актуальной задачей физики космических лучей последних десятилетий, охватывающей область от изучения происхождения и распространения космических лучей до возможностей получения информации о ранней стадии развития Вселенной.
Космические лучи, генерируемые в основном во время вспышек сверхновых, примерно отражают химический состав материи в источниках. После ускорения в источниках при дальнейшем распространении в межзвездной среде состав космических лучей может существенно меняться в результате ядерных реакций с межзвездным газом. При этом более тяжелые ядра превращаются в ядра с меньшей массой и зарядом и некоторые частицы и ядра, первоначально практически отсутствующие в источниках, могут наблюдаться в космических лучах в заметных количествах. К этой последней категории относятся антипротоны и дейтоны и их исследование важно с точки зрения понимания распространения и пространственного распределения космических лучей в Галактике. Дополнительным преимуществом антипротонов и деитонов по сравнению с более тяжелыми ядрами является то, что их средние пробеги для взаимодействий при релятивистских энергиях значительно больше среднего количества материи, проходимого космическими лучами, и получаемая информация в значительной мере является модельно независимой. Другой важный аспект связан с тем, что дейтоны имеют энергию на нуклон близкую к энергии ядер, ответственных за их рождение, при сравнительно низком энергетическом пороге генерации порядка десятков МэВ/нукл., в то время как энергия антипротонов примерно на порядок ниже энергии рождающих их космических лучей и эффективный
5 энергетический порог реакции близок к 10 ГэВ. Это обстоятельство позволяет более
детально изучать вопросы, связанные с ускорением космических лучей. Потоки
антипротонов в галактических космических лучах генерируются в основном в ядерных
реакциях протонов, в то время как потоки дейтонов обусловлены главным образом
ядерными реакциями ядер гелия. Сравнение результатов исследований антипротонов,
дейтонов и более тяжелых ядер дает возможность, таким образом, определить
существование единства или различия процессов распространения и пространственного
распределения в Галактике различных компонент космических лучей.
Следующим интересным аспектом исследования антипротонов, связанным с их отрицательным зарядом, является возможность изучения проникновения межзвездных космических лучей с отрицательным и положительным знаком заряда в Солнечную систему в различных фазах солнечной активности при различной полярности солнечного магнитного поля, меняющейся с 22-летним циклом. В связи с этим энергетическая зависимость отношения потоков антипротонов и протонов ( р/р-отношение) должна меняться с 22-летним циклом при неизменности, благодаря равенству отношения массы к заряду, энергетической зависимости отношения потоков релятивистских ядер дейтерия и гелия-4.
Исследования галактических антипротонов могут способствовать также прогрессу в изучении экзотических проблем скрытой массы Галактики и реликтовых черных дыр, т.к. антипротоны в космических лучах могут возникать в результате аннигиляции суперсимметричных частиц, сосредоточенных в гало Галактики и образующих скрытую массу, или при испарении реликтовых черных дыр (процесс Хокинга). При этом потоки антипротонов в области энергий меньше 1 ГэВ могут превышать за счет этих источников
потоки антипротонов, возникающих в ядерных взаимодействиях космических лучей с межзвездной материей и резко спадающих за счет кинематического обрезания в области малых энергий. Исследования в этом направлении могут, таким образом, способствовать открытию новых астрофизических объектов и явлений и связаны с кругом таких фундаментальных проблем физики, как знание о состоянии материи на самой ранней стадии развития Вселенной, экспериментальная проверка современных калибровочных теорий элементарных частиц.
Работы по поиску антипротонов в галактических космических лучах были начаты в нашей стране в 1963 г. по инициативе и под руководством академика Б.П.Константинова в Астрофизическом отделе Физико-технического института им. А.Ф.Иоффе в связи с проверкой гипотезы о возможности зарядовой симметрии Вселенной, опиравшейся на существовавшие в то время данные физики элементарных частиц о симметрии свойств частиц и античастиц и закон сохранения барионного заряда. Взрывные процессы в звездах, являющихся источниками космических лучей, могли обеспечить возможность обнаружения звезд и галактик из антивещества путем регистрации в космических лучах потоков антипротонов, антиядер. Такой поиск был одновременно начат в ряде стран в начале 60-х годов.
В конце 60-х годов для поиска антипротонов в Физико-техническом институте им. А.Ф.Иоффе был разработан и впервые построен магнитный спектрометр, предназначенный для экспериментов на высотных аэростатах. Начало этих исследований явилось качественно новым этапом в изучении проблемы антипротонов в галактическом космическом излучении, продемонстрировавшем высокую эффективность использования магнитных спектрометров в исследовании спектров и состава космических лучей высоких энергий, подтвержденной дальнейшей мировой практикой исследований. Использование
7 магнитного спектрометра для анализа изотопного состава ядер водорода в космических
лучах также позволило впервые провести измерение потоков ядер дейтерия в
неисследованной ранее области энергий порядка 1-2 ГэВ/нукл., впервые измерить на
стратосферных высотах спектры и зарядовый состав атмосферных мюонов, интересных, в
частности, с точки зрения наземных нейтринных измерений.
Настоящая работа содержит анализ исследований, проведенных лабораторией Космической спектрометрии в 1972-1990 гг., и посвящена прежде всего результатам поиска антипротонов в галактических космических лучах, завершившихся их успешным обнаружением, которое опередило зарубежные исследования, проводимые в этом же направлении, последующим измерением потоков антипротонов в энергетическом диапазоне 0.2-5 ГэВ, впервые обнаружившим кинематическое обрезание спектра антипротонов в области малых энергий, которое указывало на механизм генерации основного потока антипротонов, анализу изотопного состава ядер водорода в неисследованной ранее области высоких энергий. Анализ выполнен с учетом новых данных, полученных при прецизионном исследовании наземных спектров космических лучей, и с использованием современных представлений о фоновых условиях измерений на стратосферных высотах. Содержание и структура работы.
Диссертация состоит из введения, пяти глав и заключения. Материал изложен на страницах, включая 362 стр. текста, 119 рисунков и 4 таблиц. Список цитируемой литературы включает 224 наименования.
В первой главе анализируется состояние теоретических исследований и экспериментальных поисков антипротонов в галактическом космическом излучении к началу данной работы, представлен анализ теоретических и экспериментальных
8 исследований изотопного состава ядер водорода в космических лучах, выполненных до
начала данной работы.
Во второй главе рассматривается метод исследования, определяющие условия, которым должен удовлетворять аэростатный магнитный спектрометр, исследование основных характеристик прибора, позволивших обеспечить успешное проведение экспериментов.
В третьей главе рассматриваются условия проведения баллонных экспериментов с помощью магнитного спектрометра по измерению потоков антипротонов в энергетической области 0.2-5 ГэВ и регистрации дейтонов в области энергий 0.8-1.7 ГэВ/нукл., обработка полученной в стратосферных полетах информации, вьщеление результирующих спектров отклонений частиц в магнитном поле спектрометра, представлены результаты исследований.
В четвертой главе обсуждается интерпретация результатов экспериментальных исследований потоков антипротонов и дейтонов в космических лучах, проводится сравнительный анализ полученных результатов с современными мировыми данными. В пятой главе анализируются перспективы дальнейших исследований в данном _» направлении в стратосфере и околоземном космическом пространстве.
В заключении приведены основные результаты данной работы. Научная новизна работы.
Обнаружен и впервые измерен поток антипротонов с энергией 2-5 ГэВ в составе галактического космического излучения.
Впервые выполнено измерение потока антипротонов в энергетической области 0.2-2 ГэВ и обнаружено кинематическое обрезание спектра антипротонов в области
9 малых энергий, указывающее на механизм генерации основного потока
антипротонов в космических лучах - ядерные взаимодействия космических лучей высоких энергий с межзвездной средой.
3. Впервые получена экспериментальная астрофизическая оценка нижнего предела
времени жизни антипротонов на уровне 10 лет, значительно превышающая
экспериментальный предел 1850 лет, достигнутый в работах на ускорителях
к моменту завершения баллонных экспериментов ФТИ, и сравнимый с уровнем современных ускорительных данных.
Впервые измерены потоки дейтонов в галактических космических лучах в неисследованной ранее энергетической области 0.8-1.7 ГэВ/нукл. вблизи минимума и максимума солнечной активности.
Впервые измерены интенсивности и зарядовый состав атмосферных мюонов на стратосферных высотах в средних и высоких широтах и разработана первая глобальная модель широтных, высотных и угловых распределений потоков мюонов, протонов и нейтронов в различных фазах солнечной активности.
Впервые создана серия магнитных спектрометров для*аэростатных экспериментов по регистрации потоков антипротонов, дейтонов в космических лучах, вторичных частиц вблизи границы атмосферы и разработана методика измерений.
По результатам работы на защиту выносятся следующие основные положения: 1. Обнаружение антипротонов в составе галактических космических лучей в энергетической области 2-5 ГэВ. Результаты измерений интенсивности антипротонов и р/р-отношения в этой энергетической области. Экспериментальная астрофизическая оценка нижнего предела времени жизни антипротонов на уровне 10 -10 лет.
2. Результаты измерений интенсивности антипротонов и р/р-отношения в энергетической
области 0.2-2 ГэВ при отрицательной полярности солнечного магнитного поля. Вывод о вторичной природе основного потока галактических антипротонов, генерируемого космическими лучами высоких энергий при ядерных взаимодействиях с межзвездной средой.
Ограничения для возможных источников первичных антипротонов в космическом пространстве на основании проведенных измерений антипротонов в галактических космических лучах.
Результаты измерений интенсивностей дейтонов, ^^Не- и 2Н/!Н-отношений в галактических космических лучах в энергетической области 0.8-1.7 ГэВ/нуклон вблизи минимума и максимума солнечной активности. Роль модуляционных факторов при распространении дейтонов в гелиосфере.
Вывод о практическом единстве процессов и параметров распространения в Галактике протонной, гелиевой и ядерной компонент первичного космического излучения на основании проведенного комплекса исследований антипротонов и дейтонов в галактических космических лучах с энергией выше 1 ГэВ/нуклон.
Результаты измерений интенсивностей, зарядового состава атмосферных мюонов, протонов и гелия вблизи границы атмосферы в сравнении с разработанной моделью широтных, высотных и угловых распределений потоков первичных и вторичных космических лучей на стратосферных высотах в различных фазах солнечной активности.
Разработанная методика измерений антипротонов и дейтонов в галактических космических лучах с помощью баллонных магнитных спектрометров и обоснование
новых возможностей разделения по массе однозарядных частиц в космическом излучении с использованием идентификаторов релятивистских частиц высокого давления. Практическая ценность работы.
Обнаружение антипротонов в составе галактических космических лучей, измерение их интенсивностей и р/р-отношения в энергетической области 0.2-5 ГэВ инициировало исследования проблемы источников антипротонов в космическом пространстве, открыло новые возможности в изучении проблем распространения космических лучей в Галактике, прежде всего их протонной компоненты, и проблем модуляции космических лучей в околосолнечном пространстве. Проведенные измерения позволили сделать вывод о вторичной природе основного источника антипротонов в космических лучах и получить ряд ограничений на существование возможных источников первичных антипротонов в галактическом космическом излучении.
Измерения интенсивностей дейтонов, 2Н/4Не- и ^'Н-отношений в космических лучах в неисследованной ранее энергетической области 0.8-1.7 ГэВ/нуклон вблизи минимума и максимума солнечной активности обеспечили дополнительные возможности, наряду с измерениями гелия-3 в космических лучах, по независимому изучению распространения гелиевой компоненты космических лучей в Галактике и модуляционных эффектов в гслиосфере. Проведенные исследования антипротонов и дейтонов в космических лучах позволили сделать вывод о практическом единстве процессов распространения в Галактике протонной, гелиевой и ядерной компонент в исследуемой энергетической области.
12 Разработанная расчетная модель высотных, широтных и угловых зависимостей
космического излучения (мюонов, протонов, нейтронов) позволила обобщить
существующие экспериментальные данные в единую систему, использовать расчетные
данные при анализе экспериментальных данных, прогнозе интенсивностей космических
лучей при подготовке новых измерений в атмосфере, в прикладных исследованиях
радиационной обстановки в атмосфере, связанной с естественным фоном космического
излучения.
Разработанная методика исследований спектров и состава космических лучей в стратосфере с помощью магнитных спектрометров и накопленный экспериментальный опыт использованы при подготовке новых экспериментов в стратосфере и космическом пространстве по исследованию космического излучения. Апробация работы.
Все положения, выносимые на защиту, опубликованы в открытой печати в тридцати научных работах, список которых приведен в конце диссертации. Результаты работы неоднократно представлялись и докладывались на Международных конференциях по космическим лучам (ICRC): 12th ICRC (Hobart, 1971), 16th ICRC (Kyoto, 1979), 17th ICRC (Paris, 1981), 20th ICRC (Moscow, 1987), 21st ICRC (Adelaida, 1990), 24th ICRC (Rome, 1995), International Conference "Physics at the Turn of the 21st Century" (С.-Петербург, 1998), 18th European Cosmic Ray Symposium (Moscow, 2002), докладывались на Всесоюзных и Всероссийских конференциях по космическим лучам в Ереване (1979), Самарканде (1981), Якутске (1984), Алма-Ате (1988), Москве (1994, 1996), Дубне (2000), обсуждались на международных совещаниях по проекту PAMELA, зарубежных семинарах в Национальном институте ядерной физики, Италия (Ваті, 1996) и Королевском технологическом институте,
13 Швеция (Stockholm, 1997), а также в России на семинарах лаборатории Космической
спектрометрии, сектора теоретической астрофизики ФТИ им. А.Ф.Иоффе РАН, научной
сессии МИФИ-99 и имеют высокий уровень цитируемости в зарубежных и национальных
публикациях.
Теоретические оценки потоков антипротонов в первичном космическом излучении
Омнес полагал, что после аннигиляции в одних областях (порядка размера галактик) окажется избыток вещества и останется около 10"8 нуклонов на один фотон, в других областях (того же порядка) столько же антинуклонов. Таким образом, по мнению Омнеса, зарядово-симметричная теория приводит к современной картине мира, состоящего из галактик и антигалактик. Его расчеты давали две характерные величины: отношение средней плотности нуклонов (и антинуклонов) к плотности фотонов и характерный размер области, заполненной веществом или антивеществом.
Критические оценки [14] работ Омнеса показали, что отклонения от зарядовой симметрии гораздо меньше, чем предполагал Омнес, а расчет разделения и последующей аннигиляции приводит к гораздо меньшей остаточной концентрации нуклонов и антинуклонов.
Анализ причин возникновения барионной асимметрии Вселенной был впервые предпринят А.Д.Сахаровым [15], предположившим впервые возможность приближенного характера закона сохранения барионов, нарушения СР-инвариантности при нестационарных процессах расширения горячей Вселенной на сверхплотной стадии. Возникновение асимметрии было отнесено к стадии расширения, соответствующей плотности частиц порядка 1098 см"3, плотности энергии порядка 10114 эрг/см3. Время жизни протона было впервые оценено на уровне более 10 лет.
При рассмотрении зарядово-несимметричного мира можно было также провести расчет остаточной концентрации антинуклонов от эпохи, когда характерная температура была выше массы покоя нуклонов и была велика концентрация нуклон-антинуклонных пар. Расчет [12,14] показал, что начиная с момента 10 с от сингулярного состояния концентрация реликтовых антибарионов пренебрежимо мала и составляет по отношению к барионам величину меньшую "Ю"60. Таким образом, согласно зарядово-несимметричной модели, реликтовые антибарионы в современную эпоху практически отсутствуют.
Существенно большая концентрация антинуклонов возникает за счет взаимодействий космических лучей высоких энергий с межзвездным веществом. 1.2. Теоретические оценки потоков антипротонов в первичном космическом излучении.
Впервые расчет потока антипротонов - продуктов взаимодействий космических лучей с межзвездной средой проведен в Физическом институте им. П.НДебедева АН СССР в 1955 г. М.И.Фрадкиным [4]. Работа была выполнена до экспериментального обнаружения антипротонов на ускорителе в Беркли, США и положила начало целому ряду последующих расчетов на эту тему, проведенных начиная со второй половины 60-х годов [16-33].
Расчетные величины потоков антипротонов в космических лучах получены на основе анализа ускорительных данных по сечениям рождения антипротонов при взаимодействии с веществом и при предположениях, в основном, о прохождении космическими лучами 5 г/см межзвездного газа.
Полученные впервые верхние пределы для интегральных относительных потоков антипротонов равнялись: р/р ( 1.7 ГэВ) 1.7 Ю-3 и р/р ( 9.4 ГэВ) 4 10"4 [4] и оказались близкими к современным оценкам этих величин.
Расчет выполнен на основе статистической теории Ферми для взаимодействий частиц высоких энергий в предположении равновесия между процессами рождения антипротонов и их потерями за счет аннигиляции и неупругих взаимодействий.
Энергетическая зависимость р/р-отношения и интегральный спектр антипротонов в области энергий 0.4-100 ГэВ впервые рассчитаны С.Розеном (Нью-Йоркский университет) в работе [16]. Расчет проведен на основе диффузионной теории распространения космических лучей (стационарная модель с утечкой), с учетом реального состава и спектра первичного космического излучения, состава межзвездной среды, обобщения ускорительных экспериментальных данных по сечениям рождения и аннигиляции антипротонов и оценок в области высоких энергий на основе статистической теории Ферми. Основные результаты работы следующие:
В работе в первом приближении учтена зависимость количества вещества, проходимого космическими лучами, от энергии, причем предполагалось, что космические лучи с энергией до 10 ГэВ проходят 6 г/см2, в области высоких энергий этот параметр принимает значение 3 г/см2 и зависит от энергии.
Д.Вейланд и Т.Бовен (университет Аризоны) [17], решая уравнение для диффузии и ускорения космических лучей, рождающихся при вспышках сверхновых, провели расчет спектров первичных протонов и на основе ими же развитой модели, описывающей рождение антипротонов в ядерных реакциях, рассчитали интегральные спектры антипротонов в области энергий выше 10 ГэВ в предположениях: 1. ускорение и большая часть вещества сосредоточены внутри оболочки сверхновой, 2. ускорение и большая часть вещества - в галактическом пространстве, 3. все ускорение - внутри оболочки сверхновой, но большая часть вещества - в галактическом пространстве.
Суммарное количество межзвездного вещества на пути частиц космического излучения предполагалось равным 2.5 г/см .
Авторами сделан вывод, что в последнем случае спектр антипротонов существенно отличается от первых двух вариантов, что позволяет на основе изучения спектра антипротонов получить сведения о локализации областей ускорения космических лучей и распределения вещества на пути частиц космического излучения. Характерные значения для р/р-отношения: 1. Р/Р 1.2.3)Н0 ГэВ) 10б 2- р7ро.2)( 100 ГэВ) 2 10б 3. р/р(3)Н00 ГэВ) 4 1СГ7
С ростом энергии отличие спектров резко возрастает, достигая, например, при энергии 104 ГэВ четырех порядков величины.
Интересный подход к проблеме расчета спектра антипротонов в космическом излучении предложили американские исследователи К.Шен и Г.Беркей [18]. Исходя из идеи, что в области энергий порядка нескольких ГэВ отношение потока антипротонов к потоку позитронов определяется только отношением хорошо изученных сечений рождения антипротонов и л мезонов в ядерных реакциях и не зависит от астрофизических параметров распространения космических лучей, они воспользовались экспериментальными данными по потокам позитронов в космическом излучении [34] и оценили величину р/р-отношения в энергетической области выше 5 ГэВ как постоянную и равную -10 .
Исследование основных параметров магнитного спектрометра (светосила, энергетическое разрешение, эффективность регистрации).
Изображение через систему линз и зеркал поступает на фоторегистраторы, находящиеся в ждущем режиме (изображение через объектив поступает на фотопленку), регистрируется и производится перетяжка фотопленки для приема изображения следующего кадра. Линзы, в фокусах которых находятся объективы фоторегистраторов, установлены перед искровыми камерами вплотную к ним и обеспечивают параллельность проекций изображений искр в искровых камерах на шкалы фронтальных и боковых проекций изображений. Схема регистрации изображений представлена на рис. 2.5. На время фотографирования и перетяжки фотопленки производится блокировка прибора. Время блокировки 0.9 с. 2.1.3. Исследование основных параметров магнитного спектрометра.
Основными параметрами магнитного спектрометра являются: эффективность регистрации частиц космического излучения детекторами, входящими в состав прибора; светосила прибора и ее зависимость от импульса регистрируемой частицы; селекция частиц по направлению прихода; энергетическое разрешение спектрометра и его зависимость от импульса.
Настройка магнитного спектрометра и определение его основных параметров проводилась на атмосферных мюонах. В зависимости от решаемой задачи достаточно было либо предположения о том, что весь поток заряженной компоненты космического излучения - это релятивистские однозарядные частицы, либо использовались данные о спектре мюонов на уровне моря, полученные с хорошей точностью с помощью магнитного спектрометра в работе [52], спектрах протонов из работы [53] и спектров электронов и позитронов из работы [54].
Для настройки по амплитуде сцинтилляционных счетчиков Сі, Сг, Сз, С4 и направленного черенковского счетчика Чг достаточно первого приближения. После 1 - 4 - зеркала
Схема регистрации изображений. определения распределения амплитуд с детекторов от однозарядных релятивистких частиц из атмосферы в условиях реальной геометрии расположения детекторов в спектрометре задавались исходные параметры для схем электроники (пороги, соотношение порогов). Затем путем изменения напряжений на фотоумножителях счетчиков, обеспечивались необходимые амплитуды сигналов с детекторов.
Меняя времена задержек сигналов с детекторов при выбранных и установленных напряжениях на фотоумножителях с помощью измерения кривых задержанных совпадений можно было обеспечить необходимое совмещение сигналов во времени.
Светодиоды, установленные во всех счетчиках, с помощью генератора, обеспечивающего имитацию сигналов от однозарядных частиц в каждом детекторе, позволяли быстро в первом приближении провести настройку детекторов и, после завершения окончательной настройки, контролировать стабильность работы прибора, а также проводить его комплексную проверку в части электроники. В связи с тем, что весь этот процесс настройки достаточно стандартен и очевиден, здесь не дается более подробное его описание.
Необходимо отметить, что при отборе фотоумножителей для сцинтилляционных счетчиков выбирались фотоумножители с хорошим коэффициентом усиления и минимальным шумом для уменьшения числа случайных совпадений сигналов сцинтилляционных счетчиков Сі и СА , для направленного черенковского детектора отбирались ФЭУ-49 с хорошей равномерностью чувствительности фотокатода, для чего при отборе с помощью светодиода снималась карта распределения чувствительности фотоумножителей; для фотоумножителя газового черенковского счетчика наиболее существенен был максимальный интегральный квантовый выход с фотокатода при хороших шумовых характеристиках. Основным требованием, предъявляемым к газовому черенковскому счетчику была его настройка на регистрацию каждого фотоэлектрона, вылетающего с фотокатода.
В связи с тем, что просмотр внутреннего объема газового черенковского счетчика производится через окно из толстого оргстекла можно было воспользоваться черенковским свечением, возникающим при прохождении релятивистских мюонов через слой оргстекла. Счетчик устанавливался так, чтобы колба фотоумножителя была направлена в зенит и определялась средняя амплитуда сигналов с фотоумножителя от релятивистских мюонов. Меняя амплитуду сигнала, подаваемого на светодиод, можно было с помощью светодиода имитировать черенковское свечение, возникающее при прохождении релятивистских мюонов через блок оргстекла и по известному соотношению [55]: = {r-f\{l -w\L (2Л) 137 {Х2 Х,Д nzp2J где Nv - число фотонов, в интервале длин волн Х\ Я.2, рождающихся на длине L, п -показатель преломления среды, р - отношение скорости частицы к скорости света, с достаточной точностью знать число фотонов, соответствующее выбранному свечению светодиода. Задавшись средним значением величины квантового выхода фотоэлектронов с фотокатода, можно определить соответствующее вспышке со светодиода число фотоэлектронов с фотокатода. Далее светодиод перекрывается нейтральным фильтром с коэффициентом поглощения порядка 100 с тем, чтобы получить в среднем в импульсе от 1/10 до 1/3 фотоэлектронов. При этом с соответствующей вероятностью [56] при запуске светодиода на фотокатоде не рождалось ни одного фотоэлектрона, либо рождался один фотоэлектрон. В зависимости от среднего числа фотоэлектронов вероятность появления двух фотоэлектронов могла быть выбрана пренебрежимо малой.
Результаты экспериментов по регистрации антипротонов
Полный объем обработанной информации составил 100 тысяч событий. После отбраковки событий, не удовлетворяющих критериям отбора (например, одновременное прохождение двух или нескольких частиц; заметное отличие измеренных в отдельных камерах углов наклона траекторий от расчетных углов входа и выхода, полученных на основе определения координат частиц в искровых камерах; указание на прохождение частиц с зарядом больше единицы в экспериментах по регистрации антипротонов; существенное отклонение координаты точки поворота траектории от области вблизи центра магнита) для каждого полета строился спектр отклонений зарегистрированных частиц в магнитном поле спектрометра. 3.3. Наземные измерения.
Наземные измерения в период предполетной подготовки магнитных спектрометров позволяли определить основные параметры приборов, проводить их контроль до и после полетов, измерять спектры и состав наземного фона частиц и, при сравнении с существующими данными о спектре частиц вблизи уровня моря, получить дополнительные свидетельства об эффективности селекции частиц.
Реальный геометрический фактор прибора (светосила) зависит от эффективности регистрации частиц детекторами прибора, зависящими в свою очередь от эффективности сбора света, возникающего при пересечении частицами детекторов в пределах их площадей, и электронных порогов регистрации, геометрии прибора и логики управления, жесткости частицы. Знание этой характеристики прибора необходимо для определения абсолютного значения измеряемых интенсивностей частиц. При определении этого параметра спектрометра проводилось сравнение в полевых условиях (при минимальной толще вещества над прибором) измеряемых потоков заряженных частиц с жесткостью свыше 0.8 ГВ с ожидаемыми потоками частиц на уровне моря. При жесткостях частиц свыше 0.8 ГВ геометрический фактор прибора практически не зависит от жесткости частиц, и, согласно данным [52-54], суммарный поток частиц равен 80.1 (м2 ср с) 1, причем 97.5% потока обеспечивают мюоны с положительным и отрицательным знаком заряда, а 2.5% связаны с протонами (1.2%), электронами, позитронами (1.1%) и пионами (0.2%). Определенные таким образом светосилы спектрометров использовались при оценках измеряемых интенсивностей регистрируемых частиц в наземных и полетных экспериментах и публикациях. Согласно последним, более тщательным измерениям спектров мюонов вблизи уровня моря, выполненным в экспериментах CAPRICE-94 [64] и коллаборации BESS [65], интенсивности мюонов на 17% ниже измеренных ранее [52, 66], что дает суммарный поток заряженных частиц с жесткостью свыше 0.8 ГВ на уровне 68.2 (м2 ср с)"1. Нормировка на это значение наземных измерений в режимах регистрации частиц спектрометром С1 С2 СЗ С4 42, а с 1976 г. в режиме О С2 СЗ С4 позволила определить светосилу спектрометров при жесткостях частиц выше 0.8 ГВ на уровнях 0.87 ± 0.07 см2 ср (1972 г.), 0.83 ± 0.03 см2 ср (1973-75 гг.), 1.19 ± 0.07 см2 ср (1976-77 гг.) и 1.27 ± 0.06 см2 ср (1985-90 гг.). Некоторое увеличение светосилы спектрометра МСБ-1 в 1972 г. в сравнении с периодом 1973-75 гг. связано с изменением геометрии прибора, а последующее увеличение светосилы спектрометров МСБ1-4 определялось выводом из управления направленного черепковского счетчика 42 в 1976 г. с последующим его исключением из приборов, начиная с 80-х годов. Черенковский порог направленного счетчика, соответствующий лоренц-фактору 1.52, приводил также к полному обрезанию протонов с жесткостью ниже 1.1 ГВ и мюонов с жесткосью ниже 0.12 ГВ, а в связи с светосбором и электронными порогами эффективный пороговый лоренц фактор увеличивался до 2.0, что можно было видеть по наземным калибровкам до и после 1976 г., когда в ранних измерениях наблюдался соответствующий спад интенсивности мюонов и протонов с лоренц-факторами ниже эффективного порога.
Наземные измерения в режиме антисовпадений сигналов управляющего телескопа с сигналами газового черенковского счетчика позволяли измерить спектры мюонов в области жесткостей 0.1-0.6 ГВ, определить эффективность запрета мюонов и электронов высоких энергий газовым черенковским детектором по измерению спектра мюонов с отрицательным знаком заряда, измерить спектр протонов вблизи уровня моря в диапазоне жесткостей 0.8-4.0 ГВ с снижением нижнего предела до 0.4 ГВ при калибровках с пороговым лоренц-фактором 3.0 перед экспериментами по измерениям антипротонов в энергетическом диапазоне 0.2-2 ГэВ или потока ядер дейтерия. Для определения абсолютных интенсивностей частиц при жесткостях ниже 0.8 ГВ использовались нормированные расчетные зависимости геометрического фактора прибора от жесткости. Измерения в режиме совпадений с сигналами гзового черенковского детектора позволяли оценить также потоки электронов и позитронов вблизи уровня моря при жесткостях ниже 0.5 ГВ.
Результаты наземных измерений спектров мюонов с положительным и отрицательным знаком заряда в диапазоне жесткостей 0.1-0.6 ГВ, протонов с жесткостью от 0.4 до 4.0 ГВ, интенсивностей электронов и позитронов в диапазоне 0.1-0.3 ГВ представлены на рис.3.4-3.7 в сравнении с соответствующими данными из работ [53, 54, 64, 65, 67]. Сравнение экспериментальных данных показывает хорошее согласие в пределах ошибок измерений.
Измерения потоков дейтонов.
Учитывая то, что рождение К"-мезонов будет также сопровождаться прохождением через прибор других частиц, с учетом энергетического спектра К -мезонов и небольшого перекрытия энергетических диапазонов первичных антипротонов и К -мезонов, можно заключить, что К -мезонами, как источником имитации в приборе галактических антипротонов, можно полностью пренебречь (меньше 0.01 события). -мезоны, возникшие при ядерных взаимодействиях космического излучения в верхней части прибора, при пролете через спектрометр могут распадаться и за счет искажения траектории имитировать регистрацию антипротонов. Так как вероятность рождения -мезонов при прохождении через спектрометр первичных протонов 5 10"2 и вероятность распада пионов при пролете 10"3, вероятность рассматриваемого процесса 5 10 5. С учетом того, что рождение 7і -мезонов будет регистрироваться как событие, сопровождаемое прохождением через прибор нескольких частиц, учитывая то, что при распаде точка поворота траектории испытывает смещение и на боковой проекции траектории также произойдет нарушение прямолинейности траектории и, наконец, принимая во внимание угловое распределение продуктов распада, можно сделать вывод, что рассмотренный процесс вносит пренебрежимо малый вклад в имитацию антипротонов [70].
В материале искровых камер, расположенных вблизи магнита, и в окнах охранных сцинтилляционных счетчиков Сг и Сз (суммарное количество вещества - 74 мг/cwr, алюминий и углерод) за счет ядерных взаимодействий и кулоновского рассеяния возможно искажение траекторий частиц, приводящее к имитации регистрации прибором антипротонов.
Так как вероятность взаимодействия в материале равна 10 3 и вероятность попадания частицы в угловой интервал отклонений галактических антипротонов 5 10 2 (угловой интервал 5 10" рад. и характерный угол отклонения в результате взаимодействия 0.4ГэВ/с определяется соотношением tgO » , где р- импульс частицы), вероятность процесса -5 10 . Дополнительное ограничение, накладываемое использованием критерия прямолинейности траектории по боковой проекции, снижает вероятность имитации антипротонов по отношению к регистрируемому потоку протонов до уровня 5 10"7. Соответствующее число событий не превышает 0.02 [70].
Вероятность попадания первичных протонов в спектре отклонений частиц в магнитном поле в область ожидаемой регистрации антипротонов за счет кулоновского рассеяния .в материале на пути частиц может быть оценена с помощью соотношения [60] при прохождении слоя вещества х. В этом выражении N - число Авогадро, А, Z-атомный вес и номер рассеивающего вещества, е - заряд электрона, Р - импульс рассеивающейся частицы, V - ее скорость. Для имитации регистрации галактических антипротонов угол рассеяния должен быть больше 5 10 рад., что соответствует вероятности рассеяния 2 10 6. За время экспозиции число таких случаев не должно превышать 0.09. Многократное рассеяние частиц при толщине материала 74 мг/см2 пренебрежимо мало, т.к. средний угол многократного рассеяния составляет согласно [60] 10 рад.
При точности измерения координат в искровых камерах 0.2 мм угловая точность определения траектории соответственно равна 4 10 рад. Для имитации галактических антипротонов за счет разброса в определении координат траектории необходимо отклонение траектории первичного протона от истинной на угол больший 5 10"3 рад.
Вероятность такой ситуации «10 6 и влиянием этого источника фона можно пренебречь. Подводя итог рассмотрению вероятной имитации галактичесих антипротонов за счет возможного фона эксперимента можно заключить, что за время экспозиций среднее число фоновых событий может быть на уровне 0.6, причем наиболее существенными источниками фона может быть регистрация вторичных антипротонов из остаточной атмосферы над прибором и просчет газовым черенковским счетчиком атмосферных мюонов и электронов с энергией выше 2 ГэВ.
На основе тщательного анализа зарегистрированных событий, условий проведения эксперимента, фона эксперимента и с учетом того, что жесткости зарегистрированных частиц равны 2.6-3.0 ГВ, т.е. соответствуют пороговой жесткости в месте измерения, можно сделать вывод, что зарегистрированные частицы являются галактическими антипротонами.
Для определения отношения потоков антипротонов и протонов необходимо знать число зарегистрированных первичных протонов. Для оценки числа первичных протонов при анализе использовалась область положительных отклонений в диапазоне 0.00 - 0.75 ГВ"1 в суммарном зарегистрированном в 1972-77 гг. жесткостном спектре, включающая атмосферные протоны с жесткостью свьшіе 1.3 ГВ и первичные протоны с жесткостью от геомагнитного порога ( 3 ГВ) до эффективного порога газового черенковского детектора ( 6 ГВ). Для исключения атмосферных протонов на предварительном этапе анализа предполагалось, что форма пика первичных протонов определяется в основном разрешением по жесткости и с помощью сравнения расчетного и экспериментального распределений в области больших жесткостей (левая часть пика) определялась форма ожидаемого распределения для первичных протонов в области отклонений свыше 0.3 ГВ"1.
После появления расчетных данных по спектрам атмосферных протонов на стратосферных высотах, выполненных в лаборатории с помощью Монте-Карло моделирования для широт от полярных до экваториальных для периодов минимума и максимума солнечной активности [73, 74] и за рубежом для геомагнитного порога 0.6 ГВ в период солнечного минимума [75], сравнения расчетов с экспериментальными данными, полученными нами при пороговой жесткости 3 ГВ и в эксперименте MASS2 при пороговой жесткости 4.5 ГВ [76] в области спектра ниже геомагнитного порога, стала возможна оценка потоков атмосферных протонов также в области жесткостей свыше геомагнитного порога. Результаты расчетов и экспериментов по измерению спектров вторичных протонов на высотах с остаточным давлением 10 г/см , спектры протонов альбедо [59, 77, 78], которые могут имитировать регистрацию антипротонов и добавляются к потоку атмосферных протонов в виде возвратного альбедо, спектры галактических протонов на границе атмосферы в различных фазах солнечной активности [79-84] представлены на рис.3.14.