3. Как поймать космические лучи?

    Исследователи начали изучать космические лучи с помощью приборов на Земле или вблизи неё, на воздушных шарах. Однако, над ними расположена немалая толща атмосферы…

3.1. Космические лучи в атмосфере

    Свойство атмосферы поглощать космические лучи было обнаружено еще в первых экспериментах В. Гесса. Попадая в атмосферу Земли, космические частицы (а это в основном протоны и ядра более тяжёлых элементов, чем водород) испытывают столкновения с её атомами и молекулами. В результате происходит расщепление ядер и образование многочисленных вторичных частиц. Среднее расстояние, которое успевает пройти протон в атмосфере, соответствует примерно 1/13 части её толщи. Это означает, что он может неоднократно вступать в процессы взаимодействия с ядрами воздуха, прежде чем окончательно погибнуть. Отсюда следует, что на меньших высотах вблизи Земли, или в терминах физиков, изучающих космические лучи, - на “больших глубинах” в атмосфере существует лишь вторичная компонента космических лучей.

Рис. 3.1. Каскадный процесс взаимодействия первичных космических лучей с атмосферой – рождение вторичной компоненты космических лучей (так называемые “широкие атмосферные ливни”).

    Состав вторичной компоненты обусловлен физическими процессами взаимодействия первичной частицы с ядрами атмосферы. Этот процесс называется каскадным. Схема взаимодействия протонов космических лучей с атмосферой показана на рис. 3.1. В актах взаимодействия первичной частицы космических лучей рождаются практически все известные элементарные частицы.
   В первоначальном акте взаимодействия основную роль играют элементарные частицы – рождаются пионы или -мезоны, среди которых есть нейтральные ⁰ и заряженные . Взаимодействуя с ядрами воздуха, заряженные мезоны генерируют новые ливни до тех пор, пока их энергия не снизится до ~10⁹ электронвольт. В первом акте взаимодействия обычно рождается более 50 новых частиц. В результате распада -мезонов образуются мюоны () и нейтрино (). В составе вторичного излучения присутствуют нейтроны. Эта часть каскада носит название адронного ливня.
    Нейтральные мезоны (⁰) – их примерно одна треть - распадаются на гамма-кванты, которые в кулоновском поле ядер рождают электроны и позитроны. Тормозное излучение электрон-позитронной пары приводит к появлению низкоэнергичных гамма-квантов – фотонов. Этот ливень называется электромагнитным. Адронный ливень сам производит нейтральные пионы, тем самым обеспечивая дополнительный вклад в электромагнитный каскад. На уровне моря остаётся не более 1% от их первоначального потока первичных частиц.
    Наряду с заряженными первичными частицами в атмосферу могут попадать космические гамма-кванты высоких энергий. В этом случае ливень частиц будет чисто электромагнитным.
    Вторичные заряженные частицы – электроны и позитроны, рожденные в каскадном процессе, могут создавать черенковское и флюоресцентное свечение атмосферы.
    Процесс образования новых частиц носит лавинообразный характер до тех пор, пока конкурирующие потери энергии не станут доминировать. На некоторой высоте над Землёй формируется максимум числа частиц ливня. Число частиц в ливне – огромно: в максимуме оно пропорционально энергии первичной частицы и может достигать миллиарда.

3.2. Ловушки для частиц

    Открытие каскадного процесса – рождение вторичных частиц, появляющихся генетически связанными группами, – связано с именем Д. Скобельцына. Он впервые “увидел” ливни космических лучей в опытах с камерой Вильсона, обнаружив следы одновременно рождённых двух или трёх частиц внутри камеры Вильсона (см. рис.2.4). По сути, это были первые наблюдения множественных процессов в ядерной физике высоких энергий.
    Затем, в 1938 г. Пьер Оже, французский физик разместил пару детекторов в Альпах и зарегистрировал их одновременное срабатывание. Это было первым указанием на существование каскадного процесса – генерацию ливней вторичных частиц (их называют “широкими атмосферными ливнями” – ШАЛ), рождающихся в атмосфере под действием космических лучей. П.Оже удалось определить энергию частицы, вызвавшей ШАЛ: она оказалась равной 10¹⁵ эВ (1 ПэВ). Её величина была на 7 порядков величины больше измеренной до этого времени энергии частиц.
    В дальнейшем исследования были продолжены итальянским учёным Б. Росси, который изучал “каскадную кривую” - зависимость между числом рождённых вторичных частиц от толщины вещества, пройденной первичной частицей. Эти эксперименты стали основой нового направления в экспериментальной физике космических лучей – метода широких атмосферных ливней. Рассмотрим его более подробно.
    В физике космических лучей экспериментальная задача сводится к определению ряда таких важнейших физических параметров частиц, среди которых – их энергия, масса (зарядовое число) и зарядовое состояние.
    По массе мы идентифицируем саму частицу, т.е., например, для ядер определяем их место в периодической таблице элементов, а, определив энергию, можно построить энергетическое распределение потоков частиц данного типа - энергетический спектр. Знание зарядового состояния важно для ионов – атомов с не полностью заполненными электронными оболочками. Однако космические лучи высоких энергий – это полностью ионизированные атомы, освободившиеся от своих электронных оболочек. Исключение составляет так называемая “аномальная” компонента космических лучей. Но об этих частицах речь пойдёт ниже.
    Помимо этого, исследователям бывает необходимо знать и направление прихода частиц или пространственное распределение их траекторий движения. Это надо не только для определения местоположения источников космических лучей на небесной сфере но, в ряде случаев, для изучения их движения в магнитных полях: последнее важно для заряженных частиц, траектории которых могут существенно отклоняться от прямой линии в процессе их распространения в межзвёздной среде. Кроме этого, для Земли, имеющей собственное магнитное поле, проблема изучения пространственного распределения частиц космических лучей имеет особое значение для интерпретации данных наземных экспериментов.
    На заре исследований космических лучей применявшиеся детекторы были достаточно простыми и использовали принцип ионизации газов при прохождении через них заряженных частиц. Первые детекторы – ионизационные камеры и счетчики Гейгера регистрировали электрический импульс, создаваемый частицей, т.е. сам факт прохождения частицы через детектор, но не могли определить их природу.
    Выше отмечалось, что в результате взаимодействия космического излучения с ядрами атомов атмосферы рождаются новые частицы - вторичные протоны, ядра более тяжёлых элементов, нейтроны, электроны, гамма-кванты, мюоны и нейтрино. Вклад этих компонент в суммарный поток излучения на разных высотах зависит как от состава первичного излучения, так и от его энергетического распределения. Физические характеристики каскадного процесса впервые были подробно исследованы российскими физиками – Д. Скобельцыным, Н. Добротиным и Г. Зацепиным в 1949 г. в горах Памира, где на большой высоте располагались детекторы космического излучения, позволявшие регистрировать вторичные частицы каскада – ливня частиц.

Рис. 3.2. Качественная картина формирования каскадов вторичных частиц в атмосфере. Видно, что более энергичные, а также более лёгкие частицы ( с той же энергией на нуклон) формируют максимум ШАЛ (максимум вторичных частиц – Nmax) на больших глубинах атмосферы, т.е. ближе к земной поверхности

   Теория каскадного процесса, впервые разработанная Г. Зацепиным, позволила учёным развить методы определения параметров первичной частицы, вторгающейся в атмосферу, по анализу событий в детекторах, вызванных вторичными частицами. Оказалось, что максимум интенсивности частиц в ливне (“максимум ливня”) зависит как от энергии первичной частицы, так и от её типа (рис.3.2).
    Определение положения максимума ливня частиц играет большую роль в экспериментах с ШАЛ. Максимум ливня содержит в среднем ~1-1,6 частицы на каждые 10⁹ эВ энергии первичной частицы. Это означает, что с ростом энергии число частиц в максимуме увеличивается. Высота образования максимума над поверхностью Земли, или , точнее, глубина t, отсчитываемая от верхней границы атмосферы - X_max, изменяется по логарифмическому закону с изменением энергии первичной частицы ( т.е. пропорциональна lg E) Величину X_max можно вычислить, интегрируя плотность воздуха от точки входа в атмосферу и вдоль траектории частицы. Следовательно, X_max измеряется в единицах г/см² – произведение плотности вещества (г/см³) на длину пути в нём частицы (в см).
    При вертикальном пролёте частицы, её траектория пересекает ~1000 г/см² вещества от границы атмосферы до уровня моря. Частица с энергией 10¹⁵ эВ достигнет глубины примерно в ~500 г/см². Глубина максимума ливня увеличивается на 60-70 г/см² с увеличением энергии частицы на порядок. Однако, глубина максимума зависит и от типа влетающей частицы. Для более массивной частицы, но с одинаковой энергией в единицах МэВ/нуклон, т.е. с одинаковой c ней скоростью (Е/А = const) , X_max,образованный ею, будет наблюдаться выше над землёй. Первое адронное взаимодействие для протонов происходит на глубине атмосферы ~70 г/см² и на меньших глубинах (больших высотах) для более тяжёлых ядер с той же энергией Е/А. Это различие качественно демонстрируется на рис.3.4 , где приведены распределения числа частиц в ливне для частиц с Z₁ и Z₂ (Z₁ < Z₂), но с одинаковыми энергиями и для частиц с Z = const, но с разными энергиями.
    Для различных компонент каскадного процесса характер прохождения частиц через атмосферу обладает своими особенностями. Комбинируя методами экспериментальных измерений, чувствительных к той или иной компоненте вторичного излучения, с одной стороны, и, применяя расчётные модели прохождения частиц через атмосферу, с другой, исследователям удаётся приблизиться к определению физических параметров первичной частицы. Приблизиться потому, что остаётся всё-таки некоторая неопределённость, иногда значительная, в цепочке измерений и моделирования, связанная с неопределённостью некоторых параметров, заложенных в моделях.
    Выше отмечалось, что ливни, вызванные первичной частицей с энергией ~10¹⁵ эВ, проникают на глубину, равную примерно половине толщины атмосферы. Очевидно, что порог по энергии регистрируемых первичных частиц будет зависеть от высоты, на которой будут размещены детекторы: чем выше они расположены, тем ниже порог.
    Однако, метод ШАЛ не “работает” в области энергий менее ~10¹⁴ эВ. Частицы этих энергий очень быстро поглощаются в атмосфере и не позволяют развиться вторичной компоненте.

Рис.3.3. Регистрация частиц космических лучей наземными установками. Детекторы размещаются на большой площади с тем, чтобы зарегистрировать максимально возможное число вторичных частиц каскада ШАЛ.

    На рис.3.3 демонстрируется принцип регистрации ШАЛ наземными установками. Обычно детекторы расположены на некотором расстоянии друг от друга и регистрируют вторичные частицы ливня по совпадениям. Распределение плотности частиц в ливне похоже на блин, который распространяется со скоростью, очень близкой к скорости света. Измеряя время прихода фронта частиц ливня, можно вычислить направление прихода первичных частиц. Энергия ливня определяется по суммарной плотности вторичных частиц на расстояниях до 600 м от оси ливня.
    Измеряя только, например, адронную компоненту ливня, невозможно определить величину максимума ливня – X_max. Можно измерить другую компоненту – мюонную, каскад которой развивается на отличных от адронной компоненты глубинах. По разнице показаний мюонных детекторов и детекторов, регистрирующих адронную компоненту, а также привлекая каскадные модели, можно определить X_max.
    Как можно “увидеть” рождение и гибель ливня? Ещё до появления метода ШАЛ, в технике исследования космических лучей широко использовался метод рентгено-эмульсионных камер (РЭК). Частицы, попадая в вещество пленки, на поверхность которой нанесён чувствительный к рентгену и заряжённым частицам слой фотоэмульсии, вызывают каскад вторичных частиц (рис.3.4) – результат взаимодействия первичной частицы с ядрами фотоэмульсии. После проявления в химических растворах треки частиц становятся видимыми. Анализируя толщину, размеры и пространственное положение треков под микроскопом, можно определить и типы частиц, и их энергии. Метод РЭК получил широкое распространение в физике космических лучей. Благодаря именно его применению в 40-х годах прошлого века удалось обнаружить многие ядра – вплоть до железа – в составе первичного космического излучения.

Рис.3.4. Пример визуализации ливня частиц при её торможении в фотоэмульсии. Следы первичной и вторичных частиц становятся видимыми после проявления плёнки в химических растворах.

Альтернативным методом измерения энергии частиц в ШАЛ является измерение черенковского свечения. Известно, что скорость распространения частиц в среде с показателем преломления больше, чем единица, может превышать скорость света. Это справедливо для частиц ШАЛ при их распространении в воздухе. В результате происходит излучение черенковского свечения (рис.3.5). Свечение видно в узком конусе в направлении распространения ливня и может быть зарегистрировано наземными оптическими детекторами. Этот метод позволяет измерить X_max непосредственно. Подобные детекторные наземные установки уже созданы, например CASA-MIA в США и “Тунка” у нас, в России. Данные таких детекторов не только дополняют результаты “классических” установок – ШАЛ, но и служат независимой проверкой их результатов.

Рис. 3.5. Регистрация космических лучей методом измерения черенковского света. Заряженные частицы, летящие со скоростью, превышающей скорость света (по сравнению с вакуумом), излучают фотоны – свет, который может быть зарегистрирован наземными установками – параболическими зеркалами – коллекторами света.

    Из приведённого выше рассмотрения возможностей регистрации космических лучей высокой энергии очевидно, что именно каскадный процесс образования вторичных частиц лежит в основе метода определения природы первичной частицы. Атмосфера служит именно тем “рабочим телом” гигантского детектора, который позволяет регистрировать космические лучи сверхвысоких энергий. Однако, этот метод эффективен в области энергий более ~ 10¹⁵ эВ. А в области меньших энергий?
    Здесь атмосфера уже не может служить “генератором” вторичных частиц: они в большинстве своём погибают в верхних слоях атмосферы. Как же измерить энергию частицы в этой области энергий? О методе РЭК было рассказано выше. Он действительно применяется при небольших энергиях: установки достаточно большой площади с использованием РЭК могут быть установлены на аэростатах, самолётах и спутниках с тем, чтобы “приблизиться” к первичным частицам. Но и этот метод имеет свои ограничения, в первую очередь по времени экспозиции РЭК: в течение длительного времени детектор РЭК зарегистрирует столь много частиц (т.е. “засветится”), что различить отдельные треки в нём станет невозможным – после проявления фотоэмульсия будет чёрной.
    В 50-х годах был изобретён ионизационный калориметр, позволивший сделать настоящий рывок в исследованиях не только космических лучей, но и элементарных частиц в наземных экспериментах на ускорителях – физике высоких энергий. Идея изобретения и создания калориметра для изучения космических лучей принадлежит российским учёным – Н. Григорову, В. Мурзину и И. Раппопорту из Московского государственного университета.

Рис.3.6. Один из видов ионизационного калориметра – устройства, позволяющего регистрировать космические лучи высокой энергии. Прибор состоит из углеродной мишени, в которой происходит генерация вторичных частиц – нейтральных пионов, которые, распадаясь, формируют поток фотонов. Они регистрируются слоями детекторов, расположенных между поглотителями и свинцом под мишенью. Измеряя количество вторичных частиц, можно определить энергию первичной. Чем больше слоёв детекторов, тем точнее измеряемая энергия.

    Принцип действия прибора достаточно прост. Калориметр состоит из мишени, внутри которой не только поглощается вся энергия первичной частицы, но и все вторичные частицы (рис. 3.6). По сути, мишень – это “мини-атмосфера” для первичной частицы, которая генерирует каскад вторичных частиц. Мишень – многослойная. В зазорах между веществом мишени устанавливаются детекторы различного типа, которые регистрируют вторичные частицы. Обрабатывая сигналы с различных слоёв установки, восстанавливается весь ливень вторичных частиц и, тем самым, параметры первичной частицы. Ионизационный калориметр в данном виде – это детектор полного поглощения, позволяющий проследить всю историю генерации ливня.
    Как мы видим, ионизационный калориметр, по существу, - это прибор для измерения энергии первичной частицы по тому же принципу, что и в методе ШАЛ, но с существенным отличием: детекторы калориметра “видят” вторичные частицы, регистрируют их, определяют их параметры и параметры первичной частицы. В методе ШАЛ далеко не все частицы регистрируются наземными установками. Здесь параметры первичной частицы приходится восстанавливать, используя различные модели прохождения частиц через вещество. Поэтому, в отличие от метода ШАЛ, измерения космических лучей калориметрами носят названия “прямых” экспериментов.
    Впервые ионизационные калориметры для измерений космических лучей были созданы для высокогорных исследований, а затем запущены в космос. История первых космических экспериментов с калориметрами знаменательна и уникальна.
    Уже говорилось, что при энергиях менее ~10¹⁵ эВ метод ШАЛ не работает и только “прямыe” эксперименты на аэростатах и спутниках с приборами типа калориметров могут обеспечить изучение спектров частиц в этой области энергий.. Аэростаты имеют ограниченный срок полётов, а значит небольшую, ограниченную статистику зарегистрированных событий, и, следовательно, ограничения по максимальной энергии частиц. Спутники с более длительным сроком проведения экспериментов могли бы заполнить эту брешь.
    Российским учёным в 60-ые годы неожиданно представилась такая возможность –использовать спутники для изучения космических лучей. Это было время, когда особенно высокими темпами наращивался ракетно-ядерный потенциал крупнейших держав – СССР и США. Испытания баллистических ракет следовали одни за другими.

Рис.3.7. Легендарные “Протоны” - первые многотонные калориметры, запущенные в космос на советских боевых ракетах.

    И в этот период “холодной войны” учёным из МГУ – С. Вернову и Н. Григорову – удалось убедить военных в испытательных пусках баллистических ракет разместить научную аппаратуру – ионизационные калориметры – вместо габаритно-весовых макетов ядерных боеголовок. Их предложение было принято, и перед учёными открылась действительно уникальная, до сих пор не имеющая аналогов возможность, – запустить в космическое пространство многотонную аппаратуру для исследований частиц высокой энергии. Возможность была максимально использована – было запущено четыре экспериментальных установок “Протон” с разных модификаций (рис. 3.7).
    Вплоть до 60-х годов прошлого века в энергетическом спектре космических лучей оставалось “белое пятно” - незаполненная экспериментальными данными область – “белое пятно” в при энергиях менее ~10¹⁵ эВ. В экспериментах на “Протонах” впервые был перекрыт спектр всех частиц в широчайшем диапазоне: от ~10¹² эВ до ~10¹⁵ эВ энергий. Прямой эксперимент, выполненный на спутниках с помощью калориметров, сомкнулся с результатами наземных экспериментов ШАЛ. Это был огромный успех нашей науки!
    Современные приборы для изучения космических лучей – довольно сложные ядерно-физические системы, способные с большой точностью восстанавливать параметры первичной частицы. Калориметры – их составная часть.
    На рис. 3.8 показан один из современных приборов для исследования космических лучей. Этот прибор использовался в двух аэростатных экспериментах ATIC в Антарктиде в 2000 и 2002 годах. Он состоит из набора различных детекторов и мишеней и позволяет идентифицировать энергию, заряд, массу частицы и её траекторию. Энергия определялась ионизационным калориметром, сделанным из тяжёлого материала – BGO (германата висмута), который является сцинтиллятором – детектором ядерных излучений. На входе установки расположен детектор заряда, состоящий из матрицы полупроводниковых детекторов, предназначенных для определения заряда (массы) первичной частицы и места её попадания в установку. Траектория частиц восстанавливается в процессе обработки сигналов от частиц, одновременно попавших в верхний и нижний слои детекторных систем. Такой прибор насчитывает тысячи отдельных детекторов и, соответственно, тысячи отдельных электронных каналов обработки информации. Он позволяет регистрировать космические лучи до энергий в ~ 10¹⁴ эВ/нукл с разделением по массам отдельных элементов от протонов до железа. Ограничение по максимальной энергии в этой установке связано с размерами детекторов (верхний детектор имеет размер ~1м² ) и временем экспозиции – длительностью полета самого аэростата.

Рис.3.8. Прибор АТIC, летавший в Антарктиде. На врезках “а” и “б” показаны общий вид и состав этого прибора, состоящего из нескольких детекторов, а на “в” демонстрируется модельный каскад частиц, возникающий при взаимодействии первичного протона с одним из детекторов. Благодаря точному определению параметров вторичных частиц каскада, этот прибор “умеет” не только измерять энергетические спектры космических лучей, но и определять массу частиц.

    В Антарктиде в летний период (по южному полушарию) наблюдаются постоянно дующие ветра в течение довольно длительного времени. Этим и воспользовались учёные, запуская аэростаты на далёком континенте. Аэростаты с полезной нагрузкой – научными приборами огибают южный континент за 2 - 3 недели. Во многих случаях это достаточно, чтобы набрать достаточную статистку для получения достоверных результатов по частицам космических лучей. Именно так было проведено 2 полёта аэростатов в Антарктиде с прибором ATIC в гондоле (рис.3.9).

Рис.3.9. Аэростаты могут летать в Антарктиде до 3х – 4х недель. Прибор АTIC дважды совершил путешествия вдоль побережья Антарктиды, собирая информацию о космических лучах.

    В этой главе лишь кратко изложены экспериментальные методы изучения космических лучей. В действительности методов очень много и читатель может почерпнуть сведении о них в специальной литературе. Важно отметить, что они применяются в различных средах (рис.3.10): в космосе, в атмосфере, на земле и под землей. Каждый из методов имеет свои преимущества и недостатки, но именно их совокупность позволяет учёным построить наиболее полную картину физических характеристик космических лучей.

Рис.3.10. Космические лучи изучаются во всех средах: под землей, на земле, в атмосфере и в космосе. Первичные частицы, не испытавшие взаимодействий с ядрами воздуха могут регистрироваться только на спутниках; широкие атмосферные ливни – на уровне моря (на земле) и в горах, а «проникающая» компонента ливней – мюоны и гамма-кванты – под землей.

    Мы еще вернёмся к экспериментальным методам измерений космических лучей, а пока посмотрим, что же представляют собой космические лучи? Каковы их основные физические характеристики? Почти за столетнюю историю исследований этих странников Вселенной накоплен действительно огромный экспериментальный материал, позволяющий судить не только об их природе, но и о природе космических объектов, ответственных за их рождение. Об этом и пойдёт рассказ далее…