8. Космическое око

   Итак, как можно увеличить площадь детекторов для регистрации космических лучей? Как перейти от нескольких тысяч квадратных километров (установка “Pierre Auger”) и, скажем, десяткам тысяч, а может быть и к сотням?
    Идея здесь состоит в том, чтобы использовать земную атмосферу в качестве такого детектора и регистрировать ШАЛ не с поверхности земли, а из… космоса.

8.1 Ультрафиолетовый след космической частицы

    Такие измерения можно осуществить, используя явление флюоресценции. Термин “флюоресценция” относится к процессам возбуждения атомов с последующим испусканием ими фотонов. Так происходит генерация света.
    Ещё в 40-х годах прошлого века были изобретены люминесцентные лампы. В них использовался эффект возбуждения атомов ртути при воздействии электрического тока. При возвращении в нормальное состояние атомы ртути испускали фотоны, которые при взаимодействии с фосфорным покрытием стенок колбы лампы конвертировались в видимый свет.
    Подобное явление может наблюдаться и в атмосфере Земли. Заряженные частицы могут возбуждать атомы воздуха и приводить к эмиссиям света в видимом и ультрафиолетовом диапазонах длин волн. Как результат, возникают так называемые атмосферные сцинтилляции.
    Детальное экспериментальное изучение атмосферных сцинтилляций началось в начале 60-х годов в связи с Манхэттеновским проектом, – атомной программой США, в Лос-Аламосе, – как метод детектирования ядерных взрывов в атмосфере. Ядерный взрыв порождает множество заряженных частиц и эти частицы, распространяясь в атмосфере, вызывают её свечение, в том числе и в ультрафиолетовом диапазоне. По количеству зарегистрированного света можно было судить о мощности испытываемых бомб. Интересно, что в истоках этих экспериментов стояли Б. Росси и К. Грейзен, участники американского атомного проекта, а в последующем – известные физики в области космических лучей.
    Однако и космические лучи могут также вызвать свечение атмосферы. Приоритет в идее регистрации сцинтилляций атмосферы под воздействием космических лучей принадлежит нашему соотечественнику – А. Чудакову. Именно он впервые предложил этот метод в 1962 г. для измерений мощных ливней первичных космических лучей.
    В главе 3 мы уже рассказывали, что первичные частицы, попадая в атмосферу, вызывают каскад, состоящий из вторичных частиц различного сорта (рис. 3.1). Среди них больше всего электронов. Максимум их числа пропорционален энергии первичной частицы (см. рис. 3.2). Электроны, распространяющиеся в атмосфере, ионизируют воздух и возбуждают энергетические уровни атомов и молекул (последнее означает переход электронов с более низких оболочек в более высокие энергетические метастабильные состояния). Через очень короткий промежуток времени атомы воздуха (в основном азота) возвращаются в своё нормальное состояние, испуская фотоны на длинах волн от 330 до 450 нм, т.е. в ультрафиолетовом диапазоне. Этот ультрафиолетовый, или флюоресцентный свет, изотропен и его интенсивность пропорциональна энергии ливня на данной глубине атмосферы. При больших потоках частиц ливня флюоресцентное свечение оказывается весьма значительным и может быть зарегистрировано даже на удалённых расстояниях от оси ливня в прозрачной атмосфере.
    Так, первичная частица с энергией в 10¹⁹ эВ создаёт в атмосфере ливень, состоящий из 10¹⁶ вторичных электронов. Каждая вторичная частица создает на одном метре пробега ~4 фотона. Ливень распространяется со скоростью света на расстояние от 10 до 100 км в зависимости от угла наклона входа частицы в атмосферу. В начале появляется небольшой ливень в виде диска в верхних слоях атмосферы (его излучаемая мощность 100 киловатт!), который двигается по прямой со скоростью света и постепенно увеличивается в размерах. Затем происходит его затухание по мере гибели электронов. Если проинтегрировать весь свет вдоль траектории ливня (или же определить максимум интенсивности света), то эта величина будет пропорциональна энергии первичной частицы. Положение максимума (глубина ливня) может дать информацию о массе частицы.
    Особый случай представляют собой флюоресцентные ливни, возникающие на максимальных глубинах в атмосфере, вблизи уровня земли. Такие ливни могут быть созданы только нейтрино, т.к. большая толща атмосферы не даёт возможности проникнуть ливням, создаваемыми первичными ядрами, на столь низкие высоты. А для слабо взаимодействующей частицы – нейтрино, напротив, требуется прохождение очень больших толщ вещества прежде, чем она сможет создать ливень.
    Каскад заряженных частиц ШАЛ, наряду с флюоресцентным свечением, вызывает мощное черенковское излучение фотонов в направлении строго по вектору распространения ливня (черенковский конус излучения – см. рис.3.7). По мощности черенковское излучение значительно сильнее, чем флюоресцентное свечение. Сигнал от черенковского свечения может быть использован для определения энергии при регистрации наклонных ливней, вызванных нейтрино. Вероятно, возможно будет зарегистрировать и обратно отражённый черенковский свет от земной поверхности. В этом случае его регистрация будет очень полезна для селекции “полезных” событий, вызванных реальными частицами, от фоновых, нежелательных импульсов света. Другими словами, черенковский сигнал может быть использован в качестве триггера – разрешительного сигнала на регистрацию и анализ информации о флюоресцентном свечении ливня ШАЛ.
    Как мы видим, атмосфера представляет собой уникальный по своим возможностям детектор, прежде всего своими размерами – и здесь ей нет равных. Но какими методами можно зарегистрировать светящийся в ультрафиолете след от ливня частицы из области ультрарелятивистской энергии?
    Если в качестве детектора использовать коллектор, например, зеркало или систему линз для сбора света от светящегося следа ливня, а в фокусе этого коллектора установить мозаику фотоприёмников, то можно зарегистрировать и “запомнить” след вспышки света в ночной, безлунной атмосфере. Конечно, это можно сделать только безлунной ночью. Таким способом могут быть определены и энергия, и масса первичной частицы.
    Этот метод весьма перспективен для регистрации космических лучей в области ультравысоких энергий по сравнению с наземными методами. Дело в том, что в “погоне” за статистикой регистрируемых с событий, учёные создают наземные установки всё больших и больших площадей, а из экономических соображений детекторы вынуждены располагать на значительных расстояниях друг от друга. Так, например, в проекте “Pierre Auger” детекторы разделены расстоянием около 2 км. С увеличением расстояния между детекторами основная часть потока частиц проходит вдали от детекторов. Поэтому требуется моделирование пространственной геометрии ливня, а это снижает точность расчёта энергии первичной частицы. Как мы увидим далее, оптические флюоресцентные установки свободны от этого недостатка.
    В середине 60-х годов К. Грейзен из Корнельского университета в США поставил первый наземный эксперимент по регистрации флюоресцентного свечения атмосферы под воздействием космических лучей. А в 1967 г. им была создана первая полномасштабная установка. Её основой был коллектор с линзами Френеля. Однако эксперимент К. Грейзена окончился неудачей: слишком уж грязной была атмосфера в районе Нью Йорка. Вслед за К. Грейзеном Д. Линсли и Л. Скарси из г. Альбукерке в США осуществили более успешный эксперимент на установке “Королева пустыни” (“Desert Quenn”) в более чистом небе штата Нью-Мексико. А затем была запущена флюоресцентная установка Fly’s Eye (“Мушиный глаз”) в штате Юта, США, теперь это – стереосистема из двух оптических коллекторов – HiRes. Последняя установка позволила продвинуться в сторону ЗэВ-ных энергий.
    Однако значительно большими возможностями будет обладать коллектор ультрафиолетового света, если его поднять высоко над землей на аэростате или запустить на космическом аппарате на орбиту вокруг Земли. Идея метода была предложена в 1980 г. американцем Д. Линсли. Он назвал этот проект “Airwatch” – “Взгляд с неба”. Кстати, именно он опубликовал сведения о первом событии – регистрации частицы с Е = 10²⁰ эВ на установке Volcano Ranch в США. В чём суть проекта?

8.2. Зеркало на орбите

На рис. 8.1 демонстрируется схема этой идеи.

Рис. 8.1. Принцип космического метода измерения энергии заряженных частиц ультравысокой энергии (эксперимент “ТУС”). Коллектор ультрафиолетового света ( параболическое зеркало), размещённый на спутнике, позволяет “собрать” свет, генерируемый вторичными электронами ШАЛ в ночной атмосфере Земли. Энергия первичных частиц определяется по количеству света (фотонов), собранного фотоумножителями – детекторами, размещёнными в фокальной плоскости зеркала. Если ливень будет проходить под малым углом к поверхности Земли, то это может означать, что он вызван нейтрино, а не заряженными частицами.

     Прибор, состоящий из коллектора света (им может быть параболическое зеркало или система оптических линз) в фокусе которого размещена мозаика фотоумножителей, будет регистрировать “след” ультрафиолетового свечения, созданный вторгшейся в атмосферу заряженной частицей. Распространяющийся вдоль траектории оси ливня и отражающийся от земной поверхности черенковский, свет даст дополнительную информацию о выcоте максимума ШАЛ (N_max). По-сути, – аналог наземных измерений, но перевёрнутый с ног на голову. Отсюда его преимущества.
    Если спутник запустить на орбиту высотой ~400 км и разместить на нём коллектор света с углом зрения ~60^о, то в этом случае площадь пятна на земле составит более 150000 км². Согласитесь, это очень большая площадь, вряд ли достижимая для наземных установок.

Рис. 8.2. Космический проект EUSO Европейского космического агентства позволит регистрировать космические лучи ЗэВ-ных энергий по их ультрафиолетовым трекам с помощью оптического коллектора света с широкой апертурой, размещённого на борту Международной космической станции.

Рис. 8.3. Диаграмма, демонстрирующая возможности наземных и космических установок для регистрации частиц ультравысоких энергий. Эффективная площадь планируемых космических установок значительно превышает площади наземных.

    В настоящее время уже планируются подобные эксперименты в космосе. Это – российский эксперимент ТУС на автоматическом космическом аппарате с изменяющейся высотой орбиты от 450 до 600 км и проект EUSO Европейского космического агентства для Международной космической станции (рис. 8.2). Их возможности в сравнении с наземными установками демонстрируются на рис. 8.6. Здесь приведена расчётная светосила (или эффективная площадь) установок как наземных, так и космических.
    Очевидно, что космические проекты типа ТУС или EUSO предоставят в руки учёных огромные новые возможности для исследований космических лучей в этой интереснейшей области энергий. Достаточно назвать следующие цифры: при энергии 10²⁰ эВ AGASA способна зарегистрировать одно событие в год, Hi Res – 1 в месяц, Auger – 2 события в неделю, EUSO – в среднем одно событие в час.
    Но, не дождавшись запуска ТУС’а или EUSO. учёные планируют ещё более масштабные эксперименты по регистрации частиц с ЗэВ-ными энергиями. Это проект OWL – “Сова” (Orbiting Wide-angle Light collectors) – орбитальный широкоугольный коллектор света). Он предусматривает запуск двух спутников на орбиту высотой 600-1200 км с установками – коллекторами ультрафиолетового света (рис. 8.4). Подобный тандем позволит не только увеличить площадь и объём “детектора” - ночной атмосферы, но и получить стереоизображение трека – ливня частиц. Оценки приводят к светосиле такой “установки” - 2.5^.10⁵ км²стер – рекордной для изучения частиц ультравысоких энергий (см. рис.8.3).

Рис. 8.4. Космический проект OWL (“Coвa”) позволит получить стереоизображение ультрафиолетового трека в атмосфере и значительно увеличить светосилу метода.

    Но и OWL – не предел. Разместив оптический детектор на геостационарном спутнике ( высота орбиты таких спутников около 36 тысяч км, мы сможем создать “детектор” космических лучей предельно- возможной для земных условий светосилы: зеркало, размещённое на нём сможет захватить целое полушарие!
    Есть ещё одно важное приложение космических экспериментов с оптическими детекторами: они могут зарегистрировать нейтрино ЗэВ-ных энергий. Но об этом далее – в главе 11.