Космостық сәулелерде зерттеуде қолданылатын қоңдырғылар

Екінші реттік сәулелердің әсерін тұншықтыру үшін өлшеулер бірнеше мәрте жүргізіледі және АМС қондырғысының ерекшелігі кірістегі және спектрометрдің ішіндегі бөлшектер саны минималь болады.

АМС бүгінгі таңда жоғарғы энергетикалық физика тәжірибелерінде қолданылатын магниттік спектрометрден ерекшелігі жоқ. Оның негізгі ерекшелігі ашық ғарыш кеңістігінде үздіксіз бірнеше жыл жұмыс істеуі. Жердегі бірде – бір қондырғы ғарыштағы қоңдырғыдай қиын жағдайда жұмыс істемейді. Себебі бір айналымның өзінде бұл қоңдырғы күннің тікелей әсер аймағын көлеңке аймағын бірнеше мәрте қиып өтеді. Сонда детектордың жұмыс істеу температурасы  + 500С  – 1800С аралығында өзгеріп отырады. Екіншіден оған үздіксіз космостық сәулелер әсер етеді. Ал, күннің активті уақытында магниттік дауыл кездерінде бұл ағын детекторды бұзуы мүмкін. Сонымен қатар қоңдырғының космосқа шығару кезінде өте үлкен қысымды да ескеру керек. Осы талаптарды қанағаттандыратын детектор салмағы шектеулі қуаты минималь болуы керек. Мұндай прибор жасалып және сыннан өткізілді.

3 – ші сурет. АМС – 01 детекторы. S1 – S4 – сцинтилляциялық  тіркегіштер

АМС – 01 детекторының негізгі сұлбасы 3 – ші суретте көрсетілген. Талдаушы элемент ретінде спектрометрде тұрақты магнит қолданылды. Магнит ретінде (NdFeB) қолданылады. Магнит өрісінің индукциясының      0.15 Тл магниттің түрі цилиндр тәріздес ұзындығы 80 см. Цилиндр магнит өрісі біртекті және магнит өрісіне перпендикуляр бағытталған. Цилиндр өрісі бойынша қозғалып келе жатқан бөлшекті бұру мүмкіндігі өте жоғары.              1 – 10 ГВ/с диапазонында кремнилік детекторлардың өлшеу дәлдігі                 10 %  құрайды. Тіркелетін жоғарғы қатаңдық 400 ГВ/с.

Сцинтилляциялық тіркегіштер (S1 – S4) жүйесі бойынша жасалған 1 м аймақтағы ұшу уақыты 100 пкс. Бөлшектердің ұзындығын өлшеу дәлдігі 2.5%, яғни протон мен позитронды айыру мүмкіндігі 1.5 – 2 ГВ/с аралығында           (4 – сурет). Спектрометрдің төменгі бөлігінде орналасқан аэрогелді черенков тіркегіші протондарды электрондардан 3.5 ГэВ/с шамасына дейін жіктейді. Бөлшектердің заряды  кремний детекторларды және сцинтилляциондық детекторларды тіркелген мәліметтер бойынша алынды.

4 – ші сурет. Оң бірлік  зарядты бөлшектердің импульстерінің тірек қисықтарына тәуелділігі және олардың жылдамдықтарының жарық жылдамдығына қатынасы берілген.

 

 

5 – ші сурет. Кремнилік  тіркегіштерде анықталған ионизациялық  шығындардың бөлшек импульсына  тәуелділігі берілген.

 АМС – 01  детекторы 1988 ж «Discovery» ғарыштық кемесінде  орбитаға жеткізілді. Детектордың  жұмыс істеу орбитасы жер бетінен 400 км биіктікті орбитаның көлбеулік бұрышы 51.80. Ұшу ұзақтығы 10 – тәулік. Бұл уақыт детектор МИР ғарыштық станциясында тіркеліп жүрді. Ұшу уақытында       100 млн бөлшек тіркелді. Бұл тіркелген статистикалық мәліметтердің ішінен 100 сағ ішіндегі мәліметтер ерекше қарастырылды. Оның 24 сағ бойы         АМС – 01 детекторы зинетке бағытталған. 4 – ші және 5 – ші суретте тіркелген бөлшектердің параметрлерінің үлестірулері көрсетілген.

4 – ші суретте оң бөлшектердің бірлік зарядты импульстерінің тірек қисықтарына тәуелділігі және олардың жылдамдықтарының жарық жылдамдығына қатынасы берілген. Бұл суреттен позитрондар мен протондарды АМС детекторынан анықтай аламыз. Бұл суретте жерге қарай бағытталған бөлшектер тіркелген. Ал 5 – ші суретте кремнилік тіркегіштерде анықталған ионизациялық шығындардың бөлшек импульсына тәуелділігі берілген, яғни детектор бөлшектердің зарядың нақты түрде анықтай алады.

 

6 – АМС бұл протондарды, позитрондарды, электрондарды жер қабатынан 400 км биіктікте.

4 – ші және 5 – ші  суреттерде берілген мәліметтер физикалық талдауға негізгі негіз болып табылады. Мысалы, 4 – ші суретте жерге қарай бағытталған протондар ағының гиомагниттік табалдырықтан кіші мәнге ие жағдайларда тіркелген. Ал, тіпті бұл бөлшектер ағыны жерден кері бағытталған бөлшектер ағынына тең екені таң қалдырады. Қарастырылған нәтижеде табалдырық астындағы бөлшектер барлық ендікте тіркелетіні анықталды. Ван Аллен белдігіндегі протондар энергиясы 10 – 100 МэВ және жер бетінен бірнеше  мың км арақашықтықта орналасқан екені бұрыннан да белгілі. Ал, АМС бұл протондарды, позитрондарды, электрондарды жер қабатынан 400 км   биіктікте де энергиясы жүз есе артық екені анықталды. Бұл бөлшектердің магнит өрісіне кері тасымалдау олардың бірінші ағындағы адрондардың атмосферамен әсерлесуінен пайда болатынын көрсетеді. Бұл бөлшектер өздерінің қозғалысы кезінде ғарыштық кеменің ұшу орбитасының радиусымен шектелген сфера бетін бірнеше мәрте екі бағытта да кесіп өтеді.

Бірінші және екінші реттік бөлшектердің ағының өлшеу дәлдігі өте маңызды әсіресе атмосфералық нейтриноны зерттеу нәтижелерін талдау үшін атмосфераға енген ағынның құрамы атмосфералық нөсердің даму сипатын білу міндетті [8]. Сынақ ұшу кезінде космостық сәуле туралы мәліметтер дәлдігін күрт арттырды. Сонымен қатар екінші реттік (р, е+, е-) атмосфера нөсерінде пайда болып бөлшектер нейтриномен қабат жүреді. Бұл туралы тәжәрибелік материалдар адрондық нөсерлердің моделінің дұрыстығын тексеруде атмосфералық нейтриноның ағының есептеуде қолданылады.

АМС – 01 ұшу кезінде қатаңдығы 140 ГВ / с дейінгі аралықтағы гелий ядросының 2,86 * 106 рет тіркелді, бірақ бірде бір анти – Не ядросы тіркелген жок (7 сурет). Осы спектор диопозонында 1 < R < 140 ГВ /с антигелидің гелий ағынына қатнасы N / NHe < 1.1 * 10-6. Осыған сүйеніп гелийден ауыр ядролар ағыны үшін антиматерия, материя қатынасы ауыр антиядролар үшін  <  2*10-5.

Космостық қоңдырғының қозғалысы уақытында тіркелген антиядролар саны көптеген жылдар бойы тіркелген антиядролар санынан бірнеше есе асып түсті.

7 – ші сурет. Анти –  гелий ядросының энергетикалық спектірі

Сынақ ұшу кезінде физикалық нәтижелермен қатар қоңдырғының өзі де тексерілді. Осыған байланысты спектрометрдің құрылысына едәуір өзгертулер енгізілді. Осыған байланысты магнит өрісінің бұру күшін 6 есе арттырды. Оның себебі бұл мәселе антибөлшектерді тіркеуде өте маңызды. Жаңа детектор α ғарыштық станциясына 2010 жылға дейін шығарту жоспарланып отыр.

ІІ. Халықаралық космостық станцияда орналасқан АМС детекторының көмегімен космостық сәулелерді зерттеу.

 

Ауа шарларында жүргізілген тәжірибелер 1 – ші космостық сәулелердің атмосферамен әсерлесуін зерттеу проблемасын белгілі бір деңгейде шешеді. Бірақта бұл өлшеулер уақыты шектеулі болғандықтан және қамту аймағы аз болғандықтан зарядталған бөлшектер туралы жинақталатын мәліметтер көлемі аз болады. Сол себептерді жою үшін және ТэВ энергиядан жоғарғы энергияға дейінгі бөлшектерді зерттеу үшін космостық станцияға магниттік спектрометр орналастырды. Бұл ой 1 – ші рет Массачуссетти институты (Танг лабораториясы) ИТЭФ пайда болды.

2. 1. Космостық сәулелердің зерттелген сипаттамалары және оны талдау.

  Алғашқы, яғни бірінші космостық сәулелердің бөліктері атмосфераның жоғарғы қабатында атом ядроларымен серпімсіз соқтығысуының салдарынан екінші ретті сәулелену болады. 20 км – ден төмен биіктікте космостық сәулелеудің интинсивтілігі шамамен 1 – бөлшек 1см2 *c

           Теңіз деңгейінде зарядталған  бөлшектер ағыны орташа  ~ 2*10-2  бөлшек  (1см 2*C). Жердің магнит өрісінің салдарынан космостық сәулелердің интинсивтілігі ендікке байланысты өзгереді. Бұл құбылыс ендіктік эффект деп аталады. Космостық ракеталар мен жер серіктеріне қойылған приборлардың көмегімен жерге жақын аралықта радиациялық белдеу бар екендігі анықталды. Ол белдеу жерді екі рет айналдыра қоршаған интинсивтіліг өте үлкен иондалған сәулелену зонасы болып табылады. Мұндай белдеу жер магнит өрісінің космостық зарятталған бөлшектерді қармап алып және оны ұстап қалу нәтижесінде пайда болды. Экватор жазықтығында радиациалық белдеу бар екендігі анықталды. Ол белдеу жерді екі рет айналдыра қоршаған интинсивтілігі өте үлкен иондалған сәулелену зонасы болып табылады. Мұндай белдеу жердің магнит өрісінің космостық зарядталған бөлшектерді қармап алып және оны ұстап қалу нәтижесінде пайда болды. Экватор жазықтығында радиацианың ішкі белдеуі  600 км – ден,  6000 км – ге дейін, ал сыртқы белдеу (пояс) 20000 км – ден 60000 км – ге дейін созылып жатады. Ендіктің 600 – 700 – да  екі белдеу де (пояс) жерге бірнеше жүз километрдей жақындайды.

Екінші реттік космостық сәулелену екі бөліктен (компонентен) тұрады. Оның бір бөлігі қорғасын күшті жұтады, сондықтан оны жұмсақ деп, екінші бөлігі қалың қорғасыннанда өтіп кететін болғандықтан қатаң деп аталған. Жұмсақ бөлік – электронды – позитронды жұп таусылмас толқын (каскат) немесе нөсерден (ливень) тұрады. π0  мезонының ыдырауы нәтижесінде немесе жылдам электронды кенеттен тежегенде γ – фотон атом ядросын жақын ұшып өткенде электронды – позитрондық жұп туғызады.

 π0    Мезонының ыдырау процессі мына түрде өтеді: 

π0    →γ +γ               (98,8 %  осындай ыдырау түрінде жүреді).                                                                     

Π0→e++e-+;π0- e++ e-+ e++ e-+ π0→γ+ γ+ γ  (Бұл ыдырау табиғатта 1,2 %)

Бұл бөлшекті тежесек қайтадан  γ – фотон пайда болады т.с.с 

Қостардың және γ кванттардың пайда болу процесі γ – фотон энергиясының азайып жұп тудыра алмайтын шегіне дейін жүре береді. Бастапқы фотон энергиясы үлкен болғандықтан нөсердің  дамуы тоқталғанша көптеген екінші ретті бөлшектерді тудырып үлгереді.  

        Космостық  сәулелердің қатаң (өтіп кететін) бөлігі негізінен мюондардан тұрады. Мюондар дегеніміз орнықсыз элементар бөлшектер. Бұл бөлшектер космостық сәулелерде ашылды.  Мезонның космостық сәулелерде пайда болу процессі  суретте көрсетілген. Оның себебі тығыз ортада π+ ыдырауын бақылау мүмкін емес. Пайда болу реакциясы  π+→ m++n; p-→m- +n мұндағы π +  π – оң және теріс иондар мюондар n* n – нейтрино және антинейтрино қатаң бөлшек атмосфераның жоғарғы және ортаңғы бөлігінде зарядталған  π мезондардың ыдырауынан пайда болады. Космостық бөлшектер жылдам электрондар ағыны.  Екіншіден электромагниттік процеске миллиард электрон вольт энергия кезінде экспериментальдық  зерттеу жасауға мүмкіндік береді. [10] Ғылыми жұмыста осы құраушының пайда болу процестерін толықтай қарастырдым.

Қазіргі зерттеулер бойынша бірінші космостық сәулелер (БКС) негізінен өте жоғарғы энергиядағы (Е0 >1017эВ ) протондардан және ядролардан тұрады. Олар галактиканың магнит өрісі арқасында күшті араласады да аспан сферасында изотропты таралады. Сол себепті БКС көзін анықтау                    қиын [11 – 12 ].

AGASA (Akeno Giant AirShowerArray ) тобының зерттеулеріне [13] сәйкес Е0 ≈(8-20)* 1017эВ энергиядағы бөлшектер 4% шамасында анизотропты. Бұл анизотроптық көзі галактика центріне бағытталған. Бұл тұжырымды SUGAR(Sydney University Giant AirShower Recorder)  австралия тобыда [14] дұрыс екенін қостап отыр.

Якутияда орналасқан қондырғы галактика центрін көрмейді. Бірақта БКС Е0 ≥4  * 1017эВ энергиялы бөлшектер үшін ұсақ маштабты құрылымды болатынын анықтады. [13 – 15] жұмыстарда осы тұжырымды құптайды. Бұл жұмыстарды БКС – ның Е0 ≈ (2 – 5) * 1018 эВ энергиядағы бөлшектер үшін галактикадан тыс көзердің үлесі байқалатыны көрсетіледі.

 Талдау аймағында БКС – ның 4 станцияға түскен ағыны қондырғының радиусы 1250 метр. Мұндай тәжірибе АКА – ның негізгі параметрін анықтауда өте аз қателік жіберді.    

Е0 = (4.8 ±1.6) * 1017 (ρs,600 (00))1.0±0.02[эВ] (1)

 

ρs,600 (00) = ρs,600 (θ) *  exp ((sec θ-1) * 1020 /λρ) [M -2] (2)

 

λρ =(450 ± 44) + ( 32 ± 15) lg (ρs,600 (00)) [г /cм2] (3)

Мұндағы ρs 600 (θ) – зарядталған бөлешектердің тығыздығы R=600 м болатын тәуелсіз синтиляциондық детектордің көмегімен өлшенеді. Осы жылдары алынған нәтижелердің ішінен үш энергия интервалы қарастырылады: Е0 =1017,6-17,7, 1017,7-17,8 және 1017,8-17,9 эВ. Олардың ішінен бірдей санды ағындардың жеті тобы алынады. Бұл жеті топтың айырмашлығы тек қана келу бағытын анықтайтын сақинаның ауданымен анықталады.

Сақиналардың айырмашылықтары бірінші таблицада берілген. 21 – топтың әр қайсысы аспан сферасында жергілікті көзі болу мүмкіндігіне тексерілді.

Ол үшін қарастырылып отырған ағынның α < 30 көрінетін «көршілері» анықталды. Егер де қарастырған аймақта ұсақ n > 3 ағын анықталса онда олардың координаттары өзара орта мәні табылып, әрі қарай осы нүктелер негізгі координат ретінде алынды.

Бұл жағдайда тұйықталған ағындар тобы бір түйінге жинақталады, ал ағындар тізбегі түйіндер тізбегіне айналады. Содан кейін бұл түйіндерді аспан сферасындағы координаттармен байланыстырамыз. Егер осы кезде олар өзара m > 2 болса, онда ол түйінді ұлғайтамыз. Оның құрамында қиылысқан ағындар тобы енеді.

 

8 – ші сурет. аспан сферасында түйіндер мен кластерлердің орналасу картасы берілген.

Сонда түйіндердің тығыздығы жердің солтүстік полюсіне жақын аспан сферасында шоғырланады. Мұның бір себебі Якутияда орналасқан қондырғы аспанның осы бөлігін жақсы қамтиды.

Сондықтан да бұл бағыттағы ағынды азайту үшін солтүстіктен экваторға қарай жылжу бағытында r түйіндер саның 3 – тен 8 – ге дейін арттырылды. Талдау осы процедураны ақихатқа саятынын көрсетті. 8 – ші суретте аспан сферасында түйіндер мен кластерлердің орналасу картасы берілген. Түйіндер крестикпен, кластерлер нүктемен көрсетілген. Түсіну оңай болу үшін аспан  экваторларының координаттары сызылған. Мұнда көңіл бөлетін жағдай көпшілік: бірінші кластерлер оқиғаға сәйкес екені, екіншіден кластерлер бір – бірімен қатар орналасып тізбек құрайтыны болып табылады. Моньте – Карло әдісімен талдау 8 – ші суретте кластерлердің орналасуы кездейсоқ емес екенін анықтайды.

9 а,г – суреттерінде 18, 12 ағындарының α < 30,  n > 3 және               E0=1017.7-17.8 эВ галактикалықтан жоғарғы координаталарына келу деңгейіне сәйкес берілген (қадам ⌂δ=3). Жоғарғы галактикалық солтүстік өрістің экваториялды координаттары α=286,20 және δ=14,10. а, в – суреттерде бақыланылатың (Nexp) және күтілетің (nran-үлестірімдері), ал 9 в, г –де осы күтілетің шамалардан ауытқуы стандарт өлшем бірлігінде берілген.