книги из ГПНТБ / Христиансен, Г. Б
.pdfЧисло |
миЬнеи |
eg[NjNe/io)°'78] |
i • i |
i |
|
Рис. |
87. |
a |
— |
Распределение |
по |
||||
|
числу мюонов в ш. а. л. |
на |
глу |
|||||||
|
бине |
|
х = |
500 |
г/см2 [141]. |
Пункти |
||||
|
ром |
дано |
распределение, |
ожидае |
||||||
|
мое |
для |
сложного |
химического |
||||||
|
|
|
|
|
состава^ |
|
|
|
|
|
|
б — |
Зависимость |
от |
Л/е |
со |
|||||
|
гласно |
экспериментальным |
данным |
|||||||
|
[287] |
|
и |
теоретическим |
|
расчетам |
||||
|
[291] |
|
для |
обычного |
химического |
|||||
|
состава и |
диффузионной |
картины |
|||||||
|
распространения |
космических |
лу |
|||||||
|
|
|
|
|
|
чей |
|
|
|
|
даже считать, что параметр |
1—a/s |
найден |
в |
этих |
работах |
точно. |
||||
Эти сомнения связаны с необходимостью |
количественного |
учета |
||||||||
постепенной фрагментации |
ядер при прохождении |
через |
атмо |
|||||||
сферу, т. е. с необходимостью уточнения гипотезы суперпозиции. Постепенный характер фрагментации может, по-видимому, умень
шить возрастание величины ^ |
с Д т. е. |
сделать |
|
теоретически |
|||
ожидаемое |
распределение для |
сложного |
химического |
состава |
|||
более узким и тем самым более близким к опыту. |
|
|
|
|
|||
На рис. 87, а приведены экспериментальное распределение |
по |
||||||
Л/ц и соответствующие модельные расчеты, заимствованные |
из |
||||||
[141]. Строго говоря, эксперименты, выполненные |
на |
высоте |
гор, |
||||
не исключают даже и такой возможности, |
когда |
все |
первичное |
||||
излучение |
сверхвысоких энергий |
состоит из |
тяжелых |
ядер. Одна |
|||
ко эта возможность может быть отвергнута при анализе экспери ментальных данных, полученных на уровне моря. Действительно,
величина |
V D (Л/ц)/Л/ц в широком |
диапазоне изменения |
Л/ц |
(со |
|||
ответствующему |
Е0 = 101 5 ч-101 7 эв) |
имеет экспериментальное |
зна |
||||
чение - 0,5+0, 6 |
[287] |
(рис. |
73,6). |
|
|
|
|
Как |
видно |
из |
рис. |
73, б, |
экспериментальные |
значения |
|
— = — — |
не уменьшаются |
при возрастании Л/е на пять |
порядков |
||||
ЛГц |
|
|
|
|
|
|
|
230
от |
105 до |
1010. Значения |
VD(Na) |
|
|
противоречат составу |
с Л = 14 |
||||||||||||
— = —— |
|
||||||||||||||||||
или |
Л =31 |
|
|
|
|
Nn |
Л = 1, |
а также сложному |
химиче |
||||||||||
и не противоречат |
|||||||||||||||||||
скому составу. Все это можно |
|
рассматривать |
как указание на |
||||||||||||||||
существенную роль |
первичных протонов вплоть |
до £ 0 = 1 0 1 9 |
эв. |
||||||||||||||||
|
Для |
широкого |
класса |
моделей |
У D (Ne)/Ne |
для |
первичного |
||||||||||||
протона составляет величину ~ 0,5+0,6 |
на |
уровне |
моря. Соглас |
||||||||||||||||
но |
гипотезе суперпозиции |
флуктуации в |
числе |
Л/е |
при |
|
заданных |
||||||||||||
Е0 |
И А |
происходят |
в |
соответствии |
с |
гауссовым |
распределением |
||||||||||||
с |
дисперсией AD (Ne, |
Е0/А) |
и |
средним |
значением |
|
|
ANe\(E0/A). |
|||||||||||
„ |
|
этом |
VAD(Ne, |
EJA) |
|
VD(Ne, EJA) |
и |
относительный раз- |
|||||||||||
При |
— — ^ — ^ — = |
|
— |
|
— |
— |
|||||||||||||
|
|
iVe |
|
ANe(E0IA) |
|
|
|
|
Ne(E,IA)-/A |
|
|
в У А раз. Таким |
|||||||
брос |
в случае первичных |
ядер |
|
уменьшается |
|||||||||||||||
образом, |
даже для |
ядер |
группы |
М |
(Л = 20) |
флуктуации |
|
умень |
|||||||||||
шаются |
в / 2 0 - 4 , 5 |
раза и |
VD(Ne)/Ne |
— 0,1 |
+0,15. |
|
|
|
|
||||||||||
|
Определяющим фактором разброса значений jVe при фиксиро |
||||||||||||||||||
ванном Nfi, в случае ядер |
М и Н будут экспериментальные ошиб |
||||||||||||||||||
ки |
в |
определении |
|
и Ne. |
Из |
рис. 73, а |
видно |
также, |
что |
экспе |
|||||||||
риментальные данные на уровне моря не противоречат обычному сложному химическому составу и чисто протонному составу пер вичного излучения.
В области энергий Е0~ 101 5 +101 7 эв имеются также некоторые дополнительные данные в пользу того, что первичные протоны играют превалирующую роль среди частиц сверхвысоких_энергий.
На рис. 87, б показана экспериментальная зависимость |
от jVe |
|
[287] в широком интервале изменения Ne |
и теоретическая |
зависи |
мость [291], базирующаяся на гипотезе |
суперпозиции и |
исполь |
зующая предположение о возрастании коэффициента диффузии
космических лучей Di(E, Z) |
с энергией, начиная |
с |
E^EKpZ |
(см. гл. V I ) . Это объясняет |
быстрое изменение |
показателя у |
|
и приводит к предсказанию обогащения первичных космических
лучей тяжелыми ядрами при E>EKpZ. |
Эксперимент |
лучше |
согла |
|||||
суется с предположением, что при |
энергиях |
Е<Екр |
первичное |
|||||
излучение состоит только из протонов, |
так |
как |
тогда |
и при |
||||
Е~>Ещ, |
химический состав |
не |
изменяется |
и |
Л/ Й ~Л7 ™ при |
|||
a = const |
во всем |
интервале |
изменения Ne. |
Кроме |
того, как мы |
|||
видели |
выше, |
экспериментальный |
спектр |
по |
N ^ также |
лучше |
||
согласуется с предположением, что в первичном излучении пре валирует парциальный спектр протонов.
Помимо изложенных выше методов изучения химического со става в последние годы был рассмотрен и ряд других методов, основанных на исследовании распределения максимальных плот ностей в стволе ливней [292], распределения потоков энергии я.-а.
компоненты в стволе ливня и пр. |
[248, 293]. |
Все |
эти |
методы |
в |
||
рамках |
гипотезы |
суперпозиции |
приводят |
к выводу |
л и б о |
об |
|
обычном |
сложном |
химическом |
составе, л и б о |
о превалирую- |
|||
231
щей роли первичных протонов. По-видимому, новое направление в исследовании химического состава, правда в области предельно высоких энергий, открывается благодаря изучению характери стик, чувствительных к форме индивидуальной каскадной кривой [60, 141]. Наконец, в [286] предложен метод изучения химического состава при одновременном наблюдении в каждом индивидуаль
ном ливне числа мюонов Ny. и черенковского потока |
Q. На |
уров |
||||||
не моря величина Q с хорошей |
точностью |
дает меру |
энергии |
Е0, |
||||
и ее флуктуации очень малы—-не более |
10% |
[294]. Величина |
Ny, |
|||||
чувствительна к А и |
при заданном Е0 |
и |
А |
испытывает |
также |
|||
весьма малые флуктуации |
~ 1 0 % . |
Как показал |
расчет, |
при |
||||
1—а = 0,15-^-0,2 и в |
предположении, что |
точность в |
определении |
|||||
Л/ц и Q в индивидуальном ливне не хуже 10%, можно получить |
||||||||
разделение пиков, соответствующих различным А в |
распределе |
|||||||
нии по Ыу, при фиксированном |
Q (или |
Е0), |
|
|
|
|
||
Первичные электроны и у-излучение. Для решения проблемы химического состава в области предельно высоких энергий необ ходим, с одной стороны, поиск новых методов исследования, с другой стороны, более детальный анализ уже полученных экспе риментальных данных, и в первую очередь точный учет фрагмен тации первичных ядер и характера их взаимодействия с ядрами атомов воздуха.
Существенная роль я.-а. компоненты в развитии ш.а.л., боль
шие потоки |
мюонов и целый ряд других свойств ш. а. л. |
не остав |
|
ляют сомнения в ядерной природе подавляющей части |
первич |
||
ных частиц |
сверхвысоких |
энергий. В то же время |
возникает |
вопрос о допустимой доле |
среди первичных частиц — частиц иной |
||
природы, в первую очередь электронов и у-квантов сверхвысоких энергий.
Вопрос об экспериментальном изучении ш . а . л . от первичных частиц электромагнитной природы впервые был поставлен в ра
боте [295] (Маз и Завадский), где было предложено |
использовать |
|||||||||||||
то обстоятельство, что рассматриваемые ливни должны |
содержать |
|||||||||||||
аномально |
малые |
(с точки |
зрения |
обычных ш. а. л.) |
потоки |
я.-а. |
||||||||
и мюонной |
компонент. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
|
Для примера проведем оценку потока мюонов с |
энергией бо |
||||||||||||
лее |
10 |
Гэв |
в ш . а . л . 1 4 1 , |
возникающем |
от |
первичного |
электрона |
|||||||
или у-кванта с энергией |
Е0. |
Обозначим |
через Г (Е0, |
Е', |
t) |
число |
||||||||
у-квантов с энергией Е', |
создаваемое |
на |
глубине t |
в |
атмосфере |
|||||||||
за |
счет |
развития |
э.-ф. |
лавины |
от |
первичного |
электрона, |
или |
||||||
•у-кванта с энергией Е0, |
и через о\Ег, |
т) |
—сечение |
фоторожде |
||||||||||
ния т пионов от у-кванта с энергией |
Е'. |
Тогда |
полное |
число |
||||||||||
мюонов, |
возникающих |
в ливне |
от |
первичного |
электрона |
или |
||||||||
у-кванта, дается следующим |
соотношением: |
|
|
|
|
|
||||||||
Если мы рассматриваем мюоны таких энергий, то нет необходимости учиты вать их распад и ионизационные потери.
232
Л ^ ( > 1 0 / " з в ) < ] Г т |
j |
J |
Y(E0,E',t)a{E', |
m)dE'dt'. |
m |
О |
Е'=\ОГэв |
|
|
Знак неравенства поставлен потому, что в выражении справа не учтена вероятность рожденным фотопионам провзаимодействовать до их распада на мюоны. Этот эффект, по-видимому, неве
лик, так как из-за падающего спектра основной |
вклад |
в |
число |
||||||||||||||||||
мюонов |
|
с |
энергией |
|
более £ц |
вносят |
|
мюоны |
с энергией |
~ЕЦ. |
|||||||||||
Пионы, |
|
рождающие |
мюоны |
с энергией порядка |
10 Гэв, |
распа |
|||||||||||||||
даются |
|
в |
атмосфере |
до взаимодействия |
с большой |
вероятностью. |
|||||||||||||||
Примем |
|
тса2. |
Далее |
примем, что а(Е\ |
|
т = 2)=<у |
— полному се |
||||||||||||||
чению |
фоторождения |
пионов. Как |
известно из данных, |
получен- |
|||||||||||||||||
|
|
|
|
„ . |
|
, |
|
, |
|
Ш—28 |
СМ2 |
и не зависит |
от Е |
в ин- |
|||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
нуклон |
|
Гэв. |
|
|
|
|
|
|
|
тересующей |
нас области |
энергии |
^ 1 0 |
В |
расчете на |
^-еди |
|||||||||||||||
ницу |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
а |
= |
Ю~2 8 |
с м 2 |
.6- 1023-38 г / с ж 2 = 2 - 1 0 _ 3 . |
|
|
|
|||||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
нуклон |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Таким |
образом, |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
to |
|
|
Е'>10Гэе, |
t)dt. |
|
|
|||
|
|
|
|
Л ^ ( > 1 0 / > в ) < 2 - 2 . 1 0 - 3 | Г ( £ 0 , |
|
|
|||||||||||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
о |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Заменяя |
о |
|
|
10 Гэв, t) dt |
через |
его приближенное |
выраже- |
|||||||||||||
|
j Г (Е0^> |
||||||||||||||||||||
ние |
Е0 |
|
|
0,137 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||
Е |
|
|
In Е01Е \Е=югэв |
при А^ ~ |
10 и, подставляя Е0 |
= |
6-101 4 эв, |
||||||||||||||
имеем |
NlO |
|
10 Бэв) < |
100. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||
|
При |
|
i:o = 6-101 4 |
эв |
полное число электронов в э.-ф. ливне на |
||||||||||||||||
уровне моря iV e =10 5 . В реальных наблюдаемых |
ш. а. л. с |
Ne=\05 |
|||||||||||||||||||
на |
уровне |
моря |
число |
мюонов с Ер ^10 |
|
Гэв в среднем |
составляет |
||||||||||||||
3-103 |
(см. гл. 4), т. е. более чем в 30 раз больше. |
Важно |
также |
||||||||||||||||||
[296, |
116], что пространственное |
распределение |
мюонов |
в |
ливне |
||||||||||||||||
чисто |
|
электромагнитного |
происхождения |
практически |
не |
отли |
|||||||||||||||
чается |
от |
среднего |
пространственного |
|
распределения |
мюонов в |
|||||||||||||||
реальном |
ш. а. л. |
Следовательно, |
соотношение |
N^/N^ < —^— |
|||||||||||||||||
остается |
справедливым и для величин |
|
|
|
|
|
|
|
30 |
||||||||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
||||||||||||||
|
|
|
|
|
|
|
рЦг) |
и р й ( г ) : р 2 ( / 0 / Ы г ) < 1 / З О . |
|
|
|
|
|
||||||||
|
Хотя |
потоки |
мюонов |
в э.-ф. и реальном |
ливне |
отличаются |
|||||||||||||||
очень |
существенно, |
наблюдение |
э.-ф. ливней |
как ливней, |
аномаль |
||||||||||||||||
но |
бедных |
мюонами, |
затруднено |
следующими |
обстоятельствами. |
||||||||||||||||
232
В реальном ливне существуют большие флуктуации в полном по токе мюонов /Уц относительно среднего значения N^. Характер этих флуктуации в области малых NJN^<С не изучен до
статочно детально ни с экспериментальной, ни с теоретической точек зрения. Далее, детектирование потоков мюонов в комплекс
ных установках происходит с помощью детекторов |
достаточно |
|||||
большой |
площади S, |
определяющих плотность |
потока |
мюонов |
||
Р(г (г) на |
расстоянии |
г от оси ливня. |
|
|
|
|
Число мюонов, падающих на детектор, испытывает даже при |
||||||
фиксированном |
пуассоновы |
флуктуации |
относительно сред |
|||
него значения рц(г) S. За счет флуктуации в Л'ц и за |
счет |
пуассо- |
||||
новых флуктуации при не слишком |
больших S может |
происходить |
||||
имитация ложных ливней электромагнитного происхождения. Для
исключения этих эффектов |
необходимо |
использовать |
большие |
|||||||
площади детекторов 5 и изучать |
ш. а. л. большой |
энергии |
Е0 так, |
|||||||
чтобы далее отбирать события с числом мюонов ^.^L^l£_- |
Однако |
|||||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
30 |
|
|
практически |
используемые |
площади |
детекторов |
(порядка десят |
||||||
ков м2) |
позволяют установить |
только |
верхнюю |
границу для |
||||||
числа |
ш. а. л. |
электромагнитного |
происхождения |
из |
требования, |
|||||
чтобы |
во всех наблюдаемых ливнях |
число |
мюонов |
т, |
падающих |
|||||
на детектор, удовлетворяло условию т<С -^-pM ,(r)S. Исследования ливней электромагнитного происхождения про
водились на комплексных установках в Лодзи |
[297], Москве [116] |
и в особенности в Боливии [298]. Данные о |
верхних границах |
потоков первичного излучения электромагнитной природы приве
дены |
в табл. 9, где 1у,п — поток |
первичного |
излучения с |
энер- |
|||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Т а б л и ц а |
9 |
|
|
|
3-10'» эв [298] |
5-10" |
эв [297] |
2-10'« эв [116] |
10" эв |
[298] 6-10" эв [116] |
||||
|
'у |
<2-10-4 |
2 - Ю " 8 |
ю - 3 |
|
ю - * |
|
2 -10-* |
|
||
|
'п |
|
|
|
|||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
гией |
>Е0 соответственно |
электромагнитной |
и |
ядерной |
природы. |
||||||
При |
определении 1у/1п |
учитывался |
различный |
характер |
развития |
||||||
в атмосфере э.-ф. лавины |
и лавины |
от ядерной |
частицы. Поэто |
||||||||
му в работах, выполненных на уровне моря, верхняя граница для доли ливней, аномально бедных мюонами и с числом частиц бо
лее iVe, в общем случае отличается от доли 1у/1п, |
приведенной |
в табл. 8. |
|
Не являются ли приведенные в табл. 9 данные о верхних гра ницах 1у[1п слишком малыми с точки зрения других эксперимен-
234
тальных и теоретических сведений о первичном электромагнитном излучении. Например, энергетический спектр первичных электро
нов космических лучей |
хорошо |
изучен в области энергий вплоть |
||||||||
до 100 |
Гэв. |
При этих энергиях |
поток |
электронов |
составляет от |
|||||
потока первичных ядерных частиц величину |
~ 1 % . |
|
|
|||||||
В области |
энергий |
^10 0 |
Гэв |
[299, 300] |
дифференциальный |
|||||
энергетический |
спектр электронов |
характеризуется |
показателем |
|||||||
у + 1 = 2 |
, 7 , |
совпадающим |
с показателем спектра ядерной |
компо |
||||||
ненты |
первичных космических |
лучей. |
Таким |
образом, |
прямая |
|||||
эстраполяция энергетического спектра электронов в область энер гий 2^101 3 эв вступает в противоречие с экспериментальными дан ными табл. 9.
В этой связи следует отметить, что сравнительно пологий ход энергетического спектра электронов в области энергий — 100 Гэв давно вызывает удивление из-за большой роли согласно оценкам магнитотормозных потерь в магнитных полях Галактики для та ких электронов [301]. Роль этих потерь растет ~Е2, в результате чего спектр электронов должен становиться круче и иметь диффе
ренциальный |
показатель, |
равный у + 2. Возможно, |
что оценки |
могут быть |
пересмотрены |
в сторону возрастания |
той энергии Е, |
начиная с которой магнитотормозные потери приводят к сущест
венному |
завалу |
энергетического спектра, |
но |
энергии, |
соответст |
||||||
вующие |
ш. а. л., |
заведомо |
находятся в |
той |
области, |
где |
вклад |
||||
магнитотормозных |
потерь |
существенный. |
|
|
|
|
|
||||
Данные о у-излучении в составе первичной компоненты кос |
|||||||||||
мических |
лучей |
являются |
значительно |
менее |
определенными, |
||||||
чем данные |
о |
первичных |
электронах. |
Однако |
[302, 303] |
доля |
|||||
у-излучения |
в |
области £ ~ 1 0 0 Мэв составляет величину |
~ 1 0 - 3 . |
||||||||
В отличие от электронов у-излучение в |
принципе |
может |
прихо |
||||||||
дить к нам с огромных расстояний порядка размеров |
Метагалак |
||||||||||
тики, т. е. порядка |
1010 св. лет. Однако |
у-излучение |
интересую |
||||||||
щих нас сверхвысоких энергий испытывает существенное погло щение на значительно меньших расстояниях за счет специфиче ского процесса неупругого рассеяния на реликтовых фотонах.
Учитывая, что распределение по е носит планковский характер
иявляется достаточно широким, можно показать [304], что у-излучение с энергией в интервале 101 4 4-101 9 эв имеет пробег
относительно поглощения ~ 1026 см ~10 8 св. лет. Следовательно, относительно малое значение верхней границы для доли первич ного у-излучения сверхвысоких энергий может быть понято с уче том процесса неупругого взаимодействия — у-излучения с релик товым излучением, заполняющим Метагалактику.
В связи с обсуждением вопроса о частицах электромагнит ной природы в составе первичного излучения сверхвысокой энер гии следует упомянуть гипотезу [305] о возможном существовании монополей сверхвысоких энергий. Монополи Дирака хорошо ускоряются магнитными полями Галактики и за время распро странения от источника до места наблюдения могут достигать
235
предельно |
высоких энергий 1 4 2 . Если считать, что масса |
монополя |
|
не столь |
велика, чтобы препятствовать |
эффективной |
передаче |
энергии в |
тормозные у-кванты, дающие |
э.-ф. лавины, |
то ш. а. л., |
создаваемый монополем, будет также аномально бедным мюона-
ми. Поэтому верхние границы (табл. 9) |
можно |
рассматривать |
т а к ж е , как верхние границы для потоков |
монополей |
Дирака в пер |
вичном космическом излучении сверхвысокой энергии (во всяком случае для монополей, способных создать ш. а. л.).
Вариации интенсивности первичного излучения. Наконец, третьей важной характеристикой первичного излучения являются вариации его интенсивности. С точки зрения происхождения кос мических лучей сверхвысоких энергий интерес представляют не вариации, обусловленные атмосферными явлениями (барометри ческий эффект, температурный эффект), а вариации, которые могут быть связаны с изменением ориентации установки, регист рирующей космические лучи сверхвысоких энергий, относительно различных участков звездного неба. Любая установка для ре гистрации ш. а. л., в особенности на уровне моря, обладает значи тельной направленностью, так как угловое распределение осей регистрируемых ливней достаточно резко падает относительно вертикального направления. В комплексных установках, кроме того, возможно с достаточно большой точностью определять нап равления прихода осей регистрируемых ливней (углы f> и <р). Следовательно, если известны географические координаты уста новки (широта и долгота) и углы f> и ф регистрируемого ливня, то каждому регистрируемому ливню можно сопоставить коорди наты на небесной сфере: склонение б и прямое восхождение а по формулам
|
|
|
|
siii б = sin |
ф 0 |
cos |
Ф — cos |
ф 0 cos |
Ф cos |
ф , |
|
(6.1.8) |
||||
где фо — географическая |
широта, |
|
|
|
|
|
|
|
||||||||
|
|
|
|
|
|
|
а |
= |
t.A — t, |
|
|
|
|
|
|
|
|
. |
, |
— |
sin ft sin <p |
, cos |
, |
cos ф 0 |
cos d + |
sin ф 0 |
sin ф cos |
ф |
, |
|
|
||
|
sin x |
|
cos о |
x — |
|
cos о |
|
|
|
|
||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||
a |
— звездное |
|
время, связанное со средним |
солнечным |
временем |
|||||||||||
соотношением1 4 3 |
t3 — t0 + m, |
|
t0 |
— звездное |
время |
в полночь |
по |
|||||||||
Гринвичу, т — номер часового |
пояса. |
|
|
|
|
|
|
|
||||||||
|
Очевидно весь диапазон прямого восхождения |
прослеживается |
||||||||||||||
в |
течение |
звездных суток за |
счет вращения |
Земли 1 4 4 . Для |
пере- |
|||||||||||
1 4 2 |
Магнитное |
поле |
действует |
на монополь так же, как электрическое |
поле |
на |
||||||||||
|
электрический заряд, а электрическое — как магнитное на электрический |
|||||||||||||||
|
заряд. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
1 4 3 |
Звездное |
время |
|
отличается |
от |
солнечного, так как |
Земля |
в течение |
астроно |
|||||||
|
мического года совершает один оборот относительно небесной сферы |
за |
счет |
|||||||||||||
|
вращения |
вокруг Солнца. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
1 4 4 |
Например, |
для |
|
исследования |
диапазона склонений, соответствующих |
ядру |
||||||||||
|
Галактики, нужно проводить измерения на |
широте Австралии. |
|
|
|
|
||||||||||
236
крытия всего диапазона склонений необходимо проводить изме рения в широком диапазоне географических широт. Расширения
диапазона склонений при заданной широте трудно |
достигнуть |
из-за коллимации направлений прихода ш.а.л. около |
вертикали. |
На рис. 88 представлены экспериментальные данные об интенсив
ности |
космических |
лучей |
сверхвысоких энергий, |
приходящих из |
||||
|
|
|
Проекция |
Меркотора |
звездной |
сферы |
|
|
_пп0 |
30 |
60 90 |
120 |
150 |
180 210 |
240 |
270 300 |
330 360 |
|
|
|
|
• |
|
® |
П |
|
|
|
|
|
ж ш л т ш и |
||||||
шштштшшшшшшшишштшшгх:• • |
|
|
|
|
3454 37.1 |
||||||||||||||
|
0 • |
|
|
|
• |
|
• |
• • |
* |
• • |
• • |
|
• |
|
• |
||||
|
|
ф |
|
|
|
|
?//,/ |
38,2 |
|||||||||||
30 |
• |
|
® |
|
спирали |
|
|
• |
|
|
|
|
|
36,2 |
|||||
|
Ф •• |
|
|
© |
|
•1®щ • |
© |
|
Центр |
|
|
|
© |
|
|
44,6 |
|||
|
|
|
|
|
гал актих |
|
|
|
|
|
|
||||||||
60 |
®-2/п<(п-п}<-Л) |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
90 |
•2/п < (п-п), |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||
30 |
60 |
90 |
120 |
150 |
|
180 |
210 |
240 |
|
270 |
100 |
|
330 |
|
360 |
Градусы |
|||
'О |
|
|
|
|
|||||||||||||||
О |
2 |
4 |
6 |
8 |
10 |
|
12 |
14 |
16 |
|
18 |
20 |
|
22 |
|
24 |
Часы |
||
|
|
|
|
|
|
Припое |
|
восхождение |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
Рис. |
88. Интенсивность |
космических лучей |
с энергией более 1015 |
эв, |
прихо |
||||||||||||||
|
|
|
дящих из различных участков небесной сферы |
|
|
|
|
|
|||||||||||
различных |
направлений |
|
небесной |
сферы |
[306] |
|
(Кларк |
|
и |
др.), |
|||||||||
причем Да - Аб= 10-10°. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||||
Проекция |
плоскости галактического диска |
|(рис. 88) |
имеет |
вид |
|||||||||||||||
кривой, так как при изображении ее в координатах а и б суще ственным оказывается наклон земной оси по отношению к галак тической плоскости. В левом нижнем углу рис. 88 даются обозна-_
чения ячеек |
Да-Дб, |
в которых наблюдаются |
отклонения от п |
|||||
в |
разных пределах, |
где |
п — среднее |
число |
ливней |
на |
ячейку. |
|
С |
точностью |
до пяти |
процентов в |
исследованном |
диапазоне |
|||
6 |
= 0 + 30° |
наблюдается |
[306] хорошая |
изотропия для Еа~ |
101 5 эв. |
|||
|
0 — 30° |
|
|
|
|
|
|
|
Наблюдаемая зависимость от б связана с угловым распределе нием осей регистрируемых ливней.
Благодаря тому что наблюдения в [306] проводились на малых широтах (Индия), удалось захватить область галактического диска. Дальнейшие поиски анизотропии с помощью комплексных установок были нацелены на область предельно высоких энергий.
Исследования, |
проведенные в США [307], Мексике [308], Боливии |
|||||
[41], Англии |
|
[309] |
(Вильсон, |
Ватсон и |
др.) и Австралии |
[235] |
(Маккаскер |
и |
др.), |
показали, |
что вплоть |
до энергий Е0~№* |
эв |
16 г. Б. Христиансен |
237 |
никаких признаков анизотропии космических лучей предельно высоких энергий по б или а не обнаруживается1 4 5 .
При статистической |
точности |
измерений |
с |
возрастанием |
Е0 |
|||||
этот вывод |
делается |
с |
точностью, |
существенно |
убывающей |
с |
Е0. |
|||
|
|
|
|
|
|
|
Т а б л и ц а |
10 |
|
|
|
Е„, эв |
|
5-10" [309] |
10'» |
[309] |
10'9 [235] |
|
|||
Допустимое |
отклонение |
от |
изотро |
5 |
|
10 |
|
20J |
|
|
пии, % |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
В табл. 10 приведены сведения об этой точности, полученные для
экспериментальных |
данных, |
усредненных по |
б. |
Для |
энергий |
||||||
£ о ~ 5 - 1 0 1 7 эв |
интервал усреднения по а составлял |
45°, а для энер |
|||||||||
гий |
10 1 8 - М0 1 9 |
эв — 90°. |
|
|
|
|
|
|
|||
|
В ряде работ |
[310, 311, 312] был исследован |
вопрос о |
возмож |
|||||||
ной |
анизотропии |
направлений |
прихода ш. а. л., |
создаваемых |
пер |
||||||
вичными |
тяжелыми |
ядрами. |
Отбор |
таких ш. а. л. проводился по |
|||||||
признаку |
NVi/Nll>\, |
|
так как ливни, |
создаваемые |
тяжелыми |
ядра |
|||||
ми, в соответствии с гипотезой суперпозиции должны иметь ано
мально большой |
поток |
мюонов. Для ливней |
с £ " о — 1015-=-1016 эв |
отклонения от изотропии |
по а [311, 312] если |
и существуют, то не |
|
более чем на 10% |
при усреднении данных по интервалу Аа = 60°. |
||
Отклонение от изотропии согласно [310] может достигать 20% и находиться за пределами статистических ошибок опыта. Вряд ли наблюдаемое расхождение связано с несколько разным диапазо ном б. Для окончательного вывода необходимы новые исследо вания.
Ливни аномально бедные [298] мюонами также не обнаружи вают анизотропию с точностью ~20% .
Выше уже отмечалось, что исследование вариаций космиче ских лучей сверхвысоких энергий со звездным временем обычно происходит на фоне вариаций атмосферного происхождения. Согласно литературным данным барометрический коэффициент составляет 1 % на 1 мм Hg, а температурный коэффициент около 1% на 1°С наземной температуры. Всюду при исследовании на рушения изотропии с точностью нескольких процентов учет баро метрического и температурного эффектов становится необхо димым.
Изучение анизотропии космических лучей в этом случае обыч
но основывается |
на гармоническом |
анализе |
зависимости |
интен |
|||||||
сивности |
космических |
лучей I(t) |
от |
звездного времени |
t. |
Интен |
|||||
сивность |
I(t) |
можно |
представить |
в |
виде |
ряда |
Фурье: |
|
|
||
Среди |
ячеек |
А б Д а ~ 10°• 10° [313] нет |
выделенных |
и |
для |
£ о = Ю 1 7 |
эв, |
во вся |
|||
ком случае если |
иметь в виду северную часть небесной |
сферы. |
|
|
|||||||
238
|
|
/ (0 |
= А + £ |
Л, sin (mo* + Ф л ) , |
|
|
|
|
|
|
п=1 |
|
|
|
|
|
|
2я |
\Т—длительность |
|
|
Ап — ам |
|
причем |
со = |
где |
звездных |
суток, |
|||
плитуда, |
а ф п |
— фаза и-ной гармоники. Обычно |
ограничиваются |
||||
отысканием 1 4 6 |
А{ и ф 1 , |
разбивая |
весь период измерений на |
отдель |
|||
ные интервалы, на протяжении которых температурные и баро метрические перепады относительно малы. Для определения истин ных Ai и ф1 (обозначим их А[ и ф^), отражающих первую гармо нику звездно-суточных вариаций, далее используют диаграммный
метод. Первая |
гармоника |
экспериментальной функции I(t) |
изо |
|
бражается |
в виде вектора в полярных координатах. Для получе |
|||
ния вектора |
(А'и |
ф') из |
вектора { Л в ы ч и т а ю т с я векторы, |
ха |
рактеризующие первые гармоники вариаций только за счет изме
нения |
давления и |
только за |
счет изменения |
температуры1 4 7 . |
|||
Полученные таким |
|
образом |
за |
несколько |
интервалов векторы |
||
(Л|Ф ') |
усредняются |
и результат |
усреднения |
дает |
представление |
||
об амплитуде и фазе звездно-суточных вариаций. Эксперименталь
ные данные, полученные в области энергий |
101 4 Ч-5-101 7 эв, |
пред |
||||
ставлены в табл. |
11. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Т а б л и ц а |
11 |
ЕА, эв 1014 |
[103] |
1016 [103] |
10" [307] |
2-Ю1 ' |
[313] 5-10" |
[313] |
0,1 |
~ 0 , 1 |
0,5 |
3 |
~ 5 |
|
|
Ошибки в определении А\/А0 во всех перечисленных работах сравнимы с самими значениями Л 1 / Л 0 . Поэтому в табл. 10 речь идет скорее о верхней границе для амплитуд первых гармоник. Отметим, что все данные относятся к северным широтам и что
2ясо
ив |
л = 1 / я 2 |
, b |
2 t g |
_ Ц |
г д е а 1 |
= |
Г I (t)coscotdt, |
Ъх= |
X |
|
|
' |
1 |
1 |
Ь. |
|
|
ясо |
J |
|
ясо |
2яш |
|
|
|
|
|
|
|
о |
|
|
2яа> |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
X ^ |
/ (t) sin atdt. Выражения |
для |
At |
и q\ через аг и Ьх следуют |
из другого |
|||||
о |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Фурье-представления |
|
|
|
|
|
|
|
|
||
|
|
|
/ (г) = |
А0 -f- |
^ |
(ап cos со it + |
bn sin ami). |
|
|
|
1 4 7 Эти первые гармоники получить можно, так как известна зависимость / от температуры и давления и их значение в каждый момент времени.
16* |
239 |