Добавил:

ivanov666 Опубликованный материал нарушает ваши авторские права? Сообщите нам.

Вуз:

Башкирский Государственный Аграрный Университет

Предмет:

[НЕСОРТИРОВАННОЕ]

Файл:

книги из ГПНТБ / Григоров, Н. Л

.pdf

Скачиваний:

Добавлен:

22.10.2023

Размер:

17.41 Mб

Скачать

☆

<<< < Предыдущая 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 1415 / 3115 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 > Следующая >>>

завышаем X), получим:

F 2 ( > £ , 0 )

1 + Р ^ ( > г , 0 )

Впервые рассмотренные здесь методы оценки верхней границы Xi n были применены в работе [16]. В этой работе было получено, что у частиц с эпергией Е ~ 101 2 эв

l f » < 8 4 ^

г/см2.

Следует отметить, что в тот период (1957 г.) нельзя было из

этих значений Хіп сделать вывод о росте

о1 '1 с

ростом

энергии ча

стиц, потому что в литературе в

1=90

г/тг

качестве Х',п

принималось

(как по

том выяснилось — без

серьезных

экспериментальных

основ аний)

0,15

значение

XUl

70—80

г/см2

для

частиц космических

лучей с энер

гией

101 0

эв.

Только

после

измерений

сечения

неупругого

0,1

взаимодействия протонов с энерги

ями в десятки Где с

ядрами

уг

лерода,

выполненных

на

ускори

телях [76, 77], было получено

надежное

значение

а%, =

221

0,05 у

7 мбарн. Этому

значению

о4

А,=?5г1смг

соответствует

пробег

углероде

Яр1

90,5 +

2 г/см2. Полагая, что

a i n

— _4»/S) в

пересчете

на

воздух

получим Явозд =

96 +

г/см2.

Сравнивая

это

зиачение

X с

5W-

Е;3б

полученным в работе

[16], можно

Рис.

4.24.

Зависимость

заметить, что уже

старые

данные

давали

указание

на

уменьшение

^од О В Д , ( > * )

% с

ростом Е. В настоящее время

от энергии на высоте х=

700

г/см2.

имеется

существенно

больший

1 — данные работы [87],

2 — д а н -

экспериментальный

материал,

по

пые работы [65], 3 — данные рабо

зволяющий

сделать

определенные

ты [81], пересчитанные

х =

700 г/см2

(см.

[82]).

выводы.

Как видно из рис. 4.24, все даи-

пые о величине

Е0ц(Е,

х) IFa (Е, х),

приведенные к одной глубине

атмосферы х (700 г/см2),

хорошо согласуются друг с

другом.

На том же рисунке пунктирными линиями приведены рассчи

танные значения Еоя/Еа

для высоты,

где х =

700 г/см2, при про

беге поглощения L n =

110 г/см2 и

различных

значениях

пробега

взаимодействия X. При этом расчете предполагалось, что все ре

гистрируемые одиночные частицы — протоны первичных

косми

ческих

лучей,

«проскочившие»

атмосферу

без

взаимодействия.


	Экспериментальные						данные		о величине	F0R/Fa	указывают
на уменьшение				этого		отношения с ростом Е.				Эта зависимость до-
ли	одиночных			частиц		в потоке адронов прежде всего отражает
тот	простой факт, что с						ростом
энергии		регистрируемой части
цы, в случае ее взаимодействия
в атмосфере				над	установкой,
порожденный ею ливень вторич
ных частиц будет более мощ
ным, чем при меньшей энергии,									/оsi
и с	большей вероятностью							бу
дет	зарегистрирован					установ
кой. Т.		е. с ростом Е в					потоке
F0K	в с е меньшую долю будут со								/О1
ставлять			вторичные			частицы,
идущие в			столь слабом				сопро			I	Н6В]
вождении,			что они		регистриру
ются как			одиночные			частицы,				г	[S3]
и все большую долю						будут		со		л [us]
ставлять			протоны		первичных
										ТІЮ
космических				лучей,			истинно
«проскочившие» всю						атмосферу			% 10і	Л
без взаимодействия					в ней. По
этому		наиболее			правильная
оценка А,1п будет при максималь
ных энергиях частиц						Е,	достиг		ю-'
нутых в		экспериментах.

Как видно	из	рис. 4.24,	Xi n
лежит между	75	и 80 г/см2 (в
предположении,		что все	оди

ночные частицы — заряженные). Однако экспериментальные дан

ные [78] показывают, что	при
энергии > 5 • 101 1 эв часть	оди

ночных частиц не имеет элек трического заряда. Поэтому есть основания предполагать, что и в области энергии (2—5)-101 2 эв заряженные частицы состав ляют лишь часть потока оди ночных частиц. В этом случае оценка A,in даст еще меньшее значение, чем приведенное на рис. 4.24.

Оценку к и соответственно ст1п можно получить, пользуясь, выражением (4.12), в которое входят абсолютные потоки оди-

10'		т\ \\
		\ А	\\ А =		96фмг
		V f \ £		А-30-*-
10'			V\|\ /1=80		- " -
			\
			Л=70		-«-
10'		Ш3	10і
10s		Ш3	10і
Рис.	4.25.	Интегральные		спектры
адронов.		FV Q> Е) — спектры			п р о
тонов	на	границе	атмосферы		[68] .

Пунктир и сплошная линия в верхней части рисунка — соответственно дан ные [79] и [148]. FPO> Е) ё~:оо:Х — спектры одиночных протонов , дошед

ших без	взаимодействия		в атмосфе
ре до х =	700 г/см2,	при	разных зна
	чениях	К.

ночных адронов на уровне гор, измеренные ионизационным калори метром, и поток протонов первичных космических лучей. В ка честве спектра первичных протонов примем результаты измерений, выполненных на ИСЗ «Протои-1, 2, 3» [68], и результаты изме рении [79, 148], выполненных с ионизационным калориметром на


баллонах.	Эти данные изображены	в	верхней		части			рис. 4.25.
Из рисунка видно, что вплоть до энергий 2 - Ю 1 2					эв (максимальная
энергия протонов, зарегистрированная			в работе [148]) потоки,
6і"	полученные			в обоих				эксперимен
	тах на		баллонах			[79,		148]	и на
200	ИСЗ «Протон» [68], хорошо								совпа
	дают. Это дает уверенность в том,

	что вплоть			до энергий				первичных
ZOO	протонов ^			2-101 2		эв		(до	«пере
	гиба»	в	протонном				спектре		[68])
	абсолютный			поток			протонов пер
TOO	вичных космических						лучей,		пред
	ставленный			на	рис. 4. 5, близок

кистинному.

На рис. 4.25

изображены

ожи

70г

70J

70*

даемые

потоки

протонов,

дошед

ших до высоты 3200 м над уровнем

Е,

ГэВ

моря без взаимодействия с атом

Рис.

4.26.

Зависимость

арС

ными ядрами атмосферы, при раз

эпергип

протонов;

— измере

личных

значениях

пробегов

для

ния на

ИСЗ

«Протон»

[184],

х —

неупругого

взаимодействия

К и

измерения

на

ускорителе

при

экспериментальные

данные,

отно

Е =

21 Гее [ 7 6 ] , А и •

—

нижние

сящиеся к вертикальному

потоку

границы a'

[194].

всех

одиночных

адронов

(заря

женных и

нейтральных)

(пункти

ром

показаны

ожидаемые потоки протонов, если

бы спектр пер

вичных протонов

не испытывал «излома» при энергии Е ~

101 2 эв).

Из рисунка видно, что при

энергии Е^2-1012

эв,

т. е.

там,

где еще поток первичных протонов известен

достаточно

хо

рошей

точностью,

экспериментальные

данные

соответствуют

Xі " =

8 0 + 4

г/см2.

Аналогичные

оценки

могут

быть

получены из измерения по

тока одиночных адронов на высоте 3860 м [65].

Прямые

измерения

crjj*, взаимодействия протонов с ядрами

ато

мов углерода в широком энергетическом интервале от ускоритель ных энергий до ~ 103 Гэв были выполнены на ИСЗ «Протон» [184]. Результаты этих измерений приведены на рис. 4.26. Из рисунка видно, что ajn, возрастает на 2 0 + 5 % в интервале 2 0 ^ £ ^ 1 0 3 Г э в *).

*) Недавно	иа встречных пучках в ЦЕРНе	было получено подтвержде
ние роста a l n с	ростом Е в области 20-^.1500 Гае	[195].

На том же рисунке приведены оценки	о^с, полученные выше
из измерений потоков одиночных нуклонов	и протонов первичных

космических лучей. Видно что эти оценки близки к результатам прямых измерений. (Сечения взаимодействия с атомными ядрами воздуха были пересчитаны к ядрам углерода в предположении, что a l n ~ А!'>.)

Во всех проведенных рассуждениях об одиночных частицах весьма важным является вопрос методического характера: не уменьшается ли поток одиночных частиц за счет «обратного тока» частиц из установки. Нам представляется, что против этого пред

положения можно привести следующие аргументы.		Во-первых,
разные установки	дают одно и то же значение a i n (см. рис. 4.24,
4.25). Во-вторых, в установке, примененной в наших		эксперимен
тах на г. Арагац,	ионизационный калориметр был	отделен от

счетчиков толстым слоем графита в 60 г/см2, а с боковых сторон имелся деревянный настил толщиной в несколько г/см2, который должен был поглощать электроны с энергиями в несколько Мэв, способные сильно рассеиваться на предметах, окружающих иони

зационный	калориметр.
Однако	прямых экспериментальных		доказательств	отсутствия
влияния обратного тока па резз^льтаты измерения Е0ц до сих						пор
нет. Поэтому решающее слово в вопросе о зависимости					о і п	от Е
по-прежнему остается за непосредственными измерениями					ai n .
£ 7.	Прохождение	нуклонов	высокой	энергии
	через	атмосферу

Для проверки той или иной гипотезы о характеристиках вза имодействия нуклонов космических лучей широкое распростра нение после первой работы Г. Т. Зацепина [46] получил метод рас чета прохождения нуклонов через атмосферу и последующего сравнения результата расчета с экспериментальными данными.

Как

известно,

уравнение,

определяющее

спектр нуклонов

F (Е, х) dE

на

глубине

атмосферы

х г/см2, имеет

вид

dF (Е, х)

_ F (Е, х)

оо

(4.1)

дх

% (Е)

Возможность обсуждаемой проверки заключена в том, что в

уравнение

(4.1) входят

основные

параметры

взаимодействия:

% и W.

соответствии

с проверяемой гипотезой задается вид

W (Е',

Е) и К (Е) и ищется решение уравнения,

удовлетворяющее

граничному

условию, чтобы при х — 0

F (Е, х =

соответство

вало спектру первичных частиц космических лучей.

При

реше

нии уравнения

традиционным

стало

считать,

что

X — const, а

W (Е', Е) dE =

W (-яА 1=гг • Первичный спектр задается либо

чисто

степенной функцией вида F (Е, х — 0) = АЕ~^, либо квазистепен ной (плавно изменяющийся показатель у с ростом энергии или раз ные показатели степени в различных энергетических областях). Расчетов такого типа в литературе опубликовано много и из них можно сделать основной и весьма важный вывод: при сделанных допущениях о пробеге и виде функции W (£", Е) интенсивность

нуклонов

мало зависит от

конкретного вида функции W

(Е',

Е),

а в основном

определяется

средней долей энергии, которая оста

ется у нуклона после взаимодей

FpC>E,s=0)

ствия, т. е. коэффициентом неуп

ругости

к.

В нашем рассмотрении мы от

ступим

от традиционного

подхода

в двух пунктах: откажемся от

предположения % = const и зада

дим зависимость

пробега

от £

соответствии с результатами изме

рений на искусственных спутниках

Земли «Протон» [184]; зададим не

гипотетический спектр

первичных

космических лучей, как делали все

авторы, проводившие аналогичные

расчеты, а тот, который был полу

чен в прямых измерениях.

7.1. Спектр первичных

70w

70"

1012

7013

70"

космических лучей высокой энергии,

За

последние годы начато изу

Е,эО

Рис. 4.27. Интегральный энерге

чение

первичных космических

лу

чей высокой энергии

непосредст

тический спектр протонов первич

ных частиц

космических

лучей.

венными методами. Эксперименты,

С п л о ш н а я ; л и н и я — [68],

штрих -

выполненные с помощью

иониза

пунктир —

[79], пунктир и экспе

ционного калориметра на космиче

риментальные

точки

—

[148].

ских станциях «Протон» в 1965—

66 гг., положили

начало

исследо

ваниям химического

состава

и энергетического

спектра

различ

ных групп ядер в области

высоких и сверхвысоких энергий [68].

Применение

методики

ионизационного

калориметра,

совмещен

ного с искровыми

камерами,

дало возможность

на

баллонных

высотах изучать химический состав космических лучей в области энергий 10—1000 Гэв [79, 148].

На рис. 4.27 приведены результаты измерения энергетического

спектра протонов первичных космических лучей в работах		[68,
79, 148]. Из рисунка видно, что все	три группы измерений	далп
хорошо согласующиеся результаты.

Сведения о спектре ядер в широком энергетическом диапазоне могут быть получены из дифференциального спектра всех частиц,

приведенного на рис. 4.28. Этот спектр обусловлен спектром про тонов (см. рис. 4.27) и спектром ядер. Из рисунка видно, что эк спериментальные точки не лежат на одной прямой линии, что должно было бы иметь место, если бы спектр всех частиц опи сывался чисто степенной функцией во всем интервале энергий от 1 0 " до 101 6 эв.

На рис. 4.28 нанесены четыре теоретические кривые,			рассчитан
ные в следующих		предположениях:
а) все ядра,	начиная с Ъ — 2, имеют спектр чисто		степенной
с показателем	у =	2,6 (кривая 1);
б) спектр по жесткостям у а-частиц такой же, как у			протонов
(см. рис. 4.27),	а у других ядер спектр степенной с у == 2,6 (кри
вая 2);

I	1	1	I	I	L_
	70"	70'г	1С13	70н	10№ £,sS

Рис. 4.28. Дифференциальный спектр всех частиц первичных космических лучей. О — измерения на ИСЗ «Протон-1,2,3», X — измерения на ИСЗ «Протон-4» [68] . Кривые 1—4 — теоретические, рассчитанные при различ ных предположениях о спектрах разных групп ядер (см. текст).

в) спектр по жесткостям у а-частиц и ядер группы М такой же,

как у протонов. Спектр группы тяжелых ядер — степенной с у	=
= 2,6 (кривая 3);
г) спектр всех групп ядер такой же, как у протонов (кривая	4).
В этих расчетах соотношение интенсивности разных групп ядер

при малых энергиях (порядка 10 Гэв/нуклон) принималось обще принятым [75], а рассчитанные кривые нормировались к одной экспериментальной точке при Е — 101 1 эв.

Из рис. 4.28 видно, что		с экспериментальными результатами
согласуется только вариант		(а), т. е. все группы ядер, начиная с
Z =	2, в интервале энергий 101 1 — 101 Б эв имеют чисто степенной
вид	энергетического спектра	с у = 2,62—2,65.

7.2. Нуклоны			высокой энергии	на разных	уровнях		атмосферы
	При решении уравнения (4.1) было принято:
вид	1) Интегральный спектр протонов па границе атмосферы имеет
вид
^ (	> ^ * =	о) = з . ю - ( ^ ) 1 , и		і 1 + ( Я Л 5 0 0	) 1 ]	см	-сек 1 стер 1
(Е	выражено	в	Гэв).				(4.32)

у4=1,60

Рис. 4.29. Интегральный энергетический спектр нуклонов на глубпне ат мосферы х = 700 г/см2. Точки п крестики — данные взяты из рис. 4.16 и в них внесена поправка па поток пионов (обозначения те ж е , что и на рпс. 4.16). Кривые 1,2,3 — расчетные (см. текст). Штрих-пунктир — степенной спектр с V — 1 = 1,60.

2) Спектр всех групп ядер имеет вид

Fz ( > Е, х = 0) = Bz №г)

см'2 сек1 стер'1.

(4.33)

Коэффициенты Bz принимались такими, каковы они при энер гиях ядер -~ 10 /"эв/нуклон [75J.

3) Эффективное сечение неупругого взаимодействия с атомны ми ядрами воздуха растет с энергией по закону [184]

1 + 6,8.10-"lnZ.J

(Е выражено в Гэв) в области энергий 20 ^ Е ^ Ек, а при Е > Ек а[а = const.

Расчет проводился	для трех	значений: Ек — 3-101 1 ,	10 1 2 и
101 0 эв.
4) Коэффициент неупругости взаимодействия нуклонов			при
нимался не зависящим	от энергии	и равным 0,55.

JO"

w!Z

V0'*

Е,э6

Рис. 4.30. Дифференциальные

энергетические

спектры нуклонов на разных

глубинах атмосферы.

1) х =

20 г/см2,

2) х = 200 г/см2; 3) х — 530 г/см2,

4) х = 700 г/см2, 5) х =

1000 г/см2. Сплошные кривые — расчет (см. текст).

• — спектр нуклонов, 1

определенный и з спектра 7-квантов [191] в

предпо

ложении

Еп=

3,5Еу;

• — спектр нуклонов,

определенный

из

спектра

7-квантов

[115] в предположении

Еп= 3,0Еу;

X — спектр

нуклонов,

опре

деленный из

спектра

7-квантов

[67 ] в

предположении

Еп

— 3 , 5 £ Y ;

О ,

ф — с п е к т р ы

адронов

из работ

[190] и

[189],

соответственно;

? Д — спектр

нейтронов [192],

увеличенный по интенсивности в два раза.

Решение уравнения (4.1) при	указанных условиях	было про
ведено на ЭВМ В. В. Акимовым	и В. Д . Козловым	[183]. Рас-

считанные спектры нуклонов па глубине атмосферы х — 700 г/см2 для значений Ек — 3 - Ю 1 1 эв (кривая 2), 101 2 эв (кривая 2) и 101 9 эв (кривая 3) приведены на рис. 4.29. Кривые нормированы к одной экспериментальной точке при Е — 101 1 эв. На том же рисунке изо бражены экспериментальные данные о спектре нуклонов, полу ченные из спектра адронов (см. рпс. 4.16) после внесения в него поправки на поток пионов. Из рис. 4.29 видно, что эксперимен тальные данные хорошо согласуются с предположением о росте а і п до энергий 3 - Ю 1 1 — 101 2 эв и не согласуются с предположением

о неограниченном росте о по закону a l n = с 0 1 + а 1п-^- , при усло

вии, что спектр протонов изменяет свой показатель на 0,6 в области энергий ~ 101 2 эв.

Для других глубин атмосферы нами был проведен расчет спект ра нуклонов высокой энергии в области Е ^> 101 2 эв, для кото рой принималось a i n =const . В этом расчете спектры протонов п ядер принимались в форме (4.32) и (4.33) соответственно [68]. При вза имодействии ядер с ядрами происходит фрагментация — частич ный развал первичного ядра. В расчете предполагалось, что при фрагментации 50% нуклонов сохраняют свою первоначаль ную энергию. Результаты этого расчета приведены на рис. 4.30. Видно, что они хорошо согласуются с имеющимися в литературе данными о потоках -у-квантов высокой энергии и адронов на всех высотах атмосферы: от 20 г/см2 до 1000 г/см2.

Таким образом, сложный спектр первичных космических лу чей и ограниченный рост а'" до энергий— 101 2 эв, т. е. результаты непосредственных измерений [68, 184], не только не противоречат известным экспериментальным данным, но, наоборот, естествен


ным путем,	без дополнительных		гипотез объясняют увеличение
показателя спектра адронов в нижней части атмосферы в				области
энергий ^	101 2 эв по сравнению		с показателем степени	спектра
первичных частиц космических лучей. Для объяснения этого					яв
ления разным авторам		приходилось предполагать либо		особый
вид спектра первичных		космических лучей [71, 188],		который
не подтвердился в опытах на ИСЗ «Протон», либо изменение					не

упругости взаимодействия нуклонов при энергиях ~ 101 3 эв [118].

Глава V

Изучение характеристик взаимодействия частиц с энергией выше 1012 эв

с легкими атомными ядрами методом контролируемых ядерных

Уже первые измерения распределения ионизации в иониза ционном калориметре показали, что частицы высокой энергии в веществе среднего атомного веса (в железе) создают лавины, фор ма которых сильно флуктуирует [5]. Анализ этих флуктуации поз волил получить оценку доли энергии, передаваемой я°-мезонам первичной частицей в акте первого взаимодействия. Оказалось, что иногда наблюдаются случаи, когда в первом взаимодействии

всем	я°-мезонам	передается более 70% энергии первичной ча
стицы.
Аналогичные характеристики взаимодействия частиц с
энергией ^> 2 - Ю 1 2		эв наблюдались авторами при изучении	«моло
дых»	электронно-фотонных ливней, генерированных в		атмос
фере	адронами высоких энергий [85].

Применение ионизационного калориметра для изучения меха низма образования ионизационных толчков частицами высокой энергии позволило получить функцию распределения взаимодей ствий по величине доли энергии, передаваемой л.°-мезонам пер вичной частицей в слое графита толщиной 60 г/см2 (см. рис. 4.15). Из этого распределения также следует существование взаимо действий, при которых я.°-мезонам передается почти вся энергия первичной частицы.

Иными словами, был получен обширный экспериментальный материал, свидетельствующий о существовании таких взаимодей


ствий, в		которых величина иГ.« = НЕ-о I Е0 ]> 0,5—0,6.
	Возник естественный				вопрос: каким образом осуществляются
эти	взаимодействия?
	Являются ли они теми же средними взаимодействиями						с ти
пичной		для	них множественностью рождающихся заряженных
частиц		ns	и типичным		энергетическим	распределением,	но с
аномально большим				числом я "-мезонов,		т. е. взаимодействиями,
в	которых		из-за	статистических		флуктуации ?г„о ^ >	пГ.+?

Или же случаи с ипа !> 0,5—0,6 характеризуются специфическим спектром рождающихся л°-мезонов?

<<< < Предыдущая 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 1415 / 3115 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 > Следующая >>>

Соседние файлы в папке книги из ГПНТБ