Ядерно-физические приборы (7 сем) / Сборник_лабораторных_работ

Впроцессе набора существует возможность изменять масштаб оси Х или Y. По клику левой кнопки мыши непосредственно на ось

Хили Y вызывается окно, в котором можно ввести значения минимума, максимума или указать автоматическое масштабирование.

4.3.2.Обработка спектра во время набора

Впроцессе набора спектра существует возможность проводить on-line обработку имеющихся пиков для контроля за их характеристиками, такими как энергетическое разрешение, положение и высота пика, площадь под пиком. Обработка проводится следующим образом. Необходимо подвести курсор в то место спектра, которое нужно обработать, нажать правую кнопку мыши и во всплывающем меню последовательно выбрать команды: «Установить границы», «Аппроксимировать Гауссом», «Удалить границы». Аппроксимировать Гауссом можно один пик или два сразу.

По команде «Установить границы» программа автоматически определяет область обработки фиксированной ширины в каналах (в кэВ) и устанавливает ее границы, указывая их на графике зелеными вертикальными прерывистыми линиями слева и справа от курсора. Положения границ можно корректировать, ухватив их курсором и нажав на левую кнопку мыши. Чтобы аппроксимировать указанную область Гауссом и рассчитать характеристики пика, можно использовать кнопки «1 Гаусс» или «2 Гаусс» на информационной панели «Границы области обработки», расположенной справа от графика со спектром. Также доступны команды «Вставить область», «Удалить область», «Удалить все области». Если областей обработки выставлено больше одной, то переключение между ними возможно нажатием на стрелки «Влево/Вправо» на информационной панели «Границы области обработки» или нажатием левой кнопки мыши непосредственно на интересующую область на графике. Границы активной области изображаются зеленым цветом, неактивных – черным.

По команде «Аппроксимировать Гауссом» программа автоматически определяет область обработки фиксированной ширины в каналах (в кэВ) и устанавливает ее границы, указывая их на графике зелеными вертикальными прерывистыми линиями слева и справа от курсора, затем происходит поиск пика и аппроксимация его по

83

Гауссу. Данная обработка позволяет наиболее точно определить полную ширину на полувысоте (ПШПВ) пика, его положение и высоту, рассчитать подложку и площадь (т.е. количество событий) под пиком. Рассчитанная аппроксимация пика по Гауссу изображается на спектре синим цветом. Полученные значения характеристик пика заносятся в соответствующие информационные поля на панели справа от графика. Информационная панель показывает границы областей обработки, положение пика, площадь под пиком и площадь выделенной области.

В процессе набора обработка и перерасчет характеристик пика происходят в on-line режиме по мере накопления спектра.

По команде «Удалить все границы» все выставленные области обработки удаляются.

4.3.3. Набор спектра фона

Процедура набора спектра фона заключается в следующем. Сначала в течение необходимого времени производим набор спектра. Набираемый спектр прорисовывается красным цветом. Время набора контролируется в информационном блоке «Время измерения».

Рис. 4.15. Набранный спектр указан как спектр фона и изображен зеленым цветом

84

Когда спектр набран, останавливаем набор, при этом кнопка «Указать спектр как фоновый» становится активна для нажатия. Нажимаем кнопку «Указать спектр как фоновый». Спектр автоматически переводится в разряд фоновых (в данном случае он становится глобальным в соответствии с переключателем «Глобальный/Локальный» на панели «Спектр фона») и прорисовывается зеленым цветом (рис. 4.15). Спектр фона может быть сохранен как фон в файл. Далее можно продолжить набор спектров.

4.3.4. Команда «Библиотека нуклидов»

Команда «Библиотека нуклидов» может быть вызвана из раздела «Настройки» главного меню или соответствующей кнопкой панели инструментов (рис. 4.16) и открывает окно «Рабочий список радионуклидов», содержащее возможность пользователю формировать, редактировать, удалять, сохранять и считывать рабочий список нуклидов и список изотопов для полной калибровки, используя встроенную библиотеку, который будет использован при идентификации гамма-спектра (рис. 4.17).

Рис. 4.16. Команда «Библиотека нуклидов» раздела «Настройки» главного меню

85

Риc. 4.17. Окно «Рабочий список радионуклидов»

Встроенная библиотека радионуклидов доступна пользователю для просмотра и представлена в виде таблицы химических элементов, имеющих гамма-излучающие изотопы. При нажатии левой кнопкой мыши на элемент, его название, атомный номер, заряд и строение электронной оболочки отображаются в виде картинки под таблицей элементов (рис. 4.18).

86

Рис. 4.18. Просмотр содержимого библиотеки радионуклидов. 1 – изображение выбранного элемента, 2 – список изотопов у выбранного элемента, 3 – список линий у выбранного изотопа данного элемента, 4 – управление фильтрацией изотопов по времени полураспада, 5 – кнопки формирования и управления рабочим списком нуклидов или списком р/а источников для калибровки, 6 – сформирован-

бочего списка, 8 – кнопка «Удалить линию», 9 – кнопки выхода из окна «Принять» и «Отменить»

При этом для выбранного элемента в соответствующей таблице (см. рис. 4.18, поз. 2) отображается список изотопов с указанием периодов полураспада. При нажатии левой кнопкой мыши на выбранный изотоп, информация по существующим у него гаммалиниям и их относительным интенсивностям (процентов на один распад) отображается в таблице (см. рис. 4.18, поз. 3), расположенной справа от таблицы со списком изотопов. Изотопы можно отфильтровать по времени полураспада (рисунок 4.18, поз. 4), записав величину в поле «Минимальный период полураспада», выбрав единицу измерения (лет, мин или др.) и нажав на кнопку «Показать». В результате будут показаны только изотопы, имеющие период полураспада выше указанного в фильтре.

87

Для формирования рабочего списка нуклидов, который пользователь планирует использовать при анализе обрабатываемого гам- ма-спектра, существует набор кнопок (см. рис. 4.18, поз. 5), обладающих следующими функциями: «Добавить изотоп в рабочий список» – добавляет выбранный в списке изотопов (см. рис. 4.18, поз. 2) изотоп с имеющимися у него линиями в рабочий список; «Удалить изотоп из рабочего списка» – удаляет выбранный в таблице (см. рис. 4.18, поз. 6) изотоп из рабочего списка; «Очистить рабочий список» – удаляет все изотопы из рабочего списка; «Загрузить рабочий список» – с помощью стандартного диалогового окна выбора и открытия файлов загружает выбранный пользователем рабочий список; «Сохранить рабочий список» – с помощью стандартного диалогового окна сохраняет рабочий список в виде файла на диск.

Рабочий список нуклидов отображается в верхней таблице (см. рис. 4.18, поз. 6) в разделе «Рабочий список нуклидов», при выделении нуклида левой кнопкой мыши существующие у выбранного нуклида линии становятся доступными для просмотра в таблице (см. рис. 4.18, поз. 7), расположенной под таблицей с рабочим списком. Линии (например, с низкой относительной интенсивностью и не нужные пользователю для анализа) можно удалять нажатием на кнопку «Удалить линию».

Аналогично рабочему списку нуклидов может формироваться и список изотопов для полной калибровки. Для этого необходимо открыть закладку «Список р/а источников для калибровки» (см. рис. 4.19). Заполнять, редактировать, сохранять в файл и загружать из файла – так же, как описано выше для рабочего списка нуклидов. Дополнительно необходимо для каждого источника ввести данные по активности, дате измерения активности и погрешности активности.

88

Рис. 4.19. Список р/а источников для калибровки

После формирования нужного списка пользователь может принять нажатием кнопки «Принять» или отменить нажатием кнопки «Отменить» сделанные им действия.

4.3.5. Порядок выполнения работы

ВНИМАНИЕ!!! Включение установки и размещение источника ионизирующего излучения осуществляются только в присутствии преподавателя.

1.Ознакомиться с лабораторной аппаратурой по описанию.

2.Провести калибровку энергетической шкалы гаммаспектрометра. Для этого необходимо измерить спектр от гаммаисточника, имеющего как минимум две гамма-линии (например, 22Na), или от нескольких гамма-источников одновременно. Затем, в

соответствии с описанием ПО (см. п. 4.3.), вызвать команду «Библиотека нуклидов», выбрав из библиотеки нужные нуклиды, соста-

89

вить рабочий список. Далее ввести в таблицу в рабочей тетради значения энергий основных гамма-линий источников (табл. 4.1).

Таблица 4.1

Источник

Еg, кэВ

ПШПВ, кэВ

3.Измерить энергетическое разрешение (р = dE/E, ПШПВ) для гамма-линий радиоактивных источников в соответствии с описанием ПО (см. п. 4.3.). Результаты измерений занести в табл. 4.1.

4.Построить график зависимости энергетического разрешения гамма-спектрометра от энергии зарегистрированных гамма-линий.

5.Определить энергию гамма-излучения неизвестного источника из набора ОСГИ, определить его основные гамма-линии и идентифицировать исследуемый радионуклид.

Контрольные вопросы

1.Устройство и принцип работы цилиндрической ионизационной камеры с экранирующей сеткой.

2.Что такое энергетическое разрешение?

3.Индукционный эффект и его влияние на энергетическое разрешение гамма-спектрометра.

4.Основные требования, предъявляемые к экранирующей сетке.

5.Рабочее вещество ксенонового гамма-детектора, его основные характеристики.

6.Виды взаимодействия гамма-излучения с рабочим веществом гамма-спектрометров.

7.Основные преимущества и недостатки ксеноновых и сцинтилляционных гамма-детекторов по сравнению с полупроводниковыми детекторами на основе сверхчистого германия.

90

ЛАБОРАТОРНАЯ РАБОТА №5 ИЗУЧЕНИЕ ХАРАКТЕРИСТИК РАДИОНУКЛИДОВ

С ПОМОЩЬЮ КСЕНОНОВОГО ГАММА-ДЕТЕКТОРА

Цель работы: исследование спектрометрических характеристик ксенонового гамма-детектора (КГД). Определение эффективности регистрации КГД.

5.1. ОПИСАНИЕ

Гамма-спектрометры — класс детекторов, предназначенный для регистрации гамма-излучения. Наиболее важными характеристиками детектора являются энергетическое разрешение и эффективность регистрации. Данная лабораторная работа посвящена исследованию эффективности регистрации КГД в зависимости от энергии гамма-квантов. Подробное описание КГД и ПО дано в лабораторной работе №4, п. 4.3.

5.1.1.Порядок выполнения работы

Входе лабораторной работы необходимо провести измерение гамма-спектров от набора радионуклидов. Измерения проводятся с помощью ксенонового гамма-детектора и набора образцовых спектрометрических гамма-источников аналогично описанию в п. 2.3. лабораторной работы №4. Активности радиоактивных источников представлены в табл. 5.1. Периоды полураспада, энергии гаммалиний и квантовые выходы необходимо взять из данных Библиотеки нуклидов ПО (см. п.5). Интенсивность линии и эффективность вычисляются в процессе выполнения работы.

91

Таблица 5.1

60Co

137Cs

133Ba

241Am

Датой измерений спектров считать текущую дату выполнения лабораторной работы.

Время набора спектра необходимо выбирать индивидуально для каждого источника, исходя из условия, что в наименее интенсивной линии площадь должна быть более 10000 событий. Для уточнения необходимо обратиться к преподавателю, так как время набора для некоторых источников может быть крайне велико.

Набрать гамма-спектры от набора источников (набор согласовывается с преподавателем). Записать количество событий в пиках полного поглощения в табл. 5.1.

5.1.2. Обработка результатов

Найти оставшиеся величины из табл. 5.1 – интенсивность гаммаквантов данной энергии от источников ОСГИ.

Активность источника вычисляется по формуле

92

= &∙R∙> ∙ 100%,

S)∙T∙U∙H

где V — активность источника на момент измерения;

Внимание! Для определения активности на момент измерения воспользоваться законом радиоактивного распада и учесть время между аттестацией источника и датой измерения спектра.

Q — квантовый выход: количество гамма-квантов данной энергии на каждые 100 распадов изотопа. В формулу необходимо подставлять безразмерную величину. Необходимо помнить, что распад радиоактивного ядра происходит на различные возбужденные уровни дочернего нуклида, и высвечивание гамма-квантов может происходить различными путями, поэтому количество испущенных гамма-квантов может отличаться от количества распавшихся ядер. Для этого нужно учесть квантовый выход гамма-линии;

t — время набора спектра;

S — количество событий в пике полного поглощения;

Ω – телесный угол между детектором и источником. Для вычисления воспользоваться формулой

∙

Ω = 4 ∙ arctg 2 ∙ ∙ √4 % + % + % ,

где D — расстояние между источником и детектором, равные 32 см;

а и b — размеры сечения детектора 15 и 11,1 см, соответственно.

По результатам измерений и обработки построить график зависимости эффективности регистрации гамма-квантов от энергии.

Контрольные вопросы

1. Устройство и принцип работы цилиндрической ионизационной камеры с экранирующей сеткой.

93

2.Рабочее вещество ксенонового гамма-детектора, его основные характеристики.

3.Что такое эффективность регистрации и чем она определяется?

4.Как, зная эффективность регистрации и параметры энергетической калибровки, можно восстановить неизвестную активность радионуклида и идентифицировать его?

5.Виды взаимодействия гамма-излучения с рабочим веществом гамма-спектрометров.

6.Основные преимущества и недостатки ксеноновых и сцинтилляционных гамма-детекторов по сравнению с полупроводниковыми детекторами на основе сверхчистого германия.

94

ЛАБОРАТОРНАЯ РАБОТА №6 СЕЛЕКЦИЯ КАНДИДАТОВ В ДАЛЕКИЕ

РАДИОГАЛАКТИКИ

Цель работы: ознакомление с процессом селекции далеких радиогалактик, их идентификация в наблюдательных радиокаталогах (обзорах), восстановление радиоспектров и отождествление с объектами цифровых обзоров неба в других диапазонах длин волн. В процессе выполнения работы происходит знакомство с современными базами и системами обработки астрономических данных.

6.1. РАДИОГАЛАКТИКИ

Вселенная заполнена радиоизлучением, которое можно зарегистрировать в любом направлении от Земли. В нем можно выделить как фоновое излучение (реликтовое излучение, внегалактическое диффузное излучение), так и конкретные источники (галактики, звезды, Юпитер и Солнце). В этом диапазоне длин волн излучает и наша Галактика за счет остатков сверхновых и диффузного космического излучения. Самым ярким источником радиоизлучения в Галактике является ядро, которое было первым зарегистрированным источником космического радиоизлучения, открытым в 1932 году американским физиком и радиоинженером Карлом Янски2 [1].

Объекты, не отличимые при наблюдении от источника бесконечно малого размера, можно назвать точечными. Но понятие «точечности» достаточно условное, так как зависит от углового разрешения прибора, которым производится наблюдение. Поэтому к точечным источникам можно отнести и галактики или другие объекты, структуру которых нельзя различить. Если угловое разрешение прибора позволяет увидеть, к примеру, двойственность объекта или же измерить интенсивность излучения, то такой объект можно назвать дискретным. Галактики в радиодиапазоне могут быть как дискретными источниками, если находятся на близком расстоянии, так и точечными, если они находятся на большом расстоянии. Галактики, видимые в радиодиапазоне, в которых радиоизлучение

2 В его честь была названа единица измерения спектральной плотности потока

излучения 1 Ян = 10*+, эрг/с , применяемая в радиоастрономии.

см!∙Гц

95

сравнимо с оптическим или превосходит его, называют радиогалактиками. Мощность радиоизлучения таких объектов достигает

10&D эргX (для сравнения: мощность видимых галактик в радиодиапазоне порядка 10C2 ÷ 10CD эргX ). Характерными представителями радиогалактик являются галактика Лебедь А, Дева А и Центавр А [2].

Радиогалактики образовались вскоре после самых первых галактик, таких как GN-z11, которая до недавнего времени считалась самой старой из всех известных. Она сформировалась через ~420 млн лет после предполагаемого Большого взрыва (z = 11)3 [3]. Исследование, опубликованное в The Astrophysical Journal [4],

3 Под «z» подразумевается красное смещение, возникающее за счет эффекта Доплера при удалении источников излучения друг от друга. Красное смещение представляет собой связь длины волны электромагнитного излучения, испускае-

мого источником λ/ и длины волны, регистрируемой наблюдателем λ: = 0*0".

0"

96

представляет новую галактику HD1 с красным смещением z = 13,7, сформированную спустя 300 млн лет после Большого взрыва. Радиогалактики же, по современным представлениям, сформировались через 700 млн лет после предполагаемого Большого Взрыва, на эпохе, соответствующей красному смещению z < 2. Но при этом изучение радиогалактик является одним из способов исследования Вселенной. Они являются более массивными и яркими объектами по сравнению с самыми старыми галактиками и могут рассказать нам как о формировании крупномасштабной структуры (скоплений и сверхскоплений галактик), так и об образовании сверхмассивных черных дыр, находящихся в центре массивных галактик. Кроме того, радиогалактики являются источниками космических лучей.

Основным способом получения информации об истории Вселенной является изучение реликтового излучения, точнее, углового спектра мощности и флуктуации температуры, позволяющего понять формирование крупномасштабной структуры и вычислить различные космологические параметры, такие как: постоянную Хаббла, плотность барионов во Вселенной, возраст и соотношение ее составляющих (материи и энергии). Распределение количества радиоисточников во Вселенной, в свою очередь, представляет собой один из способов проверки жизнеспособности космологических моделей. Радиоастрономия так же позволила получить первую фотографию тени черной дыры, располагающейся в ядре галактики M87 (Дева А) [5]. После углубленного анализа полученных данных удалось определить распределение силовых магнитных линий и приблизить науку к понимаю механизмов, в частности поглощения вещества и испускания джетов, происходящих в окрестностях подобных релятивистских объектов.

6.2. МОРФОЛОГИЯ И КЛАССИФИКАЦИЯ

При рассмотрении структуры радиогалактик можно выделить следующие компоненты (рис. 6.3):

1.Ядро (core) – центральная часть радиогалактики, в которой находится релятивистский объект предположительно в виде черной дыры.

2.Протяженные структуры (radio lobes) – протяженные области радиоизлучения. Зачастую расположены симметрично и имеют Z-

97

или S-образную форму, свидетельствующую о вращении релятивистского объекта в центре радиогалактики. Иногда они содержат области, называемые горячими пятнами.

3.Джеты (jets) – тонкие вытянутые структуры, исходящие из ядра. Можно сказать, что джеты возникают в следствии движения космических лучей в магнитных полях вдоль луча, переносящего энергию от ядра к протяженным областям.

4.Горячие пятна (hot spots) – максимумы интенсивностей, расположенные в пределах протяженных структур. Это места, где джет разогревает окружающую среду и формирует ударную волну. Определение горячих пятен предложено А. Бридлом в 1994 г. [6]. Если в источнике не обнаружен джет, то горячее пятно должно: a) быть ярчайшей особенностью в протяженной структуре; b) иметь поверхностную яркость более чем в 4 раза выше по сравнению с окружением; c) иметь линейный размер на половине максимума не более пяти процентов от максимального размера источника. Если обнаружен джет, тогда добавляется следующее условие: d) горячее пятно должно быть дальше от ядра, чем конец джета.

Радиогалактики можно классифицировать по непрерывному спектру и по морфологическому типу.

6.2.1. Классификация по спектру

Одной из характеристик радиогалактики является спектральный индекс α – показатель степени зависимости спектральной плотности потока от частоты:

~ Y.

В зависимости от спектрального индекса спектр радиогалактики может быть:

•α > 0 – инвертированный;

•-0,5 < α < 0 – плоский;

•α < -0,5 – крутой;

•α < -1,0 – ультракрутой.

Важно учитывать, что в зависимости от расстояния до галактики мы можем измерить либо средний спектр, если галактика расположена далеко, а ее компоненты неразличимы, либо спектр каждой ее

98

компоненты, если галактика находится вблизи и ее структура разрешена. К примеру, ядро имеет часто плоский спектр, а протяженные структуры имеют крутой спектр.

6.2.2. Классификация по морфологическим признакам

По морфологическим признакам радиогалактики можно разделить на два основных типа: Фонарева – Райли I типа (FRI) и Фонарева – Райли II типа (FRII). Джеты радиогалактик класса FRII в основном гладкие и заканчиваются горячими пятнами в хорошо выделенных протяженных компонентах. В то же время в галактиках FRI радиоструктуры часто искажены и перьеобразны. Яркие представители таких галактик приведены на рис. 6.3 и 6.4.

Рис. 6.3. Галактика Cygnus A типа FRII: Hot spot – горячие точки, Counter Jet – джет, Core – яд-

ро, Lobe – протяженные структуры Рис. 6.4. Галактика 3C23 типа FRI

Особенностью большинства галактик типа FRII является высокая яркость и большое красное смещение. Зачастую их можно

99

отождествить с гигантскими эллиптическими галактиками, а возможности современных телескопов позволяют рассматривать их как дискретные источники, выделяя отдельные структуры. Поэтому для галактик типа FRII, зная угловое расстояние между горячими точками, можно определить расстояние до них, а необходимые для этого величины содержатся в уже существующих обзорах. Напротив, для измерения размера галактик типа FRI необходимо использовать целую систему телескопов, расположенных на больших расстояниях друг от друга. Эта задача в целом более трудоемкая, поэтому для решения дальнейших космологических проблем работают с галактиками типа FRII.

Важной частью исследования радиогалактик является поиск далеких радиогалактик (ДРГ) современными методами. Такие галактики с большим значением z наблюдаются практически в эпоху их формирования, что дает сведения для изучения формирования галактик и их скоплений в целом.

6.3.ОБЗОРЫ НЕБА. ОБЗОР FIRST ОБСЕРВАТОРИИ VLA

Спомощью современных телескопов возможно заглянуть глубоко во Вселенную, наблюдая новые далекие галактики. Большинство просматривают небо отдельными маленькими кусочками, размерами от градусов до долей угловых секунд, получая цельную картину – обзор неба. Галактики, звезды и туманности в таких обзорах в дальнейшем изучаются, классифицируются и заносятся в каталоги.

Еще в древности люди составляли карты неба, записывая положения звезд и созвездий. Для современной науки важен первый фотообзор POSS-I (от англ. Palomar Observatory Sky Survey I), сделанный в Паломарской обсерватории в 50-х гг. прошлого века, в ходе которого телескоп Шмидта фотографировал всю доступную небесную сферу и записывал фотографии на пластинки, каждая из которых содержала кусок неба размером 6,5° × 6,5°. На одной такой фотографии могло находиться порядка 100 − 10Z объектов. Распространение копий пластинок привело к активному исследованию галактических и звездных систем. Успех POSS-I подтолкнул к созданию обзоров других частей неба, которые позже дополнились и различными диапазонами энергий. Так, следующий обзор APM (от

100