ПОТОКИ ВТОРИЧНЫХ НЕЙТРОНОВ В АТМОСФЕРЕ

Вторичные космические лучи. Основные свойства нуклонного компонента

Попадая в атмосферу, первичные космические лучи взаимодействуют с атомами воздуха и генерируют вторичные космические лучи. В результате в атмосфере происходит каскадное рождение новых частиц. Впервые такие многочастичные атмосферные ливни наблюдал Д. В. Скобельцын в 1920-х гг. (рис. 6.).

Вторичное космическое излучение подразделяют на три компонента:

1) ядерно-активный (вторичные нейтроны, л-мезоны); 2) общеионизующий (мюоны, электроны); 3) электрон-фотонный.

Схема ядерно-каскадного процесса в атмосфере [33]

Рис. 6. Схема ядерно-каскадного процесса в атмосфере [33]

Основная часть наблюдаемого потока вызвана первичными протонами с энергиями 1011 эВ. Площадь атмосферного ливня возрастает по мере энергии первичной частицы. Так, протон с энергией 1015 эВ рождает до миллиона частиц, протон с энергией 1016 эВ - до десяти миллионов частиц, а Ю20 эВ - до миллиарда (но частицы с подобной энергией встречаются довольно редко, их интенсивность равна приблизительно 1 част/(км2тод)).

Экспериментально были установлены следующие основные свойства атмосферных ливней: 1) основная часть ливня достигает поверхности Земли в виде мюонов, хотя в максимуме своего развития она приходится в основном на электроны; 2) энергия ливня пропорциональна числу частиц в максимуме его развития, в максимуме ливня на одну частицу приходится приблизительно 1,4 ГэВ; 3) положение максимума ливня определяется энергией частицы - чем больше энергия частицы, тем ниже в атмосфере расположен максимум ливня. Атмосферные ливни детально моделируются путем расчета всевозможных ядерных взаимодействий и интегрированием по всем распределениям вероятностей. Для регистрации энергичных частиц необходимы установки очень большой площади, так как большая площадь повышает вероятность обнаружения таких частиц (рис. 7, 8).

Оптический детектор установки Тунка-133 [51]

Рис. 7. Оптический детектор установки Тунка-133 [51]

Установка Hess в Намибии [52]

Рис. 8. Установка Hess в Намибии [52]

Согласно экспериментальным данным [3, 13, 31-34, 47-49] вторичные космические лучи обладают следующими основными свойствами: 1) интенсивность вторичных нейтронов и л-мезонов сначала резко возрастает с увеличением толщи (мбар) проходимого пути в атмосфере, а затем спадает по экспоненциальному закону; 2) количество высокоэнергичных мюонов Е > 3 ГэВ падает медленно, а интенсивность медленных мюонов спадает по экспоненциальному закону; 3) число электронов сначала резко возрастает, а затем быстро падает.

Нейтроны вторичных космических лучей обладают следующими основными свойствами [3]. Нейтронный компонент имеет большой широтный эффект такого же порядка величины, что и широтный эффект первичного потока, в несколько раз превышающий широтный эффект мюонного компонента. Это показывает, что большая часть нейтронов образуется первичными частицами сравнительно небольших энергий, чувствительных к магнитному полю Земли. Таким образом, изменения нейтронного компонента будут характеризовать в основном изменение потока сравнительно малоэнергичных первичных частиц. Первоначально считалось, что нейтроны должны иметь равномерное распределение по географическим координатам, т. е. широтный эффект для нейтронов должен быть равен нулю [50]. Но в работе [13] на основе проведенных экспериментов по изучению распределения нейтронов в атмосфере было убедительно показано, что вторичные нейтроны обладают значительным широтным эффектом.

Поскольку нейтроны образуются в результате взаимодействия в основном стабильных частиц, температурный эффект практически не должен иметь места, и интенсивность нейтронов должна зависеть в основном только от массы вещества над установкой. Будет иметь место лишь легко- учитываемый барометрический эффект, представляющий собой простой эффект абсорбции. Сравнительная простота учета метеорологического эффекта делает нейтронный компонент весьма удобным для исследования вариаций космических лучей.

Интенсивность нейтронов на основе экспериментальных данных [53]

Рис. 9. Интенсивность нейтронов на основе экспериментальных данных [53]

Довольно быстрое экспоненциальное уменьшение интенсивности нейтронов с глубиной приводит к тому, что на больших глубинах в атмосфере (на уровне моря или выше, на уровне гор) поток нейтронов весьма мал. Это существенно ограничивает возможность уменьшения статистических ошибок результатов наблюдений. Малая эффективность регистрации нейтронов современными приборами также мешает уменьшению статистических ошибок. Однако применение некоторых специальных методов регистрации позволяет в значительной мере преодолеть эти трудности.

Первые экспериментальные результаты измерения плотности этого потока (рис. 9) были получены с помощью шаров-зондов. Измерения производились в США в штате Нью-Джерси. Обнаружилось, что максимальное количество нейтронов находится на высоте примерно 12 км [53].

 
Посмотреть оригинал
< Пред   СОДЕРЖАНИЕ   ОРИГИНАЛ     След >