МГУ Физический факультет НИИЯФ
Разделы:
Новости

Лента новостей

Семинары

История
основания

Кафедра

НИИЯФ

МГУ

Научные направления

Астрофизика космических лучей

Космическая
физика

Физика высоких энергий

Студентам

Спецкурсы

Расписание

Курсовые работы

Спецпрактикум

Сотрудники

Научные связи

Выпускники

Разное

Контактная информация

Форум

«Астрофизика космических лучей»

  1. Тема "Исследование галактических и экстрагалактических космических лучей сверхвысоких энергий и нейтринная астрофизика".
    Координаторы:
    дфмн, зав. отделом Калмыков Николай Николаевич (ОЧСВЭ)т. 939-23-69 kalm@eas.sinp.msu.ru
    кфмн, зав. отделом Яшин Иван Васильевич (ОКИ) т. 939-18-10 ivn@eas.sinp.msu.ru
    дфмн, зав. лабораторией, Кузьмичев Леонид Александрович (ОИВМ) т. 939-10-72 kuz@dec1.sinp.msu.ru
    Дополнительно:
    дфмн, в.н.с., Фомин Юрий Александрович (ОЧСВЭ, проект ШАЛ МГУ) т. 939-57-30 fomin@eas.sinp.msu.ru
    кфмн, с.н.с., Просин Василий Владимирович (ОЧСВЭ,проект Тунка) т. 939-10-72 prosin@dec1.sinp.msu.ru
    ктн, с.н.с., Чернов Дмитрий Валентинович (ОИВМ, проект Сфера) т. 939-58-73
    кфмн, с.н.с., Осипова Элеонора Армаисовна (ОИВМ, проект Байкал) т. 939-58-61 osp@dec1.sinp.msu.ru

  2. Тема "Исследование галактических космических лучей на спутниках и аэростатах".
    Координаторы:
    кфмн, зав. лабораторией, Подорожный Дмитрий Михайлович (ОКИ, проект НУКЛОН)т. 939-14-71; 939-18-10 dmp@eas.sinp.msu.ru
    дфмн, внс, Зацепин Виктор Иванович, кфмн, с.н.с Сокольская Наталия Владимировна (ОИВМ, проект ATIC) т. 935-38-75; 939-18-10 sok@dec1.sinp.msu.ru

  3. Тема "Временные и спектральные характеристики рентгеновских и гамма-источников".
    Координаторы:
    кфмн, снс, Свертилов Сергей Игоревич (ОКИ, проект Гаммаскоп) т. 939-51-60 sis@coronas.ru

  4. Тема "Теоретическое и экспериментальное исследование переноса излучения в земных и астрофизических средах".
    Координаторы:
    дфмн, внс, Роганова Татьяна Михайловна (ОИВМ), кфмн, снс, Манагадзе Александр Константинович (ОИВМ), т. 939-24-38 mng@dec1.npi.msu.su


Тайна происхождения галактических космических лучей


Немного истории

Существование проникающего излучения внеземного происхождения было открыто австрийским физиком Виктором Гессом в 1912 г. практически случайно. Ученый изучал ионизацию в газе, находящемся в закрытом сосуде. Предполагалось, что основная ионизация происходит от радиоактивного излучения земной поверхности. Но при подъеме регистрирующей аппаратуры при помощи аэростата он с удивлением обнаружил, что скорость ионизации на высоте 5 км возросла в несколько раз по сравнению с уровнем моря. Открытие было интерпретировано так: из Космоса приходит излучение, легко проникающее через атмосферу и стенки сосуда и ионизирующее газ. Это излучение позднее было названо космическими лучами (КЛ).
Начиная с этого времени, сотни ученых пытались понять природу космического излучения, и в настоящее время известно уже очень много. Было показано, что космические лучи – это атомные ядра, приходящие равномерно со всех направлений (изотропно) из окружающего Землю пространства. Самой интригующей особенностью этого излучения оказалось степенное распределение частиц по энергии I(E) ~ E, простирающееся на много порядков по энергии от 106 до 1020 эВ (энергия частиц обычно измеряется в единицах электрон-вольт: 1 эВ = 1.6 10-12 эрг, часто будут встречаться единицы ГэВ=109 эВ и ТэВ=1012 эВ). Ученым удалось установить, что, скорее всего, до энергии ~1018 эВ космические лучи имеют в основном Галактическое происхождение (галактические КЛ – ГКЛ), а при большей энергии начинают преобладать КЛ, приходящие на Землю из других Галактик. Кроме того, оцененная плотность энергии КЛ в Галактике оказалась очень большой ∼ 1 эВ/см3, что сравнимо с плотностью суммарного электромагнитного излучения звезд в Галактике, энергией теплового движения межзвездного газа и кинетической энергии его турбулентных движений и с плотностью энергии магнитного поля Галактики. Это позволяет считать космические лучи важнейшей составляющей межзвездной среды Галактики, а установление источников КЛ и изучение процессов распространения их до Земли – одной из важнейших задач астрофизики.
Если «прямыми» методами можно пытаться достичь энергии 1015 эВ, то пороговой областью метода ШАЛ является энергия несколько единиц на 1014 эВ, а на большинстве установок – более 1015 эВ, поскольку методика ШАЛ требует развитого каскада с большой суммарной энергией вторичных частиц. Таким образом, область спектра КЛ в районе колена является еще и границей применимости разных методов. Сопоставление данных полученных «прямыми» и «косвенными» методами позволит построить суммарный энергетический спектр КЛ.
Так выглядит спектр КЛ в двойном логарифмическом масштабе.


Как рождаются галактические космические лучи?

Уже более полувека строятся различные гипотезы, где рождаются и как ускоряются космические лучи до столь высоких энергий, ведь лучшие лабораторные ускорители на земле разгоняют частицы только до энергии порядка 1012 эВ. Как было сказано выше, первые попытки объяснения происхождения КЛ были основаны именно на энергетических оценках. Прежде всего, необходимо было найти астрономические объекты, которые по мощности выделяемой энергии могли бы быть ответственны за полную энергию КЛ, аккумулированную в настоящее время в Галактике, и поддерживающими более или менее постоянную во времени плотность КЛ. Такими объектами могут быть вспышки Сверхновых (SN).
Суммарный энергетический спектр ГКЛ имеет не монотонно падающий характер, а имеет несколько особенностей. Общее мнение состоит в том, что особенность в таком усредненном параметре как суммарный энергетический спектр ГКЛ должна вызываться какими то глобальными изменениями в природе явления и изучение механизмов изменения даст ответ на многие ключевые вопросы рождения и распространения ГКЛ.
Все началось с того, что сотрудниками НИИЯФ МГУ (Г.Б.Христиансен, Г.В.Куликов, 1958 г.) при анализе спектра ШАЛ был открыт первый «излом» в энергетическом спектре космических лучей при энергии ∼ 3.1015 эВ. Впоследствии каждая вновь создаваемая установка ШАЛ (а их созданы десятки и на всех континентах) начинала свою работу с экспериментального подтверждения этого феномена, который принято называть «коленом». По мере развития методики ШАЛ и накопления статистического материала «анатомия» спектра КЛ с тех пор значительно уточнилась: оказалось, что при энергии ∼ 1017 - 1018 наблюдается некоторое «укручение» спектра, а затем его «уположение». Эта особенность спектра была названа «лодыжкой» (все эти особенности лучше видны, если интенсивность КЛ умножить на множитель Е2.5). На рисунке собраны экспериментальные данные по исследованию спектра КЛ в области энергий 1011 – 1021 эВ. При некоторой фантазии можно отметить, что форма энергетического спектра КЛ действительно напоминает ногу человека.
Если умножить спектр КЛ на E2.5, то при некоторой фантазии он действительно напоминает ногу человека, а точка в районе 3.1015 – колено. На рисунке также приведены названия экспериментов, в которых получены экспериментальные значения.


Экспериментальная проверка факта излома энергетического спектра КЛ с ∼ Е-2.7 на ∼ Е-3.1 была произведена многократно, поэтому достаточно быстро факт существования «колена» в спектре КЛ был признанно бесспорным, и этот факт немедленно потребовал своего объяснения. Возможности провести прямое изучение ГКЛ за пределами атмосферы в интересующем диапазоне энергий (1015 - 1016 эВ) у исследователей не было, и пока нет – слишком дорого и методически трудно. Поэтому поиск решения последние почти 50 лет происходит на наземных установках «косвенной» методикой ШАЛ.
На сегодняшний день создано множество моделей физической интерпретации факта «колена», но ни одна из них не предоставляет убедительных экспериментальных доказательств. Все существующие модели можно условно разделить на две группы: «ядерно-физическая» и «астрофизическая».
В «ядерно-физической» группе моделей отвергается наличие излома в энергетическом спектре ГКЛ. Экспериментальный результат изменения интенсивности потока ГКЛ, объясняется принципиальным изменением характера ядерного взаимодействия при этих энергиях. Это наиболее ранняя и, пожалуй, наиболее радикальная интерпретация феномена «колена». Предлагались либо радикальные изменения известных механизмов рождения элементарных частиц, либо механизмы рождения новых экзотических элементарных частиц. Однако достоверных доказательств этих утверждений пока не нашли.
В «астрофизической» группе моделей так же нет единства мнений о характере механизмов порождающих «колено» ГКЛ. Существует около 20 гипотез объяснения колена, из которых можно выделить три основные направления:
  1. «Колено» в спектре ГКЛ отражает максимальную энергию протонов, до которой ускоряются КЛ в основных источниках.
  2. Диффузионные модели, в которых излом возникает как следствие распространения, т.е. по дороге от источников до Земли. При этом фоновый спектр ГКЛ, т.е. спектр в источниках имеет чисто степенной вид с единым показателем ∼ 2.5-2.9 во всем диапазоне до 1018 эВ.
  3. Модель близкого источника, в которой в области колена доминируют частицы из сверхновой или пульсара, находящихся на «близком» расстоянии от Земли – в радиусе сотен парсек (1 парсек ~ 3.26 светового года), которые и определяют вид спектра в области «колена», в других частях Галактики спектр КЛ в этой области энергий выглядит иначе.


Почему важно измерять химический состав?

Чтобы проверить, какие же гипотезы верны, абсолютно необходимо измерить химсостав космических лучей в этой переходной области 1013-1015 эВ. А это очень трудно сделать с помощью установок ШАЛ, поскольку определение заряда частицы, необходимое для выявления изломов в спектрах различных ядерных компонент, является очень неоднозначной процедурой, зависящей от модели множественного рождения вторичных частиц при столкновении первичной частицы с ядрами атомов атмосферы, в результате чего и образуется каскад частиц. За последние 50 лет были созданы десятки новых установок по изучению феномена колена в спектре Галактических космических лучей, основанных на изучении различных компонент ШАЛ (адронов, мюонов, черенковского света, а не только электронной компоненты ШАЛ, как в первых работах) что позволило определять не только энергию, но и (с некоторой точностью) определять природу первичной частицы, образовавшей ШАЛ. Однако попытки построить спектры различных групп ядер в области колена демонстрируют такой колоссальный разброс в данных, что это вызывает вопрос о принципиальной возможности решения задачи с помощью ШАЛ. Например, ниже на рисунке представлен химсостав в области колена, полученный на разных установках и представленный на конференции по космическим лучам в 2003 г. Обычно он представляется как средний логарифм массового числа ядра в зависимости от энергии.
Среднее массовое число ядер космического излучения, полученное в разных экспериментах ШАЛ(BASJE, CASA-BLANKA, CASA-DICE, KASCADE, EAS-TOP) и в двух прямых экспериментах RUNJOB, JACEE


Такой колоссальный разброс данных при энергии 3.1015 эВ: от =1 ( то есть только протоны и гелий ) до =4 ( то есть почти только железо в этой области) свидетельствует о том, что абсолютно необходимы эксперименты, где заряд частицы измеряется прямыми методами.


Прямые эксперименты

Как видно из приведенных рисунков, сделать вывод о точке излома отдельных ядерных компонент по данным ШАЛ практически невозможно.
Но, может быть, можно непосредственно измерить спектр ПКИ в этой области энергий. Что дают прямые измерения спектров?
Измерения спектров различных ядер прямыми методами в области перед коленом требует либо очень большой экспозиции установок – годы (что возможно только на спутниках), либо большой площади установок, в связи с катастрофически уменьшающейся интенсивностью этих частиц с ростом энергий. Впервые спектр всех частиц в области, примыкающей к колену, был измерен прямым методом на спутниках Протон в Советском Союзе 30 лет назад в эксперименте, проведенном под руководством Н.Л.Григорова. В 80-е годы был проведен спутниковый эксперимент Сокол. К настоящему времени к области излома вплотную подошли только два прямых эксперимента, в которых экспонируются эмульсионные камеры на высотных аэростатах: JACEE (американо-японский эксперимент) и RUNJOB (русско-японский эксперимент), направленные на изучение химсостава космических лучей. Однако эти два эксперимента дали очень похожие спектры протонов (см. рис. ниже), но сильно различающиеся спектры ядер гелия. Данные по более тяжелым ядрам имеют слабую статистическую обеспеченность за счет довольно высокого энергетического порога применяемой методики. Большие надежды возлагаются на эксперимент ATIC, который также является аэростатным экспериментом, однако в отличие от RUNJOB и JACEE имеет более низкий порог регистрации, что позволяет связать данные, полученные ранее при низких энергиях с данными RUNJOB и JACEE.
Сводные данные по потокам протонов и гелия, представленные на Международной конференции по космическим лучам в 2005 г,.в Пуне (Индия) в докладе коллаборации RUNJOB.


Методы регистрации частиц высоких энергий

Как уже упоминалось, главное преимущество прямых экспериментов – это возможность измерить заряд падающей частицы. Измерение заряда частицы обычно базируется на измерении ионизационных потерь релятивистской частицы при прохождении ее через вещество, эти потери пропорциональны квадрату заряда частицы и практически не зависят от ее энергии. На этом принципе основано множество ядерно-эмульсионных, сцинтилляционных или полупроводниковые детекторов заряда. Принципиальных факторов, ограничивающих использование такого вида счетчиков, нет, а возникающие сложности построения реальной аппаратуры и точность в измерениях заряда определяются, главным образом, ограничениями, накладывающимися из условий полетного эксперимента.
Значительно сложнее построить за пределами атмосферы детектор энергии для частиц с энергиями Е >1012 эВ. Из всего богатого арсенала методик современной экспериментальной физики для проведения энергетических измерений одновременно для всех типов ядер единой методикой, (это очень важно при определении соотношения их интенсивностей), в широком энергетическом диапазоне (несколько порядков) остается лишь методика ионизационного калориметра (ИК).
Методика ИК впервые была предложена и развита советскими физиками Н.Л.Григоровым, В.С.Мурзиным, И.Д.Рапопортом в середине прошлого века для исследования космических лучей, а в настоящее время ионизационные калориметры являются универсальными приборами для измерения энергии высокоэнергичных частиц не только в КЛ, а также и на современных ускорителях. Техническое воплощение современных ИК может быть очень сложным, но идея осталась простой, и она проиллюстрирована на рисунке: первичная частица входит в плотное вещество (например, железо, свинец или вольфрам), в веществе происходят многочисленные ядерные и электромагнитные взаимодействия, которые рождают целый каскад вторичных частиц. Если глубина вещества достаточна, то вся кинетическая энергия первичной частицы перейдет в каскад вторичных частиц, а они, в свою очередь, потеряют энергию на ионизацию и в итоге на нагрев плотного вещества (в кинетическую энергию атомов). Плотное вещество ИК обычно прослаивается датчиками частиц, регистрирующих сигнал, пропорциональный ионизационным потерям каскада. По суммарному сигналу от датчиков восстанавливается энергия первичной частицы с точностью до нескольких процентов в идеальном случае, если калориметр имеет очень большую глубину. Успехи в экспериментальной и теоретической физике высоких энергий за последнее время позволяют считать процессы развития каскада достаточно хорошо изученными, по крайней мере, до э нергий, достигнутых на современных ускорителях (Е ∼ 1015 эВ). Поэтому часто для определения энергии используются тонкие калориметры, в которых не ставится задача фиксации целиком каскада вторичных частиц, а регистрируется только его начало, поскольку число частиц на небольшой глубине развития каскада также почти пропорционально энергии первичной частицы. Глубина ИК определятся возможностями полетного эксперимента и требуемой точностью в измерениях (например, в случае регистрации каскада до глубины его максимального развития точность составляет около ~50%).
Иллюстрация работы методики ионизационного калориметра. Синие полосы - это слои плотного вещества. Ионизационные потери в данном случае фиксируются искровой камерой, которая позволяет увидеть трек заряженной частицы. На фотографии видно начало каскада, его максимум и постепенное затухание.


Главная проблема применения методики ИК при высоких энергиях – это очень массивные установки. Ведь интенсивность частиц падает как E-2.7 , поэтому чтобы зарегистрировать достаточное количество частиц, необходимо увеличение геометрического фактора аппаратуры, который пропорционален площади прибора. Именно огромные веса планируемых приборов стали критичным параметром, ограничивающим изучение КЛ с энергиями более 1014 эВ в космических экспериментах. Для продвижения в прямых исследованиях с КЛ в область Е ~1015 эВ с помощью даже очень тонких ИК необходимо вывести на орбиту на несколько лет не менее 1.5-2.0 тонны полезной нагрузки. Для того, чтобы перевести исследования КЛ в область энергий 1015 - 1016 эВ, потребуется уже аппаратура с массой более 10 тонн. Теоретически современный уровень развития ракетно-космической техники позволяет создать такой тяжелый космический комплекс научной аппаратуры. Существует несколько интересных проектов такого типа аппаратуры, но ни одно государство (содружество государств) не решилось пока это осуществить.




Тема "Исследование галактических и экстрагалактических космических лучей сверхвысоких энергий и нейтринная астрофизика".

Происхождение и распространение космических лучей с энергиями более 1014 эВ является одной из наиболее важных задач астрофизики. Тесно связаны с этой задачей являются исследования нейтрино высоких энергий внеземного происхождения . В ряде проектов, реализуемых в НИИЯФ МГУ проводятся исследования космических лучей в диапазоне энергий 1014 –1019 эВ.



Установка ШАЛ МГУ

20-й корпус НИИЯФ МГУ



На установке ШАЛ МГУ проводятся исследования космических лучей сверхвысокой энергии (выше 1015 эВ) методом регистрации широких атмосферных ливней.(ШАЛ)

Установка представляет собой сеть детекторов, расположенных на территории МГУ. Центром установки является специально построенный для изучения космических лучей 20-й корпус.

Детектор установки ШАЛ МГУ


Наиболее ярким результатом, полученным на установке, является открытие «излома» в энергетическом спектре первичных космических лучей при энергии около 3.1015 эВ.

Детальное изучение спектров ШАЛ по числу электронов и мюонов, выполненное на установке ШАЛ МГУ, показало, что оба спектра имеют сложную форму и не описываются единым степенным законом. Было установлено, что показатели степени этих спектров достаточно резко изменяются в сторону увеличения в узком диапазоне как по числу электронов, так и мюонов. Наиболее естественное объяснение этого результата состоит в том, что он отражает соответствующее изменение формы энергетического спектра первичного излучения.

Обнаружение излома в энергетическом спектре первичных космических лучей – это одно из главных достижений в области физики космических лучей сверхвысоких энергий, имеющее большое значение для решения вопроса о происхождении и распространении космических лучей в Галактике. Результаты, полученные на ШАЛ МГУ привели к стимулированию исследований в этом направлении во многих ведущих лабораториях мира.



Вопрос об интерпретации природы излома до сих пор остается одной из актуальнейших проблем в физике космических лучей.

В 1970 году Комитет по делам изобретений и открытий при Совете Министров СССР зарегистрировал этот результат как научное открытие (авторы открытия А.Т.Абросимов, С.Н.Вернов, Г.В.Куликов, В.И.Соловьева, Б.А.Хренов, Г.Б.Христиансен).



В подземном помещении 20-го корпуса был создан комплекс из детектора мюонов (Eμ > 10 ГэВ), магнитного спектрометра, позволившего получить энергетический спектр мюонов до энергии 500 ГэВ и детектора взаимодействий мюонов, с помощью которого был оценен поток мюонов в с энергией выше 1000 ГэВ.

Полученное на подземном детекторе распределение по числу мюонов в ливнях с первичной энергией порядка 1017 эВ по своей статистической обеспеченности до сих пор остается уникальным. Изучение природы пучков мюонов подтвердило вывод о том, что излом в спектре по числу частиц ШАЛ связан с изломом первичного энергетического спектра. Исследования, проведенные на подземном комплексе, были удостоены в 1989 году Ломоносовской премии 1 степени (лауреаты Н.Н.Калмыков, Б.А.Хренов, Г.Б.Христиансен).



По данным о флуктуациях мюонной компоненты ШАЛ на установке был определен массовый состав первичного космических лучей при энергиях 1015 – 1017 эВ. Полученные результаты позволили сделать заключение об обогащении состава тяжелыми ядрами после излома в первичном спектре при энергиях ~3.1015 эВ.

На установке ШАЛ МГУ исследовалось радиоизлучение широких атмосферных ливней, была доказана геомагнитная природа радиоизлучения и его когерентный характер. Эта работа, проводившаяся совместно с физиками Харьковского университета, была удостоена Государственной премии Украинской ССР (от НИИЯФ лауреаты В.Б.Атрашкевич и Г.Б.Христиансен).

За комплексное исследование космических лучей сверхвысоких энергий, проведенное в том числе и на установке ШАЛ МГУ, группа российских ученых в 1982 году была удостоена Ленинской премии (от НИИЯФ МГУ лауреат Г.Б.Христиансен).

В настоящее время установка ШАЛ МГУ модернизируется с использованием современной элементной базы, что позволит получить более полную информацию о пространственном и временном распределении ливневых частиц. В частности, более точное определение времен прихода частиц на индивидуальный детектор даст возможность детально исследовать обнаруженные ранее на установке ШАЛ МГУ события, в которых наблюдается хаотическая динамика в распределении времен прихода ливней, отличающаяся от динамики случайных процессов.

Наряду с экспериментальными исследованиями коллектив сотрудников установки ШАЛ МГУ ведет теоретические разработки как астрофизических, так и ядерно-физических аспектов, связанных с исследованием космических лучей сверхвысокой энергии. Ярким достижением является разработка модели адронных взаимодействий QGSJET. Эта модель, представляющая собой монте-карловский генератор и основывающаяся на кварк-глюонной картине адронных взаимодействий, учитывает обмен как мягкими, так и жесткими померонами и позволяет описать большое количество экспериментальных данных, полученных в экспериментах с космическими лучами сверхвысоких энергий. Модель QGSJET применима как к адрон-ядерным, так и к ядро-ядерным взаимодействиям и включает рассмотрение процесса фрагментации спектаторной части ядер. Генератор QGSJET широко используется во всем мире, являясь одной из самых популярных моделей в течение последнего десятилетия, и входит в состав известных программных комплексов CORSIKA и AIRES.



Эксперимент ТУС

Эксперимент ТУС нацелен на экспериментальное исследование частиц космических лучей предельно высоких энергий (выше 5.1019 эВ). Основные задачи эксперимента - измерение энергетических спектров частиц различной природы, определение состава частиц (протон, тяжелое ядро, гамма-квант, пылинка вещества, нейтрино), определение направления прихода частиц.

Интерес к изучению частиц таких энергий связан с тем, что в работах Г.Т.Зацепина, В.А.Кузьмина и К.Грейзена было предсказано резкое укручение спектра космических лучей при энергии 5.1019 эВ в результате их взаимодействия с микроволновым фоновым излучением, оставшемся от начальной стадии развития Вселенной, так называемое реликтовое обрезание энергетического спектра.

Данные современных наземных установок для изучения широких атмосферных ливней (ШАЛ) пока еще не дали окончательного ответа о существовании реликтового обрезания спектра. На рисунке представлены данные 2005 г. установки AGASA и флуоресцентного детектора HiRes, которые расходятся при энергиях более 5.1019 эВ. Данные HiRes подтверждают реликтовое обрезание, в то время как данные AGASA указывают на существование частиц с энергией выше порога обрезания.
Энергетический спектр космических лучей в области ожидаемого реликтового обрезания.


В связи с регистрацией на наземных установках частиц космических лучей предельно высоких энергий (КЛ ПВЭ) были высказаны различные гипотезы о том, что частицы с энергией более 5.1019 эВ могут быть продуктом распада частиц, предсказанных в теории Великого Объединения с массой 1024 эВ, которые сохранились в особых точках Вселенной после Большого Взрыва ("топологических дефектах"). Точные сведения о частицах КЛ ПВЭ могут либо подтвердить современные представления о Вселенной, о природе взаимодействия элементарных частиц, либо опровергнуть их и поставить новые фундаментальные вопросы перед теорией. В связи с этим изучение частиц КЛ ПВЭ оказалось в центре внимания современной физики элементарных частиц, астрофизики и космологии. Для этого создаются гигантские наземные установки ("Обсерватория Пьер Оже" в Аргентине, "Телескопическая установка" в штате Юта, США) и проектируются детекторы космического базирования (настоящий проект, проект EUSO).

Для понимания происхождения частиц КЛПВЭ необходимо не только исследовать частицы с энергией выше 5.1019 эВ, но и детально изучить энергетический спектр космических лучей в области энергий 1019-5.1019 эВ и распределение направлений их прихода по небесной сфере. Особенное значение для понимания происхождения частиц КЛ ПВЭ имело бы обнаружение гамма-квантов и нейтрино предельно высоких энергий. Нейтральные гамма-кванты и нейтрино не отклоняются на пути от источника и прямо указали бы направление на источник.

Кроме исследования КЛПВЭ на наземных установках существует альтернативный вариант их исследования из космоса путем наблюдения флуоресценции атмосферы при прохождении ШАЛ от первичных частиц предельно высоких энергий. Проект ТУС и нацелен на осуществление такого эксперимента на российском сегменте Международной космической станции (МКС).

С помощью оптического зеркального "телескопа", размещаемого на борту МКС, можно просматривать огромные площади атмосферы Земли ~ 10 000 кв. км. (см. рисунок ниже).По параметрам изображения трека ШАЛ в камере телескопа определяется энергия частицы и направление ее прихода. Распределение интенсивности света флуоресценции вдоль по треку и значение глубины атмосферы, на которой наблюдается максимум света, позволяют оценить тип первичной частицы (протон, тяжелое ядро, фотон, нейтрино).


Наблюдение флуоресцирующего трека ШАЛ ультравысокой
энергии с помощью детектора на борту МКС.


В процессе разработки проекта для создания оптического телескопа на борту станции было предложено использовать зеркало-концентратор, разработанное в РКК "Энергия" для солнечного энергетического генератора. Было найдено простое и надежное решение для разворачивания в космосе зеркала большой площади (см. рисунок ниже). Это позволило начать поэтапное создание космического флуоресцентного телескопа.


Способ разворачивания шестиугольных сегментов зеркала из транспортного
положения (1) к рабочему (4) с площадью до 10 кв.м.


На первом этапе предполагается исследование частиц с энергией выше 5.1019 эВ. Для регистрации таких частиц зеркало-концентратор телескопа может быть сравнительно малым, с площадью около 2 кв. м., а площадь обозреваемой атмосферы Земли значительной ~ 104 км2. Решение этой задачи проводится в рамках проекта "ТУС" Федеральной космической программы научных исследований (научный руководитель Хренов Б.А., ответственный исполнитель Яшин И.В.). В работе принимают также участие ОИЯИ (Дубна), университеты Мексики и Республики Корея.

В настоящее время начаты опытно-конструкторские работы по проекту "ТУС" с запуском прибора в 2009-2010 гг. на малом космическом аппарате (МКА), отделяемом от спутника Фотон-4. На рисунке внизу показан общий вид детектора "ТУС" в транспортном положении (а) и в рабочем положении (б).


Окончательный вариант детектора ТУС, располагаемого на малом космическом
аппарате (МКА), отделяемом от спутника Фотон-4, запуск в 2009 -2010 гг.


На втором этапе (эксперимент ТУС-М) предполагается исследование частиц с энергией выше 1019 эВ, что важно для поиска нейтрино в составе космических лучей, изучения энергетического спектра и анизотропии в направлении прихода частиц в области обрезания спектра. Снижение порога по энергии для оптического детектора до значений менее 1019 эВ означает необходимость увеличения площади зеркала- концентратора до значений > 10 кв. м при сохранении поля зрения детектора. При создании второго детектора ТУС будет учтен опыт работы первого детектора.

Фотоприемник и электроника, разработанные для экспериментов ТУС и ТУС-М, успешно прошли летные испытания на микро спутнике МГУ "Университетский-Татьяна". Были получены новые данные о быстрых ("транзиентных") вспышках ультрафиолетового излучения, что позволяет расширить научную программу экспериментов ТУС и дополнить ее задачей глобального исследования транзиентных разрядов в верхней атмосфере.


Установка
ТУНКА
В 2000 году началась эксплуатация установки ТУНКА, предназначенной для детального исследования энергетического спектра и массового состава космических лучей в диапазоне энергий 1014 - 1017 эВ путем регистрации черенковского излучения ШАЛ. Установка расположена в Тункинской долине (150 км от Иркутска) на полигоне Иркутского госуниверситета. К настоящему времени установка имеет площадь около 0.1 кв. км и состоит из 25 оптических детекторов на базе фотоприемника Квазар 370, предназначенных для регистрации черенковского света ШАЛ. Также в составе установки работают детекторы формы импульса черенковского света и 2 водных черенковских детектора площадью 10 кв. м для регистрации заряженных частиц и гамма квантов в составе ШАЛ .


Установка
СФЕРА
Для исследований космических лучей области энергий более 1017 эВ используется установка СФЕРА-1 , регистрирующая отраженное от снежной поверхности черенковское излучение ШАЛ. Установка поднималась на аэростате в ночное время.
СФЕРА-1 состояла из сферического зеркала диаметром 1 м и мозаики из 19 фотоумножителей ФЭУ-110, расположенных в фокальной плоскости зеркала. В 1998 году был проведен полет в районе г. Вольска, а в 2001 году на установке СФЕРА проведены первые пробные измерения и получены данные о световом фоне ночного неба в районе станции Новолазаревская в Антарктиде.
Сейчас ведутся работы по созданию новый установки СФЕРА-2 , которая позволит регистрировать как отраженный от снежной поверхности черенковский свет ШАЛ , так и флуоресцентный трек ливня в атмосфере. В условиях работы в Антарктиде в варианте привязного аэростата эта установка даст возможность проводить измерения в диапазоне энергий 1015- 1018 эВ , а в варианте свободного полета на высоте 30-40 км в диапазоне более 1018 эВ.


Эксперимент
Байкал
Для исследований в области нейтринной астрофизики для регистрации нейтрино с энергиями более 10 ГэВ работают крупномасштабные черенковские детекторы работающие в естественных средах. В настоящее время во всем мире работает 2 таких детектора: Глубоководный черенковский детектор в оз. Байкал НТ-200 , созданный группой Российских институтов при участии немецких физиков из DESY; и подледный детектор AMANDA созданный американскими и европейскими учеными на Южном полюсе.
Нейтринный телескоп НТ-200 расположен на глубине 1070м в оз.Байкал и состоит из 96 оптических каналов, расположенных на 8 гирляндах. Каждый канал содержит 2 оптических модуля (ОМ) на базе фотоприемника Квазар-370 и включенных на совпадение. На нейтринном телескопе НТ-200 получены наиболее сильные в настоящее время ограничения на диффузный поток нейтрино в диапазоне энергий 20ТэВ –50ПэВ , на потоки релятивистских монополей, На потоки мюонов прямой генерации в области энергий 32 Тэв- 16 ПэВ.
В 2003 –2005 гг проведены работы по развертыванию нейтринного телескопа НТ-200+ , являющегося модификацией телескопа НТ-200. Новая установка позволяет при сравнительно небольшом увеличении общего числа оптических модулей повысить эффективный объем для регистрации высокоэнергичных нейтрино до 107 куб. м. Такой объем достигается за счет постановки трех внешних гирлянд на расстоянии 100 м от телескопа НТ-200




Тема "Исследование галактических космических лучей на спутниках и аэростатах".


Эксперимент
НУКЛОН

Основная концепция эксперимента НУКЛОН - это создание научной аппаратуры относительно небольшого веса (менее 200 кг) и габаритных размеров (менее 1.0 м3), способной решать актуальные задачи экспериментальной физики КЛ в широком диапазоне энергий 1011-1015 эВ. Резкое уменьшение массы аппаратуры достигается тем, что в проектируемом спектрометре предлагается вернуться к так называемым кинематическим методам определения энергии первичной частицы – вернее их модифицировать. Методы восстановления энергии по углам вылета вторичных частиц довольно широко применялись в экспериментах с космическими лучами в конце 50-ых, начале 60-ых годов. В качестве детекторов частиц использовались либо ядерные эмульсии, либо искровые камеры. Эта методика основана на регистрации углов разлета вторичных частиц, рожденных в акте неупругого взаимодействия частицы с ядром атома мишени. Оказывается, лоренц фактор частицы γ=E/m (величина, непосредственно связанная с энергией и массой частицы) может быть определен, если измерить углы вылета всех вторичных частиц Θi и найти, например, среднюю величину логарифма тангенса этих углов


ln (E/m) ∼ <-ln tg Θ

Из формулы видно, что чем больше энергия частицы, тем меньше средний угол вылета вторичных частиц, а значит, каскад становится «уже». В отличие от ионизационных калориметров эта методика не требуют толстого поглотителя энергии, достаточно тонкой мишени глубиной в несколько г/см2. Однако применение чисто кинематических методов приводит к достаточно большой ошибке в определении энергии, поэтому был предложен комбинированный подход: измерять не только «ширину» каскада вторичных частиц, но и их количество, т.е. объединить кинематический метод с методом очень тонкого калориметра. В результате необходимо измерить пространственную плотность вторичных частиц на начальном участке развития каскада вторичных частиц, т.е. получить «фотографию» (интенсивность частиц на плоскости) пятна от каскада вторичных частиц на некоторой глубине наблюдения. Такой метод дает возможность создания регистрирующей аппаратуры относительно небольшого веса при значительной величине ее светосилы с перспективой длительного времени экспозиции и проведения исследований КЛ в широком (несколько порядков) энергетическом диапазоне единой методикой. Авторы назвали эту методику KLEM (kinematic light - weight energy meter), чтобы подчеркнуть главное его достоинство - измеритель энергии маленького веса. Этот метод является основным для измерения энергии первичной частицы в проекте НУКЛОН. Расчеты и тестовые эксперименты на ускорителе показали, что точность определения энергии составит около 50% с учетом априорного спектра космических лучей.


Конструкция прибора НУКЛОН.

Как же надо сконструировать прибор, чтобы он смог при таком маленьком весе решить поставленные научные задачи? Во-первых, как уже говорилось, нужно чтобы прибор измерял энергию частиц по методике KLEM, во-вторых, необходимо измерить заряд частицы, в-третьих, необходимо измерить угол прилета частицы, в четвертых, надо отличить полезный сигнал от частицы с интересующей нас пороговой энергией 1 ТэВ, от шумового сигнала. То есть, надо создать систему быстрого триггера, которая поможет отделять основную массу фоновых сигналов и передавать на Землю главным образом полезные сигналы. И, наконец, прибор должен быть достаточно большой площади, чтобы на него упало как можно больше частиц. Обычно установки, удовлетворяющие таким критериям использующие методику ИК, весят не менее 2-3 тонны, а прибор НУКЛОН весит не более 165 кг.
Для того чтобы удовлетворить всем требованиям пришлось применять самые новейшие технологии, а именно микростриповые и падовые кремниевые детекторы, которые уже довольно давно используются для анализа процессов множественного рождения на крупнейших ускорителях частиц.
Принцип действия кремниевых детекторов основан на сборе электрического заряда, возникшего в кристалле (в эксперименте НУКЛОН используются кристаллы с габаритами 62 x 62 x 0.34 мм3) высокоомного кремния после прохождения заряженной частицы. Сигнал пропорционален ионизационным потерям частицы в кремнии, которые, в свою очередь пропорциональны квадрату ее заряда. Для релятивистской частицы, а в начале каскада большинство частиц релятивистские, ионизационные потери в кремнии практически не зависят от ее энергии, т.е. сигнал в кристалле будет пропорционален количеству прошедших через него частиц. Сбор заряда с детектора можно осуществлять либо со структур в виде полосок проходящих вдоль детектора (стрипов), либо со структур в виде прямоугольников – падов. Каждый элемент таких структур в электрическом отношении является независимым датчиком, и по его отклику можно определить место, где частица пересекла кристалл. Регистрирующие плоскости в спектрометре НУКЛОН состоят из набора таких кристаллов: для системы измерения энергии регистрирующая плоскость состоит из 72 шт. стриповых детекторов, для системы измерения заряда регистрирующая плоскость состоит из 64 шт. падовых детекторов. Стрипы в соседних плоскостях располагаются во взаимно ортогональных направлениях, таким образом можно определять две координаты на плоскости, исследуя пространственное распределение частиц в начале каскада. Шаг размещения стрипа в используемых детекторах ~0.5. мм.
В целом научная аппаратура НУКЛОН представляет собой «слоистую» структуру с габаритными размерами активной части спектрометра ~500х500х250 мм3.

В состав научной аппаратуры входит:
4 слоя падовых (размер пада ~2.5 см2) кремниевых детекторов, предназначенных для прецизионного измерения заряда первичной частицы;
6 слоев микростриповых кремниевых детекторов (шаг стрипа ~450 мкм), предназначенных для определения: энергии первичной частицы, локализации места первого неупругого взаимодействия, траектории прихода в установку первичной частицы;
6 слоев позиционно чувствительных сцинтилляционных детекторов, предназначенных для выработки триггерного сигнала.

В относительно тонкой мишени частица испытывает ядерное взаимодействие, образуются вторичные γ -кванты (от распада π0 и π- мезонов) и заряженные однозарядные частицы (в основном пионы). На некотором расстоянии от мишени расположено 2 слоя вольфрама по 0.7 см. При прохождении через них практически все γ -кванты дают начало электромагнитному каскаду. Слои координатно-чувствительных детекторов, способных фиксировать как число, так и распределение пространственной плотности заряженных частиц около трека первичной частицы, расположены под каждым из слоев вольфрама для определения энергии частицы. Еще два слоя микростриповых детекторов находится между мишенью и конвертором. Они совместно с остальными слоями позволяют с достаточной точностью восстанавливать направление трека первичной частицы и позволяют отбирать события, где место первого взаимодействия произошло в мишени.
Общий вид детектора НУКЛОН.
Этот прибор будет и собирать информацию о КЛ в течение 5 лет, что позволит решить следующие научные задачи.


Научные задачи.
  1. Исследование энергетических спектров различных элементов в космических лучах в области энергий 1-1000 ТэВ, проверка гипотезы наличия неоднородностей (колен) в спектрах различных ядер КЛ, что может свидетельствовать о смене источников ускорения в указанной области энергий.
  2. Проверка гипотезы разных наклонов спектров различных компонент, которая предполагает специфические места ускорения тяжелых элементов в Галактике, где сосредоточено повышенное количество тяжелых элементов.
  3. Исследование энергетической зависимости отношений вторичных ядер Li, Be, B к ядрам СNO и группы суб–Fe к Fe, что дает возможность измерения энергетической зависимости коэффициента диффузии, а значит, позволяет получить переход от наблюдаемых у Земли спектров КЛ к истинным спектрам в источниках для различных компонент и установить наличие или отсутствие процессов доускорения КЛ по мере их распространения до Земли.
  4. Исследование тонкой структуры представленности отдельных элементов с целью подтверждения или опровержения гипотезы, что на начальном этапе ускорения ускоряются космические пылинки.
  5. Исследование возможной пространственной анизотропии отдельных групп ядер, что может быть связано с наличием близкого источника КЛ.


Преимущества эксперимента НУКЛОН по сравнению с другими экспериментами

Не смотря на маленький вес прибора, такой эксперимент имеет целый ряд преимуществ перед другими проектами использующие тонкие калориметры.

  • В настоящий момент суммарный планируемый фактор экспозиции эксперимента НУКЛОН превышает почти в 10 раз имеющиеся эксперименты.
  • Исследование в космосе доли вторичных к первичным ядер имеет принципиальное преимущество по сравнению с баллонными экспериментами, в которых остаточная атмосфера составляет около 6 г/см2, что в десять раз превышает толщу вещества, проходимого ядрами в Галактике при энергии около 1 ТэВ.
  • Поскольку прибор почти не имеет тяжелого вещества, то ожидаемый обратный ток, искажающий зарядовое разрешение на порядки меньше, чем в обычных тонких калориметрах и можно ожидать прецизионное измерение тонкой структуры химсостава ГКЛ.
  • Прибор дает возможность проведения мониторинга заряженных частиц с энергией 1 ТэВ в условиях отсутствия искажающего влияния атмосферы.


  • Эксперимент
    АТИК


    Целью эксперимента АТИК является измерение индивидуальных спектров различных ядер галактических космических лучей в баллонных полетах прибора, содержащего ионизационный калориметр для измерения энергии и кремниевую матрицу для измерения заряда. Проект АТИК является совместной работой НИИЯФ МГУ и ряда университетов и институтов США.

    Вопросы, стоящие перед экспериментом АТИК:

    Астрофизические вопросы:

  • Как космические лучи приобретают такие большие энергии?
  • Являются ли остатки Сверхновых местом, где ускоряются космические лучи?
  • Как частицы высоких энергий распространяются в Галактике?

    Экспериментальные задачи:

  • Получить энергетические спектры индивидуальных элементов в широкой области энергий от 10 ГэВ до 100 ТэВ с помощью одного эксперимента.
  • Обнаружить «изломы» в спектрах.
  • Измерить энергетическую зависимость отношения потоков протонов и гелия.
  • Обнаружить отличия в спектрах разных элементов.
  • Измерить состав космических лучей.




  • Подготовка к старту: наполнение баллона гелием. Антарктика, станция Мак-Мёрдо.


    Схематический вид прибора АТИК.


    АТИК совершил два успешных полета длительностью 16 и 20 суток вокруг Южного полюса.


    Траектория полета АТИК вокруг Южного полюса.




    Энергетические спектры протонов, ядер гелия, основных групп тяжелых ядер
    и спектр всех частиц космических лучей приведены на рисунке вместе со
    спектрами всех частиц, измеренными в широких атмосферных ливнях.




    Тема "Временные и спектральные характеристики рентгеновских и гамма-источников".

    Проект "ГАММАСКОП"

    Основная цель проекта - подготовка космического эксперимента с гамма-телескопом “Гаммаскоп”, предназначенным для проведения длительных мониторных наблюдений и получения изображений обширных областей звездного неба (вплоть до половины небесной сферы в каждом кадре) в диапазоне энергий регистрируемых фотонов 0.05-1.0 МэВ. В результате эксперимента должно обеспечиваться комплексное изучение с высоким временным и спектральным разрешением как известных источников жесткого электромагнитного излучения (тесные двойные системы, пульсары, активные галактические ядра), так и осуществляться постоянный патруль таких временных явлений, как рентгеновские транзиенты и новые, гамма-всплески.
    Данные, которые будут получены в эксперименте, могут представлять главным образом фундаментально-научный интерес в первую очередь для астрофизики высоких энергий. Кроме того, данные эксперимента могут быть также использованы для решения некоторых прикладных задач, в частности, радиационного контроля верхней атмосферы Земли.

    Задачи рентгеновской и гамма-астрономии.

    Как известно, рентгеновское и гамма излучение относится к коротковолновой или жесткой области электромагнитного спектра (см. рисунок). В энергетическом представлении к рентгеновским фотонам принято относить кванты электромагнитного поля с энергией более 100 эВ, к гамма-квантам – с энергией >100 кэВ. Генерация подобных фотонов происходит в процессах, характеризуемых достаточно высокой энергетикой. Поэтому регистрация космического рентгеновского и гамма-излучения, наблюдения астрофизических объектов в жестком диапазоне электромагнитного спектра вот уже в течение нескольких десятилетий вызывают большой интерес именно в виду возможности прямого исследования самых высокоэнергичных процессов во Вселенной.
    За время, прошедшее с момента открытия в 1962 г. в эксперименте на ракете «Аэроби» первого источника жесткого излучения, находящегося за пределами солнечной системы – Sco X-1 (Giacconi et al., 1962), рентгеновская и гамма-астрономия добилась впечатляющих результатов. Эта, пожалуй, самая динамично развивающаяся область современной астрофизики охватывает явления, происходящие как на Солнце и в солнечной системе, так и в нашей Галактике и галактических объектах, а также далеко за ее пределами – вплоть до космологических расстояний. В настоящем разделе будут рассмотрены проблемы, связанные с изучением методами рентгеновской и гамма-астрономии процессов и объектов вне гелиосферы и солнечной системы.

    В мягком рентгеновском диапазоне (энергия фотонов менее нескольких кэВ) на уровне светимости Ј~1035 эрг/с излучают горячие короны звезд главной последовательности, относящихся к спектральным классам O, B, A, F, G, K, M. Из них в среднем наибольшей рентгеновской светимостью обладают горячие сверхгиганты классов O и B - ~1033 эрг/с. У звезд поздних спектральных классов К, М рентгеновская светимость может доходить до 1029 эрг/с. Кроме того, зарегистрировано мягкое рентгеновское излучение от белых карликов, а также вспыхивающих звезд типа T Tau, катаклизмических переменных RS CVn и некоторых других. В мягком рентгеновском излучении получены изображения нескольких десятков остатков сверхновых (плерионов), в том числе и в соседних галактиках.

    Мягкое рентгеновское излучение является довольно типичным и для внегалактических объектов (галактик и квазаров). Считается, что рентгеновская светимость нормальных галактик типа нашей Галактики обусловлена в основном совокупным излучением отдельных источников, она составляет ~1039 эрг/с. В мягком рентгеновском диапазоне от многих скоплений галактик зарегистрировано тепловое излучение горячего межгалактического газа.
    Что же касается объектов, излучающих преимущественно в жестком рентгеновском и мягком гамма-диапазонах (энергии фотонов от нескольких кэВ до нескольких сотен кэВ), то они составляют популяции, существенно отличающиеся от большинства звездного населения Галактики. Согласно современным представлениям большинство галактических источников жесткого рентгеновского излучения – это двойные звездные системы, состоящие из “нормальной” звезды известного спектрального класса и, так называемого, релятивистского компактного объекта – коллапсара (нейтронной звезды или черной дыры). При этом, в качестве основного механизма, обеспечивающего высокую светимость в жестком диапазоне, рассматривается выделение энергии при аккреции вещества звезды на релятивистский компактный объект, обеспечивающее нагрев этого вещества до температур в десятки миллионов градусов, что и дает очень высокую рентгеновскую светимость (1035 - 1038 эрг/с). В ходе многочисленных наблюдений, проведенных на различных космических аппаратах, на сегодняшний день в нашей Галактике и ее ближайших спутниках – большом и малом Магеллановом облаках открыто несколько сотен подобных объектов. Следует отметить, что тесные двойные системы, содержащие коллапсар, характеризуются падающими спектрами, поэтому число известных источников такого типа убывает по мере увеличения энергии регистрируемых фотонов. В диапазоне 100-300 кэВ значимые потоки зарегистрированы всего от нескольких объектов, а при энергиях свыше 1 МэВ наблюдалась только двойная система Cyg X-1, которая традиционно рассматривается в качестве одного из наиболее вероятных кандидатов в черные дыры (Bassani et al., 1989).

    В жестком диапазоне электромагнитного спектра излучают и некоторые одиночные пульсары. Среди них наиболее известны пульсар в Крабовидной туманности (спектр его излучения лежит практически во всех диапазонах электромагнитного спектра), а также пульсар Vela. Всего на сегодняшний день в нашей Галактике открыто около десяти одиночных пульсаров, от которых зарегистрировано рентгеновское и гамма-излучение (Mereghetti, 2000; Тhоmpson, 2001). Некоторые из них, в частности пульсар в Крабовидной туманности, находятся в остатках сверхновых, которые тоже могут излучать в жестком рентгеновском и мягком гамма-диапазонах. Спектры излучения некоторых, так называемых, гамма-пульсаров простираются до очень высоких энергий (вплоть до ~1012-1013 эВ в случае пульсара в Крабовидной туманности), они существенно более жесткие, чем спектры тесных двойных систем. Поэтому именно гамма-пульсары составляют основную популяцию галактических объектов, наблюдающихся в диапазоне гамма-излучения высоких энергий (>30 МэВ).

    Если мягкое рентгеновское излучение является вполне типичным для большинства внегалактических источников, то в жестком рентгеновском и мягком гамма-диапазонах излучают в основном активные галактики и квазары. Эти объекты обладают существенно более высокой рентгеновской светимостью по сравнению с обычными галактиками. Так, рентгеновская светимость радиогалактик составляет ~1042 эрг/с, так называемых Сейфертовых галактик - ~1045 эрг/с, а у некоторых квазаров она может достигать 1047 – 1048 эрг/с. В диапазоне энергий от нескольких десятков до сотен кэВ на сегодняшний день открыто несколько десятков внегалактических источников (главным образом радиоквазаров и Сейфертовых галактик). В то же время, в диапазоне от нескольких сотен кэВ до 1 МэВ значимые потоки зарегистрированы лишь от 3-х объектов. Это радиогалактика Cen-A (самый яркий в рентгеновском диапазоне внегалактический объект), Сейфертова галактика NGC 4151 и квазар 3С273. При более высоких энергиях обнаружено несколько десятков внегалактических источников. Это, так называемые, блазары (от Bl Lac objects). Эти объекты обладают не только колоссальной светимостью при высоких энергиях, но и характеризуются очень жесткими спектрами. Большинство из них наблюдается вплоть до энергий в сотни МэВ. А от двух блазаров (Mkn421, Mkn501) значимый поток был зарегистрирован при энергии 1012 - 1013 эВ наземными черенковскими установками.

    Наряду с более или менее стационарно излучающими объектами в рентгеновском и гамма-диапазонах также наблюдаются временно вспыхивающие источники – транзиенты. Одним из наиболее интригующих явлений такого плана являются космические гамма-всплески. По современным представлениям источники гамма-всплесков находятся на очень далеких, космологических расстояниях, что обуславливает неослабевающий интерес к их исследованию.

    Наконец, помимо отдельных источников наблюдается космическое диффузное рентгеновское и гамма-излучение. В этом излучении выделяют изотропную составляющую – так называемый метагалактический диффузный фон, а также галактическое диффузное излучение, существенный вклад в которое вносят гамма-кванты, образующиеся в результате процессов взаимодействия частиц космических лучей с межзвездным веществом Галактики.

    Как видно из вышеизложенного, исследование космического рентгеновского и гамма-излучения тесно переплетается с основными фундаментальными проблемами современного естествознания. В первую очередь, это проблемы космологии – объяснение происхождения, эволюции и наблюдаемой структуры Вселенной. Современные космологические модели предсказывают, что большинство барионов во Вселенной должно содержаться в горячем межгалактическом газе, который доступен для наблюдений именно в рентгеновском диапазоне. Поэтому рентгеновские наблюдения скоплений галактик наряду с исследованием микроволнового реликтового излучения и сверхновых типа Iа в других галактиках дают основные тесты космологических моделей. Кроме того, рентгеновские наблюдения являются критичными и для решения проблемы темной материи и темной энергии, поскольку именно рентгеновская и гамма-спектроскопия позволяет осуществлять диагностику распространенности элементов. К решению космологических проблем имеют прямое отношение исследование космических гамма-всплесков, метагалактического диффузного фона, а также далеких активных галактик и квазаров.

    Исследование космического рентгеновского и гамма-излучения может дать информацию о структуре пространства-времени и поведении материи в экстремальных условиях. Так, наблюдения астрофизических объектов, содержащих черные дыры, могут использоваться для изучения релятивистских эффектов в сильных гравитационных полях, проверки теорий гравитации и познания ее природы. Изучение рентгеновских и гамма-пульсаров позволяет судить о физических процессах в сверхсильных электромагнитных полях, поскольку некоторые из этих объектов обладают очень большими магнитными полями – вплоть до 1015 Гс.

    Наконец, процессы генерации высокоэнергичных фотонов тесно связаны с механизмами ускорения частиц, поэтому большинство космических источников рентгеновского и гамма-излучения могут также рассматриваться и как вероятные источники космических лучей, а, например, наблюдение линий гамма-излучения в галактическом диффузном фоне дает прямую информацию о взаимодействиях космических лучей в Галактике. Таким образом, данные рентгеновской и гамма-астрономии имеют существенное значение в плане решения проблемы происхождения космических лучей.

    Наряду с рассмотренными общефизическими проблемами, рентгеновская и гамма-астрономия имеет ключевое значение и для решения многих собственно астрофизических проблем. В первую очередь, это проблема происхождения космических гамма-всплесков; проблема природы метагалактического диффузного фона, в частности, выяснение роли квазаров и активных галактик в его образовании; проблема объяснения высокой светимости в жестком излучении активных ядер галактик; определение механизмов формирования аккреционных дисков и релятивистских струй – джетов в некоторых тесных двойных системах и ядрах активных галактик; выяснение природы светимости рентгеновских и гамма-пульсаров; определение роли тесных двойных систем и формирования релятивистских компактных объектов в процессе звездной эволюции; выяснение роли ядерных реакций в образовании гамма-излучения некоторых объектов.



    Принцип работы и технические характеристики прибора "Гаммаскоп"


    Технические характеристики научной аппаратуры "ГАММАСКОП"
    Масса модуля НА,
    в том числе масса регистрирующей аппаратуры
    160 кг
    130 кг
    Потребляемая мощность,
    в том числе потребление регистрирующей аппаратуры
    180 Вт
    95 Вт
    Ежесуточный объем научной и служебной информации 32 Мб
    Диапазон энергии регистрируемых гамма-квантов 0.1-1.0 МэВ
    Эффективная площадь 500 см2
    энергетическое разрешение (для линии 661 кэВ) ~15%
    Геометрический фактор 0.12 м2ср
    Угловое разрешение 2o-3o
    Чувствительность, достигаемая за 106 секунд 30 mCrab


    Аппаратура “Гаммаскоп” представляет собой качественно новое оборудование на известных физических принципах – сочетании позиционно-чувствительного детектора (ПЧД) и кодирующей маски квазиполусферической конфигурации. За счет квазисферической конфигурации прибора достигается значительное увеличение поля зрения прибора. В результате этого реализуется возможность построения изображений звездного неба в диапазоне жесткого рентгеновского и гамма-излучения наряду с длительными непрерывными наблюдениями отдельных источников. При этом за счет, главным образом, большого времени экспозиции наблюдаемых объектов в обзорном эксперименте может быть обеспечена чувствительность на порядок превышающая уровень, достигнутый в современных гамма-астрономических экспериментах.

    Вид прибора ГАММАСКОП
    Чувствительность прибора ГАММАСКОП в обзорном эксперименте Квазисферическая конфигурация прибора "Гаммаскоп" может быть реализована путем размещения отдельных пластин кодирующей маски и отдельных блоков ПЧД на гранях додекаэдра. В качестве детектирующего элемента в модулях ПЧД предполагается использовать сборку небольших сцинтилляционных кристаллов NaI(Tl), расположенных на сцинтилляторе CsI(Tl), используемом в качестве активной защиты от фонового излучения, рождающегося в веществе космического аппарата. Свет от каждого из регистрирующих кристаллов NaI(Tl), распространяясь в конусе через сцинтиллятор защиты, распределяется по поверхности нескольких ФЭУ. Сравнение амплитуд импульсов на выходе ФЭУ позволяет определить, в каком из кристаллов произошло взаимодействие.


    Получение изображения в поле зрения прибора «Гаммаскоп».

    Гамма-излучение источников, находящихся на небе, проходя через маску, оставляет светотень на поверхности ПЧД. Измеренные скорости счета отдельных элементов ПЧД используются в качестве исходных данных для обратной процедуры: восстановления изображения неба по показаниям прибора. Для решения этой задачи производится матричное перемножение столбца скоростей счета элементов ПЧД и предварительно рассчитанной матрицы отклика. Фактически, для оценки интенсивности излучения, приходящего из определенной точки неба, производится суммирование скоростей счета каждого из кристаллов ПЧД, умноженных на «эффективную площадь» этого кристалла по отношению к излучению, приходящему из анализируемого направления.

    Рассмотрим случай, когда все излучение приходит от одного точечного источника гамма-квантов, находящегося в поле зрения прибора. Для простоты используем приближение, в котором элементы ПЧД либо полностью засвечиваются падающим излучением, либо полностью закрыты маской. Если рассматриваемое направление является направлением на источник, вызвавший засветку ПЧД, то скорости счета всех элементов ПЧД, до которых дойдет излучение, будут домножены на 100%, поэтому сумма будет приближаться к потоку от источника, умноженному на эффективную площадь ПЧД прибора «Гаммаскоп» по отношению к излучению, приходящему из данного направления без учета поглощения маской. Если же анализируемое направление не является направлением на источник, то элементы ПЧД, которые могли бы оказаться засвеченными излучением, идущим из этого направления, совпадают с реально засвеченными с вероятностью, равной средней прозрачности кодирующей маски. Поэтому сумма окажется близка к величине потока, умноженному как на эффективную площадь ПЧД, так и на прозрачность маски.

    Таким образом, при использовании описанного метода восстановления изображения, направлению на источник будет соответствовать величина, значительно превышающая среднюю величину для других направлений, т.е., на карте неба, представленной в трехмерном виде, источник будет отображен в виде острого пика, а прочие области – гладкой поверхностью. Аддитивность как прямой, так и обратной процедуры приводит к появлению на итоговой карте в случае нескольких источников ряда пиков, пропорциональных их интенсивности.
    В случае равномерной засветки позиционно-чувствительного детектора фоновым излучением интенсивность в каждой точке восстановленной карты неба будет равна средней скорости счета, умноженной на эффективную площадь ПЧД по отношению к излучению, приходящему из данного направления и на среднюю прозрачность маски. Таким образом, карта неба в поле зрения прибора примет вид гладкой куполообразной поверхности. Путем вычитания средней скорости счета элементов ПЧД перед восстановлением изображения можно полностью удалить эту поверхность с восстановленной карты. Аналогично, вычитание средней скорости счета элементов ПЧД перед восстановлением изображения в случае точечного источника также убирает значительную часть плавной поверхности, являющейся «подложкой» по отношению к пику источника. (для додекаэдра следует вычитать среднюю скорость счета для каждой грани).

    В ходе компьютерного моделирования процессов построения изображений в гамма-телескопе был осуществлен выбор оптимального, в плане условий и задач эксперимента, псевдослучайного узора кодирующей маски, обеспечивающего наилучшее качество изображения источников. Под качеством подразумевается хорошее угловое разрешение в сочетании с наилучшей гладкостью изображения вне точечных источников

    Результат моделирования получения карты неба в эксперименте "ГАММАСКОП" при сканировании.

    Использование карты неба, восстановленной по данным одного «кадра» длительностью несколько секунд, необходимо лишь при исследовании коротких явлений (например, гамма всплески). Наилучшая чувствительность эксперимента, необходимая для исследования слабых источников, может быть достигнута путем сложения большого количества кадров, полученных при сканировании соответствующей области неба. При этом изображение получается более гладким, поскольку неравномерности карты, полученные в каждом отдельном кадре, усредняются при сложении.
    Ниже приводится результат моделирования построения карты неба при его сканировании прибором "ГАММАСКОП" за счет вращения космического аппарата вокруг Земли (1 виток). В качестве исходных данных о распределении интенсивности рентгеновских источников на небе для моделирования были использованы результаты эксперимента А4 на спутнике HEAO-1: в каталоге этого эксперимента присутствует 72 жестких источника, наблюдавшихся в диапазоне энергий 13-80 кэВ. Подавляющее большинство из них является сильно переменными, тем не менее средние потоки от объектов по каталогу А4 хорошо отражают ожидаемую картину распределения в поле зрения аппаратуры «Гаммаскоп» интенсивности жесткого рентгеновского и гамма-излучения от астрофизических объектов.

    Карта неба, восстановленная для источников из каталога НЕАО-1 А4
    Как видно из рисунка, на рентгеновском небе доминируют три наиболее ярких источника: Sco X-1, Cyg X-1 и Crab. Для того, чтобы различать более слабые источники на их фоне, можно использовать процедуру отбеливания: по полученной карте неба оцениваются координаты и поток излучения для наиболее ярких источников, затем, путем решения прямой задачи, находится отклик на излучение этих источников в кристаллах ПЧД прибора. Рассчитанные скорости счета вычитаются из исходных показаний ПЧД, после чего опять решается обратная задача. В результате на восстановленном изображении будут отсутствовать "вычитаемые" источники, при этом изображение во всех его областях, а особенно поблизости от их расположения, станет более гладким. Как можно заметить из следующего рисунка, на "отбеленном" изображении хорошо различимы многочисленные источники района Центра Галактики.

    Карта неба после вычитания наиболее ярких источников




    Тема "Теоретическое и экспериментальное исследование переноса излучения в земных и астрофизических средах".

    В рамках данной темы разрабатываются следующие проекты:

    1. Проект OPERA
      международный партнер: INFN - the National Institute of Nuclear Physics, Gran Sasso, Italy

      Поиск осцилляций ν μ в ν τ с использованием пучка высокоэнергичных
      нейтрино из ЦЕРНа в Гран Сассо (эксперимент OPERA)


      Целью эксперимента OPERA является наблюдение осцилляций ν μ в ν τ через прямую регистрацию τ -лептонов в ядерной фотоэмульсии. Детектор основан на идее «эмульсионной пузырьковой камеры», его основным элементом являются блоки, состоящие из тонких слоев конвертора (свинец) и ядерной фотоэмульсии. Построенные из таких блоков 62 стенки (3328 блоков в каждой) прослоены трековой системой целеуказания – электронном детекторе, использующем сцинтилляционные стрипы для идентификации блоков, в которых произошло взаимодействие нейтрино. С помощью робота-манипулятора такие блоки извлекаются из детектора для обработки и анализа эмульсии.
      Анализ изображений треков в эмульсии проводится с использованием техники автоматического сканирования.
      В чувствительном объеме детектора OPERA (1800 тонн вещества) ожидается регистрация ~50 нейтринных взаимодействий в день. За 5 лет работы ожидается регистрация 12-15 ν τ при уровне фона менее одного события.

    2. Проект AMS
      международный партнер: CERN

      Московский государственный университет им. М.В.Ломоносова в 2001 году получил приглашение Нобелевского лауреата, почетного доктора МГУ профессора С.Тинга участвовать в уникальном космическом эксперименте (Альфа магнитный спектрометр – AMS) на борту Международной космической станции (МКС). С 2002 года Московский государственный университет им. М.В.Ломоносова включен в число официальных участников.
      Эксперимент нацелен на решение фундаментальных проблем физики элементарных частиц и астрофизики, в том числе, астрофизики космических лучей: обнаружение антиматерии, темной материи, исследование спектров и состава космического излучения в широком диапазоне энергий. Масштаб проекта хорошо характеризуется составом участников, среди которых университеты Европы (Германии, Испании, Италии, Португалии, Финляндии, Франции), Китая, Кореи, Тайваня, Массачусеттский технологический институт (MIT, США), Европейский центр ядерных исследований (CERN), российские государственные научные центры «Курчатовский институт» и Институт Теоретической и Экспериментальной физики (ИТЭФ) и НИИ ядерной физики МГУ.
      Возможности эксперимента демонстрируют результаты пилотной части проекта AMS - АMS-I, реализованной в 1998 году во время полета космического челнока «Discovery» на российскую орбитальную станцию «Мир». 10-ти суточный период наблюдений позволил существенно уточнить спектры космических лучей (протонов, ядер гелия, электронов, позитронов, антипротонов) на околоземной орбите и установить более жесткий верхний предел на потоки антиядер.
      В 2002 году НИИЯФ МГУ стал членом сотрудничества AMS и сосредоточил внимание на следующих проблемах: создании микрострипового трекера установки AMS-II, создании компьютерной базы для локального центра системы распределенных вычислений GRID для AMS и подготовке обрабатывающих программ для получения характеристик спектров первичных ядер. В настоящее время локальный центр GRID-системы в основном создан, продолжается работа над трекером и программным комплексом для исследования ПКИ.

    3. Проект RUNJOB
      международные партнеры: Hirosaki University, Hirosaki, Japan; Aoyama Gakuin University, Tokyo, Japan

      В 1995 году начат и успешно продолжается совместный Российско-Японский эксперимент RUNJOB, ставящий своей целью исследование энергетических спектров и зарядового состава первичного космического излучения. Проведено 10 успешных полетов аппаратуры на высоте 32 км по уникальной трассе Камчатка-Поволжье с полной экспозицией 575 м2 час, что сравнимо с обработанной экспозицией японо-американского эксперимента JACEE (644 м2 час).
      Анализ результатов позволил получить энергетические спектры протонов, ядер гелия и трех групп тяжелых элементов CNO, NeMgSi и Fe в широком энергетическом диапазоне 10–1000 ТэВ/частицу. Были получены также отношения вторичных ядер к первичным в диапазоне ТэВ/нуклон, спектр всех частиц и средняя масса первичных космических лучей в интервале 20–1000 ТэВ/частицу. Обнаружено, что протонный спектр в энергетическом диапазоне 10–500 ТэВ/нуклон хорошо согласуется с результатами других экспериментов, в то время как интенсивность ядер гелия приблизительно в два раза ниже соответствующей интенсивности, полученной в экспериментах JACEE и SOKOL. Показатели наклона спектров протонов и гелия равны 2.7–2.8. Спектры тяжелых ядер согласуются с экстраполяцией в область больших энергий эксперимента CRN. Интенсивность спектра всех частиц на 40%–50% ниже, чем в эксперименте JACEE и SOKOL, средняя масса остается постоянной вплоть до 1 РэВ. (итоговая публикация в The Astrophysical Journal, 628:L000–L000, 2005 July 20)
      Тестирование на основе эксперимента RUNJOB теоретических моделей образования спектра ГКЛ позволит продвинуться в решении фундаментальной проблемы современной астрофизики космических лучей – изучении происхождения, ускорения и механизмов распространения ГКЛ высоких энергий в межзвездной среде. Предложена модель формирования потока галактических космических лучей, учитывающая гипотетическое распределение сверхновых разных типов по энергиям взрывов и базирующаяся на стандартных допущениях теории ускорения космических лучей в остатках сверхновых. Показано, что положение и форма "колена" зависят от предположений о распределении сверхновых по энергии, основной вклад в формирование колена могут давать не средние сверхновые, а узкий класс наиболее энергичных вспышек. Показано, что следствием такой модели должно быть отличие спектров частиц в отдельных источниках и суммарного спектра всех космических лучей. При предположениях, не противоречащих последним астрономическим данным, предложенная модель описывает наблюдаемый спектр КЛ в области колена. (публикации Л.Г.Свешниковой)


      ЛОМОНОСОВСКАЯ ПРЕМИЯ

      Моделирование гигантских атмосферных ливней.

      Проводится исследование ШАЛ сверхвысоких энергий, с энергиями, существенно превышающими порог Грейзена- Зацепина-Кузьмина (5 . 1019 эВ). Идея Колемана и Глэшоу о возможном нарушении лоренцевской инвариантности была тестирована по экспериментальным данным. В рамках этой гипотезы пионы при высоких энергиях не распадаются, что приводит к более быстрому развитию ливня, уменьшению глубины максимума и увеличению высоты генерации мюонов. Показано, что в случае нарушения лоренцевской инвариантности нейтральные и заряженные пионы могут быть в первичном космическом излучении при сверхвысоких энергиях. Получена верхняя оценка доли ∼ 36% гамма квантов в первичном космическом излучении при энергиях ≥ 1020 эВ, что существенно ограничивает модели с топологическими дефектами и сверхтяжелыми частицами. (Ломоносовская премия Г.Т.Зацепин, Л.Г.Деденко, 2002 год)