Глубина максимума ШАЛ по данным эксперимента Тунка тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.23 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ им. М.В.ЛОМОНОСОВА

НАУЧНО-ИССЛЕДОВАТЕЛЬСКИЙ ИНСТИТУТ ЯДЕРНОЙ ФИЗИКИ им. Д-В.СКОБЕЛЬЦЫНА

На правах рукописи УДК 537.591.15

Коростелева Елена Евгеньевна

ГЛУБИНА МАКСИМУМА ШАЛ ПО ДАННЫМ ЭКСПЕРИМЕНТА ТУНКА

(01.04.23 - физика высоких энергий)

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

г

Москва - 2005

Работа выполнена в Научно-исследовательском институте ядерцой физики им. Д.В.Скобельцына Московского государственного университета им. М.В.Ломоносова.

Цаучные руководители: доктор физико-математических наук

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук

Ведущая организация: Московский инженерно-физический

институт (государственный университет).

Защита состоится 15 декабря 2005г. в 15й0 часов на заседании Диссертационного совета К-501.001.03 при Московском государственном университете им. М.В. Ломоносова по адресу: 119992, Москва, Воробьевы горы, НИИЯФ МГУ, 19 корпус, ауд.2-15.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке НИИЯФ МГУ.

Л .А. Кузьмичев (НИИЯФ МГУ), кандидат физико-математических наук В.В. Просин (НИИЯФ МГУ).

Б.А. Хренов (НИИЯФ МГУ), кандидат физико-математических наук A.C. Лидванскнй (ИЯИ РАН).

Ученый секретарь Диссертационного совета

Манагадзе А.К.

ИП7Я7

/7г ЯГ

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность работы: Исследование космических лучей с энергией выше 1015 эВ до сих пор возможно только с помощью регистрации широких атмосферных ливней (ШАЛ). При этом массовый состав может измеряться лишь в среднем, т.к. связь массы первичной частицы и измеряемых параметров ШАЛ носит вероятностный характер. Регистрация ШАЛ по черенковскому свету позволяет измерять энергию первичной частицы, используя атмосферу в качестве толстого калориметра. Пространственно-временное распределение

черенковского света отражает высоту, с которой испущен основной поток света, т.е. глубину максимума развития ШАЛ, которая зависит от массы первичной частицы. Одновременное измерение пространственного и временного распределения черенковского света, впервые последовательно реализованное в настоящей работе, позволяет повысить надежность и улучшить точность измерения глубины максимума ШАЛ.

Целью настоящей работы является изучение глубины максимума

развития ливня в диапазоне энергий 1015-1017 эВ путем регистрации

интегральных и дифференциальных по времени потоков черенковского

излучения ШАЛ. Для решения этой задачи была использована

установка "Тунка-25" с добавленными к ней четырьмя детекторами

формы импульсов (ДФИ) черенковского света ШАЛ. Большое

количество интегральных детекторов позволяет с хорошей точностью

восстанавливать положение оси ливня и изучать пространственное

распределение черенковского света. Использование дополнительно

детекторов формы импульса черенковского света позволяет определять

глубину максимума развития ливня двумя руличными методами: по

РОС НАЦИОНАЛЬНАЯ БИБЛИОТЕКА . •

крутизне функции пространственного распределения черенковского света и по длительности импульса черенковского света на большом расстоянии от оси ШАЛ.

Научная новизна и практическая ценность работы: В диссертации представлены первые физически значимые результаты работы новой установки для регистрации ШАЛ по черенковскому излучению.

Разработано программное обеспечение сбора данных от детекторов формы импульса. Создан оригинальный метод анализа цифровых данных о форме импульса черенковского света, позволяющий надежно восстанавливать амплитуду и длительность импульса в широком диапазоне амплитуд и длительностей.

Из модельных расчетов развития ШАЛ по программе ССЖЗЖА, получены зависимости между крутизной функции пространственного распределения черенковского света и глубиной максимума ШАЛ, и длительностью импульса черенковского света на большом расстоянии от оси и относительным положением максимума ШАЛ.

При активном участии автора разработана методика контроля и калибровки информационных каналов установки по самим экспериментальным данным, восстановления основных параметров ШАЛ, в том числе, глубины максимума.

Впервые на одной установке получена экспериментальная зависимость средней глубины максимума ШАЛ от энергии в широком диапазоне энергий 1015-1017 эВ двумя независимыми методами.

Полученные в диссертации результаты и разработанные методы могут быть использованы при анализе других экспериментальных данных по ШАЛ, а также при подготовке и проведении нового эксперимента "Тунка-133", который будет проводиться в скором времени в Тункинской долине.

Личный вклад автора: Автор принимала участие лично во всех основных этапах экспериментальной работы: в изготовлении электроники установки "Тунка", наладке аппаратуры в Тункинской долине, в проведении калибровочного эксперимента QUEST в Италии, в обработке и анализе данных. Она принимала самое активное участие в создании программ сбора и обработки данных как для детекторов формы импульса черенковского света, так и для базовой установки "Тунка-25". Ею предложена и реализована ранее не применявшаяся методика обработки дискретных цифровых данных по форме импульса с применением новой оригинальной функции фитирования формы сигнала. Используя программу CORSIKA, автор провела несколько серий расчетов для различных уровней наблюдения, различных первичных ядер, различных энергий и зенитных углов ШАЛ. На основании этих расчетов ею разработана методика определения глубины максимума ШАЛ по длительности импульсов. В результате автором получены достоверные экспериментальные результаты о средней глубине максимума ШАЛ и ее зависимости от энергии в широком диапазоне энергий от 1015 эВ до 1017 эВ.

Апробация работы: Основные результаты работы докладывались на 26-ой (Дубна, 2000), 27-ой (Москва, 2002) и 28-ой (Москва, 2004) Всероссийских конференциях по космическим лучам; на 17-ом (Польша, Лодзь, 2000), 18-ом (Россия, Москва, 2002) и 19-ом (Италия, Флоренция, 2004) Европейских симпозиумах по космическим лучам; на 27-ой (Германия, Гамбург, 2001) и 28-ой (Япония, Тзукуба, 2003) Международных конференциях по космическим лучам, на семинарах в НИИЯФ МГУ, Туринском университете (Италия), Институте ДЭЗИ-Цойтен (Германия), Центре ядерных исследований в Карлсруэ (Германия).

На защиту выносятся:

1. Использование нового вида функции, фитирующей пространственное распределение черенковского света, для восстановления положения оси и энергии ШАЛ, полученной из моделирования ШАЛ по программе ССЖБПСА.

2. Использование нового вида функции, фитирующей форму импульса черенковского света ШАЛ, для определения параметров импульса черенковского излучения.

3. Расчетная зависимость между крутизной функции пространственного распределения черенковского света и расстоянием до максимума ШАЛ.

4. Расчетная зависимость между длительностью импульса черенковского света на большом расстоянии от оси и относительным положением максимума ШАЛ.

5. Методика контроля стабильности работы информационных каналов и калибровки установки по самим зарегистрированным экспериментальным данным.

6. Результаты расчетов по моделированию работы установки, позволяющие оценить роль систематических искажений и случайных ошибок в определении энергии и глубины максимума развития ШАЛ.

7. Экспериментальное значение средней глубины максимума развития ШАЛ и зависимость глубины максимума ШАЛ от энергии первичной частицы в диапазоне 1015-10'7 эВ.

8. Экспериментальная оценка точности измерения средней глубины максимума ШАЛ, из сравнения глубин максимума, полученных одновременно двумя независимыми методами по крутизне функции пространственного распределения черенковского света и по длительности импульса на большом расстоянии от оси в одних и тех же

событиях.

Структура и объем диссертации: Диссертация состоит из введения, пяти глав и заключения общим объемом 115 страницы, включая 35 рисунков и 2 таблицы. Список цитируемой литературы состоит из 50 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ

Во введении представлен обзор литературы, характеризующий современное состояние исследований первичных космических лучей (ПО) в области энергий 10,5-10п эВ, и, в частности, глубины максимума развития ШАЛ по черенковскому свету. Представлены методы регистрации ПЮТ; приведены описания работы и методик обработки данных некоторых современных установок для изучения черенковского света ШАЛ. Описываются постановка и цель настоящей работы, обосновывается актуальность диссертации и сформулированы основные результаты, выносимые на защиту.

В первой главе приведено описание комплексной черенковской установки "Тунка", предназначенной для исследования космических лучей в диапазоне энергий 10,5-1017 эВ, путем регистрации черенковского света ШАЛ. Установка "Тунка" расположена в Бурятии (Россия) в Тункинской долине в 50 км к западу от берега озера Байкал.

Основная установка "Тунка-25" состоит из 25 интегральных детекторов черенковского света на базе фотоприемника KBA3AP-370 с диаметром фотокатода 37 см. При зенитных углах падения света до 11 градусов освещается вся площадь фотоприемника, равная 1000 см2. Полутень тянется до 50°. Оптические пункты расположены на горизонтальной плоскости в узлах квадратной сетки с шагом 85 м. Измерительная аппаратура была выполнена в стандарте КАМАК и

работала под управлением персонального компьютера.

Установка для регистрации формы импульсов черенковского света содержит четыре детектора. Оптический детектор состоит из стального цилиндрического контейнера (бочки) диаметром 50 см с дистанционно открываемой крышкой, в который помещены: фотоумножитель Thorn-EMI D668 с полусферическим фотокатодом диаметром 20 см, конический светосборник и блок электроники. Светосборник изготовлен из пластика, покрытого зеркальным слоем алюминия, и служит для увеличения эффективной площади. Полный угол раствора конуса 30 градусов. Оптическая система позволяет увеличить эффективную площадь детектора до ~ 0.1 м2.

Регистрирующая аппаратура детекторов формы импульса выполнена в стандарте VME. Для регистрации формы черенковского импульса используется блок быстрых аналого-цифровых преобразователей Flash ADC DL515. Преобразование текущего уровня сигнала в 8-ми разрядный цифровой код производится с периодом 4 не. Полученные данные запоминаются в быстрой памяти объемом 2048 байт. Импульс с каждого детектора подается со сдвигом 2 не на два канала блока АЦП. В результате дискретность временных измерений формы импульса - 2 не.

Программа управления детекторами формы импульса (ДФИ) и сбора данных была разработана на языке Си для работы компьютера под управлением операционной системы LINUX.

Для сопоставления событий, зарегистрированных ДФИ, с событиями основной установки использовался метод передачи порядкового номера триггера с компьютера основной установки на компьютер ДФИ при помощи Ether-Net связи.

Вторая глава посвящена моделированию черенковского света LLLAJI

б

с помощью программы СОЛБНСА и восстановлению основных параметров первичной частицы из данных о пространственном распределении черенковского света и длительности импульса черенковского света ШАЛ.

Целью моделирования ШАЛ было получение интерполирующих и экстраполирующих формул и методик, позволяющих по ограниченному набору измеренных параметров восстанавливать параметры исходной космической частицы. Наиболее интересными из них являются полная энергия первичной частицы Е0 и глубина максимума развития ШАЛ Х^, как параметр, связанный с атомным номером первичной частицы.

Моделирование было проведено с помощью пакета программ ССЖЗГКА. За теоретическую основу моделирования ШАЛ была взята модель кварк-глюонных струн QGS.nET, как наиболее полно описывающая современные экспериментальные данные об адронных взаимодействиях. Для каждого ливня собиралась информация о времени и месте прихода черенковских фотонов ШАЛ на уровень наблюдения 675 м (уровень Тункинской долины), что позволило получить полное число фотонов черенковского света (или плотность фотонов на единицу площади) на разных расстояниях от оси ливня и прописать временную развертку черенковского импульса.

Было проведено моделирование для первичных протонов и ядер железа с энергиям 1 ПэВ, 2 ПэВ, 5 ПэВ, 10 ПэВ и 20 ПэВ, для зенитных углов 0°, 15°, 25°, 30°. Для каждого типа частицы, зенитного угла и энергии было наиграно по 20 ливней.

При анализе формы функции пространственного распределения (ФПР) черенковского света был предложен новый вид функции в диапазоне расстояний от 0 м до 350 м от оси ливня. Предложенная ФПР имеет резкий переход с экспоненциальной зависимости на степенную на

некотором расстоянии от оси ливня R^, которое варьируется от 70 м. до 150 м. Кроме того, новая ФПР имеет особенность вида 1/R вблизи оси ливня. Все детали сложной функции удалось связать с одним параметром крутизны ФПР, в качестве которого выбрано отношение P=Q(100)/Q(200).

Q(R) = Qkn • expííRta-R) • (1 +3/(R+3))/Ro), если R<Rk„

Q(R) = Qkn • (Rk«/R)b, если R> Rta

Ro=10(«5-02«

R)m= 155 -13 • P b= 1.19 +0.23 P Анализ флуктуаций плотности потока черенковского света для диапазона расстояний от 100 до 350 м (с шагом 25 м) показал, что флуктуации минимальны на расстоянии 175 м от оси, и плотность потока черенковского света на этом расстоянии может служить хорошей мерой энергии первичной частицы. Для фиксированной плотности потока черенковского света Q|73 пересчет к энергии в среднем проводится по формуле:

Ео = 400 • Qi7j°95 где Qi7í измеряется в единицах [фотон/(см эВ>], а энергия в [ТэВ]. Параметр Р служит мерой положения глубины максимума развития ливня, и связан с расстоянием до максимума развития ШАЛ в [км], вне зависимости от энергии, зенитного угла и сорта первичной частицы: Н,,^ = 17.63 - 0.0786 - (Р + 8.916 )2 Если перейти от линейного расстояния до максимума в [км] к глубине максимума в единицах [г/см2], то теоретическая точность измерения глубины максимума по форме ФПР составляет 20 г/см2.

Для определения длительности импульса черенковского излучения была предложена новая оригинальная функция, хорошо описывающая

дискретные цифровые данные импульса. Фитирующая функция состоит из двух ветвей, раздельно описывающих фронт и спад импульса.

х = t - а

f(t) = b • exp (-(х/с)2) • ехр( -x/d ), если х < О f(t) = b ■ exp (-x/d ), если x > О

Параметры фитирующей функции (а, Ь, с и d) находятся методом наименьших квадратов. Аппроксимация импульса единой функцией

> позволяет уменьшить ошибки измерения параметров импульса (амплитуды и длительности на полувысоте амплитуды), связанные со

► случайными флуктуациями дискретных точек.

Длительностью черенковского импульса выражается через относительное положение максимума: AXmax = Xobs/cos0 - Х^, где: Xobs - полная толщина атмосферы над установкой в [г/см2], 8 - зенитный угол прихода ШАЛ. Зависимость АХ,^ от логарифма длительности импульса на полувысоте амплитуды lg(ti/2) на конкретном расстоянии от оси ливня описывается линейной функцией, параметры которой зависят только от расстояния до оси ливня.

AXmax = K(R)lg(x1/2) + C(R)

Зависимость параметров К и С от расстояния R можно описать полиномами второй степени для диапазона расстояний от 200 до 500 метров до оси ливня. Ошибка метода восстановления глубины максимума ливня по длительности черенковского импульса не превышает 20 г/см2.

В третьей главе описывается методика обработки показаний детекторов экспериментальной установки и восстановления параметров ливней.

При высокой частоте реальных событий контроль стабильности работы установки проводился путем вычисления средних показаний

(кодов) временных и амплитудных каналов в каждой порции из 200 событий. Резкие изменения среднего кода одного из каналов свидетельствуют о выходе из строя соответствующего информационного канала, а синхронные изменения средних значений во всех каналах - об изменении условий эксперимента - изменении фоновой засветки, появлении облаков, тумана и т.п.

Для каждой ночи измерений строились графики темпа счета установки в целом и средних показаний амплитудных и временных каналов каждого из детекторов. Для обработки отбирались такие отрезки времени регистрации, когда темп счета установки меняется не более, чем на 20%. На основе такого отбора составлялись калибровочные файлы. Кроме того, для каждого детектора ежедневно строились и визуально анализировались дифференциальные распределения амплитудных показаний детекторов.

Стабильность работы детекторов формы импульса в течение всего времени измерений определялась, главным образом, работой АЦП. В отсутствие импульса в детекторе формы на выходе АЦП формировалась и записывалась в файл т.н. "шумовая дорожка" - шумы аппаратуры. Если АЦП работал нестабильно, то шумовая дорожка "размывалась" и ее стШум резко возрастала. Исследуя поведение ошум во времени, можно определить момент выхода из строя того или иного АЦП ДФИ.

Абсолютная энергетическая калибровка установки основана на результате, полученном при участии автора в эксперименте QUEST на установке EAS-TOP (Италия). Был разработан метод определения энергии первичной частицы по совместным данным сцинтилляционной и черенковской установок, основанный на обнаруженной строгой корреляции отношения числа частиц в ливне к энергии (Ne/E0) с крутизной функции пространственного распределения Р. Этот метод

дает оценку энергии, независимую от сорта первичного ядра и зенитного угла прихода ливня. Полученная энергия сравнивалась в каждом индивидуальном ливне с потоком черенковского света на фиксированном расстоянии 175 м от оси ШАЛ. Средний коэффициент пересчета применялся для определения энергии ливня исключительно по потоку черенковского света. По этим энергиям, имеющим лучшую относительную точность, чем измеренные с привлечением заряженной компоненты, оценивалась интегральная интенсивность ШАЛ при энергии выше некоторой. Для энергии более 3-1015 эВ интегральная интенсивность равна:

I = (2.3 ± 0.1 УЮ-7, [м^с ' стер-1]

Эта точка (энергия, интегральная интенсивность) считается за эталон для привязки к ней спектра, полученного в эксперименте "Тунка". Калибровка энергии была произведена путем построения интегрального энергетического спектра и нормировки его на эталонную энергию, соответствующую эталонной абсолютной интенсивности потока первичного космического излучения. Точность нормировки не хуже 5%.

Направления осей ливней определялись по относительным задержкам времени прохождения фронта ливня через детекторы основной установки. Фронт ливня считался плоским.

Положение оси ливня определялось по амплитудным показаниям основной установки. Локация оси проводилась одновременно с нахождением крутизны ФПР индивидуального ливня. Минимизация проводится по трем переменным хо, уо и Р.

Особенностью обработки данных по черенковскому свету является то, что при высокой (до 1000 Гц) и не всегда стабильной частоте фона встречаются случайные одиночные срабатывания среди регулярных

н

показаний детекторов. Программа выявляет одиночные показания, выпадающие из регулярной картины ливня, и исключает их из обработки. Для ливней относительно низких энергий, когда срабатывают не все детекторы установки, программа выявляет плотную группу детекторов, срабатывающих с достаточно высокой вероятностью (>^>0.67). Вероятность для некоторого расстояния оценивается эмпирически по соотношению сработавших и не сработавших детекторов, оказавшихся для очередного приближения вблизи этого расстояния.

Четвертая глава посвящена моделированию работы установки.

Моделирование проводилось для сложного состава из 4-х групп ядер с соотношением между ними: р:Не:ОЮ:Ре = 0.25:0.25:0.25:0.25.

При моделировании в качестве независимых переменных разыгрывались энергия первичной частицы Е0, глубина максимума Хтах, направление (углы прихода 0 и <р) и положение оси ШАЛ (координаты хо и у0). Распределения осей ШАЛ бралось равномерным в квадрате со сторонами 440 х 440 м. Направление прихода первичных частиц считались равномерно распределенными по зенитному и азимутальному углам. Моделирование проводилось до 0 < 25°. Интегральный энергетический спектр первичных частиц разыгрывался по степенному закону с показателем степени 7=1.7 до энергии "колена" Екп=3 1015 эВ, и показателем степени 7=2.1 после "колена". Минимальная энергия первичной частицы при розыгрыше бралась ниже порога установки -5-1014 эВ. Средняя глубина максимума развития ШАЛ, была получена из расчетов ССЖ51КА для протонов и ядер железа и, рассчитана, путем интерполяции, для ядер гелия и ОЮ. Глубины максимума развития индивидуальных ШАЛ считались распределенными по Г-распределению Работа детекторов базовой установки моделировалась с

учетом флуктуаций числа фотоэлектронов, выбиваемых с фотокатода суммарным светом полезного импульса и постоянного фона.

Для каждого события был получен набор плотностей потока черенковского света с учетом всех аппаратурных ошибок. Искусственные события обрабатывались по той же программе, что и экспериментальные. Для энергии выше 1013 эВ и сложного состава точность определения энергии не хуже 15%, точность локации оси не хуже 6 м, ошибка измерения параметра Р о(Р) <0.21 и погрешность восстановления глубины максимума по этому параметру не более 30 г/см2.

Моделирование работы детекторов формы импульса черенковского света сводилось к учету возможных погрешностей при восстановлении параметров формы импульса и возможных ошибок при вычислении глубины максимума развития ливня. Были учтены следующие возможные погрешности и флуктуации: флуктуация фонового тока ФЭУ, ошибки, связанные с оцифровкой сигнала формы импульса и ошибки, связанная с неточностью определения расстояния при восстановлении параметров ливня. Ошибки определения глубины максимума развития ливня по форме импульса для расстояний от 200 до 500 метров до оси ливня составляет около 40 г/см2.

В пятой главе показаны результаты эксперимента, проведенного в 2000-2003 годах. Описаны отбор событий для обработки, полученные результаты и их обсуждение.

Общее время работы составило около 840 часов за 113 ночей. Из них в течение 88 ночей включались детекторы формы импульсов. Достаточно крупные технические неприятности, такие как, отказ половины детекторов базовой установки, привели к тому, что в окончательный анализ были включены данные только 70 ночей,

набранные зимой 2000-2001 гг и зимой 2002-2003 гг.

Серьезные модификации детекторов формы также привели к тому, что в окончательный анализ данных ДФИ вошли только 32 ночи сезона 2002-2003 гг.

В периоды, когда вместе с основной установкой "Тунка-25" работала установка ДФИ, примерно каждое четвертое событие ШАЛ сопровождалось регистрацией формы импульса черенковского света.

Для всех зарегистрированных событий проводилось восстановление основных параметров: направления прихода ШАЛ, положения оси на плоскости установки и энергии первичной частицы. После обработки производился отбор событий для получения физической информации. Для дальнейшего анализа отбирались ШАЛ с зенитными углами 0 < 25°.

Моделирование эксперимента показало, что положение оси определяется достаточно хорошо, только если работающие детекторы образуют плотную сеть без пропусков, состоящую из 12-ти узлов: триггерного квадрата и 8-ми окружающих его детекторов. Отбирались события с осями в круге радиусом 1^=135 м и центром в центре любого триггерного квадрата. В этом случае оси остаются внутри геометрии установки. Для такого отбора пороговая энергия, т.е. энергия, начиная с которой установка регистрирует 100% ливней, оказалась равной 8-1014 эВ.

Поскольку основным триггерным условием срабатывания ДФИ являлась регистрация события основной установкой "Тунка-25", то и сравнение результатов измерений глубины максимума двумя установками проводилось только для ливней, совпадающих по времени регистрации с точностью не хуже 0.01 сек. С целью исключения из анализа случаев ложного срабатывания и/или случайных совпадений

событий основной установки и детекторов формы импульса, было проанализировано отношение плотности черенковских фотонов Q^ на расстоянии, равном расстоянию от детектора формы импульса до оси ливня по данным основной установки, к полному интегралу импульса S„„n, зарегистрированного детектором формы: к = (2фОТ / S„Mn Среднее значение к и стандартное отклонение о(к) определялись для каждого детектора ФИ по всей имеющейся экспериментальной статистике. Стандартное отклонение ст(к), определяется неточностью определения экспериментального значения крутизны ФПР Р, а, следовательно, и плотности черенковских фотонов Q^., с одной стороны, и неточностью аппроксимации формы импульса черенковского света и, соответственно, определения площади импульса S„M„, с другой. События, в которых значение к превышало 3 ст(к), считались случайными совпадениями и исключались из дальнейшего анализа.

Распределение разности глубин максимума развития ШАЛ, найденных по функции пространственного распределения ХтахФПР и по длительности черенковского света Xm^®™ имеет среднее значение 3 ± 3 г/см2. Стандартное отклонение распределения около 52 + 2 г/см2. В предположении, что экспериментальные ошибки определения глубины максимума каждым из методов примерно одинаковы, экспериментальная погрешность определения глубины максимума 5Хти составляет ~ 52 / "^2 ® 37 г/см2. Эта экспериментальная оценка погрешности измерения глубины максимума не противоречит оценке, полученной при моделировании эксперимента.

Существенным достижением данного эксперимента является широкий энергетический диапазон от 1015 эВ до 1017 эВ. Прежние работы перекрывали диапазон не более половины порядка.

Сравнение результатов настоящей работы с результатами других

и

экспериментов показало, что наблюдается согласие в пределах статистических погрешностей с результатами экспериментов HEGRA-AIROBICC (1997г.), CACTI (1995г.) и SPACE-2/VULCANO (1998г.), в которых глубина максимума определялась по крутизне ФПР черенковского света. Что касается результатов эксперимента CASABLANCA (1998г.) и эксперимента на горе Mt. Lian Wang в Китае (1991г.), то их экспериментальные точки не противоречат нашим данным лишь при энергиях выше 1016 эВ. Причины отличия точек при меньших энергиях до конца не ясны.

В заключении приведены основные результаты диссертационной работы:

1. Впервые представлены результаты обработки данных за длительный период работы комплексной установки "Тунка", регистрирующей ШАЛ исключительно по черенковскому свету без участия детекторов заряженных частиц.

2. Разработано программное обеспечение управления работой установки и сбора данных детекторов формы импульса черенковского света.

3. Создан оригинальный метод анализа цифровых данных о форме импульса черенковского света с использованием новой фитирующей функции. В прежних работах фитировались лишь короткие части формы импульса. В новом подходе все точки удается фитировать единой функцией.

4. Разработана новая методика контроля стабильности работы установки и калибровки информационных каналов установки по самим экспериментальным данным.

5. Разработан пакет программ для обработки экспериментальных данных с целью восстановления основных параметров ШАЛ.

6. На основе модельных расчетов по программе ССЖШКА разработана методика восстановления глубины максимума ШАЛ по длительности импульса на большом расстоянии от оси и по крутизне функции пространственного распределения черенковского света. Систематические ошибки определения глубины максимума ШАЛ, связанные с точностью расчетных формул составляют 20 г/см2.

7. Проведено математическое моделирование эксперимента. Показано, что ошибки измерения средних глубин максимума за счет методических искажений и аппаратурных флуктуаций составляют: при использовании методики восстановления глубины максимума по функции пространственного распределения - 30 г/см2, при использовании методики восстановления глубины максимума по длительности импульса на большом расстоянии от оси ~ 40 г/см2.

8. Получена средняя экспериментальная глубина максимума ШАЛ одновременно двумя независимыми методами. Показана хорошая корреляция результатов применения этих методов, и из сравнения двух значений глубины в одних и тех же событиях экспериментально оценена пирешность измерений. Экспериментальная оценка погрешности измерения каждого из методов составляет ~ 40 г/см2.

9. Получена экспериментальная зависимость средней глубины максимума развития ШАЛ от энергии в широком диапазоне энергий 10|5-10|7эВ.

По теме диссертации опубликованы следующие работы:

1) О.А.Гресс, Т.И.Гресс, Е.Е.Коростелева, Л.А.Кузьмичев, Б.К.Лубсандоржиев, Л.В.Паньков, Ю.В.Парфенов, П.Г.Похил, В.В.Просин, Ю.А.Семеней. Излом в спектре ПКИ по данным черенковского эксперимента Тунка-13. // Известия РАН, сер. физ., 2001,

т.65, N.8, с.1230-1232.

2) Р.В.Васильев, О.А.Гресс, Е.Е.Коростелева, Л.А.Кузьмичев, Б.К.Лубсандоржиев, А.И.Панфилов, Л.В.Паньков, Ю.В.Парфенов, П.Г.Похил, В.В.Просин, Ю.А.Семеней, Д.В.Чернов, Т.Шмидт, К.Шпиринг, И.В.Яшин. Измерение формы импульса черенковского света ШАЛ на установке Тунка. II Известия РАН, сер. физ., 2001, т.65, N.11, с. 1640-1642.

3) N.N.Budnev, D.V.Chernov, V.I.Galkin, O.A.Gress, T.I.Gress, E.E.Korosteleva, L.A.Kuzmichev, B.K.Lubsandorzhiev, L.V.Pan'kov, Yu.V.Parfenov, P.G.Pohil, V.V.Prosin, Yu.A.Scmeney, I.V.Yashin. Tunka EAS Cherenkov Array - Status 2001. // Proc. of 27th International Cosmic Ray Conference, 2001, Hamburg, Germany, v.2, p.581-584.

4) EAS-TOP Collaboration, E.E.Korosteleva, L.A.Kuzmichev, V.V.Prosin, B.K.Lubsandorzhiev. QUEST: Wide Angle Cherenkov Ligth Measurement at EAS-TOP. // Proc. of 27th International Cosmic Ray Conference, 2001, Hamburg, Germany, v.l, p.226.

5) O.A.Gress, T.I.Gress, E.E.Korosteleva, L.A.Kuzmichev, B.K.Lubsandorzhiev, L.V.Pan'kov, Yu.V.Parfenov, P.G.Pohil, V.V.Prosin, Yu.A.Semeney. Primary Cosmic Rays Energy Spectrum and Mass Composition Around the "Knee" with Tunka-13 EAS Cherenkov Array. // Proc. of 27th International Cosmic Ray Conference, 2001, Hamburg, Germany, v.l, p.62.

6) Н.М.Буднев, Д.В.Чернов, О.А.Гресс, Т.И.Гресс, Е.Е.Коростелева, Л.А.Кузьмичев, Б.К.Лубсандоржиев, А.И.Панфилов, Л.В.Паньков, Ю.В.Парфенов, П.Г.Похил, В.В.Просин, Т.Шмидт, К.Шпиринг, Ю.А.Семеней, Р.В.Васильев, И.В.Яшин. Энергетический спектр первичных космических лучей вокруг "колена" по данным черенковской установки ШАЛ Тунка-25. // Известия РАН, сер. физ.,

2002, т.66, N.l 1, с.1563-1565.

7) E.E.Korosteleva, L.A.Kuzmichev, V.V.Prosin and EAS-TOP Collaboration. Later al Distribution Function of EAS Cerencov Light: Experiment QUEST and CORSIKA Simulation. //Proc. of 28th International Cosmic Ray Conference, 2003, Tsukuba, Japan, v.l, p.89-92.

8) D.Chernov, E.Korosteleva, L.Kuzmichev, V.Prosin, I.Yashin, N.Budnev, O.Gress, T.Gress, L.Pan'kov, Yu.Parfenov, Yu.Semency, B.Lubsandorzhiev, P.Pohil, T.Schmidt, C.Spiering, R.Wischnewski. Primary Energy Spectrum and Mass Composition Determined with the Tunka EAS Cherenkov Array. // Astro-ph/0411139, 2004.

9) E.Korosteleva, L.Kuzmichev, V.Prosin, B.Lubsandorzhiev and EAS-TOP Collaboration. Primary Energy Measurement with EAS Cherenkov Light: Experiment QUEST and CORSIKA Simulation. // Astro-ph/0411216, 2004.

10) D.Chernov, N.Kalmykov, E.Korosteleva, L.Kuzmichev, V.Prosin, M.Panasyuk, A.Shirokov, I.Yashin, N.Budnev, O.Gress, L.Pan'kov, Yu.Parfenov, Yu.Semeney, B.Lubsandorzhiev, P.Pohil, V.Ptuskin, Ch.Spiering, R.Wischnewski, G.Navarra. The Tunka Experiment: Towards a 1-km2 Cherenkov EAS Array in the Tunka Valley. // Astro-ph/0411218, 2004.

11) Е.Е.Коростелева, Л.А.Кузьмичев, В.В.Просин, Д.В.Чернов, И.В.Яшин. Детекторы для регистрации черенковского света на больших расстояниях от оси ШАЛ. // Препринт НИИЯФ МГУ - 2004 - 3/742.

12) Е.Е.Коростелева, Л.А.Кузьмичев, В.В.Просин, Д.В.Чернов, И.В.Яшин, Н.М.Буднев, О.А.Гресс, Т.И.Гресс, Л.В.Паньков, Ю.В.Парфенов, Ю.А.Семеней, Р.В.Васильев, Б.К.Лубсандоржиев, А.И.Пафилов, П.Г.Похил, Т.Шмидт, К.Шпиринг. Энергетический спектр и массовый состав первичных космических лучей по данным

черенковской установки ШАЛ Тунка. // Препринт НИИЯФ МГУ - 2004 -2/741.

13) Е.Е.Коростелсва, Л.А.Кузьмичев, В.В.Просин, Д.В.Чернов, И.В.Яшин, О.А.Гресс, Л.В.Паньков, Ю.В.Парфенов, Р.В.Васильев, Б.К.Лубсандоржисв, А.И.Пафилов, К.Шпиринг, Т.Шмидт. Методика измерения формы импульса черенковского света ШАЛ на установке Тунка. // Препринт НИИЯФ МГУ - 2004 - 1 / 740.

Подписано к печати г1 ю.05 Тираж 400 Заказ

Отпечатано в отделе оперативной печати физического факультета МГУ

PH Б Русский фонд

2006-4 17255

Введение

1 Экспериментальная установка

1.1 Базовая установка "Тунка-25".

1.2 Электроника базовой установки

1.3 Оптический детектор для измерения формы импульса.

1.4 Электроника детекторов формы импульса

1.5 Программное обеспечение установки детекторов формы импульсов 2 Теоретические основы обработки данных

2.1 Постановка задачи моделирования ШАЛ.

2.2 Описание пакета CORSIKA.

2.3 Моделирование ШАЛ.

2.4 Оптирование пространственного распределения черепковского света ШАЛ.

2.5 Определение энергии первичной частицы.

2.6 Восстановление глубины максимума ливня по крутизне функции пространственного распределения ливня. 2.7 Определение параметров импульса.

2.8 Восстановление' глубины максимума ливня по длительности черенковского импульса.

3 Обработка данных эксперимента "Тунка"

3.1 Контроль работы детекторов установки

Тунка-25".

3.2 Спектры плотностей черепковских вспышек света.

3.2.1 Квантовая эффективность КВАЗАРов.

3.2.2 Первичная калибровка детекторов.

3.2.3 Коэффициент усиления канала.

Диапазон регистрируемых амплитуд.

3.3 Энергетическая калибровка установки.

3.4 Калибровка временных показаний детекторов

3.5 Программа восстановления параметров ШАЛ

3.6 Стабильность работы детекторов формы. Восстановление параметров импульса черенковского света ШАЛ.

4 Моделирование эксперимента

4.1 Моделирование эксперимента "Тунка-25"

4.2 Модель атмосферы.

4.3 Учет систематических искажений формы импульса.

4.4 Моделирование работы детекторов формы импульсов

5 Результаты эксперимента и их обсуждение

5.1 Условия проведения эксперимента.

5.2 Сопоставление событий установок

Тунка-25" и ДФИ.

5.3 Отбор событий ШАЛ по данным основной установки "Тунка-25".

5.4 Отбор ШАЛ для анализа формы импульса.

5.5 Сравнение оценок глубины максимума ШАЛ, полученных с помощью двух разных методов.

5.6 Экспериментальная глубина максимума ШАЛ.

5.7 Сравнение результатов с экспериментальными данными других авторов

История исследования космических лучей насчитывает, без малого, сто лет. Начатые в 1912 году с помощью очень простых инструментов, измерения потоков космических частиц получили развитие в сегодняшних экспериментах с использованием современных детекторов частиц на Земле, в верхних слоях атмосферы и в космическом пространстве.

Многие свойства космических частиц были выяснены с помощью этих экспериментов, но происхождение первичного космического излучения до сих пор остается, во многом, не ясным. Заряженные частицы отклоняются нерегулярными галактическими магнитными полями так, что становится невозможным определить направление прихода частиц и идентифицировать их источник. Однако, измерение энергетического спектра и массового состава космических частиц позволяет делать заключения об их происхождении.

Космическое излучение, наблюдаемое у Земли, составляет существенную часть энергетического баланса Галактики, имея среднюю плотность энергии 1 эВ/см3, сравнимую с плотностью энергии света звезд, магнитных полей Галактики и межзвездного газа. Значительную долю космического излучения составляют заряженные ядра различных химических элементов от протонов до ядер сверхтяжелых элементов с Z ~ 90, имеющие существенно нетепловое, степенное распределение по энергии 1(E) ~ Е~2-7, в колоссальном диапазоне от МэВ-ных энергий до Ю20 эВ.

Еще в 50-е годы на установке по изучению широких атмосферных ливней Московского государственного университета им. М.В.Ломоносова было обнаружено изменение индекса энергетического спектра космического излучения от —2.7 до —3.1 при энергии около 3 • Ю10 эВ. Этот излом в спектре получил название "колено" [1]. При самых высоких энергиях 3 • 1018 — 1019 эВ наблюдается некоторое уположение спектра, что было названо "лодыжкой". Считается, что до "лодыжки" космические лучи имеют Галактическое происхождение, а за ней - внегалактическое.

Существенная общая особенность как процессов ускорения частиц, так и процессов их распространения в магнитных полях - зависимость от магнитной жесткости p/Z (импульс на единицу заряда). Эта зависимость приводит к тому, что каков бы ни был механизм ограничения спектра космических лучей, проявляющийся в виде "колена", выше области "колена" ожидается увеличение вклада тяжелых ядер с ростом энергии. Это предсказание убедительно подтверждено данными как настоящей работы, так и установок EAS-TOP [2], KASCADE [3], МГУ [4] и SPASE/AMANDA [5].

Массовый состав космических лучей и энергетические спектры различных компонент были изучены прямыми методами измерений потоков первичного космического излучения на воздушных шарах и спутниках Земли до энергий приблизительно 1014 эВ [6], [7], [8], [9].

Исследование энергетического спектра и массового состава космических лучей с энергией выше 101а до сих пор возможно только с помощью регистрации широких атмосферных ливней (ШАЛ), производимых первичной частицей в атмосфере Земли. При этом массовый состав может измеряться лишь в среднем, т.к. связь массы первичной частицы и измеряемых параметров носит вероятностный характер.

Широкий атмосферный ливень представляет собой поток коррелированных по времени частиц и электромагнитного излучения, возникающих в лавинных ядерно-каскадных и электромагнитных процессах. На малых расстояниях от оси ливня частицы ШАЛ образуют плоский диск, радиус которого определяется среднеквадратичным расхождением ливневых частиц за счет кулоновского рассеяния в атмосфере, а толщина возникает из-за разброса в длинах траекторий частиц, приходящих в данное место. Толщина диска растет с удалением от оси ливня. В процессе развития ливня в атмосфере число вторичных частиц увеличивается до глубины, где средняя энергия вторичных частиц равняется критической энергии. Ниже этого уровня число частиц уменьшается приблизительно по экспоненте. Глубина атмосферы, где в каскаде достигается наибольшее число заряженных частиц, называется глубиной максимума ливня Хтах.

Заряженные частицы каскада (это, в основном, электроны и позитроны), обладающие скоростью, превышающей скорость света в атмосфере, излучают черенковский свет, поток которого пропорционален энергии первичной частицы. Черепковское излучение ШАЛ является уникальным инструментом изучения ШАЛ. Регистрация полного потока черепковского света позволяет использовать земную атмосферу как гигантский калориметр для частиц сверхвысоких энергий, а регистрация пространственно-временной структуры вспышки света ШАЛ позволяет судить о продольном развитии электронно-фотонной лавины в атмосфере.

Положение максимума ливня Хтах и его изменение с энергией используется, чтобы оценить средний массовый состав первичных космических лучей. Отметим, что флуктуации Хтах для протонных ливней имеют величину от 60 до 100 г/см2, то есть не на много меньше, чем различие в средней глубине максимума для протона и ядра железа. Эти флуктуации делают идентификацию частиц с использованием Хтах для индивидуальных событий невозможной, и требуют большой статистики для надежного определения средней величины Хтах.

Поело экспериментального обнаружения черепковского излучения ШАЛ [10] начались интенсивные исследования характеристик этого излучения и их связи с параметрами ливней. В работах А.Е.Чудакова [11] была впервые установлена связь между потоком черепковского излучения и энергий, рассеянной ШАЛ над уровнем наблюдения.

В работе Ю.А.Фомина и Г.Б.Христиансена было показано, что на больших расстояниях от оси форма импульса черенковского излучения отражает форму каскадной кривой [12].

В дальнейших работах Н.Н.Калмыкова, В.В.Просина и др. [13] на основе анализа расчетов было показано, что на больших расстояниях от оси ШАЛ длительность импульса на полувысоте однозначно связана с геометрическим расстоянием до максимума развития ливня и не зависит от модели развития ШАЛ. Был разработан метод определения положения максимума индивидуальных ливней по длительности импульса черенковского излучения [14].

Для экспериментального исследования ШАЛ используются два основных метода [15]. Первый метод - создание установок с большим числом детекторов заряженных частиц, разбросанных на большой площади и позволяющих определять плотность потока частиц индивидуального ливня одновременно в нескольких точках плоскости наблюдения. Второй - калориметрический метод - исследование продольного развития ливня путем регистрации черенковского или флуоресцентного света, произведенного частицами ливня в атмосфере.

Исключительно заряженные частицы ШАЛ регистрировались в экспериментах на установках МГУ (Москва) [4], EAS-TOP (Италия) [2], CASA-MIA (США) [16], KASCADE (Германия) [3], Тибет (Китай) [17] и другие. Больший интерес для настоящей работы представляют эксперименты, в которых, кроме заряженных частиц, регистрировался черепковский свет: Самарканд (1980-1985) [18], Якутск (1984-1990) [19],

HEGRA-AIROBICC (Канарские острова, 1990-1997) [20], CACTI (США, 1995) [21], CASA-BLANCA (США, 1998) [22], SPASE-VULCAN (Антарктида, 1997-1999) [5], Лианг-Вонг (Китай, 1991-1993) [23], QUEST (Италия, 1998-2000) [24]. Отметим, что установка "Тунка" представляет новый тип установок, т.к. регистрирует исключительно черепковский свет ШАЛ.

Экспериментально метод определения положения максимума развития индивидуальных ШАЛ по длительности их черенковских импульсов был впервые реализован на Якутской установке ШАЛ (1970-1980г.г.) [25]. Форма импульса черенковского излучения в этом эксперименте регистрировалась с помощью четырех детекторов, расположенных один в центре, а три других симметрично на расстоянии 250 м от центра. Разрешающее время канала регистрации составляло 14 не и 23 не для ФЭУ-65 и ФЭУ-110 соответственно. Импульсы регистрировались с помощью осциллографа и фотографировались на пленку. Регистрация формы импульса осуществлялась независимо от мастера Якутской установки при одновременном срабатывании четырех детекторов формы. Результаты работы подтвердили возможность экспериментального определения положения максимума развития индивидуальных ШАЛ по длительности импульса черенковского излучения, зарегистрированного на больших расстояниях от оси (R > 300 м). Были получены первые данные о средней глубине максимума развития ливней в диапазоне энергий 3 • 1016 - 1018 эВ.

Самаркандская установка [18] имела 19 сцинтилляционных детекторов площадью от 0.5 до 2 м2, 12 интегральных детекторов черенковского света и один детектор формы импульса большой площади. На установке были изучены экспериментальные функции пространственного распределения черенковского света и по длительности импульсов получены оценки глубины максимума для энергий 3 и 5 ПэВ.

Плотная Якутская установка (1985-1990г.г.) [19] содержала 25 сцин-тилляционных детекторов различной площади от 0.25 до 2 м2, 7 интегральных детекторов черепковского света на расстояниях 0, 100 и 250 м от центра и 4 детектора формы импульса, в которых форма регистрировалась в цифровом виде с помощью прибора АФИ-16. Прибор регистрировал 16 точек на импульсе с переменным шагом от 2 до 6 не. Интересной особенностью эксперимента было то, что шаг выбирался в реальном времени по результатам быстрой оценки длительности импульса. В результате были получены оценки глубины максимума для энергии около 1016 эВ, приведенные ниже при описании результатов настоящей работы.

HEGRA [20] - The ^gh-E'nergy Gamma-i?ay Astronomy - комплекс детекторов HEGRA (о. Ла-Пальма, Канарские острова) покрывал область 180 х 180 м2 на высоте 2200 м (790 г/см2). Установка состояла из 243 домиков с пластическими сцинтилляторами площадью 0.96 м2, составляющих на местности сетку с шагом 15 м, и с более плотным шагом 10 м - в центре установки. Совместно с HEGRA работала установка AIROBICC. Установка AIROBICC состояла из 49 фотоумножителей с конусами Уинстона, которые ограничивают телесный угол до 0.835 стер. Детекторы установки AIROBICC располагались в узлах сетки с шагом 30 м. Порог по энергии для первичных протонов - 25 ТэВ и для ядер железа - 80 ТэВ. Были получены энергетический спектр в диапазоне 2 • 1014 — 1016 эВ и зависимость средней глубины максимума от энергии в этом же диапазоне.

CACTI [21] - Эксперимент CYGNUS II Национальной Лаборатории Лос-Аламоса (США) был расположен на высоте 2310 м (780 г/см2) и состоял из 96 сцинтилляционных детекторов, размещенных на площади 6 • 104 м2 и мюоиных датчиков площадью 70 м2 с порогом по энергии 2 ГэВ. Черепковская установка CACTI была расположена в центре установки CYGNUS II и состояла из шести широкоугольных черепковских детекторов. Каждый детектор состоял из 8-дюймовых полусферических фотоумножителей Hamamatsu R1408, установленных в стальных контейнерах с углом обзора 0.31 стер. Энергетический порог установки 0.3 ПэВ. Были получены зависимости средней глубины максимума от энергии в диапазоне 1 — 10 ПэВ.

CASA-BLANCA [22] - The £road LAteral iVon-imaging Cherenkov Лггау - 144 интегральных черенковских детектора. Расположенная на плато Дагвэй в штате Юта, США, (глубина атмосферы 870 г/см2) установка BLANCA использовала триггер установки CASA для регистрации черенковского света ШАЛ и получения пространственного распределения черенковского света от космических частиц в диапазоне энергии около "колена". Порог установки С AS А определял энергетический порог черепковской установки около 100 ТэВ. Однако, при анализе данных BLANCA использовались события с энергией минимум 200 ТэВ, чтобы избежать изменения состава, вызванного влиянием триггера установки CASA. Каждый детектор BLANCA имел большой конус Уинстона, который концентрировал свет с площади 880 cm2 на фотоумножитель площадью 100 см2. Концентратор имел угол раствора 12.5° и длину 60 см, конусы Уинстона были выставлены вертикально с точностью 0.5°. Пространственное распределение черенковского света на расстояниях 30 — 120 м от оси ливня фитировалось экспоненциальной функцией. На расстоянии более 120 м от оси ФПР фитировалась степенной функцией. Ошибка определения энергии для индивидуального ливня - приблизительно 12% для ливней с энергией 200 TeV и 8% для ливней энергий более 5 PeV.

SPASE/VULCAN/AMANDA. Комплексный эксперимент для измерения электронов, мюонов и черенковского света ШАЛ создан на географическом Южном полюсе (688 г/см2). Эксперимент включает в себя: сцинтилляционную установку SPASE-2 [26], 9 черенковских детекторов установки VULCAN [27] и гирлянды мюонных детекторов вмороженных глубоко в лед AMANDA [28]. Одновременные измерения числа электронов, высокоэнергичных (> 500 ГэВ) мюонов и пространственного распределения черепковского света позволяет изучать химический состав первичного излучения относительно независимым от модельных предположений способом. Данные SPASE-2 используются для определения параметров ливня (координат точки падения и углов прихода) с точностью до 4 м и 1° при энергии 1 ПэВ. Регистрация черенковского света ШАЛ, проведенная в течение 1997-1998 годов, позволила получить данные о средней глубине максимума ливней в области энергий более 1 ПэВ.

Установка ШАЛ на горе Лианг-Вонг (Китай) [23] - Еще одна черен-ковская установка была создана на горе Liang Wang (24.7 N, 102.9 Е, 2720 м над уровнем моря) близь г. Куньмина, Китай, где местный климат является подходящим для наблюдения черенковского света. Установка состояла из 37 сцинтилляторов для измерения плотности потоков частиц в ливне и времени прихода ливня. Черенковские детекторы - фотоумножители, непосредственно осматривали небо с углом обзора 45°. Кроме этого, под землей на глубине 4 м был размещен детектор для регистрации мюонов с энергией Ец >= 2.5 ГэВ. Из измеренных пространственного распределения черенковского света и плотности электронов Ne вычислялось положение оси ливня, возраст ливня и глубина максимума ливня. Точность определения положения оси ливня - 3 метра. Пространственное распределение черенковского света фитировалось экспоненциальной функцией на расстоянии 40 — 140 метров. Данные указывают, что интенсивность черенковского света на расстоянии 100 метров от оси пропорциональна первичной энергии, независимо от типа первичной частицы.

QUEST [24] - Этот эксперимент был проведен в Италии на установке EAS-TOP при участии сотрудников нашего института, в том числе, и автора настоящей работы. Основной задачей этого эксперимента было получение абсолютной энергетической калибровки черепковского эксперимента "Тунка". С этой целью на установке EAS-TOP были смонтированы 5 детекторов черенковского света, полностью аналогичных детекторам установки "Тунка", и образующих собственную автономную черепковскую мини-установку с расстоянием между детекторами около 100 м. Регистрирующая электроника была полностью аналогична электронике установки "Тунка".

Регистрация ливней проводилась автономно, а сопоставление с событиями сцинтилляционной установки EAS-TOP проводилось по времени регистрации с точностью 1 мс. Параметры ливней, такие, как направление прихода и положение оси, определялись по данным сцинтилляционной установки, поэтому была возможность изучить детальную форму функции пространственного распределения черенковского света. Сравнением расчетов со средними экспериментальными ФПР было обосновано применение для обработки Тункинских данных новой фитирую-щей функции, гораздо точнее описывающей поведение ФПР на малых (до 100 м) расстояниях от оси. Из совместного анализа черенковских и сцинтилляционных данных разработан метод определения энергии первичной частицы, не зависящий ни от предполагаемой модели взаимодействия, ни от массового состава первичного космического излучения. Пользуясь этим методом, получена оценка эталонной интегральной интенсивности космических лучей с энергией более 3 • 1015 эВ. Использование этой эталонной точки для абсолютной калибровки результатов Тункинской установки обсуждается в третьей главе настоящей работы.

Целью настоящей работы является изучение глубины максимума развития ливня в диапазоне энергий Ю10 —1017 эВ путем регистрации интетральных и дифференциальных но времени потоков черенковского излучении ШАЛ. Для решении этой задачи была использована установка "Тунка-25" с добавленными к ней детекторами формы импульсов (ДФИ) черенковского света ШАЛ. Установка расположена на высоте 675 метров над уровнем моря, в Тункинской долине в Бурятии. Отсутствие промышленных предприятий, загрязняющих атмосферу, создает благоприятные условия для измерения черенковского излучения ШАЛ. Погодные условия позволяют проводить измерения с октября по апрель следующего года. Установка позволяет регистрировать потоки черенковского излучения в индивидуальных ливнях. Большое количество интегральных детекторов позволяет с большой точностью лоцировать положение оси ливня и изучать пространственное распределение черенковского света на расстояниях до 350 метров. В 2000 году установка была дополнена четырьмя детекторами для измерения формы импульса черенковского света. Это позволяет определять глубину максимума развития ливня двумя различными методиками: по форме функции пространственного распределения и по измеренным длительностям импульсов черенковского света на больших расстояниях от оси ШАЛ.

Представленная работа состоит из введения с обзором литературных данных, 5-и глав и заключения.

Во введении представлен обзор литературы, характеризующий современное состояние исследований первичных космических лучей (ПКЛ) в области энергий 1015 — 1017 эВ, и, в частности, глубины максимума развития ШАЛ по черепковскому свету. Представлены методы регистрации ПКЛ, приведены описания работы и методик обработки данных некоторых современных установок для изучения черенковского света ШАЛ. Формулируются задачи настоящей работы.

В первой главе приведено описание комплексной установки "Тун-ка", предназначенной для исследования космических лучей в диапазоне энергий 1015 — 101' эВ, путем регистрации черенковского света ШАЛ.

Вторая глава посвящена вопросам моделирования черенковского света ШАЛ с помощью программы CORSIKA и восстановления параметров первичной частицы из данных о пространственном распределении черенковского света ШАЛ и длительности импульсов черенковского света.

В третьей главе описывается методика обработки данных установок "Тунка-25" и ДФИ. Описана процедура первичной обработки экспериментальных данных, приведена методика амплитудной и временной калибровок данных основной установки. Описана методика определения основных параметров ливней (координат оси и направления прихода ливня, крутизны ФПР и энергии ливня) по показаниям интегральных черепковских детекторов. Приведена процедура восстановления формы импульса черенковского света ШАЛ из данных, зарегистрированных детекторами формы импульса.

Четвертая глава посвящена моделированию работы установки. Проанализированы возможные ошибки экспериментальных результатов, связанные как с ошибками отдельных измерений, так и с работой аппаратуры.

В пятой главе показаны результаты эксперимента, проводившегося в 2000-2003 годах. Описаны критерии отбора событий. Приведены экспериментальные данные о средней глубине максимума Хтах развития ШАЛ при энергиях 1015 — 1017 эВ, полученные с помощью двух различных методик. Результаты сравниваются с данными других экспериментов.

В заключении приводятся основные результаты диссертационной работы.

На защиту выносятся:

1. Использование нового вида функции, фитирующей пространственное распределение черепковского света, для восстановления положения оси и энергии ШАЛ, полученной из моделирования ШАЛ по программе CORSIKA.

2. Использование нового вида функции, фитирующей форму импульса черепковского света ШАЛ, для определения параметров импульса черепковского излучения.

3. Расчетная зависимость между крутизной функции пространственного распределения черенковского света и расстоянием до максимума ШАЛ.

4. Расчетная зависимость между длительностью импульса черенковского света на большом расстоянии от оси и относительным положением максимума ШАЛ.

5. Методика контроля стабильности работы информационных каналов и калибровки установки по самим зарегистрированным экспериментальным данным.

6. Результаты расчетов по моделированию работы установки, позволяющие оценить роль систематических искажений и случайных ошибок в определении энергии и глубины максимума развития ШАЛ.

7. Экспериментальное значение средней глубины максимума развития ШАЛ и зависимость глубины максимума ШАЛ от энергии первичной частицы в диапазоне Ю10 — 1017 эВ.

8. Экспериментальная оценка точности измерения средней глубины максимума ШАЛ из сравнения глубин максимума, полученных одновременно двумя независимыми методами по крутизне функции пространственного распределения черенковского света и по длительности импульса на большом расстоянии от оси в одних и тех же событиях.

Основные результаты работы докладывались на 26-й (Дубна, 2000), 27-й (Москва, 2002) и 28-й (Москва, 2004) Всероссийских конференциях но космическим лучам, на 17-м (Польша, Лодзь, 2000), 18-м (Россия, Москва, 2002) и 19-м (Италия, Флоренция, 2004) Европейских симпозиумах по космическим лучам, на 27-й (Германия, Гамбург, 2001) и 28-й (Япония, Тзукуба, 2003) Международных конференциях по космическим лучам, на семинарах в НИИЯФ МГУ, Туринском университете (Италия), Институте ДЭЗИ-Цойтен (Германия), Центре ядерных исследований в Карлсруэ (Германия).

По материалам диссертации опубликовано 13 работ.

Основные результаты по теме диссертации опубликованы в следующих работах:

1) О.А. Гресс, Т.П. Гресс, Е.Е. Коростелева, Л.А. Кузьмичев, Б.К. Лубсандоржиев, Л.В. Паньков, Ю.В. Парфенов, П.Г. Похил, В.В. Про-син, Ю.А. Семеней. Излом в спектре ПКИ по данным черенковского эксперимента Тунка-13. // Известия РАН, сер. физ., 2001, т.65, N.8, с.1230-1232.

2) Р.В. Васильев, О.А. Гресс, Е.Е. Коростелева, Л.А. Кузьмичев, Б.К. Лубсандоржиев, А.И. Панфилов, Л.В. Паньков, Ю.В. Парфенов, П.Г. Похил, В.В. Просин, Ю.А. Семеней, Д.В. Чернов, Т. Шмидт, К. Шпиринг, И.В. Яшин. Измерение формы импульса черенковского света ШАЛ на установке Тунка. // Известия РАН, сер. физ., 2001, т.65, N.11, с. 1640-1642.

3) N.N. Budriev, D.V. Chernov, V.I. Calkin, O.A. Gress, T.I. Cress, E.E. Korosteleva, L.A. Kuzmichev, B.K. Lubsandorzhiev, L.V. Pan'kov, Yu.V. Parfenov, P.G. Pohil, V.V. Prosin, Yu.A. Semeney, I.V. Yashin. Turika EAS Cherenkov Array - Status 2001. // Proc. of 27th International Cosmic Ray Conference, 2001, Hamburg, Germany, v.2, p.581-584.

4) EAS-TOP Collaboration, E.E. Korosteleva, L.A. Kuzmichev, V.V.

• Prosin, B.K. Lubsandorzhiev. QUEST: Wide Angle Cherenkov Ligth Measurement at EAS-TOP. // Proc. of 27th International Cosmic Ray Conference, 2001, Hamburg, Germany, v.l, p.226.

5) O.A. Gress, T.I. Gress, E.E. Korosteleva, L.A. Kuzmichev, B.K. Lubsandorzhiev, L.V. Pan'kov, Yu.V. Parfenov, P.G. Pohil, V.V. Prosin, Yu.A. Semeney. Primary Cosmic Rays Energy Spectrum and Mass Composition Around the "Knee" with Tunka-13 EAS Cherenkov Array. // Proc. of 27th International Cosmic Ray Conference, 2001, Hamburg, Germany, v.l, p.62.

• 6) H.M. Буднев, Д.В. Чернов, O.A. Гресс, Т.Н. Гресс, E.E. Коростеле-ва, JI.A. Кузьмичев, Б.К. Лубсандоржиев, А.И. Панфилов, Л.В. Пань-ков, Ю.В. Парфенов, П.Г. Похил, В.В. Просии, Т. Шмидт, К. Шпиринг, Ю.А. Семеней, Р.В. Васильев, И.В. Яшин. Энергетический спектр первичных космических лучей вокруг "колена" по данным черепковской установки ШАЛ ТУНКА-25. // Известия РАН, сер. физ., 2002, т.66, N.11, с.1563-1565.

7) E.E. Korosteleva, L.A. Kuzmichev, V.V. Prosin and EAS-TOP Collaboration. Later al Distribution Function of EAS Cerencov Light: Experiment QUEST and CORSIKA Simulat ion. // Proc. of 28th International Cosmic Ray Conference, 2003, Tsukuba, Japan, v.l, p.89-92.

8) D. Chernov, E. Korosteleva, L. Kuzmichev, V. Prosin, I. Yashin, N. Budriev, O. Gress, T. Gress, L. Pan'kov, Yu. Parfenov, Yu. Semeney, B. Lubsandorzhiev, P. Pohil, T. Schmidt, C. Spiering, R. Wischnewski.

Ф Primary Energy Spectrum and Mass Composition Determined with the

Tunka EAS Chererikov Array. // Astro-ph/0411139, 2004.

9) E. Korosteleva, L. Kuzmichev, V. Prosin, B. Lubsaridorzhiev, Eas-Top Collaboration. Primary Energy Measurement with EAS Chererikov Light: Experiment QUEST and CORSIKA Simulation. // Astro-ph/0411216, 2004.

10) D. Chernov, N. Kalmykov, E. Korosteleva, L. Kuzmichev, V. Prosin, M. Panasyuk, A. Shirokov, I. Yashin, N. Budnev, O. Gress, L. Pan'kov, Yu. Parfenov, Yu. Semeney, B. Lubsaridorzhiev, P. Pohil, V. Ptuskin, Ch. Spiering, R. Wischnewski, G. Navarra. The Tunka Experiment: Towards a 1-km2 Cherenkov EAS Array in the Tunka Valley. // Astro-ph/0411218, 2004.

11) E.E. Коростелева, JT.А. Кузьмичев, В.В. Просин, Д.В. Чернов, И.В. Яшин. Детекторы для регистрации черенковского света на больших расстояниях от оси ШАЛ. // Препринт НИИЯФ МГУ - 2004-3/742.

12) Е.Е. Коростелева, Л.А. Кузьмичев, В.В. Просин, Д.В. Чернов, И.В. Яшин, Н.М. Буднев, О.А. Гресс, Т.П. Гресс, Л.В. Паньков, Ю.В. Парфенов, Ю.А. Семеней, Р.В. Васильев, Б.К. Лубсандоржиев, А.И. Пафилов, П.Г. Похил, Т. Шмидт, К. Шпиринг. Энергетический спектр и массовый состав первичных космических лучей по данным черепковской установки ШАЛ Тунка. // Препринт НИИЯФ МГУ - 2004-2/741.

13) Е.Е. Коростелева, Л.А. Кузьмичев, В.В. Просин, Д.В. Чернов, И.В. Яшин, О.А. Гресс, Л.В. Паньков, Ю.В. Парфенов, Р.В. Васильев, Б.К. Лубсандоржиев, А.И. Пафилов, К. Шпиринг, Т. Шмидт. Методика измерения формы импульса черенковского света ШАЛ на установке Тунка. // Препринт НИИЯФ МГУ - 2004-1/740.

В заключение, выражаю глубокую благодарность моим научным руководителям: Л.А. Кузьмичеву, приложившему много сил для создания установки "Тунка" и В.В. Просину, принимавшему непосредственное участие в реализации теоретического обоснования методов обработки и оказавшего большую помощь при анализе экспериментальных данных.

Хочу поблагодарить Д.В. Чернова, разработавшего электронную часть для детекторов формы импульса, за сотрудничество и помощь.

Следует поблагодарить всех сотрудников НИИ Прикладной физики Иркутского государственного университета, оказавших всестороннюю помощь в создании и проведении эксперимента "Тунка": Ю.В. Парфенова Н.М. Буднева, JI.B. Панькова, Ю.А. Семенея, Е.И. Вакульского. Особая благодарность - О.А. Грессу - за обеспечение работы установки в нелегких погодных условиях сибирской зимы.

Хочу особо поблагодарить Р.А. Антонова, моего первого научного руководителя, за веру в меня и огромную моральную поддержку, оказанную в процессе подготовки диссертации.

Автор благодарит Е.Г. Попову, Е.А. Осипову, А.Я. Варковицкую, Т.М. Роганову и всех сотрудников отдела измерений и вычислительных методов НИИЯФ МГУ за ценные советы в работе над диссертацией и доброжелательное отношение.

Заключение

1. Христиансен Г.Б., Куликов Г.В., Фомин Ю.А. Космическое излучение сверхвысоких энергий. — М.: Атомиздат, 1975.

2. Valchierotti S. and EAS-TOP Collaboration. The Cosmic Ray Primary Composition in the Knee Region Throuch the EAS Electromagnetic and Muon Measurements at EAS-TOP. // Proc. of 28th Int. Cosmic Ray Conf. (Tsukuba, Япония), 2003, v.l, p.151-154.

3. Roth M. et al. Energy Spectrum and Elemental Composition in the PeV Region. // Proc. of 28th Int. Cosmic Ray Conf. (Tsukuba, Япония), 2003, v.l, p. 139-142.

4. Вишневская E.A. и др. Энергетический спектр космических лучей из анализа электронной, мюонной и черенковской компонент широких атмосферных ливней. // Известия РАН, сер. физ., 2002, т.66, вып.11, с.1566-1569.

5. Rawlins К. et al. Measurement of the Cosmic Ray Composition at the Knee with the SPASE-2/AMANDA-B10 Detectors. // Proc. of 28th Int. Cosmic Ray Conf. (Tsukuba, Япония), 2003, v.l, p. 173-176.

6. Ivanenko LP. et al. Energy spectra of various cosmic ray components at energies higher than 2-TeV measured by apparatus Sokol. // Proc. of 23th Int. Cosmic Rays Conf. (Calgary, Канада), 1993, v.2, p.17-20.

7. Cherry M.L. et al. Where is the bend in the cosmic ray proton spectrum?. // Proc. of 26th Int. Cosmic Rays Conf. (Salt Lake City, США), 1999, v.3, p.187-190.

8. Apanasenko A.V. et al. Primary cosmic ray spectra observed by RUNJOB: Proton and alpha spectra. // Proc. of 26th Int. Cosmic Rays Conf. (Salt Lake City, США), 1999, v.3, p. 163-166.

9. Adams J.H. и др. Матрица кремниевых детекторов как детектор заряда в эксперименте АТИК. // Приборы и техника эксперимента, 2001, N.4, с.38-44.

10. Джелли Дж. Черепковское излучение. — М.: Атомиздат, 1960.

11. Chudakov А.Е. et al. Cerenkov radiation of extensive air showers. // Nuovo Cimento, 1958, v.8, N.2, p.606.

12. Фомин Ю.Ф., Христиансен Г.Б. О форме импульса черенковского излучения широкого атмосферного ливня. // Ядерная физика, 1971, т. 14, вып.З, с.6426-46.

13. Kalmykov N.N., Prosin V.V. et al. The Study of Shape of Cerenkov Pulse from EAS. // Proc. of 14th Int. Cosmic Ray Conf. (Munchen, Германия), 1975, v.8, p.3034-3038.

14. Ильина Н.П., Калмыков H.H., Просин В.В. Черенковское излучение и параметры ШАЛ. // Ядерная физика, 1992, т.55, вып.10.

15. Swordy S.P. et al. Elemental Composition of Cosmic Rays near the Knee by Multiparameter Measurements of Air Showers. // Astroparticle Physics, 2000, v. 13, p. 137-150.

16. Borione A. et al. A Large air shower array to search for astrophysical sources emitting gamma-rays with energies >= 10**14-eV. // Nucl. Instrum. Meth., 1994, v.A346, p.329-352.

17. Ozawa S. et al. The Energy Spectrum of All Particle Cosmic Rays around the Knee Region Observed with the Tibet Air-Shower Array. // Proc. of 28th Int. Cosmic Ray Conf. (Tsukuba, Япония), 2003, v.l, p. 143-146.

18. Хакимов H. Глубина максимума ШАЛ с энергией Ю10 — 1016 эВ, полученная методом регистрации формы импульса черенковского излучения.: Диссертация на соискание ученой степени канд. ф.-м. наук. — Москва, 1985.

19. Жуков В.Ю. Глубина максимума ШАЛ с энергиями 1016-1017 эВ и ее флуктуации.: Диссертация на соискание ученой степени канд. ф.-м. наук. — Москва, 1988.

20. Arqueros F. et al. Energy spectrum and chemical composition of cosmic rays between 0.3-PeV and 10-PeV determined from the Cherenkov-light and charged-particle distributions in air showers. // Astronomy and Astrophysics, 2000, v.359, p.682-694.

21. Paling A. M. et al. Resalts from the CACTI Experiment: Air-Cerencov and Particle Measurement of PeV Air Showers at Los Alamos. // Proc. of 25th Int. Cosmic Ray Conf. (Durban, Южная Африка), 1997, v.5, p.253-256.

22. Fowler J.W. et al. A Measurement of the Cosmic Ray Spectrum and Composition at the Knee. // Astroparticle Physics, 2001, v.15, p.49-64.

23. Zhu Q. et al. Study of UHE Primary Cosmic Ray Composition with Atmospheric Cherenkov Light Observations. // Proc. of 27th Int. Cosmic Ray Conf. (Hamburg, Германия), 2001, v.2, p.132-133.

24. Korosteleva E.E., Kuzmichev L.A., Prosin V.V. and EAS-TOP Collaboration. Lateral Distribution Function of EAS Cherenkov Light: Experiment QUEST and CORSIKA Simulation. // Proc. of 28th Int. Cosmic Ray Conf. (Tsukuba, Япония), 2003, v.l, p.89-92.

25. Бережко И.А. и др. Результаты исследования положения максимума и его флуктуаций для ШАЛ. // Ядерная физика, 1979, т.З, вып.2, с.415.

26. Dickinson J. Е. et al. A new air-Cherenkov array at the South Pole. // Nucl. Instrum. Meth. A, 2000, v.440, p.114-123.

27. Dickinson J. E. et al. The new South Pole air shower experiment: SPASE-2. // Nucl. Instrum. Meth. A, 2000, v.440, p.95-113.

28. Andres E. et al. The AMANDA neutrino telescope: Principle of operation and first results. // Astroparticle Physics, 2000, v. 13, p.l-20.

29. Bryanski S.V. et al. // Proc. of 24th Int. Cosmic Ray Conf. (Roma, Italy), 1995, v.2, p.724-727.

30. Gress O.A. et al. The Study of Primary Cosmic Rays Energy Spectrum and Mass Composition in the Energy Range 0.5 50 Pev with TUNKA EAS Cherenkov Array. // Nuclear Physics, В (Proc. Suppl.), 1999, v.75A, p.299-301.

31. Budnev N. et al. Turika EAS Cherenkov Array Status 2001. // Proe. of 27th Int. Cosmic Ray Conf. (Hamburg, Germany), 2001, v.2, p.581-584.

32. Буднев Н.М. и др. Энергетический спектр первичных космических лучей вокруг "колена"по данным черепковской установки ШАЛ ТУНКА-25. // Известия РАН, сер.физ., 2002, т.66, вып.11, с.1563-1565.

33. Васильев Р.В. и др. Измерение формы импульса черенковского I света ШАЛ на установке Тунка. // Известия РАН, сер.физ., 2001,т.65, вып.11, с. 1640-1642.

34. Багдуев Р.И. и др. Высокочувствительный фотоприемник KBA3AP-370 для крупномасштабных экспериментов в космических лучах. // Известия РАН, сер.физ., 1993, т.57, вып.4, с.135-137.

35. Антонов Р.А. и др. Широкоугольный черепковский детектор ШАЛ на основе полусферических светоприемников. // Известия РАН, сер. физ., 1993, т.57, вып.4, с.181-185.

36. Васильев Р.В. и др. Черенковский детектор широких атмосферныхливней для совместной работы с нейтринным телескопом НТ-200. // Приборы и техника эксперимента, 2001, N.5, с.51-56.

37. Karle A. et al. Analog optical transmission of fast photomultiplier pulses over distances of 2-km. // Nucl. Instrum. Meth., 1997, v.A387, p.274-277.

38. Е.Е.Коростелева, Л.А.Кузьмичев, и др. Детекторы для регистрации черенковского света на больших расстояниях от оси ШАЛ. // Препринт НИИЯФ МГУ 2004-3/742.• 39. Knapp J. and Heck D. Extensive Air Shower Simulation with

39. CORSIKA: A User's Guide (Version 5.61). — Forschungszentrum Karlsruhe GmbH, Karlsruhe, 1998.

40. Галкин В.И. Пакет CORSIKA инструмент для моделирования ШАЛ. // Описание задачи вычислительного практикума кафедры космических лучей и физики космоса. — Москва, 1998.

41. Е.Е.Коростелева, Л.А.Кузьмичев, и др. Энергетический спектр и массовый состав первичных космических лучей по данным черепковской установки ШАЛ Тунка. // Препринт НИИЯФ МГУ -2004-2/741.

42. Алиев Н. Пространственное распределение черенковского излучения ШАЛ с энергией 1015 — 1016 эВ на уровне 940 г/см2.: Диссертация на соискание ученой степени канд. ф.-м. наук. — Москва, 1985.

43. Е.Е.Коростелева, Л.А.Кузьмичев, и др. Методика измерения формы импульса черенковского света ШАЛ на установке Тунка. // Препринт НИИЯФ МГУ 2004-1/740.

44. Просин В.В. Исследование формы черенковских импульсов на больших расстояниях от оси ШАЛ.: Диссертация на соискание ученой степени канд. ф.-м. наук. — Москва, 1980.

45. Е. Korosteleva, L. Kuzmichev, V. Prosin, В. Lubsandorzhiev, Eas-Top Collaboration. Primary Energy Measurement with EAS Cherenkov Light: Experiment QUEST and CORSIKA Simulation. // Astro-ph/0411216, 2004.

46. Зуев В.E., Белан Б.Д., Задде Г.О. Оптическая погода. — М.: Наука, Сибирское отделение, 1990, с.8-10.

47. Григорьев В.М., Жуков В.Ю., и др. Продольное развитие ШАЛ по амплитудно-временной структуре импульсов черенковского излучения ливней: в сб. Широкие атмосферные ливни с энергией выше 1017 эВ. М.: Якутск, 1987, с.61-68.

48. Walter P. et al. А 1 GHz Flash-ADC Module in VMEbus. // IEEE Trans. Nucl. Science, 1988, v.35, N.l.

49. Hoerandel J.R. et al. On the knee in the energy spectrum of cosmic rays. // Astroparticle Physics, 2003, v. 19, p. 193-220.

50. Dickinson J.E. et al. Studies of the mass composition of cosmic rays with the SPASE-2/VULCAN instrument at the South Pole. // Proc. of 26th Int. Cosmic Ray Conf. (Salt Lake City, США), 1999, v.3, p.136-139.