Исследование спектра широких атмосферных ливней по числу мюонов высокой энергии в области энергий первичных космических лучей 1015 - 1017 эВ

Новосельцев, Юрий Федорович

Исследование спектра широких атмосферных ливней по числу мюонов высокой энергии в области энергий первичных космических лучей 1015 - 1017 эВ тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.16 ВАК РФ

Новосельцев, Юрий Федорович АВТОР

доктора физико-математических наук УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ

Москва МЕСТО ЗАЩИТЫ

2003 ГОД ЗАЩИТЫ

01.04.16 КОД ВАК РФ

Диссертация по физике на тему «Исследование спектра широких атмосферных ливней по числу мюонов высокой энергии в области энергий первичных космических лучей 1015 - 1017 эВ»

Автореферат диссертации на тему "Исследование спектра широких атмосферных ливней по числу мюонов высокой энергии в области энергий первичных космических лучей 1015 - 1017 эВ"

На правах рукописи

Новосельцев Юрий Федорович

Исследование спектра широких атмосферных ливней по числу мюонов высокой энергии в области энергий первичных космических лучей 1015 — 1017 эВ

01.04.16 — физика атомного ядра и элементарных частиц

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва-2003

На правах рукописи

Новосельцев Юрий Федорович

01.04.16 — физика атомного ядра и элементарных частиц

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

, Г* ,н ;

Работа выполнена в лаборатории Баксанского подземного сцинтилля-ционного телескопа Баксанской нейтринной обсерватории Института ядерных исследований Российской академии наук

Официальные оппоненты:

Доктор физико-математических наук, профессор

С. А. Славатинский

Доктор физико-математических наук

БЛ.Хренов

Доктор физико-математических наук

Э.В.Бугаев

Ведущая организация:

Институт теоретической и экспериментальной физики

Защита состоится « »_2003 г. в_час.

на заседании Диссертационного совета Д 002.119.01 Института ядерных исследований РАН (117312, Москва, просп. 60-летия Октября, д. 7а)

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Института ядерных исследований РАН

2003 г.

Б. А. Тулупов

Автореферат разослан « »_

Ученый секретарь Диссертационного совета кандидат физико-математических наук

рос. НАЦИОНАЛЬНА»! БИБЛИОТЕКА 1

■Я

с.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность проблемы. Диссертация посвящена исследованию спектра широких атмосферных ливней (ШАЛ) по числу мюонов высокой энергии (Е > 220 ГэВ) в области энергий первичных частиц 1015 — 1017 эВ и развитию новых методов регистрации и анализа мго-онной компоненты ШАЛ.

В диссертации предложены и развиты метод регистрации групп мюонов с множественностью п^ > 1800 и метод пересчета от спектра кратностей мюонов к спектру ШАЛ по полному числу мюонов. С помощью этих методов была получена новая информация об энергетическом спектре и массовом составе первичных космических лучей (ПКЛ) в области энергий 1015 - 1017 эВ.

Метод регистрации групп мюонов с п^ > 1800, предложенный и развитый на Баксанском подземном сцинтилляционном телескопе (БПСТ), позволяет при определении избежать ограничений, связанных с пространственным разрешением установки. Этот метод использует калориметрические свойства БПСТ и позволяет определять Пр при любом значении выше порогового (п;1 > 1800). При этом энергия первичного ядра определяется с точностью до множителя ~ 2. Регистрация на БПСТ событий с Пц(Е > 220 ГэВ) > 1800 позволила получить новую информацию о потоке ПКЛ с энергией в диапазоне 4 • 1016 - 4 • 1017 эВ.

Метод пересчета от спектра кратностей мюонов к спектру ШАЛ по полному числу мюонов позволяет объединить результаты, полученные в разных экспериментах с мюонными группами. В настоящей работе выполнено прямое сравнение (объединение) данных при п;1 > 1800,

полученных в нашем эксперименте, и при = 75 - 660, полученных с помощью пересчета от спектра кратностей мюонов, измеренного в другом эксперименте.

В результате был получен спектр ШАЛ по полному числу мюонов высокой энергии в диапазоне 75 < Пц(Е > 220 ГэВ) < 4000, который соответствует диапазону энергий первичных космических лучей 1015 — 1017 эВ. Эти данные позволили получить новую информацию об энергетическом спектре и массовом составе ПКЛ в области излома энергетического спектра при Ел ~ 1015,5 эВ.

Цели и задачи исследования. Целью работ, вошедших в диссертацию, является:

1) Обоснование и развитие метода регистрации групп мюонов высокой множественности, которые несут информацию о потоках ядер ПКЛ в области энергий Е,ч > 4 ■ 1016 эВ (Е„ энергия первичного ядра).

2) Обработка экспериментальной информации о группах мюонов с множественностью Пц > 1800. В таких событиях на установке срабатывает более 2000 детекторов (из 3200). Получение количественных характеристик таких событий стало возможным только после после развития метода, представленного в данной работе.

3) Обоснование и развитие метода пересчета от спектра кратностей мюонов (обычно получаемого в подземных экспериментах) к спектру ШАЛ по полному числу мюонов. Этот метод позволяет объединение результатов разных экспериментов с мюонными группами.

4) Получение спектра ШАЛ по полному числу мюонов высокой энергии в большом диапазоне по п,/ 75 < пм(Е > 220 ГэВ) < 4000, что позволяет получить новую информацию об энергетическом спектре и массовом составе ПКЛ в области энергий 1015 — 1017 эВ.

Научная новизна работы. 1) Предложен и реализован в эксперименте метод регистрации групп мюонов с множественностью п/л > 1800. Метод использует калори-

метрические свойства БПСТ и позволяет обойти ограничения, связанные с пространственным разрешением установки (для БПСТ - 70 см). Развитая методика позволяет изучать мюонную компоненту в стволе ШАЛ, что невозможно при использовании других методов регистрации мюонов. Точность определения пм составляет ~ 10% и повышается с ростом Пц.

2) Впервые выполнена обработка экспериментальной информации о событиях нового класса - группах мюонов с очень высокой множественностью - Пр > 1800.

Обработана экспериментальная информация, полученная за 11 лет работы установки по данной задаче - чистое время регистрации 69220 часов.

3) Предложенный метод позволяет в экспериментах с мюонными группами с высокой точностью определять положение оси ШАЛ. Точность локации оси ШАЛ ~ 0.7 м.

4) Предложен и реализован метод пересчета от спектра кратностей мюонов к спектру ШАЛ по полному числу мюонов. Впервые выполнено прямое сравнение данных, полученных в разных экспериментах с мюонными группами.

5) Впервые получен спектр ШАЛ по полному числу мюонов высокой энергии в диапазоне 75 < > 220 ГэВ) < 4000.

Научная и практическая ценность работы. В работе предложен метод определения числа мюонов в ШАЛ, основанный на использовании условия равновесности энерговыделения от мюонов в стволе ШАЛ высокой энергии. Для БПСТ условие равновесности энерговыделения выполняется при энергиях Е„ > 4 • 1016 эВ. Метод позволяет измерять число мюонов в стволе ШАЛ с точностью ~ 10%. При этом энергия первичного ядра оценивается с точностью до множителя ~ 2. Метод может быть использован на всех подземных установках, обладающих калориметрическими свойствами и имеющих

достаточную светосилу для регистрации событий высокой энергии.

Предложенный метод пересчета от спектра кратностей мюонов к спектру ШАЛ по полному числу мюонов может быть использован во всех экспериментах с мюонными группами под землей, например в экспериментах, выполненных на установках NUSEX (Италия), FREJUS (Германия, Франция), MACRO (Италия). Этот метод позволяет выполнить прямое сравнение результатов, полученных в разных экспериментах с мюонными группами.

Полученный в работе спектр ШАЛ по пм в диапазоне 75 < > 220 ГэВ) < 4000, является уникальной информацией, существующей только на ВПСТ и является важным вкладом в мировой банк данных об энергетическом спектре и массовом составе ПКЛ в диапазоне энергий 1015 - 1017 эВ.

Вклад автора диссертации. В работах по теме диссертации (список которых приводится в конце автореферата) вклад автора диссертации является определяощим. Автор является одним из создателей БПСТ, принимал участие в сборке и наладке как отдельных узлов так и всей установки.

С самого начала эксплуатации телескопа были введены в строй амплитудные каналы (1979 г.), позволяющие измерять энерговыделение в каждом детекторе телескопа в диапазоне 0.5 - 600 ГэВ. Была развита методика изучения каскадных ливней от мюонов КЛ, измерен спектр ливней от мюонов, на основании которого был получен энергетический спектр мюонов КЛ в области энергий 1-30 ТэВ.

Знание характеристик каскадных ливней и опыт работы с амплитудными каналами оказались очень важными и необходимыми при решении задачи о регистрации групп мюонов с множественностью пм > 1800.

В 1994 - 1997 гг. был развит и реализован метод регистрации групп мюонов с множественностью п^ > 1800. Метод основан на исиользова-

нии равновесности энерговыделения от мюонов в стволе ШАЛ высокой энергии (Ек > 4 • 1016 эВ) и позволяет с высокой точностью определять положение оси ШАЛ и оценить энергию первичного ядра.

В 1997 - 1998 гг. был развит и реализован метод пересчета от спектра кратностей мюонов к спектру ШАЛ по полному числу мюонов. Впервые было выполнено прямое сравнение данных, полученных в разных экспериментах с мюонными группами.

Впервые был получен спектр ШАЛ по числу мюонов высокой энергии в диапазоне 75 < пц(Е > 220ГэВ) < 4000, который позволил получить новую информацию об энергетическом спектре и массовом составе ПКЛ в диапазоне энергий 1015 — 1017 эВ.

Основные положения, выносимые на защиту. На БПСТ предложены, развиты и реализованы два новых метода изучения мюонной компоненты ШАЛ, которые позволяют получить новую информацию об энергетическом спектре и массовом составе ПКЛ в области энергий 1015 — 1017 эВ:

1) Развит и реализован в эксперименте метод регистрации групп мюонов с множественностью пи > 1800. С помощью этого метода получены данные о потоках ядер ПКЛ в области энергий Еы — 4-1016—4 1017 эВ.

2) Впервые выполнена обработка экспериментальной информации о событиях нового класса - группах мюонов с очень высокой множественностью -пц> 1800. В таких событиях на установке срабатывает более 2000 детекторов (из 3200) и наблюдаются компактные пятна детекторов с энерговыделением выше 500 МэВ, которые указывают положение оси ШАЛ.

3) Предложенный метод позволяет с высокой точностью определять положение оси ШАЛ. Точность локации оси ШАЛ ~ 0.7 м.

4) Развит и реализован метод пересчета от спектра кратностей мюо-нов к спектру ШАЛ по полному числу мюонов, который в отличие от спектра кратностей является объективной (не зависящей от установки) характеристикой потока ПК Л. Этот метод позволяет выполнить прямое сравнение данных, полученных в разных экспериментах с мю-онными группами.

5) Впервые выполнено прямое сравнение данных при пр > 2000, полученных в нашем эксперименте, и при п^ — 75 - 660, полученных с помощью пересчета от спектра кратностей мюонов.

6) Впервые получен спектр ШАЛ по полному числу мюонов высокой энергии (Е > 220 ГэВ) в диапазоне 75 < < 4000, который соответствует диапазону энергий ПКЛ 1015 — 1017 эВ.

Апробация работы. Результаты, представленные в диссертации, были доложены на Российских конференциях по К Л в 1994 - 2000 гг., на XXIV ICRC в Риме (1995 г.), на XI международном симпозиуме по взаимодействиям космических лучей высокой энергии (ISVHECRI) в Гран Сассо (1998 г.), на международных Школах "Частицы и космология" в 1995 - 1999 гг, на конференциях NANP - 1999, 2001 (Дубна), на семинарах ИЯИ РАН, ФИАН. Работы опубликованы в журналах Известия РАН, Ядерная физика, Astroparticle Physics, Nuclear Physics, в трудах XXIV ICRC (Rome) и XXVII ICRC (Hamburg).

Объем и структура диссертации. Диссертационная работа состоит из введения, пяти глав, заключения и списка литературы, содержащего 130 наименований. Работа включает 13 рисунков и 11 таблиц. Общий объем диссертации составляет 132 страницы.

КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ

Введение. Во Введении дан краткий обзор проблемы изучения энергетического спектра и массового состава ПКЛ в области энергий En > 1014 эВ (En - энергия первичного ядра).

К настоящему времени энергетический спектр и массовый состав ПКЛ измерены прямыми методами (на спутниках Земли и стратосферных баллонах) до энергий ~ 1014 эВ. В прямых методах измеряется энергия Ец и заряд 7, каждой частицы, так что измеряются энергетические спектры каждого сорта ядер. Тем не менее даже в прямых измерениях наблюдается несогласованность данных, полученных в разных экспериментах (ЛАСЕЕ, ГШШОВ).

При Е„ > Ю14 эВ прямые измерения становятся неэффективными. Из-за круто падающих с энергией потоков космических лучей требуется неприемлемо большой (для космических аппаратов и стратосферных баллонов) аксептанс детекторов или/и длительное время экспозиции. В этой области энергий информацию о ПКЛ получают с помощью косвенных (непрямых) методов, которые заключаются в измерении различных вторичных характеристик взаимодействия первичной частицы (ядра) с атмосферой Земли, т.е. различных характеристик ШАЛ.

Информацию о массовом составе ПКЛ несут также эксперименты с мюонными группами под землей Являясь проникающей компонентой ШАЛ, группы мюонов позволяют получать некоторую информацию о характеристиках взаимодействия ПКЛ с ядрами атомов воздуха и о массовом составе ПКЛ.

Основной проблемой непрямых методов исследования ПКЛ является то, что и энергетический спектр и массовый состав должны быть извлечены из одного и того же набора данных. Интерпретация непрямых измерений также является непростой задачей. Характеристики ШАЛ, рожденного первичной частицей в атмосфере, зависят от массы частицы и ее энергии, а также от свойств взаимодействий при высоких энергиях. Интерпретация экспериментальных данных требует довольно подробных численных (монте-карловских) расчетов, учитывающих конечные размеры установки, отклик детектора и т.д. Эти расчеты, в

свою очередь, требуют экстраполяции данных об адронных взаимодействиях в область значительно более высоких энергий чем те, которые достигнуты на ускорителях.

Во введении дается общая характеристика диссертации - сформулированы задачи исследования и приведены основные результаты работы. Отмечается научная новизна и практическая ценность работы

Глава 1. В первой главе диссертации обсуждаются результаты по изучению спектра кратностей мюонов высокой энергии под землей на установках БПСТ, NUSEX и Frejus и дан обзор наиболее крупных установок для изучения ШАЛ и полученных на них данных об энергетическом спектре и массовом составе ПК Л.

На БПСТ была развита методика получения информации о массовом составе ПКЛ на основе изучения спектра кратностей мюонов. Эта методика была предложена А.Е. Чудаковым и впервые реализована на БПСТ. Затем эта методика была использована в экспериментах и на других подземных детекторах: NUSEX, FREJUS, HOMESTAKE (США), MACRO.

В работе1 был выполнен анализ результатов по изучению спектров кратностей мюонов высокой энергии на установках БПСТ, NUSEX и FREJUS. В этих экспериментах были измерены спектры кратностей мюонов с близкими пороговыми энергиями (БПСТ -3.2 ТэВ. Frejus - 3.1 ТэВ, NUSEX - 3.5 ТэВ). Однако установки имеют разные эффективные площади: БПСТ - 170 м2, Frejus - 80 м2, NUSEX - 12 м2. В основном из-за этой разницы площадей различаются спектры кратностей.

Как известно спектр кратностей мюонов зависит как от геометрии установки, так и от условий отбора событий в данном эксперименте. Поэтому каждый набор экспериментальных данных сравнивается со своей расчетной кривой. Это явилось одной из мотиваций для развития метода пересчета от спектра кратностей к спектру ШАЛ по пол-

1Воеводский А В , Цябук А Л , Чудаков А Е Ядерная физика, i 56, вып 12, г 143, 1993

ному числу мюонов, который представлен в главе 4 настоящей работы.

Экспериментальные точки с максимальными значениями кратно-стей, полученные на установках БПСТ, NUSEX и FREJUS, соответствуют первичным энергиям от 2000 ТэВ до 5000 ТэВ (для разных ядер); это не позволило сделать какие-либо выводы о существовании предполагаемого излома в области энергий ~ 3 • 1015 эВ. Авторы ^ отмечают, что спектры кратностей, полученные на всех трех установках, не противоречат постоянному массовому составу ПКЛ в исследуемом диапазоне энергий.

Далее в главе 1 дается обзор наиболее крупных установок для изучения ШАЛ и полученных на них данных об энергетическом спектре и массовом составе ПКЛ.

В последние годы (10 лет) были построены несколько установок специально для изучения ШАЛ в области излома энергетического спектра 1014 - 1016 эВ. Эти установки, CASA-MIA, HEGRA, KASCADE, DICE, отличаются от своих предшественников способностью измерять одновременно много параметров ШАЛ и повышенной точностью измерений. Кроме того на этих установках были развиты и применены новые методики анализа экспериментальной информации.

Из приведенного обзора установок по изучению ШАЛ и полученных результатов видно, что данные о массовом составе ПКЛ в области энергий 101а — 1016 эВ довольно противоречивы. В этой связи представляются актуальными и необходимыми поиски новых методов измерения характеристик ШАЛ и новых методов обработки данных.

Два таких метода излагаются в главах 3 и 4 настоящей диссертации.

В главе 2 дано краткое описание экспериментальной установки -Баксанского подземного сцинтилляционного телескопа.

Эффективная толщина грунта над БПСТ Н = 850 гг/см2 (1 гг = 100 г). Установка представляет собой четырехэтажное здание размером 16.7 х 16.7 х 11 м3. На каждом из трех нижних этажей располо-

жена сцинтилляционная плоскость площадью 200 м2, составленная из 400 (квадрат 20 х 20) стандартных детекторов. На четвертом этаже находится 576 (24 х 24) детекторов площадью 288 м2. Расстояние но вертикали между горизонтальными сцинтилляционными плоскостями 3.6 м. Вертикальные стены телескопа сплошь покрыты детекторами и образуют 4 вертикальные сцинтилляционные плоскости. Общее число детекторов на телескопе 3150. Горизонтальные слои расположены на перекрытиях, которые состоят из железного поддона и стальных балок (общая толщина железа 2.5 см или 20 г/см2) и засыпки из низкофоновой породы - дунита - толщиной 78 см (сверху бетонная стяжка). Средний заряд ядер атомов вещества БПСТ - 13, среднее число нуклонов в ядре - 26.5. Толщина одного слоя телескопа (слой сцинтиллятора плюс перекрытие) равна 165 г/см2, что составляет 7.2 радиационных единицы.

Детектор телескопа представляет собой алюминиевый контейнер размером 70 х 70 х 30 см3, наполненный жидким сцинтиллятором на основе уайт-спирита. Сцинтиллятор просматривается одним ФЭУ-49 через иллюминатор из оргстекла толщиной 10 см (толстый иллюминатор служит для уменьшения неоднородности светосбора). На каждом детекторе имеется блок электроники, состоящий из: делителя высоковольтного напряжения, который крепится на цоколе ФЭУ внутри светозащитного кожуха;

усилителя-дискриминатора (УД) с порогом срабатывания 12.5 МэВ или 1/4 р.ч. (здесь р.ч. - наиболее вероятное энерговыделение от одной релятивистской частицы, пересекающей горизонтальную сцин-тилляционную плоскость телескопа, 1 р.ч. = 50 МэВ); логарифмического преобразователя (ЛП) амплитуды импульса в длительность с порогом срабатывания 500 МэВ или 10 р.ч.

ЛП подключен к 5-му диноду ФЭУ и служит для измерения больших энерговыделений в детекторе. УД подключен к последнему (12-

му) диноду ФЭУ и дает информацию типа "да - нет". Координаты сработавших УД запоминаются в промежуточной памяти - годоскопе импульсного канала (ГИК), а показания и координаты сработавших ЛП запоминаются в годоскопе амплитудного канала (ГАК). Анодные выходы всех детекторов, лежащих в одной плоскости телескопа суммируются в несколько этапов и служат для формирования управляющих импульсов (мастер-импульсов) различных физических программ. Информация из ГИК, ГАК и других регистрирующих устройств переписывается в оперативную память ON-LINE ЭВМ и каждые 15 минут в виде отдельного файла записывается на жесткий диск.

Наличие широкой сети непрерывно работающих мониторных программ и всесторонней диагностики позволяет оперативно обнаруживать и устранять возникающие неисправности и обеспечивает очень высокую надежность информации получаемой на БПСТ.

Глава 3 посвящена обоснованию и развитию метода регистрации групп мюонов с множественностью nß > 1800.

Основная идея метода заключается в следующем: если ось ШАЛ высокой энергии попадает в установку (подобную БПСТ), то большое число мюонов в стволе ШАЛ создаст в подземной установке некоторую область (вокруг оси ШАЛ), в которой энерговыделение будет равновесным: т.е. энерговыделение в этой области eL в различных слоях БПСТ (L = 1 — 4, в этом эксперименте мы используем только горизонтальные плоскости установки) будет мало отличаться от среднего значения eL, вычисленного по формуле (2) (см. ниже). Основанием для такого утверждения является центральная предельная теорема, которую можно сформулировать следующим образом: - пусть случайная величина X имеет среднее значение \х и дисперсию D. Если дисперсия D конечна, то при стремлении объема выборки к бесконечности - п —» оо - выборочное среднее Х^ будет распределено по нормальному закону со средним значением \i и дисперсией D/n.

В нашем случае в качестве выборочного среднего Хп выступает энерговыделение eL в некоторой области вокруг оси ШАЛ (роль переменной X играет энерговыделение от одного мюона). Если через эту область проходит п мюонов, то дисперсия энерговыделения D{eL) будет в п раз меньше дисперсии энерговыделения D от одного мюона:

D{sl) = D/n.

В качестве области, в которой следует ожидать равновесности энерговыделения, мы предлагаем компактное пятно сработавших ЛП (компактное пятно - область, в которой сработавшие детекторы касаются друг друга хотя бы углами), т.е. область, в которой плотность энерговыделения превышает 1 ГэВ/м2 для детектора толщиной 23.4 г/см2 (это толщина детектора БПСТ; напомним, что порог срабатывания ЛП - 500 МэВ, площадь детектора - 0.5 м2).

В эксперименте отбираются события, в которых на горизонтальных сцинтилляционных плоскостях установки наблюдаются компактные "пятна" сработавших ЛП. Пример такого события показан на рисунке 1. Числа показывают энерговыделение в данном детекторе в логарифмическом масштабе. iV„K - число сработавших импульсных каналов (на рисунке не показаны), Н - толщина слоя грунта над БПСТ в данном направлении.

Так как плотность и энергия мюонов возрастают в направлении оси ШАЛ, мы интерпретируем траекторию, пересекающую пятна ЛП. как ось ШАЛ. Величина энерговыделения eL в пятне ЛП содержит информацию о множественности мюонов Значение eL можно вычислить, используя функцию пространственно-энергетического распределения (ФПР) мюонов в ШАЛ /(г, > Е, Е0) (Е - энергия мюона, Еа - энергия на нуклон в первичном ядре). В нашем эксперименте представляет интерес вид ФПР при Е0 = 1015 — 1017 эВ. Согласно работе2 (в кото-

3 Бозиев С H , Воеводский А В , Чудаков А Е Препринт Р-0630, Инсги!ут ядерных исследований, АН СССР, 1989

'/у/-///////,

'-"//.'/;///////.'¿txxy

/У

< УУ/УУУУ/УУУУ/Ш '

sVtt;'//////////////,?

■ШШууШУУ'

M////////////////X-

/ / / / / / / / / / / / / / / / / / / / / УУУУ/У/УУУУУУ/У/

.. , , //////////////Алл.

////У^УУуУУУУ/У

Рис. 1. Пример пятен ЛП в еобытии с п^Е > 220 ГэВ) = 2660 (RUN 263035). Зенитный угол оси ШАЛ в = 3 ± 3°, Н - 1020 гг/см2, NKк = 2625 (вместе с вертикальными слоями) Числа означают энерговыделение в данном детекторе в логарифмической шкале ("1" соответствует энерговыделению 500 МэВ = 10 р.ч., "2" соответствует энерговыделению на 22.9 % больше и т.д.)

рой было выполнено моделирование развития ШАЛ в рамках модели кварк-глюонных струн), в этой области энергий ФПР слабо зависит от Е0 и может быть представлена в виде:

/(г, > Е,Е0) — С х ехр[-(г/г0)\ (1)

где т0 = 0.95/(1 +12.5£)092 (Е в ТэВ, г в метрах), с! = 0.43, С - нормировочный множитель.

Полагая, что условие равновесности энерговыделения выполняется в пятнах ЛП, имеем:

Жь = X ^ [¿е/Р(-Г^ (а + [" \У(Е1>,Ес)Есс1е} (2)

5 6 ^ \ ¿т )

здесь И есть эффективный радиус пятна ЛП (И определяется как радиус круга с площадью равной площади пятна ЛП), Е0 - энергия на нуклон в первичном ядре, Ер - энергия мюона в месте расположения установки, а - ионизационные потери,

Ег) - полное число частиц с энергией Ее> которые рождаются (на единице пути) мюоном энергии Еи в процессах генерации е+е" пар, дельта-электронов, тормозного излучения и неупругого взаимодействия с ядрами, Етт = 10 МэВ,

X - толщина слоя, регистрирующего энерговыделение еь,

Р(г, > Е^) = Щ(А, Е0, > £)/(г, > Е, Е0),

где тТ^(А, Еа, > Е) - среднее число мюонов с энергией > Е, рожденных первичным ядром с энергией Ек — АЕа (А - число нуклонов в ядре).

При вычислении еь необходимо учитывать каскадные ливни, рожденные мюонами в окружающем веществе и в самом детекторе. Если

условие равновесности энерговыделения выполняется, то в (2) можно интегрировать по энергии каскадов Ес и не следить за развитием каскадной кривой (это может быть принято как определение условия равновесности энерговыделения). В общем случае, если условие равновесности выполняется, то в выражении (2) можно использовать средние значения для всех параметров.

Положение оси ШАЛ определяется как геометрический центр пятна ЛГ1. Результаты моделирования событий на ЭВМ показывают, что ошибка в определении положения оси ~ 0.7 м, если число сработавших ЛП в пятне Л'лг, > 15. Это приводит к ошибке в определении направления оси ШАЛ ~ 5°.

Для Пр мы использовали выражение, полученное в работе 2' :

(3,

где Е0 и Е в ТэВ,

' /р(10 + 0.5Ео) ( ' соэЯ

в - зенитный угол. При вычислении еи в (2) неизвестными параметрами являются А и Е0, однако в случае, когда пороговая энергия Еа мюонов, которые наблюдаются в эксперименте, много меньше Е01 эту трудность можно обойти. При Е„ <С Е0 верхний предел интегрирования в (2) Еа можно заменить на 100 ТэВ (это вносит погрешность ~ 0.1%), а величину [Е0/{Е0 + с высокой точностью можно заменить на единицу (возникающая при этом ошибка ~ 0.01%). Неизвестные параметры А и Е0 теперь входят в (2) только в форме АЕ® 78 и могут быть вынесены за знак интеграла. Таким образом, в каждом событии мы определяем величину АЕ® 78 для первичного ядра:

АЕ°0™=еехр/Х Г, (4)

где £ехр - экспериментально измеренное энерговыделение в пятне ЛП, Г - результат вычисления интеграла в (2). Подставляя измеренное

значение АЕ® 78 = Ь в (3), можно определить среднее число мюонов с энергией > Е - > Е). Символ Л^ означает здесь (и далее) мно-

жественность мюонов, полученную представленным выше методом.

БПСТ расположен на эффективной глубине 850 гг/см2. Пороговая энергия мюонов, которые проникают на такую глубину, Е^ — 220 ГэВ, поэтому в эксперименте мы будем определять число мюонов с энергией > 220 ГэВ, ^(Ь, > 220 ГэВ), приведенное к вертикальному направлению в = 0°. Используя (3) можно определить, что для ггД> 220 ГэВ) > 2000 пороговая энергия равна 4 • 1016 эВ для ядер железа и 1.2 • 1017 эВ для протонов.

Чтобы изучить отклик установки на события с пм > 1000 и возможные систематические ошибки предложенного метода, был выполнен розыгрыш Монте-Карло для прохождения группы мюонов через установку, учитывая взаимодействия мюонов, перечисленные в (2). Окончательным результатом программы моделирования являются распределения энерговыделения в каждом детекторе БПСТ и числа мюонов, прошедших через каждый детектор.

Моделирование эксперимента показало, что для БПСТ еь мало отличается (< 20%) от ёг,, полученного согласно выражению (2), если Е„ > п -1016 эВ, п - зависит от числа нуклонов в первичном ядре

Анализ разыгранных событий позволяет сделать следующие выводы:

1)Число мюонов, создающих компактное пятно сработавших ЛП, составляет 10 - 20 % от Пд. Ошибка в определении А^ не превышает 10 %, если п(1 > 1800:

^^ <0.1, если пм > 1800,

где - полное число мюонов с Е > 220 ГэВ в ШАЛ, и - среднеквадратичное отклонение. Если = 1500. <т(Лгм)/Агм ~ 0.30. Поэтому порог по Пу. был выбран равным 1800.

2)Средняя энергия мюонов, образующих компактное пятно ЛП, ~ 550

- 650 ГэВ. Поэтому многократным рассеянием в грунте над установкой можно пренебречь.

3)В области компактного пятна ЛП энерговыделение от каскадных ливней, инициированных мюонами, превышает 50 % от полного энерговыделения в пятне ЛП.

Условие равновесности энерговыделения нарушается (| si — eL |> 0.2?i), если в пятне ЛП имеются каскады с энергией Ес > 100 ГэВ В эксперименте на наличие каскадов такой энергии указывает показание ЛП I > 13 (доля таких пятен ЛП составляет ~ 30%). Чтобы учесть искажение энерговыделения (по сравнению с равновесным) в этом случае, мы умножали энерговыделение в данном пятне на фактор q(£max) < 1

= ^L q(£max)i

где tmax - показание детектора с максимальным энерговыделением, и для определения полного числа мюонов использовалось энерговыделение е'. Фактор q(£max) был определен с помощью программы моделирования эксперимента. Если (тах >21 (это соответствует Ес > 600 ГэВ, доля таких пятен ЛП ~ 2 — 3%), то q < 0.45, в таких случаях данное пятно ЛП не обрабатывалось. Последнее правило было принято для того, чтобы избежать слишком больших поправок в экспериментальных данных.

Подчеркнем, что роль фактора q{tmax) заключается в уменьшении влияния каскадов большой энергии, которые, конечно же, увеличивают флуктуации энерговыделения в различных слоях установки и могут сильно завышать значение Nßi.

4) Применение развитого метода к искусственным событиям (для толщины грунта над установкой Н = 850 гг/см2) дает:

для nß = 2000 Nß = 1794 ± 147/-/Ш (10 событий), для nfi = 4000 Nß = 3505 ± 168/л/Г0 (10 событий)

Чтобы устранить систематический недомер nß мы ввели поправочный фактор г(пц, Я), который слабо зависит от толщины грунта Н на пути группы мюонов и изменяется в пределах 1.10 — 1.18 .

Поправочный фактор г(пц, Н) обеспечивает настройку метода на правильный результат. Н) учитывает (и исправляет) некоторые неточности и неопределенности, возникающие в процессе обработки экспериментальных данных, связанные, например, с заменой реальной формы пятна ЛП на круг равной площади, или с влиянием фактора q(£max) (см. пред. пункт), который "поправляет" энерговыделение в пятне ЛП.

5)Хотя метод построен так, что определяется среднее число мюонов для ядра с фиксированным значением AE% 7S: N^ можно интерпретировать как число мюонов в данном событии. Это связано с большим значением nß. Наличие 10%-ной ошибки при измерении Nfl (см. пункт 1) этого раздела) приводит к тому, что ансамбль событий, в которых измеряется Nß практически совпадает с ансамблем событий, в которых определяется истинное число мюонов в каждом событии. Если nß = 2000, то отклонение от среднего значения в три стандартных отклонения составляет 3a(nß) ~ 0.15^.

В разделе 3.3. проводится сравнение некоторых параметров компактных пятен ЛП, полученных в искусственных (моделированных) событиях, с экспериментальными данными.

Этими параметрами являются среднее число сработавших ЛП в компактном пятне (площадь пятна) и среднее энерговыделение в пятне Все величины умножены на cos(9), где 9 - зенитный угол оси ШАЛ (т.е. приведены к вертикальному прохождению ствола ШАЛ через установку).

На рисунке 2 показана зависимость среднего числа ЛП в компактном пятне - Nm от Пр (для толщины грунта на пути группы мюонов Н = 850 гг/см2). Расчетные значения Njm приведены в таблице 1 (для

70-

60-

50-

40-

30-

20-

Т-1-1-1-1-1-1-|-1-1-1-1-1-1-г

10 15 20 2.5 30 35 40 45п /103

Рис. 2. Зависимость среднего числа ЛП в компактном пятне от п^. я - данные розыгрыша Монте-Карло, о - экспериментальные данные.

каждого значения п^ было разыграно 10 событий, в каждом событии - 4 пятна ЛП).

Таблица 1. Расчетная зависимость среднего числа ЛП в компактном пятне ТУлп от Пд (для Н = 850 гг/см2).

Пр Nm

1500 14.2 ± 4.9/V40

2000 23.6±6.2/ч/40

г 4000 66.7 ± 8.0/у/Ш

* Экспериментальная точка при = 2000 была получена по четырем

событиям, в которых

1800 <Nß< 2200 и 830 гг/см2 < Я < 880 гг/см2. (5)

В этих событиях были отобраны 12 пятен ЛП, края которых не выходили за пределы сцинтилляционных слоев.

Экспериментальное и расчетное значения среднего энерговыделения в пятне ЛП (для nß = 2000) равны соответственно

___17 Q __10 1

ЗТ = (34.8 ± ГэВ и = (32.0 ± ГэВ.

При больших значениях nß экспериментальные точки менее падеж-ны, т.к. все меньше событий удовлетворяет условиям (5) и все меньше пятен ЛП, края которых не выходят за границы установки.

На основании приведенных данных, можно сделать вывод, что искусственные (разыгранные) события хорошо воспроизводят параметры реальных событий.

В эксперименте отбирались события, удовлетворяющие следующим условиям:

1)число сработавших импульсных каналов Nm< > 900,

2)на горизонтальных слоях БПСТ наблюдаются компактные пятна сработавших ЛП,

3)ось ШАЛ пересекает три или четыре горизонтальных слоя.

Для каждого события мы имеем т = 3 или m = 4 независимых измерения величины АЕд78 (и Nß). Число мюонов в событии определялось как среднее по т измерениям.

В настоящей работе представлены экспериментальные данные, полученные за период с 16.12.1982 до 1.01.1994 (чистое время работы установки по данной задаче Тч = 69220 часов). За это время было зарегистрировано 28 событий с Nß (> 220ГэВ) > 1800, из них 15 событий имеют Nß > 2500 и 7 событий - Nß > 3500.

На рисунке 3 экспериментальные данные (открытые кружочки - о) сравниваются с ожидаемыми потоками ШАЛ F(> nß), вычисленными при различных предположениях о форме энергетического спектра и массовом составе ПКЛ:

3 2

10-1

3 2

10-2

"""Л—

103

Еи = оо

» II-

Т I I I "!

10+ пм

.15

а)Е — 3-10 эВ

10-1

з 2

10-2

г?

1°ох г

-ГГ|-1-1-1—I I I I I I-'

ЮЗ 104 пц

6)Еи=2-3'1015эВ

Рис. 3. Сравнение экспериментальных и расчетных потоков ШАЛ для различных вариантов излома в энергетическом спектре ПКЛ. о - данные до поправки на фактор Н), • - после поправки. Цифры у кривых означают вариант массового состава.

П> П„) = Е Е — / В(г, та, к)3{Е0)(1Е0, (6)

«>п„ А Л Е1Ь

где Е'0п зависит от А, А - число нуклонов в первичном ядре, т -

среднее число мюонов (с Е > 220 ГэВ), рожденных ядром с энергией Е„ = АЕ01 В(г, Ш, к) - флуктуации множественности мюонов согласно отрицательному биномиальному распределению, рл - относительная распространенность ядер с одинаковой энергией на нуклон, J(Eo) -дифференциальный энергетический спектр первичных протонов:

3{Е0№0 = Кх Е;2 7(1 + Е0/Е„)'° ЧЕ0 (7)

Е„ - энергия излома. Спектры ядер подобны (7), но энергия излома может зависеть от заряда ядра Ъ. Ек^) = 2 х Е„{1).

Расчет (6) был выполнен для двух вариантов массового состава ПКЛ при Ен = 1014 эВ:

I %,

39 25

Не

24 31

СГЮ Ке-Б 13 13 19 12

Ре 11 13

I - стандартный массовый состав, наблюдаемый при низких эпергиях (Е0 ~ 10 ГэВ), II - так называемый, состав Сворди (ЭиюгЛу), полученный компиляцией данных прямых измерений, в котором увеличена доля протонов (за счет ядер гелия) в соответствии с данными эксперимента ^СЕЕ. (Расчетные кривые 1 и 2 на рисунке 3 демонстрируют чувствительность ожидаемых потоков к изменению первичного массового состава.) Абсолютный поток ПКЛ в точке Еы — 1014 эВ был выбран равным

Рш(10и эВ) = 12 • 10~10 (м2 • ср - с • ГэВ)"1 (8)

согласно экспериментальным данным, полученным на установке "Тибет" и в эксперименте JACEE.

Верхняя кривая на рис. За соответствует случаю Ея = оо (т.е. отсутствию излома). Нижняя кривая на рис. 36 показывает ожидаемый поток мюонных групп для чисто протонного состава в области энергий Ен > Ю16 эВ.

При моделировании эксперимента использовались параметры мю-онной компоненты ШАЛ, полученные в работе в рамках модели кварк-глюонных струн - QGS (см. выражения (1), (3)). В нашей работе важными параметрами являются доля мюонов в круге радиуса R = 2 — 4 м вокруг оси ШАЛ (это характерный размер пятна ЛП, т.е. той области, в которой мы измеряем число мюонов по энерговыделению el) и среднее число мюонов в ШАЛ. В разделе 3.6. главы 3 проводятся сравнения доли мюонов (при Е0 > 1015 эВ) в круге радиуса R = 2 — 4 м вокруг оси ШАЛ и среднего числа мюонов, рожденных первичным ядром с энергией EN = 1015 — 1016 эВ, полученных в различных работах, на основании моделей QGS, HDPM (Hard Dual Parton Model), JNC (J.N. Capdevielle) и экспериментальных данных НИИЯФ МГУ.

Из приведенного сравнения видно, что существует довольно хорошее согласие параметров мюонных групп, использованных при моделировании эксперимента, и параметров, полученных в других расчетных работах и в эксперименте НИИЯФ МГУ.

В разделе 3.7. обсуждаются и вычисляются поправки /(Я,, Нг), связанные с флуктуациями энергетических потерь мюонов при их прохождении через грунт над установкой. До раздела 3.7. при моделировании эксперимента (для экономии процессорного времени в десятки раз и для упрощения задачи) энергетические потери мюонов при прохождении грунта над БПСТ учитывались в среднем. Это приводило к тому, что число мюонов под землей в круге радиуса R (вокруг оси ШАЛ) было равно числу мюонов на поверхности (в круге такого же

радиуса) с энергией больше пороговой для заданной толщины грунта Я.

Прохождение мюонов через грунт над установкой было учтено методом Монте-Карло с помощью программы PROPMU (P.Lipari и T.Stanew), любезно предоставленной нам коллаборацией MACRO. Поправочный фактор f(Ri, Яг) зависит от радиуса пятна ЛП и от толщины грунта Я на пути группы мюонов.

В таблице 2 и на рисунке 3 приведены наши данные при > 1800 до поправки на фактор f(Rt, Нг) (n'tl и N'(> п'м), о) и после поправки {пц и JV(> пм), • ). Обратим внимание, что пороговое значение увеличилось от 1800 до 2000. В последней колонке таблицы показаны значения потоков ШАЛ с Пр(Е > 220 ГэВ) > 2000 (ошибки статистические).

Таблица 2. Данные при > 220 ГэВ) > 2000 до поправки

на фактор f(R,, Я,) и после поправки

Щ> <) Пр N{> п„) F(>nil)-nl5, (м^с-ср)-1

1800 28 2000 29 0.070 ± 0.013

2500 15 2800 17 0.089 ± 0.022

3500 7 4000 7 0.085 ± 0.032

Отметим, что отличие фактора /(Я, Н) от единицы связано не столько с многократным рассеянием мюонов (которым можно пренебречь в нашем случае), сколько с тем обстоятельством, что мюоны с энергией больше пороговой (для заданной толщины грунта) имеют заметную вероятность поглотиться в грунте из-за радиационных процессов.

В дальнейшем изложении мы будем различать множественность мюонов в группе в месте расположения установки (т.е. под слоем грунта толщиной Н), обозначаемую ниже символом со штрихом - п'10

и множественность на поверхности земли - п/1. Параметры событий, наблюдаемых на БПСТ, соответствуют величине па для сравнения скорости счета событий с потоком ШАЛ следует использовать множественность пм.

Глава 4. В этой главе излагается метод пересчета от спектра крат-ностей мюонов к спектру ШАЛ по п^, который позволяет выполнить прямое сравнение данных, полученных в разных экспериментах с мю-онными группами.

Чтобы получить информацию о поведении энергетического спектра и массового состава ПКЛ до и после "излома" в области ~ 3 • 1015 эВ необходимо было сравнить наши данные при > 2000 с результатами других экспериментов при меньших значениях и в первую очередь с данными работы3, которая выполнена также на Баксанском сцин-тилляционном телескопе. Однако препятствием для такого сравнения являлось то обстоятельство, что в 3' и всех других подобных работах результаты представлены в виде спектра кратностей, т.е. числа мюонов т, попавших в конкретную установку при неизвестном положении оси ШАЛ, в то время как в нашем эксперименте определяется полное число мюонов в ШАЛ -

Как известно, спектр кратностей зависит от геометрии установки и от условий отбора событий. Это приводит к тому, что спектры кратностей, полученные даже на одной установке, но при разных условиях отбора нельзя сравнивать между собой. Было бы лучше и удобнее представлять результаты как функцию некоторой инвариантной переменной, которая не зависит от условий эксперимента. На наш взгляд, в качестве такой переменной естественно выбрать полное число мюонов в ШАЛ - пд.

Постановка задачи следующая: пусть 1(т) интегральный спектр кратностей мюонов, полученный на некоторой установке. Определим

3А В Воеводский и др Известия РАН, сер физич , т58, вып 12, с 127, 1994

величину

АН - (9)

которая есть средняя доля мюонов, попадающих в установку, когда последнюю пересекает т\ > m мюонов. Полагая, затем, = m/A(m), мы получим интегральный спектр ШАЛ по полному числу мюонов -Fin,).

Для получения информации при энергиях ниже энергии "излома" мы использовали результаты работы 3\ в которой был получен спектр кратностей мюонов 1{т) в диапазоне 20 < m < 300. Отбирались мю-онные группы, для которых зенитный угол в оси ШАЛ не превышал 20°. Пороговая энергия мюонов при таком отборе равна 240 ГэВ. Этот эксперимент очень удобен для объединения с нашими данными при nß > 2000, потому что:

1)он выполнен на той же установке,

2)получены данные при достаточно больших m (дело в том, что чем больше т, тем меньше результат пересчета от спектра кратностей к F(nß) зависит от предполагаемого массового состава ПКЛ, см. ниже)

3)полученные данные, соответствуют первичным энергиям ниже энергии "излома".

В результате объединения данных при п, > 2000 и при пм = 75 — 660 (последние получены с помощью пересчета от спектра кратностей) был получен спектр ШАЛ по полному числу мюонов высокой энергии пм(Е > 220 ГэВ) в диапазоне 75 < пд < 4000.

Для вычисления параметра Д(т) (см. формулу (9)) мы применили метод Монте-Карло и аппроксимацию функции пространственно-энергетического распределения мюонов в ШАЛ, полученную в 2h

f(r, > Е, Е0) = С х exp[-{r/r0)d], (10)

0.95 0.42 w_n44 0-2

где r0 - (1 + 12 5E)092 + E123^„.9, d - 0.43 + 0 2 +

E0 - энергия на нуклон в первичном ядре, (Е в ТэВ, г в метрах), С -нормировочный множитель (ср. с выражением (1)). Отметим, что в отличие от случая рассмотренного в главе 3, здесь учитывается явная зависимость ФПР от Е0.

При моделировании экспериментальной ситуации для фиксированного числа нуклонов в ядре А и фиксированной энергии на нуклон Е0 определялось среднее число мюонов m\(R), попадающих в установку в случае, когда ось ШАЛ находится на расстоянии R от центра установки (должно быть mi > m). Таким образом была определена величина

Al(m,R,E0,A) = m^EE°f (11)

Пр{Ь0, А)

Чтобы получить Д(т), необходимо в (11) выполнить усреднение по R, Еа, и А.

В разделе 4.1 представлен алгоритм такого усреднения, с помощью которого было получено соотношение между спектром ШАЛ по п^ и спектром кратностей мюонов:

= дщПт), (12)

где = т/А(т), G(m) - аксептанс установки для регистрации событий с кратностью > т.

В таблице 3 приведены значения Д(т) и G(m) для массового состава II. Ошибка при вычислении Д(т) и G(m) не превышает 2-3 %. Нецелые значения т получаются из-за поправок на недомер траекторий в эксперименте. Немонотонность спектра кратностей 1{т) связана с увеличением времени регистрации при возрастании т.

Если при усреднении по сорту ядер использовать массовый состав I, то Д(ш) увеличивается на 0.7 — 0.1%, a G{m) уменьшается на 0.6%, т.е. Д(тп) и О(т) довольно слабо зависят от массового состава.

На рис. 4 точками представлены наши данные о потоках ШАЛ с числом мюонов больше заданного - F(n^t) при пм > 2000, полученные методом изложенным в главе 3. Крестиками показан интегральный спектр кратностей 1{т) (деленный на 0(т)) при т = 21.9 — 211 6, измеренный в работе 3'. Применяя к 1(т) преобразование (12), мы получили спектр ШАЛ по п;1 при п^ = 1Ь — 660 (прямоугольники). На рис. 4 приведены также расчетные потоки ШАЛ в диапазоне 50 < Пц(Е > 220 ГэВ) < 104 (это те же кривые, что на рис. 3. но продолженные в область меньших пм).

Как видно из рис. 4, данные при п^ > 2000 хорошо сшиваются с данными работы 3' при меньших значениях п^. "Провал" последней точки в спектре кратностей (при т = 211, пм ~ 660) возможно связан с малой статистикой (7 событий).

Отметим хорошее совпадение абсолютных значений экспериментальных и расчетных потоков ШАЛ с заданным числом мюонов - на

Таблица 3. Значения Д(т) и С(т) для массового состава II

Точность вычисления Д(т) и С(т) - 3%.

1(т) - число событий с кратностью > т из работы3

ш 1(т) Д(т) С(т), т~бг пм

21.9 127 0.280 60.5 78.2

32.9 547 0.289 57.9 113.9

44.5 270 0.295 56.6 150.8

56.5 164 0.299 54.8 188.6

82.1 66 0.306 53.2 268.2

124.9 49 0.313 51.6 399.3

211.6 7 0.319 50.4 663.8

/(> m) m25

"Г, « 2-cp-1-c"1

yx X *

X X X

I I I I I 11 <1 ' I ' I M I l| 1 I I 11 l| „

101 102 103 10» *

Рис. 4. Спектр ШАЛ по полному числу мюонов > 220 ГэВ). • - данные при пц > 2000, полученные методом, изложенным в главе 3, х - спектр кратностей, полученный в работе3 (m и /(m) относятся к спектру кратностей), ■ - данные3 , пересчитанные к спектру ШАЛ по полному числу мюонов.

Сплошные кривые - расчетный поток для случая Ел ■= 3 • 1015 эВ/ядро, пунктирные кривые - случай Еа = Z ■ 3 ■ 1015 эВ. Числа у кривых означают вариант массового состава ПКЛ.

рисунке 4 нет никакой нормировки. При вычислении расчетных кривых использовалось экспериментально измеренное значение (8) полного потока ПКЛ в точке Ек = 1014 эВ (эксперименты JACEE и "Тибет").

Выясним теперь, как изменятся данные для F(rip), если при пересчете от /(m) использовать массовый состав, сильно отличающийся от вариантов I или И. На рис. 5 показаны результаты пересчета к F(nP) для случаев чисто железного (открытые кружочки - о) и чисто протонного (открытые квадраты - □) массовых составов, в сравнении с расчетными потоками ШАЛ, обозначенными Fe и р. (Штриховые кривые 1 и 2 для случая Е„ = Z ■ 3 • 1015 эВ не показаны, чтобы не загромождать рисунок). Как видно из рисунка 5, при таких массовых составах наблюдается большое отличие экспериментальных данных от

Г(> п,,)-п2^, (т2 • зг ■ в)"1

Рис. 5. Зависимость ¡результатов пересчета от спектра кратностей мюонов к спектру ШАЛ по пм от массового состава ПКЛ. о и □ - пересчет от спектра кратностей к F(n^) для чисто железного и чисто протонного составов, соответственно, в сравнении с расчетными спектрами (обозначенными Ре и р). Остальные обозначения те же, что на рис. 4.

расчетных кривых. Это отличие уменьшается, если двигаться от чисто железного состава к составу II и начинает снова возрастать при движении от состава I к более легкому составу.

Этот результат показывает, что: во-первых, массовый состав (в соответствующей области энергий) не может быть ни слишком легким, ни слишком тяжелым; и во-вторых, чем выше кратность мюонов т (и тем меньше зависимость результатов пересчета к Р(гг^) от предполагаемого массового состава (последнее объясняется тем, что при больших т достигается область энергий где зависимость ФПР от энергии становится слабее).

Следовательно, пересчет от спектра кратностей мюонов к Р(тгм), представленный на рис. 4, является корректным.

В раздече 4.3 обсуждается вопрос о влиянии выбора ФПР мюонов в ШАЛ в виде (10) на полученные результаты при тгм = 75 - 660.

На рисунке 6 сравниваются несколько расчетных ФПР, полученных в разных работах для первичной энергии EN = 1015 эВ. f(R) - доля мюонов (с энергией Е > 200 ГэВ) в круге радиуса R вокруг оси ШАЛ. Аппроксимация (10), которая была использована в данной работе, нарисована точечно-штриховой линией. Как видно из рис. 6, имеется довольно хорошее согласие ФПР, полученных в разных моделях (за исключением модели JNC), в случае когда первичной частицей является протон. В случае ядра железа f(R), полученная в (модель QGS), на 15-20 % больше, чем в других работах. Здесь следует отметить, что если в случае первичного протона (рис. 6а.) f(R), полученная согласно (10), является более широкой , чем f(R), полученная на основании, например, дуальной партонной модели - DPM (A. Capella et al. Z. Phys. С. v.10, р.249, 1981), то в случае ядра железа (рис. 66) - ситуация обратная. Это позволяет ожидать, что для смешанного массового состава неопределенность, связанная с выбором ФПР, слабо влияет на наши данные в области п^ — 75 - 660.

Диапазон по числу мюонов 75 < гам < 4000 соответствует диапазону энергий первичных частиц 2 • 1015 - 3 ■ 1017 эВ для протонов и 8 • 10й -9 • 1016 эВ для ядер железа. Низкая статистика при п^ > 2000 связана с недостаточным аксептансом БПСТ для столь высоких энергий.

Из-за низкой статистики после излома наши данные чувствуют только тенденцию в поведении первичного энергетического спектра. Поэтому мы не приводим количественные оценки. Тем не менее данные, представленные на рисунке 4, по-видимому, указывают на то, что энергия излома возрастает с ростом заряда ядра. Последнее означает, что массовый состав ПКЛ в области энергий 1016 — 1017 эВ постепенно становится более тяжелым. Таким образом, наши данные о спектре ШАЛ по числу мюонов высокой энергии (Е > 220 ГэВ) указывают на некоторое утяжеление массового состава ПКЛ после излома и (в пределах ошибок) не противоречат пос

1ШШШН«

БИБЛИОТЕКА СПепрвт I

ОЭ «О ИТ

ОЛ

5 10 16 30

Rjn

Рис. 6. Доля mioohob (с энергией Е > 200 ГэВ), рожденных первичным ядром с энергией EN ~ 1015 эВ в круге радиуса R вокруг оси ШАЛ: а) первичный протон, Ь) ядро железа. Точечно-штриховые кривые -модель QGS, сплошные - DPM, штриховые - VENUS, точечные - модель JNC (на рисунке "Ья"кривые VENUS и JNC совпадают).

Эти выводы согласуются с результатами, полученными на установках МГУ, EAS - ТОР (Италия), HEG RA (Германия), CASA - MIA (США), KASCADE (Германия).

В главе 5 обсуждаются характер и возможные причины излома спектра ШАЛ по Ne. Обсуждаются экспериментальные данные, касающиеся характера излома, полученные на разных установках, и их интерпретация.

В то время как параметры, относящиеся к энергетическому спектру ПК Л (наклоны спектра до и после излома -71, 72 и энергия излома - Ек), удовлетворительно согласуются между собой, данные о массовом составе довольно противоречивы. Эксперименты DICE и CASA -BLANCA вообще наблюдают тенденцию к уменьшению среднего числа нуклонов в первичном ядре в противоположность результатам других экспериментов.

Очевидно вопрос о массовом составе ПКЛ в области энергий 1015 — 1017 эВ остается открытым и требует, по-видимому, новых подходов для определения числа нуклонов в первичной частице и новых исследований в этой области физики космических лучей.

В заключении сформулированы основные результаты, полученные в диссертации:

1. Развит и реализован в эксперименте метод регистрации групп мюонов с множественностью > 1800. С помощью этого метода получены данные о потоках ядер ПКЛ в области энергий EN = 4 • 1016 - 4 • 1017 эВ.

2. Впервые выполнена обработка экспериментальной информации о событиях с n'ß > 1800. В таких событиях на установке срабатывает более 2000 детекторов (из 3200) и наблюдаются компактные пятна детекторов с энерговыделением выше 500 МэВ, которые указывают положение оси ШАЛ.

Обработана экспериментальная информация, полученная за 11 лет ра-

боты установки по данной задаче - чистое время регистрации 69220 часов.

3. В эксперименте с мюониыми группами с высокой точностью определяется положение оси ШАЛ. Точносгь локации оси ШАЛ ~ 0.7 м.

4. Развит и реализован метод пересчета от спектра кратностей мю-онов к спектру ШАЛ по полному числу мюонов, который в отличие от спектра кратностей является объективной (не зависящей от установки) характеристикой потока ПК Л. Этот метод позволяет выполнить прямое сравнение данных, полученных в разных экспериментах с мю-онными группами.

5. Впервые выполнено прямое сравнение данных при пм > 2000 полученных в эксперименте, представленном в диссертации, и при п/; = 75 - 660, полученных с помощью пересчета от спектра кратностей мюонов, измеренном в другом эксперименте.

6. Впервые получен спектр ШАЛ по полному числу мюонов высокой энергии (Е > 220 ГэВ) в диапазоне 75 < ntl < 4000, который соответствует диапазону энергий ПКЛ 1015 - 1017 эВ.

Результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Бакатапов В.Н., Бозиев С.Н., Новосельцев Ю.Ф , Новосельцева Р.В., Чудаков А.Е. Регистрация гигантских мюонных семейств на подземном сцинтиляционном телескопе Ваксанской нейтринной обсерватории.// Изв. РАН, сер.физич., т.57,в.4, стр. 113-116, 1993.

2. Bakatanov V.N., Boziev S.N., Chudakov А.Е., Novosel'tsev Yu.F, Novosel'tseva R.V. Observation of giant muon fa miles in Baksan experiment.// Proc. of 23 ICRC, Calgary, v. 4, p. 399-402, 1993.

3. Бакатанов B.H., Бозиев C.H., Новосельцев Ю.Ф., Новосельцева Р.В., Чудаков А.Е. О возможности регистрации групп мюонов с множественностью N^ > 1000 на Баксанском сциптилляционном

телескопе ИЯИ РАН.// Известия РАН, сер.физич., т.58,в.12, стр. 130-133, 1994.

4. V. N. Bakatanov, S.N.Boziev, A.E.Chudakov, Yu.F.Novosel'tsev, R.V.Novosel'tseva. Detection of events with muon multiplicity N > 1500 at the Baksan underground scintillation telescope.// Proc. of 24 ICRC, Rome, v.l, p.561-564, 1995.

' 5. V.N.Bakatanov, S.N.Boziev, A.E.Chudakov, Yu.F.Novosel'tsev,

R.V.Novosel'tseva. Detection of events with muon multiplicity n^ >

' 1500 at the BUST.// Proc. of International School "Particles and

1 Cosmology", Baksan Valley, Russia, p.233-238, 1995. World Scientific

Singapore-New Jersey-London-Hong Kong, 1995.

6. Бакатанов В.H., Новосельцев Ю.Ф., Новосельцева PB. Регистрация групп мюонов с множественностью > 1800 на Баксанском подземном сцинтилляционном телескопе.// Известия РАН, сер. физич. т.61, вып.З, с.562-565, 1997

7. Bakatanov V.N., Novoseltsev Yu.F., Novoseltseva R.V. Detection of

muon groups with multiplicity n^ > 1500 at the Baksan underground scintillation telescope.// Astroparticle Physics, v.8, p.59-66, 1997

' 8. Бакатанов В.H., Новосельцев Ю.Ф., Новосельцева Р.В. Регистрация групп мюонов с множественностью пм > 1800 и химический состав первичных космических лучей в области энергий 1015 —1017 эВ.// Ядерная физика, т.61, с.1618-1627, 1998

9. Бакатанов В.Н., Новосельцев Ю.Ф., Новосельцева Р.В. О характе-

ре излома энергетического спектра первичных космических лучей при Е ~ 3 • 1015 эВ.// Известия РАН, сер. физич. т.63, вып.З, с.509-512, 1999

10. Bakatanov V.N., Novoseltsev Yu.F., Novoseltseva R.V. About the character of the "knee" at, E ~ 3 • 1015 eV in the energy spectrum of primary cosmic rays.// Nuclear Physics B, v.75A, p.256-259, 1999

! 37

11. Bakatanov V.N., Novoseltsev Yu.F., Novoseltseva R.V. Observation of "the knee" in cosmic ray energy spectrum with underground muons and primary mass composition in the range 1015 — 1017 eV.// Astroparticle Physics, v.12, p.19-24, 1999

12. Новосельцев Ю.Ф. About the character of the "knee" at E ~ 3 • 1015 eV in the energy spectrum and the mass composition of primary cosmic rays in the energy range 1015 — 1017 cV.// Ядерная физика, т.63, вып.6, с.1129-1132, 2000

13. Бакатанов В.Н., Новосельцев Ю.Ф.. Новосельцева Р.В. Спектр ШАЛ по Пц{Е > 220 ГэВ) в области энергий 1015 - 1017 эВ.// Известия РАН, сер. физич., т.65, вып.8, с.1212-1214, 2001

14. V.N. Bakatanov, Yu.F. Novoseltsev, R.V. Novoseltseva. EAS Spectrum vs > 220 GeV) in the Energy Range 1015 -1017 eV.// Proc. 27th ICRC, Hamburg, v.l, p.84-87, 2001.

Ф-т 60x84/8. Уч.-над.л.2.0 Зак. № 21131 Тираж 100 экз. Бесплатно

Отпечатано на компьютерной издательской системе Издательский отдел Института ядерных исследований Российской Академии наук 117312, Москва, проспект 60-летая Октября, 7а

Р-66 0 8

РНБ Русский фонд

2005-4 578

Содержание диссертации автор исследовательской работы: доктора физико-математических наук, Новосельцев, Юрий Федорович

СПИСОК ТАБЛИЦ

СПИСОК РИСУНКОВ

СПИСОК ИСПОЛЬЗУЕМЫХ СОКРАЩЕНИЙ

ВВЕДЕНИЕ.

ГЛАВА 1. Установки для изучения ШАЛ и мюонных групп под землей

1.1. Установка МГУ

1.2. Акепо

1.3. Тибет

1,1. EAS - ТОР . 2G

1.5. С AS Л - MIA

1.0. DICE

1.7. HEGRA

1.8. Ту и ка

1.9. KASCADE

1.10. CASA - BLANC А

ГЛАВА 2. Экспериментальная установка.

2.1. Баксапский Подземный Сциитилляциопный Телескоп.

2.2. Логарифмический преобразователь и годоскоп амплитудных каналов.

2.3. Изучение групп мюонов и каскадных ливней, инициированных мюоиами, на БПСТ.

2.4. Комплекс БПСТ - "Аидырчи'1.

ГЛАВА 3. Регистрация групп мюонов с множественностью nfl > 1800 .:.

3.1. Метод.

3.2. Моделирование эксперимента.

3.3. Сравнение результатов моделирования с экспериментальными данными

3.4. Точность измерения энерговыделеиия sL .Об

3.5. Эксперимент .G

3.0. Обсуждение результатов.

3.7. Умет флуктуаний энергетических потерь мюонов.

3.8. Основные результаты

ГЛАВА 4. Пересчет от спектра кратностей мюонов к спектру ШАЛ но полному числу мюонов

4.1. Определение параметра А(т) и акссптапса установки.

4.2. Спектр ШАЛ по полному числу мюонов в диапазоне

75 < п^Е > 220 ГэВ) <

4.3. Зависимость результатов пересчета к спектру

ШАЛ по п/( от массового состава ПК Л.

ГЛАВА 5. О характере и причинах излома в спектре ШАЛ по Х(.

5.1. Обсуждение экспериментальных данных.

5.2. Альтернативные объяснения излома в спектре ШАЛ по Л'£>

Введение диссертация по физике, на тему "Исследование спектра широких атмосферных ливней по числу мюонов высокой энергии в области энергий первичных космических лучей 1015 - 1017 эВ"

Спустя более чем 90 лет после открытия космических лучей (V.Hess, 1912 г.) все еще отсутствует полное понимание процессов их происхождения и ускорения.

Наиболее распространенной является точка зрения, что ипжекция частиц происходит во время вспышек сверхновых, а ускорение первичных космических лучей (ПКЛ) происходит на ударных волнах сверхновых [1]. Большинство моделей ускорения на ударных волнах предсказывает, что этот механизм эффективно работает до энергий - 10п эВ.

Энергетический спектр и массовый состав ПКЛ являются удобными инструментами для изучения вопросов происхождения и ускорения космических лучей (КЛ), а гакже условий их распространения в Галактике. Особый интерес вызывают энергетический спектр и массовый состав в области излома энергетического спектра. Энергетический спектр КЛ, измеренный во многих наземных экспериментах, имеет форму dj/dE :х где у = 2.7 ниже ~ 3 • 10ь эВ и увеличивается до -) ~ 3.1 выше этой -энергии. Изменение в наклоне спектра в области Ес ~ 101эВ (часто называемое "коленом"), происходит вблизи максимальной энергии, достижимой для механизма ускорения па ударных волнах, и, таким образом, приводит к предположению, что, возможно, излом в спектре связан с этой границей. Существует также гипотеза, что излом формируется, когда частицы КЛ достигают энергии достаточной, чтобы покинуть Галактику. Последняя энергия оказывается опять ~ 10ь эВ. Обе возможности приводят к ожиданию, что энергия излома пропорциональна заряду ядра (плавный излом).

С другой стороны, если ускорение КЛ происходит в областях пространства, где плотность вещества является повышенной (по сравнению со средним значением в межзвездном пространстве - например, пульсары), то из-за разницы в сечениях взаимодействия легких и тяжелых ядер (а также фрагментации более тяжелых ядер), излом в спектре всех частиц будет более острым. Таким образом, изучение степени остроты излома поможет дискриминировать некоторые модели происхождения и ускорения ПКЛ.

К настоящему времени энергетический спектр и массовый состав ПКЛ измерены прямыми методами (на спутниках Земли и стратосферных баллонах) до энергий Еv ^ Ю14 эВ (Ех - энергия первичного ядра). В прямых методах измеряется энергия £\ и заряд Z каждой частицы, так что измеряются энергетические спектры каждого сорта ядер. Тем не менее даже в прямых измерениях наблюдается несогласованность данных, полученных в разных экспериментах (JACEE [2], RUN JOB [3]).

При Ех > 1011 эВ прямые измерения становятся неэффективными. Из-за круто падающих с энергией потоков КЛ требуется неприемлемо большой (для космических аппаратов и стратосферных баллонов) аксептанс детекторов или/и длительное время экспозиции. В этой области энергий информацию о ПКЛ получают с помощью косвенных (непрямых) методов, которые заключаются в измерении различных вторичных характеристик взаимодействия первичной частицы (ядра) с атмосферой Земли.

При взаимодействии первичного ядра с Еу > 1014 эВ с ядрами атомов атмосферы образуется широкий атмосферный ливень (ШАЛ) [4], который состоит из ядерноактивной (в основном пионы), электромагнитной и мкюппо- нейтринной компонент. В 80-ые годы была развита техника регистрации черепковского света от ливневых частиц ШАЛ и света флуоресценции от атомов азота атмосферы. Все эти компоненты (за исключением нейтринной) являются предметом измерения и изучения в экспериментах с ШАЛ.

Энергетический спектр ПКЛ обычно получают двумя методами. В нервом измеряется полное число электронов Д'г в ШАЛ (на уровне наблюдения), и затем вычисляется энергия первичной частицы на основе некоторой модели развития ШАЛ. Ясно, что результат зависит от предполагаемой массы первичного ядра. Другой метод использует оптические измерения черепковского света или света флуоресценции, обеспечивая более калориметрический способ определения энергии. Считается, что второй метод менее чувствителен к предположениям о массовом составе ПКЛ. Однако в обоих случаях результат пересчета от Ne или от интенсивности излучения черепковского света Q к £\ зависит от модели развития ШАЛ в атмосфере (а также от массового состава ПКЛ).

Для изучения массового состава ПКЛ измеряют параметры ШАЛ, которые должны быть различными для ливней, инициированных разными сортами ядер. Такими параметрами являются число мюонов в ШАЛ Аг/П глубина максимума ливня в атмосфере Хт, флуктуации глубины максимума а(Хт), крутизна поперечного распределения ливневых частиц вблизи ствола ШАЛ р(г), и т.п.

Информацию о массовом составе ПКЛ несут также эксперименты с мюониыми группами под землей. Группой называют события, в которых через установку одновременно проходит два и более мюопов, траектории которых параллельны. Являясь проникающей компонентой ШАЛ, группы мюопов позволяют получать некоторую информацию о характеристиках взаимодействия ПКЛ с ядрами атомов воздуха и о массовом составе ПКЛ.

В экспериментах с мюониыми группами изучаются главным образом две характеристики:

1)декогерептпая кривая G(r), определяемая как скорость счета пар мюопов с расстоянием г между мюонами па единице площади и в единице телесного угла (в группе из m мюопов имеется m(m — 1)/2 независимых пар),

2)спектр кратпостей мюопов I(m) (т.е. скорость регистрации событий, когда установку пересекают m мюопов).

Измерение декогерептпой кривой дает информацию о распределении вторичных частиц (главным образом тг- и К-ме зопов) по поперечному импульсу и позволяет наложить некоторые ограничения на модели адроппых взаимодействий. Моделирование процессов генерации и распространения мюонов в веществе (см., например [5, G]) показывает, что G(r) слабо зависит от массового состава ПКЛ и в основном определяется характеристиками адронных взаимодействий. Спектр кратпостей, напротив, в первую очередь определяется энергетическим спектром и массовым составом и относительно слабо зависит от модели взаимодействия.

Обычно в экспериментах с мюониыми группами энергия и сорт первичного ядра в данном событии неизвестны. Неизвестным является и положение оси ШАЛ. Кроме того, спектр кратпостей зависит от геометрии установки и условий отбора событий. Это приводит к тому, что спектры кратпостей, полученные в разных экспериментах (даже на одной установке, но при разных условиях отбора), нельзя сравнивать между собой.

В настоящей работе представлен (глава 3) метод определения множественности мюонов в событии в том случае, когда эта множественность очень велика тг^ > 1800 [7, 8, 9]. Этот метод (использующий калориметрические свойства Баксанского подземного сциптилляциоп-ного телескопа (БПСТ)) позволяет определить положение оси ШАЛ с точностью 0.5 м - 1 м, и оценить энергию первичного ядра с точностью до множителя ~ 2. Отметим также, что развитая методика позволяет изучать мюонную компоненту в стволе ШАЛ, что невозможно при использовании других методов регистрации мюонов.

События с nfl(E > 220 ГэВ) > 1800 (Е - энергия мюопа, 220 ГэВ - пороговая энергия мюопов, достигающих БПСТ) песуг информацию о потоке ядер ПКЛ с энергией £\ > 3 • 101С эВ. Чтобы получить информацию до излома в энергетическом спектре ПКЛ, необходимо было сравнить (объединить) наши данные при ntl >1800 с результатами экспериментов при меньших значениях пи, и в первую очередь с результатами других работ па БПСТ. Однако препятствием для такого сравнения являлось то обстоятельство, что во всех других экспериментах с мюонными группами информация приводится в виде спектра кратностей /(т), где т - число мюопов, попавших в установку при неизвестном положении оси ШАЛ, в то время как в пашем эксперименте определяется полное число мюонов в ШАЛ - п{1.

Чтобы выполнить прямое сравнение с данными других работ, нами был развит метод (глава 4) пересчета от спектра кратностей к спектру ШАЛ по полному числу мюонов - F(nfl) [10, И, 12, 13]. С помощью этого метода были объединены данные при пи > 1800, полученные методом, представленным в данной работе [8, 9], и данные из работы [14] (выполненной также па БПСТ), в которой был получен спектр кратностей в области 20 < т < 300. В результате впервые был получен спектр ШАЛ по числу мюонов высокой энергии в диапазоне 75 < пи(Е > 220ГэВ) < 4000, который соответствует диапазону энергий ПКЛ Еу = 1015 — 1017 эВ. Впервые был наблюден излом в спектре ШАЛ по числу мюонов (с энергией Е > 220 ГэВ) в области первичных энергий ~ 3 • 10ь эВ.

Общая характеристика работы

Актуальность темы. В работе представлены метод регистрации групп мюопов с множественностью nfl > 1800 и метод пересчета от спектра кратностей мюонов к спектру ШАЛ по полному числу мюопов. С помощью этих методов была получена новая информация об энергетическом спектре и массовом составе ПКЛ в области энергий

1013 - 1017 эВ.

Метод регистрации групп мюопов с ntl > 1800, предложенный и развитый па БГ1СТ, позволяет при определении пп избежать ограничений, связанных с пространственным разрешением установки. Этот метод использует калориметрические свойства БПСТ и позволяет определять 77/4 при любом значении выше порогового (nfL > 1800). При этом энергия первичного ядра определяется с точностью до множителя ~ 2. Регистрация на БПСТ событий с nlt(E > 220 ГэВ) > 1800 позволила получить информацию о потоке ПКЛ с энергией в диапазоне 4 • 1016 - 4 • 1017 эВ.

Метод пересчета от спектра кратностей мюопов к спектру ШАЛ по полному числу мюопов позволяет объединить результаты, полученные в разных экспериментах с мюонными группами. В настоящей работе выполнено прямое сравнение (объединение) данных при nlL > 1800, полученных в нашем эксперименте, и при nfl = 75 - 660, полученных с помощью пересчета от спектра кратностей мюонов, измеренного также на БПСТ и представленного в работе [14].

В результате был получен спектр ШАЛ по полному числу мюонов высокой энергии [12, 13, 15, 1G] в диапазоне 75 < пм(Е > 220 ГэВ) < 4000, который соответствует диапазону энергий первичных космических лучей 1015 — 101' эВ. Эти данные позволили получить новую информацию об энергетическом спектре и массовом составе ПКЛ в области излома энергетического спектра при Ех ~ 101э 5 эВ. Цель. Целью работ, вошедших в диссертацию, является:

1) Обоснование и развитие метода регистрации групп мюонов высокой множественности, которые несут информацию о потоках ядер ПКЛ в области энергий > 4 • 101G эВ.

Представленный метод позволяет при определении п{1 избежать ограничений, связанных с пространственным разрешением установки.

2) Обработка экспериментальной информации о группах мюонов с множественностью п{1 > 1800. В таких событиях на установке срабатывает более 2000 детекторов (из 3200). Получение количественных характеристик таких событий стало возможным только после после развития метода, представленного в данной работе.

3) Обоснование и развитие метода пересчета от спектра кратпостей мюонов (обычно получаемого в подземных экспериментах) к спектру ШАЛ по полному числу мюонов. Этот метод позволяет объединение результатов разных экспериментов с мюонными группами.

4) Получение спектра ШАЛ по полному числу мюонов в большом диапазоне по nfl: 75 < nfl(E > 220 ГэВ) < 4000, что позволяет получить новую информацию об энергетическом спектре и массовом составе ПКЛ в области энергий Ю10 — 101' эВ.

Основные положения, выносимые на защиту. На БПСТ предложены, разработаны и реализованы два новых метода изучения мюоппой компоненты ШАЛ, которые позволяют получить новую информацию об энергетическом спектре и массовом составе ПКЛ в области энергий

1015 - 1017 эВ:

1) Развит и реализован в эксперименте метод регистрации групп мюонов с множественностью nfl > 1800. С помощью этого метода получены данные о потоках ядер ПКЛ в области энергий Es = 4- 101G — 4-1017 эВ.

2) Впервые выполнена обработка экспериментальной информации о событиях нового класса - группах мюонов с очень высокой множественностью - nfl > 1800. В таких событиях па установке срабатывает более 2000 детекторов (из 3200) и наблюдаются компактные пятна сработавших амплитудных каналов (с порогом срабатывания 500 МэВ), которые указывают положение оси ШАЛ.

3) Впервые в экспериментах с мюоппыми группами, определяется положение оси ШАЛ. Точность локации оси ШАЛ ~ 0.7 м.

4) Развита и реализована методика пересчета от спектра кратностей мюонов к спектру ШАЛ по полному числу мюонов, который в отличие от спектра кратностей является объективной (не зависящей от установки) характеристикой потока ПКЛ. Эта методика позволяет выполнить прямое сравнение данных, полученных в разных экспериментах с мюонными группами.

5) Впервые выполнено прямое сравнение данных при nfl > 2000, полученных в пашем эксперименте [8, 9, 12, 13, 15, 1G], и при н/4 = 75 -660, полученных с номощыо пересчета ог спектра кратностей мюонов, измеренного в работе [14].

G) Впервые получен спектр ШАЛ по полному числу мюонов высокой энергии {Е > 220 ГэВ) в диапазоне 75 < nfl < 4000, который соответствует диапазону энергий ПКЛ Ю10 — 101' эВ.

Новизна работы. 1)Предложен и реализован в эксперименте метод регистрации групп мюонов с множественностью пц > 1800. Метод использует калориметрические свойства БПСТ и позволяет обойти ограничения, связанные с пространственным разрешением установки (для

БПСТ - 70 см). Развитая методика позволяет изучать мюонпую компоненту в стволе ШАЛ, что невозможно при использовании других методов регистрации мюонов. Точность определения n;i составляет ~ 10% и повышается с ростом nfl.

2) Впервые выполнена обработка экспериментальной информации о событиях нового класса - группах мюонов с очень высокой множественностью - n,L > 1800.

Обработана экспериментальная информация, полученная за 11 лет работы установки по данной задаче - чистое время регистрации С9220 часов.

3) Предложенный метод позволяет, впервые в экспериментах с мюои-пыми группами, лоцировать ось ШАЛ - точность локации оси ШАЛ ~ 0.7 м.

4) Предложена и реализована па БПСТ методика пересчета от спектра кратпостей мюонов к спектру ШАЛ по полному числу мюонов. Впервые выполнено прямое сравнение данных, полученных в разных экспериментах с мюопными группами.

5) Впервые получен спектр ШАЛ по полному числу мюонов высокой энергии в диапазоне 75 < nfl(E > 220 ГэВ) < 4000.

Научная и практическая ценность. В работе предложен метод определения числа мюонов в ШАЛ, основанный на использовании условия равновесности энерговыделеиия от мюонов в стволе ШАЛ высокой энергии. Для БПСТ условие равновесности энерговыделения выполняется при энергиях £\ > 4 • 101G эВ. Метод позволяет измерять число мюонов в стволе ШАЛ с точностью ~ 10%. При этом энергия первичного ядра оценивается с точностью до множителя ~ 2. Метод может быть использован на всех подземных установках, обладающих калориметрическими свойствами и имеющих достаточную светосилу для регистрации событий высокой энергии.

Предложенная методика пересчета от спектра кратпостей мюонов к спектру ШАЛ по полному числу мюонов может быть использована во всех экспериментах с мюониыми группами под землей, например в экспериментах, выполненных на установках NUSEX [17], FREJUS [18], MACRO [19, 20]. Эта методика позволяет выполнить прямое сравнение результатов, полученных в разных экспериментах с мюониыми группами.

Полученный в работе спектр ШАЛ по nfl в диапазоне 75 < nfl(E > 220 ГэВ) < 4000 является уникальной информацией, существующей только на БПСТ, и является важным вкладом в мировой банк данных об энергетическом спектре и массовом составе ПКЛ в диапазоне энергий 1013 - 1017 эВ.

Вклад автора. Автор является одним из создателей БПСТ, принимал участие в сборке и наладке как отдельных узлов, так и всей установки. В работах по теме диссертации вклад автора диссертации является определявшим.

С самого начала эксплуатации телескопа были введены в строй амплитудные каналы (1979 г.), позволяющие измерять энерговыделепие в каждом детекторе телескопа в диапазоне 0.5 - G00 ГэВ. Была развита методика изучения каскадных ливней от мюонов КЛ, измерен спектр ливней от мюонов, на основании которого был получен энергетический спектр мюонов КЛ в области энергий 1-30 ТэВ.

Был развит и реализован в эксперименте метод разделения электромагнитных и адрониых каскадов методом регистрации ~ — ft — с распадов. Отделение электромагнитных каскадов от ядерных было выполнено с эффективностью ~ 99%, при этом эффективность отделения ядерных каскадов от электромагнитных составила ~ 9G — 97%. Это позволило измерить полное сечение фотон-иуклонного взаимодействия до энергий фотонов ~ 10 ТэВ (,/s ~ 130 ГэВ) и коэффициент энергетических потерь мюопов на неупругое взаимодействие с ядрами вещества в диапазоне энергий мюонов 2-20 ТэВ.

В 1994 - 1997 гг. был развит и реализован метод регистрации групп мюопов с множественностью л(1 > 1800 [7, 8, 9]. Метод основан на использовании равновесности энерговыделения от мюонов в стволе ШАЛ высокой энергии (£\- > 4 • 101G эВ) и позволяет, впервые в экспериментах с мюонпыми группами, определять положение оси ШАЛ и оценить энергию первичного ядра.

Впервые был получен спектр ШАЛ по числу мюонов высокой энергии в диапазоне 75 < nfl(E > 220ГэВ) < 4000, который позволил получить новую информацию об энергетическом спектре и массовом составе ПКЛ в диапазоне энергий Ю10 — 101, эВ.

Апробация работы. Работы, представленные в диссертации, были доложены на Российских конференциях по КЛ в 1994 - 2000 гг., па XXIV ICRC в Риме (1995 г.), па XI Международном симпозиуме по взаимодействиям космических лучей высокой энергии (ISVHECRI) в Гран Сассо (1998 г.), па Международных Школах "Частицы и космология" в 1995 - 1999 гг, па конференциях ХАХР - 1999, 2001 (Дубна), на семинарах ИЯП РАН, ФИАН. Работы опубликованы в журналах Известия РАН, Ядерная физика, Astroparticle Physics, Nuclear Physics, в трудах XXIV ICRC (Rome) и XXVII ICRC (Hamburg).

Заключение диссертации по теме "Физика атомного ядра и элементарных частиц"

Основные результаты данной работы следующие:

1)Развит и реализован в эксперименте метод регистрации групп мюонов с множественностью п' > 1800. С помощью этого метода получены

Iе j данные о потоках ядер ПКЛ в области энергий Es = 4-101G —4-101' эВ. Таким образом, решена задача регистрации и получения количественных характеристик для событий нового класса: групп мюопов с очень высокой множественностью п' > 1800.

2) Впервые выполнена обработка экспериментальной информации о событиях с п' > 1800. В таких событиях на установке срабатывает более 2000 детекторов (из 3200) и наблюдаются компактные пятна сработавших амплитудных каналов (с порогом срабатывания 500 МэВ), которые указывают положение оси ШАЛ.

3)Впервые в экспериментах с мюонными группами определяется положение оси ШАЛ. Точность локации оси ШАЛ ~ 0.7 м.

4)Развита и реализована методика пересчета от спектра кратностей мюонов к спектру ШАЛ по полному числу мюонов, который в отличие от спектра кратностей является объективной (не зависящей от установки) характеристикой потока ПКЛ. Эта методика позволяет выполнить прямое сравнение данных, полученных в разных экспериментах с мюонными группами.

5) Впервые выполнено прямое сравнение данных при rtfl > 2000 полученных в эксперименте, представленном в диссертации [8, 9, 12, 13, 15, 16], и при nfl = 75 - 600, полученных с помощью пересчета от спектра кратностей мюопов, измеренном в другом эксперименте [14].

6)Впервые получен спектр ШАЛ по полному числу мюопов высокой энергии (Е > 220 ГэВ) в диапазоне1 75 < nft < 4000, который соответствует диапазону энергий ПКЛ 10ь — 101' эВ.

В заключение автор выражает глубокую признательность и благодарность Бакатанову Владимиру Николаевичу, которого автор считает своим учителем в области физики космических лучей, за плодотворные дискуссии и творческую атмосферу, сопровождающую многолетнюю (1977 - 1995 гг.) совместную работу гю изучению каскадных ливней от мюонов, тг — j.L — е распадов в адронных и электромагнитных ливнях, энергетического спектра мюонов космических лучей и работу, связанную с проведением некоторых экзотических экспериментов, выполненных за эти годы.

Автор благодарит своих коллег и соавторов по многим работам Новосельцеву Риту Викторовну и Стенькина Юрия Васильевича за помощь в работе и полезные обсуждения, а также всех сотрудников лаборатории Баксанского Подземного Сцинтилляционного Телескопа и лаборатории Лептонов Высокой Энергии, которые обеспечивали и обеспечивают работу этой уникальной физической установки.

Автор хотел бы выразить благодарность Безрукову Леониду Борисовичу за внимание к работе и ценные советы по оформлению рукописи, Михееву Станиславу Павловичу за полезные советы и ценные замечания и Верешкову Григорию Моисеевичу за полезные обсуждения.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В данной работе предложены, разработаны и реализованы два новых метода изучения мюонной компоненты ШАЛ, которые позволяют получить новую информацию об энергетическом спектре и массовом составе первичных космических лучей в области энергий 10lj — 101' эВ.

Предложен и обоснован метод регистрации мюонных групп с множественностью п' > 1800. Этот метод использует калориметрические свойства БПСТ и позволяет избежать ограничений, связанных с пространственным разрешением установки. Предложенный метод (измерение числа мюонов по энерговыделению, ими создаваемому) позволяет изучать мюонную компоненту в стволе ШАЛ, что невозможно при использовании других методов регистрации мюонов.

Показано, что если энергия ШАЛ достаточно велика (> п х 101G эВ), то эперговыделение от мюопов в стволе ШАЛ с хорошей точностью является равновесным (для глубины расположения БПСТ). Если ось ШАЛ попадает в установку, обладающую калориметрическими свойствами (подобную БПСТ), то измеряя эперговыделение в некоторой области вокруг оси ШАЛ и площадь этой области (и используя расчетную форму ФПР мюонов) можно определить полное число мюонов в ШАЛ. Эффективность регистрации таких событий 100 % (если п' > 1600).

Впервые в экспериментах с мюонпыми группами определяется положение оси ШАЛ и оценивается энергия первичного ядра. Ошибка в определении > 220 ГэВ) не превышает 15% (с учетом ошибок в определении направления оси ШАЛ и толщины грунта на пути группы мюонов). К сожалению, мы не можем продвинуться по множественности мюонов в область п' < 1800, т.к. при этом вначале нарушается условие равновесности энерговыделения (что приводит к увеличению ошибки в определении пр), затем исчезают компактные пятна ЛП, и точная локация оси ШАЛ становится невозможной. Порог по пм можно понизить, если понизить порог срабатывания логарифмических преобразователей (А0 = 500 МэВ, см. выражение (2.2) в главе 2 ), но на БПСТ это технически трудно осуществить.

Развита и реализована методика пересчета от спектра кратпостей мюонов к спектру ШАЛ по полному числу мюонов, который в отличие от спектра кратпостей является объективной (не зависящей от установки и условий отбора событий) характеристикой потока ПКЛ. Эта методика позволяет выполнить прямое сравнение данных, полученных в разных экспериментах с мюониыми группами.

С помощью представленных выше методов был получен спектр ШАЛ по полному числу мюонов высокой энергии (Е > 220 ГэВ) в диапазоне 75 < ня < 4000, который соответствует диапазону энергий ПКЛ 10г° —101' эВ и несет новую информацию об энергетическом спектре и массовом составе первичных космических лучей в этой области энергий.

Список источников диссертации и автореферата по физике, доктора физико-математических наук, Новосельцев, Юрий Федорович, Москва

1. E.G. Berezhko, H.J. Volk. Kinetic theory of cosmic rays and gamma rays in supernova remnants. Astropart. Phys. v.7, p. 183, 1997

2. M.L. Cherry et al. Cosmic ray proton and helium spectra results from JACEE. Proc. XXV ICRC, Durban, 1997. v.4, p.l

3. A.V. Apanasenko et al. Proton and Helium spectra obtained by the first RUXJOB-campaign. Proc. XXV ICRC, Durban, 1997. v.4, p.137,141

4. Г.Т. Зацепин. ДАН СССР, т.67, с.993, 1949

5. S. Allien et al. The measurement of the muon pair separation distribution with the MACRO detector. Proc. XXIII ICRC, Calgary, 1993. v.2, p.93

6. G. G. Auriemma. T. Gaisser, T. Stanev. Multiple muons in the Gran Sasso laboratory. Proc. XXI ICRC. Adelaide, 1990. v.9, p.3G2

7. B.H. Бакатаиоп. Ю.Ф. Новосельцев, P.B. Новосельцева. Регистрация групп мюонов с множественностью > 1800 на Баксанском подземном сшштилляционном телескопе. Известия РАН, сер. фи-зич. T.G1, вып.З, с.562, 1997

8. V.X. Bakatanov, Yu.F. Xovoseltsev, R.V. Xovoseltseva. Detection of muon groups with multiplicity пц > 1500 at the Baksan underground scintillation telescope. Astroparticle Physics, v.8, p.59, 1997

9. B.H. Бакатанов, Ю.Ф. Новосельцев, P.B. Новосельцева. Регистрация групп мюонов с множественностью > 1800 и химический состав первичных космических лучей в области энергий 1015 1017 эВ. Ядерная физика, т.61, с.1618, 1998

10. В.Н. Бакатанов, Ю.Ф. Новосельцев, Р.В. Новосельцева. О характере излома энергетического спектра первичных космических лучей при Е ~ 3 • Ю10 эВ и массовом составе в области энергий 1015 1017 эВ. Известия РАН, сер. физич. т.63, вып.З, с.509, 1999

11. V.N. Bakatanov, Yu.F. Novoseltsev, R.V. Novoseltseva. About the character of the "knee" at E ~ 3 • 10lj eV in the energy spectrum and the mass composition of primary cosmic rays in the energy range 1015 1017 eV. Nuclear Physics B, v.75A, p.256, 1999

12. V.N. Bakatanov, Yu.F. Novoseltsev, R.V. Novoseltseva. Observation of "the knee" in cosmic ray energy spectrum with underground muons and the primary mass composition in the range 10lj — 101' eV. Astroparticle Physics, v. 12, p. 19, 1999

13. Ю.Ф. Новосельцев. About the character of the "knee" at E ~ 3 • 101,J eV in the energy spectrum of primary cosmic rays. Ядерная физика, т.63, вып.6, с. 1129, 2000

14. А.В. Воеводский и др. Анализ состава первичных космических лучей при энергии 1011 — 101G эВ. Известия РАН, сер. физич., т.58, вып.12, с.127, 1994

15. Бакатанов В.Н., Новосельцев Ю.Ф., Новосельцева Р.В. Спектр ШАЛ по nfl{E > 220 ГэВ) в области энергий 1015 1017 эВ. Известия РАН, сер. физич., т.65, вып.8, с. 1212, 2001

16. V.N. Bakatanov, Yu.F. Novoseltsev, R.V. Novoseltseva. EAS Spectrum vs nft{E > 220 GeV) in the Energy Range 101"' 1017 eV. Proc. 27th ICRC, Hamburg 2001, v. 1, p.84

17. M. Aglietaet al. Primary composition up to 1017 eV from the analysis of multiple muon events in the NUSEX experiment. Proc. XXI ICRC, Adelaide, v.9, p.352, 1990

18. Ch. Bergcr et al. Experimental study of muon bundles observed in ^ the Frejus detector. Phys.Rev. D, v.40, p.2163, 198919. Calicchioet al. Status report of the MACRO experiment at Gran Sasso. Xucl. Instr. Meth. A264, p.18, 1988

19. M.Ambrosio et al. High energy cosmic ray physics with MACROdetector at Gran Sasso. Preprint IXFX/AE 96/28, - 96/29, 1996

20. I.K. Greisen et al. Phys. Rev. v.80, p.535, 1950

21. K. Sitte. Phys. Rev. v.78, p.721, 1950ч 23. G. Fujioka. Journ. Phys. Soc. Japan, v.10, p.245, 1955

22. P. Auger et al. Extensive cosmic showers in the atmosphere containingultra-penetrating particles. Compt. rend., v.206, p.1721, 1938

23. G. Daiulin. Ann. Phys. v.20. p.563. 1945

24. A. Rogoginsky. Phys. Rev. v.65, p.291, 1944

25. G. Cocconi et al. Phys. Rev. v.70, p.846, 1946

26. G. Cocconi et al. Phys. Rev. v.76, p. 1020, 1949

27. Л.Х. Эйду с и др. ЖЭТФ, т. 22, с.440, 1952

28. P.M. Barret et al. Rev. Mod. Phys., v.24, p.133, 1952

29. B.S. Acharya et al. Composition of primary cosmic ray at 1011 — 101G eV. Proc. XVIII ICRC, Bangalore, v.9, p.191, 1983

30. U. DasGupta et al. Surface-underground coincidences at the Soudan

31. Mine. Proc. XXI ICRC, Adelaide, v.9, p.327, 1990

32. X.P. Longley et.al. Ultra high energy cosmic ray composition from simultaneous surface and underground measurements at Soudan 2. Proc. XXIII ICRC, Calgary, v.2, p.120, 1993

33. M. Aglietta et al. The UHE cosmic ray event reconstruction by the electromagnetic detector of EAS-TOP. Preprint INFN-LNGS 93/177, 1993

34. В.В. Вашкевич и др. Экспериментальное изучение мюонов высокой энергии в составе ШАЛ. ЯФ, т.47, вып.4, с. 1054, 1988

35. S.K. Sarkar et al. New results of energy spectrum of muons in EAS. Proc. XX ICRC, Moscow, v.6, p.27, 1987

36. D.K. Basak et al. The dependence of muon size on shower size and the composition of cosmic ray primaries. Proc. XXI ICRC, Adelaide, v.9, p. 102, 1990

37. Воеводский А.В., Цябук А.Л., Чудаков A.E. Группы мюонов в подземном эксперименте и химический состав первичных космических лучей. Ядерная физика, т.50, вып.12, с.143, 1993

38. Chudakov A.E. On the number spectrum of muon bundles underground. Proc. XVI ICRC, Kyoto, 1979, v. 10, p. 192

39. Bakatanov V.N. et al. Function of spatial separation distribution and energy spectrum of muons in groups at the depth 850 hg/cm2 underground. Proc. XVIII ICRC, Bangalore, 1983. v. 11, p.453

40. Budko E.V., Chudakov A.E. et al. Muon groups and primary composition at 1014 1016 eV. Proc. XIX ICRC, La Jolla, 1985. v.8, p.24

41. Burnett Т.Н. et al. Energy spectra of cosmic ray above 1 TeV per AMU by JACEE. Proc. XXI ICRC, Adelaide, 1990, v.3, p.101

42. Burnett Т.Н. et al. The energy spectra of hydrogen and helium above 5 TeV/nucleon. Proc. XXI ICRC, Adelaide, 1990, v.3, p.97

43. Cebula D. et al. Astrophysical J., 358, p.637, 1990

44. Г.В. Куликов, Г.Б. Христиансен. ЖЭТФ, т.35, с.635, 1958

45. Г.Б. Христиансен и др. Мюонная компонеЕ1та широких атмосферных ливней. Известия АН СССР, сер.физич., т.42, вып.7, с.1434. 1978

46. G.B. Khristiansen et al. Proc. VIII ICRC, Jaipur, 1963. v.3, p.393

47. В.Б. Атрашкевич и др. Массовый состав первичных космических лучей в области колена энергетического спектра. Известия РАН. сер. физич., т.58, вып. 12, с.45. 1994

48. Б. Питере. Тр. 6-й междунар. конф. по космическим лучам. М.: Наука, 1960, т.ЗО, с .157

49. Г.Т. Зацепин и др. Известия АН СССР, сер. физич., т.26, вып.4, с.685, 1962

50. Т. Нага et al. The Akeno air shower project. Proc. XVI ICRC, Kyoto, 1979. v. 8, p. 135

51. Т. Нага et al. Proc. XVIII ICRC, Bangalore, 1983. v. 9, p. 198

52. M. Nagano et al. Energy spectrum of primary cosmic rays between 1014 5 eV and 1018 eV. J. Phys. G 10 (1984) 1295

53. M.Amenomori et al. Phys.Rev.Lett., 69, 2468 (1992)

54. M.Amenomori et al. "Primary Cosmic Rays at the "Knee" Energy Region Observed with the Tibet Air Shower Array." Proc. XXIV ICRC, Roma, 1995, v.2, p. 736

55. M. Aglietta et al. "The EAS size spectrum and the cosmic ray energy spectrum in the region 1015 1017 eV." Astropart. Phys. 10 (1999) 1

56. A. Borione et al. A large air shower array to search for astrophysical sources emitting gamma-rays with energies > 1014 eV. Nucl. Instrum. Methods A 346 (1994) 329

57. М.Л.К. Glasmacher et al. The cosmic ray energy spectrum between 1014 and 1016 eV. Astropart. Phys. 10 (1999) 291

58. M.A.K. Glasmacher et al. The cosmic ray composition between 1014 and 101G eV. Astropart. Phys. 12 (1999) 1

59. D.J. Hand. Discrimination and Classification John Wiley end Sons Ltd. New York (1981)

60. K.Boothbv et al. Proc. 21th ICRC, Rome, v.2, p.697, 1995

61. K.Boothby et al. Average depth of shower maximum in "knee" region as measured by the dual imaging cherenkov experiment. Nucl. Phys. В (Proc. Suppl) 52B (1997) 166

62. S.P.Swordy, D.B.Kieda. Elemental composition of cosmic rays near the knee by multiparameter measurements of air showers. Astrop. Phys. 13 (2000) 137

63. A.Lindner and HEGRA Collaboration. "Status and new Results of the HEGRA Experiment". Proc. XXV ICRC, 1997, Durban, v.5, 113

64. A.Lindner. A new method to reconstruct the energy and determine the composition of cosmic rays from the measurement of Cherenkov light in extensive air showers. Astropart. Phys. 8 (1998) 235

65. A.Rohring et al. The energy spectrum of charged cosmic rays between 1014 eV and 1016 eV determined with HEGRA arrays. Proc. XXVI ICRC, 1999, Salt Lake City, v.l, p.214.

66. K.Bernlohr et al. Changes of the cosmic-ray mass composition in the 1014 1016 eV energy range. Astropart. Phys. 8 (1998) 253

67. F.Aharonian et al. Cherenkov light based measurement of extensive air showers around the knee with HEGRA experiment. Xucl. Phys. В (Proc. Supl) 75A, p.244, 1999

68. O.A. Gress et al. The first results of Tunka-13 Cherenkov light experiment. Proc. XXV ICRC, Durban, 1997, v.4, p. 129

69. И.О. Klages et al. The KASCADE experiment. Xucl.Phys. В (Proc. Suppl.) 52B (1997) 92

70. И.О. Klages et al. The status of the extensive air shower experiment KASCADE. Proc. XXV ICRC, Durban, 1997, v.6, p. 141

71. R. Glasstetter et al. Analisys of electron arid muon size spectra of EAS. Proc. XXVI ICRC, Salt Lake City, 1999, v.l, p.222.

72. A. Haungs et al. The cosmic ray energy spectrum around the knee by muon density measurements. Proc. XXVI ICRC, Salt Lake City, 1999, v.l, p.218

73. J.R. Horandel et al. First measurements of the knee in the hadronic component of EAS. Proc. XXVI ICRC, Salt Lake City, 1999, v.l, p.337.

74. J.W. Fowler et al. A measurement of the cosmic ray spectrum and composition at the knee. Astropart. Phys. 15 (2001) 49

75. Алексеев E.H. и др. Баксаиский подземный сциптилляшюнный телескоп. Известия АН СССР, сер. физич., т.44, стр.609-612, 1980

76. Chudakov А.Е. The underground liquid scintillation telescope. Cosnews, 1977, No 7, p.4

77. Alexeyev E.N. et al. Baksan Underground Scintillation Telescope. Proc. XVI ICRC, Kyoto, v. 10, p. 276, 1979

78. Воеводский А.В., Дадыкин В.Л., Ряжская О.Г. Жидкие сцинтил-ляторы для больших сцинтилляционных счетчиков. ПТЭ, 1970. N 1, с.85

79. Воеводский А.В. Диссертация канд. ф.-м. наук, ФИАН, 1974

80. Бакатанов В.II., Воеводский А.В., Дадыкин В.Л. Большие сцин-тилляционные счетчики. Материалы 5-ой Всесоюзной конференции по синтезу и производству сцинтилляторов. Харьков, 1970, ч.2, с.119

81. Степанов В.II. Логарифмический преобразователь амплитуды импульсов. ПТЭ, 1909, N 3, с. 115

82. Бакатанов В.Н. ., Новосельцев Ю.Ф. и др. Каскады в мюоппых группах под землей. Препринт ИЯИ АН СССР П-0430, МД985

83. Бакатанов В.Н., Новосельцев Ю.Ф. и др. Каскады в мюоппых группах под землей. Новый метод определения химического состава первичных космических лучей. Письма в ЖЭТФ, т.42, с.307, 1985

84. Bakatanov V.N., Novoseltsev Yu.F. et al. Primary chemical composition from simultaneous recording of muons induced cascades and accompanying muon group underground. Proc XIX ICRC, La Jolla, 1985, v.8, p.28

85. Bakatanov V.N., Novoseltsev Yu.F. et al. Study of photonuclear muon interactions at Baksan underground scintillation telescope. Proc XIX ICRC, La Jolla, 1985, v.8, p.25,36

86. Ачкасов B.M., Бакатанов B.H., Новосельцев Ю.Ф. и др. Исследование спектра и неупругого взаимодействия мюопов на Баксанском подземном сцинтилляционном телескопе ИЯИ АН СССР. Известия АН СССР, сер. физич., т.50, с.2224, 198G

87. Бакатанов В.Н., Новосельцев Ю.Ф. и др. Сечение фотоядерного взаимодействия при энергии фотонов в диапазоне от 0,9 до 10 Тэв. Письма в ЖЭТФ, т.48, с.121, 1988

88. Бакатанов В.Н., Новосельцев Ю.Ф. и др. The Investigation of Spectra and an Inelastic Interaction of Muons Using the Baksan Underground Scintillation Telescope. Известия АН СССР, сер. физич., т.53, с.ЗЗО, 1989

89. Новосельцев Ю.Ф. Дисс.капд.физ.-мат.наук. М. ИЯИ АН СССР, 1988

90. Bakatanov V.X., Xovoseltsev Yu.F. et al. Study of nuion spectrum and muon inelastic scattering at Baksan underground scintillation telescope. Proc. XXI ICRC, Adelaide, 1990. v.9, p.375

91. Бакатанов В.II., Новосельцев Ю.Ф. и др. Интенсивность мюонов космических лучей и нуклонов первичного космического излучения по данным Баксапского подземного спинтилляциоипого телескопа. Ядерная физика, т.55, с. 2107, 1992

92. Bakatanov V.X., Xovoseltsev Yu.F. et al. Muon and primary cosmic rav intensity from the Baksan underground scintillation telescope. Proc. XXII ICRC, Dublin, 1991. v.2, p.779G. Алексеев E.II. и др. Препринт ИЯИ РАН 853/94, Москва, 1994

93. Петков В.Б. Дисс.капд.физ.-мат.наук. М. ИЯИ РАН, 1997

94. Chudakov А.Е. et al. A measurement of the EAS differential size spectrum around the knee. Proc. XXV ICRC, Durban, 1997, v.6, p.177

95. Петрухин А.А. Мюоны сверхвысокой энергии в космических лучах. Известия РАН, серия физич., т.65, вып.11, с. 1643, 2001

96. Бакатанов В.Н., Бозиев С.Н., Новосельцев Ю.Ф., Новосельцева Р.В., Чудаков А.Е. О возможности регистрации групп мюонов с множественностью > 1000 на Баксанском сциптилляцион-ном телескопе ПЯИ РАН. Известия РАН, сер.физич., т.58, вып. 12, с.130, 1994

97. V.N. Bakatanov, S.N. Boziev, А.Е. Chudakov, Yu.F. Novoseltsev, R.V. Novoseltseva. Detection of events with miion multiplicity X^loOO at the Baksan underground scintillation telescope. Proc. of 24 ICRC, Rome, 1995, v.l, p.561

98. Худсоп Д. Статистика для физиков. М.: Мир, 1967

99. Бакатанов В.II., Бозиев С.Н. и др. Регистрация гигантских мю-онных семейств па подземном сциптилляционном телескопе Бак-санской нейтринной обсерватории ИЯП РАН. Письма в ЖЭТФ. т.56, выи.5, с.237, 1992

100. Бозиев С.Н., Воеводский А.В., Чудаков А.Е. Препринт Р-0630, Институт ядерных исследований, АН СССР, 1989

101. Bilokon II. et al. A Monte Carlo study of the relation between electron size and high energy muon content in atmospheric showers. Proc. XXI ICRC, 1990, Adelaide, v.9, p.366

102. Бакатанов В.II., Новосельцев IO.Ф. и др. Интенсивность (л — с распадов на разных глубинах по данным Баксанского подземного сцинтилляционного телескопа. Известия АН СССР, серия физич., т.49, вып.7, с.1369, 1985

103. Бозиев С.Н. Ядерная физика, т.52, вып.2, с.500, 1990

104. Attallah R. et al. High energy muon production in iron generated EAS for superposition and fragmentation models. Proc. XXIV ICRC, 1995, Rome, v.l, p.573

105. S.P. Swordy. Cosmic ray observations below 1014 eV. Proc. XXIII Int. Cosmic Ray Conf. (Rapporteur Papers), Calgary, p.243 and references herein. Eds, Leahy D.A., Hicks R.B., Venkatesan D., World Scientific (1993)

106. Asakimori K. et al. Cosmic ray proton and helium spectra combined JACEE results. Proc. XXIV ICRC, 1995, Rome, v.2, p.728

107. Elbert J., Sommers P. Preprint UUHEP 83/20. Univ. Utah., 1983

108. Gaisser Т., Stanev T.Nucl. Inst, and Meth. 1985, V.235A, p.lS3

109. Knapp J.,Heck D.,Schatz G. Comparison of Hadronic Interaction Models Used in Air Shower Simulations. Preprint FZKA 5828, Kernforscliungszentrum Karlsruhe, 1990.

110. Capella A. et al. Jets in small pt hadronic collisions, universality of quark and rising rapidity plateau. Phys. Lett. v.81B, p.08, 1979

111. P.Lipari and Т.Stanev. Propagation of multi-TeV muons. Phys. Rev. D, v.44, p.3543, 1991

112. Auriemma G. et al. The "knee'' of the cosmic ray spectrum. Proc. XXII ICRC, 1991, Dublin, v.2, p.101

113. Yu.A. Fomin et al. The improved method of the primary nuclear composition determination at energies 1015 — 1017 eV. Proc. 25th ICRC, Durban, 1997, v.4, p.17

114. N.N. Kalmykov et al. Quark-gluon string model and EAS simulation problem at ultra-high energies. Nucl. Phys. В (Proc. Suppl.), 52B, 17, 1997

115. J.R.Patterson, A.M.Hillas. The relation of the lateral distribution of cherenkov light from cosmic ray showers to the distance of maximum development. J.Phys. G9, 1433, 1983

116. D.B. Kieda, S.P. Swordy, S.P. Wakely. A high resolution method for measuring cosmic ray composition beyond 10 TeV. Astropart. Phys. v.15, p.287, 2001

117. A.D. Erlykin, AAV. Wolfendale. High energy cosmic ray spectroscopy. I. Status and prospects. Astropart. Phys. v.7, p.l, 1997

118. A.D. Erlykin, A.W. Wolfendale. High energy cosmic ray mass spectroscopy. II. Masses in the range 1014 — 1017 eV. Astropart. Phys. v.7, p.203, 1997

119. A.D. Erlykin, A.W. Wolfendale. J. Phys. G. v.23, p.979, 199712G. A.D. Erlykin, A.W. Wolfendale. High energy cosmic ray spectroscopy. III. Further analyses. Astropart. Phys. v.8, p.2G5, 1998

120. G. Schatz. A search for fine structure of the knee in EAS size spectra. Astropart. Phys. v.17, p.13, 2002

121. S.I. Nikolsky. Nucl. Phys. В (Proc. Suppl.) v.39A, p.228, 1995

122. S.I. Nikolsky. New properties of the hadron multiproduction in the inelastic collisions at energies >3-6 TeV in the center of mass frame. Nucl. Phys. В (Proc. Suppl.) v.75A, p.217, 1999

123. С.И. Никольский, В.А. Ромахин. "Космические лучи с энергией 103 103 ТэВ и выше." Ядерная физика, т.63, с. 1888, 2000