Измерение анизотропии космических лучей с Е>2,5 ТэВ на Баксанском подземном сцинтилляционном телескопе тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.16 ВАК РФ

российская академия наук

институт ядерных исследований

На правах рукописи

Коэяривский Валериан Антонович

ИЗМЕРЕНИЕ АНИЗОТРОПИИ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ С Е> 2,5ТэВ НАБАКСАНСКОМ ПОДЗЕМНОМ СЦИНТИЛЛЯЦИОННОМ ТЕЛЕСКОПЕ

01.04.16 - физика ядра и элементарных частиц

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико - математических наук

Работа выполнена в Институте ядерных исследований РАН

Научный руководитель: академик РАН,

профессор А. Е. Чудаков

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Ю.И.Огожков

кандидат физико-математических наук В..В.Шестаков

Ведущая организация:

Институт земного магнетизма, ионосферы

и распространения радиоволн РАН (г.Троицк)

Защита состоится " Л- года

в IЬ часов на заседании - специализированного совета при Институте ядерных исследований РАН (117312, Москва, проспект бОтлетия Октября, дом 7а)

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Института ядерных исследований РАН

Автореферат разослан

года

Ученый секретарь

специализированного совета ^О —¿ж кандидат физико-математических наук Ъ.А.Тулупов

Общая характеристика работы.

Актуальность работы. Несмотря на то, что космические лучи были открыты 80 лет тому насад, одной из основных проблем физики космических лучей остается их происхождение. Ответить на поставленный вопрос значит, во-первых, указать на хотя бы ориентировочное местоположение их источников, нацример, утверждать, что они находятся в галактическом диске. Во-вторых, нужно идентифицировать источники, например, связав их со вспышками сверхновых звезд. Далее возникает проблема, как космические лучи распространяются до Земли. Ответить на эти вопросы можно с учетом радио- и гамма-астрономических данных и используя сведения о первичных космических лучах у Земли. Одной из характерных особенностей космического излучения является почти полная изотропия его распределения по небесной сфере. Тем не менее, вопрос об анизотропии их потока является одним из основных при решении проблемы их происхождения и распространения. Диапазон энергий, перекрываемый космическими лучами, распространяется от 106эВ до 10го эВ, и не исключено, что степень анизотропии будет зависеть от энергии регистрируемых частиц. Теоретическому рассмотрению проблемы посвящены многочисленные работы, в которых рассматриваются различные модели происхождения и распространения космических лучей. Исходя из выбранной модели можно рассчитать ожидаемую степень анизотропии, ее наггравление и энергетическую зависимость. Сделать выбор из предложенных моделей можно только на основе экспериментальных данных по измерению анизотропии на ливневых установках и подземных мюонннх телескопах при различных энергиях выше 0,1 ТэВ, так как при меньшое энергиях нацрав-ление движения заряженных частиц очень сильно искажается магнитными полями гелиосферы.

Одной из самых крупных подземных установок в настоящее время является Баксанский подземный сцинтилляционный телескоп (Н1СТ) ИЯИ РАН, эксплуатируемый уже в течение ряда лет. ЕПСТ -многоцелевая установка, допускакэдая одновременный набор информации для решения различных физических задач,связанных с регистрацией мюонов. Одной из таких задач является измерение анизотропии космических лучей. Конструкция установки и метод сбора счетной информации позволили организовать девять "телескопов",

регистрирующих мюоны, приходящие из различных направлений. Такой способ регистрации оказался полезен для измерения анизотропии космических лучей, поскольку анализ результатов всех телескопов позволяет разделить вариации интенсивности различного цроисхояздения. Это, а так же высокая стабильность и надежность аппаратуры ЕПСТ, больше размеры установки позволяют измерять анизотропию при энергии первичных частиц более I ТэВ, что может внести заметный вклад в решение проблемы цроисховдения и распространения космических лучей.

Цель настоящей -работы - измерение анизотропии космических лучей при энергиях 2,5 - 5,3 ТэВ методом анализа интенсивности мюонов с Ец > 220 ГэВ, регистрируемой девятью телескопами ШСТ.

Новизна работы заключается в использовании многоцелевой подземной сцинтилляционной установки больших размеров, не имеющей аналогов как в нашей стране, так и за рубежом, для измерения анизотропии космических лучей цри энергиях, недоступных в настоящее время ни одному из подземных телескопов.

Научная и практическая значимость работы - в получении надежных данных поведения интенсивности мюонов с энергией больше 220 ГэВ. Это позволило определить атмосферный температурный эффект и его сезонное поведение. Приводятся доказательста, что амплитуда суточной волны интенсивности мюонов, вызванная температурным эффектом, периодически, с периодом равным году, меняется. Так как фаза этой волны постоянна, то такая волна не за-нуляется цри усреднении за период, кратный году, как в звездном, так и в антизвездном временах и вносит искажение в результаты обработки. После введения поправок на вклад от атмосферного температурного эффекта, были получены надежные значения первой гармоники звездной анизотропии при энергиях (2,5 - 5,3)ТэВ. Эти данные могут внести дополнительный вклад в решение вопроса об энергетической зависимости степени анизотропии.

Апробация -работы. Основные результаты, цриЕеденные в этой работе, докладавались на Международных конференциях по

космическим лучам /Москва, 1987; Аделаида, 1990; Дублин, 1991/, Всесоюзных конференциях по космическим лучам [ Тбилиси, 1986; Алма-Ата, 1988; Дагомыс, 1990 ], а также на семинарах отдела ЛВЭНА ИЯИ РАН.

Публикации и об'ем работы. Основные результаты работы опубликованы в 7-и статьях. Работа состоит из введения, четырех глав и заключения, содержит 78 страниц, включая 19 рисунков и список литературы из 56 наименований.

Основные положения, выносимые на защиту:

1. Методику сбора и предварительного отбора счетной информации.

2. Измеренную составляющую 1-й гармоники солнечно-суточной волны интенсивности гаоонов с энергией Ец > 220 ГэВ, вызванную изменением температуры стратосферы. Эта составляющая, измеренная суммарным телескопом ШСТ, имеет среднее значение за пятилетний период наблюдения (1983-1987):

А = ( 0,05 + 0,004 ) %, Р = ( 18,0 ± 0,3 )ч. т - т

3. Амплитуда температурной составляющей солнечно-суточной волны интенсивности мюонов изменяется по квазисинусоидальному закону от - 0,08 % летом до - 0,02 % зимой. При этом фаза волны остается постоянной в течение периода наблюдения. Такое поведение температурной составляющей объясняет регистрируемую всеми телескопами ШСТ антизвездаую гармонику с амплитудой - 0,015 % и временем максимума - 0,0 ч, а также определяет ложный вклад в звездно-суточную волну интенсивности.

4. Измеренную первую гармонику звездно-суточной волны интенсивности космических лучей. Значения амплитуд и фаз этой гармоники, измеренные девятью телескопами ШСТ, а также значения медианной энергии (энергии на нуклон) космических лучей, ответственных за регистрируемые телескопами ШСТ мюоны, представлены в таблице А.

з

Таблица А

Телескоп Еп (ТэВ) 10* *а/Соб5 „ Г (ч.)

эфф

2 из 6 " 2,5 11,87 ± 2,30 1,27 + 0,74

2 -х А " 2,4 10,44 ± 1,73 0,96 ± 0,63

2 -х Б " 2,4 8,20 ± 2,08 1,26 ± 0,98

3 -х " 2,5 8,03 ± 3,24 0,89 1 1,58

4 -х " 2,5 9,27 ± 3,13 1,20 ± 1,31

Восток " 3,4 8,09 ± 8,66 5,97 ±

Запад " 3,2 12,21 ± 3,33 0,71 ± 1,05

Север " 2,9 9,37 ± 3,57 23,75 ± 1,49

Юг 5,3 13,33 ± 5,56 2,08 ± 1,64

5. Метод определения анизотропии космических лучей по измерениям в течение только двух месяцев, в сентябре и марте. Значение амплитуда и фазы первой звездной гармоники, полученные таким методом телескопом "2 из 6" ^ ]5авны:

А = ( 11,08 ± 2,26 ) х Ю , Р = (0,95 ± 0,85 ) ч. Такой метод может быть приемлем для установок, обладающих большой светосилой, но неспособных стабильно работать длительное время.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ.

Во Введении обосновывается актуальность работы по измерению анизотропии космических лучей и дается краткое описание механизмов ее возникновения и ожидаемые значения степени анизотропии, ее направления и энергетической зависимости. Показано, насколько сложная задача ставится перед экспериментаторами по измерению столь малых величин, 0,1 %, при энергиях первичного космического излучения, превышающих I ТэВ. Даются краткие характеристики мюонных телескопов и ливневых установок, на которых получены относительно надежные результаты по измерению первой гармоники звездно-суточной волны интенсивности космических лучей. Проведен анализ результатов, полученных к началу работы на БПСТ, при энергиях от 10м до Ю15 эВ. Вывод этого ана-

лиза такой, что необходимы дополнительные измерения при энергиях от I ТэВ до 10 ТэВ, чтобы связать результаты подземных телескопов и ливневых установок.

Первая глава посвящена описанию установки Н1СТ. Изложены сведения: геометрия и конструкция установки; конструкция детектора и характеристика сигналов от фотоумножителя; блок-схема эксперимента и описание, как собирается и формируется информация; стабильность работы детекторов установки.

ЕПСТ, размером (16,7*16,7*11,1)м3,расположен в горной выработке об'емом 12000м1на расстоянии 550 м от начала горизонтального тоннеля. Установка содержит 4 горизонтальные и 4 вертикальные плоскости. Все плоскости сплошь покрыты одинаковыми сцинтилляционными детекторами. Вертикальные плоскости содержат по 330 (15x22) детекторов, три нижних горизонтальные плоскости по 400 (20x20) и верхняя - 576 (24x24) детекторов. Детектор представляет собой алюминиевый контейнер размером (70x70x30)см3, заполненный жвдким сцинтиллятором на основе уайт-спирита с добавлением 0,03 г/л ророр и I г/л рро. Почти двадцатилетняя эксплуатация этого сцинтиллятора показала, что его характеристики не меняются. Внутренняя поверхность контейнера покрыта белой эмалью БС-57/21. Сцинтиллятор просматривается одним ФЗУ-49 с диаметром фотокатода 15 см. Информация с детектора снимается по трем каналам: с анода - "анодный" сигнал; о двенадцатого ди-нода, после формировки на интегральном формирователе-дискриминаторе детектора, - "Да-Нет"-сигнал; с пятого дано да, после логарифмического преобразователя, - "амплитудный" сигнал. Для решения вариационных задач используются только "анодные" и "Да-Нет" сигналы. Схема ШСТ и нумерация его плоскостей, а также схематический разрез детектора показаны на рис.1а,б.

Основными требованиями к установке, ведущей непрерывную регистрацию интенсивности космических лучей, являются высокая стабильность и надежность всех узлов. Из-за того, что на регистрирующую систему поступают сформированные сигналы, основным! причинами, приводящими к изменению темпа счета будут: изменение коэффициентов усиления ФЗУ, дрейф порогов формирователей, а также электромагнитные помехи, превышающие пороги дискриминации. Пороги были выбраны так, чтобы изменение темпа счета, выз-

Рис.1а. Схема ЕПСТ и нумерация его плоскостей.

Рис.16. Схематический разрез сцинтилляционного детектора. 1-сцинтилллтор,2-иллюминатор, 3-фотоумножитель, 4-светозащитный кожух, 5-делитель напряжения ФЗУ, 6-блок электроники.

ванное аппаратурными причинами, было минимальным. Величина порогов определялась из дифференциального и интегрального амплитудных спектров "анодных" сигналов горизонтальной плоскости. Порог регистрации выбран в месте наименьшего наклона интегрального спектра так, чтобы отсечь "шумовые" сигналы. При таком пороге была снята счетная характеристика плоскости, т.е. зависимость темпа счета плоскости от изменения напряжения питания фотоумножителей. В работе показано, к каким ошибкам может привести нестабильность источника питания фотоумножителей, а также зависимость эффективности сцинтиллятора от изменения температуры детектора. Высокая стабильность применяемых на ЕПСТ источников напряжения, а также надежная система термостабилизации помещений детекторов позволили измерять темп счета событий с аппаратурной погрешностью меньше 0,01%, что не цревышает статистических ошибок измерения.

Вторая глава посвящена выбору телескопов и расчету их основных характеристик. Конструкция ШСТ и метод сбора информации с плоскостей установки позволяют, применяя совпадение сигналов от различных плоскостей, организовать ряд телескопов, которые будут регистрировать мюоны, приходящие по различным направлениям. К основным характеристикам телескопов можно отнести светосилу, направленность, пороговую энергию мюонов, которую они имеют на границе атмосфера-грунт, и, соответственно, медианную энергию первичного космического излучения, ответственного за регистрируемые мюоны. Для определения этих характеристик были взяты результаты расчетов углового распределения мюонов N(9,А) в месте расположения ШСТ. По этим дайншл были определены диаграммы направленности для всех возможных совпадений плоскостей. Для увеличения статистической точности совпадения, имеющие одинаковые диаграммы, обчдинялись в один телескоп. Из всего набора для регистрации было выбрано только 9-ть телескопов: "2-х А" совпадение 6 и 7 плоскостей "2-х Б" совпадение 7 и 8 плоскостей "3-х " совпаденг-! 6, 7 и 8 плоскостей "4-х " совпадение 5, 6, 7 и 8 плоскостей "Восток" сумма совпадений 1-6 и 5-2 "Запад " сумма совпадений 2-6 и 5-1

"Север " суша совпадений 4-6 и 5-3 "Юг " суша совпадений 3-6 и 5-4 "2 из 6" суша совпадений любых двух из 6-ти внешних плоскостей.

Для каждого телескопа были определены центры тяжести диаграмм направленности и в этих направлениях, используя топографические карты местности, толщины грунта. Толщины грунта в этих направлениях определяют пороговую энергию мюонов и медианную энергию первичного космического излучения, ответственного за регистрируемые телескопами мюоны.

Все выбранные телескопы широкоугольные и некоторые из них регистрируй частицы, приходящие из полярной области неба. Это обстоятельство вынуждает более строго подойти к определению направленности телескопов.

Анизотропия проявляется как звездно-суточная вариация интенсивности космических лучей вследствие вращения Земли вокруг своей оси. Амплитуда вариации А связана со степенью анизотропии | как:

А = | *Соб&Ь*СОЗ&, где бь - склонение вектора анизотропии, а 0 - склонение направленности телескопа. Это справедливо для узкоугольного телескопа, поэтому для кавдого телескопа ШСТ необходимо определить такое эффективное направление, которое правильно отразило бы отклик широкоугольного телескопа на измеряемую анизотропию. При решении этой задачи каждый телескоп был представлен как сумма узкоугольных ячеек. Вклад кавдой ячейки в суточную волну зависит от светосилы ячейки и ее нацравленности в экваториальных координатах и & в ноль часов местного звездного времени. Для этого времени были определены эффективные направленности телескопов.

В третьей главе дается описание блок-схемы эксперимента и критериев отбора событий.

Откликом плоскости на проникающую частицу является "анодный" сигнал длительностью - 30 нсек на полу-высоте и амплитудой, пропорциональной энерговыделению в плоскости. Наиболее вероятная амплитуда сигнала, после цепи сумматоры-разветвитель, равна 12,5 мВ на нагрузке 75 ом. Основной недостаток этого ин-

формационного канала, это чувствительность его к электромагнитным помехам от работающей аппаратуры.

Второй сигнал отклика плоскости - это сигнал с матрица, суммирующей все "Да-Нет" выхода плоскости. Длительность этого сигнала - 2 мксек и амплитуда А = i * 50 мВ, где i - число одновременно сработавших детекторов плоскости. После формировки таких сигналов с порогом в 30 мВ, этот информационный канал становится слабочувствительным к электромагни^шм помехам, но остается чувствительным к нестабильности порогов формирователей детекторов, установленных на уровне 1/5 наиболее вероятного сигнала ( Ан ).

В этом эксперименте применяется совпадение "Да-Нет" сигнала с "анодным", пооле формщювки его с порогом 1/3 Ам. Это значительно сникает недостатки обоих информационных каналов. Полученные таким способом сигналы с восьми плоскостей поступают на "Входное устройство" счетной системы, состоящее из схем совпадений и схём "ИЛИ", где формируются сигналы выбранных телескопов. Кроме этого сигналы шести внешних плоскостей поступают на "Елок 2 из 6-ти". На выходе блока формируется сигнал только в том случае, когда есть сигналы только с двух плоскостей. Этот сигнал является сигналом телескопа "2 из 6", а также служит для открывания всех счетных каналов. Несмотря на то, что происходит потеря - 18% реальных событий, такое управление значительно улучшило качество счетной информации.

Накопление информации проводится "Счетной системой" в течение 896 сек и выводится на ЭВМ. Время вывода строго фиксировано и равно 4 сек. Точность часов, уцравляющих временем набора и вывода, 10" .

Предварительный анализ счетной информации проводился для оцределения качества информации и для выбора необходимых критериев отбора ее для дальнейшей обработки. В результате этого анализа получены критерии, по которым проводился отбор 15-минутных значений темпа счета - полученных в течение суток.

Первый критерий, по которому производился отбор к^ - это выполнение условия:

п - 3 \ЛГ< к. < п + 3 VIT ,

1.

где п - среднее значение данного канала за анализ1фуемые сутки.

Если число к:., удовлетворяющих первому критерию, за эти сутки

меньше 65-ти, то суточная информация этого канала исключается из дальнейшей обработки. Это второй критерий отбора суточной информации. .Электронный и математический отбор событий счетной информации позволяет получить надежные исходные данные для измерения вариаций интенсивности мюоно'в с ошибками, не превышающими статистических. После отбора счетная информация накапливается для дальнейшего анализа в солнечном, звездном и антизвездном временах.

Четветугая глава посвящена анализу усредненной суточной волны интенсивности мюонов, полученной каждым из выбранных телескопов за пятилетний период наблюдения. Усреднение проводилось в трех временах: солнечном, звездном и антизвездном. За нулевой отсчет этих времен принимается 0 часов 22 сентября. 15-минутные значения темпов счета укрупнялись до часовых значений, и суточная волна цредставлялась в виде ряда Фурье и определялась первая гармоника.

Б результате анализа в антизвездном времени получено,

что все телескопы ЕЛСЯ1 регистрируют одну и ту же антиэвездную

гармонику с амплитудой - 0,015% и максимумом гармоники в'Оч.

Несмотря на то, что гармоника не превышает трех стандартных

отклонений, совпадение результатов всех телескопов говорит

о реальном существовании антизвездной гармоники и независимости

ее от направленности телескопов. Если эта гармоника является

следствием цроцессов в солнечном времени, то подобный вклад

можно ожидать и в звездно-суточную волну и относительный вклад

для телескопов с большим значением 5 может быть значитель-

эфф

ным. Наличие антизвездной гармоники показывает, насколько важен подробный анализ поведения интенсивности мюонов в солнечном времени.

Если цри усреднении суточной волны за период, кратный году, все периодические составляющие с периодом, равным звездным суткам, зануляются, то солнечно-суточная волна l(t) представляется суммой: - Комптон-Геттинг эффекта, обусловленного орбитальным движением Земли - I (t), к-г

- Результа изменения температуры стратосферы - t),

- Результата изменения атмосферного давления - I (t),

- Солнечной анизотропии - I (t).

sol

I(t) = i (t) + l(t) + I (t) +i (t) К-Г T p sol

Проведенный анализ значений I (t) и r (t) по данным устано-

р sol

вок, расположенных на небольших глубинах, показал, что эти составляющие для телескопов ЕПСТ будут меньше статистических ошибок и ими можно пренебречь.

Намного сложнее оценить вклад от изменения температуры стратосферы. Имеется целый ряд теоретических работ, посвященных атмосферному температурному эффекту и расчету температурного коэффициента интенсивности мюонов, однако к настоящему времени отсутствуют надежные экспериментальные данные по измерению этого эффекта. Такое положение об'ясняется большими ошибками данных температурного зондирования стратосферы. В связи с этим в данной работе была осуществлена попытка решить обратную задачу - по измерениям вариации интенсивности мюонов определить суточную волну температуры стратосферы.

Усредненную солнечно-суточная волну, регистрируемую телескопами ЕПСТ, можно представить как сумму температурного и Комптон-Геттинг эффектов. Комлтон-Геттинг эффект оценивался для каждого телескопа и вычит&яся из измеренных волн интенсивности глоонов. Результат такого вычитания показал, что, в пределах

ошибок, значения I (t) для всех телескопов совпадают как по т

амплитуде, так и по фазе, т.е. не зависят от направленности телескопов. То, что lT(t) действительно температурного происхождения, подтверждается результатами других установок, а также сезонным поведением интенсивности мюонов телескопа "2 из 6" и эффективной температуры стратосферы, определенной по данным метеостанции Минеральные Воды. Наличие' антизвездной гармоники вынуждает предполагать, что солнечно-суточная волна меняет свою амплитуду в течение года. Мы полагаем, что данные температурного зондирования стратосферы из-за радиационного нагрева температурного датчика в дневные часы и некорректного введения поправок на этот нагрев не позволяют провести непосредственный анализ суточной вариации температуры стратосферы. Поэтому эти

вариации были определены из анализа интенсивности мюонов с Е > 220 ГэВ.

Для анализа сезонного поведения солнечно-суточной волны счетная информация телескопа "2 из 6" усреднялась для кавдого

из 12-ти месячных интервалов. Интервалы выбиралась так, чтобы их центры попадали на 22-е число кавдого месяца, т.е. чтобы дни равноденствия и солнцестояния попадали в центры соответствующих интервалов. Усредненная за месяц суточная волна, поправленная на Комптон-Геттинг эффект, представляет сумму температурного эффекта 1т Jt) и звездной анизотропии isid^t).

I.(-t) = iT.(t) + Isid(t) 11 x

Задача разделения составляющих решена в предположениях:

а). Звездная анизотропия в течение года не меняется,

б). Температурный эффект в периода весеннего и осеннего равноденствий один и тот же и близок к среднегодовому. Это цредполо-жение вытекает из результатов сезонного поведения интенсивности мюонов и температуры стратосферы.

При таких предположениях сумма волн lg{t) + ig(t), измеренных за 3-й и 9-й месяцы, определяет среднее значение it(t)

Ig(t) + I (t) = iTg(t) + iTg(t) = 2*М( t )

Это об'ясняется тем, что фаза isid.(t) в солнечном времени с каждым последующим месяцем уменьшается на два часа и через 6 месяцев фазовый сдвиг составит 12 ч, т.е. isla(t) и isid(t)

У u

находятся в прогивофазе и сумма их равна нулю. Полученное среднее значение первой гармоники температурного эффекта:

-4

А = (4,45 + 0,86)*10 и F = (17,90 ± 0,79) ч, совпало с результатом анализа усреднения в солнечном времени, что подтверждает правильность предположения а).

Разность lg(t) - igU) определяют lsidg(t) и Isidg(t).

Ig(t) - Ig(t) =2 * IStagU), ( ИЛИ = "2 * ISla^t),

потому что по цредположению а) lTQ(t) и it (t) равны.

У о

Полученное из разности значение первой гармоники звездной анизотропии, поправленное на склонение телескопа, равно:

-4

Asid = ( 11,08 ± 2,46)*I0 , Fsid = (0,95 ± 0,85) 4 . Для всех месячных интервалов isid.(t) будет.иметь амплитуду,

равную Asidg и фазу Fsid_. = Psidg - 2(i -9) ч местного солнечного времени. После вычитания вклада от звездной анизотропии были полученн значения среднемесячных векторов температурного эффекта, которые представлены на рис.2, где цифрами показаны положения концов этих векторов. Видно, что направления всех векторов, в пределах ошибок, совпадают и имеют значение (18,0 + 1,5) ч. Амплитуды периодически изменяются от - 0,02 % в декабре до - 0,08 % в июне. Такое сезонное поведение амплитуда температурной волны хорошо аппроксимируется выражением:

-4

А = (5,0 + 3,0 * Соз[2л(1-6)/12]}*10 .

Оч

б I > К 1 V »! ^ ^ ■ — *» i > - 0.02 V. t

14 ч. h-------^ц Ю {гч

Рис.2. Сезонное поведение вектора суточной волны интенсивности мюонов с Ец > 220 СеУ, обусловленное атмосферным температурным эффектом.

Определенная в этом анализе волна температурного эффекта не за-нуляется при усреднении за период, кратный году, как в звездном, так и в антизвездном временах. Такая волна формирует антизвездную гармонику:

-4

Ааэ1а = (1,5 + 1,0)*Ю и = (12,0 ± 1,5) ч,

и ложный вклад в результат обработки в звездном времени:

-4

Аэха.га = (1,5 ± 1,0)*Ю и Гз1й. Та = (0,0 £ 1,5)ч. Параметры этой антизвездной гармоники с хорошей точностью совпадают с результатами анализа в антизвездном времени для всех телескопов НК7Г. Такое совпадение позволяет быть уверенными в корректности проведенного анализа и полученную ложную составляющую необходимо учесть при анализе в звездном времени.

Результат обработки звездно-суточной волны интенсивности космических лучей с энергией ( 2,5 - 5,3 ) ТэВ, после введения поправки на вклад от температурного эффекта показал, что все телескопы ЕПСТ регистрируют волну интенсивности, амплитуда первой гармоники которой, будучи приведенная к экватору, равна ( 0,09 - 0,12 )% и имеет максимум в направлении ( 1,0 + 1,5 ) ч црямого восхождения. Этот результат совпал со значением, полученным из анализа сезонного поведения солнечно-суточной волны, что подтверждает корректность выполненного анализа и правомерность метода измерения анизотропии по счетной информации, полученной в марте и сентябре.

В завершение проводится сравнение подученных значений 1-й гармоники звездной анизотропии с результатами других установок, как подземных мюонных телескопов, так и ливневых установок, работающих в области энергий ТО*1 - 10й эВ, и дается анализ полученных результатов.

В Заключении приведен краткий анализ выполненной работы и представлены основные результаты:

1. Разработан и проведен эксперимент по измерению анизотропии космических лучей со статистической точностью и при энергиях, недоступных ни одному из работающих подземных мюонных телескопов.

2. Солнечно-суточная волна интенсивности мюонов, регистрируемая на ШС?Г, представляет собой сумму Комптон-Геттинг и атмосферного температурного эффектов.

3. Измерена составляющая 1-й гармоники солнечно-суточной волны интенсивности мюонов с энергией Ец > 220 ГэБ, вызванная изменением температуры стратосферы. Эта составляющая, для телескопа "2 из 6", имеет среднее значение:

А = ( 0,05 ± 0,004 ) % , р = ( 18,0 ± 0,3 )ч.

4. Амплитуда температурной составляющей солнечно-суточной волны интенсивности мюонов меняется по квазисинусоидальному закону от - 0,08 % летом до - 0,02 % зимой. При этом фаза волны остается постоянной в течение периода наблюдения. Такое поведение температурной составляющей объясняет регистрируемую всеми телескопами ЕПСТ антизвездную гармонику с амплитудой - 0,015 % и временем максимума - 0,0 ч, а также ложный вклад в звездно-суточную волну интенсивности.

5. Измерена первая гармоника звездно-суточной волны интенсивности космических лучей с энергией (2,5 - 5,3) ТэВ. Гармоника, поправленная на вклад от атмосферного температурного эффекта и приведенная к экватору, имеет амплитуду (0,09 -0,12)% и максимум в нацравлении ( 1,0 + 1,5 ) ч. прямого восхождения.

6. Метод определения анизотропии космических лучей по измерениям в течение только двух месяцев, в сентябре и марте. Значешм амплитуда и фазы первой звездной гармоники, полученные таким методом телескопом "2 из 6", равны:

-4

А = ( 11,08 ± 2,26 ) * 10 , F = (0,95 ± 0,85 ) ч. Такой метод может быть приемлем для установок, обладающих большой светосилой, но неспособных стабильно работать длительное время.

Основные результаты, представленные в диссертации, были опубликованы в следующих работах:

1. Ю.М.Андреев, А.В.Воеводский, В.А.Козяривский, А.М.Сидоренко, Т.И.Тулупова, А.Е.Чудаков ^

Анизотропия космических лучей с энергией > 2,5*10 эВ по измерениям на Баксанском подземном сцинтилляционном телескопе ИЛИ АН СССР.

Изв.АН СССР, сер.физ. 1987, г.51, MIO, ст.1784-1786

2. Yu.M.Andreyev, А.Е.Chudakov, V.A.Koayarivsky, T.I.Tulupova, A.V.Voevodsky, V.V.Zakidyshev

Atmospheric temperature ^ effect on cosmic ray intensity

variation at 850 hg/sm depth.

Proc. of 20-th ICRC, Moscow. 1987, v.4, p.270-271.

3. Yu.M.Andreyev, A.E.Chudakov, V.A.Kozyarivsky,

A.M.Sidorenko, T.I.Tulupova, A.V.Voevodsky

Cosmic ray sidereal anisotropy observed by Baksan underground scintillation telescope.

Proc. of 20-th ICRC, Moscow, 1987, v.2, p.22-25.

4. Ю.М.Андреев, A.Б.Воеводский,В.В.Закгпышев,Б.А.Козяривский,

B.Я.Подцубный, Т.И.Тулупова, А.Е.Чудаков

Сезонные и суточные вариации интенсивности ^ ^

космических лучей по измерениям на глубине - 8,5*10 г/см .

Изв.АН СССР, сер.физ. 1988, т.51, HI2, ст.2432-2434

5. Yu.M.Andreyev, A.E.Chudakov, V.A.Kozyarivsky, V.Ya.Poddubny, T.I.Tulupova, A.V.Voevodsky

Season and daily variation of the cosmic ray intensity with Em > 220 GeV.

Proc. of 21-st ICRC, Adelaide, 1990, v.7, p.88-92.

6. Ю.М.Андреев, В.А.Козяривский, В.Я.Подцубный, Т.И.Тулупова, A. F,.Чудаков

Поведение суточной интенсивности мюонов с Ец > 220 ГэВ. Изв.АН СССР, сер.физ. 1991, т.55, N10, ст.1920-1922

7. Yu.M.Andreyev, A.E.Chudakov, V.A.Kozyarivsky, V.Ya.Poddubny, T.I.Tulupova

Season behaviour of the diurnal intensity with Eh > 220 GeV. Proc. of 22-nd ICRC, Dublin, 1991, v.3, p.693-696