Измерение углового распределения мюонов космических лучей на больших глубинах (> 5000 м.в.э.) с помощью баксановского подземного сцинтилляционного телескопа тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.16 ВАК РФ

»-аи* V * -<

- % )

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ИНСТИТУТ ЯДЕРНЫХ ИССЛЕДОВАНИЙ

НА ПРАВАХ РУКОПИСИ

Когай Игорь Моисеевич

ИЗМЕРЕНИЕ УГЛОВОГО РАСПРЕДЕЛЕНИЯ МЮОНОВ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ НА БОЛЬШИХ ГЛУБИНАХ О 5000 м.в.э.) С ПОМОЩЬЮ БАКСАНСКОГО ПОДЗЕМНОГО СЦИНТИЛЛЯЦИОННОГО ТЕЛЕСКОПА

01.04.16 - ФИЗИКА ЯДРА И ЭЛЕМЕНТАРНЫХ ЧАСТИЦ

АВТОРЕФЕРАТ

ДИССЕРТАЦИИ НА СОИСКАНИЕ УЧЕНОЙ СТЕПЕНИ КАНДИДАТА ФИЗИКО-МАТЕМАТИЧЕСКИХ НАУК

МОСКВА 1992

Работа выполнена п Институте ядерных исследований РЛН

Научный руководитель: академик РАН, доктор физико-

математических наук, профессор Л.Е.ЧУДАКОВ

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Б.А.Хренов

кандидат физико-математических паук Э.Б.Бугаев

Ведущая организация:

Физический Институт ии. П.Н.Лебедева РАН

Й

У

Защита состоится У} Уи ! 1993 года

УС4"

в / Д часоп на заседании Специализированного совета Д003.21.01 Института ядерных исследований РАН (Москва, проспект 60-летия Октября, дои 7а )

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Института ядерных исследований РАМ

Л „ V

Автореферат разослан " ¡993 ,.ода.

Ученый секретарь Совета

кандидат физико-математических паук Б.А.Тулупов.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ Актуальность работы. Важнейшими характеристиками мюонов в физике космических лучей является их энергетическое и зенитно-угловое распределения в атмосфере. Знание этих распределений и энергетического спектра первичного космического излучения дает возможность изучать процессы образования мвонов.

Одним кз способов изучения энергетического спектра мвонов является анализ кривой поглощения, т.е. интенсивности мюонов на разных глубинах под землей или под водой. При этом важным является знание энергетических потерь мюона в веществе.

Такую задачу способны решать подземные установки для изучения космических лучей, и одной из самых крупных подобных установок является Баксалский подземный сцинтилляциошшй телескоп (БПСТ) ИЯИ РАН с площадь«» регистрации 2«10 см , работавший, практически без остановок, с 1978 года. За это время набран богатый экспериментальный материал по угловому распределению мсонов практически во всем

интервале зенитных углов, позволявший восстановить кривую поглощения

-2

мюонов вплоть до глубин 12000 г.г*см

В условиях БПСТ возможно исследование поведения кривой поглощения -2

с 1000 до 12000 г.г»см и на одной установке, по единой методике

исследование поведения энергетического и углового распределения мю-

онов в области энергий (О.З-ЮОТэВ) в широком диапазоне углов 0°-о

85 . Однахо.в связи с особенностью топографии п месте расположения телескопа и, как следствие, быстрого роста глубины с ростом зенитного угла, существенным становится учет'вклада многократного и глубоко-неупругого рассеяний мюонов, приводящих к искажению реального углового распределения мюонов под землей. Отметим также влияние конечного углового разрешения телескопа, приводящее к задаче учета светосилы установки в зависимости от направления прихода мюопа.

Целью настоящей работы являлось исследовать факторы, приводящие к искажению реального углового распределения мюоноа под землей, а также показать возможности Баксанского подземного сцинтилляциоииого

телескопа в исследовании поведения кривой поглощения вплоть до 12000 г.г»си ^ в диапазоне зенитных углов 50°-85°.

Новизна работы. Впервые на одной установке, по одиой методике исследовано поведение кривой поглощения в диапазоне глубин (5000-120001г.г»си . Полученные результаты согласуются с наличием мюонов прямой генерации, причем отношение R (вклад мюонов прямой генерации к мюонам от обычных каналов распада л - и К - мезонов 4 составляет (1.5 - 0.5М0-3 при ïp= 1.65.

Практическая и научная значимость работы. Исследовано угловое разрешение БПСТ, проведено моделирование прохождения одиночного мю-она через телескоп и измерено угловое разрешение телескопа с помощью групп мюонов .проходящих через установку. Показано и учтено в расчете влияние миогократиого к глубоко-неупругого рассеяния мюонов, имеющее существенное значение при планировании и эксплуатации имеющихся установок, расположенных под землей и работающих в различных областях физики космических лучей, включая поиск дискретных источников типа Cygnus Х-3, Hercules Х-1 и др.

Апробация работы. Основные результаты, приведенные в диссертации, докладывались па Международных конференциях по космическим лучам /Киото, 1979г..Москва, 1987г., Аделаида, 1990г./, Вестой кири-онской конференции /Франция, 1986г./, Всесоюзных конференциях по космическим лучам /Тбилиси, 1986г.к Алма-Ата, 1988г./, а также на семинарах отделов ЛВЭНА и БНО ИЯИ РАН.

Публикации и объем работы. Основные результаты диссертации опубликованы в 7-ми работах. Диссертация состоит из »ведения, четырех глав,приложения и заключения .содержит 103 страницы, включая 30 рисунков и список литературы из 106 наименований.

Основные положения выносимые на защиту.

1. Исследование возможностей БПСТ по измерению кривой поглощения

-2

мюонов до 12000 г.г*см .

2. Влияние многократного и глубоко-неупругого рассеяния мюонов на угловое распределение мюонов под землей.

3. Предложена методика обработки, позволяющая выделить из общего потока событий, регистрируемых телескопом ( ~ 17событ.*сек ' ),

события, связанные с прохождением мюонов, пришедших с глубин _2

5000-12000 г.г*см . Темп счета таких событий, п зависимости от глубины, меняется от 1 мин 1 до 2 год

4. Измерено угловое разрешение телескопа -2.5° и учтено влияние конечного углового разрешения па регистрируемое угловое распределение мюонон. ....

5. Различие в угловом распределении мюонов, регистрируемых под землей, по сравнени» с расчетным, в котором учитывается только распад п - и К-мезопоо, можно объяснить наличием и »он о» от распадов

+ -3

чармирьванных частиц, причем к=(1.5-0.5)»10 при т =1.65.

Р

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ Во введении описываются задачи изучения углового распределения

MDOHOB на подземных установках, дается краткиий обзор экспериментальных работ по изучение углового распределения мюонов и описание

экспериментальных установок, на которых в течение ряда последних

4 -2

лет были получены данные по кривой поглощения до глубин 10 г.г*см . Отмечены разногласия экспериментальных данных по измерению энергетического спектра атмосферных мюонов, обосновывается важность учета многократного и глубоко-неупругого рассеяния мюонов для подземных установок, работающих в условиях сильно пересеченной местности.

В конце введения формулируются основные задачи, решаемые в диссертации, и перечислены основные результаты, выносимые на защиту. В первой главе рассматриваются основные характеристики потока

мюонов космических лучей я месте расположения Баксанского подземного сцинтилляционного телескопа.

Для интерпретации экспериментальных данных, полученных на подземном сциптилляцнонном телескопе, необходимо знание ожидаемой интенсивности и энергетических спектров мюонов космических лучей под землей. Точность, с которой возможно вычисление этих характеристик мюонного потока под землей, зависит от точности знания топографии, плотности и химического состава скального грунта в месте

расположения БПСТ. В случае БПСТ толщина грунта как функция расстояния Б от центра телескопа при фиксированном угле <р определялась по топографическим картам, причем ошибка в определении толщины грунта с учетом ошибок интерполяции и точности топографической карты составляет 1.57. для толщин до двух километров и достигает 5% для больших толщин из-за изрезанности рельефа и наличия ледников. Для определения плотности грунта были использованы 500 образцов окружающей породы, взятые вдоль штольни, ведущей к месту

' расположения БПСТ. Вычисленное значение средней плотиости оказалось равным 2.70-^0.03 г*см 3 . Анализ образцов, взятых из разных мест, показал достаточную однородность скального грунта вдоль штольни. Химический анализ всех 500 образцов дал среднее значение г=11.88, г/А=0.495, г2/А=5.88.

При расчете спектра атмосферных мюонов учитывались логарифмический рост полных неупругих сечений взаимодействия протона и пиона с ядрами атомов воздуха, а также распад и ядерное взаимодействие пионов и каонов.их регенерация, распад и энергетические потери мюонов. Нормировка полученного спектра проводилась иа экспериментальные данные, полученные на магнитном спектрометре на уровне моря при энергии мюонов 100 ГэВ.

Расчет интенсивности мюонов под землей проводился аналитическим методом, в котором учитывались флуктуации потерь энергии и энергетическая зависимость ионизационных и относительных потерь энергии па тормозное излучение, образование пар и ядерное взаимодействие мюона. Выражение для интегрального спектра мюонов под землей, полученное этим методом для чисто степенной зависимости числа мюонов от энергии, можно использовать и в случае квазистепенпого спектра атмосферных мюонов, аппроксимируя чисто степенной функцией ту часть спектра, которая определяет интенсивность мюонов на рассматриваемой глубине.

Одной из причин, приводящих к искажению углового распределения мюонов, особ<и:ю в тех направлениях, где имеются резкие изменения проходимых толщин вещества, является многократное рассеяние мюонов, характеризующееся средне-квадратичным углом отклонения. В первой

главе были получены простые формулы, позволяющие вычислять изменения средне-квадратичного угла отклонения с ростом толщины вещества,, проходимого мюопом, при разных предположениях о потерях энергии м»-опа, т.е. с учетом и без учета флуктуирующих потерь энергии. Полученные выражения позволяют легко учесть зависимость средне-квадрат-ичпого угла рассеяния от пороговой энергии мюона, вида энергетического спектра и количества проходимого мюопом вещества.

Наряду с многократным рассеянием мюоиов, в случае резких перепадов толщин, одним из источников искахе11ия"истишюго углового распределения мюонов является глубоко-пеупругое рассеяние мюоиов.

Основной вклад в полный поток мюоиов, рассеянных на большие углы дают электромагнитное и фотоядерное взаимодействия мюонов.

При расчете сечения электромагнитного рассеяния учитывались вклады от упругого рассеяния на ядре и так называемое 'квазиупругое' рассеяние, т.е. вклад в сечение от упругого рассеяния па отдельных нуклонах.

Используемые в расчете структурные функции нуклонов были взяты из экспериментальных работ по изучению глубоко-неупругого рассеяния мюонов, проводимых па ускорителях.

Из расчетов следует, что при энергии >3 ГэВ и для углов рассеяния >10°, основной вклад в полный поток рассеянных мюонов дает фотоядерное взаимодействие, а при малых углах-электромагнитное.

В работе были получены спектры рассеяных мюонов под плоской поверхностью для различных глубии, учет которых важен для планируемых экспериментов по регистрации обратного тока мюоиов от нейтрино космических лучей. Особенно важно это для установок расположенных на поверхности или на малых глубинах.

Во второй главе дается описание экспериментальной установки-Баксанского подземного сцинтилляционного телескопа и рассматривается одна из важнейших характеристик телескопа-угловое разрешение.

Ваксанский подземный сциитилляциониый телескоп (БПСТ) - это многоцелевая экспериментальная установка, созданная для изучения потоков и свойств мюоиов и нейтрино космических лучей. Телескоп расположен па Северном Кавказе, в долине реки.Баксан.под склоном

/

горы Андырчи.иа высоте 1700м .над уровнем моря,в горной выработке

3

объемом около 12000 м на расстоянии 550 ■ от устья штольии. Место расположение БПСТ имеет следующие географические координаты: 43°1б* северной широты и 42°42' восточной долготы. Эффектив-пая толв1Ипа грунта над установкой составляет 85Q г.г*см .Поток мюонов на этой глубине ослабление 5000 раз относительно потока на поверхности, а пороговая энергия мюонов, требуемая для проникновения на такую глубину, соответствует 200 ГэВ.

Телескоп представляет собой параллелепипед высотой 11м, с

2

площадью основания 16.8*16.8 м , поверхность которого покрыта

жидкими сцинтилляционными детекторами, которые являются основными

регистрирующими элементами установки. Внутри телескопа имеются

два горизонтальных слоя, собранных из таких же детекторов, па

расстоянии 3.6 и 7.2 метра от основания. Три нижних г.оризоиталь-

2

них слоя содержат 20*20 детекторов и имеют площадь по 196 и .

2

Верхний слой содержит 24*24 детектора и имеет площадь 282 н , и

ои перекрывает весь телескоп. Две противоположные вертикали, с . 2

площадью по 176 м каждая, содержат по 15*24 детекторов, а две

2

другие, с площадью по 162 м , содержат по 15*22 детектора.Таким образом, телескоп состоит из четырех горизонтальных и четырех вертикальных плоскостей и содержит 3150 стандартных детекторов ( 3*20*20+24*24+2*15*24+2*15*22-6, где 6 детекторов - входы на плоскости 1.

Стандартный сцинтилляционный детектор представляет собой сварной алюминиевый контейнер размерами -70*70*30см. Контейнер заполнен жидким органическим сцинтиллятором на осиове уайт-спирита cnH2n+2'n~9*' В качестве сцинтиллирующей добавки используется РРО (1г/л), а РОРОР (О.ОЗг/л) добавляется для смещения излучения из ультрафиолетовой

области в область максимальной светочувствительности фотоумножителя о

ФЭУ-49 (4200A). Детектор просматривается одним фотоумножителем через иллюминатор из органического стекла.

Информация с ФЭУ каждого детектора снимается по трем каналам.Анодные сигналы всех детекторов одной плоскости суммируются, и этот сигнал используется для измерения времени пролета частицы, величины

энерговыделения в плоскости в диапазоне от 12.5 МэВ до 2.5 ГэВ, а также для выработки управляющего (мастерпого) сигнала. Сигнал с последнего двенадцатого динода ФЭУ поступает на формирователь, который вырабатывает стандартный импульс длительностью 2мко и амплитудой 2В в случае, если энерговиделение в детекторе превышает 0.25 энерговыделеиия (12.5МэВ) при прохождении релятивистской частицы ( с 1986 г порог составляет 10 МэВ) - это, так называемый импульсный канал. Сформированный сигнал поступает в промежуточную память - годоскоп импульсного канала (ГИК) и используется п дальнейшем для определения координат сработавших детекторов.

Для изучения больших энерговыделений в детекторе (0.5-500ГэВ) используется сигнал с пятого динода ФЭУ, который преобразуется в импульс с длительностью пропорциональной логарифму амплитуды первоначального сигнала - амплитудный канал. Для записи этого сигнала используется годоскоп амплитудного канала (ГАК).

Измерение времени пролета частицы проводится по стандартным логическим сигналам, которые формируются из анодных сигналов.

Информация о событии по мастерпому сигналу записывается п память мини-ЭВМ и содержит координаты детекторов, сработавших по импульсному каналу, координаты детекторов, сработавших по амплитудному каналу и энерговиделение в них, величину суммарного энерговыделения в плоскостях, относительные времена пересечения плоскостей частицами, а также время регистрации события относительно начала 15-ти минутного интервала набора.

Важной частью проводимого эксперимента, является обработка событий в линию с экспериментом, а также одновременный контроль за работой установки.

' Обработка информации на БПСТ ведется в два этапа: первоначальная обработка в линии с экспериментом (ON-LINE) и дальнейшая обработка вне линии (OFF-LINE).

Первоначальная обработка событий в реальном масштабе времени с использованием мини-ЭВМ позволяет:

I. Выделять события, представляющие интерес с точки зрения решения различных физических задач. Это включает в себя запись на внешний

носитель инфорнации об отдельных событиях помеченных паркером, выработанном либо внешними управляющими системами, либо программным способом ¡накопление углового распределения мюонов с помощью обработки программным способом прохождения одиночного мюона. II. Вести мониторирование основных параметров БПСТ, что означает набор диагностической информации как для оперативного контроля за работой установки, так и для дальнейшей обработки вне линии.

I.) Основная обработка событий заключается в выделении из общего потока событий, представляющих собой прохождение через установку одиночного мюона. Такие события используются для получения угловоп распределения мюонов, набираемого в виде двумерной гистограммы, представляющей собой верхнюю небесную полусферу, разбитую на ячейки. Шаг разбиения по зенитному углу постоянен и равен 2.5°. Шаг

разбиения по азимутальному углу меняется в зависимости от зенитно-о о

го угла от 3.75 до 45 , так, что ячейки примерно одинаковы по телесному углу. Общее число ячеек равно 2329.

После того, как определены углы прихода одиночного мюона, определяется ячейка, соответствующая этому направлению, и ее содержимое увеличивается на единицу. Угловое распределение набирается в течении 15 минут, после чего выводится на магнитную ленту.

Если событие имеет специальную отметку управляющей системы или удовлетворяет критериям отбора, заложенным в программу, то информация о событии полностью переносится в специально отведенное поле машины и по окончании 15-минутного интервала набора данных выводится на магнитную ленту для дальнейшей обработки.

II.) Важной частью программы обработки информации на линии с экспериментом является контроль за работой установки. Во время набора информации ведется непрерывный контроль работоспособности всех измерительных систем телескопа и каждого индивидуального детектора.

Для контроля за работой индивидуального детектора используется мониторирование по импульсному, амплитудному и временному каналам.

Кроме того, но всем поступающим событиям строится спектр энер-говыделеций в плоскостях, регистрируется темп счета плоскостей и всех возможных комбинаций совпадений плоскостей для трех информа- "

„8 I

ионных каналоп, соответствующих информации в ГИК, ГАК и наличии нформацин в системе измерения времени пролета. Эти данные в сово-упиости с измерением коэффициента усиления фотоумножителя, кото-ое регулярно проводится с помощь» радиоактивного источника, поз-оляет судить о работоспособности детекторов, управляющей элекгро-кки, измеряющих и регистрирующих систем.

В случае отклонения какого-либо из выше перечисленных парапетов как отдельного детектора, так и всего телескопа в целом, при-еняется настройка или ремонт неработающих устройсти.

Для сравнения экспериментальных и расчетных данных по потокам мю-нов под различными зеиитными и азимутальными углами была рассчита-а функция Б(е,<р) - площадь проекции телескопа, которая видна под аданными углами 9 и ф , и которая полностью определяееся геометрией елескопа. Используя метод Монте-Карло, достаточно просто получить лощадь проекции телескопа на плоскость, перпендикулярную направлено, задаваемому углами в и <р , с использованием всевозможных кри-ериев отбора реальных событий.

Важным методическим вопросом является знание углового разреше-ия БПСТ, приобретающее особую важность в задачах по измерению угло-ого распределения мюонов, по поиску локальных источников космических учей на небесной сфере и т.п., то есть в тех задачах, где использу-тся траекторпые измерения для определения угловых характеристик соитий, регистрируемых телескопом. Угловое разрешение определяется оотношением размеров отдельных детекторов и всей установки, а также мектром пробегов частиц внутри установки.

При точном знании всех параметров установки принципиально ноз-ожен аналитический расчет значений углового разрешения. Однако, чет таких факторов, как угловое распределение мюонов, разброс орогов регистрации детекторов, отличие реальных детекторов и их асположения от геометрически идеальных, приводит к громоздким и »удобным в использовании решениям. Этого можно избежать, проводя □следование углового разрешения с помощью расчета на модели ме-эдом Монте-Карло!

Функция отклика установки в траекторных измерениях представляет собой вероятность того, что частица, имевшая направление 6, <р, будет зарегистрирована иосле восстановления траектории как имеющая направление в', <р'. Ширина, распределения разности углов Д6=6'-0 и Дф=ф'-ф характеризует, угловое.разрешение установки.

Распределение разностей углов Д8=6'-е и Дф=ф'~ф между заданным направлением- в,<р и. восстановленным 6',ф' для различных диапазонов углов- были получены лутем розыгрыша событий с помощь модели, в которой телескоп описывается шестью параллелепипедами, каждый из которых представляет одну из внешних плоскостей, поскольку в алгоритме обработки'событий восстановление траектории проводится по сработавшим детекторам только этих плоскостей.

Для заданного.направления 0,<р на плоскости, перпендикулярной этому направлению,, определяется контур, вир которого либо, траектория не проходила через телескоп,.либр пробег внутри телескопа заведомо не превышал .7м, которые определяются исходя из требования временного разрешения. Выбор точек ' внутри контура, определявших траекторию, осуществлялся розыгрышем двух координат с равномерным распределением по каждой и? них. Для обеспечения 17.-ной статистической точности количество разыгрываемых событий для каждого из направлений составляло

о О

около 10 ООО. Зенитный угол менялся в диапазоне от 0 до 90 , а симметрия модели телескопа.Позволила ограничиться таким же диапазоном для азимутального угла..

Для экспериментальной проверки расчетного углового разрешения были использованы события, представляющие собой прохождение через установку пары мюонов -в составе групп. Траектории такой пары мюонов можно считать параллельными. Разность зенитных углов ¿6 между двумя восстановленными траекториями определяется из эксперимента. . . <

Набор составил 11288 событий.

Полученные распределения для пар'мюонов дают возможность оценить стандартное отклонение распределений для одиночных мюонов, которое

+ * о .

оказывается равным 1.25-0.10 . Погрешность связана с отклонением

еометрии реального телескопа от геоиетрии модели, и с разбросом трогои срабатывания отдельных детекторов.

Проведенные во второй главе моделирование и экспериментальная проверка с помощью нар мюонов позволяют считать угловое разрешение ПСТ, рапным 2.5 - 0.2°.

В третьей, главе описывается отбор событий в линии с ксперимецтом и методика обработки экспериментальных данных.

Для анализа углового распределения мюоиов под большими . олщинамк вещества отбирались (События, представляющие собой рохохдение через установку одиночного мюона с направлений, где олщина грунталревышает 1000 м.Данные направления определялись

0 топографическим картам и привязывались к сферической системе оординат телескопа.

Для этого на первом этапе анализа из общего потока соитий отбираются только те, которые содержат менее 8 срабо-авших детекторов в каждой плоскости, и менее 16 детекторов на сем телескопе. При таком отборе из анализа исключаются собы-ия,связанные с взаимодействиями мюонов вблизи и внутри уста-овки. Следующим требованием является наличие сработавших де-вкторов на двух внешних плоскостях телескопа,т.е. наличие то-ек входа и выхода.Сработавшие детекторы одной плоскости,имею-ие хотя бы одну точку соприкосновения, объединяются в "пят>", координатами которого являются координаты центра тяжести гих детекторов. При этом требуется, чтобы число таких "пятен" ибо равнялось числу сработавших плоскостей, либо на единицу •о превосходило (т.е.. допускается иметь одну плоскость с дву- ■

1 "пятнами"), подразумевая под этнм 'либо одиночный-мюон, либо зон с сопровождением. Данный критерий исключает из анализа со-|тия,представляющие собой группу мюонов,прошедших через те-;схоп. Не входят сюда, также и события, имеющие пробег внутри :таповки менее 7 м.

Для проверки эффективности данных критериев . отбора была

обработана контрольная информация, записанная в режиме так

<

называемого, "прямого набора", когда па магнитный носитель записываются все события, регистрируемые БПСТ.При этом оказалось, что критерию по числу сработавших детекторов не удовлетворяют 152 всех событий. В основном, это - прохождения через телескоп групп июонов, мюонов, родивших каскады вблизи или внутри телескопа, а также одиночные срабатывания детекторов.

По данной программе была обработана информация с телескопа за период 1982 - 1989 гг.,что составило 62 455 часов живого времени. Полное число июонов, набранное по этой программе, составило 2 234 376.

При восстановлении экспериментальной информации по угловому распределению мюонов важно учесть факторы .искажающие истиниое угловое распределение мюоков, которые можно формально разделить па 2 класса: физические и аппаратурные. К физическим факторам можно отнести искажение распределения за счет многократного рассеяния при прохождении мюоном больших толщин вещества, глубоко-неупругое рассеяние мюонов и нейтринный фон,который становится существенным в направлениях, где интенсивность мюонов космических лучей сравнима с интенсивностью мюонов. рожденных вблизи установки при взаимодействии нейтрино с веществом.

Из расчетов следует, что вклад многократного рассеяния присутствует всегда, в то время как вклад глубоконеупругого рассеяния становится существенным только для направлений с резким изменением толщины.

Возможны два метода восстановления углового распределения:

а) метод решения обратной задачи;

б) получение расчетных интенсивностей в каждой угловой ячейке, а затем сравнение их с экспериментальными данными.

При решении обратной задачи возникает проблема плохой обусловленности матрицы коэффициентов восстановления и.сильной их зависимости от статистических ошибок, особенно на участках, где происходит резкое изменение интенсивности с ростом угла.

С целью избежания данных трудностей в работе используется метод сравнения отклика телескопа, вычисленного но заданному угловому распределению с измеренным. При расчете учитывались реальные параметры углового разрешения телескопа, полученные для каждого направления, с шагом 2.5° по зенитному и 3.75° по азимутальному углам.

Для проверки корректности данной процедуры методом Монте-Карло

8

было смоделировано прохождение 10 мюонов через телескоп с учетом их реального углового распределения.

На рис.1 показапо распределение величины ^г(Ы1-Ыс)/Ыс, являющейся мерой отклонения двух величин N1 и 1Мс, где N1 -число событий, полученных в розыгрыше, а № - число событий в угловой ячейке, полученное в расчете, с учетом светосилы и углового разрешения телескопа.

С помощью этих же данных была проведена проверка процедуры получения кривой поглощения, т.к. в программе розыгрыша прохождения одиночного мюона через телескоп и при расчете учитывалось реальное угловое распределение мюонов в месте расположения БПСТ. На рис.2 приведено сравнение расчетных и разыгранных темпов счета отдельных угловых ячеек в зависимости от изменения толщины грунта, проходимого одиночным мюоном космических лучей. Отметим, что при получении данной кривой поглощения используются те же угловые ячейки, что и в реальном эксперименте.

Для учета глубоко-неупругого рассеяния неона был рассчитан вклад от рассеянных мюонов для каждой угловой ячейки. Анализ показал, что вклад этого процесса не превышает 0.3 й для большего числа ячеек, и только в случаях быстрого перепада толщины проходимого мюоном грунта влияние этого процесса становится существенным.

Для учета нейтринного фона.особенно для ячеек, где интенсивность мюонов космических лучей сравнима с интенсивностью мюонов, рожденных нейтрино вблизи установки,использовались данные нейтринного эксперимента, проводимого на БПСТ в течение ряда лет. Анализ

_2

данных показал, что для самых больших глубин ~ 12000 г.г*см оклад от нейтринного фона не превышает 30 7. .

Z.0

-Q ií • íi

5 iS l Oj

•i iQ s

ir

ÍJ

Cj

£ 5 o

г

-100 -80 -60 -40 -20 .0 20 40 отклонение в %

Рис. 1. Распределение величины £ =(N1-Nc)/Nc.

60 80 iQ О

»103 Г. Г'СМ2

Рис. 2. Сравнение раочетных й разыгранных темпов счета отдельных угловых ячеек в зависимости от изменения толщины-грунта, проходимого одиночным мюоном космических лучей.

И

В четвертой главе приводятся и обсуждаются результаты по из—--------- _2

ереиию кривой поглощения мюонов на глубинах 5000-12000 г.г»см

Для анализа углового распределения мюонов глубоко иод зем-

ей использовались события,отобранные по методике,описапной о

о о

лаве 3, в интервале зенитных углов 50 - 85 .

При вычислении ожидаемой интенсивности мюоНов под землей спользовался энергетический спектр мюонов, который в вертикальном

травлении с ошибкой < 5 7. аппроксимируется выражением

-2.7

(>Е)=7.81»Е при показателе первичного спектра *^=1.65.

На рис.3 представлено отношение измеренной интенсивности

эонов под землей .пересчитанной на стандартный грунт,к

учетной ,полученной с учетом только я и К генерации мюонов,

о о о о

чя двух интервалов зенитных углов: 50 - 70 и 70 - 85 .Из

icynxa видно,что кривые поглощения в этих угловых интервалах

-2

¡впадают до глубин 6000 г.г*см ,а на больших глубинах наблюдайся избыток мюонов при углах 50°- 70°. Если принять во впима-ie различие в угловом распределении мюонов, родившихся в ре-льтате распада л- и К-мезонов и чармированпых частиц (первое няется как SEC8, а второе - изотропно), то одним из возможных ъяснений отсутствия такого избытка в направлениях, близких к ризонту, является наличие в падающем потоке мюонов, рожденных >и распаде чармированпых частиц.

Используя суммарную расчетную кривую поглощения, где R-доля юонон, прямой генерации к мюонам от л- и К-распадов является ободиым параметром,можно определить наилучшее значение R,

+ -3

торое оказывается равным (1.5-.5)»Ю для интервала зенитных лов 50°- 70° .

На том же рисунке сплошными линиями представлено отношение

учетной суммарной кривой поглощения с учетом мюонов прямой

перации к кривой поглощения,полученной без учета таких мюо-

в.для зенитных углов 0в,60°и 89°.Из этого рисунка видно,что

ерготический спектр с учетом мюонов прямой генерации.полу-

!1ный Волковой , который аппроксимируется выражением —5 —1 48

~(>Е)= 1.97*10 »Е , согласуется с данными,полученными

2Л

'-ч

Ю

i-X KGF

Q сГо 5

8 iö & fr* iO3 г л см2

Рис.3. Зависимость от глубины стандартного грунта отношения измеренной интенсивности мюонов к вычисленной кривой поглощ< ния при л,К-механизме генерации и показателе первичного спек тра }"р=1.65. 1-данные из работы KGF для вертикального направления, 2-экспериментальные данные из интервала углов 50 70° и ,3 - 70-85°. Сплошные линии - отношение (1^ + 1рг)ДпК для зенитных углов 0, 60 и 89°.

1,1 БПСТ.На этом хе рисунке приведена кривая поглощения,полученная •руппой КОГ па установке по изучению распада протона . Кривая юглощении приведена к вертикальному направлению и стандартному ■рунту. Из рисунка видно, что наблюдаемый рост интенсивности на юлыиих глубинах не противоречит расчету с учетом мюонов от пря-юй генерации с И = 1.5*10 "'при зенитном угле 0=0°и для показателя гнтегралыюго спектра атмосферных мюонов ^ = 2.7.

В конце главы приводится энергетический спектр мюонов на уровне моря, полученный из кривой поглощениям делается вывод о важности /чета флуктуирующих потерь энергии при переходе от кривой поглощения ■юонов к энергетическому спектру мюонов на поверхности. Отмечается согласие со спектром Волковой, полученным с учетом вклада от мюонов прямой генерации, а так же с данными, полученными в эксперименте с рентгено-эммульсиопными камерами.

В приложении приводятся формулы и процедура вычисления сечений глубоко-неупругого рассеяния мюонов на большие углы.

Основные результаты, полученные в данной диссертации можно

сформулировать следующим образом:

1. Показаны возможности Баксанского подземного сцинтиляциопного телескопа по изучению углового распределения мюонов вплоть до энергий 100 ТэВ на уровне моря с помощью изучения поведения кривой поглощения мюонов космических лучей.

Предложенная методика эксперимента позволяет выделять из общего потока (17 сек Ь события, связанные с приходом одиночного

мюона с направлений, где толщина проходимого вещества лежит в об--2

ласти 5000-'2000 г.г*см . Темп счета таких событий составляет

-1 о -1

от мин до 2 год

2. Проведено исследование углового разрешения БПСТ на основе

модели телескопа. С помощью нар мюопов, проходящих через телескоп,

проведена экспериментальная проверка углового разрешения Б11СТ, и

показано, что угловое разрешение БПСТ для большинства направлений о

можно считать равным 2.5 .

Такое угловое разрешение установки позволяет решать па БПСТ как задачи измерения углового распределения пеонов, так и задачи поиска локальных источников космических лучей.

З.В связи с особенностью рельефа местности в месте расположения БПСТ, важными факторами, приводящими к искажению регистрируемого углового распределения мюоноп под землей, являются многократное и глубоко-неупругое рассеяние мюонов.

В полученных выражениях для средне-квадратичпого угла многократного рассеяния учтены 'флуктуации потерь энергии мюона. Показано Изменение величины средне-квадратичпого угла рассеяния мюона .с ростом толщины проходимого грунта.

Для глубоко-неупругого рассеяния мюонов делается вывод о необходимости учета рассеяния в случае резкого изменения толщины проходимого грунта, .а также в нейтринных экспериментах, изучающих горизонтальные нейтрино (80°-100°, по зенитному углу).

4. На основе экспериментальных данных зарегистрированных па

БПСТ за период 1982-1989 гг., получена кривая поглощения мюоноп

.-2

вплоть до глубин 12000 г. г »см

Угловое распределение мюонов, полученное из даниых по кривой поглощения, лучше согласуется с моделью, в которой, наряду с генерацией мюонов через распады я - и К - меэонои, пключена генерация мюонов .через распады маркированных частиц, родившихся в результате взаимодействия первичного космического излучения с ядра-

+ -3

ми атомов воздуха, причем Я - (1.5-0.5)*10 при т = 1.65 (Я-доля

Р

мюонов, родившихся в результате распада чармированных частиц,' к доле мюонов, родившися при распаде пионов и'каонов).

Такая доля прямых мюонов не противоречит данным полученным на других установках.

Основные результаты диссертации опубликованы в статьях:

E.N.Alexeyev, V.V.Alexeyenko..... I.M.Kogai et al. Baksan

underground scintillation telescope. Proc. of 16th 1CRC, Kyoto, 1979, vlO, p. 276-281.

Е.Н.Алексеев, В.В.Алексеенко, Ю.М.Андреев,.., И.М.Когай и др. Паксапский подземный сцинтилляциопный телескоп. Изв. АН СССР, сер.физич., 1980, 44, 609-612.

D.M.Андреев, И.М.Когай, В.А.Козяривский, А.Е.Чудаков.

Наблюдается ли источник Лебедь Х-3 в подземных экспериментах?

Письма в ЖЭТФ, 1986, 44, 401-404.

Уи.M.Andreyev, V.I.Gurentsov, I.M.Kogai. Muon intensity

from the Baksan underground scintillation telescope.

Proc. of 20th ICRC, Moscow, 1987, v6, p. 200-203.

).M.Андреев,В.И.Гурепцов,И.Н.Когай,А.Е.Чудаков. Интенсивность

л угловое распределение мюонов космических лучей по данным

»аксанского сцинтилляционного телескопа. Изв. All СССР сер.физ.,

988, 53, 332-335.

>.М.Андреев,В.И.Гурепцо»,И.М.Когай,О.Г.Никишина. Угловое >азрешепие Баксапского подземного сцинтилляционного телес-:оиа ИЯИ АН СССР. Препринт ИЯИ АН СССР ,М., 1989. u.M.Andreyev, A.E.Chudakov, V.I.Gurentsov, I.M.Kogai. Muon ntensity at Great Depth in Zenith Angle Intervals 50°-70°

о о

nd 70 -85 obtained by Baksan underground scintillation lescope. Proc. of 21th ICRC, Adelaide, 1990, v6, p. 301-305.