CC BY
75
ОБЗОР
АСТРОНОМИЯ, АСТРОФИЗИКА И КОСМОЛОГИЯ
Исследования области перехода от галактических к внегалактическим космическим лучам на установках для регистрации широких
атмосферных ливней
Н.М. Буднев1, А. Л. Иванова1,a, Н. Н. Калмыков2
1 НИИ прикладной физики, Иркутский государственный университет.
Россия, 664003, Иркутск, бульв. Гагарина, д. 20.
2НИИ ядерной физики имени Д. В. Скобельцына, Московский государственный университет имени М.В.Ломоносова. Россия, 119991, Москва, Ленинские горы, д. 1, стр. 2.
E-mail: a annaiv.86@mail.ru
Статья поступила 03.11.2016, подписана в печать 15.11.2016.
В статье рассмотрены результаты изучения энергетического спектра и состава первичных космических лучей методом регистрации широких атмосферных ливней. Приводится обзор наземных установок, ведущих такие исследования, и краткое описание методик восстановления характеристик первичных частиц по экспериментальным данным. Особое внимание уделено энергетическому диапазону 1016-1018 эВ, в котором ожидается смена галактических космических лучей на внегалактические. Отдельно рассмотрен комплекс установок, созданный в Тункинской долине специально для изучения этого диапазона.
Ключевые слова: ПКЛ, КЛ, ШАЛ, гигантские установки, гамма-обсерватория TAIGA.
УДК: 524.1. PACS: 96.50.sd, 96.50.sb.
Введение
Исследование энергетического спектра и массового состава первичных космических лучей (ПКЛ) с энергией выше 1014 эВ в связи с малой интенсивностью космического излучения сверхвысоких энергий (50 частиц на 1 м2 в год при энергии > 1015 эВ и менее одной частицы на 1 м2 в год при энергии > 1016 эВ) до сих пор возможно только с помощью косвенных методов регистрации, хотя в отдельных случаях прямые измерения достигли энергий, превышающих 1015 эВ [1]. Но, если не обсуждать исключения, наиболее распространенным является метод измерения различных компонент широких атмосферных ливней (ШАЛ), генерируемых ПКЛ в атмосфере Земли. Для изучения ПКЛ методом ШАЛ используются наземные установки большой площади, регистрирующие различные компоненты ШАЛ с помощью системы синхронно работающих детекторов. Установки ШАЛ можно разделить на две основные группы: гигантские установки, исследующие ПКЛ ультравысоких энергий, и установки, ведущие исследования в «переходной» области энергетического спектра КЛ 1016-1018 эВ. Учитывая развитие прямых экспериментов, следует ожидать, что в ближайшие несколько лет нижняя граница области энергий, в которой такие эксперименты возможны, существенно возрастет, в связи с чем в настоящее работе мы не обсуждаем установок, нацеленных на изучение ШАЛ с энергиями ниже 1016 эВ.
К гигантским экспериментальным установкам можно отнести установки, имеющие площадь не менее 10 км2 и исследующие космическое излучение в области энергий выше 1018 эВ. Из экономических соображений в больших установках приходится располагать детекторы на большом (~ 1 км и более) расстоянии друг от друга. Основная часть потока частиц ШАЛ в таком случае проходит вдали от детекторов, и восстановление характеристик первичной частицы и положения оси ливня зависит от предположений о функции пространственного распределения (ФПР) — зависимости плотности частиц от расстояния до оси ШАЛ. Из условия накопления за разумное время достаточной статистики площадь установки, регистрирующей ШАЛ с энергией 1019 эВ и выше, должна быть ~ 10 км2и более.
Исследование ПКЛ в «переходном» диапазоне энергий имеет существенное значение для понимания происхождения и распространения космического излучения в нашей Галактике. Именно в этой области энергетического спектра предполагается переход от галактических ПКЛ к внегалактическим [2]. На сегодняшний день осуществлено немало попыток интерпретации того, как происходит такой переход, но ни одна из них не может считаться окончательной. В рассматриваемых до 2000 г. (условно) моделях ускорения частиц космических лучей ударными волнами в расширяющихся оболочках сверхновых максимальная энергия ускоряемых частиц не достигала излома и тем более переходной области [3]. Поэтому в те годы особенности энергетического
2 ВМУ. Физика. Астрономия. № 6
спектра ПКЛ в области, включающей излом, было более естественно объяснять разной утечкой частиц при различных первичных энергиях [4]. Сейчас оценки максимальной энергии ускоренных частиц существенно возросли и можно считать, что галактические ПКЛ преобладают над внегалактическими до энергий 1017-1018 эВ [5]. Чтобы окончательно удостовериться в этом заключении, абсолютно необходимо получить точные сведения о поведении энергетического спектра и массового состава космических лучей в этом диапазоне энергий. Для регистрации ШАЛ, вызванных ПКЛ с энергией 1016-1018 эВ, требуются установки площадью не менее 1 км 2 и расстоянием между детекторами ~ 100 м. Такое условие на геометрические размеры эксперимента обусловлено тем, что «плотные» установки ШАЛ небольшой площади (~ 0.1 км2) при малых расстояниях между детекторными пунктами не имеют возможности набора достаточной статистики для исследования ПКЛ в области энергий 1016-1018 эВ из-за низкого потока космического излучения в этом диапазоне, а установки большой площади, такие, как гигантская установка Auger в Аргентине [6, 7], TA (США) [8], имеют слишком большие расстояния между детекторами, чтобы регистрировать с достаточной точностью сравнительно небольшие по размеру атмосферные ливни, образованные первичными частицами с энергиями 1016-1018 эВ.
В статье приводится краткий обзор экспериментов по исследованию ПКЛ методом ШАЛ в области энергий 1016-1018 эВ и основных результатов их работы. При этом уделено внимание и данным гигантских установок, предназначенных для исследования ПКЛ с энергиями выше 1018 эВ. В отдельную часть выделено описание строящейся в Тункинской долине гамма-обсерватории TAIGA, предназначенной для исследования ПКЛ методом ШАЛ в энергетическом диапазоне 1014-1019 эВ.
1. Гигантские установки ШАЛ
Первые гигантские шаловские установки, позволяющие вести исследования ПКЛ в области сверхвысоких энергий, начали создаваться с 1959 г. Основная цель их состояла в проведении экспериментов в области предельно высоких энергий, и обзор достигнутых в этом направлении результатов можно найти, например, в [9]. В настоящей работе нас в большей степени интересует ситуация при относительно малых для этих установок энергиях, непосредственно примыкающих к 1018 эВ. Одними из первых были такие установки, как установка Volcano Ranch (Нью-Мексико, США), английская установка ШАЛ (Haverah Park) и австралийская установка ШАЛ SUGAR (Narrabri), AKENO и ее продолжение Akeno Giant Air Shower Array (AGASA) в Японии, якутская комплексная установка ШАЛ (Россия).
Американская установка ШАЛ Volcano Ranch [10, 11] располагалась на высоте 1800 м над уровнем моря. Данная установка регистрировала заряженную компоненту ШАЛ и имела площадь регистрации около 12 км2. Именно здесь в 1961 г. был впервые зарегистрирован ШАЛ с энергией E ^ 6 • 1018 эВ, а в 1963 г. гигантский атмосферный ливень, вызванный частицей с энергией порядка 1020 эВ. Сам факт существования ливней с такими большими энергиями, подтвержденный впоследствии другими экспериментами, важен для астрофизики космических лучей. Период работы установки — с 1959 по 1963 гг.
Комплексная установка ШАЛ Haverah Park университетов Лидс, Ноттингем, Лондон, Дарем (Англия) [12] регистрировала черенковский свет, возникающий в водных баках при прохождении через них частиц ШАЛ. Диапазон энергий регистрируемых ШАЛ от 1016 до 1020 эВ [12, 13]. Площадь всей комплексной установки, на которой были размещены 580 водных черенковских детекторов, составляла 15 км2. Период работы установки — 1968-1987 гг. В течение этого времени на установке были зарегистрированы 4 гигантских атмосферных ливня, вызванных частицами с энергией выше 1020 эВ. Однако позднее эти результаты были частично пересмотрены и оценки энергии несколько понизились.
Установка ШАЛ Сиднейского университета (Австралия) SUGAR (Sydney University Giant Air Shower Recorder) [14] работала в период с 1968 по 1979 гг. и регистрировала на уровне моря проникающую мюонную компоненту ШАЛ. Общая регистрирующая площадь этой установки составляла около 55 км2. В ее состав входило 408 жидких сцинтилляционных детекторов с площадью каждого 6 м2. Благодаря своим размерам установка позволяла вести регистрацию ШАЛ, сгенерированных первичными частицами с энергией от 1016 до 1021 эВ. Энергия первичных частиц на установке SUGAR оценивалась по полному числу мюонов с порогом Eр = 0.75 • sec & ГэВ, где & — зенитный угол прихода ШАЛ. Энергетический спектр, восстановленный по данным SUGAR, представлен на рис. 1, а, б.
В 1990 г. в районе Акено (Япония) была запущена гигантская установка AGASA (Akeno Giant Air Shower Array), позволяющая исследовать ПКЛ с энергией от 1017 до 1020 эВ [15, 16]. Новая установка состояла из 111 наземных сцинтилляционных детекторов (площадью 2.2 м2 каждый) и 27 мюон-ных детекторов. Площадь эффективной регистрации установки составляла около 100 км2. За четырнадцатилетний период работы (1990-2004 гг.) на установке было зарегистрировано около 1000 событий с энергией более 1019 эВ, в том числе 11 событий с энергией более 1020 эВ. Результаты AGASA были использованы для анализа энергетического спектра и анизотропии космических лучей [16]. Полученные
Рис. 1. a — Дифференциальные энергетические спектры, полученные на установках AGASA (белые треугольники), HiRes (ромбики), Haverah Park (крестики), Auger (звездочки), SUGAR (белые кружки), ЯкуШАЛ (черные кружки); б — те же спектры, только после изменения их энергии в K = 0.85; 1.02; 0.9; 1.19; 1.29; 0.75 раз соответственно. Показатель спектра для интервалов (1-8) • 1018 и (8-50) • 1018 эВ равен соответственно 3.2 и 2.68 [20]
данные позволили подтвердить существование космических лучей с энергией более 5 • 1019 эВ.
Экспериментальная установка Fly's Eye (штат Юта, США) [17] работала в период с 1981 по 1993 гг. и регистрировала флуоресцентное излучение, возникающее в результате развития ШАЛ. В 1981-1986 гг. установка состояла из объединенных в один детектор 67 оптических модулей. В состав каждого модуля входило параболическое зеркало диаметром 1.5 м. В 1987 г. вступил в работу второй детектор установки, расположенный на расстоянии 3.4 км от первого и состоящий из 36 аналогичных модулей. Эффективная площадь регистрации ШАЛ с энергией E0 > 5 • 1019 эВ, определяющаяся площадью светосбора в той области атмосферы, откуда приходит наибольшее количество флуоресцентного света, достигла 1000 км3. Именно на установке Fly's Eye было зарегистрировано событие ШАЛ с самой высокой измеренной энергией 3,2 1020 эВ (1991 г.).
High Resolution Fly's Eye (HiRes) [18] (19972006 гг.) стал преемником проекта Fly's Eye.
Как и Fly's Eye, установка HiRes располагалась в западной пустыне штата Юта, США, и представляла собой эксперимент по изучению космических лучей сверхвысоких энергий методом регистрации флуоресцентного излучения, вызываемого ШАЛ. В своей итоговой конфигурации она состояла из 63 детекторов флуоресцентного излучения, объединенных в два независимых кольца. В первое кольцо входило 21 зеркало диаметром 3 м, во второе — 42 зеркала. В первом кольце зеркала были ориентированы так, чтобы просматривать небо в диапазоне от 3 до 16° по вертикали во всем диапазоне азимутальных углов. Во втором кольце — так, чтобы просматривать небо в диапазоне углов от 3 до 31 ° по вертикали при условии полного азимутального покрытия. Группы детекторов располагались на вершинах двух холмов на расстоянии 12.6 км друг от друга. В безлунную ночь область наблюдения обоих колец охватывала территорию общей площадью около 3000 км2. В течение года работы на установке HiRes было зарегистрировано не менее 300 событий с энергией выше 1019 эВ. Установка HiRes стала первым экспериментом, результаты работы которого указали на наличие эффекта Грейзена-Зацепина-Кузьмина (ГЗК) — обрезания в спектре ПКЛ. Данные AGASA не подтверждали существования реликтового обрезания [19].
Все перечисленные выше установки на сегодня прекратили свое существование. Часть из них была использована при создании более мощных установок нового поколения.
На рис. 1, a, б [20] представлены дифференциальные энергетические спектры установок AGASA, HiRes, Haverah Park, Auger, SUGAR и ЯкуШАЛ, описание которой приводится ниже. Рис. 1 (особенно 1, б) наглядно демонстрирует изменение показателя энергетического спектра, свидетельствующее о появлении ПКЛ другого происхождения по сравнению областью энергий до 1017 эВ.
К действующим гигантским установкам относятся установка Pierre Auger Observatory (Auger) [21, 22] в Аргентине, Telescope Array (TA) в США [23] и якутская установка ЯкуШАЛ [24] (Россия).
Крупнейшая в мире установка Auger [25, 26] находится в Аргентине и предназначена для изучения ПКЛ с E > 1018 эВ. Ее строительство было завершено в 2008 г. Обсерватория состоит из 27 детекторов флуоресцентного излучения (FD-детекторов), подобных детекторам установки HiRes [18], и 1660 водных черенковских детекторов (SD-детек-торов), аналогичных детекторам эксперимента Haverah Park [12], распределенных равномерно на площади в 3000 км 2 . Объем каждого резервуара с водой составляет 12 000 л, расстояние между соседними водными детекторами — 1.5 км.
Для оценки энергии первичных частиц в эксперименте Auger применяется параметр s38(1000) — плотность энерговыделения в водном черенковском
детекторе на расстоянии 1 км от оси ШАЛ с зенитным углом в, равным 38° [27]. Энергия первичной частицы связана с параметром s38 (1000) соотношением типа [27, 28]
E = а • [538(1000)]6.
В случае если события ШАЛ были зарегистрированы только водными черенковскими детекторами, значения коэффициентов в формуле находятся из результатов анализа искусственных ливней, смоделированных методом Монте-Карло в программе CORSIKA [29].
Альтернативный метод восстановления основан на перекрестной калибровке черенковских детекторов и детекторов флуоресцентного излучения [27, 28]. Для этого отбираются события ШАЛ, зарегистрированные детекторами обоих видов [30]. Коэффициенты а и 6 в указанной выше формуле находятся путем подстановки восстановленной по данным FD-детекторов энергии EFD и определенного по данным SD-детекторов параметра s38( 1000) [28]. Так как энергия первичной частицы EFD, реконструированная по показаниям флуоресцентных детекторов, практически модельно-независима, то ее применяют для нормировки при восстановлении энергии по данным SD-детекторов. Зависимость энергии первичной частицы EFD от плотности энерговыделения на расстоянии 1000 м от оси ШАЛ используется при обработке всего набора событий ШАЛ, зарегистрированных черенковскими водными детекторами [30]. Систематическое различие между энергией, восстановленной первым способом (по данным SD-детек-торов), и Efd составляет 22% [27, 28].
Установка Telescope Array (TA) [6, 23] предназначена для детектирования ШАЛ, сгенерированных космическими лучами предельно высоких энергий (E > 1018 эВ). Как и установка Auger, TA использует две методики измерения ПКЛ сверхвысоких энергий: регистрацию заряженной компоненты ШАЛ и регистрацию флуоресцентного излучения. ТА [31] состоит из детекторов флуоресценции, объединенных в три станции, расположенные в вершинах равностороннего треугольника с длиной стороны 30 км, и более чем 500 сцинтилляционных детекторов площадью 3 м2 каждый, распределенных в узлах вписанной в треугольник квадратной решетки площадью около 680 км2. Строительство нового комплекса было начато на территории штата Юта в 2003 г., а в 2007 г. на ТА был произведен первый набор данных. Восстановление энергии первичной частицы по данным сцинтилляционных детекторов происходит по формуле связи между энергией первичной частицы и измеренной в эксперименте плотностью заряженных частиц на расстоянии 800 м от оси ШАЛ 5 (800) [32]. Поскольку соотношение между параметром 5(800) и первичной энергией получено из анализа результатов моделирования методом Монте-Карло, то данный способ восстановле-
ния энергии первичной частицы является модельно зависимым.
С другой стороны, энергия первичной частицы на ТА оценивается калориметрическим методом по данным детекторов флуоресценции. При этом также используются результаты моделирования методом Монте-Карло. Энергетический спектр, восстановленный по данным детекторов флуоресценции, по сравнению с энергетическим спектром, восстановленным по данным сцинтилляционных детекторов, имеет большую статистику при меньших энергиях и невысокую статистику при сверхвысоких энергиях. Поэтому данные спектры сложно сравнивать при энергиях ГЗК-обрезания, однако их поведение в районе энергий 5-60 ЭэВ согласуется достаточно хорошо [32].
В настоящее время проведена модернизация установки Telescope Array для расширения энергетического диапазона регистрации в сторону низких энергий [8]. Предполагалось, что TALE (Telescope Array Low Energy extension) будет вести регистрацию ШАЛ начиная с энергии 3 • 1016 эВ. Первые 3 мес работы TALE (с июня 2014 г.) показали, что установка ведет регистрацию событий начиная с 1016 эВ. Энергетический спектр, полученный по ее данным, находится в хорошем согласии с данными черенковской установки Тунка-133 (см. рис. 2). Сегодня расширение TALE обеспечивает чувствительность к ПКЛ начиная с энергии 3 • 1015 эВ [33].
Действующая на территории России якутская комплексная установка ШАЛ [24, 35] была создана в 1973 г. в селе Октемцы (55 км от Якутска) и работает до сих пор. ЯкуШАЛ регистрирует ПКЛ с энергиями 1017-1020 эВ. Контролируемая площадь (светосила установки) 12 км2 (18 км2 до 1990 г.).
Установка обеспечивает получение комплексной информации по нескольким компонентам ШАЛ: электронам, мюонам, потоку черенковского света и радиоизлучению от ливня (эпизодически).
В настоящее время она насчитывает 59 наземных станций наблюдения и 6 подземных мюонных детекторов (5 мюонных детекторов общей площадью 20 м2 каждый и большой мюонный детектор общей площадью 180 м2). Также на расстоянии 0.5 км от центра находятся 3 дифференциальных черенков-ских детектора (камеры обскура) для исследования продольного развития ливня.
В каждой наземной станции установлен сцин-тилляционный детектор на основе пластических сцинтилляторов толщиной 5 см и площадью 2 м2 (двух в случае основных наземных станций, одного в случае дополнительных станций) [36]. Кроме того, большинство станций оснащены оптическим приемником излучения Вавилова-Черенкова. 19 черенков-ских детекторов находятся в круге радиусом 1 км и 17 дополнительных черенковских детекторов установлены в центральной части установки в пределах 250 м от ее центра. Наземные станции размещены
Рис. 2. Экспериментальный дифференциальный энергетический спектр [34]
в узлах треугольной решетки со стороной 500 м. 10 дополнительных станций на основе одного сцин-тиллятора размещены в центральной части установки в пределах круга радиусом 250 м [35].
Поскольку для надежной регистрации черенков-ского светя пригодны только ясные безлунные ночи, то для анализа состояния и параметров атмосферы в составе установки имеется мощный лазер — ли-дар [36].
Процедура реконструкции энергетического спектра ПКЛ на якутской установке основана на корреляции энергии первичной частицы и получаемой из эксперимента величины сигнала в детекторе на расстоянии 600 м от оси ШАЛ (классификационный параметр 5600(0°)) для вертикального ливня. Зарегистрированная в эксперименте величина 5600 (в) в ШАЛ, пришедшем под углом в, пересчитывается в величину 5600(0°), при этом используются зенит-но-угловые зависимости для этого параметра:
5600 (0°) = 5600(в) • ехр(Дх/А), Дх = х • (sec в - 1),
где х0 = 1020 г/см2 — глубина уровня наблюдения, А — среднее значение пробега поглощения, определяемое с помощью метода сечения спектров сигналов линиями равной интенсивности [37] (полученное из модельных расчетов значение А = 530 ± 60 г/см2, экспериментальная оценка А = 500 ± 40 г/см2 [38]).
Значения Б6000(в) на якутской установке определяются корректно на расстоянии до 1000 м от оси ШАЛ, на больших же расстояниях происходит их недооценка [39].
Для оценки энергии Е0 по величине 5600(0°) используется следующее соотношение:
Е0 = а • [5б00(0°)]й.
Значения коэффициентов для вертикальных ливней составляют а = 4.8 • 1017, Ь « 1 [38].
Неоспоримое достоинство стандартного метода восстановления событий ШАЛ заключается в том, что все его этапы основаны на экспериментальных данных. Однако на якутской установке разрабатываются и иные методы оценки энергии, дающие возможность учитывать индивидуальное развитие каждого ливня от разных первичных частиц в области предельно высоких энергий [38].
На сегодня в мире зарегистрировано уже более двух десятков ливней с Е > 1020 эВ. Однако, несмотря на большое внимание, уделяемое проблемам ПКЛ предельно высоких энергий, и на то, что прошло уже несколько десятилетий эксплуатации установок большой площади, окончательного ответа на вопрос о поведении энергетического спектра в данном диапазоне пока нет. Согласно данным установки ЛОЛБЛ [16], энергетический спектр космических лучей становится более пологим при Е > 1019 эВ и продолжается за энергией
1020 эВ. Это подтверждают и данные эксперимента Volcano Ranch [10, 11], согласно которым при энергиях E > 1018 эВ показатель энергетического спектра ПКЛ уменьшается до своего значения при E <3 • 1015 эВ. Полученный на установках Haverah Park [12, 13] и Fly's Eye [17] энергетический спектр ПКЛ в области E >4 • 1019 эВ не противоречит наличию обрезания из-за реликтового излучения. Последние данные установок HIRes [18], ТА [40] и обсерватории Auger [41] также говорят о наличии резкого ослабления потока КЛ в области E > 4-1019 эВ. На установке ЯкуШАЛ статистических данных недостаточно, чтобы сделать определенное заключение об обрыве или продолжении энергетического спектра ПКЛ при E >4 • 1019 эВ [42].
Для целей настоящей работы, однако, более существенно, что результаты работы всех перечисленных установок показывают, что спектр ПКЛ не исчезает после 1018 эВ, а продолжается, по крайней мере, вплоть до энергии 1019 эВ и даже выше [43].
2. Установки для исследования КЛ
в «переходном» энергетическом диапазоне
Сравнительно с областью 1014-1016 эВ диапазон 1016-1018 эВ исследовался в относительно немногих экспериментах. Но эта область энергий заслуживает более тщательного изучения, так как именно в ней
предполагается появление космических лучей иного происхождения по сравнению с теми, которые наблюдаются при более низких энергиях и традиционно связываются с взрывами Сверхновых в нашей Галактике. Как показывают простые оценки, исходящие из пропорциональности энергии излома заряду ядра Z, при энергии 1017 эВ излом в парциальных энергетических спектрах ядер, входящих в состав ПКЛ, достигается уже и для ядер железа. Между тем показатель спектра всех частиц сохраняет в области 1017-1018 эВ примерно то же значение, что и при энергиях 1016-1017 эВ. Анализ мюонной компоненты ШАЛ и энергетического спектра ПКЛ указывает на наличие дополнительной компоненты ПКЛ, состоящей из легких ядер [44]. Наиболее естественно считать, что начиная с энергии 1017 эВ в потоке ПКЛ все больше проявляется вклад внегалактических космических лучей.
Существенный вклад в изучение КЛ в «переходном» диапазоне энергий 1016-1018 эВ внесли такие установки, как черенковская установка Тунка-133 [44], сцинтилляционная установка КАБСАОБ-Огапёе [45], установка ШАЛ МГУ [46]. К настоящему времени появились первые результаты работы ледовой черенковской установки 1сеТор [47, 48] (рис. 3 [49]).
Рис. 3. Экспериментальный дифференциальный энергетический спектр [49]
Экспериментальная установка ШАЛ МГУ, созданная в 1950-е гг. НИИЯФ МГУ для исследования космических лучей сверхвысоких энергий [50], внесла значительный вклад в исследование излома в энергетическом спектре космических лучей при энергии ~ 3 • 1015 эВ. Для настоящей работы, однако, наибольший интерес представляют данные ШАЛ МГУ в конфигурации (1982-1990 гг.), когда занимаемая установкой площадь составляла 0.5 км2. На установке проводились измерения плотности потока электронов ШАЛ в 77 наземных пунктах регистрации. В каждом пункте регистрации располагались 3 группы счетчиков Гейгера-Мюллера: 24 с площадью 0.0021 м2, 24 по 0.01 м2 и 72 счетчика по 0.033 м2. Всего наземную часть установки полной площадью 205.4 м2 составляли 9240 счетчиков. Благодаря наличию расположенных на глубине 40 м в. э. 4 подземных детекторов мюонов с пороговой энергией 10 ГэВ имелась возможность построения ФПР мюонов в индивидуальных ливнях. Центральный детектор площадью 36.4 м2 находился под центральным пунктом установки и содержал 1104 счетчика Гейгера-Мюллера площадью 0.033 м2. Остальные три детектора площадью по 18.2 м2 состояли из 552 счетчиков каждый и располагались на расстояниях 150-300 м от центра установки в туннеле метрополитена.
На установке использовались две независимые системы отбора ливней. Центральная система состояла из семи сцинтилляционных детекторов и была устроена следующим образом: в центре установки находился детектор площадью 1 м2, а остальные 6 — площадью 0.5 м2, располагались в вершинах правильного шестиугольника на расстоянии 60 м от центрального детектора. Периферийную систему отбора также составляли сцинтилляционные детекторы площадью 0.5 м2. В этих же помещениях находились счетчики Гейгера-Мюллера. 22 помещения, где располагались сцинтилляционные детекторы и счетчики, были объединены в 13 четырехугольников со стороной 150-200 м.
Данные ШАЛ МГУ по первичному спектру хорошо согласуются с данными других установок, регистрирующих события в диапазоне энергий от 1015 до 1018 эВ (рис. 4).
Сегодня установка ШАЛ МГУ [51] представляет собой сеть из сорока детекторов электронно-фотонной компоненты ШАЛ площадью 1 м2 каждый, расположенных на площади 60 х 120 м2 на территории МГУ, и используется для изучения анизотропии (в области до излома), а также в учебных целях.
Поскольку процедуры обработки экспериментальных данных установок для исследования ШАЛ и процесс сопоставления экспериментальных результатов с предсказаниями теоретических моделей за последнее время значительно усовершенствовались, то анализ данных установки ШАЛ МГУ, накопленных за многолетний период ее эксплуатации,
4 5 6 7 8 9
5 6 7 в g
10 10 10 10 10
Energy Е0 [GeV]
Рис. 4. Экспериментальный дифференциальный энергетический спектр [52]
продолжается до сих пор. Результаты, полученные на более высоком методическом уровне, подтвердили сделанное ранее заключение относительно обогащения состава ПКЛ тяжелыми ядрами в области за изломом при энергии ~ 3 • 1015 эВ [46, 53]. Кроме того, анализ данных о мюонной и электронной компонентах ШАЛ показал, что при энергии выше 1017 эВ, напротив, состав ПКЛ обогащается легкими ядрами. Экстраполяция спектра, полученная с использованием массового состава, дающего оптимальное согласие с экспериментом в области энергий ниже 1017 эВ на область более высоких энергий, оказалась существенно ниже экспериментального спектра в области 1017-1018 эВ, что подтверждает наличие дополнительной компоненты ПКЛ при энергиях выше 1017 эВ [54, 55]. Вклад этой компоненты был оценен по разности между экспериментальным и рассчитанным на основе экстраполяции спектрами.
Установка KASCADE-Grande [45, 56] осуществляла регистрацию ПКЛ с энергиями 1016-1018 эВ в период с 2003 по 2009 гг. Этот проект стал успешным продолжением эксперимента KASCADE [57], начавшего свою работу по исследованию ПКЛ в области энергий 1014-1017 эВ с 1996 г. KASCADE-Grande располагалась на территории научно-исследовательского центра Карлсруэ (Германия) на высоте 110 м над уровнем моря, что соответствует глубине атмосферы 1022 г/см2. Установка включала в себя основной комплекс KASCADE [57], расширение Grande [56] и KASCADE-Piccolo Trigger Array [56] (рис. 5).
Комплекс KASCADE [45, 56] (схематически показан на рис. 5) осуществлял измерение электромагнитной и мюонной компонент ШАЛ и состоял из 252 детекторных станций, расположенных на расстоянии 13 м друг от друга в узлах прямоугольной сетки, занимающей площадь 200 х 200 м2. Станции были объединены в 12 внешних кластеров (по 16 детекторных станций в каждом) и 4 внутренних кластера (по 15 детекторных станций в каждом). Внешние кластеры (192 сцинтилляционные станции)
Рис. 5. Схема установки KASCADE-Grande [56]
были оснащены двумя неэкранированными сцинтил-ляционными детекторами и одним экранированным (железо, свинец) мюонным детектором. Мюонный детектор состоял из 4 сцинтилляционных детекторов размером 90 х 90 х 3 см каждый.
К северу от центрального детектора установки KASCADE в 48-метровом туннеле шириной 5.4 м и глубиной 2.4 м находился трековый мюонный детектор [45], состоящий из 3 слоев стримерных трубок, площадь каждого из которых была около 128 м2, и дополнительных вертикальных детекторных модулей, расположенных вдоль стен туннеля. Низкий фон электронов и гамма-квантов обеспечивался за счет расположенных над туннелем слоев почвы, бетона и железа общей толщиной более 18 радиационных длин.
Большое количество детекторов при их значительной площади дало возможность достичь рекордной доли ливневых частиц, непосредственно регистрируемых установкой. Эта доля составляла 1 и 2% для электронной и мюонной компонент соответственно. Для оценки первичной энергии частицы, генерировавшей ШАЛ, использовалось так называемое усеченное (truncated) число мюонов, которое определялось как интеграл от плотности мюонов в пределах кольца от 40 до 200 м.
Расширение Grande [45, 56] (см. рис. 5) состояло из 37 детекторных станций, расположенных в узлах прямоугольной сетки на расстоянии около 130 м друг от друга, и охватывало площадь 0.5 км2. Каждая станция была оснащена блоком электроники
и сцинтилляционным детектором площадью 10 м2, состоящим из 16 локальных сцинтилляционных счетчиков. Ранее эти счетчики были использованы в эксперименте EAS-TOP (1987-2000 гг., Гранд Сассо, Италия) [58].
Установка KASCADE-Piccolo Trigger Array [45, 56] (см. рис. 5) включала в себя 8 детекторных станций, аналогичных станциям расширения Grande. Станции располагались по сторонам квадрата на расстоянии 20 м друг от друга. Основной целью KASCADE-Piccolo была выработка общего триггера для совпадения событий комплексов KASCADE и Grande. Сама KASCADE-Piccolo считалась сработавшей при срабатывании 2 станций из 8.
Измерение адронной компоненты ШАЛ происходило в центральном детекторе установки KASCADE, основным компонентом которого являлся сегментированный адронный калориметр [45]. К сожалению, данные по адронной компоненте не удалось использовать для анализа массового состава ПКЛ совместно с данными по электронно-фотонной и мюон-ной компонентам, поскольку привлечение адронной компоненты приводило к чрезмерному утяжелению состава.
Отметим интересный результат [59], относящийся к интерпретации данных по энергетическим спектрам, полученным в эксперименте KASCADE. Используя не противоречащую эксперименту эмпирическую модель излома (так называемую poly-gonato model), автор [59] показал наличие существенного различия между экстраполяцией спектра
на основе polygonato model и энергетическим спектром, полученным по данным ШАЛ при энергии выше 1017 эВ. Было показано, что экстраполяция идет существенно ниже имеющихся в этом энергетическом диапазоне экспериментальных данных (см. рис. 4). Недостаточная площадь установки KASCADE не позволила наблюдать непосредственно излом группы тяжелых ядер, что послужило одной из причин создания установки KASCADE-Grande.
Одним из основных результатов эксперимента KASCADE-Grande является картина утяжеления массового состава ПКЛ в области выше «колена», вызванная изломом в спектре легких компонентов [45]. Обычные модели ускорения ПКЛ предсказывают с ростом энергии обогащение массового состава более тяжелыми компонентами. Открытие колена в тяжелых компонентах, представленных железом, стало убедительной проверкой этих теорий и позволило сделать вывод о наличии ПКЛ внегалактического происхождения [60].
В соответствии с достигнутой договоренностью в 2012 г. сцинтилляционные счетчики установки KASCADE-Grande были переданы Туринским университетом (Италия) для создания в Тункинском астрофизическом центре коллективного пользования ИГУ детекторов для регистрации заряженной компоненты ШАЛ.
Первоначально на установке KASCADE-Grande энергетический спектр реконструировался на основе корреляции полного числа заряженных частиц и полного числа мюонов в атмосферном ливне, полученной по программе CORSIKA с использованием модели QGSJet II для описания процессов при высоких энергиях и модели FLUKA при низких. Полное число заряженных частиц в ШАЛ, положение оси ливня и направление его прихода восстанавливалось по данным расширения Grande с помощью метода максимума функции правдоподобия. В качестве ФПР заряженных частиц использовался аналог функции Нишимуры-Каматы-Грейзе-на [61]. Полное число мюонов реконструировалось по данным экранированных детекторов установки KASCADE.
Уникальность установки KASCADE-Grande заключалась в возможности оценки точности восстановления параметров ШАЛ расширением Grande путем сравнения с данными независимого эксперимента KASCADE. В результате такого анализа было получено, что при восстановлении полного числа заряженных частиц по данным установки Grande систематическая погрешность составляет не более 0.5%, точность восстановления направления прихода ливня — около 0.8°, положения оси ШАЛ — 6м [62].
В 2013 г. коллаборацией KASCADE-Grande был представлен иной способ восстановления первичной энергии на основе оценки другого параметра, а именно плотности заряженных частиц на расстоянии 500 м от оси ШАЛ, 5(500) [63].
Расчетная зависимость энергии первичной частицы от параметра 5(500), полученная в программе СОЯБ1КА ^БЛеМО [48]:
Ео = С ■ 5(500)7, 7 = 0.915 ± 0.002 [63].
Использование величины 5(500) [61] при обработке зарегистрированных событий показало наличие в результате систематического сдвига [62, 63] (см. рис. 6), который оказался больше, чем оцененные систематические ошибки данного метода.
щ
СО
т
СП
N
I
л
5 ю16
N tel
I
Рн
ю15
Рис. 6. Энергетические спектры ПКЛ [63], полученные на установках КАБСАЭЕ [61] (кружки) и КАБСАЭЕ-ОгаЫе (квадраты — стандартный подход, треугольники — подход 5(500)). Сплошные линии показывают расчетные систематические неопределенности
Разногласие в результатах, полученных с помощью двух разных методик восстановления событий, объясняется в основном тем, что моделирование не достаточно точно описывает форму распределений плотности числа заряженных частиц в зависимости от расстояния до оси ливня [61].
Установка 1сеТор [65] является наземной частью расположенного в районе географического южного полюса подледного нейтринного телескопа 1сеСиЬе. 1сеТор находится на поверхности ледового антарктического щита на высоте 2835 м над уровнем моря, что соответствует глубине атмосферы 692 г/см2. Установка состоит из 162 заполненных льдом цилиндрических черенковских баков диаметром 1.8 м и высотой 1.3 м, объединенных попарно в 81 наземную станцию.
Каждый бак установки оснащен двумя цифровыми оптическими модулями, оборудованными 10-дюймовым ФЭУ и блоком электроники для считывания и передачи сигналов, и встроен в снег так, что
его верхняя поверхность находится на одном уровне с окружающим снегом [66]. Это позволяет минимизировать перепады температуры и накопление снежных заносов. Работают данные баки по тому же принципу, что и водные черенковские детекторы в установках Haverah Park [12] и Auger [25, 26]. Станции IceTop расположены на расстоянии 125 м друг от друга на площади в 1 км2. Расстояние между двумя баками в каждой отдельной станции составляет 10 м. Условие срабатывания установки IceTop — срабатывание не менее трех черенковских станций.
Установка IceTop исследует ПКЛ сверхвысоких энергий в энергетическом диапазоне от 300 ТэВ до 1 ЭэВ [66]. В качестве измеряемого параметра при восстановлении энергетического спектра ПКЛ используется 3125 — плотность энерговыделения ШАЛ на расстоянии 125 м от оси ливня [48]. Связь данного параметра с энергией первичной частицы найдена путем модельных расчетов по программе CORSIKA [48]:
lg(E) = Р0 + P1 lg(^125>.
Различие в результатах при выборе разных моделей адронного взаимодействия (в качестве которых были выбраны SIBYLL 2.1 и QGSJET-II) оказалось не более 4% [48].
Для того чтобы повысить качество восстановления и попасть в выбранный при моделировании диапазон зенитных углов, на экспериментальные данные накладываются следующие условия [48]. При обработке используются события ШАЛ, зарегистрированные 5 и более станциями. Отбираются только те события, для которых параметр lg(S125> > 0.0, косинус зенитного угла >0.8 и положение оси ШАЛ находится в пределах указанной на рис. 7 области.
Рис. 7. Схема установки 1сеТор в 2010 г. Площадь, занимаемая установкой, составляет 0.577 км2 [48]
Отбрасываются события, в которых либо максимальный уровень сигнала приходится на крайние станции установки, либо его уровень в каждой из сработавших станций не превышает 6 VEM (в качестве единицы измерения принят сигнал в оптическом модуле, соответствующий прохождению одного вертикального мюона). Восстановленный таким образом энергетический спектр ПКЛ, в сравнении с данными других экспериментов, показан на рис. 8 и рис. 2, 3.
При совместной работе с телескопом IceCube IceTop позволит уточнить сведения о массовом составе ПКЛ в указанном диапазоне энергий. Это возможно благодаря тому, что отношение сигнала от ШАЛ, зарегистрированного наземными черенковскими детекторами, к сигналу, зарегистрированному детекторами подледного телескопа, чувствительно к массе первичной частицы. Другая задача установки — калибровка подледного телескопа IceCube. Кроме того, регистрируя время прихода, направление и положение оси ШАЛ, IceTop может помочь в решении проблемы отделения постоянного фона космических мюонов, являющегося помехой в работе нейтринного телескопа IceCube.
3. Гамма-обсерватория TAIGA
Большие надежды в изучении КЛ в «переходном» энергетическом диапазоне возлагаются на строящуюся в Тункинском астрофизическом центре коллективного пользования ИГУ гамма-обсерваторию TAIGA (Tunka Advanced Instrument for cosmic rays and Gamma Astronomy) [67]. В состав гамма-обсерватории войдут шесть установок, использующих детекторы различного типа. Это действующие черенковские установки Тунка-133 [68] и TAIGA-HiSCORE, действующая радиоустановка Tunka-Rex [69], строящаяся на основе сцинтилля-ционных детекторов установка Tunka-Grande и проектируемые сеть атмосферных узкоугольных черен-ковских телескопов TAIGA-IACT и сеть мюонных детекторов большой площади TAIGA-Muon.
Установка Тунка-133 расположена в Тункинской долине (республика Бурятия) в 50 км от озера Байкал. Она позволяет изучать энергетический спектр и массовый состав ПКЛ в энергетическом диапазоне 1016-1018 эВ путем регистрации космических лучей по черенковскому свету, который излучается заряженными частицами ШАЛ в атмосфере [70, 71]. Этот метод регистрации, в котором наша атмосфера используется в качестве гигантского калориметра, позволяет получить значение энергии космической частицы с наивысшей точностью, возможной при регистрации ШАЛ.
Установка состоит из 175 оптических детекторов, распределенных на площади 3 км2. Детекторы объединены в 25 кластеров по 7 детекторов в каждом [72, 73]. В каждом кластере один детектор расположен в центре, а шесть — симметрично относительно
центра в вершинах правильного шестиугольника со стороной 85 м. Строительство центральной части установки, включающей в себя 19 кластеров, распределенных на площади около 1 км2, было завершено в 2009 г. В 2010-2012 гг. было развернуто дополнительно 7 внешних кластеров на расстоянии 700-1000 м от центра установки, так что площадь установки Тунка-133 выросла до 3 км2.
Оптические детекторы, входящие в состав установки, разработаны на базе полусферических фотоумножителей ЕМ1-9350 и НАМАМАТБи Я1408-01 с диаметром фотокатода 20 см. Каждый отдельный детектор состоит из металлического цилиндрического контейнера высотой 60 см и диаметром 50 см, в котором помещен ФЭУ и блок электроники. Окно контейнера направлено в зенит и закрыто оргстеклом с подогревом для защиты от выпадения инея и росы. Металлическая крышка контейнера снабжена механизмом дистанционного управления. Вся электроника и механика оптического детектора разработаны с учетом возможности работы при температурах до —40° С. Импульсы от детекторов передаются в центр кластера по коаксиальным кабелям ЯО-58 длиной 100 м и оцифровываются АЦП с частотой 200 Гц. В случае совпадения импульсов от трех детекторов записываются 1024 точки с импульсом в центре. Информация со всех кластеров передается в центр сбора данных по оптоволоконным кабелям.
Точность определения положения оси ШАЛ составляет 6 м, энергетическое разрешение 15%, а точность восстановления положения максимума развития ливня Хтах — 25 г/см2. Информация о форме сигнала с каждого детектора дает возможность локации оси ливня даже в случаях, когда его ось лежит вне геометрической площади установки. Эффективная площадь установки в таком случае увеличивается почти на порядок в области энергий выше 1017 эВ.
Энергия первичной частицы Е0 в эксперименте восстанавливается по плотности потока черенков-ского света на расстоянии 200 м от оси ШАЛ ф(200). Связь между Е0 и параметром ф(200) выражается формулой [74]
Е0 = С ■ ф(200)£.
При моделировании в программе СОЯБ1КА в диапазоне энергий 1014-1018 эВ для зенитных углов 0-45° в предположении равного количества первичных протонов и ядер железа было установлено, что значение индекса g составляет 0.94. Предположение о равном массовом составе ПКЛ допустимо, поскольку измерения глубины максимума Хтах показывают, что среднее значение 1п А составляет около 2 ± 0.5 во всем диапазоне энергий 1014-1018 эВ [74]. Коэффициент С в формуле корректируется путем нормировки полученного экспериментального интегрального энергетического спектра ПКЛ на эталонный интегральный спектр,
полученный в эксперименте QUEST на установке EAS-TOP [75]. Из-за небольших размеров сцинтил-ляционной установки EAS-TOP эталонное значение для калибровки экспериментального энергетического спектра черенковской установки находится при энергии 3 • 1015 эВ. Построенная в Тункинской долине на территории установки Тунка-133 сцин-тилляционная установка Tunka-Grande за счет больших размеров позволит продвинуть это эталонное значение в сторону более высоких энергий. Альтернативный подход основан на исследовании формы импульса от каждого из детекторов. При этом измеряются такие параметры, как задержка фронта, площадь и длительность импульса.
Методика восстановления первичной энергии по потоку черенковского света также применяется в эксперименте IceTop [65], где используется величина плотности на расстоянии 125 м от оси ШАЛ. Экспериментальные энергетические спектры, полученные на установках IceTop и Тунка-133, представлены на рис. 3 и 8.
К достижениям установки Тунка-133 можно отнести восстановленный с высокой точностью энергетический спектр ПКЛ в области энергий 6 • 1015 — 1018 эВ, который свидетельствует о существенно более сложной зависимости интенсивности космических лучей от энергии, чем предполагалось ранее. По данным, набранным в течение 5 зимних сезонов работы с 2009 по 2014 гг., при энергии 6 • 1015 — 2 • 1016 эВ показатель энергетического спектра y = -3.23±0.01, при энергии 2 • 1016-5 • 1016 эВ
Y = -2.99 ± 0.01, при энергии 5 • 1016-3 • 1017 эВ
Y = -3.07 ± 0.01 и при энергии выше 3 • 1017 эВ
Y = -3.34 ± 0.01 [76]. Обнаружение столь резкого изменения показателя спектра при энергии около 2 • 1016 эВ принципиально невозможно на установках с худшей точностью определения энергии. Как показали наши оценки, «пропускание» спектра Тунки, например, через установку ШАЛ МГУ уменьшает изменение показателя спектра по сравнению с исходными данными Тунки-133 примерно вдвое и сглаживает особенности, наблюдающиеся в спектре.
По данным установки было подтверждено утяжеление массового состава ПКЛ в области выше «колена», вызванного изломом в спектре легких компонентов, и получено, что излом в парциальном энергетическом спектре железа находится при энергии около 1017 эВ. Сравнение предсказанных энергетических спектров [5] с экспериментальными данными Тунки-133 [77] подтвердило присутствие в составе ПКЛ при энергиях выше 1017 эВ дополнительной компоненты внегалактического происхождения.
Однако определение массового состава в настоящее время возможно лишь с ограниченной точностью. Хотя приведенные на рис. 9 данные нескольких установок можно считать согласующимися,
Рис. 8. Спектр станции 1сеТор-73 в сравнении с другими экспериментами. Линиями показаны статистические ошибки экспериментов; площадь, залитая серым цветом, отвечает систематическим ошибкам установки
1сеТор [48]
Рис. 9. (ln Л) как функция энергии. Черные кружки — данные установки Тунка-133, синие треугольники — KASCADE, малиновые треугольники — HIRES, зеленые квадратики — Auger. Линии и площади отвечают соответственно статистическим и систематическим ошибкам экспериментов [78]
не следует забывать, что в качестве характеристики массового состава используется достаточно грубая величина.
В 2012 г. было начато поэтапное развертывание широкоугольной атмосферной черенковской установки TAIGA-HiSCORE [67], которая представляет собой сеть фотодетекторов — оптических станций (ОС), расположенных на поверхности Земли в узлах квадратной решетки. На текущем этапе (2016 г.) установка состоит из 28 ОС, занимающих площадь 600 на 450 м. Расстояние между ОС составляет около 106 м. В дальнейшем планируется сократить расстояние между станциями центральной части
установки до 75 м, а также увеличить площадь установки, дополняя ее новыми ОС.
Оптическая станция является отдельным, логически завершенным элементом установки TAIGA-HiSCORE. ОС представляет собой металлический контейнер с дистанционно-управляемыми крышками для защиты от солнечного света, атмосферных осадков и пыли. В ОС размещаются 4 оптических модуля (ФЭУ с диаметром фотокатода 20 см, укомплектованные конусами Винстона, увеличивающими площадь светосбора в 4 раза). Телесный угол обзора конусов Винстона и, соответственно, ОС составляет 0.6 ср.
Действующая установка Tunka-Rex представляет собой пространственную решетку из 47 радиоантенн типа SALLA на площади 0.5 км2. Сбор данных на установке Tunka-Rex осуществляется с 8 октября 2012 г. по триггеру с кластеров черенковской решетки Тунка-133. Направления прихода, восстановленные по радиоданным, согласуются с результатами черенковской установки Тунка-133, что подтверждает возможность кросс-калибровки радио- и черен-ковских данных [69].
Сцинтилляционная установка Tunka-Grande представляет собой 19 сцинтилляционных станций наблюдения, размещенных вблизи внутренних кластеров установки Тунка-133 в круге с радиусом ~ 400 м. Площадь сцинтилляционной установки составляет около 0.5 км2.
Каждая сцинтилляционная станция включает наземный детектор электронов, состоящий из 12 сцин-тилляционных счетчиков общей площадью 8 м2, и подземный детектор мюонов общей площадью
5 м 2 , состоящий из 8 аналогичных сцинтилляци-онных счетчиков. Наземные детекторы электронов установлены в специальных легких контейнерах. Мюонные детекторы расположены в бетонных контейнерах под слоем грунта 1.5 м в непосредственной близости от детекторов электронов. Подобная геометрия позволит восстанавливать положение оси и направление прихода ливня с достаточной точностью [79].
Каждый отдельный сцинтилляционный счетчик представляет собой светособирающий дюралюминиевый кожух, внутри которого размещаются фотоэлектронный умножитель (ФЭУ) PHOTONICS XP-3462 и сцинтилляционная пластина размером 800 х 800 х 40 мм. Основная часть счетчиков (352 штуки) была поставлена Туринским университетом в августе-сентябре 2012 г. Ранее они использовались в установке KASCADE-Grande.
Летом 2013 г. был произведен первый запуск центрального наземного детектора электронов установки Tunka-Grande и подготовлена часть специально оборудованных подвалов для размещения подземных мюонных детекторов. В 2014 г. полностью закончены работы по монтажу остальных 18 наземных детекторов электронов и 7 подземных детекторов мюонов. В настоящее время запущены все наземные детекторы электронов и подземные мюонные детекторы 7 станций наблюдения из внутренней части Tunka-Grande площадью 0.2 км2. В остальных станциях продолжаются работы по установке и подключению подземных мюонных детекторов.
Работа сцинтилляционной установки позволит значительно увеличить число регистрируемых событий, улучшить точность измерения параметров ШАЛ, получить более надежные сведения о массовом составе ПКЛ [80], расширить энергетический диапазон в область сверхвысоких энергий и провести абсолютную энергетическую калибровку черен-ковских установок.
Основным недостатком черенковского метода регистрации, применяемого на установках TAIGA-HiSCORE и Тунка-133, является то, что наблюдения возможны только в ясные безлунные ночи, т. е. порядка 400 ч в год даже в условиях Тункин-ской долины. Другим калориметрическим методом наблюдений является регистрация радиоизлучения ШАЛ (установка Tunka-Rex). В отличие от че-ренковского, в принципе он является «всепогодным» (точнее, почти «всепогодным», исключаются относительно редкие периоды высокого радиофона). Однако радиометод еще недостаточно изучен с методической точки зрения. Только совместная работа установок Tunka-133, TAIGA-HiSCORE, Tunka-Rex и Tunka-Grande позволит достигнуть качественно нового уровня в исследовании энергетического спектра и массового состава КЛ и ответить на вопросы, связанные с явлением перехода от галактических КЛ к внегалактическим.
Заключение
Особый интерес для современных исследователей представляет изучение ПКЛ в переходном диапазоне энергетического спектра 1016-1018 эВ. При этом необходимо стремиться к регистрации в одном эксперименте как можно большего числа компонент ШАЛ. Сложность задачи заключается в синхронизации работы и калибровке детекторов различного типа. Пока наилучшее качество калибровки было достигнуто на установке KASCADE-Grande. Но, несмотря на трудности, связанные с одновременной регистрацией нескольких компонент ШАЛ, проекты подобного класса уже занимают (Auger, Telescope Array, ЯкуШАЛ) или в скором времени займут (TAIGA) лидирующие позиции в исследовании ПКЛ. Благодаря большой площади установки и высокой плотности распределенных на ней детекторов, гамма-обсерватория TAIGA охватит энергетический диапазон от 1014 до 1019 эВ. Возможность одновременной регистрации черенковского, электронно-фотонного, мюонного и радиоизлучений ШАЛ позволит продвинуться глубже в исследовании энергетического спектра и массового состава ПКЛ, экспериментально подтвердить или опровергнуть вычисленные модельно границы перехода от галактических к внегалактическим ПКЛ как для отдельных элементов, так и для суммарного потока всех частиц ПКЛ.
Таким образом, экспериментальные данные как гигантских установок, так и работающих до 1018 эВ, показывают существование внегалактической компоненты. Однако вопросы, связанные с положением границы перехода галактических КЛ к внегалактическим, поведением энергетического спектра и изменением массового состава в переходной области, остаются открытыми. Для их решения необходимы комплексные подходы, объединяющие в себе теоретическое моделирование поведения ПКЛ в переходной области и качественные экспериментальные данные.
Работа выполнена при финансовой поддержке гранта Правительства РФ (договоры 14.B25.31.0010, 14.593.21.0005, 3.10131.2017/NM, 3.9678.2017/8.9, 3.904.2017/4.6), РФФИ (гранты 16-32-00344, 14-0200372 и 13-02-00214) и Программы стратегического развития ИГУ.
Список литературы
1. Акимов В.В., Григоров Н.Л., Губин Н.В. и др. // Изв. АН СССР. Сер. физ. 1971. 35. С. 2434.
2. Калмыков Н.Н., Куликов Г.В., Роганова Т.М. Галактические космические лучи // Модель космоса / Под ред. проф. М. И. Панасюка, Л. С. Новикова. М.: КД «Университет», 2007. С. 1000.
3. Berezhko E.G., Ksenofontov L.T. // JETP. 1999. 78. P. 391.
4. Kalmykov N.N., Khristiansen G.B. // J. Phys. G. 1995. 21. P. 1279.
5. Птускин В.С., Роговая С.И., Зиракашвили В.Н. // 31-я ВККЛ. Москва, МГУ, 2010.
6. Allekotte I., Barbosa A., Bauleo P. et al. // Nucl. Instrum. Meth. A. 2008. 586. P. 409.
7. Schussler F. (for the Pierre Auger Collaboration) // 31st ICRC (Lodz, Poland). arXiv: 0906.2189v2 [astro-ph.HE] (10 Jul 2009).
8. Kawai H., Yoshida S., Yoshii H. et al. // Nucl. Phys. B: Proc. Suppl. 2008. 175-176. P. 221.
9. Зотов М.Ю., Калашев O.Е., Пширков М.С. // Вестн. Моск. ун-та. Физ. Астрон. Принят к печати.
10. Linsley J. // Proc. 8th ICCR. Jaipur, 1963. 4. P. 77.
11. Nagano M., Watson A.A. // Rev. Mod. Phys. 2000. 72, N 3. P. 689.
12. Edge D.M., Evans A.C., Garmston H.J. et al. // J. Phys. A. 1973. 6, N 10. P. 1612.
13. Lawrence M.A., Reid R.J.O., Watson A.A. // J. Phys. G: Nucl. Part. Phys. 1991. 17. P. 733.
14. Winn M.M., Ulrichs J., Peak L.S. et al. // J. Phys. G: Nucl. Phys. 1986. 12. P. 653.
15. Chiba N., Hashimoto K., Hayashida N. et al. // Nucl. Instrum. Meth. A. 1992. 311. P. 338.
16. Shinozaki K., Teshima M. (for AGASA Collaboration) // Nucl. Phys. B (Procc. Suppl.) 2004. 136. P. 18.
17. Bird D.J., Corbato S.C., Dai H.U. et al. // Astrophys. J. 1994. 424. P. 491.
18. Bergman D. (for the HiRes Colaboration) // arXiv: 0807.2814vl [astro-ph] (17 Jul 2008).
19. Abbasi R.U., Abu-Zayyad T., Allen M. et al. // Phys. Rev. Lett. 2008. 100. 101101.
20. Глушков А.В. // ЯФ. 2009. 72, № 1. C. 91.
21. Pierre Auger Collaboration // Nucl. Instrum. Meth. A. 2008. 586. P. 409.
22. Pierre Auger Collaboration // Phys. Lett. B. 2010. 685. P. 239.
23. http://www.telescopearray.org
24. Артамонов В.П., Афанасьев Б.Н., Глушков А.В. и др. // Изв. РАН. Сер. физ. 1994. 58. С. 92. (Artamo-nov V.P. et al. // Bull. Russ. Acad. Sci. Phys. 1994. 58. P. 2026).
25. http://www.auger.org
26. Abraham J. (for the Pierre Auger Collaboration) // Phys. Lett. B. 2010. 685. P. 239.
27. Di Giulio C. (for the Pierre Auger Collaboration) // 31st ICRC (Lodz, Poland). arXiv: 0906.2189v2 [astro-ph.HE] (10 Jul 2009).
28. Pesce R. (for the Pierre Auger Collaboration) // 32st ICRC (Beijing). arXiv: 1107.4809 [astro-ph.HE] (2011).
29. Heck D., Pierog T. Extensive Air Shower Simulation with CORSIKA: A User's Guide (Version 7.5600 from August 17, 2016) // KIT - Universitat des Landes Ba-den-Wurttemberg und nationales Forschungszentrum in der Helmholtz-Gemeinschaft. 2016. P. 175.
30. Kuempel D., Kampert K.H., Risse M. // Astropart. Phys. 2008. 30, N 4. P. 167.
31. Tokuno H., Tameda Y., Takeda M. et al. // Nucl. Instr. Meth. Phys. Res. Sec. A. 2012. 676. P. 54.
32. Takeshi O. // 2014. e-Print: arXiv: 1401.8109.
33. Charles C.H. Jui (for the Telescope Array Collaboration) // Nucl. Part. Phys. Proc. 2016. 273-275. P. 440.
34. http://taiga-experiment.info/wp-content/uploads/2015/02/prosin_ricap14.pdf
35. Ivanov A. (for the Yakutsk array group) // EPJ Web of Conferences. 2013. 53. 04003.
36. Иванов А.А., Кнуренко С.П., Правдин М.И., Слепцов И.Е. // Вестн. Моск. ун-та. Физ. Астрон. 2010. № 4. С. 56. (Ivanov A.A., Knurenko S.P., Pravdin M.I., Sleptsov I.E. // Moscow Univ. Phys. Bull. 2010, N 4. P. 292.)
37. Clark G., Bradt H.L., La Pointe M. et al. // Proc. 8th ICRC (Jaipur, 1963). 4. P. 65.
38. Деденко Л.Г., Глушков А.В., Кнуренко С.П. и др. // Письма в ЖЭТФ. 2009. 90. № 11. C. 787. (Deden-ko L.G., Glushkov A.V., Knurenko S.P. et al. // JETP Lett. 2009. 90, N 11. P. 691.)
39. Деденко Л.Г., Иноуе Н., Подгрудков Д.А. и др. // Изв. РАН. Сер. Физ. 2009. 73, № 5. C. 639. (Deden-ko L.G., Podgrudkov D.A., Inoue N. et al. // Bull. Russ Acad. Sci. Phys. 2009. 73, N 5. P. 600.)
40. Tsunesada Y. (The Telescope Array Collaboration) // Proc. of the 32 nd ICRC. August 2011, Beijing, China. arXiv: 1111.2507.
41. Creusot A. (for the Pierre Auger Collaboration) // Nucl. Instrum. and Methods in Phys. Res. Sec. A: Accel., Spectrom., Detect., Equip. 2012. 662, Suppl. 1. P. S106.
42. Egorova V.P., Glushkov A.V., Ivanov A.A. et al. // Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.). 2004. 136. P. 3.
43. Berezinsky V. // Astropart. Phys. 2014. 53. P. 120.
44. Калмыков Н.Н., Кузьмичев Л.А., Куликов Г.В. и др. // Вестн. Моск. ун-та. Физ. Астрон. 2010. № 4. C. 40. (Kalmykov N.N., Kuzmichev L.A., Kulikov G.V. // Moscow. Univ. Phys. Bull. 2010, N 4. P. 275.)
45. http://www-ik.fzk.de/KASCADE/ KASCADE_welcome_Grande.html
46. Fomin Yu.A., Kalmykov N.N., Khristiansen G.B. et al. // J. Phys. G: Nucl. Part. Phys., 1996. 22. P. 1839.
47. http://icecube.wisc.edu
48. Aartsen M.G., Abbasi R., Abdou Y. et al. // Phys. Rev. D. 2013. 88. P. 042004. arXiv: 1307.3795.
49. Prosin V.V., Berezhnev S.F., Budnev N.M. et al. // EPJ Web of Conferences. 2016. 121. 03004.
50. Khristiansen G.B., Kulikov G.V., Fomin Yu.A. Cosmic Rays of Superhigh energies. Munchen: Verlag Karl Thiemig, 1980. P. 246.
51. Веденеев О.В., Гарипов Г.К., Игошин А.В. и др. // Изв. РАН. Сер. физ. 2003. 67, № 10. C. 1457.
52. Horandel J.R. // Astropart. Phys.. 2003. 19. P. 193.
53. Kuzmichev L.A., Sveshnikova L.G., Korosteleva E.E. et al. // J. Phys.: Conf. Ser. 2013. 409, N 1. P. 012062.
54. Калмыков Н.Н., Котсоми Х., Сулаков В.П., Фомин Ю.А. // Вестн. Моск. ун-та. Физ. Астрон. 2008. № 5. C. 62. (Kalmykov N.N., Cotzomi J, Sula-kov V.P. et al. // Moscow Univ. Phys. Bull. 2008. N 5. P. 359.)
55. Калмыков Н.Н., Куликов Г.В., Сулаков В.П., Фомин Ю.А. // Вестн. Моск. ун-та. Физ. Астрон. 2011, N 1. C. 84. (Kalmykov N.N., Kulikov G.V., Sula-kov V.P., Fomin Yu.A. // Moscow Univ. Phys. Bull. 2011. N 1. P. 92.)
56. Apel W.D., Arteaga J.C. et al. // Nucl. Instr. and Meth. A. 2010. 620. P. 202.
57. Antoni T. et al. (KASCADE Collaboration) // Nucl. Instr. Meth. A. 2003. 513. P. 490.
58. Aglietta M. et al. (EAS-TOP Collaboration) // Nucl. Instr. Meth. A 1993. 336. P. 310.
59. Horandel J.R. // Astropart. Phys. 2002. 16, N 3. P. 245.
60. Horandel J.R. // Astropart. Phys. 2003. 19. P. 373.
61. Apel W.D. et al. (KASCADE Collaboration) // Astro-part. Phys. 2006. 24. P. 467.
62. Apel W.D., Arteaga-Velazquez J.C. et al. (KASCADE Collaboration) // Astropart. Phys. 2012. 36. P. 183.
63. Toma G., Apel W.D., Arteaga-Velazquez J.C. et al. // 33rd ICRC. Rio de Janeiro, 2013.
64. Antoni T. et al. (KASCADE Collaboration) // Astropart. Phys. 2005. 24. P. 1.
65. Abbasi R. (IceCube Collaboration) // Nucl. Instrum. Meth. A. 2013. 700. P. 188.
66. Aartsen M.G. et al. (IceCube Collaboration) // Astro-phys. J. 2013. 765. P. 55.
67. Budnev N.M. et al. // JINST. 2014. 9. C09021.
68. Berezhnev S., Budnev N.M., Ivanova A.L. et al. // Nucl. Instr. Meth. Phys. Res. A. 2013. 732. P. 281.
69. Hiller R., Budnev N.M. et al. // Phys. Procedia. 2015. 61. P. 708.
70. Berezhnev S.F., Besson D. et al. // 33rd ICRC. Rio de Janeiro, 2013. N 0617.
71. Berezhnev S.F., Besson D., Ivanova A. et al. // 33rd ICRC. Rio de Janeiro, 2013. N 0418.
72. Буднев Н.М., Вишневский Р., Гресс О.А. и др. // 30-я РККЛ. СПб., 2008. С. 45.
73. Буднев Н.М., Вишневский Р., Гресс О.А. и др. // Изв. РАН. Сер. Физ. 2005. 69. № 3. C. 347. (Budnev N.M.
et al. // Bull. Russ. Acad. Sci.: Physics. 2005. 69, N 3. P. 391.)
74. Prosin V.V. et al. // EPJ Web of Conferences. 2015. 99. P. 04002.
75. Korosteleva E. et al. // Nucl. Physics B (Proc. Suppl.). 2007. 165. P. 74.
76. Berezhnev S.F., Budnev N.M., Chiavassa A. et al. // JPS Conf. Proc. 2016. 9. 010009.
77. Sveshnikova L.G., Kuzmichev L.A., Korosteleva E.E. et al. // Cosmic Rays beyond the Standard Model. San Vito di Cadore (BL), Italy, 16-22 March 2014.
78. Epimakhov S., Berezhnev S.F., Budnev N.M. et al. // 33rd ICRC. Rio de Janeiro, 2013. N 0326.
79. Буднев Н.М., Иванова А.Л., Калмыков Н.Н. и др. // Вестн. Моск. ун-та. Физ. Астрон. 2014. № 4. C. 80. (Budnev N.M., Ivanova A.L., Kalmykov N.N. et al. // Moscow Univ. Phys. Bull. 2014. N 4. P. 375.)
80. Буднев Н.М., Иванова А.Л., Калмыков Н.Н. и др. // Вестн. Моск. ун-та. Физ. Астрон. 2015. № 2. C. 80. (Budnev N.M., Ivanova A.L., Kalmykov N.N. et al. // Moscow Univ. Phys. Bull. 2010. N 4. P. 160.)
Investigations of the transition region between Galactic cosmic rays and extragalactic ones with arrays for extensive air shower detecting
N.M. Budnev1, A.L. Ivanova1,a, N.N. Kalmykov2
1 Research Institute of Applied Physics, Irkutsk State University. Irkutsk 664003, Russia.
2 Skobeltsyn Institute of Nuclear Physics, Lomonosov Moscow State University. Moscow 119991, Russia. E-mail: a annaiv.86@mail.ru.
We discuss the results of the cosmic ray energy spectrum and mass composition studies obtained with arrays for extensive air showers detecting. A survey of ground arrays performing such researches and a brief description of the primary particle characteristics recovery methods from experimental data are presented. Particular emphasis is given to the energy range of 1016-1018 eV where a transition from Galactic cosmic rays to extragalactic ones is expected. The complex of arrays created in the Tunka Valley for studies in this range is considered specially.
Keywords: PCR, CR, EAS, giant arrays, Gamma Ray Observatory TAIGA. PACS: 96.50.sd, 96.50.sb.
Received 3 November 2016.
English version: Moscow University Physics Bulletin. 2017. 72, No. 6. Pp. . Сведения об авторах
1. Буднев Николай Михайлович — доктор физ.-мат. наук, директор института, профессор; тел.: (3952) 33-21-70, e-mail: nbudnev@api.isu.ru.
2. Иванова Анна Леонидовна — канд. физ.-мат. наук, мл. науч. сотрудник; тел.: (3952) 33-21-70, e-mail: annaiv.86@mail.ru.
3. Калмыков Николай Николаевич — доктор физ.-мат. наук, гл. науч. сотрудник, профессор; тел.: (495) 939-23-69, e-mail: alm@eas.sinp.msu.ru.
