CC BY
29
УДК 537.591.15
ПРОБЛЕМЫ ИССЛЕДОВАНИЯ ЭНЕРГЕТИЧЕСКОГО СПЕКТРА И НАПРАВЛЕНИЙ ПРИХОДА ПЕРВИЧНОГО КОСМИЧЕСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ С ЭНЕРГИЕЙ 0.2 - 2 ЕэВ
Н. М. Нестерова
Энергетический спектр первичного космического излучения в диапазоне от 20 ТэВ до 2 ЕэВ был получен на основании экспериментальных данных Тянь-Шаньской установки о спектре широких атмосферных ливней по числу электронов и модельных расчетов. Приводятся результаты и обсуждаются особенности полученного спектра и направлений прихода ливней при сверхвысоких энергиях (> 0.2 ЕэВ).
1. ЭНЕРГЕТИЧЕСКИЙ СПЕКТР ПКИ. Энергетический спектр первичного косми-
ческого излучения (ПКИ) в очень широком диапазоне (пять порядков) Eq = 2 • 1013 — 2 • 1018эВ был получен [1] на основании экспериментальных данных о спектре по числу электронов Ne b широких атмосферных ливнях (ШАЛ) на уровне Тянь-Шаня (690 г/см2) (на рис. 1 белые и черные точки). Переход от Ne к первичной энергии Eq > 1 ПэВ осуществлялся по результатам розыгрыша искусственных ШАЛ по модели MQ1 [2] в предположении первичного спектра и "нормального" ядерного состава [3] при их экстраполяции в область сверхвысоких энергий (до 2 ЕэВ). Надо отметить, что соотношение между Ne и Ео для уровня гор слабее зависит от ядерного состава ПКИ, чем для высот около уровня моря. При Ео < 0.5 ЕэВ наш спектр совпадает в пределах точности измерений со спектрами, полученными по данным о ШАЛ на других установках. Однако при Е0 > 0.5 — 1.0 ЕэВ он становится положе, чем по нашим расчетам по стандартной модели и результатам гигантских установок, расположенных вблизи уровня моря: Akeno [4], Fly's Eye [5], Haverah Park [6], Якутск [7, 8] (рис. 1). Измерения на этих установках также показали, что спектр по Eq становился более пологим, но при энергиях 5 - 10 ЕэВ.
Рис. 1. Энергетический спектр ПК И по данным разных установок.
Отличие между нашими экспериментом и расчетами, в которых заложена экстра поляция данных ускорителей в область энергий ШАЛ, может вызываться изменением характера взаимодействия адронов с ядрами атомов воздуха или изменением природы ПКИ при сверхвысоких энергиях. Об этом свидетельствуют некоторые эксперименталь ные результаты Якутской установки [9]. Возможно, что новые процессы начинаются уже при энергиях в несколько ПэВ, на что указывает ряд Тянь-Шаньских данных. Одно из объяснений вида спектра ШАЛ по полученного на Тянь-Шане, и переход к спектру по Е0 даны в работе [10]. В этом случае восстановление спектра по Е0 на основании данных ШАЛ по стандартным моделям становится неправомочным.
Особенностью ШАЛ в области Л^ > 3-108 (Е0 > 0.5 ЕэВ) является то, что большим ство из них имеют узкое пространственное распределение электронно-фотонной ком по ненты. Это так называемые "молодые" ливни, имеющие малый параметр "возраста'" Я. Постепенное "омоложение" ШАЛ начинается по нашим данным с энергий Ео в несколько ПэВ. Такие ливни могут быть не зарегистрированы гигантскими установкам! из-за очень больших расстояний между детекторами, распределенными по большим площадям. Это вызывается необходимостью обеспечения достаточной статистики при регистрации крайне редких случаев прихода гигантских ШАЛ (до нескольких сотен ЕэВ). По данным этих установок для перехода к Е0 используются значения параме
тров ШАЛ на сотнях метров, например, Р(600) - плотность частиц на 600 м от оси, где регистрируется очень незначительная доля частиц, подверженная значительным флук-туациям и существенно зависящая от 5. Величина (}(600) для ШАЛ с малыми 5 может быть до сотни раз меньше, чем для средних 5.
Компактное расположение детекторов Тянь-Шаньской установки позволяло регистрировать частицы ШАЛ на расстояниях до 1*20 м от оси, где сосредоточена основная доля от полного числа частиц А^, что обеспечивало существенно более определенный переход к Е0. Основным недостатком нашей установки являются ее малые размеры и, следовательно, пока недостаточная сатистика ШАЛ с энергией свыше 0.5 ЕэВ.
Таким образом, нужны новые экспериментальные данные, которые позволили бы ответить на вопрос о том, чем вызвано различие экспериментов по ШАЛ при сверхвысоких энергиях: методическими или физическими причинами, по-разному проявляющимися на разных уровнях наблюдения.
DECL
Рис. 2. Направления прихода ШАЛ с Ne > 10ь на уровне Тянь-Шаня (квадраты), галактический диск - (кривая b — 0° галактич. координат) в экваториальных координатах.
Рис. 3. Направления прихода ШАЛ с Ne = (2.0 - 4.5) • 10s (светлые треугольники), Ne = (4.5—10)108 (темные треугольники) на уровне Тянь-Шаня, рентгеновские пульсары (темные кружки), черные дыры (кресты) при Deel. > 0°; галактический диск - (толстая и тонкие кривые b = 0° и b = 30° галактич. координат) в экваториальных координатах.
2. НАПРАВЛЕНИЯ ПРИХОДА ШАЛ С ЭНЕРГИЕЙ СВЫШЕ 0.2 ЕэВ. Распределение углов прихода ШАЛ было представлено в предыдущей работе [11], для области
энергий Е0 > 1 ЕэВ, где по нашим данным наблюдался "избыток" ШАЛ. Значительная доля этих ливней имела направления, близкие к диску Галактики. В этой работе даны результаты другой серии измерений на Тянь-Шаньской установке (Deel. = 43°, RA — 77°) для ШАЛ с энергиями Е0 = 0.2 — 1.0 ЕэВ. Углы прихода ШАЛ получены в экваториальных координатах для трех интервалов по Ne: 1) (1 — 2) • 108, 2) (2 — 4.5) • 10s 3) (4.5 — 10) • 108. Распределение направлений для ШАЛ с Ne > 108 дано на рис. 2, а для второго и третьего интервалов по Ne - на рис. 3. Там же представлены расположен!! • рентгеновских пульсаров [12] и черных дыр [13] при Deel. > 0°. Как показываю! эти данные, распределение углов прихода ШАЛ в интервале низких энергий (Ео < 0.5 ЕэВ) близко к изотропному, но по мере увеличения Ne(Eo) увеличивается анизотропия в на правлении галактического диска. Однако для точных количественных оценок нужна большая статистика при сверхвысоких энергиях.
Не наблюдается, как раньше [11] для Е0 > 1 ЕэВ, сосредоточения ШАЛ в области Deel. — 50 — 60°, RA — 330 — 340°, где находятся три рентгеновских пульсара. Однако на Якутской установке зарегистрирован избыток ШАЛ с энергией > 8 ЕэВ из близкой области небесной сферы (вероятность случайного попадания в угле 6 градусов равна 0.0002) [14], Это область Местного рукава Галактики, где находится ряд пульсаров. На Тянь-Шанё также наблюдаются ШАЛ с Ео ~ 1 ЕэВ из области этого рукава. В работах [11] и [14] делался вывод о пульсарах, как возможных источниках ПКИ.
Интересно, что 5 ливней с Е0 ^ 0.4 ЕэВ приходят в направлении от рентгеновски го пульсара X PER (4U 0352-4-30), находящегося на близком от нас расстоянии (350 парсек), и черной дыры, расположенной рядом по угловым координатам. Надо отме тить, что при энергиях свыше I ЕэВ радиус кривизны протона в магнитных полях Галактики становится сравним с ее размерами и возможно непосредственное наблюдг ние частиц в направлении источника.
На гигантских установках, находящихся вблизи уровня моря, анизотропия приход; ШАЛ начинает проявляться только при энергиях свыше 5 10 ЕэВ, при которых на них наблюдался "избыток" интенсивности ШАЛ. Возможно, что лучшее согласие между собой новых данных об энергетическом спектре при Ео > 1 ЕэВ приведет к большему согласию относительно области энергий Ео, где начинает проявляться анизотропия ПКИ.
Для увеличения статистической и методической точности наших эксперименталь ных данных при Ео свыше 0.5 ЕэВ на Тянь-Шаньской установке вводятся в эксплу,: тацию дополнительные группы детекторов на больших расстояниях от центра [1].
Работа поддерживается грантами РФФИ 98-02-16942 и 97-02-17867.
ЛИТЕРАТУРА
[1] N е s t е г о V а N. M. et al. Proc. 24th ICRC, Roma, 2, 748 (1995).
[2] D u n a e v s к y A. M. et al. ICR on UHE CRI. AIP Conf. Proc., 276, 136 (1992).
[3] N i к о 1 s к y S. I. Proc. symp., Tokyo, 507 (1984).
[4] N a g a n о M. et al. Proc. 22nd ICRC, Dublin, 2, 89 (1991).
[5] С a s s i d a y G. L. et al. Proc. 21st ICRC, Adelaide, 3, 163 (1990).
[6] L a w г e n с e M. A. et al. Proc. 21st ICRC, Adelaide, 3, 159 (1990).
[7] D y a к о n о v M. N. et al. Proc. 22nd ICRC, Dublin, 2, 3 (1997).
[8] К p a с и л ь н и к о в Д. Д. и др. Изв. АН СССР, сер. физ. 49, 1321 (1985).
[9] Г л у ш к о в А. В. и др. Известия РАН, сер. физ. 57, N 4, 91 (1993).
[10] Никольский С. И., Ромахин В. И. Известия РАН, сер. физ. 63, N 3, 473 (1999).
[И] N e s t е г о v а N. М. Proc. 25th ICRC, Durban, 4, 173 (1997).
[12] Попов С. Б. http://xray.sai.msu.su// polar/(1996).
[13] Христиансен Г. Б. "Космические лучи сверхвысоких энергий" Доклад на Ученом Совете, МГУ (1995).
[14] Михайлов А. Известия РАН, сер. физ., 63, N 3, 556 (1999).
Поступила в редакцию 14 декабря 1999 г.
