CC BY
36
Возможности сцинтилляционного эксперимента Tunka-Grande в изучении массового состава первичных космических лучей
Н.М. Буднев1, А. Л. Иванова1, Н. Н. Калмыков2, Л. А. Кузьмичев2, В. П. Сулаков2, Ю.А. Фомин2,0
1 Иркутский государственный университет, НИИ прикладной физики.
Россия, 664003, Иркутск, бульв. Гагарина, д. 20. 2 Научно-исследовательский институт ядерной физики имени Д. В. Скобельцына (НИИЯФ МГУ).
Россия, 119991, Москва, Ленинские горы, д. 1, стр. 2.
E-mail: [email protected]
Статья поступила 21.11.2014, подписана в печать 16.12.2014.
Приводится описание проекта сцинтилляционного комплекса Tunka-Grande и обсуждаются перспективы исследования энергетического спектра и массового состава первичных космических лучей, открывающиеся при одновременной регистрации черенковской, электронной и мюонной компонент широкого атмосферного ливня.
Ключевые слова: космические лучи, широкие атмосферные ливни ШАЛ, установка Tunka-Grande, массовый состав, энергетический спектр первичных космических лучей.
УДК: 524.1. PACS: 96.50.sd, 96.50.sb.
Введение
Изучение первичных космических лучей (ПКЛ) в энергетическом диапазоне 1016- 1018 эВ представляет большой интерес для понимания природы их происхождения. При энергиях, меньших нижней границы указанного диапазона, космические лучи, согласно существующим представлениям, могут ускоряться в нашей Галактике, однако при дальнейшем увеличении энергии должен происходить переход от галактических к внегалактическим космическим лучам [1-5]. Отметим также, что хотя в основном принято рассматривать процесс ускорения космических лучей ударными волнами в расширяющихся оболочках сверхновых, нельзя исключить вклада других механизмов, как, например, процесса аккреции на черной дыре [6].
Регистрация широких атмосферных ливней (ШАЛ), являющаяся единственным методом изучения ПКЛ в указанном диапазоне энергий, требует установок площадью ~ 1 км2 и расстоянием между детекторами не более 100 м. Для увеличения количества и качества информации о регистрируемом ШАЛ весьма желательным представляется одновременное измерение установкой нескольких компонент ливня. Так, еще в 1981 г. предлагалось осуществление эксперимента с регистрацией черенковского излучения, а также мюонной и электронной компонент ШАЛ [7].
На установке Тунка-133, расположенной в Тункин-ской долине (республика Бурятия) в 50 км от озера Байкал, с 2009 г. проводятся исследования космических лучей сверхвысоких энергий [2, 8, 9]. Установка регистрирует черенковский свет, излучаемый в атмосфере заряженными частицами ШАЛ, и в настоящее время состоит из 175 оптических детекторов, расположенных на площади 3 км2 и объединенных в 25 кластеров, по 7 детекторов в каждом. Расстояние между детекторами 85 м. Включение в работу установки Типка-133 сцинтилляционных детекторов даст возможность в ближайшем будущем регистрировать электронную и мю-
онную компоненты ШАЛ, что позволит значительно увеличить число регистрируемых событий, улучшить точность измерения параметров ШАЛ, получить более надежные сведения о массовом составе КЛ, расширить энергетический диапазон в область сверхвысоких энергий и провести абсолютную энергетическую калибровку черенковской установки Tunka-133.
В 2013 г. в Тункинской долине началось развертывание первой очереди сети сцинтилляционных станций. На начальном этапе сцинтилляционный комплекс Tunka-Grande будет использоваться для совместной работы с установкой Тунка-133, впоследствии он войдет в состав гамма-обсерватории TAIGA (Tunka Advanced Instrument for cosmic ray and Gamma Astronomy). Каждая станция Tunka-Grande [8] будет включать в себя детектор электронов, состоящий из двенадцати локальных сцинтилляционных детекторов общей площадью 8 м2, и детектор мюонов общей площадью 5 м 2 , состоящий из восьми аналогичных локальных детекторов. Мюонный детектор будет располагаться под слоем грунта 1.5 м в непосредственной близости от детектора электронов. Устанавливать сцинтилляци-онные детекторы электронов планируется в специальных контейнерах на расстоянии не более 30 м от центров внутренних кластеров черенковской установки Тунка-133. Всего сцинтилляционный комплекс будет содержать 19 сцинтилляционных станций, размещенных на территории черенковской установки Тунка-133 в круге с радиусом ~ 400 м. Первоначальная площадь установки Tunka-Grande составит около 0.5 км2. Более подробное описание установки можно найти в [8, 10].
1. Моделирование работы сцинтилляционного комплекса
Оценка эффективности работы будущей установки была выполнена в [10] с использованием статистического моделирования. Искусственные ливни разыгрывались согласно программе Aires [11], позволяющей су-
щественно сократить время вычислений по сравнению с распространенным пакетом CORSIKA [12].
Розыгрыш ШАЛ проводился для первичных энергий E0 от 1015 до 1018 эВ для протонов и ядер железа при зенитных углах от 0 до 45°. Пороговая энергия мюонов была выбрана 0.5 ГэВ. Для описания адронных взаимодействий при высоких и сверхвысоких энергиях использовалась модель кварк-глюонных струн QGSJET [13]. Параметры атмосферы соответствовали условиям в Тункинской долине.
При моделировании работы сцинтилляционного комплекса энергия первичной частицы разыгрывалась по спектру с изломом при энергии 3 • 1015 [14, 15]. Заложенный дифференциальный энергетический спектр ПКЛ имеет вид I(E0) - E0~(7+1) [15]. Показатель Y = 1.5 до излома и y = 2 после излома. Существующие экспериментальные данные показывают, что показатель спектра всех частиц сохраняет в области 1017- 1018 эВ примерно то же значение, что и при энергиях 1016 —1017 эВ (y + 1 « 3), а содержание протонов и ядер железа примерно сопоставимо [3, 4, 16]. Кроме того, рассматривалась и более сложная форма спектра, соответствующая аппроксимации экспериментального спектра, полученного на установке Тунка-133 [10].
Азимутальный угол первичной частицы разыгрывался равномерно от 0 до 360 градусов, а в качестве распределения по зенитному углу в использовалось эмпирическое соотношение W(в) — cos" в, где n = 8. Положение оси ливня в плоскости установки разыгрывалось равномерно по площади.
Полное число электронов и мюонов в каждом индивидуальном ливне разыгрывалось с использованием логарифмически нормального распределения так, чтобы имело место соответствие со средним значением и средним квадратичным отклонением для электронов и мюонов [17]. При этом учитывались расчетные пробеги поглощения полного числа электронов и мюонов, не противоречащие данным [18].
В качестве функции пространственного распределения (ФПР) электронов использовалась эмпирическая функция [19], аналогичная известной аппроксимации Нишимуры-Каматы-Грейзена [20], но c параметром возраста, зависящим от расстояния. ФПР мюонов описывалось функцией Грейзена [20], параметры которой определялись по данным расчетов.
Плотности электронов и мюонов в ШАЛ в детекторах установки моделировались с учетом пуассоновских флуктуаций согласно [21] и определялось число частиц, попавших в эти детекторы. Задержки времени прихода частиц разыгрывались относительно плоского фронта ШАЛ с учетом крутизны фронта. Предполагалась точность измерения времени 10 нс. В качестве задержки, характеризующей детектор электронов в целом, выбиралась минимальная. Ливень считался «зарегистрированным», если в пределах заданного временного окна происходила выработка локального триггера хотя бы в трех сцинтилляционных станциях.
По данным детекторов электронов вычислялось направление прихода ливня в предположении плоского фронта ШАЛ. Затем определялись положение оси ШАЛ в плоскости установки, полное число электронов Ne и мюонов N. По полному числу электронов
находилось восстановленное значение энергии первичной частицы Е0.
Для получения необходимой статистики было разыграно и обработано 5• 106 «зарегистрированных» событий.
Расчеты показали, что эффективная регистрация событий по всей площади установки (с вероятностью не менее 95%) начинается с энергии 1016 эВ. Для событий с энергией выше 1016 эВ энергия первичной частицы восстанавливается с точностью не хуже 15%, полное число электронов — 10%, полное число мюонов — 25%. Такая точность позволяет осуществлять анализ массового состава ПКЛ традиционным методом, исследуя распределения по N при фиксированном Ые, как это делалось, например, на установке ШАЛ МГУ [22]. Абсолютная ошибка в определении положения оси ШАЛ не превышает 17 м при энергии 1016 эВ и снижается до 5 м при энергии 1017 эВ.
При восстановлении энергетического спектра ПКЛ по данным Типка-Огапёе в программу моделирования были заложены три варианта энергетического спектра (рис. 1).
На рис. 1, а представлен простой степенной спектр I(> Е0) ~ Е0_(7+1) с одним изломом при Е1 = 3 • 1015, с 70 = 1.5 до излома и 71 = 2 после излома; на рис. 1, б — более сложный спектр с двумя изломами Е1 = 3 • 1015, 70 = 1.5, 71 = 2, Е2 = 7 • 1017, 72 = 2.3 и особенностью параболического вида в интервале энергий от Е01 = 1.2 • 1017 эВ до Е02 = 2 • 1017 эВ; на рис. 1, в — аналитическая аппроксимация экспериментального энергетического спектра, полученного по данным черенковской установки Тунка-133[23]. Из рис. 1 видно, что установка позволяет исследовать даже достаточно тонкие особенности в энергетическом спектре ПКЛ.
2. Перспективы изучения массового состава ПКЛ
Исследования последних лет убедительно продемонстрировали [2, 3] существование «тонкой структуры» спектра ПКЛ в области излома, что повышает требования к точности как экспериментальных данных, так и теоретических расчетов в этой области. По-видимому, более нельзя пользоваться простой моделью излома, в которой предполагается, что парциальные спектры ядер отличаются лишь точкой излома. Как было показано выше, сцинтилляционный комплекс способен давать ценную информацию и сам по себе, однако в сочетании с данными о черенковской компоненте ШАЛ, ценность этих данных повышается.
Как показывает проведенное моделирование (рис. 2), число мюонов в ШАЛ практически независимо от глубины максимума Хтах ливня, поэтому дополнительный отбор по N при отборе по Хтах позволяет существенно улучшить разрешение различных групп ядер. При отборе ШАЛ с Хтах, превышающим среднее в протонных ливнях, доля ливней от ядер гелия убывает до 24% от исходной, доля ливней от ядер группы СЫО — до 5% и доля ливней от ядер Ре — до 2%. Даже с учетом 25%-й точности определения N в ливне отбор ливней с числом мюонов менее среднего в ливнях от протонов уменьшает долю ливней от ядер гелия до 26% от исходной, долю ливней от ядер СЫО до 10% и долю ливней
38.0
37.5'
37.0-
36.5 ,
lg[J(£)£3,M-23B21
36.0
15.0 15.5 16.0 16.5 17.0 17.5 lgЕ
1йГ/(Д')Д3,м;2эВ2 1
37.0
36.5
36.0
35.5
35.0
15.5 16.0 16.5 17.0 17.5 lg f 7(£)£3,м"аэВ2 1
15.5 16.0 16.5 17.0 17.5
Рис. 1. Восстановленный в программе обработки событий дифференциальный энергетический спектр (треугольники) и спектр, построенный по смоделированным событиям, для которых выполнено условие срабатывания установки (кружки), для различных вариантов первичного энергетического спектра: а — спектр с одним изломом при энергии 3 • 1015 эВ, б — спектр с двумя изломами при энергиях 3 • 1015 и 7 • 1017 эВ, в — аналитическая аппроксимация экспериментального спектра по данным установки Тунка-133
от ядер Ре примерно до 3%. Таким образом, отбор ливней одновременно по Хтах и по N позволит достичь существенного подавления вклада ядер в исследуемую совокупность экспериментальных событий. Аналогичным образом можно выделять события, генерированные тяжелыми ядрами, а также исследовать более сложные случаи.
Число электронов Ые в ШАЛ существенно (Ксогг около 90%) коррелировано с Хтах, так что N нельзя считать независимым от Хтах (рис. 3).
560 600 640 680 720 760 800
Хтах'г/см2
Рис. 2. Число мюонов — глубина максимума (Aires, первичный протон 1017 эВ, в = 0° , 300 событий)
560 600 640 680 720 760 800 840 880
X , г/см2 max
Рис. 3. Число электронов — глубина максимума (Aires, первичныи протон 1017 эВ, 9 = 0° , 300 событии)
Однако определение Ne дает возможность проводить отбор по величине Ne/Nß (рис. 4), которая чувствительна к массовому составу даже в большей степени, чем просто
В этом случае доля ядер гелия падает до 12% от исходной, доля ядер CNO уменьшается до 2%, а доля ядер железа снижается примерно до 0.1%.
Как показали результаты моделирования, число электронов Ne в ШАЛ существенно (коэффициент корреляции ~ 0.9) коррелировано с величиной р300 — плотностью числа электронов на расстоянии 300 м от оси во всем доступном сцинтилляционной установке энергетическом диапазоне. При этом существенно, что точность восстановления р300 оказывается выше, чем для Ne (см. таблицу). Поэтому возможно, что использование р300 вместо Ne позволит увеличить качество восстановления исходных параметров ШАЛ и сгенери-
Средние ошибки восстановления N и р300 в ливнях, «сгенерированных» первичными протонами и ядрами железа с энергией Е0
E0, эВ dNe /Ne dP300/P300
> 1015 0.174 0.100
> 1016 0.104 0.070
> 1017 0.061 0.041
560 600 640 680 720 760 800 840 880
X .г/см2 max'
Рис. 4. Отношение числа электронов к числу мюо-нов — глубина максимума (Aires, первичный протон 1017 эВ, в = 0° , 300 событий)
1.2
1.0
■ *
S
ы>
0.8
0.6 -
0.4
560 600 640 680 720 760 800 840 880
X .г/см2 max'
Рис. 5. Плотность электронов на расстоянии 300 м от оси ливня — глубина максимума (Aires, первичный протон 1017 эВ, в = 0° , 300 событий)
ровавшей его первичной частицы и, следовательно, получить более достоверную информацию в том числе и о массовом составе ПКЛ.
Таким образом, целесообразно ориентироваться не на число электронов Ne, а на параметр р300 (рис. 5). Выбор расстояния 300 м представляется естественным для установки Tunka-Grande, поскольку для нее характерны значительно меньшие расстояния между детекторами, чем для таких установок, как ЯкуШАЛ и AGASA, где используется плотность энерговыделения в сцинтилляционном детекторе на расстоянии 600 м от оси [24, 25].
Хотя приведенные оценки являются модельно зависимыми, принципиальная ценность изучения массового состава ПКЛ при одновременной регистрации трех компонент ШАЛ представляется несомненной.
Заключение
Включение сцинтилляционных детекторов в состав установки Тунка-133 даст возможность получать качественно новые экспериментальные данные о космических лучах в области энергий 1016-1018 эВ и существенно повысить эффективность исследований в этом энергетическом диапазоне.
Работа выполнена при финансовой поддержке Минобрнауки РФ (задание № 3.889.2014/К), гранта Правительства Российской Федерации (договор 14.B25.31.0010), РФФИ (гранты 14-02-00372 и 13-02-00214) и Программы стратегического развития ИГУ.
Список литературы
1. Калмыков Н.Н., Котсоми Х., Сулаков В.П., Фомин Ю.А. // Изв. РАН. Сер. физ. 2009. 73, № 5. С. 584.
2. Berezhnev S.F., Epimakhov S.N., Karpov N.I. et al. // Nucl. Instrum. and Methods in Phys. Res. A. 2012. 692. P. 98.
3. Apel W.D., Arteaga-Vel'azquez J.C. et al. (KASCADE Gr. Col.) // Astropart. Phys. 2012. P. 183.
4. Apel W.D., Arteaga-Vel'azquez J.C. et al. (KASCADE Gr. Col.) // Phys. Rev. Lett. 2011. 107.
5. Kuzmichev L.A., Sveshnikova L.G., Korosteleva E.E. et al. // J. Phys.: Conference Series. 2013. 409, N 1. P. 012062 (http://iopscience.iop.org/1742-6596/409/1/012062).
6. Chernyshov D.O, Dogiel V.A., Ko C.M. et al. // Astrophys. J. 2012. 746. P. 116.
7. Атрашкевич В.Б., Калмыков Н.Н., Христиансен Г.Б. // ЖЭТФ. 1981. 33, № 4. C. 236.
8. Berezhnev S.F., Besson D., Budnev N. et al. // Proc. 33th ICRC. Rio de Janeiro, Brazil, 2013. 0418.
9. Буднев Н.М., Вишневский Р., Гресс О.А и др. // Изв. РАН. Сер. физ. 2005. 69, № 3. C. 347.
10. Буднев Н.М., Иванова А.Л., Калмыков Н.Н. и др. // Вестн. Моск. ун-та. Физ. Астрон. 2014, № 4. С. 80.
11. http://www.fisica.inpl.edu.ar/auger/aires/doc/UsersManual.pdf
12. http://www-ik.fzk.de/corsika/usersguide/corsika_tech.html
13. Kalmykov N.N., Ostapchenko S.S., Pavlov A.I. // Nucl. Phys. 1997. B52. P. 17.
14. Куликов Г.В., Христиансен Г.Б. // ЖЭТФ. 1958. 35, № 4(10). С. 635.
15. Fomin Yu.A., Kalmykov N.N., Khristiansen G.B. et al. // Proc. 16th European Cosmic Ray Symposium. Madrid, 1998. P. 261.
16. Berezhnev S.F., Besson D., Budnev N.M. et al. (Tunka-133 col.) // Proc. 32 ICRC (Beijing). 2011. 7. P. 208.
17. Калмыков Н.Н. // ЯФ. 1969. 10, № 1. С. 121.
18. Зотов М.Ю., Калмыков Н.Н., Куликов Г.В., Сула-ков В.П. // Вестн. Моск. ун-та. Физ. Астрон. 2009. № 6. С. 70.
19. Калмыков Н.Н., Куликов Г.В., Сулаков В.П., Фомин Ю.А. // Изв. РАН. Сер. физ. 2013. 77, № 5. С. 70.
20. Грейзен К. // Физика космических лучей / Под ред. Дж. Вильсона. М., 1958. 3. С. 7.
21. Ермаков С.М., Михайлов Г.А. Курс статистического моделирования. М., 1976.
22. Fomin Yu.A., Kalmykov N.N., Khristiansen G.B. et al. // J. Phys. G: Nucl. and Particle Phys. 1996. 22, N 12. P. 1839.
23. Shinozaki K., Teshima M. for AGASA Collaboration // Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.). 2004. 136. P. 18.
24. Prosin V.V., Berezhnev S.F., Budnev N. et al. // Proc. 33th ICRC. Rio de Janeiro, Brazil, 2013. 0617.
25. Egorova V.P., Glushkov A.V., Ivanov A.A. et al. // Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.). 2004. 136. P. 3.
The promise of the Tunka-Grande scintillation experiment for studying the mass composition of primary cosmic rays
N.M. Budnev1, A. L. Ivanova1, N.N. Kalmykov2, L. A. Kuzmichev2, V. P. Sulakov2, Yu.A. Fomin2,a
1 Research Institute of applied physics, Irkutsk State University, Irkutsk 664003, Russia.
2 D. V. Skobeltsyn Institute of Nuclear Physics, M. V. Lomonosov Moscow State University, Moscow 119991, Russia.
E-mail: [email protected].
A description of the project of the Tunka-Grande scintillation complex is provided. The prospects of studying the energy spectrum and mass composition of the primary cosmic rays during simultaneous registration of the Cherenkov, electron, and muon components of extensive air showers are discussed.
Keywords: cosmic rays, extensive air showers, Tunka-Grande array, mass composition, energy spectrum of primary cosmic rays.
PACS: 96.50.sd, 96.50.sb.
Received 21 November 2014.
English version: Moscow University Physics Bulletin 2(2015).
Сведения об авторах
1. Буднев Николай Михайлович — докт. физ.-мат. наук, профессор, директор института; тел.: (3952) 33-21-70, e-mail: [email protected].
2. Иванова Анна Леонидовна — аспирант; тел.: (3952) 33-21-70, e-mail: [email protected].
3. Калмыков Николай Николаевич — докт. физ.-мат. наук, профессор, гл. науч. сотрудник; тел.: (495) 939-23-69, e-mail: [email protected].
4. Кузьмичев Леонид Александрович — докт. физ.-мат. наук, зав. отделом; тел.: (495) 939-10-72, e-mail: [email protected].
5. Сулаков Владимир Петрович — канд. физ.-мат. наук, ст. науч. сотрудник; тел.: (495) 939-44-96, e-mail: [email protected].
6. Фомин Юрий Анатольевич — докт. физ.-мат. наук, вед. науч. сотрудник; тел.: (495) 939-57-30, e-mail: [email protected].
