наблюдала в камере Вильсона кси-гиперон.
Наконец, в 1953 г. была открыта последняя в космических лучах частица
— сигма-гиперон. Ее распады обнаружила в ядерных эмульсиях Миланская
группа: А. Бонетти, Л. Реви-Сетти, М. Понетти Г. Томазини.
С 1945 г. началось активное изучение широких атмосферных ливней. В
1947—1949 гг. исследования привели Г. Т. Зацепина (СССР) к выводу о
существовании в широком атмосферном ливне ядерно-каскадного процесса.
В 1950—1951 гг. японские физики Дж. Нишимура и К. Камата получили
теоретически структурную функцию электронно-фотонноп ливня.
Теорию множественного рождения вторичных частиц развивал В. Гейзенберг
(1936—1952), Э. Ферми (1950), И. Я. Померанчук (1951), Л. Д. Ландау (1953).
Основы теории происхождения космических лучей заложи Э. Ферми (1949).
Новая эра в изучении космических лучей наступила после первых полетов
советского искусственного спутника Земли в 1957 г. Уже в 1958 г. были
обнаружены Ван Алленом (США) при помощи спутников «Эксплорер-1» и
«Эксплорер-3» внутренний, а С. Н. Верновым А. И. Лебединским и А. Е.
Чудаковым (СССР) с помощью ИСЗ-3 - внешний радиационные пояса.
Дальнейшие исследования с помощью выносных аппаратов позволили
обнаружить секторную структуру межпланетного магнитного поля, изучить
строение магнитосферы, обнаружить явление переполюсовки общего магнитного
поля Солнца, проходившее примерно в середине 11-летнего цикла солнечной
активности. Наибольший вклад в космофизические исследования внесли ученые
СССР и США путем использования многочисленных искусственных спутников
различного назначения, межпланетных космических станций, геофизических
ракет.
В 60-х годах стала интенсивно развиваться нейтринная астрономия. Еще в
1946 г. Б. М. Понтекорво (СССР) предложил хлор-аргонную реакцию для
регистрации солнечных электронных нейтрино. Начиная с 1967 г. Р. Дэвисом в
США поставлен ряд экспериментов, имеющих цель измерить поток электронных
нейтрино, исходящих из ядра Солнца. Результаты экспериментов поставили
новые вопросы, так как поток солнечных нейтрино оказался в пять раз ниже
ожидаемого. В 1978 г. введен в строй подземный сцинтилляционный телескоп
Баксанской нейтринной обсерватории (БНО, СССР), предназначенный для
регистрации галактических нейтрино, генерируемых во время вспышек
Сверхновых. Программа исследований реализуется под руководством Г. Т.
Зацепина и А. Е. Чудакова. В нескольких лабораториях мира в 80-х годах
начаты поиски протонного распада, в СССР — в БНО и в соляной шахте г.
Артёмовска.
В 50-х годах начато изучение первичного энергетического спектра
космических лучей с помощью крупных установок, регистрирующих широкие
атмосферные ливни. Эти исследования привели советских физиков С. Н.
Вернова, Г. Б. Христиансена и др. к открытию перелома в энергетическом
спектре первичного космического излучения при энергии 3 • 1015 эВ, который,
вероятно, связан с энергетическим порогом удержания космических лучей в
нашей Галактике. Открытие зарегистрировано в середине 70-х годов, но
результаты накапливались в течение 20-летнего периода работы. Мировые
исследования показали, что энергетический спектр космических лучей
простирается вплоть до 1020 эВ, что фон космических лучей ниже энергии 1015
эВ практически изотропен, а в области сверхвысоких энергий 1019—1020 эВ
имеет анизотропию, указывающую, возможно, как на галактическое, так и на
внегалактическое его происхождение. В этих же экспериментах было показано,
что множественность пи-мезонов, возникающих в ядерных взаимодействиях при
сверхвысоких энергиях, высока и растет с увеличением энергии, что нуклоны
высоких энергий в каждом взаимодействии передают во вторичные частицы, в
среднем, половину энергии, что в «стволе», широкого атмосферного ливня идут
«лидирующие» высокоэнергетичные частицы, которые снабжают ливень энергией
на всем его протяжении.
Такова краткая история изучения космических лучей, в которой берет
свое начало история исследования физики элементарных частиц, космофизики и
физики Солнца.
§2. Экспериментальные методы изучения космических лучей. Крупнейшие
экспериментальные установки
Согласно всесоюзной классификации научных направлений физика
космических лучей является одним из разделов более общего направления —
ядерной физики. Поэтому, например, в экспериментальных методах физики
космических лучей, как и в ядерной физике, применяют дегекторы излучений.
Но имеются и особенности, присущие только экспериментальным методам
исследования космических лучей, которые, в свою очередь, следует
классифицировать по соответствующим темам исследований.
1. Первичное космическое излучение.
Исследование первичного космического излучения предполагает:
1) измерение энергетического спектра первичных космических частиц в
области энергий Ео[pic]1017 эВ, выяснение вопроса о его
галактическом либо метагалактическом происхождении
2) измерение химического состава первичных космических лучей при
энергии Ео = 1014 — 1015 эВ;
3) поиск и изучение локальных источников космических лучей в
Галактике.
Первая задача на современном этапе развития экспериментальной техники
может быть решена только с помощью комплексных установок для изучения
широких атмосферных ливней на уровне моря. Главная трудность — низкий поток
первичного космического излучения и невозможность непосредственного
измерения энергии первичной частицы. Благодаря использованию метода ШАЛ
эффективная площадь регистрации крупнейших экспериментальных установок
достигает десятков квадратных километров. Для детектирования заряженных
частиц ШАЛ обычно применяют сцинтиляционные и черенковские детекторы с
большой площадью регистрации и значительным объемом энерговыделения.
Наиболее часто в детекторах применяют пластмассовые сцинтилляторы на основе
полистирола с площадью 1—2 м2. В качестве радиатора черенковских счетчиков
зачастую используют дистиллированную воду, залитую в металлические баки
объемом в несколько кубических метров.
Комплексная установка ШАЛ Haverah park университетов Лидс, Нотингем,
Лондон, Дархем (Англия) предназначена для изучения продольного развития,
флуктуаций размера, энергетических спектров электронов и мюонов ШАЛ, а
также для измерения первичного энергетического спектра. Диапазон энергий
регистрируемых ШАЛ от 1016 до 1020 эВ. Площадь комплексной установки, на
которой размещены 580 водных черенковских детекторов, равна 15 км2. В
середине 80-х годов эксплуатация установки прекращена, а детекторы
используются для других задач.
Установка Сиднейского университета (Австралия) имела площадь 40 км2, в
ее состав входило 408 жидких сцинтилляционных детекторов с площадью каждого
6 м2. Имелась возможность регистрации ШАЛ от 2(1016 до 1021 эВ. В 80-х
годах не эксплуатировалась.
Рис. 1. Пример регистрации ШАЛ Якутской установкой. Ось ливня прошла
на расстоянии 69 м от центра установки. Белые и черные кружки — места
расположения сцинтилляционных детекторов. Цифры у черных кружков —
плотность частиц (м-2), прошедших через данный детектор. Параметры ШАЛ:
время регистрации — 17 марта 1975 г., 05 ч 02 мин московского времени;
положение оси в пространстве — зенитный угол ( = 41,5°, азимутальный угол (
= 280°; полное число частиц — 3,4[pic]; энергия—~3,4 • 1019 эВ. Стрелка
указывает направление на географический Северный полюс
Якутская комплексная установка ШАЛ Института космофизических
исследований и аэрономии Якутского филиала Сибирского отделения АН СССР
имеет площадь 18 км2, на которой размещены 172 пластмассовых
сцинтилляционных детектора площадью 2 м2 каждый. Регистрируются ШАЛ с
энергией 1017—1020 эВ. На рис. 1 приведен план размещения сцинтилляционных
детекторов на Якутской установке, где отмечены детекторы,
зарегистрировавшие прохождение частиц одного из ШАЛ.
В 1985 г. в районе Акено (Япония) запущена экспериментальная установка
ШАЛ с площадью 20 км2.
В экспериментальной установке университета Ута (США) применен
оптический метод регистрации ШАЛ. Детектируется флуоресценция воздуха,
вызванная ШАЛ, с помощью 60 параболических зеркал диаметром 1,5 м. Возможно
детектирование ШАЛ с энергией Ео > 1021 эВ, если таковые существуют в
природе. Эффективная площадь регистрации для таких ШАЛ достигает 1000 км3,
ибо она определяется площадью светосбора в той области атмосферы, откуда
приходит наибольшее количество флуоресцентного света. В СССР, близь г. Алма-
Ата, в 1988 г. начато строительство комплексной экспериментальной установки
ШАЛ-1000 площадью 1000 км2.
Вторая задача — измерение химического состава первичных космических
лучей — решена для области энергий Ео < 1014 эВ с помощью ядерных
фотоэмульсий и советского искусственного спутника Земли «Протон-4», на
котором был установлен ионизационный калориметр (см. ниже) массой —12т. Для
более высокоэнергетической части космических лучей задача не решена.
Косвенное ее решение возможно путем изучения продольного развития ШАЛ в
атмосфере (иными словами, каскадной кривой ШАЛ), которое будет несколько
различным для частиц разного сорта и одинаковой энергии. Флуктуации
коэффициентов неупругости лидирующих частиц, пробегов нуклонов,
множественности вторичных частиц в ШАЛ делают это отличие еще менее
заметным. Поэтому в области сверхвысоких энергий космических лучей реально
ставить вопрос только о соотношении ядер водорода и гелия или ядер водорода
и всех остальных ядер, вместе взятых. Некоторые надежды можно возлагать на
радиоголографию ШАЛ в лучах его собственного когерентного радиоизлучения.
Этот метод предложен физиками Харьковского госуниверситета, в том числе и
автором настоящего учебника, и может быть применен в области сверхвысоких
энергий ШАЛ для рассматриваемой задачи. Однако детальных расчетов его
применимости в реальном эксперименте на одной из действующих комплексных
установок ШАЛ пока не существует.
Ранее ядерный состав в области сверхвысоких энергий изучался путем
измерения высоты максимума развития и флуктуаций числа мюонов на уровне
моря ШАЛ с фиксированной энергией.
Третья задача — поиск и изучение локальных источников космических
лучей в Галактике — решается двумя путями: оптическим и методом ШАЛ.
