Атмосфералық субөртүшік бұршақтары

Кіріспе

Атмосфералық субатомдық бөлшектердің каскады

Ауа шашы – атмосфераға біріншілік ғарыш сәулесі кірген кезде атмосферада пайда болатын субатомдық бөлшектер мен иондалған ядролардың кең қатарындағы каскад. Космикалық сәулеленудің бір бөлшегі – протон, ядро, электрон, фотон немесе (сирек) позитрон – атмосферадағы молекула ядросымен өзара әрекеттескенде, осы каскадты құрайтын көптеген екінші реттік бөлшектерді тудырады. Каскадтың бастапқы өзара әрекеттесулерінде, әсіресе адрондар (көбінесе пиондар мен каондар сияқты жеңіл мезондар) пайда болады және ауада жылдам ыдырайды, басқа бөлшектер мен электромагниттік сәуле шығарып, олар шашырау компоненттерінің бір бөлігін құрайды. Космикалық сәуленің энергиясына байланысты, шашыраудың анықталатын мөлшері диаметрі бірнеше километрге жете алады. Космикалық сәулеленуден сіңірілген иондаушы сәулеленудің көп бөлігі мюондардан, нейтрондардан және электрондардан келеді, дозасы әлемнің әртүрлі аймақтарында өзгереді және негізінен геомагниттік өріс, биіктік және күн айналымына байланысты. Әуе тасымалдау экипажы, егер олар әдетте Солтүстік немесе Оңтүстік полюске жақын, биік биіктіктегі бағыттармен ұшса, геомагниттік өрістің қорғанысы минимальды болғандықтан, ғарыш сәулесіне көбірек ұшырайды. Ауа шашы құбылысын Бруно Росси 1933 жылы зертханалық тәжірибеде білмей тұрып ашқан. 1937 жылы Пьер Огер, Россидің бұрынғы есебінен хабарсыз, осы құбылысты анықтап, оны егжей-тегжейлі зерттеді. Ол ғарыш сәулесі бөлшектерінің энергиясы өте жоғары екенін және олар атмосфераның жоғары қабаттарындағы ядролармен өзара әрекеттесіп, субатомдық бөлшектердің кең көлемді жауын-шашын тудыратын екінші реттік өзара әрекеттесулердің каскадын бастайтынын қорытындылады. Бүгінгі таңда кең ауқымды ауа шашын анықтайтын маңызды эксперименттер – Телескоптар массиві жобасы және Пьер Огер обсерваториясы. Соңғысы – ғарыш сәулесін зерттеу үшін құрылған ең ірі обсерватория, ол 4 флуоресценциялық детектор ғимаратымен және Аргентина шөлінде 3000 км² аумақты қамтитын 1600 жер беті детектор станциясымен жұмыс істейді.

Air showers are extensive cascades of subatomic particles and ionized nuclei, produced in the atmosphere when a primary cosmic ray enters the atmosphere. When a particle of the cosmic radiation, which could be a proton, a nucleus, an electron, a photon, or (rarely) a positron, interacts with the nucleus of a molecule in the atmosphere, it produces a vast number of secondary particles, which make up the shower. In the first interactions of the cascade especially hadrons (mostly light mesons like pions and kaons) are produced and decay rapidly in the air, producing other particles and electromagnetic radiation, which are part of the shower components. Depending on the energy of the cosmic ray, the detectable size of the shower can reach several kilometers in diameter. The absorbed ionizing radiation from cosmic radiation is largely from muons, neutrons, and electrons, with a dose rate that varies in different parts of the world and is based largely on the geomagnetic field, altitude, and solar cycle. Airline crews are exposed to more radiation from cosmic rays if they routinely work flight routes that take them close to the North or South pole at high altitudes, where the shielding by the geomagnetic field is minimal. The air shower phenomenon was unknowingly discovered by Bruno Rossi in 1933 in a laboratory experiment. In 1937 Pierre Auger, unaware of Rossi's earlier report, detected the same phenomenon and investigated it in some detail. He concluded that cosmic ray particles are of extremely high energies and interact with nuclei high up in the atmosphere, initiating a cascade of secondary interactions that produce extensive showers of subatomic particles. The most important experiments detecting extensive air showers today are the Telescope Array Project and the Pierre Auger Observatory. The latter is the largest observatory for cosmic rays ever built, operating with 4 fluorescence detector buildings and 1600 surface detector stations spanning an area of 3,000 km2 in the Argentinean desert.

Тарих

1933 жылы Виктор Гесс ғаламдық сәулеленуді ашқаннан кейін көп ұзамай Бруно Росси Флоренциядағы Физика институтында ғаламдық сәулеленудің тереңдеу қасиетін растау үшін қалқандалған Гейгер санағыштарын пайдаланып тәжірибе жүргізді. Ол Гейгер санағыштарының әртүрлі орналасуын қолданды, соның ішінде үш санағыштан тұратын орналым, екісі бірімен-бірі қатар орналасқан, ал үшіншісі қосымша қалқанмен төмен орналасқан. Гейгер санағыштары арқылы бірдей уақытта өткен ауа душы бөлшектерін анықтау арқылы, ол екіншілік бөлшектердің ғаламдық сәулелердің әсерінен бірінші қалқан қабатында және зертхана төбесінде пайда болатынын болжады, өлшенген бөлшектердің ауа душында туындайтын мюондар екенін білмей, олар үш жылдан кейін ғана ашылды. Дәл осындай тәжірибе 1936 жылы Гейдельбергте Хилгерт пен Боте тарапынан да жүргізілді. 1939 жылы жарияланған мақалада Пьер Огер үш әріптесімен бірге ғаламдық сәулелердің атмосферада екіншілік бөлшектерді тудыратынын ұсынды және қоршалған сцинтилляторлар мен Вильсон камераларын пайдаланып, теңіз деңгейінен биік орналасқан Жунгфраужох және Пик-дю-Мидиде, сондай-ақ теңіз деңгейінде тәжірибелер жүргізді. Олар детекторлардың арақашықтығы артқан сайын бірдей уақытта тіркелу жиілігі төмендейтінін байқады, бірақ тіпті биіктеп орналасқан жерлерде де жоғалып кетпеді. Осылайша, ғаламдық сәулелер атмосферада екіншілік бөлшектердің ауа душын тудырады деген қорытындыға келді. Кванттық теорияның негізінде ауа душына қатысты теориялық жұмыстарды 1935 және 1940 жылдар аралығында сол кездегі белгілі физиктер (Бабха, Оппенгеймер, Ландау, Росси және т.б.) жүргізді. Олар ядролық өрістердің жанында жоғары энергиялы гамма сәулелері электрон-позитрон жұптарын тудырады, ал электрондар мен позитрондар сәулелену арқылы гамма сәулелерін шығарады деп болжады. Ауа душына қатысты жұмыстар соғыстан кейін, Манхэттен жобасына қатысқан көптеген маңызды тұлғалардың қатысуымен жалғасты. 1950 жылдары жапон ғалымдары Коичи Камата мен Джун Нишимура ауа душындағы электромагниттік бөлшектердің таралу сипаттамаларын есептеп шығарды. 1955 жылы MIT-тегі Агасзиз станциясында алғашқы беткі детектор массиві орнатылды, ол ғаламдық сәулелердің келу бағытын анықтау үшін жеткілікті дәлдікке ие болды. Агасзиз массиві диаметрі дөңгелек орналасқан 16 пластикалық сцинтиллятордан тұрды. Алайда, ғаламдық сәулелердің келу бағыттарына қатысты эксперимент нәтижелері нақты болған жоқ. 1959 жылы Джон Линсли басқарған Вулкан ранчо эксперименті ультра жоғары энергиялы ғаламдық сәулелерді анықтауға жеткілікті көлемдегі алғашқы беткі детектор массиві болды. 1962 жылы энергиясы 10^18 эВ болатын алғашқы ғаламдық сәуле тіркелді. Шамамен бірнеше шақырымдық із қалдырған бұл душ мөлшері бұрын тіркелген кез келген оқиғадан екі есе үлкен болды, шамамен 10^20 бөлшекті тудырды. Бұған қоса, жерде анықталған бөлшектердің таралуы Камата мен Нишимура еңбектерінен алынған құрылымдық функцияларға Кеннет Грейсеннің жуықтауына сәйкес келді. 1965 жылы Грейсен ауа душын анықтаудың жаңа әдісін ұсынды. Ол душ бөлшектерінің Черенков сәулесін және атмосферадағы қозған азот молекулаларынан туындаған флуоресценциялық жарықты тікелей бақылауды ұсынды. Осылайша, душ атмосферадағы бойлық дамуын өлшеуге болады. Бұл әдіс алғаш рет 1977 жылы Вулкан ранчосында 67 оптикалық модульді пайдаланып сәтті қолданылды. Вулкан ранчосы қаржы тапшылығына байланысты жұмысын аяқтады. Кейінгі онжылдықтарда KASCADE, AGASA және HIRES сияқты көптеген ауа душы эксперименттері жүргізілді. 1995 жылы соңғысы теориялық болжамдардан асып түсетін энергиясы бар ультра жоғары энергиялы ғаламдық сәулені анықтағанын хабарлады. Бұл ғаламдық сәуленің ауа душы Fly's Eye флуоресценциялық детекторы жүйесімен анықталды және оның ең жоғары нүктесінде шамамен 240 миллиард бөлшектерден тұратыны есептелді. Бұл ғаламдық сәуленің бастапқы энергиясына сәйкес келеді. Бүгінгі күнге дейін одан да үлкен энергиясы бар ең бір бөлшек тіркелген жоқ. Сондықтан оны "Ой, құдай-ау!" бөлшегі деп атайды.

In 1933, shortly after the discovery of cosmic radiation by Victor Hess, Bruno Rossi conducted an experiment in the Institute of Physics in Florence, using shielded Geiger counters to confirm the penetrating character of the cosmic radiation. He used different arrangements of Geiger counters, including a setup of three counters, where two were placed next to each other and a third was centered underneath with additional shielding. From the detection of air shower particles passing through the Geiger counters in coincidence, he assumed that secondary particles are being produced by cosmic rays in the first shielding layer as well as in the rooftop of the laboratory, unknowing that the particles he measured were muons, which are produced in air showers and which would only be discovered three years later. He also noted that the coincidence rate drops significantly for cosmic rays that are detected at a zenith angle below A similar experiment was conducted in 1936 by Hilgert and Bothe in Heidelberg. In a publication in 1939, Pierre Auger, together with three colleagues, suggested that secondary particles are created by cosmic rays in the atmosphere, and conducted experiments using shielded scintillators and Wilson chambers on the Jungfraujoch at an altitude of above sea level, and on Pic du Midi at an altitude of above sea level, and at sea level. They found that the rate of coincidences reduces with increasing distance of the detectors, but does not vanish, even at high altitudes. Thus confirming that cosmic rays produce air showers of secondary particles in the atmosphere. They estimated that the primary particles of this phenomenon must have energies of up to
Based on the idea of quantum theory, theoretical work on air showers was carried between 1935 and 1940 out by many well known physicists of the time (including Bhabha, Oppenheimer, Landau, Rossi and others), assuming that in the vicinity of nuclear fields high energy gamma rays will undergo pair production of electrons and positrons, and electrons and positrons will produce gamma rays by radiation. Work on extensive air showers continued mainly after the war, as many key figures were involved in the Manhattan project. In the 1950s, the lateral and angular structure of electromagnetic particles in air showers were calculated by Japanese scientists Koichi Kamata and Jun Nishimura. In 1955, the first surface detector array to detect air showers with sufficient precision to detect the arrival direction of the primary cosmic rays was built at the Agassiz station at MIT. The Agassiz array consisted of 16 plastic scintillators arranged in a diameter circular array. The results of the experiment on the arrival directions of cosmic rays, however, where inconclusive. The Volcano Ranch experiment, which was built in 1959 and operated by John Linsley, was the first surface detector array of sufficient size to detect ultrahigh energy cosmic rays. In 1962, the first cosmic ray with an energy of was reported. With a footprint of several kilometers, the shower size at the ground was twice as large as any event recorded before, approximately producing particles in the shower. Furthermore, it was confirmed that the lateral distribution of the particles detected at the ground matched Kenneth Greisen's approximation of the structure functions derived by Kamata and Nishimura. A novel detection technique for extensive air showers was proposed by Greisen in 1965. He suggested to directly observe Cherenkov radiation of the shower particles, and fluorescence light produced by excited nitrogen molecules in the atmosphere. In this way, one would be able to measure the longitudinal development of a shower in the atmosphere. This method was first applied successfully and reported in 1977 at Volcano Ranch, using 67 optical modules. Volcano Ranch finished its operation shortly after due to lack of funding. Many air shower experiments followed in the decades after, including KASCADE, AGASA, and HIRES. In 1995, the latter reported the detection of an ultrahigh energy cosmic ray with an energy beyond the theoretically expected spectral cutoff. The air shower of the cosmic ray was detected by the Fly's Eye fluorescence detector system and was estimated to contain approximately 240 billion particles at its maximum. This corresponds to a primary energy for the cosmic ray of about To this day, no single particle with a larger energy was recorded. It is therefore publicly referred to as the Oh My God particle.

Ауа шашыны

Ауа шашы біріншілік ғарыш сәулесінің атмосферамен әрекеттесуінен, содан кейін екіншілік бөлшектердің және одан әрі туындайтын бөлшектердің әрекеттесуінен пайда болады. Біріншілік бөлшектің түріне қарай, шашу бөлшектері көбінесе адрондық немесе электромагниттік әрекеттесулер арқылы құралады.

Ұзындығы бойынша профиль

Ауадағы бөлшектердің саны, жауынның калориметрлік энергия жинағына пропорционал. Энергияның атмосфералық материяға тәуелділігі, мысалы, флуоресценциялық детектор телескопында байқалатындай, жауынның бойлық профилі деп аталады. Жауынның бойлық профилі үшін электромагниттік бөлшектер (электрондар, позитрондар және фотондар) ғана маңызды, себебі олар бөлшектер құрамының басым бөлігін құрайды және калориметрлік энергия жинағына үлес қосады. Жауын профилі бөлшектер санының тез өсуімен сипатталады, содан кейін бөлшектердің орташа энергиясы жауын максимумына жеткенде төмендейді, ал одан кейін баяу төмендейді. Математикалық тұрғыдан профильді көлбеу Гаусс функциясы, Гейссер-Хиллас функциясы немесе жалпыланған Грейзен функциясы арқылы жақсы сипаттауға болады. Мұнда және , ауадағы электромагниттік сәулелену ұзындығын пайдалана отырып, бірінші өзара әрекеттесу нүктесін, ал – өлшемсіз тұрақтыны көрсетеді. Жауын жасы параметрі әртүрлі бастапқы тереңдіктері мен энергиялары бар жауындарды салыстыру үшін, олардың ортақ ерекшеліктерін анықтау үшін енгізілген, мысалы, жауын максимумында. Бірінші өзара әрекеттесуі нүктесіндегі жауынның жасы әдетте былай анықталады. Суретте әртүрлі бастапқы энергиялары бар жауындардың идеалды бойлық профилі көрсетілген, атмосфералық тереңдікке немесе, эквивалентті түрде, сәулелену ұзындығының санына тәуелділігінде. Жауындардың бойлық профильдері, жалпы калориметрлік энергия жинағын және жауын максимумының тереңдігін өлшеу контекстінде ерекше қызығушылық тудырады, себебі соңғысы бастапқы бөлшектің түріне сезімтал байқалатын шама. Жауын флуоресценциялық телескопта ең жарқын жауын максимумында көрінеді.

Анықтау

Бастапқы бөлшектер жоғары энергиямен келеді, сондықтан жарық жылдамдығына жуық жылдамдықпен қозғалады, ал соқтығысу нәтижесінде пайда болатын бөлшектер де бастапқы бағытта қозғалуға бейім, бірақ қандайша болса солай бүйірге таралады. Бұған қоса, екіншілік бөлшектер Черенков эффектісі салдарынан алға қарай кеңінен жарық шығарады, сондай-ақ азот молекулаларының қоздырылуынан туындаған изотропты флуоресценциялық сәуле шығарады. Атмосферадағы бөлшектердің каскады мен пайда болатын жарықты жер бетіндегі детекторлар мен оптикалық телескоптар арқылы анықтауға болады. Жер бетіндегі детекторлар әдетте зарядталған екіншілік бөлшектерді анықтау үшін Черенков детекторларын немесе сцинтилляциялық санағыштарды қолданады. Флуоресценциялық және Черенков сәулесін өлшеуге қолданылатын телескоптар PMT кластерлеріне жарықты шоғырландыру үшін үлкен айналарды пайдаланады. Соңында, ауа душтары электрондар мен позитрондардың геомагниттік өріс әсерінен бұрылуына байланысты радио толқындарды шығарады. Оптикалық әдістерге қарағанда радиодетекцияның артықшылығы – оны тәулік бойы, қараңғы және ашық түндерде ғана емес, жүзеге асыруға болады. Осылайша, TAIGA, LOFAR немесе Пьер Огер обсерваториясы сияқты бірнеше заманауи эксперименттер бөлшектерді анықтау құралдары мен оптикалық әдістерге қоса радиоантенналарды да қолданады.