Каскады субатомных частиц в атмосфере.

Введение

Каскад атмосферных субатомных частиц

Воздушные ливни – это обширные каскады субатомных частиц и ионизированных ядер, возникающие в атмосфере при попадании первичного космического луча. Когда частица космического излучения – будь то протон, ядро, электрон, фотон или (редко) позитрон – взаимодействует с ядром молекулы в атмосфере, она порождает огромное количество вторичных частиц, составляющих ливень. В начальных взаимодействиях каскада особенно активно образуются адроны (в основном легкие мезоны, такие как пионы и каоны), которые быстро распадаются в воздухе, производя другие частицы и электромагнитное излучение, являющиеся компонентами ливня. В зависимости от энергии космического луча, обнаруживаемый размер ливня может достигать нескольких километров в диаметре. Поглощаемое ионизирующее излучение от космического излучения в основном обусловлено мюонами, нейтронами и электронами, а дозовая нагрузка варьируется в разных частях мира и в значительной степени зависит от геомагнитного поля, высоты и солнечного цикла. Экипажи авиакомпаний подвергаются повышенному воздействию космических лучей при регулярной работе на маршрутах, пролегающих вблизи Северного или Южного полюса на больших высотах, где защита геомагнитным полем минимальна. Феномен воздушного ливня был случайно открыт Бруно Росси в 1933 году в ходе лабораторного эксперимента. В 1937 году Пьер Оже, не зная о более раннем сообщении Росси, обнаружил то же явление и подробно его исследовал. Он пришел к выводу, что частицы космических лучей обладают чрезвычайно высокой энергией и взаимодействуют с ядрами высоко в атмосфере, инициируя каскад вторичных взаимодействий, который приводит к образованию обширных ливней субатомных частиц. К числу наиболее важных экспериментов, регистрирующих обширные воздушные ливни в настоящее время, относятся проект Telescope Array и обсерватория Пьера Оже. Последняя является крупнейшей обсерваторией космических лучей, когда-либо построенной, и функционирует с использованием 4 зданий флуоресцентных детекторов и 1600 наземных станций детекторов, охватывающих площадь в 3000 км² в аргентинской пустыне.

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.

История

В 1933 году, вскоре после открытия космического излучения Виктором Гессом, Бруно Росси провел эксперимент в Институте физики во Флоренции, используя экранированные счетчики Гейгера для подтверждения проникающей способности космического излучения. Он использовал различные конфигурации счетчиков Гейгера, включая установку из трех счетчиков, где два были расположены рядом друг с другом, а третий – по центру под ними с дополнительной экранировкой. На основе регистрации частиц воздушного ливня, проходящих через счетчики Гейгера в совпадении, он предположил, что космические лучи производят вторичные частицы как в первом слое экранирования, так и в крыше лаборатории, не подозревая, что измеренные им частицы были мюонами, которые образуются в воздушных ливнях и были обнаружены лишь три года спустя. Он также отметил, что скорость совпадений значительно снижается для космических лучей, регистрируемых под зенитным углом ниже. Аналогичный эксперимент был проведен в 1936 году Хилгертом и Боте в Гейдельберге. В публикации 1939 года Пьер Оже вместе с тремя коллегами предположил, что вторичные частицы создаются космическими лучами в атмосфере, и провел эксперименты с использованием экранированных сцинтилляторов и камер Вильсона на Юнгфрауйох на высоте над уровнем моря, на Пик-дю-Миди на высоте над уровнем моря и на уровне моря. Они обнаружили, что скорость совпадений уменьшается с увеличением расстояния между детекторами, но не исчезает даже на больших высотах, что подтверждало, что космические лучи производят воздушные ливни вторичных частиц в атмосфере. Они оценили, что первичные частицы этого явления должны обладать энергиями до. Основываясь на идеях квантовой теории, теоретические работы по воздушным ливням проводились в период с 1935 по 1940 год многими известными физиками того времени (включая Бхабху, Оппенгеймера, Ландау, Росси и других), которые предполагали, что вблизи ядерных полей высокоэнергетические гамма-лучи будут порождать пары электрон-позитрон, а электроны и позитроны, в свою очередь, будут излучать гамма-лучи. Исследования обширных воздушных ливней продолжались в основном после войны, поскольку многие ключевые ученые были вовлечены в Манхэттенский проект. В 1950-х годах японские ученые Коичи Камата и Дзюн Нисимура рассчитали боковую и угловую структуру электромагнитных частиц в воздушных ливнях. В 1955 году на станции Агассиз при Массачусетском технологическом институте (МТИ) был построен первый наземный детектор для регистрации воздушных ливней с достаточной точностью для определения направления прихода первичных космических лучей. Массив Агассиз состоял из 16 пластиковых сцинтилляторов, расположенных в круговой конфигурации диаметром. Однако результаты эксперимента по определению направлений прихода космических лучей оказались неубедительными. Эксперимент на ранчо Вулкан, построенный в 1959 году и руководимый Джоном Линсли, стал первым наземным детектором достаточного размера для регистрации ультравысокоэнергетических космических лучей. В 1962 году был зарегистрирован первый космический луч с энергией. Размер ливня на земле, с отпечатком в несколько километров, был вдвое больше, чем у любого ранее зарегистрированного события, и составлял приблизительно частиц. Кроме того, было подтверждено, что боковое распределение зарегистрированных на земле частиц соответствовало приближению Кеннета Грейзена к структурным функциям, полученным Каматой и Нисимурой. В 1965 году Грейзен предложил новый метод регистрации обширных воздушных ливней, основанный на прямом наблюдении излучения Черенкова от частиц ливня и флуоресцентного света, испускаемого возбужденными молекулами азота в атмосфере. Это позволило бы измерять продольное развитие ливня в атмосфере. Этот метод был впервые успешно применен и представлен в 1977 году на ранчо Вулкан с использованием 67 оптических модулей. Ранчо Вулкан прекратило свою работу вскоре после этого из-за недостатка финансирования. В последующие десятилетия было проведено множество экспериментов по исследованию воздушных ливней, включая KASCADE, AGASA и HIRES. В 1995 году последний из них сообщил об обнаружении ультравысокоэнергетического космического луча с энергией, превышающей теоретически предсказанный спектральный предел. Воздушный ливень от этого космического луча был зарегистрирован флуоресцентным детектором Fly's Eye и, по оценкам, содержал около 240 миллиардов частиц в точке максимального развития. Это соответствует энергии первичного космического луча примерно. На сегодняшний день не было зарегистрировано ни одной частицы с большей энергией. Поэтому ее часто называют частицей "О, мой Бог!".

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.

Формирование воздушных душ

Воздушный ливень формируется в результате взаимодействия первичного космического луча с атмосферой, а затем – последовательных взаимодействий вторичных частиц и так далее. В зависимости от типа первичной частицы, частицы ливня создаются преимущественно адронными или электромагнитными взаимодействиями.

Продольный профиль

Количество частиц в воздушном ливне приблизительно пропорционально калориметрическому отложению энергии в ливне. Отложение энергии как функция пройденного атмосферного вещества, которое, например, можно наблюдать с помощью флуоресцентных телескопов, известно как продольный профиль ливня. Для продольного профиля ливня существенны только электромагнитные частицы (электроны, позитроны и фотоны), поскольку они преобладают в составе частиц и вносят основной вклад в калориметрическое отложение энергии. Профиль ливня характеризуется быстрым ростом числа частиц, после чего средняя энергия частиц падает ниже значения вблизи максимума ливня, и последующим медленным спадом. Математически профиль хорошо описывается скошенной функцией Гаусса, функцией Гейссера-Хилласа или обобщенной функцией Грейзена. Здесь и , используя длину излучения электромагнитных частиц в воздухе, обозначается точка первого взаимодействия, а – безразмерная постоянная. Параметр возраста ливня вводится для сравнения ливней с разными начальными глубинами и разными первичными энергиями, чтобы выявить их универсальные характеристики, например, в максимуме ливня. Для ливня с первым взаимодействием в , возраст ливня обычно определяется как.

На рисунке показаны идеальные продольные профили ливней, полученные для разных первичных энергий, в зависимости от пройденной глубины в атмосфере или, эквивалентно, от количества длин излучения.

Продольные профили ливней особенно интересны в контексте измерения общего калориметрического отложения энергии и глубины максимума ливня, , поскольку последняя является наблюдаемой величиной, чувствительной к типу первичной частицы. Ливень выглядит наиболее ярким в флуоресцентном телескопе в точке максимума.

Обнаружение

Первоначальная частица приходит с высокой энергией и, следовательно, с околосветовой скоростью, поэтому продукты столкновений также, как правило, движутся в том же направлении, что и первичная частица, хотя и с некоторым отклонением в стороны. Кроме того, вторичные частицы генерируют обширный световой импульс в направлении вперёд из-за эффекта Черенкова, а также флуоресцентное излучение, которое испускается изотропно при возбуждении молекул азота. Каскад частиц и свет, образующийся в атмосфере, могут быть зарегистрированы с помощью наземных детекторных установок и оптических телескопов. Наземные детекторы обычно используют детекторы Черенкова или сцинтилляционные счётчики для регистрации заряженных вторичных частиц на уровне земли. Телескопы, предназначенные для измерения флуоресценции и света Черенкова, используют большие зеркала для фокусировки света на кластерах фотоэлектронных умножителей. Наконец, воздушные ливни излучают радиоволны из-за отклонения электронов и позитронов геомагнитным полем. В отличие от оптических методов, радиодетектирование возможно круглосуточно, а не только в тёмные и ясные ночи. Поэтому в ряде современных экспериментов, таких как TAIGA, LOFAR или обсерватория Пьера Оже, радиоантенны используются в дополнение к детекторам частиц и оптическим методам.