Мультисекторный сцинтилляционный детектор для установок ШАЛ тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.04.23, кандидат наук Прокопенко Николай Николаевич

• Прокопенко Николай Николаевич
• кандидат наук
• 2020

Оглавление диссертации кандидат наук Прокопенко Николай Николаевич

Введение

В.1. Пирамидальный сцинтилляционный детектор

В.2. Плоский сцинтилляционный детектор

В.3. Комбинированный детектор

Раздел 1. Проект эксперимента БАРС-ШАЛ

1.1. Большой жидкоаргоновый спектрометр БАРС

1.2. Ливневая установка

1.3. Мультисекторный сцинтилляционный детектор БАРС-ШАЛ

1.4. Исследования неоднородности МСД

1.4.1. Стенд для исследования неоднородности

1.4.2. Неднородность МСД и выбор оптимального количества пластин

1.5. Переизлучатели и исследование их характеристик

1.5.1. Выбор варианта оптического перехода света с переизлучателя на ФЭУ

1.5.2. Измерение потерь света, обусловленных изгибом переизлучателя

1.5.3. Временные характеристики переизлучателей

1.5.3.1. Время высвечивания переизлучателя СОФЗ-105

1.5.3.2. Время высвечивания сцинтиллятора СОФГ-120 с переизлучателем

1.6. Тестирование и калибровка ФЭУ

1.6.1. Съем сигнала с ФЭУ и выбор ФЭУ

1.6.2. Тестирование ФЭУ-115м

1.6.3. Измерение коэффициента усиления

1.6.4. Измерение диапазона линейности

1.6.5. Измерение темновых шумов

1.6.6. Измерение разброса времени срабатывания ФЭУ

1.6.7. Электроника детектора

1.7. Измерение мюонного пика для МСД

1.8. Внешняя конструкция детектора

1.8.1. Крепёж элементов счетчика

1.8.2. Термостабилизация детектора

1.8.3. Защитный кожух и рама

Раздел 2. Эксперимент НЕВОД-ШАЛ

2.1. Комплекс НЕВОД-ДЕКОР

2.2. Установка НЕВоД-ШАЛ

2.3. МСД для периферийной части ливневой установки НЕВОД-ШАЛ

2.4. Измерение характеристик ФЭУ-115м

2.5. Изготовление и тестирование секторов

2.5.1. Конструкция сектора

2.5.2. Измерение световыхода сцинтилляционных сборок

2.5.3. Измерение неоднородности сцинтилляционной сборки

2.6. Изготовление и тестирование МСД для периферийной части НЕВОД-ШАЛ

2.6.1. Конструкция детектора

2.6.2. Измерения характеристик МСД НЕВОД-ШАЛ

2.6.2.1. Измерение мюонного пика в режиме самозапуска

2.6.2.2. Измерение неоднородности

2.7. Проект периферийной части установки НЕВОД-ШАЛ

2.7.1. Описание кластера

2.7.2. Регистрирующая система

2.7.3. Исследования временных параметров работы кластера

2.7.4. Методика восстановления направления прихода ШАЛ

2.7.5. Восстановление направления прихода ШАЛ

Заключение. Основные результаты

Список сокращений и условных обозначений

Список литературы

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Мультисекторный сцинтилляционный детектор для установок ШАЛ»

Введение

Первичные частицы космических лучей (ПКЛ) высоких энергий (протоны и ядра), прибывающие на Землю из глубин Вселенной, взаимодействует с ядрами атомов воздуха (рис. В.1). В результате этих взаимодействий образуется множество вторичных частиц, главным образом заряженные и нейтральные пионы, которые в свою очередь взаимодействуют или распадаются, и полное число частиц быстро нарастает, формируя широкий атмосферный ливень (ШАЛ). Обычно в составе ШАЛ выделяют следующие компоненты: электромагнитную (электроны, позитроны, фотоны), адронную и мюонную.

Рис. В. 1. Схема взаимодействия космических лучей в атмосфере Земли.

Для регистрации электромагнитной компоненты, которая, собственно, и ответственна за формирование широкого ливня в атмосфере, используются ливневые установки, представляющие собой упорядоченную систему детекторов каждый площадью ~ 1м2, которые размещаются на поверхности Земли. Площадь установок зависит от изучаемого энергетического интервала. Также используются приемники черенковского, либо флуоресцентного излучения, работающие в безлунные ночи. В последние годы установки по изучению ШАЛ дополняются и детекторами радиоизлучения. Обсуждаются методы акустической регистрации стволов ШАЛ в водных объемах. Строго говоря, детекторы ливневых установок регистрируют все заряженные частицы, а не только электроны и позитроны. Однако доля других частиц (мюонов, адронов), на не очень больших расстояниях от оси ливня, пренебрежимо мала. Только на самых краях ливня, где полное

4

число частиц мало, соотношение между мюонами и электронами может сравниваться. Поэтому, как правило, измеряемую величину полного числа частиц в ливне Ne идентифицируют с числом электронов.

Для оценки полной энергии ШАЛ обычно используются некоторые теоретические модели. Для электромагнитной компоненты существует хорошо развитая каскадная теория, в соответствии с которой средняя энергия электронов в ливне близка к критической энергии (для воздуха 80 МэВ). Поэтому число электронов может быть конвертировано в энергию электронной компоненты Ее с хорошей точностью. Вклад мюонной и адронной компонент учитывается либо путем модельных расчетов, либо как результат их измерений, если установка имеет соответствующие детекторы (адронный калориметр, мюонные детекторы и т.д.).

Результаты исследований ШАЛ показали, что распределение ливней по числу электронов может быть описано простой степенной функцией

n (N) ~ ы;у. (1)

В дважды логарифмических координатах функция (1) представляется прямой линией с наклоном у. Полагая, что число электронов и их полная энергия Ее пропорциональны энергии первичной частицы, можно заключить, что энергетический спектр первичных космических частиц также описывается степенной функцией

n (E) ~ E~у . (2)

В области ПэВ-ных энергий энергетического спектра первичного космического излучения (ПКИ) наблюдается излом (укручение) спектра мощностей широких атмосферных ливней, регистрируемых на поверхности Земли (рис. В.2). Известно, что при Ne в интервале 105 - 106 частиц на уровне моря (Е ~ 1 - 10 ПэВ) показатель наклона спектра у изменяется от величины ~ 1,7 до значения 2,0 - 2,1 [1]. Позднее этот результат был подтвержден в других экспериментах, а само явление получило название «излом» энергетического спектра (в английском the knee -колено). В принципе, возможны три интерпретации этого излома. Первая - феноменологическая, связана с процессами развития ШАЛ в атмосфере Земли, а именно - с радикальной перестройкой структуры ШАЛ на уровне моря при энергии порядка 100 ТэВ/нуклон. Вторая - космофизическая, связывает его с изменением спектра и (или) состава первичных космических лучей и третья -ядернофизическая, связана с изменением характеристик взаимодействия частиц при таких больших энергиях, в том числе и включение новых физических процессов (частиц или состояний материи). И хотя в мире было создано много установок для исследования различных компонент широких атмосферных ливней, тем не менее, до сих пор нет общепринятого объяснения причин появления излома.

Energy E0 [GeVl

Рис. В.2. Компиляция данных по энергетическому спектру ПКИ [2]. Исследования ШАЛ концентрируются вокруг нескольких областей энергетического спектра: «излом» спектра в области энергий 1015 -1016 эВ («колено»), второй «излом» спектра в области

17 1 & 1 Q

~1017 эВ, выполаживание спектра («обратный изгиб») в области 10 - 10 эВ («лодыжка») и обрезание первичного спектра при энергиях выше 5х1019 эВ («cut-off»). На рисунке В.3 хорошо видны все отмеченные особенности энергетического спектра первичного космического излучения.

— 10 L I 1 ИМИ]—I I IIHIT]—гттт

>

О)

О

5 -

сч

I

Е

о

ьа

1

0.5

"о 0.2

CN

0.1

ТТТТШ|—п

«1-й изгиб» «2-й изгиб»

«обратный изгиб»

10

12

«ГЗК обрезание»

.......- I мин

1014 1016 ю18

Е (eV/nucleus)

10 20

Рис. В.3. Энергетический спектр первичного космического излучения [3].

6

В основе метода ШАЛ лежит решение обратной задачи: восстановление параметров потока ПКЛ (энергетический спектр, массовый состав и др.) по откликам детекторов, входящих в состав установки. Однако большинство характеристик ШАЛ одновременно зависят от многих неизвестных и, кроме того, от модели адрон-ядерных взаимодействий, параметры которых получаются на основе экстраполяции ускорительных данных в область сверхвысоких энергий, где такие данные отсутствуют. Проблему определения энергетического спектра и состава космических лучей сверхвысоких энергий (> 1015 эВ), а также основных характеристик адронных взаимодействий, пытаются решить путем анализа и сопоставления данных по различным компонентам ШАЛ, которые одновременно регистрируются в многочисленных экспериментах, нацеленных на изучение разных областей энергий первичных частиц - от 1014 до 1020 эВ, обладающих различной чувствительностью к неизвестным параметрам потока КЛ.

Площади современных установок для исследования ШАЛ достигли сотен и тысяч квадратных километров. Размеры этих установок растут с увеличением энергии первичного космического излучения (ПКИ). Для исследований энергетической области вокруг «излома»

спектра развертываются установки ШАЛ площадью 0,01 - 1 км , для исследования области

2 2 «второго колена» - 1 - 10 км , а области «обратного изгиба» - 10 - 100 км . Для исследования

ПКИ предельно высоких энергий (область ГЗК обрезания спектра) ливневые установки

располагаются на территории более 1000 км .

Большинство исследователей придерживается космофизической гипотезы происхождения «излома», аргументируя это наличием характерного «излома» во всех компонентах ШАЛ, которые регистрируются существующими установками. Однако, величина наблюдаемого «излома» в различных компонентах противоречит гипотезе об «изломе» первичного спектра, т.к. в этом случае должно быть вполне определенное соотношение между ними, а именно - «излом» в адронной и мюонной компонентах должен быть больше, чем в электромагнитной. Экспериментально же наблюдается обратная картина, что свидетельствует в пользу ядернофизического объяснения «излома», где предсказывается именно такое поведение. Наконец, за рамками исследований осталась еще одна важная характеристика - энергия мюонной компоненты. В отличие от электронно-фотонной или адронной компонент ШАЛ, которые быстро теряют свою энергию на образование каскадных ливней, мюоны сохраняют полученную при рождении энергию и медленно ее диссипируют только при прохождении через большие толщины вещества. Поэтому, если в результате включения новых физических процессов образуются мюоны (и соответственно, нейтрино) высоких и сверхвысоких энергий (10 - 100 ТэВ и выше), то такие частицы не могут быть идентифицированы существующими в настоящее время установками для изучения ШАЛ. Перераспределение энергии между различными компонентами ливней в пользу мюонов и нейтрино приведет к недооценке энергии первичных частиц и появлению «излома» в

спектре космических лучей, поскольку характеристики первичных частиц определяются на основе измеряемых параметров ШАЛ.

В пользу такого предположения свидетельствуют и результаты ряда экспериментов по исследованию адронных взаимодействий в космических лучах, в которых были получены указания на появление проникающей (долгоживущей) компоненты при энергиях первичных частиц ~ 10 ПэВ. Среди известных частиц именно мюоны могут имитировать появление такой компоненты. При энергиях больше 100 ТэВ мюоны по характеру взаимодействия становятся похожими на адроны, но в то же время, сохраняя свою проникающую способность, могут генерировать и длинные проникающие каскады, и короткие электромагнитные, в том числе и на больших глубинах экспериментальных установок.

Первое экспериментальное наблюдение мюона с энергией ~ 300 ТэВ было сделано японской группой в 1965 г. [4]. В эксперименте был зарегистрирован широкий атмосферный ливень, образованный под углом 9 « 860 к вертикали. Учитывая толщину атмосферы под таким углом (~ 14000 г / см ), невозможно объяснить его образование какой либо другой частицей, кроме мюона.

Другой результат был получен в рентген-эмульсионном эксперименте МГУ, в котором наблюдался избыток каскадных ливней с энергиями выше 10 ТэВ [5]. Для его объяснения требуется избыточный поток мюонов с энергиями выше нескольких десятков ТэВ.

Избыток групп мюонов под большими зенитными углами наблюдался и в эксперименте «LVD» в Гран-Сассо [6]. Для его объяснения также требуется избыток мюонов сверхвысоких энергий. Достаточно уникальное событие было зарегистрировано в эксперименте «НУСЭКС» [7]. В этом событии мюон, прошедший 5000 метров водного эквивалента, взаимодействовал практически непрерывно в 134 рядах установки с толщиной поглотителя 1 см железа в каждом. Оценки показывают, что с вероятностью 90 % энергия такого мюона должна быть > 100 ТэВ.

Другими видами экспериментов, в которых, по-видимому, регистрируются мюоны сверхвысоких энергий, являются адронные эксперименты на высотах гор. Обычно при анализе результатов таких экспериментов вкладом мюонов в регистрируемые события пренебрегают из-за сильного уменьшения потока мюонов по сравнению с адронами при увеличении энергий частиц. Однако возможное включение нового источника высокоэнергетичных мюонов требует более аккуратного анализа некоторых необычных результатов, полученных в «чисто» адронных экспериментах, таких как «Тянь-Шань» и «Памир».

В целом влияние мюонов сверхвысоких энергий может быть описано весьма просто. Если рассматривать достаточно толстую установку, типа калориметра, то на высотах гор ее верхняя часть с высокой эффективностью будет регистрировать адронную компоненту космических лучей. По мере увеличения глубины установки вероятность наблюдать взаимодействия прошедших

адронов будет экспоненциально уменьшаться. В то же время мюоны будут взаимодействовать на любой глубине практически с одинаковой эффективностью и, начиная с некоторой глубины, вероятности зарегистрировать взаимодействия адронов и мюонов сравняются, а на больших глубинах вклад мюонов станет преобладающим. С ростом энергии мюонов область преобладания каскадов от мюонов будет расширяться из-за увеличения потерь энергии мюонов за счет процессов тормозного излучения и образования электрон-позитронных пар.

В Тянь-Шаньском эксперименте наблюдались два типа аномальных событий. Первый - так называемые «Анти-кентавры» - совокупность одних электромагнитных каскадов, образование которых в адронных взаимодействиях практически невозможно [8]. Второй тип - удлиненные ядерные каскады, которые отсутствуют при энергиях меньше 10 ТэВ и появляются в области энергий выше 20 ТэВ [9]. Авторы эксперимента объясняют эти события появлением длиннопробежной компоненты, состоящей из чармированных частиц, которые обеспечивают взаимодействие в глубине установки. Понятно, что на роль такой длиннопробежной компоненты прекрасно подходят мюоны сверхвысоких энергий при условии, что их поток достигает необходимой величины.

В Памирском эксперименте также наблюдались некоторые аномальные события, в первую очередь т.н. проникающие (на глубину свыше 1 м свинца) каскады, появление которых в результате адронных взаимодействий очень трудно объяснить [10]. Ясно, что мюоны свервысоких энергий могут генерировать и такие события.

В экспериментах по изучению ШАЛ были обнаружены особенности в характеристиках КЛ сверхвысоких энергий: изменения в энергетическом спектре и массовом составе [11], растущий с энергией избыток мюонов в ШАЛ, избыток молодых и старых ливней, большие поперечные импульсы и т.д. Классические методы исследования ШАЛ не дают ответа на вопрос о причинах возникновения данных особенностей. Одной из возможных причин изменений в развитии ШАЛ может быть перераспределение энергии в энергию мюонной компоненты. Изменение энергетического спектра мюонов ШАЛ, которые не учитываются в современных моделях взаимодействий приведет к некорректности интерпретации результатов экспериментов. Существуют два пути решения этой задачи: либо разработка и создание мюонных детекторов для существующих установок ШАЛ, либо создание установок ШАЛ для имеющихся мюонных детекторов. В период выполнения данной работы существовало два детектора, способных оценить энергию мюонов или их энерговыделение: большой жидкоаргоновый спектрометр БАРС (НИЦ «Курчатовский институт» - ИФВЭ, г. Протвино) и нейтринный водный детектор НЕВОД (НИЯУ МИФИ, г. Москва). Для этих двух детекторов и были разработаны предложения по созданию сцинтилляционных детекторов ливневой части установок ШАЛ.

Вне зависимости от исследуемого диапазона энергий, физических задач, размеров и расположения (на уровне моря или на высоте гор), в основе организации регистрирующих систем установок ШАЛ лежит единый принцип: размещение большого числа детекторов с определенным шагом в определенной конфигурации на большой площади. Площадь установки зависит от изучаемого энергетического интервала. В установках могут применяться различные типы детекторов, предназначенных как для регистрации отдельных компонент широких атмосферных ливней (электронно-фотонной, мюонной, адронной), а также черенковского, флуоресцентного и радио-излучения, так и их комбинаций.

Основные проблемы, связанные с разработкой детекторов больших размеров, - это достижение высокой однородности светосбора и точности определения времени прихода частицы. Поскольку определение положения оси ливня и оценка энергии основаны на анализе распределения энерговыделений частиц ШАЛ, прошедших через детекторы, то для корректной оценки энерговыделения нужно знать зависимость отклика детектора от места прохождения частицы через рабочий объем сцинтиллятора. Высокая однородность труднодостижима из-за конечной длины поглощения света в сцинтилляторах и световодах (^погл ~1м) [12]. Временное разрешение детектора зависит от геометрии светосбора и от временных характеристик ФЭУ. На начальном этапе разработки мультисекторного сцинтилляционного детектора (МСД) для ливневой части экспериментов БАРС-ШАЛ и НЕВОД-ШАЛ были рассмотрены конструкции детекторов, использовавшихся ранее и используемых в настоящий момент на других установках по регистрации ШАЛ.

В.1. Пирамидальный сцинтилляционный детектор

При создании детекторов для регистрации ШАЛ часто используется простая купольная конструкция. Примером такой конструкции может служить детектор установки «Андырчи», расположенной на склоне горы Андырчи над Баксанским подземным сцинтилляционным телескопом (БПСТ) [13]. Эта установка позволяет определять энергию ШАЛ, мюоны от которых регистрируются телескопом, а также решать задачи поиска локальных источников у-излучения. Общий вид установки приведен на рисунке В.4. Установка состоит из 37 пластических сцинтилляционных детекторов, каждый площадью 1 м2, разнесенных друг от друга в

42

горизонтальной плоскости на ~40 м. Площадь установки составляет 5x10 м .

□

□

□ □

□ □

40 м

-<--Относительное расположение БПСТ и

40 м "Андырчи" (1-установка "Андырчи",

2-склон горы "Андырчи", 3-БПСТ, 4-штольня)

Рис. В. 4. Общая схема установки «Андырчи».

Каждый сцинтилляционный детектор состоит из четырех пластических сцинтилляторов размером 500x500x50 мм , светособирающего металлического кожуха - диффузора, имеющего форму усеченной четырехгранной пирамиды, в вершине которой находится ФЭУ-49 (диаметр фотокатода 15 см). Высота пирамиды - 450 мм, размеры основания - поддона пирамиды -1000 х 1000 мм2 (рис. В.5).

Л

Рис. В.5. Сцинтилляционный детектор установки «Андырчи». Слева: разрез детектора: 1 - фотоумножитель ФЭУ-49Б с делителем

напряжения, 2 - блок электроники, 3 - корпус детектора, 4 - пластический сцинтиллятор 1x1x0,05 м , 5 - защитный кожух, 6 - пенопластовые гранулы, 7 - нагревательный элемент активной терморегуляции, 8 - пенопластовый лист, 9 - подставка из металлического уголка.

Справа: фото детектора. 11

9

Сцинтилляционный детектор установки «Андырчи» имеет следующие характеристики:

2 „

- площадь сцинтиллятора 1 м , используется один ФЭУ (ФЭУ - 49), который обеспечивает

амплитудное разрешение 65 - 70%;

- порог регистрации на уровне половины энерговыделения от одной релятивистской частицы;

- среднеквадратичная ошибка в определении времени пролета энергичных частиц между двумя детекторами о = 2,6 нс.

Примером еще одного пирамидального детектора для регистрации различных компонент ШАЛ может служить наземный детектор эксперимента AGASA (Akeno Giant Air Shower Array) [14]. Установка AGASA начала работу с начала 90-х годов и проработала около 14 лет. Установка состояла из 111 наземных детекторов общей площадью 100 км , с добавлением 27 мюонных детекторов в южной части установки (рис. В.6). Суммарная экспозиция эксперимента составила 5,3х1016 м2 сек. ср. для ливней с зенитными углами меньше 45°. Энергия первичной частицы определялась по плотности частиц ливня на расстоянии 600 метров от его оси при измеренном зенитном угле наклона ливня. Точность определения энергии для частиц с энергией Е ~ 1020 эВ составляла 21 %.

2

Рис. В. 6. Карта расположения детекторов установки AGASA на площади 100 км . Одним цветом показаны детекторы, обслуживаемые центром регистрации; линии - оптические кабели, связывающие центры регистрации с детекторами.

В детекторе применялся сцинтиллятор толщиной 5 см, а также использовался 5 дюймовый ФЭУ марки HAMAMATSU R1512. Конструкция детектора показана на рисунке В.7 ниже.

Рис. В. 7. Конструкция детектора установки AGASA.

В.2. Плоский сцинтилляционный детектор

Примером плоского сцинтилляционного счетчика служит детектор, применяемый в эксперименте SPASE-2 (The South Pole Air Shower Experiment). Эксперимент SPASE-2 стал продолжением эксперимента SPASE-1, проводимого с 1987 по 1997 гг. Проект SPASE-2 был развернут в одном километре от Южного Полюса. Основные задачи установки - исследование состава космических лучей и калибровка нейтринного телескопа AMANDA [15]. Проект независимо проработал до 2004 года, а после был включен в эксперимент IceCube [16]. В данном эксперименте использовалось ~150 сцинтилляционных детекторов, разбитых на 30 детектирующих станций, разнесенных друг от друга на 30 метров и выстроенных в треугольную решетку общей площадью около 16 тыс. км . Станция состояла из пяти независимых частей, каждая представляла собой пластину сцинтиллятора NE102A в форме шестиугольника толщиной 1 см, помещенную в деревянный бокс (рис. В.8).

Рис. В. 8. Детектирующая станция установки SPASE-2.

13

2

Площадь сцинтилляционной пластины составляет 0,2 м . В центре сцинтиллятора расположена треугольная призма, которая переводит свет со сцинтиллятора на двухдюймовый фотоэлектронный умножитель марки Hamamatsu R329. Остальное пространство внутри бокса заполнено вспененным наполнителем (рис. В.9). Четыре из пяти частей используются для временных измерений. Пятая часть с пониженным усилением используется для получения требуемого динамического диапазона. Временные характеристики счетчика обусловлены джиттером ФЭУ (~ 1 нс) и неопределенностью времени прихода частицы, связанной с размерами счетчика (1 нс).

Top View Cross Section

Рис. В. 9. Устройство модуля детектирующей станции установки SPASE-2.

Примером еще одного плоского детектора служит детектор расширенной установки TA

(Telescope Array) - TAx4 [17]. TA - самая большая обсерватория космических лучей в Северном полушарии земного шара (рис. В. 10). Телескоп имеет 507 наземных детекторов c пространственной решеткой 1,2 км, покрывающей общую площадь в 700 км . Наземные детекторы покрыты тремя станциями флуоресцентных детекторов (12, 12 и 14 телескопов). Рабочий цикл наземных детекторов составляет около 95 % за весь 5 летний период наблюдения, тогда как рабочий цикл флуоресцентных детекторов составляет всего лишь 10%, поскольку набор данных осуществляется только в безлунные ночи.

/ /к

Рис. В. 10. Схема размещения телескопа ТА.

Эксперимент TAx4 был разработан для изучения космических лучей с энергией значительно выше 57 ЕэВ с ускоренным темпом счета набора данных. Разбивка между детекторами - 2,08 км. Более 500 наземных детекторов установки ТАх4 в 4 раза превысят площадь перекрытия своих

предшественников установки 507 ТА, и суммарная площадь покрытия на поверхности составит

2 ^ 3000 км . Полученная площадь сравнима с Пьер Оже обсерваторией, которая имеет наибольшее

покрытие в южной полусфере. Планируемое совместное использование наземных и

флуоресцентных детекторов позволит получить информацию о массовом составе космических лучей.

Каждый наземный детектор (рис. В. 11) состоит из 2 слоев сцинтиллятора толщиной 1,2 см общей площадью 3 м2. Сцинтилляционный свет собирается с помощью световых волокон и считывается ФЭУ. Используются световые волокна марки Y-11 Kuraray с ФЭУ марки R8619 Hamamatsu. Для калибровки детектора используются одиночные атмосферные мюоны. Внешняя часть детектора состоит из металлического бокса, выполненного из нержавеющей стали, внутри которого располагается сцинтиллятор с переизлучающими световыми волокнами. Длина каждого волокна составляет 6,1 ми расстояние между ними 4 см. Оптические волокна общей численностью 28 штук образуют 56 концов, которые собираются вместе в единый пучок. Пучок светового волокна полируется и крепится к ФЭУ через оптическую смазку. Нижний слой сцинтилляционных пластин считывается одним ФЭУ, а верхний вторым. Пластический сцинтиллятор вместе с волокнами с 2 сторон обернуты диффузно отражающим свет материалом -тайвеком. Солнечная панель заряжает батареи, расположенные в стальном боксе, обеспечивая питанием электронику детектора и вспомогательные приборы. Для передачи данных используется беспроводная антенна. Сигнал от мюонного пика соответствует 19,2 фотоэлектронам.

Рис. В. 11. Сцинтилляционный детектор установки ТАх4.

Еще одним представителем плоского счетчика может служить сцинтилляционный детектор

установки AugerPrime [18]. Установка AugerPrime является модернизированной частью установки

Auger, которая расположена в Аргентине и является крупнейшей в мире. Установка Auger была

18

предназначена для изучения первичных космических лучей с энергиями выше 10 эВ и состоит из 1660 черенковских водных детекторов и 27 детекторов флуоресцентного излучения (рис. В.12). Черенковские водные детекторы распределены на расстоянии 1,5 км друг от друга равномерно по площади 3000 км .

Рис. В.12. Обсерватория «Пьер Оже». Точки - расположение черенковских водных детекторов, серая область - поле зрения 24 флуоресцентных детекторов, зоны охвата

отдельных флуоресцентных детекторов разделены линией. Информация о составе космических лучей, особенно при очень высоких энергиях, имеет особый интерес. Дальнейшее изучение происхождения и свойств наиболее энергичных субатомных частиц во вселенной существенно ограничено в результате отсутствия первичной информации. Для обеспечения статистической значимости полученной информации о первичных частицах в области излома, обсерватория Auger была модернизирована c помощью сцинтилляционных наземных детекторов, установленных сверху водных черенковских детекторов, и новой электроники для водных черенковских детекторов.

Сцинтилляционные наземные детекторы обеспечивают дополнительные измерения частиц широкого атмосферного ливня к набираемым данным других наземных детекторов, используемых на установке Auger. Сцинтилляционный детектор состоит из пластины сцинтиллятора, расположенной сверху каждого из водного черенковского детектора. Площадь детектора составляет 3,8 м2. Внешняя часть детектора состоит из алюминиевого бокса с плоской крышей и поддерживающей рамой. Схема детектора показана на рисунке В.13.

Рис. В. 13. Схема и общий вид модернизированного наземного детектора установки

Л^егРпше.

Активная часть детектора сделана из полосок экструдированного сцинтиллятора, изготовленного в Национальной лаборатории имени Энрико Ферми (ФЕРМИЛАБ, США). Каждая полоска 1600 мм длиной, 50 мм шириной и 10 мм толщиной. В детекторе равномерно распределены 48 таких пластинок между 2 сторонами. Внутри полосок есть овальные отверстия, располагающиеся на расстоянии 25 мм друг от друга. Общая площадь сцинтиллятора составляет 3,8 м . Линия испускания света в сцинтилляторе лежит в пределах между 330 и 480 нм. Для сбора достаточного светового сигнала используются пластические волокна, смещающие длину волны в зеленую область. Полная длина каждого из волокон составляет 5,8 м. В качестве спектросмещающего волокна используются волокна марки Kuraray Y11(300)M типа S диаметром 1 мм (рис. В.14).

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Прокопенко Николай Николаевич, 2020 год

Список литературы

1. Г.Б. Христиансен, Г.В. Куликов ЖЭТФ, 1958, Т.35, С.635.

2. JR. Horandel, Proceedings of ICRC 2001: 71© Copernicus Gesellschaft 2001.

3. Review of Particle Physics, Phys. Rev. D., 1, p. 54, 1996.

4. T. Matano, M. Nagano, S. Shibata, et al., Proc. Int. Conf. Cosmic Rays, London, 1965, 2, 1045.

5. N.P Il'ina, N.N. Kalmykov, I.V. Rakobolskaya, et al., Proc. 24th ICRC, Roma, 1995, 1, 524.

6. O.G. Ryazshskaya, Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.), 87, (2000), 423.

7. A.A. Petrukhin, Vulcano Workshop 2000 «Frontier Objects in Astrophysics and Particle Physics», eds. F.Giovannelli and G.Mannocchi, p. 375.

8. V.I. Yakovlev, Nucl. Phys., B (Proc. Suppl.) 122 (2003) 201.

9. V.I. Yakovlev, Nucl. Phys., B (Proc. Suppl.) 122 (2003) 417.

10. S.A. Slavatinsky, Nucl. Phys., B (Proc. Suppl.) 122 (2003) 3.

11. Г.В. Куликов, Г.Б. Христиансен. О спектре широких атмосферных ливней по числу частиц.

Журнал экспериментальной и теоретической физики, 35, № 3, с. 635 (1958).

12. К. Групен. «Детекторы элементарных частиц», 1999, с. 161.

13. О.И. Савун, А.Ф. Титенков, Ф.Ф. Азаренко, Г.В. Лупенко, В.П. Суханов. Вопросы Атомной Науки и Техники, серия Тех. физ. эксп. вып. 4/39, 1988, с.70.

14. M. Takeda et al., Energy determination in the Akeno Giant Air Shower Array experiment. Astroparticle Physics, 19, p. 447 (2003).

15. T.K. Gaisser, J. Beaman et al., Proc. 24 ICRC, Rome, 1995, V.1, p. 938.

16. 35th International Cosmic Ray Conference - ICRC2017, 10-20 July, 2017, Bexco, Busan, Korea, http://i cecub e.wisc.edu/collaborati on/authors/i crc 17_gen2.

17. Eiji Kido et all, «The TAx4 experiment», 35th International Cosmic Ray Conference -ICRC2017, 10-20 July, 2017, Bexco, Busan, Korea, POS 386.

18. «Scintillator detectors of AugerPrime», 35th International Cosmic Ray Conference - ICRC2017, 10-20 July, 2017 Bexco, Busan, Korea, http://www.auger.org/archive/authors_icrc_2017.html.

19. T Antoni et al., The cosmic-ray experiment KASCADE, Nucl. Instr. and Meth. in Phys. Res. A, 513, p. 490 (2003).

20. J. Engler et al. A warm-liquid calorimeter for cosmic-ray hadrons, Nucl. Instr. and Meth. in Phys. Res. A, 427, p. 528 (1999).

21. P. Doll et al., Muon tracking detector for the air shower experiment KASCADE, Nucl. Instr. and Meth. in Phys. Res. A, 488, p. 517 (2002).

22. J. Blumer et al. «The KASCADE-Grande Experiment», J. Phys.: Conf. Ser., 120, 062026 (2008).

23. A. Haungs et al., «Two Decades of KASCADE and KASCADE-Grande Measurements: Some Achievements», Proc. 34th ICRC, Hague, POS (ICRC2015)278 (2015).

121

24. M. Aglietta et al., «UHE cosmic ray event reconstruction by the electromagnetic detector of EAS-TOP», Nucl. Instr. and Meth. in Phys. Res. A, 336, p. 310 (1993).

25. G. Navarra «Cosmic ray physics between 1012 and 1016 eV: the EAS-TOP results», Proc. Frontier Objects in Astrophysics and Particle Physics, Bologna, p. 453 (2003).

26. V.B. Jhansi et al., «Measuring the hourly gain of the scintillator detectors from EAS data», 35th International Cosmic Ray Conference - ICRC2017, 10-20 July, 2017 Bexco, Busan, Korea, Proceedings of Science 356. Сайт эксперимента GRAPES-3: http://grapes-3.tifr.res.in.

27. Amelchakov M.B., Bogdanov A.G., Kindin V.V., Kokoulin R.P., Kompaniets K.G., Matyushin A.A., Ovchinnikov A.V., Petrukhin A.A., Prokopenko N.N., Yanson E.E., Yashin I.I., Gilitsky Yu.V., Gurzhiev S.N., Denisov S.P., Dunaitsev A.F., Zholobov V.G., Lipaev V.V., Rybin A.M., Soldatov M.M., Sytin A.N., Lidvansky A.S., Novoseltsev Yu.F., Petkov V.B., Stenkin Yu.V. «Proposal for a BARS-SHAL experiment to search for new physical processes in cosmic rays», 2005, Bulletin of The Russian Academy of Sciences: Physics, 69 (3);

28. Р.П. Кокоулин, А.А. Петрухин. ЭЧАЯ, 21, вып. 3, 1990, с. 774.

29. В.Б. Аникеев, С.В. Беликов, Ю.В. Гилицкий и др., «Большой жидкоаргоновый спектрометр БАРС». Препринт ИФВЭ 97-72, Протвино, 1997.

30. S.V. Belikov, S.N. Gurzhiev, Yu.E. Gutnikov et al., «On the use of LA spectrometer BARS for horizontal muon spectrum measurements». Preprint IHEP 96-65, Protvino, 1996.

31. V.B. Anikeev, S.V. Belikov, «Measurements of cosmic ray muon spectrum with «BARS» calorimeter», Извести. РАН, Серия физическая, том 63, 1999, № 3, стр.: 577-580.

32. В.Б. Аникеев и др., Известия РАН, Серия физическая, 2001, том 65, № 8, стр.:1209-1211.

33. С.В. Беликов, С.Н. Гуржиев, А.П. Дьячков и др., Физические характеристики полиметилметакрилатного сцинтиллятора СОФГ-120, Протвино, 1992.

34. С.Н. Гуржиев, Система триггерных сцинтилляционных счётчиков жидкоаргонового нейтринного детектора БАРС комплекса меченых нейтрино, автореферат кандидатской диссертации, ИФВЭ, Протвино 1994, с. 6.

35. Официальный сайт фирмы DuPont / URL: https://www.dupont.com/brands/tyvek.html (дата обращения 10.09.2020).

36. Официальный сайт фирмы DuPont / URL: https://www.dupont.com (дата обращения 10.09.2020).

37. Характеристики ФЭУ-115м (ссылка на сайт производителя http://www.melz-feu.ru/products/?id=50, дата обращения 05.09.2020).

38. Эффект полного внутреннего отражения https://ru.wikipedia.org/wiki/Внутреннее_отражение (дата обращения 01.09.2020).

39

40

41

42

43

44

45

46

47

48

49

50

51

52

53

54

Характеристики сцинтиллятора NE102A (ссылка http://www.eljentechnology.com/index.php/ products/plastic-scintillators (дата обращения 01.09.2020).

Характеристики ФЭУ-143 (ссылка http://old.electron.spb.ru/komplekt.pdf, дата обращения 01.09.2020).

Aynutdinov V.M., Bonifazi C.B., Creusot A. et al., The Pierre Auger surface detector LED flashers and their use for monitoring and calibration, Proceedings of the 28th International Cosmic Ray Conference. Tsukuba, 2003.

Характеристики ФЭУ-85 (ссылка на сайт производителя http://www.melz-feu.ru/products/?id=14, дата обращения 01.09.2020).

B.М. Айнутдинов и др. НЕВОД - многоцелевой нейтринный детектор на поверхности Земли. Инженерная физика, № 4, с. 71 (2000).

C.С. Хохлов и др. Мюонная калибровка черенковского водного детектора НЕВОД. Известия РАН. Серия физическая, 75, № 3, с. 460 (2011).

С.С. Хохлов и др. Современный статус черенковского водного детектора НЕВОД. Труды III Черенковских чтений: Новые методы в экспериментальной ядерной физике и физике частиц. М., ФИАН, 2010, с .30.

И.А. Шульженко и др. Ливневая установка на базе сцинтилляционных калибровочных телескопов экспериментального комплекса НЕВОД-ДЕКОР. Сборник трудов V Всероссийской молодежной конференции «Инновационные аспекты фундаментальных исследований по актуальным проблемам физики», М., ФИАН, 2011, с. 101. I.I. Yashin et al. Status of the NEVOD-DECOR experiment. Proc. 32nd ICRC, Beijing, China, ID 0322 (2011).

Н.С. Барбашина и др. Координатный детектор для исследования горизонтального потока космических лучей. Приборы и техника эксперимента, № 6, с. 20 (2000). А.Г. Богданов и др. Исследование характеристик потока и взаимодействия космических лучей сверхвысоких энергий с помощью метода спектров локальной плотности мюонов. Ядерная физика, 73, № 11, с. 1904 (2010).

Сайт эксперимента ALEPH (19.08.2020): http://aleph.web.cern.ch/aleph/. Сайт эксперимента DELPHI (19.08.2020): http://delphiwww.cern.ch.

G. Rodriguez. A measurement of the muon number in showers using inclined events detected at

the Pierre Auger Observatory. EPJ Web of Conferences, 53, 7003 (2013).

Сайт эксперимента Pierre Auger Observatory (20.08.2020): https://www.auger.org.

A.G. Bogdanov et al. New approach to muon investigations in inclined EAS. Nucl. Phys. B

(Proc. Suppl.), 175-176, p. 342 (2008).

55. I.A. Shulzhenko et al. Proposal of NEVOD-EAS shower array. J. Phys.: Conf. Ser., 409, 012098 (2013).

56. И.А. Шульженко и др. Центральная часть установки НЕВОД-ШАЛ: первые результаты. Известия РАН. Серия Физическая, 81, № 4, с. 524 (2017).

5l. И.А. Шульженко и др. Статус эксперимента НЕВОД-ШАЛ. Известия РАН, Серия физическая, 79, выпуск 3, стр.: l10-l12, 2015.

58. Характеристики оптических волокон марки Kuraray Y11 (http://kuraraypsf.jp/psf/ws.html, http://www.yeint.ru/kuraray, дата обращения 10.09.2020).

59. Характеристики силиконового компаунда «Силагерм 2106» производства компании «Технология-Пласт» (http://silagerm.com/products/25651284, дата обращения 01.09.2020).

60. Н.С. Барбашина и др. Широкоапертурный мюонный годоскоп большой площади УРАГАН. Приборы и техника эксперимента, № 2, с. 26 (2008).

61. Б.В. Антохонов и др. Тунка-133 - новая установка для исследования космических лучей сверхвысоких энергий. Известия РАН, Серия физическая, т. 75, вып. 3, стр. l10-l12, 2011.

62. В.Б. Петков. Установка «АНДЫРЧИ» для регистрации ШАЛ над баксанским подземным сцинтилляционным телескопом. Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук, Москва, ИЯИ РАН, сс. 76-l8, 199l.

63. Г.Б. Христиансен, Г.В. Куликов, Ю.А. Фомин. Космическое излучение сверхвысокой энергии. Москва, Атомиздат, 1975.

64. Б.М. Щеголев. Математическая обработка наблюдений. Москва, ГИФМЛ, 1962.

65. Ю.М. Андреев и др. Препринт ИЯИ, Москва, 1989.

66. Д.В. Беклемишев. Курс аналитической геометрии и линейной алгебры l-е изд.,- М.: Высш. шк. 1998.

6l. Peter K. F. Grieder. Extensive Air Showers: High Energy Phenomena and Astrophysical Aspects - A Tutorial, Reference Manual and Data Book, 2-Volume Set., Springer, Germany, p. 255, 2010.