Космостық сәулелерде зерттеуде қолданылатын қоңдырғылар

Кіріспе

XX ғасырдың басында космостық сәулелерді зерттеу жаңа ғылыми бағытқа ядролық физикаға жол ашты. Космостық сәулелердің ғылыми көзқарасты қаншалықты күрт өзгерткенің елестету үшін ядролық байланыс бөлігі болып табылатын пиондардың және антиәлемнің бөлшегі болып табылатын позитронның алғаш рет космостық сәулелердің анықталғанын айту жеткілікті.

    Соңғы кездерде  теоретикалық  физиканың дамуына  байланысты үдеткіштерге мүмкін  емес жоғарғы энергия туралы  мағлұматтар керек болды. Сонымен қатар жұлдыздардың дамуы кезіндегі процестер арқасында үдеткіштер бере алатын жылдамдықтан 2 – 5 есе жылдам қозғалатын бөлшек пайда болуы мүмкін. Міне сол себепті жоғарғы энергетика физикасы және элементар бөлшектер физикасы бұл күнде әлі де космостық сәулелерге сүйеніп тәжірибелер жүргізеді.

Жеке өзім космостық сәулелерді зерттеу әдістерімен танысып, Атырау өңіріндегі космостық радиация деңгейін және оның құрылымын анықтадым. Ядролық процестердің негізгі жүзеге асырушы бөлшектері болып табылатын p - мезонның ыдырау процесін тіркеп,  теңіз дейгеіндегі элементар бөлшектердің көпшілігінде m - мезонының пайда болу жолын қарастырдым.

Сәулелендірудің интинсивтілігін зерттеу космостық  сәуле шығаратын жұлдыздардың процесі және космостық кеңістік қасиеттері туралы элементар бөлшектердің табиғаты туралы өте маңызды  жаңалыққа ие және көптеген экспериментальдық жаңа әдістерге ие болғызады.

I. Космостық сәулелерде зерттеуде қолданылатын қоңдырғылар.

1.1. Космостық сәулелер.

XX ғасырдың елуінші жылдарында, яғни 1 – ші үдеткіштер іске қосылғанға дейінгі жоғарғы энергия физикасының дамуына космостық сәулелер себепші болды. Космостық  сәулелерді зерттеу ядролық физиканың эксперименттік қондырғыларының дамуында да жетекші роль ойнады. Әр түрлі бөлшектерді тіркеу және зерттеу үшін тіркеуші детекторлар жасалып, күрделеніп отырды. Бүгінгі таңда қолданылатын барлық дерлік детекторлар космостық  сәулелерді зерттеу барысында жасалды.

А.И. Алиханов бастаған экспедиция космостық сәулелерді зерттеуге жол ашқан болатын. Бұл бағыттағы ғылыми жаңалықтар көп ашылатыны анықталып, теориялық және эксперименттік физика институтында космостық сәулелерді зерттеуге арнайы лаборатория ашылды. Үдеткіштердің пайда болуына байланысты космостық сәулелер соңғы кезде элементар бөлшектер физикасына қарағанда астрофизикамен және ғарыш ғылымымен байланысы көбірек . Егер де бастапқы космостық сәулелерді зерттеу кезінде негізінен 2 – ші реттік космостық сәулелер зерттелген болса, қазір әр түрлі космостық автоматтандырылған бақылау аппараттарының арқасында 1 – ші реттік космостық сәулелерді зерттеу мүмкіндігі пайда болып отыр. Яғни, бірнеше ТэВ энергияға ие бөлшектер бақыланады. Алғашқы космостық зерттеу қоңдырғылары (АМС) α магниттік  спектрометр 1994 ж жерді айнала қозғалатын орбитаға шығарылды. Бұл ой Массачусситтік технологиялық институттың және ИТЭФ көмегімен жүзеге асырылды. Осы қоңдырғының арқасында соңғы жылдары астрофизика мен элементар бөлшектер физикасы қарқынды дамып отыр. Бұл бағытта жүргізіліп жатқан жұмыстардың бір саласы космостық сәулелерде антибөлшектерді анықтау болып табылады [1]. Екінші бағыты көрінбейтін күңгірт материяны іздеу. Бүгінгі таңда бұл бағытта жұмыс істеп жатқан 30 елдің 200 физик-инженер азаматы белгілі.

Қазіргі зерттеулер бойынша 1 – ші космостық сәулелер (БКС) негізінен өте жоғарғы энергиялардағы (Е0>1017эВ) протондардан және ядролардан тұрады. Олар галактиканың магнит өрісі арқасында күшті араласады да аспан сферасында изотропты таралады. Сол себепті БКС көзін анықтау қиын. AGASA (Akent Giant Air Shower Array) тобының зерттеулеріне [2,3] сәйкес Е0≈(8 – 20)*1017эВ энергиядағы бөлшектер 4% шамасында анизотропты, бұл анизотроптық көзі галактика центріне бағытталған. Бұл тұжырымды австралия тобы SUGAR (Sydney University Giant Airshower Recorder) [4] осы тұжырымды дұрыс екенің қостап отыр.

Якутияда орналасқан қоңдырғы галактика центрін көрмейді, бірақ та БКС Е0≥4*1017эВ энергиялы бөлшектер үшін ұсақ масштабты құрылымды болатының анықтады. [5,6] жұмыстарда осы тұжырымды құптайды. Бұл жұмыстарда БКС – ның Е0≈(2 – 5)*1018эВ энергиядағы бөлшектер үшін галактикадан тыс көздердің үлесі байқалатыны көрсетіледі.

Бұл жұмыста атмосфераның кең ағыны ғылыми материалдарды зерделеу арқасында қарастырылады (АКА). Ондағы бөлшектердің энергиясы                (4-8) * 1017 эВ және зениттік бұрышы cosθ ≥ 0,6 Якутияда орналасқан қондырғыларда 1974 – 2001 жылдардағы аралықтағы және Ыстық көлде орналасқан қондырғыларда  1980-2003 жылдары тіркелген бөлшектерге негізделеді. Бұл ғылыми зерттеу орталықтары аталған тәжірибе нәтижелеріне қарай БКС – ның ұсақ маштабты анизатропиясын зерттеді.

Көптеген жылдар бойы Космологияның негізгі проблемаларының бірі – бариогенез проблемасы болды. Бариогенез дегеніміз үлкен қопарылыстан кейінгі жағдайда әлем материясы мен антиматерияның бірдей мөлшерінен тұрудың орнына тек қана материядан тұрады [7]. Сахаров А. Д. мұндай антиматерияның пайда болуының үш шарты: бариондық зарядттың сақталмауы, С және СР жұптардың, сонымен қатар термодинамикалық тепе – теңдіктің болмауы бариондық асимметрияның пайда болуына себеп болады, яғни әлем тек қана материядан тұрады.

Бір қарағанда бұл үш шарттың орындалуына эксперименталдық тұжырымдама табуға болады. Мысалы, әлемнің ұлғайу спектрінің қызыл ығысуы оны термодинамиканың тепе – теңдікте емес екендігін көрсетеді. Каондар мен мюондардың ыдырауын зерттеу нәтижелері СР және С жұптарының әлсіз әсерлесуде бұзылатының көрсетеді. Ал біздің әлемнің бар болуы бариондық зарядтың сақталмауының дәлелі. Бірақ та мюондар мен каондардың ыдырауы кезіндегі жұптықтың сақталмауы әлемде бар бариондарды реликтивтік фотондарға қатынасын түсіндіре алмайды. Бариондық зарядтың сақталу заңының бұзылуын ешбір эксперимент дәлелдей алмады.

Сол себепті бариогенездің теориялық моделдердің ішінде электр әлсіз әсерлесу суперсимметриялық теориясына сүйенгені, ұлы бірігу теориясына сүйенгені немесе эксперименттерге сүйене отырып жасалған жаңа гипотезаларға сәйкес жасалған. Әр модель үшін әлемнің тек материядан және материя мен антиматериядан тұруы мүмкін. Ол теориялар бойынша бізден өте алыс орналасқан галактикада орналасуы мүмкін, тіпті галактика антиматериядан тұруы мүмкін [8].

Антиматерия материялардың әсерлесуінен пайда болуы мүмкін емес. Яғни космостық сәулелерде антиядроның антибөлшектін табылуы антиәлемнің барлығына дәлел болады. Жер орбитасының айналасында қарастырылатын бөлшектерінің барлығы негізінен біздің галактикада пайда болады. Біздің БКС – ның құрамы протондар мен гелий ядролары олар өте жаңа жұлдыздардың жарылуы кезінде пайда болды. Соқпа толқынның диффуззиялық үдеу арқасында пайда болды. Үдетілген бөлшектер галактикамызда шашырайды. Жұлдыздар аралық магниттік өрістердің әсерінен изотропты сәуле құрайды. Жердің жоғарғы қабатындағы бөлшектер ағыны модульляция эффектісінен әлсірейді, яғни ағынның әлсіреуі күннің активтілік деңгейіне тәуелді. Яғни космостық сәулелердің әртүрлі компоненттерінің зерттеу астрофизикалық процестер туралы мәліметтер береді. Бүгінгі күнге дейінгі БКС спектрін зерттеу бөлшектердің энергияға дәрежелік байланыс теориясын дәлелдейді. Жоғарғы энергиялар аймағында бұл өлшеулер дәлдігі өте аз. Ал бөлшектердің энергиясын қарастырып отырған спектрден ауытқуы жаңа бір физикалық процестермен байланысы болуы мүмкін.

1 – ші сурет.

Егер де бізге көрінбейтін гало галактикада күңгірт материя суперсимметриялы нейтролинодан тұрады десек космостық сәулелер ағыны және олармен байланыс аннигиляциясы 1 – ші суретте позитрондар спектріне әсері көрсетілген. Осындай байланыс жаңа бір механизмді түсіндірер еді [9]. Мұндай ауытқулар өте аз және энергияның шектеулі диапозоның да бақылануы мүмкін [1]. Мұндай нәтижелерді дәлелдеу үшін ажырату мүмкіндігінің үлкен болуы және өлшеу уақытының ұлғайуы керек. Сонымен қатар өлшеу қондырғылары әрбір бөлшекті жоғары дәлдікпен табиғатын анықтап отыруы керек.

Бұл жағдайда ескеретініміз протондар ағыны позитрон ағынынан  4 есе артық. Сол себепті протон ағының әлсіретуіміз керек және қондырғы  БКС – ны тіркеуге керек, яғни космоста орналасуы тиіс.

1.2. Черенков детекторы

1934 жылы С.И. Вавилов аспиранты  П.А. Черенков мөлдір сұйықтардағы  белгісіз көгілдір жарықты байқады. Осы құбылысты зерттей отырып           П.А. Черенков пен С.И Вавилов бұл сәулелену осы ортадағы зарядталған бөлшектердің қозғалысымен байланыс іздеген тұжырым жасады. Бұл құбылыстың механизмімін И.Е. Тамм мен И.М. Франк түсіндірді. Бұл сәулелену зарядталған бөлшек мөлдір ортада фазалық жарық жылдамдығынан артық жылдамдықпен қозғалғанда пайда болатынын анықтады. Осы жаңалық үшін П.А. Черенков, И.Е. Тамм мен И.М. Франк Нобель сыйлығына ие болды.

Фотоэлектрлік көбейткіштің (ФЭК) пайда болуымен байланысты Черенков – Вавилов сәулесі ядролық сәулеленуді тіркеу әдістерінің жаңа мүмкіндігін ашты. Черенков – Вавилов сәулеленуінің белгілі бір табалдырығының болуы зарядталған бөлшектердің жылдамдықтары бойынша жіктеудің дәлдігін жоғарылатты. Сонымен қатар сәуленің бағыты жылдамдық бағытымен тікелей байланысты. Белгілі бір арақашықтықта сәулелену радиусы бөлшектің жылдамдығы туралы толық мағлұмат бере алады. Черенков радиаторлары спектрометрдің жаңа түрін анықтауға мүмкіндік берді. Черенков детекторлары әр түрлі бағыттағы көптеген тәжірибелерді жүзеге асыруға мүмкіндік береді. Черенков радиаторларын үдеткіштерде де, космоста да қолданылады.

Атмосферада пайда болатын нөсерді жоғарғы энергетикалық деңгейі      Еl ≈ 5*1019 эВ екенің үдетілген бөлшектердің әсерлесу процестерінен қорытылып шығарылады. 90 ж басқы кезінде бұл шамадан жоғары энергиялы ағындар анықталды. Олардың пайда болу астрофизикалық тұрғыдан жұмбақ еді. Бүгінгі тұжырымдар бойынша экстримальдық энергияға ие космостық сәулелердің көзі біздің галактикадан тысқары орналасқан. Галактика аралық магниттік өрістер олардың бағытын өзгертуге жеткіліксіз. Сондықтан олардың бағыттарын анықтай отырып олардың көзін анықтау мүмкіндігі бар деп үміттенеді.

Әрбір ағында миллиардтан артық бөлшек бар және бұл бөлшектердің жер атмосфераға енуі әрбір км бетке 100 жылда бір ғана бөлшек түседі. Сонықтан да жоғарғы энергиялы бөлшектерді тіркеу үшін бет ауданы өте үлкен болуы керек. Осы мақсатты беттік ауданы 3000 км2 болатын бақылау обсерваториясы Аргентинада құрылуда.

Бұл обсерваторияның барлық элементтері Черенков сәулелеріне негізделген детекторлар. Оның радиаторы ретінде 11 м3 көлемді алып тұрған бакқа толтырылған сулар бір – бірімен 1,5 км қашықтықта орналасқан. Әр бір бактағы сәуле 3 ФЭК – пен тіркеледі. Әр бакта пайда болған жарық жарқылының пайда болуы уақыттарының айырмашылығы оның көлбеу бұрышын анықтауға мүмкіндік береді.

Черенков сәулелерін тәулік бойы тіркеуге болады. Тап осындай әдіспен космостық станцияда S ~ 150 мың км2 жер беті көрінетіндей тәжірибе жасау мүмкіндіктері қарастырылуда.

Черенков детекторының көмегімен экстрималдық энергия е бөлшектерді анықтау және олардың табиғаты мен пайда болуын зерттеу мүмкіндігі пайда болды. Өте терең су қоймаларын, мұздар қабатын Черенков сәулелерін зерттейтін радиатор ретінде қолданып нейтринаны да зерттеуге болады.

1.3. АМС детекторы.

АМС детекторы дегеніміз (2 – сурет) кең апертурлы магниттік спектрометр. Спектрометрдің цилиндрлік аса өткізгішті магнитінің ішкі диаметрі мен ұзындығы 1 м шамасында (7). Оның периметрі бойынша белгілі

2 – ші сурет. АМС детекторы. 1 – ауыспалы сәулелену детекторы, 2 –бөлшектердің спектрометр көлемінде болу уақытын анықтау, 3 –  магнитпен әсерлескен бөлшектерді есептен алу, 4 – перпендикуляр бағытта магнит өрісін туғызады, 5 – сұйық гелилі ыдыс, 6 – Сегіз қырлы екі жақты микроөрісті кремнилік детекторлар, 7 – Спектрометрдің цилиндрлік аса өткізгішті магниті, 8 – черенков детекторлары, 9 – калориметр.

бір бағыттар бойынша орналасқан 22 катушка цилиндр осіне перпендикуляр бағытта магнит өрісін туғызады (4). Өрістің максимал мәні 0,85 Тл.

Сегіз қырлы екі жақты микроөрісті кремнилік детекторлар (6) цилиндрдің ішкі жағында және жоғарғы және төменгі беттерінде орналасқан. Олар спектрометр арқылы өткен бөлшектердің тіректерінің координаттарын анықтау үшін қолданылады.

Тіректердің координаттарын анықтау дәлдігі қарастырылып отырған жазықтықта 10 мкм – ге, ал қисықтық анықталуы перпендикуляр жазықтықта 30 мкм – ге тең. Детектордағы қабылданған сигналдардың амплитудасы бөлшектердің зарядың анықтау үшін қолданылады. Магнит өрісінің бұру күші өте жоғары, координаттарының анықталу дәлдігінің жоғарлығы спектрометрдің ажырату (2 – 3%) мүмкіндігінің жоғарлығын қамтамасыз етеді. Қондырғының максимал тіркейтін қатаңдығы (R=p/Z) тең 2,5 ТВ/с.

Қондырғының жоғарғы бөлігінде ауыспалы сәулелену детекторы орналасқан (1). Ол 20 қабаттан тұрады. Әрбір қабатымыз жұқа қабықты кішкентай диаметрлі Хе/СО2 газымен толтырылған түтікшелерден тұрады. Бұл детекторлардың мақсаты 103 – нен 102 – не дейін 1,5 – 300 ГэВ энергия диапозонында позитрондар мен протондарды ажырату. Дрейфтік түтікшелердің бір тобы перпендикуляр жазықтықта орналасқан олардың мақсаты детектрге енген бөлшектердің бағытын анықтау. Газдық детекторлардың координатын анықтаудан басқа амплитуда арқылы бөлшектің зарядың анықтауға мүмкіндік береді.

Осы әдіспен сцинтилляциондық тіркегіштерде бөлшектердің заряды төрт жазықтықта анықталады. Олар жоғарғы және төменгі беттерде жұп – жұбымен орналасқан (2). Олар бөлшектерді спектрометр көлемінде болу уақытын анықтау үшін қолданылады. Енді сцинтилляциялық тіркегіштердің бір тобы ішкі цилиндрдің магнитінің беткі қабатында орналасқан олар магнитпен әсерлескен бөлшектерді есептен алу үшін керек (3).

Спектрометрдің төменгі бөлігінде черенков детекторлары орналасқан (8) және калориметр (9) бар. Черенков детекторы аэрогелден  дайындалған радиатордан және фотокөбейткішті матрицадан тұрады. Черенков детекторы фотондарды тіркеу арқылы бөлшектердің жылдамдығын 0.1% – ке дейін дәлдікпен анықтайды. Энергия шкаласы 10 ГэВ тіркелген фотондар саны бөлшектің зарядың анықтауға мүмкіндік береді. Детектордың тіркеу мүмкіндігін арттыру үшін детектор конустық айнамен қамтамасыздандырылған. Черенков тіркегіштерінің жинақтаған мәліметтерін магниттік спектрометр мәліметтерімен салыстыра отырып бөлшектердің массасын есептеп табуға болады.

Калориметр 2 бағытта орналасқан 18 қорғасын қабаттан тұрады және ішкі қабатында сцинтилляциялық пластикалық түтікшелерімен қамтамасыз етіледі. Калориметр белгілі бір түрдегі ағынды ғана тіркеу үшін арналған және оның қалыңдығы 15 рад.бірлігі. Калориметрдің энергияны өлшеу деңгейі бірнеше процент құрады. Екі бағыттағы ағынның түрін анықтасақ онда электрон мен позитронды адрондардан 1.5 ГэВ тен 1 ТэВ энергия аралығында ажырата алады, тұншықтыру деңгейі 104  тең. Ал, екінші бір негізгі функциясы калориметр энергиясын өлшеуге мүмкіндік береді.

Екінші реттік сәулелердің әсерін тұншықтыру үшін өлшеулер бірнеше мәрте жүргізіледі және АМС қондырғысының ерекшелігі кірістегі және спектрометрдің ішіндегі бөлшектер саны минималь болады.

АМС бүгінгі таңда жоғарғы энергетикалық физика тәжірибелерінде қолданылатын магниттік спектрометрден ерекшелігі жоқ. Оның негізгі ерекшелігі ашық ғарыш кеңістігінде үздіксіз бірнеше жыл жұмыс істеуі. Жердегі бірде – бір қондырғы ғарыштағы қоңдырғыдай қиын жағдайда жұмыс істемейді. Себебі бір айналымның өзінде бұл қоңдырғы күннің тікелей әсер аймағын көлеңке аймағын бірнеше мәрте қиып өтеді. Сонда детектордың жұмыс істеу температурасы  + 500С  – 1800С аралығында өзгеріп отырады. Екіншіден оған үздіксіз космостық сәулелер әсер етеді. Ал, күннің активті уақытында магниттік дауыл кездерінде бұл ағын детекторды бұзуы мүмкін. Сонымен қатар қоңдырғының космосқа шығару кезінде өте үлкен қысымды да ескеру керек. Осы талаптарды қанағаттандыратын детектор салмағы шектеулі қуаты минималь болуы керек. Мұндай прибор жасалып және сыннан өткізілді.

3 – ші сурет. АМС – 01 детекторы. S1 – S4 – сцинтилляциялық  тіркегіштер

АМС – 01 детекторының негізгі сұлбасы 3 – ші суретте көрсетілген. Талдаушы элемент ретінде спектрометрде тұрақты магнит қолданылды. Магнит ретінде (NdFeB) қолданылады. Магнит өрісінің индукциясының      0.15 Тл магниттің түрі цилиндр тәріздес ұзындығы 80 см. Цилиндр магнит өрісі біртекті және магнит өрісіне перпендикуляр бағытталған. Цилиндр өрісі бойынша қозғалып келе жатқан бөлшекті бұру мүмкіндігі өте жоғары.              1 – 10 ГВ/с диапазонында кремнилік детекторлардың өлшеу дәлдігі                 10 %  құрайды. Тіркелетін жоғарғы қатаңдық 400 ГВ/с.

Сцинтилляциялық тіркегіштер (S1 – S4) жүйесі бойынша жасалған 1 м аймақтағы ұшу уақыты 100 пкс. Бөлшектердің ұзындығын өлшеу дәлдігі 2.5%, яғни протон мен позитронды айыру мүмкіндігі 1.5 – 2 ГВ/с аралығында           (4 – сурет). Спектрометрдің төменгі бөлігінде орналасқан аэрогелді черенков тіркегіші протондарды электрондардан 3.5 ГэВ/с шамасына дейін жіктейді. Бөлшектердің заряды  кремний детекторларды және сцинтилляциондық детекторларды тіркелген мәліметтер бойынша алынды.

4 – ші сурет. Оң бірлік  зарядты бөлшектердің импульстерінің тірек қисықтарына тәуелділігі және олардың жылдамдықтарының жарық жылдамдығына қатынасы берілген.

5 – ші сурет. Кремнилік  тіркегіштерде анықталған ионизациялық  шығындардың бөлшек импульсына  тәуелділігі берілген.

 АМС – 01  детекторы 1988 ж «Discovery» ғарыштық кемесінде  орбитаға жеткізілді. Детектордың  жұмыс істеу орбитасы жер бетінен 400 км биіктікті орбитаның көлбеулік бұрышы 51.80. Ұшу ұзақтығы 10 – тәулік. Бұл уақыт детектор МИР ғарыштық станциясында тіркеліп жүрді. Ұшу уақытында       100 млн бөлшек тіркелді. Бұл тіркелген статистикалық мәліметтердің ішінен 100 сағ ішіндегі мәліметтер ерекше қарастырылды. Оның 24 сағ бойы         АМС – 01 детекторы зинетке бағытталған. 4 – ші және 5 – ші суретте тіркелген бөлшектердің параметрлерінің үлестірулері көрсетілген.

4 – ші суретте оң бөлшектердің бірлік зарядты импульстерінің тірек қисықтарына тәуелділігі және олардың жылдамдықтарының жарық жылдамдығына қатынасы берілген. Бұл суреттен позитрондар мен протондарды АМС детекторынан анықтай аламыз. Бұл суретте жерге қарай бағытталған бөлшектер тіркелген. Ал 5 – ші суретте кремнилік тіркегіштерде анықталған ионизациялық шығындардың бөлшек импульсына тәуелділігі берілген, яғни детектор бөлшектердің зарядың нақты түрде анықтай алады.

6 – АМС бұл протондарды, позитрондарды, электрондарды жер қабатынан 400 км биіктікте.

4 – ші және 5 – ші  суреттерде берілген мәліметтер физикалық талдауға негізгі негіз болып табылады. Мысалы, 4 – ші суретте жерге қарай бағытталған протондар ағының гиомагниттік табалдырықтан кіші мәнге ие жағдайларда тіркелген. Ал, тіпті бұл бөлшектер ағыны жерден кері бағытталған бөлшектер ағынына тең екені таң қалдырады. Қарастырылған нәтижеде табалдырық астындағы бөлшектер барлық ендікте тіркелетіні анықталды. Ван Аллен белдігіндегі протондар энергиясы 10 – 100 МэВ және жер бетінен бірнеше  мың км арақашықтықта орналасқан екені бұрыннан да белгілі. Ал, АМС бұл протондарды, позитрондарды, электрондарды жер қабатынан 400 км   биіктікте де энергиясы жүз есе артық екені анықталды. Бұл бөлшектердің магнит өрісіне кері тасымалдау олардың бірінші ағындағы адрондардың атмосферамен әсерлесуінен пайда болатынын көрсетеді. Бұл бөлшектер өздерінің қозғалысы кезінде ғарыштық кеменің ұшу орбитасының радиусымен шектелген сфера бетін бірнеше мәрте екі бағытта да кесіп өтеді.

Бірінші және екінші реттік бөлшектердің ағының өлшеу дәлдігі өте маңызды әсіресе атмосфералық нейтриноны зерттеу нәтижелерін талдау үшін атмосфераға енген ағынның құрамы атмосфералық нөсердің даму сипатын білу міндетті [8]. Сынақ ұшу кезінде космостық сәуле туралы мәліметтер дәлдігін күрт арттырды. Сонымен қатар екінші реттік (р, е+, е-) атмосфера нөсерінде пайда болып бөлшектер нейтриномен қабат жүреді. Бұл туралы тәжәрибелік материалдар адрондық нөсерлердің моделінің дұрыстығын тексеруде атмосфералық нейтриноның ағының есептеуде қолданылады.

АМС – 01 ұшу кезінде қатаңдығы 140 ГВ / с дейінгі аралықтағы гелий ядросының 2,86 * 106 рет тіркелді, бірақ бірде бір анти – Не ядросы тіркелген жок (7 сурет). Осы спектор диопозонында 1 < R < 140 ГВ /с антигелидің гелий ағынына қатнасы N / NHe < 1.1 * 10-6. Осыған сүйеніп гелийден ауыр ядролар ағыны үшін антиматерия, материя қатынасы ауыр антиядролар үшін  <  2*10-5.

Космостық қоңдырғының қозғалысы уақытында тіркелген антиядролар саны көптеген жылдар бойы тіркелген антиядролар санынан бірнеше есе асып түсті.

7 – ші сурет. Анти –  гелий ядросының энергетикалық спектірі

Сынақ ұшу кезінде физикалық нәтижелермен қатар қоңдырғының өзі де тексерілді. Осыған байланысты спектрометрдің құрылысына едәуір өзгертулер енгізілді. Осыған байланысты магнит өрісінің бұру күшін 6 есе арттырды. Оның себебі бұл мәселе антибөлшектерді тіркеуде өте маңызды. Жаңа детектор α ғарыштық станциясына 2010 жылға дейін шығарту жоспарланып отыр.

ІІ. Халықаралық космостық станцияда орналасқан АМС детекторының көмегімен космостық сәулелерді зерттеу.

Ауа шарларында жүргізілген тәжірибелер 1 – ші космостық сәулелердің атмосферамен әсерлесуін зерттеу проблемасын белгілі бір деңгейде шешеді. Бірақта бұл өлшеулер уақыты шектеулі болғандықтан және қамту аймағы аз болғандықтан зарядталған бөлшектер туралы жинақталатын мәліметтер көлемі аз болады. Сол себептерді жою үшін және ТэВ энергиядан жоғарғы энергияға дейінгі бөлшектерді зерттеу үшін космостық станцияға магниттік спектрометр орналастырды. Бұл ой 1 – ші рет Массачуссетти институты (Танг лабораториясы) ИТЭФ пайда болды.

2. 1. Космостық сәулелердің зерттелген сипаттамалары және оны талдау.

  Алғашқы, яғни бірінші космостық сәулелердің бөліктері атмосфераның жоғарғы қабатында атом ядроларымен серпімсіз соқтығысуының салдарынан екінші ретті сәулелену болады. 20 км – ден төмен биіктікте космостық сәулелеудің интинсивтілігі шамамен 1 – бөлшек 1см2 *c

           Теңіз деңгейінде зарядталған  бөлшектер ағыны орташа  ~ 2*10-2  бөлшек  (1см 2*C). Жердің магнит өрісінің салдарынан космостық сәулелердің интинсивтілігі ендікке байланысты өзгереді. Бұл құбылыс ендіктік эффект деп аталады. Космостық ракеталар мен жер серіктеріне қойылған приборлардың көмегімен жерге жақын аралықта радиациялық белдеу бар екендігі анықталды. Ол белдеу жерді екі рет айналдыра қоршаған интинсивтіліг өте үлкен иондалған сәулелену зонасы болып табылады. Мұндай белдеу жер магнит өрісінің космостық зарятталған бөлшектерді қармап алып және оны ұстап қалу нәтижесінде пайда болды. Экватор жазықтығында радиациалық белдеу бар екендігі анықталды. Ол белдеу жерді екі рет айналдыра қоршаған интинсивтілігі өте үлкен иондалған сәулелену зонасы болып табылады. Мұндай белдеу жердің магнит өрісінің космостық зарядталған бөлшектерді қармап алып және оны ұстап қалу нәтижесінде пайда болды. Экватор жазықтығында радиацианың ішкі белдеуі  600 км – ден,  6000 км – ге дейін, ал сыртқы белдеу (пояс) 20000 км – ден 60000 км – ге дейін созылып жатады. Ендіктің 600 – 700 – да  екі белдеу де (пояс) жерге бірнеше жүз километрдей жақындайды.

Екінші реттік космостық сәулелену екі бөліктен (компонентен) тұрады. Оның бір бөлігі қорғасын күшті жұтады, сондықтан оны жұмсақ деп, екінші бөлігі қалың қорғасыннанда өтіп кететін болғандықтан қатаң деп аталған. Жұмсақ бөлік – электронды – позитронды жұп таусылмас толқын (каскат) немесе нөсерден (ливень) тұрады. π0  мезонының ыдырауы нәтижесінде немесе жылдам электронды кенеттен тежегенде γ – фотон атом ядросын жақын ұшып өткенде электронды – позитрондық жұп туғызады.

 π0    Мезонының ыдырау процессі мына түрде өтеді: 

π0    →γ +γ               (98,8 %  осындай ыдырау түрінде жүреді).                                                                     

Π0→e++e-+;π0- e++ e-+ e++ e-+ π0→γ+ γ+ γ  (Бұл ыдырау табиғатта 1,2 %)

Бұл бөлшекті тежесек қайтадан  γ – фотон пайда болады т.с.с 

Қостардың және γ кванттардың пайда болу процесі γ – фотон энергиясының азайып жұп тудыра алмайтын шегіне дейін жүре береді. Бастапқы фотон энергиясы үлкен болғандықтан нөсердің  дамуы тоқталғанша көптеген екінші ретті бөлшектерді тудырып үлгереді.  

        Космостық  сәулелердің қатаң (өтіп кететін) бөлігі негізінен мюондардан тұрады. Мюондар дегеніміз орнықсыз элементар бөлшектер. Бұл бөлшектер космостық сәулелерде ашылды.  Мезонның космостық сәулелерде пайда болу процессі  суретте көрсетілген. Оның себебі тығыз ортада π+ ыдырауын бақылау мүмкін емес. Пайда болу реакциясы  π+→ m++n; p-→m- +n мұндағы π +  π – оң және теріс иондар мюондар n* n – нейтрино және антинейтрино қатаң бөлшек атмосфераның жоғарғы және ортаңғы бөлігінде зарядталған  π мезондардың ыдырауынан пайда болады. Космостық бөлшектер жылдам электрондар ағыны.  Екіншіден электромагниттік процеске миллиард электрон вольт энергия кезінде экспериментальдық  зерттеу жасауға мүмкіндік береді. [10] Ғылыми жұмыста осы құраушының пайда болу процестерін толықтай қарастырдым.

Қазіргі зерттеулер бойынша бірінші космостық сәулелер (БКС) негізінен өте жоғарғы энергиядағы (Е0 >1017эВ ) протондардан және ядролардан тұрады. Олар галактиканың магнит өрісі арқасында күшті араласады да аспан сферасында изотропты таралады. Сол себепті БКС көзін анықтау                    қиын [11 – 12 ].

AGASA (Akeno Giant AirShowerArray ) тобының зерттеулеріне [13] сәйкес Е0 ≈(8-20)* 1017эВ энергиядағы бөлшектер 4% шамасында анизотропты. Бұл анизотроптық көзі галактика центріне бағытталған. Бұл тұжырымды SUGAR(Sydney University Giant AirShower Recorder)  австралия тобыда [14] дұрыс екенін қостап отыр.

Якутияда орналасқан қондырғы галактика центрін көрмейді. Бірақта БКС Е0 ≥4  * 1017эВ энергиялы бөлшектер үшін ұсақ маштабты құрылымды болатынын анықтады. [13 – 15] жұмыстарда осы тұжырымды құптайды. Бұл жұмыстарды БКС – ның Е0 ≈ (2 – 5) * 1018 эВ энергиядағы бөлшектер үшін галактикадан тыс көзердің үлесі байқалатыны көрсетіледі.

 Талдау аймағында БКС – ның 4 станцияға түскен ағыны қондырғының радиусы 1250 метр. Мұндай тәжірибе АКА – ның негізгі параметрін анықтауда өте аз қателік жіберді.    

Е0 = (4.8 ±1.6) * 1017 (ρs,600 (00))1.0±0.02[эВ] (1)

ρs,600 (00) = ρs,600 (θ) *  exp ((sec θ-1) * 1020 /λρ) [M -2] (2)

λρ =(450 ± 44) + ( 32 ± 15) lg (ρs,600 (00)) [г /cм2] (3)

Мұндағы ρs 600 (θ) – зарядталған бөлешектердің тығыздығы R=600 м болатын тәуелсіз синтиляциондық детектордің көмегімен өлшенеді. Осы жылдары алынған нәтижелердің ішінен үш энергия интервалы қарастырылады: Е0 =1017,6-17,7, 1017,7-17,8 және 1017,8-17,9 эВ. Олардың ішінен бірдей санды ағындардың жеті тобы алынады. Бұл жеті топтың айырмашлығы тек қана келу бағытын анықтайтын сақинаның ауданымен анықталады.

Сақиналардың айырмашылықтары бірінші таблицада берілген. 21 – топтың әр қайсысы аспан сферасында жергілікті көзі болу мүмкіндігіне тексерілді.

Ол үшін қарастырылып отырған ағынның α < 30 көрінетін «көршілері» анықталды. Егер де қарастырған аймақта ұсақ n > 3 ағын анықталса онда олардың координаттары өзара орта мәні табылып, әрі қарай осы нүктелер негізгі координат ретінде алынды.

Бұл жағдайда тұйықталған ағындар тобы бір түйінге жинақталады, ал ағындар тізбегі түйіндер тізбегіне айналады. Содан кейін бұл түйіндерді аспан сферасындағы координаттармен байланыстырамыз. Егер осы кезде олар өзара m > 2 болса, онда ол түйінді ұлғайтамыз. Оның құрамында қиылысқан ағындар тобы енеді.

8 – ші сурет. аспан сферасында түйіндер мен кластерлердің орналасу картасы берілген.

Сонда түйіндердің тығыздығы жердің солтүстік полюсіне жақын аспан сферасында шоғырланады. Мұның бір себебі Якутияда орналасқан қондырғы аспанның осы бөлігін жақсы қамтиды.

Сондықтан да бұл бағыттағы ағынды азайту үшін солтүстіктен экваторға қарай жылжу бағытында r түйіндер саның 3 – тен 8 – ге дейін арттырылды. Талдау осы процедураны ақихатқа саятынын көрсетті. 8 – ші суретте аспан сферасында түйіндер мен кластерлердің орналасу картасы берілген. Түйіндер крестикпен, кластерлер нүктемен көрсетілген. Түсіну оңай болу үшін аспан  экваторларының координаттары сызылған. Мұнда көңіл бөлетін жағдай көпшілік: бірінші кластерлер оқиғаға сәйкес екені, екіншіден кластерлер бір – бірімен қатар орналасып тізбек құрайтыны болып табылады. Моньте – Карло әдісімен талдау 8 – ші суретте кластерлердің орналасуы кездейсоқ емес екенін анықтайды.

9 а,г – суреттерінде 18, 12 ағындарының α < 30,  n > 3 және               E0=1017.7-17.8 эВ галактикалықтан жоғарғы координаталарына келу деңгейіне сәйкес берілген (қадам ⌂δ=3). Жоғарғы галактикалық солтүстік өрістің экваториялды координаттары α=286,20 және δ=14,10. а, в – суреттерде бақыланылатың (Nexp) және күтілетің (nran-үлестірімдері), ал 9 в, г –де осы күтілетің шамалардан ауытқуы стандарт өлшем бірлігінде берілген.