Космостық сәулелерде зерттеуде қолданылатын қоңдырғылар

σ=Nran   ;  nσ=(Nexp-Nran)/σ               

                    

  9 – cурет  галактикадан (G) және жоғары галактикадан (SG) келетін ағындардың  ендікке тәуелділігі.

9 в, г – суреттеріндегі  қисықтар Фурье санының 5 – ші  гармоникасына дейін түзетілген. Nran – ң мәні аспан сферасында кездейсоқ үлестірілген ағындар үшін анықталды. Яғни, ол үшін әр бір өлшенген ағынды нақты келу уақыты мен азимуттың кездейсоқ шамалар мен галактиканың                         500 координатасы үшін есептелді. Содан соң кездейсоқ құбылыстарды өлшенген нақты шамалар бойынша нормалаған.

Екі системада да k=50 еркіндік дәрежесі үшін шамамыз Х2≈110-150. Мұндай кездейсоқ процестің болу ықтималдығы p < 10-5. Жоғарғы галактика жазықтығы үшін мүмкін құбылыстардың статистикалық тұрғыдан мағыналы мәні өте жоғары, ал галактика жазықтығы керсінше әлсіз ойыс арқылы бақыланылады. Осы екі нәтижені салыстыра отырып келесі тұжырымға келеміз. БКС – ның құрамындағы галактикалық емес құраушылар үлесі жоғары. Галактика негізінен сол сәулелерді жұтады, ал дискіде оның мәні өте жоғары, ал қалған суреттерде көрсетілген ойыстар БКС көздерінің кеңістікте күрделі және біртекті таратылмағанын білдіреді.

Қалған ағындар үшін де нәтижелер 9а - 2г суреттерінде берілген. Бұл бейне жоғарғы суреттен өзгеше. Өлшенетін және күтілетін үлестірулер бір-бірімен жақын, яғни БКС-ның таңдап алынған бөлігі жоғарғы дәлдікпен изотропты деп есептеуге болатынын көрсетуге болады. Ағынның бұл құрамы 0,75 жалпы ағынның пайызна тең.

Жоғарыда айтылған нәтижелерді энергетикалық жақын аймақта қарастырған тиімді деп ойлаймыз. 10–ші және 11–ші суретте Е0=1017,6-17,7 ТэВ және 1017,8-17,9 ТэВ ағындар үшін үлестірулер көрсетілген. Олар үшінде көптеген кластерлер байқалады. Ағындардың үлестірулері де кездейсоқтық  аймағына өте үлкен ауытқиды. Х2≈100-120. Бірақ олар үшін жоғарғы галактика мен галактика дисктерінің корреляциясы байқалады. Кластерлерден тыс ағындар үшін ауытқу өте үлкен емес Х2=46-65.

 

   

 

        

 

 

10- сурет Ағындардың аспан сферасында ендік бойынша үлестірімділігі

 

(Е0=1017,6-17,7эВ)

       

     

 

 

               

 

11-сурет   Ағындардың аспан сферасында ендік бойынша үлестірімділігі

(1017,8-17,9эВ)

 

 

1 – кесте. Бірінші гармониканың фазасы мен амплитудасы

 

Энергия, эВ	Қондырғы	Жалпы		Түйінсіз		Түйіндер
		φ1, град	А1, %	φ1, град	А1, %	φ1, град	А1, %
1017,6-17,7         1017,7-17,8         1017,8-17,9	Якутск   AGASA     Якутск   AGASA     Якутск   AGASA	317 43   300 5     29 115   292 5     15 61   295 5	2,4   2,0     0,2   2,2     2,8   3,0	315 37   -     211 136   -     264 124   -	5,8   -     1,2   -     1,6   -	296 14   -     228 95   -     56 26   -	16,5   -     1,3   -     11,0   -

 

 

12 – ші суретте галактиканы құс жолының және жоғарғы галактикалық құс жолының өзара орналасу схемасы 12 б – да галактика структурасы берілген [5]. Бұл суретте штрихталған бөлігі Якутияның АКА қоңдырғысының бақылай алатын бөлігі. 12 а – суретте жоғарғы галактика мен галактика жазықтықтары перпендикуляр орналасқанын байқауға болады. 9 – ші суретте көрсетілген кейбір мәселелерді 12 а – суреттен толықтыруға болады. Жоғарғы галактика мен галактика дискілерінің ағындардың келу түйіндерінің және кластерлердің үлестірулері көрсетілген. 13а – 13г суреттер жоғарғы галактика ұзақтығы антицентрден сағат тіліне қарсы есептеледі. Екі дискі де де         (l≈300 – 2100) бақыланылатын секторлар үшін шыңдар мен ойыстар көрсетілген. Х2≈93-96 еркіндік дәрежесі k=50 тең. Бұл ықтималдықтың шамасы p<10-4 кіші. Сол себепті БКС – ның біртектілік еместігі уақ масштабты құрылыммен анықталады. Енді жоғарғы галактикадан келіп жатқан ағындардың өзгерістерін қарастырайық. 6 – шы в – суретте lG≈1370 бағытында күшті шың болуы БКС – сы ауытқуының жоғарғы галактикадан келетінің дәлелдейді.

 
12-Сурет а) Галактикадағы құс жолы(G) және жоғары галатикадағы құс жолы (SG) ; б) Галактиканың спиральды құрылымы ( штрихталған қондырғыдан бақыланатын бөлігі)

 

                     

 

 

 

 

                        

 

13 – сурет Ағындардың аспан сферасында ендік бойынша үлестірімділігі.

 

13а’ – 13г ’ – суретте кластерлерге енбеген ағындар берілген. Бұл ағындар біртекті. Енді БКС-ның анизатроптылығын қарастырайық. Ол үшін экваториялдық координаттар үшін арналған гармоникалдық талдау жүргізелік. 2 – ші кестеде φ1 фазалы амплитудасы.

А1 гармоникаларды жуықтау функциясы: (4) Бұл жуықтауға 5 станциядағы қабылданған ағындар қарастырылады. Бақылау радиусы 1000 метр. Жалпы бағанына талғаусыз барлық мәндер берілген. Олар 1 – ші жұмыстан алынған нәтижелерді бір – бірімен салыстырмастан бұрын олардың энергиясының өзгеруі әртүрлі екенін ескеру керек. Сол себепті олардың бір – бірімен сәйкес болуы да болмауы да мүмкін. Оны жетінші суреттен көруге болады. Онда ақшыл аймақ Ыстық көл  және Якутия қондырғысы, штрихталған аймақ AGASA қондырғысы үшін көрсетілген. Бұл жетінші суретте сондай – ақ галактиканың магниттік өрістері дөңгелектер мен  ал ақшылдары бақылаушыға қарай бағытталған, күңгірттері бақылаушыдан әрі қарай бағытталған. Ал дөңгелектің аудандары магнит өрісінің күшіне пропорционал жетінші суретте штрихты стрелка 1 φ1=2950. AGASA нәтижелері бойынша Орион және шығу бағытын көрсетеді. Фазалы φ1 = 3170 Якутия қондырғысы бойынша мәндер штрихты 2 – ші стрелкамен көрсетілген екеуінің фазасы сәл – пәл ығысқан. Бұл ығысуды екі қондырғының бір – бірімен сәйкестірмегендігімен түсіндіреміз. Басқа энергиялар үшін алшақтық ұлғаяды. Оның себебін түсіну үшін БКС – ның үлестірімділігін тура бағытталған жағдайда және түйінсіз есептейік. Онда 8 – ші суреттегі гистограмманы аламыз.

1 – 2 гистограммалары 3 энергия үшін фазалар мен амплитудалардың мәні 2 – ші таблицада анықталған. Түйіндерді ескермей алынған ағындар және әр түрлі уақыт секторлары үшін алынған. Фазалары нақты анықталмаған, онда біз қайтадан изотропты ағынды көреміз. 14 – ші суретте гистограмма 1 жоғарыда айтылғандай изотропты емес ағындар кластерлерде орналасқан. Е0=1017,7-17,8 эВ үшін k = 24 еркіндік дәрежесіне сәйкес жуықтау Х2≈71,6 ықтималдық шамасы үшін Х мәні оданда үлкен шамамен 118,2. Ал Е0=17,6-17,7 жағдайы үшін Р шамамен 3,5*10-2 ықтималдық жағдайында Х2≈37,9

 

14-ші суретте гистограмма 1 жоғарыда айтылғандай изотропты  емес ағындар кластерлерде орналасқан. Е0=1017,7-17,8 эВ үшін k=24 еркіндік дәрежесіне сәйкес жуықтау Х2≈71,6 ықтималдық шамасы үшін Х мәні оданда үлкен шамамен 118,2. Ал Е0=17,6-17,7 жағдайы үшін Р шамамен 3,5*10-2 ықтималдық жағдайында Х2≈37,9

Бұл үлестірімділік үшін 14 б – суретте  α=180-195 аралығында болғанда жоғарғы галактика дискісі үшін центрге жуық манда артық ағын бар екенің көрсетеді. Ал шыңы α=350-450 арасында орналасқан. Галактика мен жоғарғы галактика жазықтығының қиылысында (α=400,7 – ші сурет) артық ағын байқалады. Олар 6 – г суреттегі шыңменен сәйкес келеді. 14 – ші в суреттегі шың α=150 – 1800 артық ағынмен байланысқан. Олардың да табиғаты жоғарғы галактика дискісімен анықталады. α=3150 – 3450 аймағына сәйкес шың галактика дискісіне қатысты. Кластерлер БКС – ның белгілі – бір нүктесін көзіне сәйкес орналасады деп тұжырымдауға болады. Жоғарыдағы шолу бойынша Е0=1017,7-17,8 эВ кластерлері жоғары галактикамен байланысты. Сонымен қатар оларды құрайтың алғашқы бөлшектер электрлік нейтраль деген ой туады. Оның себебі оларға галактиканың магнит өрісі әсер етпейді. Бұл бөлшектер нейтрондар болуы мүмкін емес. Себебі оларды қарастырып отырған энергия жағдайында Лоренц факторы 5* 108; яғни ыдырауға дейін бар болғаны жүріп өтетің ара қашықтығы 5 кпк. Жоғарғы галактика өлшемімен көп кем (50Мпк). Бұл басқа нейтраль бөлшектер.

Енді, Еμ≈1.0*secθ ГэВ миондары БКС құрамында болу мүмкіндігін қарастырайық. 9 – шы суретте күңгірт дөңгелектермен жоғарғы энергиялы мюондардың ағындарындағы үлестірулері көрсетілген. Зиниттік бұрышы     cos θ >0.9 үздіксіз қисықпен экспериментальдық функция көрсетілген. Оның

 

pμ (R)=NμCμ(R/280)-0.75*(1+R/280)0.75-bμ(1+R/2000)-6.5,          (5)

 

Мұндағы Cμ нормалау const Nμ-бақылау деңгейіндегі миондар саны bμ-2,67 ± 0,04 ашық дөңгелектер [15,16] әдебиетіне сәйкес барлық бағыт бойынша орташа үлестіру. Штрихтық қисық (5) үлестірулерінің bμ =1,99 ± 0,04 сәйкес [15,16] әдебиеттеріне қайшылық білдірмейді. Бұл модель QGSJET  БКС – ның протондар артықшылық ететің аралас құрамына сәйкес үлестірулерін көрсетеді. Кеңістіктің үлестіру фнкциясы (КҮФ) кластерлерден келетің бағандарда мюондардың КҮФ күрт өзгеретінің көреміз. [15,16] әдебиеттеріне сәйкес алғашқы протондар үшін 5 – ші үлестіру  bμ = 2,02 үшін тапал болып шығады.

Протондар мен нейтрондардың атмосфералық ағындары бірдей қарқынмен жүреді. Яғни БКС – ның құраушысы нейтрондарда болу мүмкін емес. Сонымен қатар бұл бөлшектер гамма кванттар да емес. Олардың әр түрлі модельмен есептегенде ағындардың мюондық саны протондық ағыннан 7 – 15 есе кем. Яғни 1 – ші космостық ағынды туғызатың бөлшектер тұрақты нейтраль басқа бөлшек.

 

2.2. Мюондар спектрі туралы мағлұматтар және анықталмағандықтар  есептеулеріндегі қателіктер.

 

1 – ші жұмыста көрсетілгендей  БКС мюондар ағынының жетіспеушілігі  пайдаланған нәтижелерден алынған  спектрдің тікелей өлшеуі ПКЛ және модель CORSIKA [17] модельдерімен байланысы Еµ≥100ГэВ үшін QGSJET және VENUS 30 – 40 % құрайды.

 [18] – ші жұмыста берілгендей жер асты, су асты эксперименттерінің мәліметтерін қарастырғанда 1 – 10 ТэВ энергиясының Е мюондардың 50 % жетпейтіні анықталды. Бұл айырмашылықтың пайда болу себебін системалық қателікте деп тұжырымдаған дұрыс. 15 – ші суретте көрсетілгендей статистикалық қателік және оған қосымша интерполяция және интегралдау қателіктері 2% аз. Деференциялдау әдісі қосымша 5 % қателіктер туғызады. Еµ≤50 ГэВ болған жағдайда тәжіибеде анықталған мюондар спектрі сәйкестігі системалық қателіктердің үлесі үлкен еместігі көрсетеді. Мюондардың жеткіліксіз диффициті есептеу әдісіне тәуелсіз [18] теңіз деңгейінде мюондардың спектрі анықтау дәлдігі де үлкен. [18] сәйкес эксперименталдық техника бұл дәлдікті бұдан әрі арттырды, яғни мюондар ағынының жетіспеушілігінің экспериментпен де есептеу қателігімен де түсіндіруге болмайды. Бұл приборлардың үстіндегі жер қабатының қасиетімен түсіндіруге болады.

 

           

15 – ші сурет.

 

2.3. Ядролық әсерлесудегі сипаттаудағы анықталмағандықтар.

 

Ертеректе жүргізілген есептеулерде адрон – ядро әсерлесуін сипаттауда пайдаланған жартылай эмперикалық әдіс. Бұл әдісте өте көп параметрлер және оларды таңдау мүмкіндігі еркін, себебі екінші реттік сипаттамалар жеткіліксіз. Сол себепті теңіз деңгейіндегі ағынның қателігі 50 % тең. Бірінші мюондардың жетіспейтінінің  [18] Коллаборация MACRO жұмысында көрсетілді. Бұл жұмыста екі модель қолданды. Жартылай инклюзивті, реджеондық модель SIBYLL қолданды. Аталған модельдерді пайдаланып есептелген мюондар ағыны 16 – ші суретте берілген. SIBYLL моделінде міндетті түрде пайдаланылатын бірінші нуклондар ағыны бүгінгі таңда белгілі мәліметтерде көп болып тұр. Есептеулер MACRO [17] қоңдырғысының өлшеулерінен үлкен алшақтықты көрсетеді. Сол себепті БКС – ның даму процесін моделдеу үшін жартылай эмперикалық модельдерді қолдану пайдасыз. Ядролық әсерлесуді сипаттау үшін Грибова – Редже (ГРТ) теориясына сүйеніп микроскопиялық модельдер қолданылады. Бұл әдіс адрондық әсерлесулерді нақты сипаттайды және тәжірибедегі әсерлесу қимасының өсуін екінші реттік  бөлшектердің энергетикалық үлестіруін және басқа сипаттамаларды өздігінен нақтылайды.

 

16 – шы сурет. Жартылай инклюзивті, реджеондық модель SIBYLL модельдерді пайдаланып есептелген мюондар ағыны.

Тәжірибелік мәліметтер бойынша рр– және рр– соқтығысуларының қимасы жақсы берілген. QGSJET, SIBYLL, NEXUS және DPMJET модельдері БКС – ның сенімді сипаттауға мүмкіндік береді. Бірақта олардың кейбір теориялық сипаттағы анықталмағандықтары бар. Оларды шешу үшін LHC [19] және RHIC [20] үдеткіштерінің жаңа мәліметтері жиналуы керек. Бұл үдеткіштерде р– ауа, π– ауа серпімсіз, серпімді әсерлесулерінің қимасы туралы мәліметтер алуға мүмкіндік береді.

 

 

17 – сурет. SIBYLL 2.1 модельдің беретін спектрі

Жоғарыда аталған модельдердің көп жағдайда дұрыс болжам беруіне қарамастан бүгінгі таңда оларды пайдаланып мюондардың радиалды үлестірілуін кеңістіктік үлестірілуін, адрондық оқиғалар және электромагниттік жиліктегі мәліметтер БКС – ның әр түрлі сипаттамаларын толық анықтауға мүмкіндік бермейді. Қателіктер шамасы әр түрлі жағдайда 25% жетеді. Мына модельдің SIBYLL 2.1 (17 – ші сурет) беретін спектрі QGSJET моделіне қарағанда БКС – дағы мюондар санын ең максимал мәнге жеткізеді. Сол себепті SIBYLL ең жоғарғы шамаларды береді. Барлық модельдер бойынша зерттеулер аталмыш мюондар дифициті жаба алмайды.

 

2.4. БКС ағынының жеткіліксіз пайда болу себептері.

 

SOKOL [18], MUBEE [17], JACEE[] және RUNJOB [19] спутниктік және баллондық тәжірибелердің беретін БКС спектрінің анықталмағандағы              Е > 1 ТэВ болғанда 15 – 20% болады. Осы шашырауды ескеру үшін есептеулер үш спектр бойыеша жүргізіледі: аномальды диффузия моделі жұлдыздар кеңістігінде [20] гелий ядросының максимал үлесіне сүйенетін модель Коллаборация эксперименталдық мәліметтерге сүйенген үш модельдің ішінде 1 – ші модель максималь нуклондар ағынының Е = 102 – 105 ГэВ аймағы үшін атмосфера шекарасында 30 – 50 % мюон дифицитін береді. Ал соңғы екі модель одан да жоғары айырмашылық туғызады, яғни жоғарыда айтылғанды қорытындылай отырып тәжірибе кезінде БКС – ны тіркеуде үлкен системалық қате болады деген тұжырым жасай аламыз.

Тәжірибе методикасы туралы [21] жұмыста толық танысуға болады. Эмульциялық камерада тіркелген электронды – фотондық нөсер спектріне сүйене отырып БКС – да болатын ядролық әсерлесулерді сипаттауға тоқталайық. Бұл жағдайда негізгі көңіл бөлетініміз нөсер сатыларында 1 – ші бөлшек туғызған әсер энергиясының электромагниттік компонентосын ∑ Еγ шамасын анықтау. Бұл энергия бастапқы энергиямен серпімсіздік коэффициенті κγ тәуелді. 1 –ші бөлшектердің спектрі ЭФК спекторынан анықталады. Ол төмендегі ығысу шамасына байланысты.(Кесте №2)