1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Известия РАН. Серия физическая
  4. T. 83, № 5, 2019

Известия РАН. Серия физическая, 2019, T. 83, № 5, стр. 699-701

Детектор черенковского излучения ШАЛ с высоким временным разрешением

С. В. Матаркин 1, *, Л. В. Тимофеев 1

1 Институт космофизических исследований и аэрономии имени Ю.Г. Шафера Сибирского отделения Российской академии наук – обособленное структурное подразделение Федерального государственного бюджетного учреждения науки Федерального исследовательского центра “Якутский научный центр Сибирского отделения Российской академии наук”
Якутск, Россия

* E-mail: MatarkinSV@ikfia.ysn.ru

Поступила в редакцию 15.09.2018
После доработки 06.11.2018
Принята к публикации 28.01.2019

Полный текст (PDF)

Аннотация

Представлено описание быстродействующего черенковского детектора с высоким временным разрешением (1.42 нс). Интерес к подобному черенковскому детектору широких атмосферных ливней вызван потребностью в более точных измерениях формы черенковского импульса. В настоящее время продемонстрирована эффективность эксплуатируемого интегрального черенковского детектора.

ВВЕДЕНИЕ

Одним из информативных методов исследования широких атмосферных ливней (ШАЛ) является изучение черенковского излучения (ЧИ) в атмосфере. При наличии быстродействующей аппаратуры, помимо традиционного метода измерения интегрального потока ЧИ [1], становится доступным метод измерения формы импульса, впервые предложенный Христиансеном и Фоминым [2]. Совмещая данный метод с угловыми характеристиками, можно определить глубину максимума вклада ЧИ. Зная эту величину, можно вычислить глубину максимума каскада. Длительность импульса на расстояниях >200 м от оси ливня зависит от химического состава первичного космического излучения (ПКИ), вызвавшего данный ливень [2, 3]. Для измерений формы импульса в первую очередь требуется высокое временное разрешение детектора. Перспектива достижения высокой точности данной характеристики, послужила мотивом к созданию оптического детектора, с улучшенным разрешением по времени.

1. ТЕХНИЧЕСКАЯ КОНСТРУКЦИЯ ЧЕРЕНКОВСКОГО ДЕТЕКТОРА

Для данного черенковского детектора используется фотоэлектронный умножитель (ФЭУ) ET Enterprises Type 9266B диаметром 51 мм (2"). У данной модели ФЭУ бищелочной фотокатод (KCs) на основе боросиликата, 10 динодов из SbCs с линейной фокусировкой, обеспечивающих высокий коэффициент усиления (0.6 × 106), стабильность сигнала и малое время отклика. Квантовая эффективность – 30%. Интервал чувствительности λ ∈ (290, 630) нм. Полное описание ФЭУ в [4]. Резистивный делитель напряжения гарантирует стабильность разности потенциалов между динодами. ФЭУ. Делитель напряжения и предусилители располагаются внутри основной конструкции с внутренним матовым покрытием, сверху которого вставляется линза Френеля. Линза Френеля используется для увеличения площади светосбора. Конструкции с ФЭУ прикреплены к стойке, оборудованной ватерпасом и транспортирами (для регулировки зенитного угла).

2. СБОР И ОБРАБОТКА ДАННЫХ

Сигналы с выхода анода ФЭУ на предусилителе делятся на 2 канала: усиленный (в 4 раза), и уменьшенный (в 2 раза). Уменьшенный сигнал сделан для охвата всего импульса. Затем по коаксиальным кабелям сигналы непрерывно поступают на четырехканальную плату DRS4 Evaluation Board, представляющую собой аналого-цифровой преобразователь (АЦП) с пропускной способностью 700 МГц [5]. Чип DRS4 отсекает импульсы длительностью более 1 мкс. Таким образом, в выходных данных гарантированно не попадают засветки от чужих источников света, например, изотропных. Если амплитуда сигнала выше уровня триггера, установленного оператором, а его длительность не превышает размера “окна”, выходные данные записываются в файл парами время (в нс) и напряжение (в мВ) для всех дискретных точек каждого активного канала в формате .xml. Система сбора данных локальная, т.е. не зависит от триггера установки ЯкуШАЛ. Подробнее о Якутской установке в [6]. Блок-схема детектора представлена на рис. 1.

Рис. 1.

Блок-схема детектора.

Программная обработка выходных данных состоит в удалении непригодных событий и извлечении параметров импульса с полезных. В основном непригодные данные представляют собой события с огромной амплитудой, т.е. импульсами, которые не поместились в “окне” регистрации. Уменьшенный в предусилителе сигнал частично решает проблему зашкалов. Имеются еще некоторые другие причины, по которым события отсекаются. В итоге остаются нормальные импульсы, присутствующие на всех активных каналах (34.5% от суммарного числа зарегистрированных событий). На рис. 2 показан пример импульса в режиме двух каналов с указанием основных параметров.

Рис. 2.

Пример импульса в режиме двух каналов с указанием основных параметров.

Полуширины импульсов и времена срабатываний триггера выводятся для каждого отдельного события с помощью программы обработки. Кроме того, программа предоставляет дополнительную информацию вспомогательного и технического характера. Имеются две реализации программы обработки – на C++ и Fortran. Последняя прошла государственную регистрацию программы для ЭВМ в Федеральном институте промышленной собственности (ФИПС) [7]. Номер регистрации (свидетельства): 2018614529.

3. МЕТОД ПОИСКА ГЛУБИНЫ МАКСИМУМА ЧЕРЕНКОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ ШАЛ

Метод заключается в геометрическом способе расчета глубины максимума черенковского излучения ШАЛ в атмосфере без привлечения других параметров ливня. Глубина максимума черенковского излучения и глубина максимума каскадной кривой – величины коррелированные. Однако для надежных результатов последнего необходима регистрация черенковских импульсов на больших расстояниях от оси, R > 600 м [1], в то время как максимум черенковского света наблюдается на всех возможных расстояниях от места падения оси ливня на плоскости наблюдения.

Располагая временами задержки сигналов ${{t}_{i}}$ и формами импульсов на всех сработавших детекторах в сети детекторов, образующих систему, можно определить угол наклона каскадной кривой ${\theta ,}$ азимутальный угол $\varphi $ без участия основной установки. По ним же приблизительно оцениваются величины R – расстояния от оси ливня на плоскости наблюдения до сработавших детекторов. Решая следующее уравнение, находим высоту максимума черенковского вклада:

$c{\Delta }t = L - {{h}_{{\theta }}} = L - h{\text{sec}}\theta {\text{,}}$
где c = 0.3 м/нс, Δt = t2 – t1, t1 – время, за которое ось ливня достигла плоскости наблюдения с положе-ния максимума черенковского вклада в атмосфере $x_{m}^{{{\text{Cher}}}}$; t2 – время, за которое черенковские фотоны достигли детектора с $x_{m}^{{{\text{Cher}}}}$, L – путь который проходит черенковский фотон от $x_{m}^{{{\text{Cher}}}}$ до детектора; h – высота, проведенная от $x_{m}^{{{\text{Cher}}}}$ до плоскости наблюдения, hθ – расстояние, которое проходит ось ливня от до плоскости наблюдения $x_{m}^{{{\text{Cher}}}}$:
${{L}^{2}} = {{h}^{2}} + {{R}^{2}}{\text{si}}{{{\text{n}}}^{2}}{\varphi } + {{\left( {h{tg\theta } - R{cos\varphi }} \right)}^{2}},$
где ${\varphi }$ – угол между R и проекцией оси ливня на плоскость установки, ${cos\varphi }$ имеет разный знак в зависимости от начала отсчета: до 180° или больше [8].

Решение уравнения:

$h = 0.5\frac{{{{R}^{2}} - {{{\left( {c{\Delta }t} \right)}}^{2}}}}{{ct{sec\theta } + R{tg\theta cos\varphi }}}.$

Максимум сигнала Черенкова есть функция продольного профиля ШАЛ, чувствительного к массе первичной частицы. Таким образом, можно определить энергетическую зависимость среднего массового состава космических лучей измерениями $x_{m}^{{{\text{Cher}}}}$ в разных энергетических интервалах. Кроме того, возраст ливня и массовый состав ШАЛ являются неотъемлемыми параметрами формы черенковского импульса.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Данный детектор в ходе полевых испытаний проработал 437 ч. Общее число зарегистрированных событий составило 7350, из них полезных 34.5%. Разрешение по времени составило 1.43 нс. Планируется поставить еще несколько аналогичных детекторов, синхронизованных между собой и откалиброванных так, чтобы они образовали локальную систему регистрации. Именно тогда появится возможность применения описанного метода определения максимума вклада черенковского излучения.

Список литературы

  1. Дьяконов М.Н., Егоров Т.А., Ефимов Н.Н. и др. Космическое излучение предельно высокой энергии. Новосибирск: Наука, 1991. 252 с.

  2. Фомин Ю.А., Христиансен Г.Б. // ЯФ. 1971. Т. 14. С. 642.

  3. Ильинa H.П., Калмыков H.H., Просин B.B. // ЯФ. 1992. T. 55. C. 2756.

  4. https://my.et-enterprises.com/.

  5. https://www.psi.ch/drs/evaluation-board/.

  6. Иванов A.A., Кнуренко С.П., Правдин М.И., Слепцов И.Е.. // Вестн. Моск. ун-та. Сер. 3. Физ. Астрон. 2010. №. 4. С. 56; Ivanov A.A., Knurenko S.P., Pravdin M.I., Sleptsov I.E. // Moscow Univ. Phys. Bull. 2010. V. 65. № 4. P. 295.

  7. http://www1.fips.ru/fips_servl/fips_servlet?DB= EVM&DocNumber=2018614529&TypeFile=html.

  8. Ivanov A.A., Knurenko S.P., Krasilnikov A.D. et al. // Phys. Res. Sec. A. 2015. V. 772. P. 34.

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска предыдущая статья выпуска содержание выпуска

Известия РАН. Серия физическая

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал