1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Известия РАН. Серия физическая
  4. T. 85, № 4, 2021

Известия РАН. Серия физическая, 2021, T. 85, № 4, стр. 525-528

Глубина максимума широкого атмосферного ливня (ШАЛ) и средний состав первичных космических лучей в диапазоне энергий 1015–1018 эВ по данным установок для регистрации черенковского света ШАЛ в Тункинской долине ТУНКА-133 и TAIGA-HISCORE

В. В. Просин 1, *, И. И. Астапов 2, П. А. Безъязыков 3, А. Н. Бородин 4, М. Брюкнер 5, Н. М. Буднев 3, А. Булан 1, А. Вайдянатан 5, Р. Вишневский 5, П. Волчугов 1, Д. Воронин 6, А. Р. Гафаров 3, А. Ю. Гармаш 6, 7, В. М. Гребенюк 4, 8, О. А. Гресс 3, Т. И. Гресс 3, А. А. Гринюк 4, О. Г. Гришин 3, А. Н. Дячок 3, Д. П. Журов 3, А. В. Загородников 3, А. Л. Иванова 3, Н. Н. Калмыков 1, В. В. Киндин 2, С. Н. Кирюхин 3, В. А. Кожин 1, Р. П. Кокоулин 2, К. Г. Компаниец 2, Е. Е. Коростелева 1, Е. А. Кравченко 6, 7, А. П. Крюков 1, Л. А. Кузьмичев 1, А. Кьявасса 10, М. Лаврова 3, А. А. Лагутин 11, Ю. Лемешев 3, Б. К. Лубсандоржиев 12, Н. Б. Лубсандоржиев 1, Р. Р. Миргазов 3, Р. Мирзоян 3, 13, Р. Д. Монхоев 3, Э. А. Осипова 1, А. Пан 3, М. И. Панасюк 1, Л. В. Паньков 3, А. Л. Пахоруков 3, А. А. Петрухин 2, В. А. Полещук 3, М. Попеску 14, Е. Г. Попова 1, А. Порелли 5, Е. Б. Постников 1, В. С. Птускин 15, А. А. Пушнин 3, Р. И. Райкин 11, Г. И. Рубцов 12, Е. В. Рябов 3, Я. И. Сагань 4, 8, В. С. Самолига 3, Л. Г. Свешникова 1, А. Ю. Сидоренков 12, А. А. Силаев 1, А. А. Силаев (мл.) 1, А. В. Скурихин 1, М. Слунечка 4, А. В. Соколов 6, 7, Я. Суворкин 2, В. А. Таболенко 3, А. Танаев 2, Б. А. Таращанский 3, М. Терновой 2, Л. Г. Ткачев 4, 8, М. Тлужиконт 9, Н. Ушаков 6, Д. Хорнс 9, И. И. Яшин 2

1 Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего профессионального образования “Московский государственный университет имени М.В. Ломоносова”, Научно-исследовательский институт ядерной физики имени Д.В. Скобельцына
Москва, Россия

10 Физический факультет университета Турина и Национальный институт ядерной физики
Турин, Италия

11 Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего образования “Алтайский государственный университет”
Барнаул, Россия

12 Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт ядерных исследований Российской академии наук
Москва, Россия

13 Институт Макса Планка
Мюнхен, Германия

14 Институт космических наук
Бухарест, Румыния

15 Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт Земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн имени Н.В. Пушкова Российской академии наук
Москва, Россия

2 Федеральное государственное автономное образовательное учреждение высшего профессионального образования “Национальный исследовательский ядерный университет “МИФИ”
Москва, Россия

3 Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего образования “Иркутский государственный университет”, Научно-исследовательский институт прикладной физики
Иркутск, Россия

4 Международная межправительственная организация Объединенный институт ядерных исследований
Дубна, Россия

5 Немецкий электронный синхротрон (DESY)
Цойтен, Германия

6 Федеральное государственное автономное образовательное учреждение высшего образования “Новосибирский национальный исследовательский государственный университет”
Новосибирск, Россия

7 Федеральное государственное бюджетное научное учреждение “Федеральный исследовательский центр Институт прикладной физики Российской академии наук”
Нижний Новгород, Россия

8 Государственное бюджетное образовательное учреждение высшего образования Московской области “Университет “Дубна”
Дубна, Россия

9 Институт экспериментальной физики университета Гамбурга
Гамбург, Германия

* E-mail: v-prosin@yandex.ru

Поступила в редакцию 19.10.2020
После доработки 19.11.2020
Принята к публикации 28.12.2020

Полный текст (PDF)

Аннотация

По данным установки Тунка-133 за 7 лет работы (2009–2017 гг.) и установки TAIGA-HiSCORE за сезон 2019–2020 гг. получена уточненная зависимость глубины максимума от энергии в широком диапазоне энергий от 1015 до 1018 эВ. На предельных энергиях наши результаты совпадают с результатами обсерватории Пьера Ожэ. Приводится пересчет к параметру ❬ln A❭, характеризующему средний состав ПКЛ.

ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫЕ ДАННЫЕ

Установка Тунка-133 [1] набирала данные в течение 7 зимних сезонов 2009–2014 и 2015–2017 гг. Накоплена информация за 350 ясных безлунных ночей. Полное время набора данных 2175 ч.

Установка TAIGA-HiSCORE [2] находится в стадии непрерывного расширения и модернизации. Здесь приводятся данные, полученные с помощью 59 станций первой очереди, образующих 2 кластера (32 станции – в первом и 27 станций – во втором), за 69 ясных безлунных ночей 2019–2020 гг. Полное время набора данных 327 ч. Обработка экспериментальных данных проводится с помощью программ, в которых все аппроксимирующие и пересчетные функции получены из анализа искусственных событий, сгенерированных по программе CORSIKA для диапазона энергий от 1014 до 1018 эВ [1]. Для каждого ливня восстанавливаются направление прихода, координаты оси на плоскости наблюдения, энергия первичной частицы и крутизна ФПР черенковского света.

ОБРАБОТКА ДАННЫХ И ВОССТАНОВЛЕНИЕ ПАРАМЕТРОВ ШАЛ

Обработка данных для установки Тунка-133 описана в работе [1].

Основные параметры ШАЛ по данным установки TAIGA-HiSCORE восстанавливаются с использованием тех же алгоритмов и фитирующих функций, что и для установки Тунка-133.

Новое моделирование по программе CORSIKA для большего диапазона энергий подтвердило, что крутизна функции пространственного распределения однозначно определяется только толщиной атмосферы между экспериментальной установкой и глубиной максимума ШАЛ:

(1)
$\Delta {{X}_{{max}}} = {{{{X}_{0}}} \mathord{\left/ {\vphantom {{{{X}_{0}}} {\cos \theta }}} \right. \kern-0em} {\cos \theta }}--{{X}_{{max}}}$

независимо от энергии, зенитного угла ливня θ и сорта первичного ядра. Здесь X0 – глубина атмосферы.

Выбор параметра ФПР, с одной стороны, чувствительного к глубине, а с другой стороны, измеряемого в каждом событии на наших установках в широком диапазоне энергий, привел к параметру P = Q(80)/Q(200).

Использованы результаты расчетов для ливней от протонов и железа с энергиями от 1015 до 1018 эВ и зенитными углами 0° и 30°. Зависимость ΔXmax от параметра P хорошо фитируется двумя линейными отрезками

(2)
$\Delta {{X}_{{max}}} = 1007--129.5P,\,\,[{{\text{г}} \mathord{\left/ {\vphantom {{\text{г}} {{\text{с}}{{{\text{м}}}^{{\text{2}}}}}}} \right. \kern-0em} {{\text{с}}{{{\text{м}}}^{{\text{2}}}}}}\,\,\,{\text{для}}\,\,\,P \leqslant 3.724,$
(3)
$\Delta {{X}_{{max}}} = 845--86.0P,\,\,[{{\text{г}} \mathord{\left/ {\vphantom {{\text{г}} {{\text{с}}{{{\text{м}}}^{{\text{2}}}}}}} \right. \kern-0em} {{\text{с}}{{{\text{м}}}^{{\text{2}}}}}}{\text{]}}\,\,{\text{для}}\,\,P > 3.724.$

Глубина максимума Xmax события с зенитным углом θ определяется из ΔXmax, обращая формулу (1) для X0 = 965 г/см2.

СРЕДНЯЯ ГЛУБИНА МАКИМУМА ШАЛ

Новый параметр крутизны ФПР применен для анализа данных обеих установок Тунка-133 и TAIGA-HiSCORE. Для установки Тунка-133 ливни отбирались в круге радиусом 450 м с зенитными углами 0°–30° и с энергией более 1016 эВ. По этим критериям отобрано 69 000 ливней. Для установки TAIGA-HiSCORE отбирались ливни в круге радиусом 225 м, лежащем в первом кластере и в круге радиусом 300 м, расположенном внутри геометрии первого и второго кластеров, с зенитными углами 0°–30° и с энергией более 1.5 ⋅ 1015 эВ. По этим критериям отобрано 167 000 событий. Полученные для двух установок средние глубины максимума ШАЛ в зависимости от энергии первичной частицы приведены на рис. 1. Данные обеих установок, несмотря на разницу в их геометрии, хорошо стыкуются между собой, обеспечивая широкий энергетический диапазон от 1015 до 1018 эВ. Наши экспериментальные данные сравниваются с результатами прямых измерений глубины максимума, полученными с помощью наблюдения ионизационного света ШАЛ на установках Auger (PAO) [3] и Telescope Array (TA) [4]. Наблюдается хорошая стыковка наших данных с данными PAO при энергии ~3 ⋅ 1017 эВ.

Рис. 1.

Средняя глубина максимума ШАЛ: 1 – Тунка-133 (2009–2017), 2 – TAIGA-HiSCORE (2019–2020), 3 – Pierre Auger Observatory (2019), 4 – Telescope Array (2018).

Все экспериментальные результаты сравниваются с теоретическими кривыми, рассчитанными по модели QGSJET-II-04 [5, 6] для первичных протонов и ядер железа. Отметим, что указанная модель дает самое высокое положение максимума среди всех используемых в настоящее время. Модель EPOS-LHC [6] дает при энергии 1017 эВ глубину максимума на ~10 г/см2 больше, а модель SIBYLL 2.3c [6] – на ~25 г/см2 больше, чем QGSJET-II-04.

СРЕДНИЙ СОСТАВ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ

Средний состав первичных космических лучей для наземных установок, регистрирующих ШАЛ и имеющих плохое зарядовое разрешение, характеризуется традиционно параметром 〈nA〉 – усредненным значением логарифма атомного номера первичных ядер. Этот параметр линейно связан со средней глубиной максимума ШАЛ, поэтому пересчет к среднему составу для всех установок, включая Auger, производится методом линейной интерполяции между расчетами глубины максимума для протонов и железа. На рис. 2 показаны результаты пересчета от средней глубины максимума к среднему составу по модели QGSJET-II-04. Качественно поведение среднего массового состава повторяет то, что было опубликовано в наших прежних работах [7]. Состав утяжеляется в диапазоне энергий 1015–5 ⋅ 1016 эВ и становится более легким при дальнейшем росте энергии. Но средний состав во всем рассматриваемом диапазоне энергий оценивается как существенно более легкий, чем в работе [7]. Если раньше в максимуме рассматриваемой кривой он был ближе к группе ядер CNO, то теперь максимум более соответствует ядрам гелия (He). Новые оценки состава существенно лучше, чем прежние, стыкуются с результатами прямых измерений глубины максимума в PAO.

Рис. 2.

Результаты пересчета от средней глубины максимума ШАЛ к параметру 〈lnA〉 по модели QGSJET-II-04: 1 – Тунка-133 (2009–2017), 2 – TAIGA-HiSCORE (2019–2020), 3 – Pierre Auger Observatory (2019).

Следует отметить, что модель EPOS-LHC [6] дает одновременное увеличение как наших оценок 〈lnA〉 (при 5 ⋅ 1016 эВ на 0.35), так и оценок этого параметра в PAO. Модель Sibill2.3c [6] увеличивает оценку 〈lnA〉 при 5 ⋅ 1016 эВ на 0.60 также с одновременным увеличением оценки этого параметра в PAO.

Результаты работы требуют дальнейшего уточнения с помощью модельных расчетов.

Работа поддержана Минобрнауки России (тема государственного задания FZZE-2020-0024, соглашение № 075-15-2019-1631) и РНФ (проект № 19-72-20067; раздел 2).

Список литературы

  1. Budnev N.M., Chiavassa A., Gress O.A. et al. // Astropart. Phys. 2020. V. 117. Art. No. 102406.

  2. Prosin V., Astapov I., Bezyazeekov P. et al. // EPJ Web Conf. 2019. V. 210. Art. No. 01003.

  3. Yushkov A. for the Pierre Auger Collaboration // Proc. 36ICRC (Madison, 2019). Art. No. 482.

  4. Abbasi R.U., Abe M., Abu-Zayyad T. et al. (Telescope Array Collaboration) // Astrophys. J. 2018. V. 858. P. 76.

  5. Ostapchenko S., Bleicher M. // Phys. Rev. D 93. 2016. Art. No. 051501.

  6. Pierog T. // EPJ Web. Conf. 2019. V. 208. Art. No. 02002.

  7. Prosin V.V., Berezhnev S.F., Budnev N.M. et al. // EPJ Web Conf. 2016. V. 121. Art. No. 03004.

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