Некоторые характеристики космического излучения на уровне моря

Ю.Ф. Кречетов, Е.Н. Шувалов

 

Некоторые характеристики космического излучения на уровне моря

Методические указания к выполнению лабораторной работы

по курсу «Физика атомного ядра и частиц» для студентов III курса,
обучающихся на бакалавров по направления 011200 «Физика» и 223200 «Техническая физика»

 

Издательство

Томского политехнического университета

 

УДК 524.1

ББК 00000

М00

 

М00 Некоторые характеристики космического излучения на уровне моря: методические указания к выполнению лабораторной работы по курсу «Физика атомного ядра и частиц» для студентов III курса, обучающихся на бакалавров по направлениям 011200 «Физика» и 223200 «Техническая физика» / Ю.Ф. Кречетов, Е.Н. Шувалов; Томский политехнический университет. – Томск: Изд-во Томского политехнического университета, 2013. –??? с.

УДК 524.1

ББК 00000

 

Методические указания рассмотрены и рекомендованы
к изданию методическим семинаром кафедры
водородной энергетики и плазменных технологий ФТИ

«07» марта 2012 г.

 

 

Зав. кафедрой ВЭПТ

доктор физ.-мат. наук,

профессор __________ В.П. Кривобоков

 

Председатель учебно-методической

Комиссии

канд. физ.-мат. наук,

доцент __________ Г.А. Блейхер

 

Рецензент

Доктор пед. наук, профессор кафедры общей физики ФТИ В.В. Ларионов

 

Учебное издание

 

КРЕЧЕТОВ Юрий Федорович

шувалов Евгений Николаевич

НЕКОТОРЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ КОСМИЧЕСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ НА УРОВНЕ МОРЯ

Методические указания к выполнению лабораторной работы

по курсу «Физика атомного ядра и частиц» для студентов III курса,
обучающихся на бакалавров по направлениям 011200 «Физика» и 22320 «Техническая физика»

 

 

Отпечатано в Издательстве ТПУ в полном соответствии

С качеством предоставленного оригинал-макета

 

 

Подписано к печати 05.11.2012. Формат 60х84/16. Бумага «Снегурочка». Печать XEROX. Усл.печ.л. 9,01. Уч.-изд.л. 8,16. Заказ. Тираж 100 экз.
	Национальный исследовательский Томский политехнический университет Система менеджмента качества Издательства Томского политехнического университета сертифицирована NATIONAL QUALITY ASSURANCE по стандарту BS EN ISO 9001:2008
. 634050, г. Томск, пр. Ленина, 30 Тел./факс: [phone], www.tpu.ru

 

Оглавление

Предисловие ……………………………………………………

Введение …………………………………………………………

1. Первичное космическое излучение ………………………………

1.1. Состав первичного космического излучения ………………

1.2. Энергетический спектр первичного космического излучения

1.3. Источники космических лучей ……………………………………

Прохождение космических лучей через атмосферу Земли.

3. Лабораторная работа «Измерение углового распределения заряженной компоненты космического излучения» ……………………

3.1. Описание лабораторной установки ……………

3.2. Порядок выполнения работы ……………………………………..

3.3. Настройка аппаратуры ………………………………………

4.4. Проведение измерений ……………………………………………

3.5 Обработка и анализ результатов измерений …………………….

Лабораторная работа «Состав и интенсивность

различных компонент космических лучей» ……………………

4.1. Описание лабораторной установки …………………

4.2. Настройка аппаратуры ………………………………………

4.3. Проведение измерений ……………………………………………

4.4 Обработка и анализ результатов измерений …………………….

Список литературы ……………………………………………….

 

 

 

Предисловие

В предлагаемой для студентов физических специальностей лабораторных работах изучаются состав, интенсивность и угловое распределение заряженной компоненты космического излучения на уровне моря. Космические лучи - это потоки атомных ядер высоких энергий, приходящих на Землю из просторов Вселенной. Кроме того, к космическим лучам принято относить и вторичное излучение, возникшее в результате взаимодействия первичного космического излучения с ядрами атомов атмосферы Земли.

Другой целью этой работы является освоение некоторых средств и методов, используемых в экспериментальной ядерной физике для регистрации элементарных частиц.

 

 

 

Введение

Космические лучи это потоки быстрых заряженных частиц — протонов, электронов, ядер различных химических элементов, летящих в различных направлениях в космическом пространстве с релятивистской скоростью. Попадая в земную атмосферу, частицы космических лучей сталкиваются с ядрами атомов воздуха. В результате возникают потоки новых элементарных частиц.

Впервые указание на существование ионизирующего излучения внеземного происхождения было получено в начале XX века в опытах по изучению проводимости газов. Обнаруженный спонтанный электрический ток в газе не удавалось объяснить ионизацией, возникающей от естественной радиоактивности Земли. Наблюдаемое излучение оказалось настолько проникающим, что в ионизационных камерах, экранированных толстыми слоями свинца, все равно наблюдался остаточный ток. В 1911–1912 годах был проведен ряд экспериментов с ионизационными камерами на воздушных шарах. Австрийский физик В. Гесс обнаружил, что излучение растет с высотой, в то время как ионизация, вызванная радиоактивностью Земли, должна была бы падать с высотой. В опытах немецкого физика В. Кольхерстера было доказано, что это излучение направлено сверху вниз. В 1921–1925 годах американский физик Р. Милликен, изучая поглощение космического излучения в атмосфере Земли в зависимости от высоты наблюдения, обнаружил, что в свинце это излучение поглощается так же, как и гамма-излучение ядер. Милликен первым и назвал это излучение космическими лучами. В 1925 году советские физики Л.А. Тувим и Л.В. Мысовский провели измерение поглощения космического излучения в воде: оказалось, что это излучение поглощалось в десять раз слабее, чем гамма-излучение ядер. Л.В. Мысовский и Л.А. Тувим обнаружили также, что интенсивность излучения зависит от барометрического давления – открыли барометрический эффект. Опыты Д.В. Скобельцына с камерой Вильсона, помещенной в постоянное магнитное поле, дали возможность «увидеть», за счет ионизации, следы (треки) космических частиц. Д.В. Скобельцын открыл также ливни космических частиц. Л.В. Мысовский предложил использовать толстые фотоэмульсии для регистрации ядерного излучения. В ряде экспериментов было обнаружено, что в космических лучах есть как бы две различные по своей проникающей способности компоненты. Оказалось, что есть частицы, которые полностью поглощаются в 10 см свинца - их назвали мягкими. Остальные частицы, интенсивность которых после прохождения 10 см свинца оставалась практически постоянной, назвали жесткими. Впоследствии было установлено, что мягкую компоненту составляют электроны, а жесткую - мюоны. Дальнейшие опыты по изучению зависимости интенсивности излучения от высоты показали, что имеется максимум интенсивности космических частиц на высоте 20 км над уровнем моря. На больших высотах интенсивность космических лучей несколько уменьшается, а затем, начиная с высоты 60 км, становится постоянной.

Эксперименты в космических лучах позволили сделать ряд принципиальных для физики микромира открытий. В 1932 году американский физик К. Андерсон открыл в космических лучах позитрон, а в 1937 году были открыты мюоны и указан тип их распада. В 1947 году открыли - мезоны. В 1955 году в космических лучах установили наличие К-мезонов, а также и тяжелых нейтральных частиц - гиперонов. Квантовая характеристика «странность» появилась в опытах с космическими лучами. Эксперименты в космических лучах поставили вопрос о сохранении четности, обнаружили процессы множественной генерации частиц в нуклонных взаимодействиях, позволили определить величину эффективного сечения взаимодействия нуклонов высокой энергии. Появление космических ракет и спутников привело к обнаружению радиационных поясов Земли (1958 г., С.Н. Вернововым, А.Е. Чудаковым и, независимо от них в том же году, Д. Ван-Алленом) и позволило создать новые методы исследования галактического и межгалактического пространств.

Физика космических лучей изучает широкий спектр вопросов:

1. проблемы собственно ядерной физики и физики элементарных частиц уже в области сверхвысоких энергий (> 10³ ГэВ), поскольку появились ускорители с энергией в тысячи ГэВ;

2. явления, связанные с взаимодействием космических лучей с космическими объектами, планетами, их атмосферой и магнитными полями;

3. процессы рождения космических лучей и их ускорения в космическом пространстве.

 

Источники космических лучей

Окончательной теории происхождения космических лучей в настоящее время пока нет. Любая модель, претендующая на эту роль, должна объяснить основные установленные экспериментальные характеристики первичных космических лучей, а именно:

1. форму энергетического спектра космических лучей;

2. химический состав космических лучей;

3. полную энергию космических лучей;

4. практически постоянную во времени интенсивность космических лучей.

Одна из первых гипотез происхождения космических лучей была разработана В. Л. Гинзбургом (1963 г.). Посмотрим, какие космические объекты предлагает эта модель в качестве источников космических лучей. Космические лучи заполняют Галактику - сферу радиуса R = 5·10²² см. Объем V такой сферы равен V_R = 5·10⁶⁸ см³. Плотность энергии космических лучей принимается постоянной во времени и равной плотности энергии космических лучей около Земли, которая составляет W_C = 10⁻¹² эрг/см³. Тогда полная энергия W _кл космических лучей будет

W _кл = W_CV_R ~ 10⁵⁶ эрг ~ 10⁵⁰ ГэВ.

Как уже упоминалось, во время путешествия космических лучей от их источника к Земле они проходят путь L = 5 г/см.². Отсюда можно оценить время T жизни космических лучей:

T = L / rc = 5 / 10⁻²⁶ · 3·10¹⁰ cек ~ 1, 5·10¹⁶ cек ~ 5·10⁸ лет,

где r = 10⁻²⁶ г/см³ - плотность межзвездного вещества, c – скорость движения частиц принимается равной скорости света. Теперь можно оценить мощность, которой обладают источники космических лучей:

P = W _кл / T ~ 10⁵⁶ эрг / 10¹⁶cек ~ 10⁴⁰ эрг/cек.

Какие же из межзвездных объектов могут обеспечить такую мощность? Мощность Солнца составляет ~ 10²³ эрг/сек. Звезд типа Солнца в Галактике ~ 10¹¹, следовательно они могут обеспечить суммарную мощность лишь 10³⁴ эрг/сек, что много меньше требуемой. Конечно, в Галактике есть и более мощные, чем Солнце, звезды, но и их суммарная мощность далека от требуемой. В. Л. Гинзбург показал, что наиболее возможными источниками космических лучей могут быть вспышки сверхновых звезд. Суммарная энергия космических лучей от сверхновых, по оценке, около 10⁴⁹ эрг/сек. Частота вспышек сверхновых звезд - два раза в столетие. Теперь можно найти среднюю мощность P _сн сверхновых: P _сн = W кл / T ~ 10⁴⁰ эрг/с. Следовательно, вспышки сверхновых звезд могут обеспечить постоянную интенсивность космических лучей.

Может возникнуть вопрос, почему не рассмотреть в качестве основных источников космических лучей квазары и радиогалактики, в которых содержится в тысячи раз больше космических лучей, чем в обычных галактиках? Однако, хотя энергия, выделяемая квазарами, порядка энергии, выделяемой всеми активными галактиками, но число квазаров в 10⁵ раз меньше полного числа галактик. Количество же радиогалактик порядка нескольких сотен, т. е. в тысячу раз меньше числа нормальных галактик, поэтому их суммарное энерговыделение оказывается на три порядка меньше энерговыделения всех галактик.

 

Размножение частиц в этих каскадах ограничивается процессами диссипации энергии. Для ядерных каскадов на пионах и каонах такими диссипационными процессами будут распады частиц, в результате которых вместо ядерно-активных частиц рождаются ядерно-пассивные (мюоны и нейтрино) или, как в случае распада нейтрального пиона, энергия перейдет в электронно-фотонную компоненту.

В случае электронно-фотонных каскадов диссипация энергии идет за счет ионизационных потерь электронов, комптоновского- и фотоэффектов для фотонов. Развитие электронно-фотонных каскадов продолжается до тех пор, пока ионизационные потери электрона на одной радиационной длине не станут равными энергии E_крит. самой частицы. В воздухе значение критической энергии равно 81 МэВ. Выше уже упоминалось, что в результате распада заряженных пионов в атмосфере появляются мюоны. Масса или энергия покоя мюона равна 105 МэВ. Мюон - частица нестабильная: его время жизни составляет t ~ 2·10⁻⁶ сек. μ ⁻ и μ ⁺ являются частицей и античастицей. Схемы их распадов зарядово-сопряженные. μ ⁻ распадается на электрон e ⁻, мюонное нейтрино n_μ и электронное антинейтрино . μ ⁺ распадается на позитрон e ⁺, мюонное антинейтрино и электронное нейтрино .

μ ⁻ ® e ⁻ + n_μ + ,

μ ⁺ ® e ⁺ + + .

 

 

Рис. 1. Развитие каскадного ливня от первичной космической частицы в атмосфере. А – граница атмосферы, 1 – протон, 2 – взаимодействие с ядрами атомов воздуха, 3 – ядерные взаимодействия пионов, 4 – низкоэнергетические ядерные взаимодействия, 5 – распад p°-мезона, 6 – распад p^±-мезонов, 7 – вторичная лидирующая частица (нуклон)

 

Максимальная генерация мюонов приходится на высоту 10 – 20 км. Основными процессами, за счет которых мюоны поглощаются в атмосфере, являются распад и ионизационные потери.

На ионизацию в атмосфере мюоны теряют в среднем около 2 МэВ г⁻¹ см² . В 30% случаев электрону передается столь большая энергия, что он сам превращается в быструю частицу. Такие электроны названы d -электронами. d -электроны, обладая энергией в 10³ – 10⁴ эВ, могут сами испытывать ионизационные потери. Радиационные же потери мюонов в воздухе, из-за их большой массы, малы по сравнению с потерями для электронов. Действительно, ускорение, испытываемое при радиационном торможении мюонов, в (m_μ / m_e), а излучение энергии в (m_μ/m_e)² раз меньше тех же величин для электронов. Потери энергии на излучение будут: −(dE / dx)_{рад.изл.} ~ (m_e / m_μ)² E ₀. Следовательно, энергия E ₀, теряемая мюоном на одной радиационной длине в (200)² = 40000 раз меньше, чем теряет электрон на той же длине. Таким образом, поток высокоэнергичных мюонов слабо поглощается в атмосфере, а ядерно-активные частицы в атмосфере поглощаются быстро. Поэтому, на уровне моря вторичное космическое излучение состоит в основном из мюонов (жесткая компонента), электронов и фотонов (мягкая компонента). Интенсивность заряженных частиц на уровне моря имеет следующие значения (для вертикального потока):

J _ж = 0, 82·10⁻² см⁻² сек⁻¹ ср⁻¹,

J _м = 0, 31·10⁻² см⁻² сек⁻¹ ср⁻¹.

Следует отметить, что состав жесткой компоненты на разных высотах в атмосфере неодинаков. На уровне моря жесткая компонента состоит из мюонов, а на верхней границе атмосферы - из протонов и a- частиц.

При сверхвысоких энергиях первичной частицы (E ₀ > 10⁵ ГэВ) в атмосфере Земли число ее вторичных потомков в ядерных и электронно-фотонных каскадах достигает 10⁶ – 10⁹ частиц. Это явление получило название широкого атмосферного ливня (ШАЛ). Частицы широкого атмосферного ливня регистрируются с помощью многочисленных и разнообразных детекторов, размещенных на площади несколько квадратных километров. Измерение числа частиц разной природы в широком атмосферном ливне, их энергетических и пространственных характеристик, позволяет получить информацию о характеристиках первичных частиц и их взаимодействиях.

Итак, наличие у Земли довольно толстого слоя атмосферы позволяет первичным космическим лучам испытать многократные взаимодействия и развиться каскадным процессам, а также является причиной появления мюонов и широких атмосферных ливней. Основными источниками вторичного излучения в атмосфере являются:

1. для мюонов – распад заряженных пионов;

2. для электронно-фотонной компоненты:

(a) – распад нейтральных пионов с последующим образованием электронно-фотонного каскада,

(b) – распад мюонов и

(c) – образование d -электронов мюонами.

Теперь нам известно, что космические лучи на уровне моря состоят в основном из лептонов – мюонов и электронов. Различия в свойствах электронов и мюонов хорошо видны при изучении поглощения этих частиц в плотных средах, например, в свинце. Впервые это наблюдал в своих экспериментах Б. Росси.

Порядок выполнения работы

Первым этапом работы является планирование эксперимента:

- выбор количества точек (углов q), при которых проводятся измерения;

- выбор конкретных значений углов q;

- выбор времени измерений (или количества событий) в каждой точке.

Для большинства современных физических экспериментов его планирование является достаточно сложной и трудоемкой процедурой. При выполнении данной лабораторной работы планирование проводится в первом приближении, на основе здравого смысла. Для этого проводится контрольное измерение при угле 0°, где будет максимальная скорость счета событий. Относительная ошибка измерений под углом 0° не должна превышать 10 процентов. Скорость счета событий вблизи угла 90°, другой крайний угол, предполагается равной одной пятой (20%) от скорости счета событий при угле 0°. Таким образом, знание отводимого для измерений количества времени и скорости счета событий в крайних точках позволяет оценить как количество точек (углов), так и количество зарегистрированных событий в каждой точке. Такие оценки делаются путем коллективного обсуждения, проводимого группой студентов, выполняющих лабораторную работу. По мере выполнения измерений эти оценки уточняются. В отчете должны быть приведены аргументы в пользу выбранного плана измерений.

 

Рис. 5. Стрктурная схема установки. S ₁ и S ₂ – сцинтилляционные счетчики, U ₁ и U ₂ – высоковольтные источники питания ФЭУ, Ф₁ и Ф₂ - пороговые формирователи, СС – схема совпадений, ПП – пересчетный прибор, m,е - траектории заряженных частиц.

Настройка аппаратуры

Начальная настройка аппаратуры состоит из выбора напряжения высоковольтного питания ФЭУ, установки «порогов» формирователей и временного выравнивания (согласования) сигналов двух ФЭУ для организации их совпадений. Так как интенсивность космического излучения незначительна, то для контрольной проверки работы стенда используется b -источник ⁹⁰Sr. Излучение электронов от этого источника имеет экспоненциальную форму спектра с максимальной энергией 2,2 МэВ.

Основным инструментом первичной настройки параметров аппаратуры является четырехканальный осциллограф. При настройке необходимо пользоваться структурной схемой установки, приведенной на рис. 5. Для этого Вы должны выполнить действия, приведенные ниже.

1. Включить высоковольтные источники питания счетчиков, U ₁ и U ₂.

Напряжение питания каждого ФЭУ устанавливается индивидуально, согласно паспорту. Для ФЭУ-87 эта величина составляет 1200 – 1500 В. Затем включаются осциллограф и источники питания электронных модулей.

2. Сигналы от сцинтилляционных счетчиков подать на входы осциллографа для контроля работы ФЭУ. Наблюдаем собственные шумы ФЭУ и редкие сигналы от «космики» в зависимости от напряжения высоковольтного питания ФЭУ. Затем поднести к сцинтиллятору изотопный источник ⁹⁰Sr и посмотреть изменение интенсивности сигналов ФЭУ в зависимости от амплитуды сигнала.

3. Проверить наличие выходных сигналов формирователя Ф₁. Для этого на вход К₁ осциллографа подать сигнал с выхода-2 формирователя Ф₁. Длительность сигнала должна быть t ₁ = 25 – 30 нсек.

4. Аналогично проверить выходные сигналы формирователя Ф₂. Для этого на вход К₂ осциллографа подать сигнал с выхода №2 формирователя Ф₂.

5. Установить «порог» формирователя Ф₁. Для этого аналоговый сигнал с выхода №1 формирователя Ф₁ подать на вход К₃ осциллографа, а синхронизацию осуществлять сигналом с выхода №2 формирователя Ф₁ на входе К₁. Вращая потенциометр регулировки порога отметить его влияние. Установить уровень дискриминации, соответствующий потери электроном энергии около 1 МэВ, с помощью b -источника ⁹⁰Sr, поместив его на сцинтиллятор счетчика. Для этого Вы должны воспользоваться представленной на рис. 6 информацией о величине ионизационных потерь электронов для энергий в спектре электронов b -источника и 6. Аналогичным образом установить порог формирователя Ф₂. Для этого аналоговый сигнал с выхода №1 формирователя Ф₂ подать на вход К₄ осциллографа, а синхронизацию осуществлять сигналом с выхода №2 формирователя Ф₂ на входе К₂.

6. Аналогичным образом установить порог формирователя Ф2. Для этого аналоговый сигнал с выхода №1 формирователя Ф2 подать на вход К4 осциллографа, а синхронизацию осуществлять сигналом с выхода №2 формирователя Ф2 на входе К2.

 

Рис. 6. Зависимость ионизационных потерь энергии электронов от изотопного источника ⁹⁰Sr в сцинтилляторе от их кинетической энергии (а). Штриховой линией (б) показан уровень потерь для космических мюонов со средней энергией 2.2 ГэВ

 

 

7. Так как времена появления сигналов от формирователей на входах СС различны, то необходимо провести временное согласование этих сигналов. Для этого нужно:

– b - источник поместить на сцинтиллятор счетчика S 1;

– сигнал с выхода №2 формирователя Ф₁ подать на вход К1 осциллографа, а на вход К2 подать сигнал с выхода №2 формирователя Ф₂;

– сигнал с выхода СС подать на вход К3, этим же сигналом осуществлять синхронизацию.

На осциллографе мы видим два сигнала от двух счетчиках, но от одной частицы. Рисунок 7 иллюстрирует различное время прихода сигналов на СС и принцип формирования сигнала совпадений.

Чтобы добиться совпадения сигналов подбирается соответствующая длина линий задержек, соединяющих счетчики с формирователями. Разница во времени для сигналов на входах схемы совпадений должна быть минимальной, т.е. t ₃» 0. Реально, для данной лабораторной работы, это составляет» 1нсек. В примененной схеме длительность выходного импульса и разрешающее время зависят от длительности входных сигналов. Они составляют:

- ширина схемы совпадений: t = (t ₁+ t ₂) нсек,

- t ₄: меняется от t _min» 1 нсек до t _max = (t ₁+ t ₂)/2 нсек.

 

 

Рис. 7. Временная диаграмма формирования сигнала совпадений. t ₁, t ₂ - длительность входных импульсов, t ₃ – задержка сигнала первого детектора относительно второго; t ₄ – длительность выходного сигнала.

8. Убрать ⁹⁰Sr.

9. Сигнал со второго выхода схемы совпадений подать на вход пересчетного прибора ПП. Таким образом, ПП будет регистрировать число космических частиц N, прошедших через телескоп. Установка готова к работе.

10. При измерениях могут быть зарегистрированы как одно «событие» две различных частицы, одновременно попавшие в S 1 и S 2. Такие совпадения называются случайными и их нужно учитывать при обработке результатов измерений.

Для измерения числа случайных совпадений N _случ на один из входов СС вводится дополнительная задержка сигнала большой длительности для того, чтобы надежно исключить совпадения сигналов от одной частицы. Величина задержки должна в 1.5 – 2 раза превышать длительность сигнала на втором входе СС.

11. Выключение установки производится в обратном порядке:

- отсоединить сигнальные кабели от осциллографа и затем выключить его;

- отсоединить от входов формирователей сигнальные кабели счетчиков и затем выключить питание электронных модулей;

- выключить высоковольтное питание ФЭУ счетчиков.

Это делается для исключения возможных повреждений электроники при отключении высокого напряжения.

Измерения

Измерения проводятся согласно принятому плану эксперимента после выполнения пунктов 1 – 9 раздела 3.3. В процессе измерений заполняются первые четыре столбца в приведенной ниже таблице 3. В этих 4-х столбцах: № - число измерений, q - угол установки сцинтилляционного телескопа, N - число зарегистрированных событий в одном измерении, T - время одного измерения. Во время измерений можно наблюдать (и контролировать) работу установки подав на входы осциллографа аналоговые сигналы со счетчиков, сигналы формирователей и схемы совпадений. При этом, для наглядности, можно использовать синхронизацию от различных сигналов.

 

Таблица 3. Результаты измерений

 

№	q, град.	N, cоб.	T, сек.					Примечание
…

 

 

Настройка аппаратуры

Начальная настройка аппаратуры состоит из выбора напряжения высоковольтного питания ФЭУ, установки «порогов» формирователей и временного выравнивания (согласования) сигналов двух ФЭУ для организации их совпадений. Так как интенсивность космического излучения незначительна, то для контрольной проверки работы стенда используется b - источник ⁹⁰Sr. Излучение электронов от этого источника имеет экспоненциальную форму спектра с максимальной энергией 2,2 МэВ. Основным инструментом первичной настройки параметров аппаратуры является четырехканальный осциллограф. При настройке необходимо пользоваться структурной схемой установки, приведенной на рис. 13 (поглотитель должен быть убран). Для этого Вы должны выполнить действия, приведенные ниже:

1. Включить источники высоковольтного питания счетчиков U1, U2.

Напряжение питания каждого ФЭУ устанавливается индивидуально, согласно паспорту. Для ФЭУ-49 эта величина составляет 1200 – 1800 В. Затем включаются осциллограф и источники питания электронных модулей.

2. Сигналы от сцинтилляционных счетчиков подать на входы осциллографа для контроля работы ФЭУ. Наблюдаем собственные шумы ФЭУ и редкие сигналы от «космики» в зависимости от напряжения высоковольтного питания ФЭУ. Затем поднести к сцинтиллятору изотопный источник ⁹⁰Sr и отметить изменение интенсивности и амплитуды сигналов.

3. Проверить наличие выходных сигналов формирователя импульсов Ф1. Для этого на вход К1 осциллографа подать сигнал с выхода №2 формирователя Ф1. Длительность сигнала должна быть t1 = 25 – 30 нсек.

4. Аналогично проверить выходные сигналы формирователя импульсов Ф2. Для этого на вход К2 осциллографа подать сигнал с выхода №2 формирователя Ф2.

5. Установить «порог» формирователя импульсов Ф1. Для этого аналоговый сигнал с выхода №1 формирователя Ф1 подать на вход К3 осциллографа, а синхронизацию осуществлять сигналом с выхода №2 формирователя Ф1 на входе К1. Вращая потенциометр регулировки порога отметить его влияние. Установить уровень дискриминации, соответствующий потери электроном энергии около 1 МэВ, с помощью b - источника ⁹⁰Sr, поместив его на сцинтиллятор счетчика. Для этого Вы должны воспользоваться представленной на рис. 14 информацией о величине ионизационных потерь электронов для энергий в спектре электронов b -источника и космических мюонов со средней энергией на уровне моря 2,2 ГэВ.

 

Рис. 14. Зависимость ионизационных потерь энергии электронов от изотопного источника ⁹⁰Sr в сцинтилляторе от их кинетической энергии (а). Штриховой линией (б) показан уровень потерь для космических мюонов со средней энергией 2.2 ГэВ

 

6. Аналогичным образом установить порог формирователя импульсов Ф2. Для этого аналоговый сигнал с выхода №1 формирователя Ф2 подать на вход К4 осциллографа, а синхронизацию осуществлять сигналом с выхода №2 формирователя Ф2 на входе К2.

7. Так как времена появления сигналов от формирователей на входах СС различны, то необходимо провести временное согласование этих сигналов. Для этого:

– b - источник поместить на сцинтиллятор счетчика S1;

– сигнал с выхода №2 формирователя Ф1 подать на вход К1 осцилло-графа, а на вход К2 подать сигнал с выхода №2 формирователя Ф2;

– сигнал с выхода СС подать на вход К3, этим же сигналом осуществлять синхронизацию.

На осциллографе мы видим два сигнала от двух счетчиках, но от одной частицы. Рисунок 15 иллюстрирует различное время прихода сигналов на СС и принцип формирования сигнала совпадений.

 

 

Рис. 15. Временная диаграмма формирования сигнала совпадений.

t1, t2 - длительность входных импульсов,

t3 – задержка сигнала первого детектора относительно второго;

t4 – длительность выходного сигнала.

 

Задержка распространения сигнала в кабеле составляет» 5 нсек/м. Чтобы добиться совпадения сигналов подбирается соответствующая длина кабелей, соединяющих счетчики с формирователями.

Разница во времени для сигналов на входах схемы совпадений должна быть минимальной, т.е. t3» 0. Реально, для данной лабораторной работы, это составляет» 1нсек. Длительность выходного импульса и разрешающее время в примененной СС зависят от длительности входных сигналов. Они составляют:

– ширина схемы совпадений t = (t1+ t2) нсек,

– t4 меняется от tmin = 1 нсек до tmax = (t1+ t2)/2 нсек.

8. Убрать источник ⁹⁰Sr.

9. Сигнал со второго выхода схемы совпадений подать на вход пересчетного прибора ПП. Таким образом, ПП будет регистрировать число космических частиц N, прошедших через телескоп. Установка готова к работе.

10. При измерениях могут быть зарегистрированы как одно «событие» две различных частицы, одновременно попавшие в S1 и S2. Такие совпадения называются случайными и их нужно учитывать при обработке результатов измерений.

Для измерения числа случайных совпадений – Nслуч на один из входов СС вводится дополнительная задержка сигнала большой длительности для того, чтобы надежно исключить совпадения сигналов от одной частицы. Величина задержки должна в 1.5 – 2 раза превышать длительность сигнала на втором входе СС.

11. Выключение установки производится в обратном порядке:

- отсоединить сигнальные кабели от осциллографа и затем выключить его;

- отсоединить от входов формирователей сигнальные кабели счетчиков и затем выключить питание электронных модулей;

- выключить высоковольтное питание ФЭУ счетчиков.

Это делается для исключения возможных повреждений электроники при отключении высокого напряжения.

 

 

Проведение измерений

Все измерения следует проводить с 3% статистической точностью

(относительная ошибка s = 1/Ö N, где N - число измерений).

 

1. Включить установку, см. раздел 4.2, п.1.

2. Измерить общую интенсивность (мюонов и электронов) космического излучения без свинцового фильтра. При достижении требуемой статистики остановить набор. Записать зарегистрированное число отсчетов N и время набора t (в секундах),

3. Поставить поочередно свинцовые фильтры толщиной 1, 2, 4, 10, 20 см и измерить соответствующее число частиц и время набора. Данные занести в таблицу.

4. Выключить установку, см. раздел 4.2, п.11.

 

 

Таблица 5. Оформление результатов наблюдения

Толщина фильтра	Количество отсчетов N.	Время t, сек	J = N/t
см	см г/см^2

Ю.Ф. Кречетов, Е.Н. Шувалов

 

Некоторые характеристики космического излучения на уровне моря

Методические указания к выполнению лабораторной работы

по курсу «Физика атомного ядра и частиц» для студентов III курса,
обучающихся на бакалавров по направления 011200 «Физика» и 223200 «Техническая физика»

 

Издательство

Томского политехнического университета

 

УДК 524.1

ББК 00000

М00

 

М00 Некоторые характеристики космического излучения на уровне моря: методические указания к выполнению лабораторной работы по курсу «Физика атомного ядра и частиц» для студентов III курса, обучающихся на бакалавров по направлениям 011200 «Физика» и 223200 «Техническая физика» / Ю.Ф. Кречетов, Е.Н. Шувалов; Томский политехнический университет. – Томск: Изд-во Томского политехнического университета, 2013. –??? с.

УДК 524.1

ББК 00000

 

Методические указания рассмотрены и рекомендованы
к изданию методическим семинаром кафедры
водородной энергетики и плазменных технологий ФТИ

«07» марта 2012 г.

 

 

Зав. кафедрой ВЭПТ

доктор физ.-мат. наук,

профессор __________ В.П. Кривобоков

 

Председатель учебно-методической

Комиссии

канд. физ.-мат. наук,

доцент __________ Г.А. Блейхер

 

Рецензент

Доктор пед. наук, профессор кафедры общей физики ФТИ В.В. Ларионов

 

Учебное издание

 

КРЕЧЕТОВ Юрий Федорович

шувалов Евгений Николаевич