VI. ПЕРСПЕКТИВЫ МЮОННОЙ ДИАГНОСТИКИ

6.1. Изучение нейтронов СКЛ высокой энергии

Во время мощных солнечных вспышек конфигурация магнитных полей в области хромосферы быстро меняется, что приводит к ускорению солнечных протонов до высоких энергий, вплоть до нескольких десятков ГэВ. В свою очередь эти высокоэнергичные протоны могут сталкиваться с нуклонами солнечной плазмы (протонами и ядрами гелия) с образованием (в одном из каналов рождения) «прямых» солнечных нейтронов, например в реакции перезарядки:

p + p → n + π+ + p .

Нижний индекс у протонов и нейтронов указывает на их солнечное происхождение. Высокоэнергичный нейтрон n: распро-

страняется в межпланетном пространстве практически по прямой, подобно солнечному свету. Как указывалось выше, при попадании нуклонов в верхний слой атмосферы Земли на глубине порядка длины пробега взаимодействия λ ≈ 100 г/см2, что соответствует высоте около 15 км от поверхности, происходит ядерная реакция типа:

n+ N → π− + p + N

собразованием π-мезонов, которые могут дальше также взаимодействовать в атмосфере. При этом образуется ядерно-каскадный

процесс либо происходит распад энергичного π-мезона по каналу:

π− → μ− + ν .

Если для оценки принять Eπ ≈ 10 ГэВ, то даже в этом случае (при больших энергиях) его распадный путь будет небольшим:

	lπ	τ0π	Eπ	c = 2 10−8	10 ГэВ	3	1010	см	5 104 см 500 м .
			mπc2		0,14 ГэВ			с
					130

Образовавшийся в стратосфере мюон практически не распадается и достигает уровня Земли, поскольку его время жизни значи-

тельно больше ( τμ0 = 2 10−6 см), чем у π -мезона. Распадный путь мюона составляет величину lμ 500 м 102 = 50 км, что превышает

толщину остаточной атмосферы. Он попадет на поверхность земли.

Следует отметить, что солнечные высокоэнергичные протоны в атмосфере Земли также образуют мюоны в аналогичной цепочке

превращений: p: →π → μ . Однако протоны СКЛ при распро-

странении в ММП будут «фокусироваться» вдоль линии спирали Архимеда и попадут в магнитосферу Земли под углом ≈ 45° относительно прямой Солнце–Земля. Поэтому идентификация мюонов нейтронного или протонного происхождения проводится раздельно с учетом их пространственного направления попадания в годоскоп с хорошим угловым разрешением. С этой целью можно использовать методику мюонной диагностики для наблюдения избытка мюонов в солнечном направлении во время генерации СКЛ высокой энергии.

Алгоритм вычисления угловых координат прохождения мюона через детектирующие плоскости годоскопа состоит в следующем.

1. По текущему моменту времени t (год, месяц, день, суточное время) восстанавливаются угловые географические координа-

ты луча Солнца (в данном случае для Москвы) – θс , ϕс .

2. По этим углам находятся локальные координаты в системе годоскопа (θс →θ ,ϕс →ϕ ). Пересчет обусловлен тем, что гео-

метрически направление осей сцинтилляционных счетчиков (система отсчета x, y) развернуто относительно географической системы координат.

3. Зная локальные координаты (θ ,ϕ ), можно определить номер ячейки (i, k) матрицы и соответствующее число мюонов Nik (t) для солнечного направления в момент времени t.

4. Для следующего момента времени, смещенного на одну минуту, проводятся аналогичные вычисления.

131

В течение времени прямой видимости Солнца луч «описывает некоторую траекторию» на снимке матрицы. На рис. 6.1 приведена схема перемещения светового луча в дневное время (темная линия). Отдельные затемненные квадратики на траектории отражают «солнечные ячейки» для различных моментов времени.

∆Y

∆ X

Рис. 6.1. Схема перемещения светового луча по отдельным ячейкам матрицы для разных моментов времени. Слева направо: утро, день, вечер. Темные квадратики соответствуют отдельным моментам времени

Поскольку угловая скорость суточного вращения Земли составляет ≈ 360ο / 1440 мин = 0,25ο / мин, то отдельная ячейка разме-

ром (1ο ×1ο ) будет иметь постоянное солнечное направление в среднем в течение четырех минут. Для улучшения статистической точности можно проводить суммирование в пределах этого интервала.

Ожидаемое превышение в счете мюонов должно быть небольшим, и идентификацию «всплеска» можно осуществить статистическим методом в виде отклонения от среднего значения. С этой целью для отдельных ячеек (i, k) солнечного направления

строится временной ряд нормированных отклонений nikc (t) , которые свободны от влияния апертуры. В случае регистрации избытка мюонов в период времени вспышки, начиная с момента t* , в суточном временном ряду nikc (t*) должно наблюдаться превышение

счета. На рис. 6.2 приведена ожидаемая схема наблюдения мюонов «солнечного происхождения» для трех последовательных момен-

132

тов времени nikc (t*) . В данном примере продолжительность вспышки должна составлять 6–12 мин.

1

2

3

Рис.6.2. Схема возможной регистрации мюонов от «прямых» солнечных нейтронов во время вспышек: 1 − ожи-

даемый счет nikc (t* ) в первой ячейке в момент времени

t* , соответствующий началу вспышки; 2 – превышение счета во второй ячейке для момента ( t* + 4мин); 3 – пре-

вышение для ( t* +8мин). Ось x – суточное время в минутах. Стрелкой указаны отдельные моменты времени вспышки

В настоящее время известно несколько экспериментов, проведенных с помощью высокогорных нейтронных мониторов (толщина атмосферы небольшая), в которых наблюдается небольшой избыток в интегральном счете нейтронной компоненты КЛ. Дан-

133