Исследование характеристик потока и взаимодействия первичных космических лучей с энергиями выше 10^15 эВ по мюонной компоненте наклонных ШАЛ тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.04.16, доктор физико-математических наук Яшин, Игорь Иванович

• Яшин, Игорь Иванович
• доктор физико-математических наук
• 2010

Оглавление диссертации доктор физико-математических наук Яшин, Игорь Иванович

Введение.

Глава 1. Разработка нового подхода к исследованию характеристик потока и взаимодействия ПКЛ на основе распределений групп мюонов в широком диапазоне зенитных углов.

1.1. Локальная плотность мюонов ШАЛ.

1.2. Новый метод анализа наклонных ШАЛ на основе феноменологии СЛПМ.

1.3. Метод расчета СЛПМ.

1.4. Особенности метода анализа ШАЛ с помощью СЛПМ.

1.5. Связь СЛПМ и спектра первичных частиц.

1.6. Эффективная площадь собирания событий в методе СЛПМ.

1.7. Распределение групп по множественности мюонов.

Глава 2. Экспериментальный комплекс НЕВОД ДЕКОР.

2.1. Черенковский водный детектор НЕВОД.

2.1.1. Квазисферический измерительный модуль.

2.1.2. Система калибровочных телескопов.

2.1.3. Измерительная система.

2.1.4. Регистрация одиночных мюонов.

2.1.5. Реконструкция треков одиночных мюонов.

2.2. Координатно-трековый детектор ДЕКОР.

2.2.1. Стримерные трубки.

2.2.2. Супермодули ДЕКОР.

2.2.3. Система газоподготовки.

2.2.4. Система сбора данных.

2.2.5. Триггерные условия отбора событий.

2.2.6. Реконструкция событий.

2.2.7. Оценка угловой точности реконструкции треков.

Глава 3. Экспериментальные спектры локальной плотности мюонов по данным ЭК НЕВОД-ДЕКОР.

3.1. Группы мюонов в установке ДЕКОР.

3.1.1. Группы Gr2 и Gr2'.

3.1.2. Распределение событий Gr2 по азимутальному углу.

3.1.3. Группы Gr3.

3.1.4. Группы Gr3a, Gr3b, Gr3c.

3.1.5. Сводные результаты отбора групп.

3.2. Анализ распределений групп.

3.2.1. Учет «мертвого» времени.

3.2.2. Зависимость площади установки от направления прихода группы.

3.2.3. Эффективность триггера TrD2.

3.2.4. Результаты расчета ожидаемых распределений характеристик групп.

3.3. Экспериментальные оценки СЛПМ.

Глава 4. Влияние магнитного поля Земли на характеристики СЛПМ.

4.1. Угловая зависимость интенсивности групп мюонов.

4.2. Компланарность треков мюонов в группах.

Глава 5. Исследование особенностей потока ПКЛ в диапазоне

1015 - 1018 эВ с помощью метода СЛПМ.

5.1. Оценка границ доступного интервала энергий при исследовании метода СЛПМ.

5.2. Сравнение экспериментальных и расчетных СЛПМ.

5.2.1. Дифференциальные СЛПМ.

5.2.2. Зенитно-угловая зависимость СЛПМ.

5.3. Комбинированный эстиматор энергии первичной частицы.

5.4. Зависимость показателя наклона СЛПМ от первичной энергии.

5.5. Спектр локальной плотности мюонов при больших зенитных углах.

5.6. Модели взаимодействия адронов и интенсивность ПКЛ вблизи 1018эВ.

5.7. Ограничения на модели спектра, состава и взаимодействия космических лучей в области сверхвысоких энергий.

5.8. Предложения по применению метода спектров локальной плотности мюонов.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование характеристик потока и взаимодействия первичных космических лучей с энергиями выше 10^15 эВ по мюонной компоненте наклонных ШАЛ»

Первичные космические лучи (ПКЛ) представляют собой поток полностью ионизированных атомных ядер, начиная от протонов и ядер гелия и кончая ядрами наиболее тяжёлых элементов, родившихся и лл ускоренных до высоких энергий (вплоть до 10 эВ) в космических объектах или в космическом пространстве. Для того, чтобы ответить на вопросы об источниках, механизмах ускорения и распространения космических лучей высоких и сверхвысоких энергий во Вселенной, необходимо знать форму их энергетического спектра и массовый состав. ю* ш е>

I— )ф2

10

§10

10

Колено" г 1 частица/(м'тод) ю

10

Поток космических лучей

1 частица/(м2-сек)

ШАЛ

Прямые измерения

Лодыжка" 1 частица/(км2тод)

1 частица/(км -столетие)

1.,.^ .1 . .1 .-Л .-I -----л ----->

Энергия {эВ)

Рис. В.1. Энергетический спектр «всех частиц». Модификация рисунка, подготовленного б1. 8м>огс1у, университет Чикаго [1].

На рис. В1 приведен энергетический спектр КЛ, который был получен в течение последних 60 лет в различных экспериментах [1]. Спектр в первом приближении описывается степенным законом т/АЕ ~ £"(у+1). При этом интегральная интенсивность уменьшается примерно в 50 раз на каждую декаду по энергии. Степенной характер спектра свидетельствует о нетепловом происхождении КЛ, что, в свою очередь, налагает определённые требования на источники КЛ.

До энергий 1014 эВ данные, приведенные на рис. В.1, были получены в прямых измерениях в стратосфере и околоземном пространстве. Результаты исследований показывают, что энергетический спектр частиц ПКЛ до энергий ~ 1014 эВ имеет квазистепенной характер с дифференциальным показателем ~ 2.7; в потоке частиц присутствуют все основные группы стабильных ядер (от протонов до железа) (см. рис. В.2).

Ю'

1.0

10" Ш-^ (г о О

-т—гтпгп}1.г" \ » нт{ н ниц—!—гтттц-г~

IT]-1—I I HI ui"1 goooooo«*^

He x Ю-2 ^^Ny^ ^

С x 10~4»«4»#( a„

О x 10

10"

10'

•12

•16 о з Й

10'

-20 Iff

10'

-24

-29

КГ

Ne x 10-8 0,

Mg x 10" Si x 10" D

10

12 в<1о ^ V V

•w,

Sx to-14«^

Arx 1QP

16 4 ж у

-Ц.

•о,

Сах 10"18

Fc х 10~21 "V Ч г О AMS о НЕАО-3

• BESS о CRN

• CAPRICE • CREAM оJACEE • TRACER

• HESS

ATI С в RUNJOB

•9

0.1 1.0 10.0 100. 103 10* 105 106 Kinctic energy per particlc (nuclcus) [OcV]

Рис. B.2. Основные компоненты космических лучей по данным прямых экспериментов [3-14]. Компиляция [2]

При энергиях выше 1015 эВ поток космических лучей становится столь малым, что прямые измерения энергии и состава частиц с помощью аппаратуры, установленной на космических аппаратах и стратостатах, оказываются невозможными, и единственным источником информации о свойствах ПКЛ в этой области являются эксперименты по изучению широких атмосферных ливней (ШАЛ), которые образуются в атмосфере в результате развития ядерно-каскадного процесса, инициированного взаимодействием первичной частицы с ядрами атомов воздуха. Поэтому приведенный на рисунке В.1 дифференциальный энергетический спектр при этих энергиях является результатом пересчета параметров ШАЛ, измеренных на уровне наблюдения, на основе определенных модельных представлений.

Спектр имеет несколько особенностей, которые подтверждены во многих экспериментах.

Первая особенность, открытая более 50 лет назад на установке ШАЛ МГУ [15], связана с увеличением показателя наклона от значения у+1 ~ 2.7 до ~ 3.1 в области 1015 - 1016 эВ (т.н. излом спектра, «колено», «клее») (см. рис. В.1). Существование излома в спектре ШАЛ по числу частиц подтверждено во многих экспериментах [16, 17, 18 и др.], хотя выводы о положении излома, его величине и абсолютной интенсивности потока вблизи точки излома существенно отличаются.

Вторая особенность - обратный изгиб спектра «всех частиц» (у+1 опять

18 становится примерно равным величине 2.7) при энергиях > 3-10 эВ, в англоязычной литературе известен под названием «the ankle» («лодыжка»). В этой энергетической области в последние десятилетия были получены данные пяти крупных экспериментальных комплексов: Якутская установка ШАЛ [19], AGASA [20], HiRes [21], Pierre Auger Observatory (РАО) [22, 23], Telescope Array (ТА) [24].

В промежуточной области энергий (1016 - 10J8 эВ) экспериментальные данные крайне немногочисленны. Между тем, именно в этой области многими космофизическими моделями ускорения и распространения космических лучей предсказывается существование "второго излома" в энергетическом спектре частиц. Прямое указание на наличие этой особенности спектра имеется в данных установки Akeno-AGASA (Япония) [25]; однако, необходимо отметить, что эти измерения были выполнены с помощью разных конфигураций установки с существенно отличающейся плотностью размещения сцинтилляционных детекторов. Эксперименты по изучению этого интервала энергий проводились также на установке KASCADE-Grande [26], а в настоящее время - на запущенной в 2009 году установке "Тунка-133" [27].

Третья энергетическая область, на исследование которой в последнее десятилетие нацелен ряд крупнейших экспериментов (HiRes, Pierre Auger, ТА), - это область предельно высоких энергий - 1019 - Ю20 эВ, где предсказывается быстрое укручение спектра при энергиях в районе ~ 5-1019 эВ вследствие неупругого взаимодействия частиц космических лучей с реликтовым микроволновым излучением (обрезание спектра Грейзена-Зацепина-Кузьмина, GZK cutoff [28, 29]). В увеличенном масштабе эта область энергетического спектра (умноженного на фактор Е ) показана на рис. В.З. Результаты измерений на установках HiRes, Pierre Auger Observatory, ТА подтверждают значительное укручение спектра выше 5-1019 эВ. Этим результатам противоречат данные многолетнего эксперимента группы AGASA, ранее сообщавшей о регистрации 11 событий с энергией

9П выше 10 эВ, что не подтверждало наличия обрезания спектра в указанной области [20]. В целом, несмотря на имеющиеся экспериментальные указания на существование обрезания ГЗК, существующие расхождения в абсолютных значениях спектров, полученных разными коллаборациями в этой энергетической области, требуют всестороннего анализа как систематических неопределенностей, так и процедур калибровки применяемых методов оценки энергии и состава. ю25 Ч е ю24 ш ш

1023 ю17 ю18 ю19 ю20

Е.еУ

Рис. В.З. Результаты измерений спектра космических лучей в области предельных энергий [30].

Перечисленные выше особенности энергетического спектра ПКЛ при сверхвысоких энергиях могут быть вызваны как астрофизическими причинами, так и ядерно-физическими, связанными с возможным включением при энергиях выше 1015 эВ новых физических процессов и (или) появлением новых состояний материи. Правильное понимание причин возникновения этих особенностей . является ключом к решению фундаментальной проблемы происхождения космических лучей.

Завершенная теория, которая бы в полной мере описывала происхождение КЛ и формирование энергетического спектра и массового состава, особенно в области сверхвысоких энергий (Е > 1015 эВ), в настоящее время отсутствует. Условно, существующие модели можно разделить на две категории - астрофизические и ядерно-физические.

Ближайшим источником космических лучей, максимальные энергиип которых могут достигать десятков ГэВ, является Солнце. КЛ более высоких тт. т

Аа -ф

I а о!р □ □ а ^ а^ шГГ V

АлФл -4*1 Т! 1

• О Н1Й®8 I - НШев II о ■ Акепо - АвАЗА ▼ V Уак^зк Аидег(сотЬ) - Аидег(ИуЬг) . *> ' < ' 17 энергий принято делить на галактические (до энергий ~10 эВ), и внегалактические, хотя серьезных экспериментальных оснований для этого в настоящее время не имеется. Считается, что источниками галактических КЛ являются активные объекты в Галактике: взрывы сверхновых, ударные волны оболочек сверхновых; области активного формирования звезд; пульсары, компактные аккреционные системы. К внегалактическим источникам относят активные ядра галактик (АвК), сталкивающиеся галактики, источники гамма-всплесков, распады или аннигиляция реликтовых частиц - топологических дефектов (космические струны, монополи и др.).

Э. Ферми предложил механизм ускорения заряженных частиц при взаимодействии с движущимися облаками замагниченной плазмы [31] и в галактических магнитных полях [32] (соответственно ускорение Ферми второго и первого рода). В результате развития этих работ в настоящее время сформировалась модель образования космических лучей сверхвысоких энергий в Галактике во взрывах сверхновых и диффузного ускорения на; возникающих после взрыва фронтах ударных; волн [33 - 36]. Эта модель объясняет степенной характер; спектра в источниках (¿/У/Ж ~ с у+1 ~ 2 - 2.1 и дает оценку на величину максимальной энергии Етях ~ 2-100 ТэВ [37]. Так как максимальная энергия зависит от зарядового числа тяжелые ядра: будут ускоряться до более высоких энергий. Это приводит к зависимости «обрезания» спектра от жесткости для индивидуальных ядер пропорциональной, начиная с протонов. Увеличение максимальной энергии до значений в районе «излома» в работах [38, 39] предлагается за счет возникновения магнито-гидродинамической турбулентности перед фронтом ударной волны, связанной с развитием потоковой неустойчивости ускоряемых частиц. Максимальная энергия ГКЛ при этом может достигать 2-1017 эВ.

В' целом, современные астрофизические модели предлагают механизмы ускорения ГКЛ до значений 1018 эВ. Более сложная ситуация с ультравысокими энергиями (> 1018 эВ). При этих энергиях наблюдается выполаживание спектра (обратный изгиб, или «лодыжка»). Считается, что при этих энергиях поток галактических космических лучей сравнивается с внегалактическим потоком. Однако механизм формирования КЛ таких энергии, вплоть до 1020 эВ, где наблюдается эффект «обрезания» спектра, в настоящее время не ясен. В работах [40 - 43] авторы предлагают различные модели, в рамках которых также возможно увеличение максимальных значений энергий КЛ до Етах ~ Ъ5 ПэВ и выше, вплоть до энергий ^1019 эВ. В работе [44] рассматривается сценарий ускорения в пульсарах. Модели ускорения в источниках гамма-вспышек рассмотрены в работах [45 - 47]. Энергии, до которых могут ускоряться К Л в этих процессах, и достигать окрестностей Земли, ограничены предельными значениями, связанными с ГЗК обрезанием в районе 5-Ю19 эВ.

Большинство моделей ускорения космических лучей в Галактике дают степенной'дифференциальный.энергетический спектр в источнике с у+1 = 2 - 2.1. Экспериментальный дифференциальный спектр, приведенный на рис.

О 1

В.1, ~ Е"' . Для устранения этого противоречия предполагается диффузное распространение КЛ в Галактике с сильной зависимостью коэффициента диффузии от энергии ~ ЕАу (Ау ~ 0.6 - 0.7).

В последнее время обсуждается альтернативная модель генерации КЛ в плазменных пинчах, предложенная в работах [48, 49] и рассмотренная в применении к физике космических лучей [50, 51]. Из этой модели следует, что: 1) распределение ускоренных частиц, образующихся в результате разрывов плазменных пинчей, описывается спектром dN/dE ~ Е ]); 2) эта форма не зависит от вида пинчей, токов, протекающих в них, и других параметров; 3) показатель спектра у является точным решением уравнений физики плазмы и в ультрарелятивистском случае равен величине у = л/3 ~

1.73, что удивительным образом совпадает с показателем интегрального спектра КЛ до энергий 1015 эВ. Данный механизм примечателен тем, что не имеет ограничений на максимальную энергию ускоряемых частиц, причем образующийся спектр КЛ должен иметь одинаковый показатель во всем диапазоне энергий.

Состав космических лучей был получен экспериментально в области энергий от нескольких МэВ до нескольких ТэВ в прямых экспериментах [10]. При этих энергиях в составе ПКЛ преобладают протоны, на долю остальных ядер приходится менее 10% (при расчете «энергия на нуклон»). При пересчете «энергия на частицу», протоны составляют около 40% от всех ядер. о ю6 ? 105 5S- 104

103 0

1 ю2 ш я 10

CL g 1

1-Ю"1

ГО

5-10 к

3 10 с -4

О 1СГ S .«-5

10

-6

• Simpson Я

О ARIEL 6 tV Fowler

П НЕАОЗ

О UHCRE

Д SKYLAB : TIGER

Ire!« MIR X Tueller + Israel sol. syst.

I ! I I I I 1 I I I I

I I I I I t I I I I i^i '

LU-^-ISOSL

10 20 30 40 50 60

Зарядовое число ядра Z

70

80

90

Рис. В. 4. Распространенность элементов в космических лучах как функция их зарядового числа ядра Z при энергиях около 1 ГэВ/нуклон, нормализованная на значение 100 для Si [52]. Распространенность элементов в солнечной системе показана серыми треугольниками [53]. Распространенность для ядер Z <28 приведена согласно [54]. Для тяжелых элементов — по измерениям в экспериментах ARIEL 6 [55, 56], НЕАО 3 [57], SKYLAB [58], TIGER [59], TREK/MIR [60, 61], а также в UHCRE [62].

На рисунке В.4 приведена относительная распространённость ядер в КЛ [3], как функция зарядового числа ядра. Все элементы с Z от 1 до 92 были обнаружены в КЛ в различных экспериментах при эффективной энергии около 1 ГэВ/нуклон. На этом же рисунке приведена распространенность элементов в Солнечной системе. Сопоставление двух распределений демонстрирует хорошее подобие за несколькими исключениями: имеется избыток в KJI легких элементов Li, Ве, В, элементов легче железа (20 < Z < 26) и легче свинца (Z = 82). Аномально высокая представленность этих элементов объясняется дополнительным вкладом от расщепления (реакции скалывания) более тяжёлых элементов в межзвёздной среде. Это является существенным фактором при выяснении вопроса о происхождении ГКЛ. Так как сечения реакции скалывания соответствующих ядер известны при ГэВ-ных энергиях, отношение вторичных, образующихся в результате реакции, к первичным частицам КЛ используется для оценки времени жизни в пределах Галактики. Распространенность радиоактивных ядер, измеренная в эксперименте ACE/CRIS, дала время жизни частиц с энергиями 70 - 350 МэВ/нуклон в Галактике около 15-106 лет [63]. Оценки на основе анализа распространенности элементов дают разброс от 106 (только галактический о диск) до 10 лет (с учетом галактического гало). При этом толщина межзвездного вещества, проходимого частицами за это время — 5-10 г/см". Полученная величина времени жизни КЛ значительно превышает время пересечения Галактики релятивистской частицей по прямой ~ 104 лет. Отсюда, делается вывод, что частицы космических лучей диффузно распространяются в Галактике, рассеиваясь на беспорядочно ориентированных магнитных полях (В ~ 3 мкГс), и в результате заполняют не только галактический диск, но и гало, масштаб высоты которого (несколько килопарсек) был оценен по экспериментально измеренному в детекторе ISOMAX отношению

10Ве/9Ве [64]. В пользу диффузного механизма распространения КЛ в Галактике свидетельствует их высокая степень изотропии. Так как Солнечная система находится на периферии Галактики, то при отсутствии диффузии поток из центра Галактики заметно превышал бы поток с противоположного направления. Но данные по анизотропии потока КЛ свидетельствуют, что величина анизотропии вплоть до энергий 1014эВ остается малой 6-10'4) [65].

Для объяснения особенностей энергетического спектра, в первую очередь «излома» при энергиях в районе 3—4 ПэВ, и предполагаемого состава КЛ при энергиях выше 1015 эВ, полученных на основе анализа зарегистрированных на поверхности Земли ШАЛ, различными авторами приводятся модели, которые можно разбить, по крайней мере, на четыре категории. В первых трех обсуждаются астрофизические механизмы, из которых вытекает, что «колено» отражает реальное изменение спектра падающих на атмосферу частиц ПКЛ, и появление излома связано с процессами ускорения и распространения космических лучей, в то время как в четвертой авторы связывают излом в наблюдаемом спектре ШАЛ с изменениями характеристик взаимодействия адронов при энергиях, соответствующих наблюдаемому положению излома (3-5 ПэВ в лабораторной системе координат, 2-3 ТэВ в системе центра масс сталкивающихся нуклонов. В этих гипотезах колено отсутствует в первичном энергетическом- спектре и является следствием эффектов образования и развития ШАЛ в атмосфере. И, хотя в настоящее время большинство специалистов придерживается первой точки зрения, обе гипотезы имеют право на существование. Рассмотрим несколько более подробно возможную интерпретацию особенностей наблюдаемого спектра ШАЛ в области энергий 1015-102° эВ в рамках этих концепции.

1) Модели, относящиеся к первой группе, связывают колено с процессами ускорения. Стандартный подход к объяснению излома спектра отражает тот факт, что большинство действующих в Галактике процессов ускорения частиц имеют верхний предел по энергии. Модели ускорения частиц на ударных волнах от вспышек сверхновых [31, 32] и некоторое развитие данного механизма рассматриваются в моделях, предложенных в работах [66,41,42,43]. Максимально достижимая энергия в источниках пропорциональна Z. Также к этой группе можно отнести модель, предложенную в [67], суть которой сводится к формированию излома за счет близкой сверхновой, которая трансформирует структуру энергетического спектра с постоянным наклоном в районе ПэВ-ных энергий. В работе [68] рассматривается дополнительное ускорение спиральными ударными волнами в галактическом ветре. В рамках модели «cannon ball», предложенной в [69] для объяснения механизма гамма-всплесков, обсуждается возможность формирования «колена» за счет ускорения на инжектированных в галактическое гало в результате вспышек сверхновых плазмоидов (cannon balls) [70]. В этой модели максимальная энергия пропорциональна массовому числу: Етах ~ А-3-10и эВ.

2) Модели второй категории связывают колено с зависимостью расстояния, проходимого частицами космических лучей до выбывания из Галактики, с начальной энергией, и жесткостью (модель «дырявого ящика» - Leaky Box). В работе [71] диффузное ускорение на ударных волнах комбинируется с энергетической зависимостью» длины распространения в модели Leaky Box. Авторами [72- 79] образование колена объясняется механизмами: распространения KJI в Галактике.

3) Взаимодействие: KJI с плотными фоновыми полями фотонов вблизи источников, как механизм образования «колена», рассматривается;-в моделях третьей категории. В работах [80,81] предполагается диффузное распространение в комбинации с процессами фоторасщепления. Взаимодействие КЛ с фоновыми «мягкими» фотонами предлагается в работе [82]. В' работе [83] обсуждается взаимодействие КЛ с фоновыми нейтрино.

4) К четвертому классу теоретических моделей относятся модели, связывающие особенности энергетического спектра с процессами образования и развития ШАЛ в атмосфере. Основная идея заключается в проявлении при ПэВ-ных энергиях новых физических механизмов, сопровождающихся передачей значительной части энергии компоненте (или компонентам), энергия которых не измеряется в современных экспериментах по регистрации ШАЛ [84, 85]. Излом в наблюдаемом спектре ШАЛ связывается с изменениями характеристик взаимодействия адронов при энергиях, соответствующих наблюдаемому положению излома (3-5 ПэВ в лабораторной системе координат, 2 - 3 ТэВ в системе центра масс сталкивающихся нуклонов), в результате чего изменяются закономерности развития ядерно-каскадного процесса в атмосфере, и энергия первичных частиц (при использовании обычных коэффициентов и процедур пересчета от измеряемых характеристик различных компонент ШАЛ) оценивается некорректно. Порог этих новых механизмов адронных взаимодействий находится в зоне энергетической чувствительности ускорителя ЬНС. В модели [86] энергия уносится техно-адронами, самыми легкими суперсимметричными частицами, или гравитонами [87], или мюонами и нейтрино сверхвысоких энергий [88, 89].

Как было отмечено выше, проблему определения энергетического спектра и состава космических лучей сверхвысоких энергий (> 1015 эВ), а также основных характеристик адронных взаимодействий, пытаются решить путем анализа и сопоставления данных по различным компонентам ШАЛ, которые одновременно'регистрируются в многочисленных экспериментах, нацеленных на изучение разных областей энергий первичных частиц - от 10м до Ю20 эВ, обладающим различной чувствительностью к неизвестным параметрам потока КЛ. В основе метода ШАЛ лежит решение обратной задачи: восстановление параметров потока ПКЛ (энергетический спектр, массовый состав и др.) по откликам детекторов, входящих в состав установки. Однако большинство характеристик ШАЛ одновременно зависят от всех этих неизвестных и, кроме того, от модели адрон-ядерных взаимодействий, параметры которых получаются на основе экстраполяции ускорительных данных в область сверхвысоких энергий, где такие данные отсутствуют. Используемые в настоящее время модели адронных взаимодействий являются в значительной степени феноменологическими, поэтому их предсказания вне области энергий, в которой были определены параметры модели, могут оказаться некорректными.

Широкие атмосферные ливни рождаются в столкновениях частиц ПКЛ с ядрами атомов воздуха на высотах, определяемых длиной ядерного о ]4 взаимодействия (для протонов Ар ~ 90 г/см" при энергиях порядка 10 эВ, для ядер железа Х.Ре ~ 6 г/см2). При этом вторичные частицы, образовавшиеся в каждом акте взаимодействия, рождают электромагнитную, проникающую (мюоны и нейтрино) и ядерно-активную компоненты.

Для детектирования электронно-фотонной компоненты используются традиционные массивы счетчиков частиц (сцинтилляционные (~ 1 м2) либо водные детекторы (~ 10 м )). Эти же детекторы используются для определения направления прихода ливня по разнице времен срабатывания отдельных детекторов. При этом суммарная площадь детекторов занимает 1 -г 2 % общей площади для компактных установок, предназначенных для регистрации ШАЛ, генерированных частицами ПКЛ в диапазоне энергий 1015 -г- 1017 эВ, и «1 % для гигантских установок с разнесенными на большие расстояния детекторами. Для регистрации мюонов ГэВ-ных энергий применяются детекторы, экранированные от е/у - компоненты. Для измерения характеристик адронной компоненты ШАЛ установки дополняются адронными калориметрами. Для оценки суммарного энерговыделения и продольного профиля ливней используются черенковские детекторы (распределенные системы фотодетекторов либо

18 черенковские телескопы). Для ливней с энергиями >10 эВ -флуоресцентные телескопы типа «мушиный глаз». В последнее время интенсивно развивается метод регистрации радиоизлучения ШАЛ. Мюоны космических лучей с ТэВ-ными энергиями регистрируются в подземных (подводных/подледных) детекторах, расположенных на больших глубинах.

Часто многие системы объединяются в единый комплекс для одновременной регистрации нескольких компонент, которые имеют разную чувствительность к различным характеристикам потока ПКЛ.

Мюонный трековый детектор (в подземном тшнеле)

Центральный детектор а°в 4 |> a " "d Ь wя к

Класте! е/у - детектор г (5 см жидкий сцинтиллятор)

Л^ поглотитель свинец/железо

Мюонный детектор а- (пластический сцинтиллятор) г ^сз^ Т Г 0eB J J И " " " " " *» j

J 13и t—

I Станции электроники ер / установки Детекторные домики е. у. ц)

Рис. В. 5. Установка KASCADE: слева - схема расположения детекторов; справа — детекторная станция.

Примером установки, способной одновременно регистрировать несколько компонент, является установка KASCADE [90], схема которой показана на рис. В.5. Установка KASCADE специально создавалась для исследования характеристик потока ПКЛ в районе излома спектра (1014 -10]6 эВ) и включает несколько различных детекторов: "массив" из 252 станций (см. рис. В.5 справа), расположенных в узлах квадратной сетки с шагом 13 м, центральный детектор и трековый мюонный детектор, развернутый в подземном тоннеле. В последнее время комплекс KASCADE дополнен установкой для регистрации радиоизлучения ШАЛ - LOPES [91].

Массив детекторных станций обеспечивает измерение для индивидуальных ливней положения оси, Ne и Л^ (используется ограниченное - "truncated" - число мюонов в интервале расстояний 40 — 200 м). Центральный детектор размещен в геометрическом центре массива и состоит из четырех разных регистрирующих систем с общей площадью 16 х

20 м": восьмислойный адронный калориметр, триггерная плоскость и кластеры сцинтилляционных счетчиков сверху калориметра, а также многопроволочные пропорциональные камеры ниже калориметра, позволяющие измерять плотность и время прихода мюонов (порог 2.4 ГэВ).

Для расширения диапазона энергий ПКЛ, доступных для изучения в установке KASCADE, до 1018 эВ установка была дополнена массивом детекторов, которые ранее использовались в установке EAS-TOP (Gran-Sasso, Италия) [16]. Новая установка получила название KASCADE-Grande [27]. В 2009 году эксперимент KASCADE-Grande был закрыт.

Одной из основных проблем, связанных с исследованиями характеристик ПКЛ с помощью ШАЛ, является крутопадающий энергетический спектр. При увеличении энергии в 10 раз поток частиц уменьшается примерно в 50 - 100 раз, что требует такого же увеличения площади установки для обеспечения необходимой статистики. Поэтому традиционные ливневые установки нацелены на регистрацию событий в достаточно узком интервале первичных энергий. Это приводит к неизбежной проблеме сшивки данных, полученных на компактных установках, и установках с разнесенными детекторами, предназначенными для регистрации ШАЛ с энергией > 1017 эВ!. Кроме того, подходы, применяемые для оценки характеристик ПКЛ на различных комплексах, также отличаются.

В целом, существует два основных метода, применяемых при регистрации ШАЛ:

1. Основанный на измерении числа частиц различных компонент в ливне на определенном уровне наблюдения, их пространственного распределения и времени их регистрации (ШАЛ МГУ [92], Памир [93], Тянь-Шань [94], Андырчи-БПСТ [95] , EAS-TOP-MACRO [16], ANI [96], KASCADE [90], TIBET [97], Chacaltaya [98], Akeno [25], HEGRA [99], Якутск [19], AGASA [20], SPASE-AMANDA [100], GRAPES [101] и др.).

2. Калориметрический - основанный на измерении* в каждом событии профиля каскада и оценки полной выделяемой в атмосфере энергии на основе зарегистрированного черенковского, флуоресцентного или радиоизлучения (HiRes [22], DICE [102], BLANCA [103], CACTI; [104], Tunka [18], LOPES [91] и др.). Несомненным преимуществом этих методов является получение квази-калориметрической оценки энергии каскадного ливня; к недостаткам следует отнести малую долю полезного времени наблюдений ("ясные^ безлунные ночи", типично не более 10% от календарного времени), сильную чувствительность к параметрам поглощения шрассеяния света в атмосфере, а также проблему калибровки. К третьей группе: можно» отнести методы, являющиеся комбинацией первых двух; и основанные на; одновременном измерении продольного и пространственного профиля' для: каждого события (BLANCA, HiRcs-CASA [105], Pierre Auger [22], Telescope Array [24]). Эти, установки включают поверхностный массив детекторов (ПД) для регистрации электронно-фотонной и мюонной компонент и флуоресцентные детекторы. (ФД), просматривающие атмосферу над поверхностным детектором. Одновременная регистрация ШАЛ; с помощью ПД и ФД позволяет достаточно точно определить положение оси,.откалибровать оценки энергии ШАЛ, получаемые на основе традиционного? подхода, с помощью флуоресцентного метода, который; меньше зависит от флуктуаций развития каскада. Кроме того, в таких комплексах возможна стереорегистрация одного и того же ливня несколькими ФД и поверхностным детектором одновременно.

На этапе' анализа экспериментальные характеристики ШАЛ (одномерные по каждой измеряемой переменной либо многомерные по их совокупности) сравниваются с результатами модельных расчетов ожидаемых распределений: Для проведения таких расчетов используются аналитические соотношения, численные методы решения каскадных уравнений, моделирование наблюдаемых компонент ШАЛ методом Монте-Карло (CORSIKA [106,107], CONEX [108], AIRES [109] и др.), либо сочетание этих подходов. Результаты любых таких вычислений зависят от предположений о характеристиках взаимодействия частиц при высоких энергиях, в частности, от используемых моделей взаимодействия адронов с ядрами атомов воздуха. Для моделирования адронных взаимодействий при энергиях выше некоторой минимальной (обычно 80 ГэВ) используют различные феноменологические модели: кварк-глюонных струй (QGSJET01 [110, 111, 112], QGSJETII-03 [113, 114]), мини-струй (SIBYLL 2.1 [115, 116, 117]), кварк-партонные модели (NEXUS 3.97 [118], EPOS 1.61 [119] и EPOS 1.99 [120]). Эти модели удовлетворительно воспроизводят данные ускорительных экспериментов, но имеют различные экстраполяции выше энергии в системе центра масс Епж -1.8 ТэВ (Е ~ 1015 эВ), приводящие к значительному разбросу предсказаний развития ШАЛ при более высоких энергиях. Для моделирования^ взаимодействий при энергиях ниже 80 ГэВ обычно используются коды GHEISHA [121] или FLUKA [122].

Для определения первичной энергии и массового состава (которые в этой процедуре являются коррелирующими и модельно-зависимыми) применяются методики, основанные либо на одновременном измерении нескольких компонент индивидуального ШАЛ на данном уровне наблюдения, либо на получении информации о продольном развитии каскада. С помощью фитирования функции пространственного распределения (ФПР) электронно-фотонной компоненты, полученной по откликам детекторов ШАЛ, можно оценить параметр мощности ливня Nc, который примерно пропорционален первичной энергии Е0. Эта процедура модельно-зависима и подразумевает a priori предположение о составе потока ПКЛ, так как развитие ШАЛ зависит как от энергии первичной частицы, генерировавшей ливень, так и от ее массового числа. К сожалению, из-за больших флуктуаций в развитии электронно-фотонной компоненты, подобная методика неприменима для оценки энергии и типа первичной частицы для конкретного ливня. Поэтому получение информации об энергетическом спектре и массовом составе осуществляется на статистической основе.

Исследования состава ПКЛ обычно проводятся на основе анализа среднего логарифма массового числа: = ^ ^-1п Л,, где г, определяет относительную долю ядер с массовым числом А,. Экспериментально, величину можно оценить двумя способами: она связана с отношением числа электронов и мюонов, регистрируемых на поверхности

Земли

N. г г. \°-15 е

NЦ

Е, о

138]. С другой стороны, величина (in ^f) связана

1 ПэВ-Ау с наблюдаемой глубиной максимума развития ливня в атмосфере; исходя из принципа суперпозиции X^.dx -Х^ах-Х0\п А [138], где Х0 - радиационная длина в воздухе (Х0 ~ 37 г/см ). Таким образом, максимум ливня, рожденного ядром железа, будет примерно на 150 г/см2 выше; чем ливень от протона.

Особое место среди компонент ШАЛ занимает мюонная, которая образуется, в основном, в распадах заряженных пионов и каонов, и лишь небольшая доля мюонов ШАЛ, часто называемых быстрыми (prompt), рождается в результате распадов чармированных частиц и J/\\i мезонов. Это проникающая компонента: время жизни релятивистских мюонов (т0 = 2.2 мкс), обладающих массой в ~ 207 раз больше массы электрона, в лабораторной системе увеличивается за счет релятивисткого замедления времени. При этом, длина распада составляет величину: LpdCn = т(3с = торсE/mllC2 = 6.3-Е (ГэВ) км. Являясь лептоном, релятивистский мюон теряет энергию в основном на ионизацию (~ 2 МэВ/г/см"). Мюоны с энергией более 2 Гэв достигают уровня моря и могут нести информацию, в отличие от электронно-фотонной компоненты, о начальных стадиях развития ШАЛ, так как характеристики мюонной компоненты ШАЛ зависят от множественности рождения ядерно-активных частиц в первых актах взаимодействия, которая, в свою очередь, зависит от состава ПКЛ.

Пространственное распределение мюонов определяется поперечным импульсом родительских частиц (в основном заряженных пионов) и многократным кулоновским рассеянием. Для описания ФПР мюонов обычно пользуются формулой Грейзена [123]: г \ г

VG J

Pi v2 5 TGJ

B.l) где rc = 320 m - радиус Грейзена.

Особый интерес для изучения состава ПКЛ представляют группы мюонов, которые традиционно регистрируются трековыми детекторами, расположенными на большой глубине. В подземных экспериментах первичный состав изучается путем сравнения распределения мюонов по множественности с рассчитанным^ с использованием пробного спектра и состава. Используя подобную схему, были получены оценки состава в БПСТ БНО ИЯИ РАН [124, 125], Frejus [126], Homestake [127], NUSEX [128, 129], Soudan [130] и MACRO [131, 132]. Анализ состава, полученного по данным самого большого подземного детектора с высокой гранулированностью MACRO, показал, что при больших множественностях экспериментальные оценки не согласуются с «тяжелым» составом, близким к чистым ядрам железа [133], и ближе к легкому составу. В экспериментах на трех трековых спектрометрах LEP (ЦЕРН), расположенных на небольшой глубине (ALEPH, 130 м, Еаорог~ 70 ГэВ; DELPHI, 100 м, £ПоРог~ 50 ГэВ; L3+C, 30 м, £порог~ 15 ГэВ) [134], изучались группы мюонов с энергией Е100 ГэВ, рожденные первичными частицами в диапазоне энергий 1014 -1016 эВ/ядро. Сравнение полученных распределений с ожидаемыми, полученными на основе моделирования с помощью пакета CORSIKA, выявило преобладание легкого состава для групп малой множественности и утяжеление с ростом множественности. Модельные распределения не описывали экспериментальные при больших множественностях мюонов, даже в предположении о чисто «железном» составе. Основными недостатками подземных экспериментов являются резкое убывание светосилы детекторов и потока групп мюонов с увеличением зенитного угла, трудности реконструкции, связанные с учетом сложной топологии грунта над установкой, и т.д.

Всех этих недостатков лишены эксперименты по регистрации групп мюонов на поверхности Земли. Для наклонных ливней картина распределения частиц в ШАЛ меняется. При зенитных углах > 60° электронно-фотонная и адронная компоненты «вымирают» и до уровня наблюдения доходит только мюонная компонента в виде квазипараллельных треков мюонов с электромагнитным сопровождением 10 - 20%). При этом площадь, которую пересекает ШАЛ, многократно увеличивается с ростом зенитного угла. Треки частиц в группах мюонов под, большими зенитными углами из-за большого расстояния до точки генерации наблюдаются как квазипараллельные. Средняя множественность в группе, попавшей на площадку б1,, перпендикулярную оси ШАЛ, зависит, от первичной энергии, массы ядра, зенитного угла и определяется ФПР мюонов. Поэтому мношмюонные события на поверхности, зарегистрированные при углах, близких к горизонту, являются удобным инструментом для изучения энергетического спектра и состава ПКЛ, а также особенностей адронных взаимодействий при сверхвысоких энергиях.

Один из первых экспериментов по регистрации групп мюонов при больших зенитных углах на поверхности Земли был проведен на установке ЕА5-ТОР [135]. Сравнение с результатами расчета полученных распределений групп мюонов, зарегистрированных на установке, состоящей из двух слоев стримерных трубок (3.0x12.0 м"), в течение 474 дней для триггерных условий (0 > 75° и А^ > 3), продемонстрировало, что за группы с множественностью Л^ > 10, зарегистрированные на расстояниях 500 - 1000

17 18 м от оси ШАЛ, ответственны первичные энергии в диапазоне 10 - 10 эВ. К сожалению, авторы не перешли от множественности мюонов в группах к детекторо-независимой величине плотности мюонов, связанной через зенитный угол с характеристиками первичного потока КЛ.

На рис. В.6 приведена компиляция экспериментальных оценок энергетических спектров «всех частиц», полученных в различных экспериментах с помощью разных методов [136]. Стрелками отмечены особенности спектра: «колено», предполагаемое место «2-го колена» и обратный изгиб. Также на рисунке приведены данные, полученные в некоторых экспериментах по прямой регистрации КЛ.

Ожидаемые распределения отдельных элементов (на рисунке соответствующие зарядовые числа Z обозначены возле соответствующих кривых) получены в рамках астрофизической модели ро1у^опМо (с греч. «много-коленный») [136], в которой точка излом спектра каждого элемента пропорциональна его заряду Z. а>

5 JO7 'ü) un N jS, со

Ш ю6 о ш Ъ Ц

Рис. В. 6. Дифференциальные энергетические спектры всех частиц [136]. Поток умножен на Е3. Кривыми показаны спектры для групп элементов (значения для Zуказаны возле каждой кривой) согласно модели ро1у-%опаЮ [137]. Также приведены кривые для суммы всех элементов (галактические КЛ) и предположительно внегалактичеких КЛ. AGASA + Akeno 20 km" + Akeno 1 km * AUGER O BLANCA . ❖ CASA-MIA 0 DICE ■f BASJE-MAS X EAS-Top O Fly's Eye •A Have rah Park i* Haverah Park Fe •it Haverah Park p □ HEGRA e HiRes-l *(? HiRcs-ll HiRes/MIA « SUGAR a KASCADE (e/m QGSJET) ® Tibet AS? n KASCADE (e/m SIBYLL) 3 "Tibet ASy-IM Л KASCADE (h/m) ® KASCADE nn) e msu

Ф Mt. Norikura direct:

V Tunka-25

JACEE RUNJOB SOKOL Grigorov

I' :!lr шё

10 10 Energy E0 [GeV|

Компиляция значений Хтах, полученных на основе метода ШАЛ для энергий Е > 1014 эВ, показана на рис. В.7. Кривые, приведенные на рисунке, соответствуют результатам моделирования на основе программы CORSIKA с использованием различных моделей адронных взаимодействий.

На рисунке В.8 приведены распределения оценок величины <lib4>, полученные в различных экспериментах на основе измеренных значений Хтах (см. рис. В.7) и в результате анализа соотношения электромагнитной и мюонной (CASA-MIA, EAS-TOP/MACRO и KASCADE), а также адронной (Chacaltaya и KASCADE) компонент.

Несмотря на значительный прогресс в исследованиях ПКЛ сверхвысоких, энергий с помощью метода ШАЛ, достигнутый в последнее десятилетие, природа основных особенностей спектра ШАЛ, отмеченных выше, а также состав первичных частиц и механизмы адронных взаимодействий гч х§ 800 700 600

500

400

Еиь

Рис. В. 7. Компиляция данных по измерению Хтах. Кривые — результаты моделирования с помощью пакета СОЯ81КА для различных моделей адронных взаимодействий [139]. до сих пор не ясны.

• Fly's Eye ■ IIÍRes-MIA O Yakutsk proton o CASA-BLANCA a HEGRA-AIROBICC 0 SPASE-VULCAN o DICE

Ai'

Iron

- DPM.IET 2.5

-V „og&fO S&s . neXus 2

O v /у / о o ---QGSJET01

A'

C --SiBYLL 2.1

Л'

JILLLÍlil!f I i "tilI i ! » •■••!.i.I f'lílll • : ! ■ * I rl !.' ' »! I

14 . 15 16 17 1S 19 20

10 10 10 10 10 10 10

Ig E0 [GeV] 8 8.5 9

10

Energy E0 [GeV]

Ig E0 [GeV] 8 8.5 9

10

Energy E0 [GeV]

Рис. B.8. Зависимость среднего логарифма массового числа от первичной энергии. Результаты получены: а) из данных по средней глубине максимума ливня Хтах на основе моделирования CORSIKA/QGSJET; Ь) на основе измеренных распределений электронов, мюонов и адронов на поверхности Земли. Приведены также данные стратосферных экспериментов JACEE [140] и RUNJOB [141]. Кривые — ожидаемая зависимость в рамках модели poly-gonato.

Актуальность темы диссертации

Результаты измерений на разных установках подтверждают существование излома в спектре ШАЛ в области 1015 - 1016 эВ. При этих энергиях большинство экспериментов согласуется в пределах 15 — 20% по абсолютной интенсивности потока частиц. В промежуточной области энергий 1016 - 1018 эВ имеются указания, хотя и немногочисленные, на существование "второго излома" в энергетическом спектре частиц. Результаты крупномасштабных установок указывают на наличие обратного изгиба при энергиях между 1018 и 1019 эВ. Однако в целом при сверхвысоких энергиях (> 1018 эВ) данные различных установок весьма противоречивы. Разброс в оценках массового состава космических лучей, основанных на оценках глубины максимума развития ШАЛ в атмосфере и распределениях одновременно измеренных электронной и мюонной компонент, является еще более значительным и неопределенным, чем данные об энергетическом спектре, и сильно зависящим от предполагаемой модели взаимодействия.

Как следует из приведенных выше данных, многообразие установок для исследования широких атмосферных ливней, используемых в них детекторов, методов калибровки, процедур реконструкции характеристик индивидуальных событий, методов извлечения физически значимой информации о характеристиках потока ПКЛ, привлекаемых моделей развития каскада в атмосфере (в том числе моделей взаимодействий), а также узкий энергетический диапазон являются причиной разброса данных различных экспериментов и оценок спектра и массового состава первичного излучения (рис. В.6 и В.8). В- немалой степени на результаты и выводы исследования влияет и выбор доступных для анализа характеристик ШАЛ.

Поэтому разработка нового подхода, а также экспериментального комплекса для его реализации, способного измерять с помощью единой методики характеристики ШАЛ в максимально возможном диапазоне первичных энергий является актуальной задачей. Проведение с помощью такого подхода исследований потока первичных космических лучей сверхвысоких энергий позволит избежать многих неопределенностей и систематических неточностей, неизбежно возникающих при сопоставлении данных разных экспериментов.

Цель работы

Разработка нового метода исследования ШАЛ, создание для его реализации экспериментального комплекса, проведение исследований мюонной компоненты ШАЛ в широком интервале зенитных углов и изучение характеристик потока первичных космических лучей и их взаимодействий в диапазоне энергий от 1015 до 1019 эВ.

Научная новизна

1. Разработан и апробирован новый метод исследования характеристик потока первичных космических лучей и их взаимодействий в диапазоне энергий 1015 - 1019 эВ с помощью новой характеристики - спектров локальной плотности мюонов (СЛПМ).

2. Созданный экспериментальный комплекс НЕВОД-ДЕКОР для регистрации мюонной компоненты космических лучей на поверхности Земли в широком диапазоне зенитных углов не имеет аналогов в мире.

3. Впервые экспериментально исследовано влияние геомагнитного поля на характеристики групп мюонов на поверхности Земли и обнаружен эффект компланарности треков частиц в группах в плоскости, определяемой осью ШАЛ и вектором силы Лоренца.

4. Впервые на основе данных по группам мюонов исследована область первичных энергий ПКЛ от 1015 эВ до 1018 эВ и выше на одной установке с помощью единой экспериментальной методики и получены следующие новые результаты: в области энергий 1016-1017эВ обнаружен постепенный рост плотности мюонов по сравнению с ожидаемым для фиксированного состава ПКЛ, что можно интерпретировать как его утяжеление; впервые измерена величина изменения наклона спектра плотности мюонов при энергиях в районе 1017 эВ («второй излом»), которая соответствует Ау ~ 0.2.

5. Впервые оценки интенсивности ПКЛ при ультравысоких энергиях в районе 1018 эВ и выше получены на основе данных по группам мюонов. Эти оценки оказались значительно выше данных о спектре ПКЛ, полученных флуоресцентным методом, даже в предположении о тяжелом («железном») составе.

Практическая значимость

Разработанный в работе новый метод исследования ПКЛ с использованием СЛПМ может применяться как самостоятельно, так и совместно с другими методами исследования ШАЛ и позволяет получать новые знания о спектре, составе и характеристиках взаимодействия космических лучей при сверхвысоких энергиях. Результаты работы могут быть использованы при оценке применимости различных моделей спектра и состава ПКЛ, адрон-ядерных взаимодействий при сверхвысоких энергиях (выше предельных энергий ЬНС). Оснащение установкой, подобной ДЕКОР, современных комплексов для исследования ШАЛ значительно расширит их исследовательские возможности и повысит достоверность получаемых оценок о спектре, составе и характеристиках адронных взаимодействий.

На защиту выносятся:

1. Новый подход к исследованию характеристик потока ПКЛ и их взаимодействий при энергиях > 1015 эВ с помощью спектров локальной плотности мюонов.

2. Экспериментальный комплекс НЕВОД-ДЕКОР, как новый тип детектора для исследования мюонной компоненты наклонных ШАЛ в широком диапазоне зенитных углов, вплоть до горизонта.

3. Методика отбора и обработки групп мюонов, зарегистрированных детектором ДЕКОР для различных зенитных углов, и методика построения СЛПМ в виде, независящем от типа детектора.

4. Результаты экспериментального исследования влиянии магнитного поля Земли на характеристики мюонной компоненты при больших зенитных углах, которое приводит к уменьшению интенсивности групп мюонов, и обнаруженный эффект компланарности треков в плоскости, определяемой осью ШАЛ и вектором силы Лоренца.

5. Результаты анализа экспериментальных СЛПМ и их сравнения с расчетными распределениями, полученными с использованием различных моделей первичного спектра всех частиц, в том числе при сверхвысоких энергиях по данным экспериментов HiR.es и АОАБА.

6. Зависимость показателя наклона СЛПМ от среднего логарифма первичной энергии. В диапазоне энергий 1015 - 1018 эВ величина наклона СЛПМ постепенно возрастает от ~ 1.9 до ~ 2.3, что соответствует изменению у интегрального спектра от ~ 1.7 до ~ 2.1.

15 18

7. Результаты исследования ПКЛ в области энергий от 101Э эВ до 10 эВ и выше на основе данных по группам мюонов: укручение СЛПМ в районе 5 ПэВ, связанное с изломом первичного спектра; постепенный рост плотности мюонов при энергиях 101б-1017эВ по сравнению с ожидаемым для фиксированного состава ПКЛ, что можно интерпретировать как его утяжеление; изменение наклона спектра плотности мюонов («второй излом») при энергиях в районе 1017 эВ, которое соответствует Ау ~ 0.2.

1 й

8. Оценки интенсивности ПКЛ с энергиями в районе 10 эВ, полученные по экспериментальным СЛПМ для двух предельных составов ПКЛ (чистые протоны и ядра железа) с использованием основных моделей адрон-ядерных взаимодействий (СЮ8ШТ01, ООБШТОП, 51ВУЬЬ2.1, ЕРОБ1.6, ЕР081.99).

Личный вклад

Автор принимал непосредственное и определяющее участие на всех этапах создания детекторов НЕВОД и ДЕКОР, начиная от проекта до ввода в режим экспозиции. Под его руководством была спроектирована, смонтирована и запущена в эксплуатацию верхняя часть координатного детектора ДЕКОР. Автор был руководителем многолетнего эксперимента по регистрации групп мюонов на комплексе НЕВОД-ДЕКОР в течение 2001 -2007 г.г. Автор принимал непосредственное участие в разработке нового подхода к изучению ШАЛ на основе спектров локальной плотности мюонов в широком диапазоне зенитных углов и в анализе результатов исследования характеристик потока первичных космических лучей и их взаимодействия.

Достоверность

Достоверность результатов обеспечивается применением современных методов обработки и анализа экспериментальных данных, а также тщательным отбором, анализом и перекрестной проверкой экспериментального материала несколькими независимыми операторами, что значительно повышало достоверность получаемых оценок СЛПМ. Группы мюонов регистрируются одновременно координатно-трековым детектором ДЕКОР и ЧВД НЕВОД. Это дало возможность осуществить взаимную проверку экспериментальных методов определения направления прихода групп, особенно важно при больших зенитных углах. Полученные экспериментальные распределения оказались в хорошем согласии с результатами моделирования на основе пакета СОК51КА при энергиях в районе 10!5 эВ, которые близки к энергиям, достигнутым на ускорителях, где экстраполяция характеристик адронных взаимодействий достаточно надежна.

Аппробация

Основные результаты работы доложены на российских (BKKJI - 2002, 2004, 2006, 2008, 2010, БМШ ЭТФ 2006, 2008, 2010) и международных (Vulcano Workshop - 2002, 2006, 2008; NANP - 2003, 2005; ECRS - 2004,

2006, 2008; Int. School Particle&Cosmology - 2003; 2007; CRIS - 2006, RICAP - 2007; ISVHECRI - 2006, 2008; ICRC - 1995, 1997, 1999, 2001, 2003, 2005,

2007, 2009) конференциях, школах, симпозиумах.

Публикации

По материалам диссертации опубликовано 50 работ, из них в рецензируемых журналах - 20:

Ядерная физика (3 статьи), Изв. РАН, Сер. физич. (8 статей), Nuclear Physics В (Proc. Suppl.) (4 статьи), Приборы и техника эксперимента, Nucí. Instr. Meth. in Phys. Res. А., Инженерная физика, Astrophysics and Space Science, Intern. J. Mod. Phys. (по одной).

Заключение диссертации по теме «Физика атомного ядра и элементарных частиц», Яшин, Игорь Иванович

выводы в значительной степени основаны на сравнении с результатами моделирования в рамках существующих моделей адронных взаимодействий.

Крайне важными с точки зрения проверки применимости и уточнения! параметров адронных моделей при этих энергиях являются предстоящие эксперименты по измерению выхода вторичных частиц в передней кинематической области на большом адронном коллайдере (ЬНС) в ЦЕРН.

Результаты измерений спектров локальной плотности мюонов, полученные на основе распределений мюонных групп при наибольших

18 зенитных углах (вблизи горизонта), соответствуют области 10 эВ и выше (более 50 ТэВ в системе центра масс для сталкивающихся нуклонов), что в несколько раз превышает максимальную энергию ЬНС. Сравнение данных по группам мюонов с измерениями спектра, основанными на других методах наблюдения ШАЛ (рис. 5.14), позволяет, в принципе, либо установить ограничения на массовый состав космических лучей в этой области энергий, либо проверить применимость тех или иных моделей адронного взаимодействия, определяющих развитие ядерно-каскадного процесса в атмосфере при столь высоких энергиях. К сожалению, возможности выбора или режекции каких-либо вариантов в настоящий момент ограничены вследствие большого систематического разброса существующих независимых данных, связанного с абсолютной калибровкой оценки энергии первичных частиц. В основе флуоресцентного метода лежит тот факт, что, как показали проведенные оценки, флуоресцентный световыход атомов азота при прохождении релятивистских электронов примерно равен величине около 4 фотонов на метр на частицу [228] в диапазоне чуствительности ФЭУ, причем этот световыход слабо зависит от изменения плотности воздуха с высотой (от ~ 4 на уровне моря до ~ 5 на высоте 8 км [229]). Этот световыход в зависимости от кинетической энергии был измерен в лабораторных условиях [230 - 232]. Однако необходимо отметить, что значения световыхода, полученные разными группами, достаточно сильно отличаются (на десятки процентов) [233]. Интенсивные исследования выхода флуоресцентного света и влияния на него различных факторов (плотности воздуха, температуры, наличия водяных паров и других примесей) проводятся в настоящее время несколькими экспериментальными группами (в том числе коллаборациями FLASH [234], AIRFLY [235] и др.). Кроме того, прямое сравнение двух методик регистрации ШАЛ (флуоресцентное излучение и сцинтилляционные детекторы) запланировано в программе эксперимента ТА/LE (Telescope Array / Low-energy Extension).

В настоящее время можно констатировать, что в рамках всех рассмотренных моделей адронного взаимодействия (QGSJET, SIBYLL, EPOS) сопоставление результатов ДЕКОР с данными AGASA, HiRes и Pierre Auger не согласуется с предположением о чисто протонном составе ПКЛ в окрестности Ю18 эВ. С другой стороны, если абсолютная энергетическая калибровка флуоресцентного метода, используемая в настоящее время коллаборациями HiRes и Pierre Auger, в конечном итоге окажется близкой к истине, это будет свидетельствовать о некорректности экстраполяции указанных моделей взаимодействия адронов к столь высоким энергиям: для объяснения результатов по мюонным группам (при интенсивности ПКЛ, соответствующей опубликованным данным HiRes и Pierre Auger) требуется существенно большая плотность мюонов в центральной области широких атмосферных ливней.

5.8. Предложения по применению метода спектров локальной плотности мюонов

Новый метод, основанный на измерении спектров локальной плотности мюонов в широком диапазоне зенитных углов, позволяет получать информацию о характеристиках потока (энергетический спектр, массовый состав) и взаимодействий космических лучей в рекордно широком диапазоне, превышающем три порядка по энергии первичных частиц.

Использование этого метода позволяет на основе единой методики измерений связать энергетическую область умеренных энергий (в окрестности излома спектра), исследования в которой проводятся главным образом с помощью компактных установок, и область ультравысоких энергий (> 1018 эВ). Важными особенностями метода являются повышенная чувствительность к передней области адронных взаимодействий, где существующие неопределенности максимальны и необходима верификация используемых моделей, а также к относительному содержанию тяжелых ядер в первичном потоке.

Для реализации метода СЛПМ необходимы координатно-трековые детекторы, обеспечивающие надежную идентификацию мюонов и имеющие достаточную площадь (десятки квадратных метров и более) и пространственное разрешение, позволяющие измерять плотность мюонов до нескольких частиц на квадратный метр. Поскольку наиболее эффективное продвижение в сторону высоких энергий первичных частиц при использовании этого метода обеспечивается измерениями при больших зенитных углах, а поток регистрируемых событий с увеличением зенитного угла быстро уменьшается, требуются детекторы с вертикальным или, по крайней мере, с наклонным расположением, а также хорошая угловая точность измерения угла направления прихода группы (не хуже примерно 1 градуса). Кроме того, для получения дополнительной информации об энергетических характеристиках мюонов желательно наличие в составе установки того или иного метода мюонной спектрометрии.

Установкой, удовлетворяющей перечисленным выше требованиям, является экспериментальный комплекс НЕВОД-ДЕКОР. Одной из хороших возможностей проверки гипотезы о ядерно-физическом происхождении излома энергетического спектра космических лучей в атмосфере являются исследования энерговыделений мюонной компоненты ШАЛ. Как было отмечено во Введении, при проявлении при энергиях более 1015 эВ нового физичекого механизма часть энергии ("missing energy") может уноситься частицами, в частности мюонами сверхвысоких энергий, энергия которых не регистрируется современными установками ШАЛ. Количество таких мюонов невелико и они не могут заметно повлиять на полное число мюонов в группах, но они будут сильно влиять на энерговыделение, сопровождающее прохождение мюонных групп через черенковский водный детектор.

Постановка такого эксперимента будет возможна на комплексе НЕВОД-ДЕКОР после завершения проводимой модернизации его измерительной системы, целью которой является существенное улучшение калориметрических свойств черенковского водного детектора НЕВОД [236, 237]. Группы мюонов, зарегистрированные в ДЕКОР, пройдут через водный детектор, в котором будет измерено их энерговыделение. Энерговыделение от мюонов сверхвысоких (десятки - сотни ТэВ) энергий в группах приведет к изменению зависимости энерговыделения от энергии первичной частицы и, соответственно, от множественности мюонов в группе. Экспериментальное обнаружение отличия такой зависимости от ожидаемой станет серьезным указанием на образование избыточного числа мюонов сверхвысоких энергий в каких-то новых процессах их генерации по сравнению с уже известными.

Целесообразным представляется также применение метода СЛПМ в комплексных установках, в которых используются другие методы регистрации ШАЛ, с целью взаимной калибровки этих методов. Мюонный детектор площадью в сотни квадратных метров имеется в составе установки GRAPES-3 (Индия) [101]. Хотя точность угловой реконструкции треков в этом детекторе весьма ограничена (около 5 градусов), большая площадь детектора для околовертикальных событий обеспечивает привлекательную возможность расширения доступной для исследования методом СЛПМ области в сторону малых энергий (вплоть до 1014 эВ), где имеются данные прямых измерений массового состава ПКЛ в баллонных экспериментах, и сопоставления соответствующих результатов.

Феноменологические характеристики мюонов в группах, полученные на основе концепции отбора событий по локальной плотности частиц, и развитые в данной работе методы их обработки могут использоваться также для анализа и интерпретации экспериментальных данных по группам мюонов, получаемых в других экспериментах на поверхности Земли и на небольших глубинах грунта.

Заключение. Основные результаты

1. Разработан новый подход к исследованию ПКЛ с помощью новой феноменологической характеристики - спектров локальной плотности мюонов (СЛПМ). Применение этого подхода к исследованиям ШАЛ позволяет получить сведения о форме первичного спектра, массовом составе и характеристиках взаимодействий адронов сверхвысоких энергий в передней кинематической области в широком диапазоне энергий первичных частиц 1015 - 1019 эВ в рамках единой методики с помощью одной экспериментальной установки относительно небольших размеров.

2. Создан не имеющий аналогов в мире экспериментальный комплекс НЕВОД-ДЕКОР, предназначенный для регистрации групп мюонов на поверхности Земли в диапазоне плотностей 0.04 - 2 мюонов/м" и зенитных углов 30° - 90°.

3. Получены экспериментальные данные по многомюонным событиям в течение длительных серий измерений 2002-2007 гг. на комплексе НЕВОД-ДЕКОР. Суммарное «живое» время работы установки составило 19922 часа, зарегистрировано около 3.2 млн. групп мюонов.

4. Впервые получены статистически обеспеченные зависимости интенсивности групп мюонов от множественности и зенитного угла. Данные перекрывают более шести порядков по интегральной интенсивности, что соответствует более чем трем порядкам по первичной энергии.

5. Впервые экспериментально исследовано влияние геомагнитного поля на характеристики групп мюонов на поверхности Земли. Это влияние искажает ФПР мюонов ШАЛ и приводит к уменьшению интенсивности групп, причем величина эффекта быстро увеличивается с ростом зенитного угла. Обнаружен эффект компланарности треков частиц в плоскости, определяемой осью ШАЛ и вектором силы Лоренца.

6. Разработана методика получения спектров локальной плотности мюонов в виде, независящем от типа детектора, изучена их феноменология и для различных зенитных углов получены дифференциальные СЛПМ, за формирование которых ответственны

15 18 первичные частицы с энергиями в интервале от 10 до 10 эВ и выше.

7. На основе моделирования с помощью пакета СОЯБИСА двумерных ФПР мюонов рассчитаны ожидаемые СЛПМ с учетом магнитного поля Земли для различных зенитных углов, двух предельных вариантов состава (чистые протоны и ядра железа), для разных комбинаций моделей адронных взаимодействий: СЮ8ШТ01 + ОНЕ15НА, 51ВУЬЬ2.1 + БЪиКА, ЕРОЭ1.6 + РШКА при различных предположениях о дифференциальном спектре первичных частиц.

8. Впервые на основе данных по группам мюонов исследована область энергий ПКЛ от 1015 эВ до 1018 эВ' и выше и получены следующие результаты: при энергиях порядка 5 ПэВ наблюдается укручение СЛПМ, связанное с изломом первичного спектра, которое находится в согласии с результатами других методов исследований, в том числе и по абсолютной интенсивности; в области энергий 101б-1017эВ обнаружен постепенный рост плотности мюонов по сравнению с ожидаемым для фиксированного состава ПКЛ, что можно интерпретировать как его утяжеление; при энергиях в районе 1017 эВ выявлено изменение наклона спектра плотности мюонов («второй излом») и получена оценка его величины, которая соответствует Ду ~ 0.2 ±0.1.

9. Получена зависимость показателя наклона СЛПМ от первичной энергии.

1С 1 о

В диапазоне энергий 10 -10 эВ величина наклона СЛПМ постепенно возрастает от ~ 1.9 до ~ 2.3, что соответствует изменению у интегрального спектра ПКЛ от ~ 1.7 до ~ 2.1. Характер изменения показателя наклона СЛПМ с ростом энергии противоречит предположению о фиксированной точке излома для всех ядер ПКЛ и свидетельствует в пользу смешанного массового состава с положением излома, зависящим от заряда (либо массы) первичных частиц.

10. Впервые по мюонной компоненте КЛ при больших зенитных углах получены оценки абсолютной интенсивности ПКЛ с энергиями порядка

18

10 эВ. Эти оценки оказались значительно выше данных о спектре ПКЛ, полученных флуоресцентным методом, даже в предположении о тяжелом («железном») составе. Для объяснения этого результата необходим либо пересмотр используемой в настоящее время калибровки флуоресцентного метода оценки энергии ливней, либо существенное изменение характеристик взаимодействия адронов по сравнению с широко используемыми моделями.

Автор выражает искреннюю благодарность профессору А.А.Петрухину, руководителю НОЦ НЕВОД, за замечательные научные идеи, многочисленные обсуждения, неоценимую помощь и поддержку в работе.

Автор глубоко благодарен и признателен Р.П.Кокоулину, идеи, энтузиазм и опыт которого явились залогом успешного создания установки ДЕКОР, проведения многолетних экспериментов, а также получения и анализа многочисленных расчетных и модельных оценок.

Автор искренне благодарен В.В.Шутенко и А.Г. Богданову, внесшим большой вклад в обработку данных и проведение трудоемких модельных расчетов.

Автор выражает искреннюю признательность Н.С.Барбашиной, К.Г.Компанийцу, В.В.Киндину, Д.В.Чернову и безвременно ушедшему Д.А.Тимашкову, за значительный вклад в создание и развитие экспериментального комплекса.

Автор благодарен М.Б.Амельчакову, А.Н.Дмитриевой, Д.М.Громушкину, О.С.Матвеевой, Д.А.Роому, Н.В.Толкачевой за неоценимую помощь в проведении экспериментов на комплексе НЕВОД-ДЕКОР, обработке данных и моделировании ожидаемых распределений.

Автор благодарит членов Сотрудничества ДЕКОР в Италии: профессора Оскара Сааведру; докторов Дж. Маннокки и Дж. Тринкеро за плодотворные обсуждения результатов работы и большую помощь в обеспечении установки ДЕКОР комплектующими изделиями.

Автор приносит свою искреннюю благодарность всему коллективу НОЦ НЕВОД за замечательную творческую атмосферу, поддержку и плодотворное сотрудничество на всех этапах выполнения работы.

Список литературы диссертационного исследования доктор физико-математических наук Яшин, Игорь Иванович, 2010 год

1. J. Cronin, Т.К. Gaisser, and S.P. Swordy. Cosmic Rays at the Energy Frontier // Sci. Amer. 276 (1997) p. 44.

2. K. Nakamura et al. (Particle Data Group) // J. Phys. G: Nucl. Part. Phys. 37 (2010) p. 075021.

3. M. Boezio et al. The cosmic-ray proton and helium spectra measured with the CAPRICE98 balloon experiment // Astropart. Phys. 19 (2003) p. 583.

4. J. Alcaraz et al. AMS Collaboration. Cosmic protons // Phys. Lett. B490 (2000) p.27.

5. T. Sanuki et al. Precise measurement of Cosmic Ray Pronon and Helium Spectra with the Bess Spectrometer // Astrophys. J. 545 (2000) p. 1135.

6. Engelmann J.J., Ferrando P., Soutoul A., et al., HEAO Collaboration. Charge composition and energy" spectra of cosmic-ray nuclei for elements from Be to Ni. results from HEAO-3-C2. // Astron. & Astrophys. 233 (1990) p.96.

7. D. Miiller, S.P. Swordy, P. Meyer et al. Energy Spectra and Composition of Primary Cosmic Rays// Ap J, 374 (1991) p.356.

8. P.J. Boyle, M. Ave, C. Hoppner, et al. Cosmic Ray Energy Spectra of Primary Nuclei from Oxygen to Iron: Results from the TRACER 2003

9. B Flight // Proc. 30th Int. Cosmic Ray Conf., Merida, Vol. 2 (2007) p. 87.

10. А.Д. Панов, Дж. X. Адаме, мл., Х.С. Ан и др. Элементные энергетические спектры космических лучей по данным эксперимента ATIC-2 // Изв. РАН Сер. физич., 71, №4 (2007) с.512.

11. V. A. Derbina, V. I. Galkin, М. Hareyama, et al. Cosmic-Ray Spectra and Composition in the Energy Range of 10-1000 TeV per Particle Obtained by the RUNJOB Experiment // Astrophys. J. 628 (2005) L41

12. Asakimori K., Burnett Т.Н., Cherry M.L., et al. (JACEE Collaboration) Cosmic ray proton and helium spectra: results from the JACEE experiment // Astrophys. J. 502 (1998) p.278.

13. F. Aharonian et al. (HESS Collaboration) First ground based measurement of atmospheric Cherenkov light from cosmic rays. // Phys. Rev. D75 (2007) p.042004.

14. Куликов Г.В., Христиансен Г.Б. О спектре широких атмосферных ливней по числу частиц // ЖЭТФ, т. 35, вып. 3(9) (1958) с. 635.

15. М. Aglietta et al. (EAS-TOP Collaboration). The EAS size spectrum and the cosmic ray energy spectrum in the region 1015 1016 eV// Astropart. Phys. 10 (1999) p. 1.

16. A.P. Garyaka, R.M. Martirosov, S.V. Ter-Antonyan, et al. Rigidity-dependent cosmic ray energy spectra in the knee region obtained with the GAMMA experiment // Astropart. Phys. 28 (2007) p. 1695.

17. Буднев M., Васильев P.B., Вишневский Р.И др. Энергетический спектр и массовый состав первичных космических лучей по данным черенковской установки ШАЛ Тунка // Изв. РАН. Сер.физич. Т. 69. Ко 3 (2005) с. 343.

18. М.И. Правдин, А.В. Глушков, Н.А. Дьячковский и др. Энергетичечкий спектр космических лучей выше 1017 эВ по данным Якутской устаеновки ШАЛ // Изв. РАН. Сер. физич. Т.73 №5 (2009) р. 578.

19. Takeda М., Sakaki N., Honda К. et al. (The AGASA Collaboration) Energy determination in the Akeno Giant Air Shower Array experiment // Astropart. Phys. 19 (2003) p. 447.

20. R. U. Abbasi et al. (The HiRes Collaboration). A study of the composition of ultra high energy cosmic rays using the High Resolution Fly's Eye. // Astrophys. J. 622 (2005) p. 910.

21. J. Abraham et al. (Auger Collaboration) Studies of Cosmic Ray Composition and Air Shower Structure with the Pierre Auger Observatory // Proc. 31st Int. Cosmic Ray Conf., Lodz (2009) (arXiv:0906.2319).

22. H. Kawai et al. Telescope Array; Progress of Surface Array // Proc. 29th Int. Cosmic Ray Conf., Pune 8 (2005) p. 181.

23. Nagano M, Нага Т., Hatano Y., et al. Energy Spectrum of Primary Cosmic Rays Between 1014'5 eV and 1018 eV // J. Phys. G: Nucl. Part. Phys 10 (1984) p. 1295.

24. A. Haungs et al. The Cosmic Ray Energy Spectrum Measured with KASCADE-Grande // Proc. 31st Int. Cosmic Ray Conf., Lodz (2009) (электронная версия на CD) и e-print: arXiv:0910.4824vl.

25. N.M. Budnev et al. The Tunka-133 EAS Cherenkov array status, first results and plans // Proc. 31st Int. Cosmic Ray Conf., Lodz (2009) (электронная версия на CD).

26. Г.Т. Зацепин, В.А. Кузьмин. О верхней границе спектра космических лучей. // Письма ЖЭТФ, 4 (1966) с. 114.

27. Greisen К. // End to the Cosmic-Ray Spectrum? // Phys. Rev. Letters. 16 (1966) p. 748.

28. J. Blíimer et al. Cosmic rays from the knee to the highest energies // Progress in Particle and Nuclear Physics, 63 (2009) p. 293.

29. E. Fermi. On the Origin of the Cosmic Radiation // Phys. Rev. 75 (1949) p. 1169.

30. E. Fermi. Galactic Magnetic Fields and the Origin of Cosmic Radiation. // Astrophys. J. 119 (1954) p. 1. •

31. Крымский Г.Ф. Регулярный механизм ускорения заряженных частиц на фронте ударной волны // ДАН СССР, 234 (1977) с. 1306.

32. Axford W. I., Leer Е., Skadron G. The acceleration of cosmic rays by shock waves // Proc. 15th Int. Cosmic Ray Conf., Plovdiv, 11 (1977), p. 132.

33. A.R. Bell The Acceleration of Cosmic Rays in Shock Fronts// Mon. Not. R. Astron. Soc. 182 (1978) p. 147.

34. R. Blanford and J. Ostriker. Particle acceleration by astrophysical shocks// Astrophys. J. 221 (1978) L29.

35. P. Lagage and C. Cesarsky. The maximum energy of cosmic rays accelerated by supernova shocks // Astron. & Astrophys. 125 (1983) p.249.

36. Bell A.R., Lucek S.G. Cosmic ray acceleration to very high energy through the non-linear amplification by cosmic rays of the seed magnetic field // Mon. Not. R. Astron. Soc., 321 (2001) p. 433.

37. Ptuskin V. S., Zirakashvili V. N. On the spectrum of high-energy cosmic rays produced by supernova remnants in the presence of strong cosmic-ray streaming instability and wave dissipation // Astron. & Astrophys., 429 (2005) p. 755.

38. Berezhko E.G. Maximum energy of cosmic rays accelerated by supernova shockes // Astropart. Phys. 5 (1996) p. 367.

39. T. Stanev, P. L. Biermann and Т. K. Gaisser. The spectrum and chemical composition above 104 GeV//Astron. & Astrophys. 274 (1993) p. 902.

40. K. Kobayakawa. Y. S. Honda, T. Samura. Acceleration by oblique shocks at supernova remnants and cosmic ray spectra around the knee region // Phys. Rev. D 66 (2002) p. 083004.

41. L. Sveshnikova. The knee in the Galactic cosmic ray spectrum and variety in Supernovae // Astron. & Astrophys. 409 (2003) p. 799.

42. W. Bednarek & R.J. Protheroe. Contribution of nuclei accelerated by gamma-ray pulsars to cosmic rays in the Galaxy // Astropart. Phys. 16 (2002) p. 397.

43. R. Plaga. A possible universal origin of hadronic cosmic rays from ultrarelativistic ejecta of bipolar supernovae // New Astronomy 7 (2002) p. 317.

44. S.D. Wick, C.D. Dermera, A. Atoyan. High-energy cosmic rays from y-ray bursts // Astropart. Phys. 21 (2004) p. 125.

45. A. Dar. The Origin of Cosmic Rays A 96-Year-Old Puzzle Solved? // Nuovo Cim. B120 (2005) p. 767 (astro-ph/0408310).

46. B.A. Trubnikov "Hydrodynamics of Unstable Media". CRC Press Inc., Boca Raton, New York, London, Tokyo (1996) p. 114.

47. Б.А. Трубников. О возможной генерации космических лучей в плазменных пинчах // УФН, т.190, вып. 12 (1990) с. 167.

48. А.А. Petrukhin. Cutoff of primary cosmic ray energy spectrum without the knee and the ankle // Nucl. Phys. В (Proc. Suppl.), 136 (2004) p. 218.

49. A.A. Petrukhin. Some remarks about UHECR origin and interaction // Nucl. Phys. В (Proc. Suppl.), 165 (2007) p. 145.

50. J. Horandel. Cosmic-ray abundances and energy spectra at high energies: Measurements with TRACER and KASCADE// Adv. Space Res. 38 (2006) p. 1549.

51. K. Lodders. Solar system abundances and condensation temperatures of the elements//Astrophys. J. 591 (2003) p. 1220.

52. J. Simpson. Elemental and isotopic composition of the galactic cosmic rays // Ann. Rev. Nucl. Part. Sci. 33 (1983) p. 323.

53. P. Fowler, R. N. F. Walker, M. R. W. Masheder, et al. Ariel 6 measurements of the fluxes of ultraheavy cosmic rays // Astrophys. J. 314 (1987) p. 739.

54. P. Fowler, C. Alexandrea, V.M. Clapham, et al. High resolution study of nucleonic cosmic rays with Z^34 // Nucl. Instrum. Methods, 147 (1977) p. 195.

55. W. Binns, T. L. Garrard, P. S. Gibner, et al. Abundances of ultraheavy elements in the cosmic radiation Results from HEAO 3// Astrophys. J. 346 (1989) p. 997.

56. E. Shirk, P. B. Price. Charge and energy spectra of cosmic rays with Z greater than or approximately equal to 60 The SKYLAB experiment// Astrophys. J. 220 (1978) p. 719.

57. D. Lawrence, L. M. Barbier, J. J. Beatty, et al. Large Area scintillating fiber time-of-flight hodoscope detectors for particle astrophysics experiments // Nucl. Instrum. Methods A, 420 (1999) p. 402.

58. B.A. Weaver, A.J.Westphal. The extended analysis of the Trek detector // Proc. 27th ICRC, Hamburg 5 (2001) p. 1720.

59. W.R. Binns et al. Cosmic-ray abundances of elements with atomic number 26 less than or equal to 40 measured on HEAO 3// Ap. J. 247 (1981) LI 15.

60. J. Donelly, A. Thompson, D. O'Sullivan, et al. New Results on the Relative Abundance of Actinides in the Cosmic Radiation // Proc. 26th Int. Cosmic Ray Conf., Salt Lake City, 3 (1999) p. 109.

61. N. E. Yanasak, M. E. Wiedenbeck, R. A. Mewaldt, et al. Measurement of the Secondary Radionuclides 10Be, 26A1, 36C1, 54Mn, and 14C and Implications for the Galactic Cosmic-Ray Age // Astrophys. J. 563 (2001) p.768.

62. A. Molnar, M. Simon. A new Thought on the Energy Dependence of the 10Be/9Be Ratio // Proc. 28th Int. Cosmic Ray Conf., Tsukuba, 4 (2003) p. 1937

63. Алексеенко В.В., Чудаков А.Е. и др. Вариации ШАЛ малой мощности и вопрос об анизотропии космических 1013 эВ // Изв. РАН, Сер. физич. 18 (1984) с. 2126.

64. Е. G. Berezhko, H.J. Volk, et al. Kinetic theory of cosmic rays and gamma rays in supernova remnants. I. Uniform interstellar medium // Astrop. Phys. 7 (1997) p. 183.

65. A.D. Erlykin, A.W. Wolfendale. Structure in the cosmic ray spectrum: an update // J. Phys. G: Nucl. Part. Phys. 27 (2001) p. 1005.

66. H.J. Volk and V.N. Zirakashvili. Cosmic Ray Acceleration by Spiral Shocks in the Galactic Wind. // Proc. 28th Int. Cosmic Ray Conf., Tsukuba, 4 (2003) p. 2031.

67. A. Dar and A. De Rujula. A cannonball model of gamma-ray bursts: superluminal signatures // (2000) e-Print: astro-ph/0008474.

68. A. de Rujula. A cannonball model of cosmic rays // Nucl.Phys. В (Proc.Suppl.), 151 (2006) p.23, e-Print: hep-ph/0412094.

69. S.P. Swordy. Expectations for cosmic ray composition changes in the region 1014 to 1016 eV. // Proc. 24th Int. Cosmic Ray Conf., Rome, 2 (1995) p. 697.

70. A.A. Lagutin, Yu.A. Nikulina and V.V. Uchaikin. The "knee" in the primary cosmic ray spectrum as consequence of the anomalous diffusion of the particles in the fractal interstellar medium. // Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.), 97 (2001) p. 267.

71. A.A. Lagutin, D.V. Strelnikov, A.G. Tyumentsev. Mass composition of cosmic rays in anomalous diffusion model: comparison with experiment // Proc. 27th Int. Cosmic Ray Conf., Hamburg, 5 (2001) p. 1896.

72. A.A. Lagutin, V.V. Uchaikin. Fractional diffusion of cosmic rays // Proc. 27th ICRC, Int. Cosmic Ray Conf., Hamburg, 5 (2001) p. 1900.

73. V. S. Ptuskin, S. I. Rogovaya, V. N. Zirakashvili, et al. Diffusion and drift of very high energy cosmic rays in galactic magnetic fields. // Astron. & Astroph. 268 (1993) p. 726,

74. S. Ogio, F. Kakimoto. Advective Diffusion Propagation Model for Galactic Cosmic Rays above 1012 eV // Proc. 28th Int. Cosmic Ray Conf., Tsukuba, HE1 (2003) p. 315.

75. E. Roulet. Astroparticle Theory: Some New Insights into High Energy Cosmic Rays // Int.J.Mod.Phys. A19 (2004) p. 1133 (astro-ph/0310367).

76. J. Candia, S.Mollerach, E. Roulet. Cosmic ray spectrum and anisotropics from the knee to the second knee // J. of Cosmology and Astropart. Phys. 0305 (2003) p. 3.

77. J. Candia, E.RouIet, L.N. Epele. Turbulent diffusion and drift in galactic magnetic fields and the explanation of the knee in the cosmic ray spectrum // J. High Energy Phys. JHEP, 12 (2002) p. 33.

78. W. Tkaczyk. Is the knee and ankle in cosmic ray spectrum due to its propagation? // Proc. 27th Int. Cosmic Ray Conf., Hamburg, 5 (2001) p. 1979.

79. S. Karakula and W. Tkaczyk. The formation of the cosmic ray energy spectrum by a photon field // Astropart. Phys. 1 (1993) p. 229.

80. M.T. Dova, L.N. Epele, J.D. Swain. Massive relic neutrinos in the galactic halo and the knee in the cosmic ray spectrum // (2001) astro-ph/0112191.

81. J. Candia, L.N. Epele, E. Roulet. Cosmic ray photodisintegration and the knee of the spectrum // Astropart. Phys. 17 (2002) p. 23.

82. S.I. Nikolsky. New properties of the hadron multiproduction in the inelastic collisions at energies >3-6 TeV in the center of mass frame // Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.), 75A (1999) p. 217.

83. S.I. Nikolsky and V.A. Romachin. Cosmic rays of energies in the range 10 105 TeV and higher // Phys. Atomic Nuclei, 63 (2000) p. 1799.

84. D. Kazanas and A. Nicolaidis. Cosmic Rays and Large Extra Dimensions// (2008) hep-ph/0109247.

85. D. Kazanas and A. Nicolaidis. Cosmic Ray "Knee": A Herald of New Physics? // (2001) astro-ph/0103147.

86. A.A. Petrukhin. Possible explanation of the appearance of the knee and the ankle in cosmic ray energy spectrum// Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.), 110A (2002) p. 484.

87. A.A. Petrukhin. The possibility of searching for new physics in cosmic rays // Phys. Atomic Nucl. 66 (2003) p. 517.

88. Antoni T. et al. (for the KASKADE Collaboration). The Cosmic ray experiment KASCADE // Nucl. Inst, and Methods, A513 (2003) p. 490.

89. H. Falcke et al. Detection and imaging of atmospheric radio flashes from cosmic ray air showers // Nature 435, (2005) p. 313.

90. Вернов С. Н., Христиансен Г. Б., Атрашкевич В. Б., и др., Новая установка МГУ для изучения широких атмосферных ливней с энергией до 1018 эВ. Изв. АН СССР, сер. физ., 44 (1980) с. 537.

91. И.А. Добротин и др. (Коллаборация «Памир») Исследование ядерных взаимодеиствии при энергиях 1015-1016 эВ // Препринт №172. М.:ФИАН (1972).

92. Nikolski S.I. et al. (for the Tien Shan Collaboration) The chemical composition of primary cosmic rays at energies ~ 1015 eV// Proc. 16th Int. Cosmic Ray Conf., Kyoto, 8 (1979) p. 335.

93. A.E.Chudakov, V.B.Petkov, V.Ya.Poddubny ey al. A measurement of theth *

94. EAS differential size spectrum around the knee // Proc. 25 Int. Cosmic Ray Conf., Durban, 6 (1997) p. 177.

95. A. Chilingarian et. al. Study of extensive air showers and primary energy spectra by MAKET-ANI detector on mountain Aragats // Astropart. Phys., 28, (2007) p. 58.

96. M. Amenomori, S. Ayabe, S.W. Cui et al. (for the Tibet Collaboration) Primary proton spectrum in the knee region observed by the Tibet hybrid experiment // Proc. 28th Int. Cosmic Ray Conf., Tsukuba, HE1 (2003) p. 107.

97. S. Ogio, F. Kakimolol, Y. Kurashinal et al. (for the Chacaltaya Collaboration) The Energy Spectrum and the Chemical Composition of Primary Cosmic Rays with Energies from 1014 to 1016 eV // Proc. 28th Int. Cosmic Ray Conf., Tsukuba HE1 (2003) p. 131.

98. K. Bernlohr et al. Changes of the cosmic-ray mass composition in the ~ 1015 1016 eV energy range. // Astropart. Phys. 8 (1998) p. 253.

99. K. Rawlins et al. Measurement of the Cosmic Ray Composition at the Knee with the SPASE-2/AMANDA-BIO Detectors// Proc. 28th Int. Cosmic Ray Conf., Tsukuba, HE1 (2003) p. 173.

100. S.C. Tonwar, S.K. Gupta, Y. Hayashi et al. A Study of the Primary Composition at ~ 1014 1015 eV with the GRAPES-2 array at Ooty // Proc. 28th ICRC, Int. Cosmic Ray Conf., HE 1 (2003) p. 167.

101. S.P. Swordy, D.B. Kieda. Elemental composition of cosmic rays near the knee by multiparameter measurements of air showers // Astropart. Phys. 13, (2000) p. 137.

102. J.W. Fowler, L. F. Fortson, C. C. H. Jui et al. A measurement of the cosmic ray spectrum and composition at the knee // Astropart. Phys. 15, (2001) p. 49.

103. S. Paling et al. Resalts from the CACTI Experiment: Air Cherenkov and Particle Measurement of PeV Air Showers at Los Alamos. // Proc. 25th Int. Cosmic Ray Conf. Durban, V.5, (1997) p. 253.

104. T. Abu-Zayyad, K. Belov, D. J. Bird et al. Measurement of the Cosmic-Ray Energy Spectrum and Composition from 1017 to 10183 eV Using a Hybrid Technique // Astrophys. J. 557 (2001) p. 686.

105. D. Heck et al., CORSIKA an Air Shower Simulation Program. Report FZKA 6019, Forschungszentrum Karlsruhe (1998) // http://www-ik.fzk.de/heck/corsika/.

106. D. Heck and T. Pierog. Extensive Air Shower Simulations with CORSIKA: A User's Guide (Karlsruhe) (2009) // http://www-ik.fzk.de/corsika/usersguide/corsikatech.html.

107. T. Bergmann, R. Engel, D. Heck et al. One-dimensional hybrid approach to extensive air shower simulation // Astropart. Phys. 26 (2007) p. 420.

108. S.J.Sciutto. AIRES: a system for air shower simulation// Auger technical note GAP-97-029 (1997).

109. N.N. Kalmykov, S. Ostapchenko. Comparison of characteristics of the nucleus-nucleus interaction in the model of quark-gluon strings and in the superposition model // Sov. J. Nuclear Phys. 50 (2) (1989) p. 315.

110. N.N. Kalmykov, S.S. Ostapchenko. The Nucleus-nucleus interaction, nuclear fragmentation, and fluctuations of extensive air showers // Phys. Atom. Nucl. 56 (1993) p. 346.

111. N.N. Kalmykov, S.S. Ostapchenko, A.I. Pavlov. Quark-gluon string model and EAS simulation problems at ultra-high energies// Nuclear Phys. Proc. Suppl. 52B (1997) p. 17.

112. S. Ostapchenko. Non-linear screening effects in high energy hadronic interactions// Phys. Rev. D 74 (2006) p.014026.

113. S. Ostapchenko. On the re-summation of enhanced Pomeron diagrams// Phys. Lett. B 636 (2006) p. 40.

114. J. Engel, T.K. Gaisser, T. Stanev, P. Lipari. Nucleus-nucleus collisions and ' interpretation of cosmic ray cascades // Phys. Rev. D 46 (1992) p. 5013.

115. R.S. Fletcher, T.K. Gaisser, P. Lipari, T. Stanev. SIBYLL: An Event generator for simulation of high-energy cosmic ray cascades // Phys. Rev. D 50 (1994) p. 5710.

116. R. Engel, T.K. Gaisser, T. Stanev, P. Lipari. Air shower calculations with the new version of SIBYLL // Proc. of 26th Int. Cosmic Ray Conf., Salt Lake City, V.l (1999) p. 415.

117. K. Werner, F.-M. Liu, T. Pierog. Parton ladder splitting and the rapidity dependence of transverse momentum spectra in deuteron-gold collisions at the BNL Relativistic Heavy Ion Collider // Phys. Rev. C 74 (2006) p. 044902.

118. T. Pierog, K.Werner. Muon Production in Extended Air Shower Simulations // Phys. Rev. Lett. 101 (2008) p. 171101.

119. Heck D., Pierog- T. Extensive air shower simulation with CORSIKA: a user's guide (Version 6.960 from March 22, 2010). // Forschungszentrum Karlsruhe GmbH. Karlsruhe, (2010). http://www-ik.fzk.de/corsika/usersguide/corsikatech.html.

120. H.C. Fesefeldt. Simulation of hadronic showers, physics and applications // Technical Report PITHA 85-02, III Physikalisches Institut, RWTH Aachen Physikzentrum, 5100 Aachen, Germany (1985).

121. F. Ballarini, G. Battistoni, M. Campanella et al The FLUKA code: an overview // J. Phys. Conf. Ser. 41 (2006) p. 151.

122. K. Greisen. Cosmic Ray Showers // Ann. Rev. Nucl. Sci. 10 (1960) p. 63.

123. A. E. Chudakov et al. Looking for the narrow muon groups at Baksan underground scintillation telescope // Proc. 22nd Int. Cosmic Ray Conf., Dublin, V.2 (1991) p. 5.

124. V. N. Bakatanov, S. N. Boziev, A. E. Chudakov et al. On the chemical composition of primary cosmic rays in the energy region E0 = (40 100) TeV/rc (Baksan experiment) // Proc. 24th Int. Cosmic Ray Conf., Calgary, V.2, (1995) p. 720.

125. Ch. Berger et al. Experimental study of muon bundles observed in the Frejus detector // Phys. Rev. D, 40 7 (1989) p. 2163.

126. D. B. Kieda Cosmic Ray Composition and Muon Decoherence at the Knee of the All-Particle Spectrum // Ph.D. thesis, University of Pennsylvania (1989).

127. G. Bologna et al. Primary Cosmic Ray Spectrum at Energies approximately 1013 1016 eV from Multiple Muon Events in NUSEX Experiment // Nuovo Cimento C 8 (1985) p. 76.

128. M. Aglietta et al. Primary Cosmic Ray Spectrum in the 1013 to 1016 eV Energy Range from the Analysis of Multiple Muon Events in the NUSEX Experiment // Nucl. Phys. B (Proc. Suppl). 14, (1990) p. 193.

129. W. W. M. Allison et al. Multiple Muon Events Observed in the Soudan 2 Detector// Proc. 23rd Int. Cosmic Ray Conf., Calgary, V.4 (1993) p. 398.

130. S. P. Ahlen et al. (MACRO Collaboration). Study of the ultrahigh-energy primary-cosmic-ray composition with the MACRO experiment // Phys. Rev. D 46, (1992) p. 895.

131. S. P. Ahlen et al. (MACRO Collaboration) Composition of the Ultra-High Energy Primary Cosmic Rays as Measured by MACRO Detector // Proc. 23rd Int. Cosmic Ray Conf., Calgary, V.2 (1993) p. 97.

132. G. Auriemma, T.K. Gaisser, T.Stanev. Multiple Muons in thr Gran Sasso Laboratory // Proc. 21st Int. Cosmic Ray Conf., Adelaide, V.9 (1990) p. 362.

133. P. Le Coultre. Cosmic Ray Observations and Results from Experiments Using LEP Detectors at CERN // Proc. -29th Int. Cosmic Ray Conf., Pune, V. 10 (2005) p. 137.

134. M. Aglietta et al. Study of horizontal air showers at EAS-TOP // Proc. 26th Int. Cosmic Ray Conf., Salt Lake City, V.2 (1999) p. 24.

135. J. Horandel. A review of experimental results at the knee // J. Phys.: Conf. Ser. 47 (2006) p. 41.

136. J. Horandel. On the knee in the energy spectrum of cosmic rays // Astropart. Phys. 19 (2003) p. 193.

137. J. Horandel. Cosmic rays from the knee to the second knee : 1014eV to 1018 eV, // Mod. Phys. Lett. A Vol. 22, No. 21 (2007) p. 1533.

138. K-H. Kampert. The chemical composition of cosmic rays // arXiv:astro-ph/0212348vl (2002).

139. Т. Shibata (JACEE collaboration). Energy spectrum and primary composition from direct measurements // Nucl. Phys. В (Proc. Suppl.) 75A (1999) p. 22.

140. A.V. Apanasenko, V.A. Beresovskaya, M. Fujii et al. All particle spectrum observed by RUNJOB // Proc. 27th Int. Cosmic Ray Conf., Hamburg, V.5 (2001) p. 1622.

141. I. Valino, J. Alvarez-Muniz, M. Roth, R.A. Vazquez, E. Zas. Characterisation of the electromagnetic component in ultra-high energytinclined air showers //Astropart. Phys. 32 (2010) p. 304.

142. M. Ave, R.A. Vazquez, E. Zas, J.A. Hinton, A.A. Watson. The rate of cosmic ray showers at large zenith angles: a step towards the detection of ultra-high energy neutrinos by the Pierre Auger Observatory // Astropart. Phys. 14 (2000) p. 109.

143. И.И. Яшин. Новый подход к изучению ГЖИ сверхвысоких энергий с помощью групп мюонов // Лекции по актуальным проблемам экспериментальной и теоретической физики. Ред. А.А. Петрухин, М.Х. Хоконов. Нальчик, КБГУ (2007) с. 4.

144. I.I. Yashin, М.В. Amelchakov, N.S. Barbashina et al. Observation of UHECRs in horizontal flux // Int. J. Mod. Phys. A 20 (2005) p. 6937.

145. I.I. Yashin, M.B. Amelchakov, N.S. Barbashina et al. Study of muon bundles generated by UHE cosmic rays at large zenith angles // Proc. 29th Int. Cosmic Ray Conf., Pune, V. 6 (2005) p. 373.

146. M.B. Amelchakov, N.S. Barbashina, A.G. Bogdanov, ., I.I. Yashin. Muon bundles produced by UHE cosmic rays at large zenith angles // Ядерная физика т. 70, вып. 1 (2007) с. 181.

147. И.И. Яшин, Н.С. Барбашина, А.Г. Богданов и др. Исследования космических лучей выше излома посредством групп мюонов,регистрируемых в широком диапазоне зенитных углов // Изв. РАН. Сер. физич., т. 71, № 4 (2007) с. 573.

148. Богданов А.Г., Громушкин Д.М., Кокоулин Р.П., ., Яшин И.И. Исследование характеристик потока и взаимодействия космических лучей сверхвысоких энергий с помощью метода спектров локальной плотности мюонов //Ядерная физика. Т. 73. № 11 (2010) с. 1904.

149. N.S. Barbashina, A.G. Bogdanov, D.V. Chernov, ., I.I. Yashin. Ultra-high energy cosmic ray investigations by means of EAS muon density measurements // Nucl. Phys. В (Proc. Suppl.), v. 165 (2007) p. 317.

150. A.G. Bogdanov, R.P. Kokoulin, A.A. Petrukhin, ., I.I. Yashin. New approach to muon investigations in inclined EAS. Nucl. Phys. В (Proc. Suppl.), v. 175-176 (2008) p. 342.

151. C. Amsler et al. (Particle Data Group) // Phys. Lett. В 667 (2008) p.l.

152. Яшин И.И., Богданов А.Г., Громушкин Д.М. и др. Исследование формы энергетического спектра ПКИ методом спектров локальной плотности мюонов //Изв. РАН. Сер. физич. Т. 73 (2009) с. 616.

153. I.I. Yashin, A.G. Bogdanov, D.V.Chernov et al. Investigation of primary cosmic ray spectrum shape by means of EAS muon density technique // Proc. 21st Eur. Cosm. Ray Symp., Koshice, (2008) p. 450.

154. В.М.Айнутдинов, М.Б.Амельчаков, Н.С.Барбашина, ., И.И.Яшин. НЕВОД многоцелевой нейтринный детектор на поверхности Земли // "Инженерная физика", №4 (2000) с. 71.

155. Н.С. Барбашина, А.А.Езубченко, Р.П.Кококулин и др. Координатный детектор для исследования горизонтального потока космических лучей // Приборы и техника эксперимента, №6, (2000) с. 20.

156. Н.С.Барбашина, Р.П.Кокоулин, К.Г.Компаниец, ., И.И.Яшин. Широкоапертурный мюонный годоскоп большой площади УРАГАН // Приборы и техника эксперимента, № 2 (2008) с. 26.

157. V.M.Aynutdinov, V.V.Kindin, K.G.Kompaniets, .'., I.I.Yashin. Neutrino water detector on the Earth's surface (NEVOD) // Astrophysics and Space Science, v.3 (1998) p. 105.

158. Borog V.V., Gavshin S.B., Petrukhin A.A., et al. Measuring module for registration of Cherenkov radiation in the water // Proc. 16th Int. Cosmic Ray Conf., Kyoto, Japan,V.10 (1979) p. 380.

159. А.В.Абин, В.М.Айнутдинов, В.Г.Алалыкин, ., И.И. Яшин. Квазисферический черенковский детектор заряженных частиц в воде. // Препринт МИФИ №069-86 (1986).

160. V.M.Aynutdinov, V.V.Kindin, S.A.Kiselev, ., I.I.Yashin. NEVOD -Neutrino water detector on the Earth's surface // Proc. 24 Int. Cosmic Ray Conf., Roma, V.l (1995) p. 1076.

161. Потапов Г.А., Пенин И.В. Широко диапазонный преобразователь заряд-код для черенковского детектора большого объема // Приборы и техника эксперимента, № 6, (1986) с. 88.

162. В.М.Айнутдинов. Черенковский водный детектор на поверхности Земли // Кандидатская диссертация: МИФИ (1996).

163. Г.А.Потапов. Измерительная система установки НЕВОД. // Кандидатская диссертация: МИФИ (1989).

164. И.А. Яшин. Методика регистрации одиночных мюонов в водном детекторе на базе черенковских квазисферических модулей // Кандидатская диссертация: МИФИ (1996).

165. В.М.Айнутдинов, В.В.Киндин, К.Г.Компаниец, ., И.И.Яшин. Регистрация мюонов в черенковском водном детекторе на поверхности Земли // Изв. РАН, Сер. физич., т. 61, № 3 (1997) с. 566.

166. Шутенко В.В. Система сбора и обработки данных экспериментального комплекса НЕВОД-ДЕКОР // Кандидатская диссертация: МИФИ (2007).

167. V.M.Aynutdinov, V.V.Shutenko, I.I.Yashin. Reconstruction of events in a water detector with quasispherical modules // Proc. 24 Int. Cosmic Ray Conf., Roma, V.l, (1995) p. 1072.

168. M.Aglietta, V.M.Aynutdinov, A.Castellina, ., I.I.Yashin. Study of the performance of first supermodules of large area coordinate detector (DECOR) // Proc. 25th Int. Cosmic Ray Conf., Durban, V.7, (1997) p. 297.

169. V.M.Aynutdinov, A.Castellina, D.V.Chernov, ., I.I.Yashin. Detection of muon bundles at large zenith angles // Nuclear Physics В (Proc. Suppl.) 75A (1999) p. 318.

170. A.A.Petrukhin, V.M.Aynutdinov, T.T.Barnaveli, ., I.I.Yashin, E.Zas Large area coordinate detector for horizontal cosmic ray flux invetigations (Status report) // Proc. 26th Int. Cosmic Ray Conf., Salt Lake City, Utah, V.2 (1999) p. 460.

171. В.М.Айнутдинов, С.Вернетто, Н.Н.Вонсовский, ., И.И.Яшин. Координатный детектор для исследования горизонтального потока космических лучей // Изв. РАН. Сер. физич., т.63, № 3 (1999) с.581.

172. M.B.Amelchakov, V.M.Aynutdinov, N.S.Barbashina, ., I.I.Yashin. Highresolution large area coordinate detector for investigations of high energy cosmic ray phenomena at the ground level // Proc. 27th Int. Cosmic Ray Conf., Hamburg, V.3 (2001) p. 1267.

173. М.Б.Амельчаков, Н.С.Барбашина, Н.Н.Вонсовский, ., И.И.Яшин. Координатный детектор ДЕКОР для исследования космических лучей под большими зенитными углами. // Изв. РАН. Сер. физич., т. 66, № 11 (2002) с.1611.

174. Голубков Д.Ю (сотрудничество ДЕКОР). Координатный детектор с высоким разрешением для исследования пространственной структуры вертикального потока космических лучей // Труды 1 -й Всероссийской конференции "ФЭЧАЯ", МИФИ (2000) с. 207.

175. В.В.Прохоров (сотрудничество ДЕКОР), Координатный детектор большой площади для исследования вертикального потока космического излучения // Труды 2-й БМШ ЭТФ-2001, Нальчик, КБГУ (2001) с. 69.

176. G. Battistoni, Е. Bellotti, С. Bloise et al. The NUSEX detector. // Nucl. Instram. and Meth. A. v.176 (1980) p. 297.

177. G. Battistoni, E. Belotti, C. Bloise et al. The NUSEX detector // Nucl. Instrum. and Meth. A. v.245 (1986) p. 277.

178. E. Iarocci. Plastic Strimer Tubes and Their Applications in High Energy Physics // Nucl. Instrum. and Meth. A. v.217 (1983) p. 30.

179. G. Battistoni et al., Operation of Limited Streamer Tubes // Nucl. Instrum. and Meth. A, v. 164 (1979) p. 57.

180. CAEN high voltage system SY-127, User manual, www.caen.it.

181. Н.С.Барбашина, В.В.Борог, А.Н.Дмитриева, ., И.И.Яшин. Мюонная диагностика атмосферы и магнитосферы Земли // Изв. РАН. Сер. физич., т. 71, № 7 (2007) с.1069.

182. D.V. Chernov, N.S. Barbashina, G. Mannocchi, ., I.I. Yashin. Experimental setup for muon diagnostics of the Earth's atmosphere andmagnetosphere (the URAGAN project) // Proc. 29th Int. Cosmic Ray Conf., Pune, V.2 (2005) p. 457.

183. Н.С.Барбашина, Р.П.Кокоулин, К.Г.Компаниец, ., И.И.Яшин. Широкоапертурный мюонный детектор для диагностики атмосферы и магнитосферы Земли // Изв. РАН. Сер. физич., т. 71, № 7 (2007) с. 1072.

184. Н.С.Барбашина, Р.П.Кокоулин, К.Г.Компаниец, ., И.И.Яшин. Широкоапертурный мюонный годоскоп большой площади УРАГАН. Приборы и техника эксперимента, № 2 (2008) с. 26.

185. Н.Н.Вонсовский, К.Г.Компаниец, Ю.Н.Родин, В.В.Шутенко. Многофункциональный контроллер для сбора данных со стримерных камер координатного детектора. // Приборы и техника эксперимента, № 2 (2000) с. 58.

186. К.Г. Компаниец (сотрудничество ДЕКОР*), Триггерная система координатного детектора ДЕКОР // 2-я Всероссийская конференция "ФЭЧАЯ", МИФИ (2001) с. 58.

187. В.В.Прохоров, И.И.Яшин. Реконструкция событий в координатном детекторе со стереоскопическим съемом информации // 3-я Всероссийская конференция "ФЭЧАЯ", МИФИ (2002) с. 123.

188. А.Н.Дмитриева, Р.П.Кокоулин, К.Г.Компаниец, ., И.И.Яшин. Измерение интегральной интенсивности мюонов при больших зенитных углах // ЯФ, т. 69, № 5 (2006) с. 892.

189. A.N. Dmitrieva, D.V. Chernov, R.P. Kokoulin, ., I.I. Yashin. Measurements of integral muon intensity at large zenith angles // Proc. 29th Int. Cosmic Ray Conf., Pune, V.6 (2005) p. 73.

190. А.Н.Дмитриева, Р.П.Кокоулин, К.Г.Компаниец, ., И.И.Яшин. Измерения интегральной интенсивности мюонов при больших зенитных углах // Изв. РАН, Сер. физич.,т. 71, № 4, (2007) с. 569.

191. A.N.Dmitrieva, D.V.Chernov, R.P.Kokoulin, ., I.I.Yashin. Measurements of integral muon intensity at large zenith angles // Presented at 20th ECRS, Lisbon, Portugal, September (2006). Preprint hep-ex/0611051.

192. A.N.Dmitrieva, D.V.Chernov, R.P.Kokoulin, ., I.I.Yashin. Measurements of absolute muon intensity at zenith angles from 20° to 90° // Proc. 30th ICRC, Merida, Mexico, v. 5, (2007) p. 1205.

193. М.Б.Амельчаков, Н.С.Барбашина, О.С.Золина, ., И.И.Яшин. Исследование альбедного потока мюонов вблизи поверхности Земли // Изв. РАН, Сер. физич., т. 66, № 11 (2002) с. 1618.

194. I.I.Yashin, M.B.Amelchakov, V.V.Kindin et al. Measurements of albedo muon intensity at the Earth's surface // 28-th Int. Cosmic Ray Conf., Tsukuba, V.3 (2003) p. 1195.

195. М.Б.Амельчаков, Н.С.Барбашина, В.В.Киндин, ., И.И.Яшин. Анализ данных по альбедному потоку мюонов вблизи поверхности Земли // Изв. РАН, сер. физич., т. 69, № 3, (2005) с. 397.

196. Н.В. Толкачева и др. Атмосферные эффекты в интенсивности групп мюонов на поверхности Земли // 31-я BKKJT, Москва, МГУ (2010) (Публикуется в Изв. РАН. Сер. физич.).

197. I.I.Yashin, A.G.Bogdanov, R.P.Kokoulinet al. New approach to UHE cosmic ray investigations in the energy range 1015 1019 eV // Proc. 30th Int. Cosmic Ray Conf., Merida, V.4, (2007) p. 91.

198. I.I. Yashin, M.B. Amelchakov, N.S. Barbashina et al. Study of muon bundles generated by UHE cosmic rays at large zenith angles // Proc. 29th Int. Cosmic Ray Conf. Pune, V.6, (2005) p. 373.

199. V.D. Ashitkov, T.M. Kirina, A.P. Klimakov et al. Energy spectrum of cascade showers induced by cosmic ray muons in the range from 50 GeV to 5 TeV // Proc. 19th Int. Cosmic Ray Conf., La Jolla, V.8, (1985) p. 77.

200. R.P. Kokoulin and A.A. Petrukhin. Theory of the pair meter for high energy muon measurements // Nucl. Instrum. and Meth. A, v. 263, (1988) p.468.

201. Pham Ngoc Diep et al., Measurement of the east-west asymmetry of the cosmic muon flux in Hanoi // Nucl. Phys. B, 678 (2004), p. 3.

202. Bing Kan Xue, Bo-Qiang Ma. Muon Charge Information from Geomagnetic Deviation in Inclined Extensive Air Showers // Astropart.Phys. 27 (2007) p. 286, arXiv:astro-ph/0611717 vl

203. Allkofer et al., Cosmic-ray muon spectra at sea-level up to 10 TeV // Nucl.Phys.B, 259 (1985), p. 1.

204. Yu.N. Antonov, Yu.N. Vavilov, G.T. Zatsepin, et al. // 5K3TO, 32 (1957) c. 227.

205. D. Andrews, A.C. Evans, R.R. Hudhes ey al. General results from the Haverah Park large E.A.S. array // Proc. 11th Int. Cosmic Ray Conf., Budapest (1969), Acta Physica Academiae Scietiarum Hungaricae 29 (Suppl. 3) (1970) p. 337.

206. E.E. Antonov, L.G. Dedenko, Yu. P. Pyt'ev et al. Separation of positive and negative muons in a giant shower by the geomagnetic field // JETP Lett. 68 (1998) 185.

207. A.A. Ivanov, V.P. Egorova, V.A. Kolosov ey al. Azimuthal modulation of the event rate of cosmic-ray extensive air showers by the geomagnetic field //JETP Lett. 69 (1999) 288-293.

208. L. Nellen et al., Detection of Very Inclined Showers with the Auger Observatory // Proc. 29th Int. Cosmic Ray Conf., Pune, 7 (2005) p. 183.

209. K. S. Capelle, J. W. Cronin, G. Parente and E. Zas, On the detection of ultra high energy neutrinos with the Auger observatory // Astropart. Phys. 8, (1998) p. 321-328

210. L.G. Dedenko et al., Charged Particle Separation in EAS by the Geomagnetic Field, // Proc. 24th Int. Cosmic Ray Conf., Roma, V.l (1995) p. 309.

211. Ave M., Vazquez R.A., Zas E. Modelling Horizontal Air Showers Induced by Cosmic Rays// Astropart. Phys. V. 14, (2000) p. 19.217. http://www.ngdc.noaa.gov/ngdc.html.

212. А.Г.Богданов, Р.П.Кокоулин, А.А.Петрухин, В.В.Шутенко, И.И.Яшин. Экспериментальное наблюдение влияния магнитного поля Земли намюонную компоненту ШАЛ. "Известия РАН. Серия физическая", т. 71, № 4 (2007) с. 545.

213. A.G.Bogdanov, R.P.Kokoulin, A.A.Petrukhin, ., I.I.Yashin. Evidences for the influence of the Earth's magnetic field on EAS muon component // Proc. 30th Int. Cosmic Ray Conf., Merida, V.4, (2007) p. 95.

214. A.G.Bogdanov, R.P.Kokoulin, A.A.Petrukhin, ., I.I.Yashin. Observation of geomagnetic effects in EAS muon component // Proc. 21st Eur. Cosm. Ray Sympos., Koshice, Slovakia, (2008) p. 393.

215. R.P. Kokoulin, A.G. Bogdanov, G. Mannocchi, ., I.I. Yashin. Local muon density spectra at large zenith angles as a probe of high-energy hadronic interaction models // Nuclear Physics В (Proc. Suppl.) 196 (2009) p. 106.

216. И.И.Яшин, А.Г.Богданов, Д.М.Громушкин и др. Метод исследования космических лучей сверхвысоких энергий по группам мюонов // Труды Научной сессии НИЯУ МИФИ-2010. Т. 4. Изд. НИЯУ МИФИ (2010) с. 25.

217. Правдин М.И., Глушков А.В., Дьячковский Н.А. и др. Энергетический спектр космических лучей выше 10J7 эВ по данным Якутской установки ШАЛ // Изв. РАН. Серия физич. Т. 73. (2009) с. 578.

218. Abbasi R.U., Abu-Zayyad Т., Allen M. et al. First observation of the Greisen-Zatsepin-Kuzmin suppression // Phys. Rev. Lett. V. 100. (2008) p. 101101.

219. Abraham J., Abreu P., Aglietta M. et al. (Pierre Auger Collaboration).18 •

220. Measurement of the energy spectrum of cosmic rays above 10'° eV using the Pierre Auger Observatory // Phys. Lett. В. V. 685. (2010) p. 239.

221. Р.П.Кокоулин, А.Г. Богданов, Д.М.Громушкин. ., И.И.Яшин. Интенсивность групп мюонов при больших зенитных углах и модели адронных взаимодеиствии при энергии 1018 эВ // 31 -я BKKJI, Москва, МГУ (2010) (Печатается в Изв. РАН. Сер. физич.).

222. G. Davidson, R. O'Neil. Optical Radiation from Nitrogen and Air at High Pressure Excited by Energetic Electrons // J. Chem. Phys. 41 (12) (1964) p. 3946.

223. Vitor de Souza et al. On the fluctuations of the fluorescence photon yield of electrons in extensive air showers for different atmospheric conditions // Astropart. Phys. 25 (2006) p. 84.

224. E. Kemp, H. Nogima, L. G. dos Santoset al. Study of the Fluorescence Yield for Electrons Between 0.5 2.2 MeV // Proc. 28th Int. Cosmic Ray Conf, Tsukuba, (2003) p. 853.

225. M. Nagano, K. Kobayakawa, N. Sakaki, K. Ando. Photon yields from nitrogen gas and dry air excited by electrons // Astropart. Phys. 20 (2003) p.293. A. Morozov et al. // Eur. Phys. J. D33 (2005) p. 20.

226. B. Keilhauer et al. Impact of varying atmospheric profiles on extensive air shower observation: Fluorescence light emission and energy reconstruction // Astropart. Phys. 25 (2006) p. 259.

227. J. Belz for the FLASH Collaboration. The FLASH Thick Target Experiment: Direct Measurement of Air Fluorescence Yield in

228. Electromagnetic Showers // Proc. 29th Int. Cosmic Ray Conf., Pune, V.8, (2005) p. 291.

229. Martina Bohacova et al. Measurement of absolute fluorescence yield in air by AIRFLY // UHECR Detection Techniques and Prospects. Bulletin of the American Physical Society. Volume 55, Number 1 (2010).

230. C.C. Хохлов, В.Г.Гулый, И.С.Карцев, ., И.И.Яшин. Новый измерительный комплекс ЧВД НЕВОД. // 30-я PKKJI, Санкт-Петербург, Электронный сборник трудов, (2008).

231. В.В.Киндин, В.Г.Гулый, К.Г.Компаниец, ., И.И.Яшин. Новая регистрирующая система черенковского водного детектора НЕВОД. // Научная сессия МИФИ-2009. Сб. научн. трудов, том 4, М.: НИЯУ МИФИ (2009) с. 97.

232. Национальный исследовательский ядерный университет «МИФИ» Научно-образовательный центр «НЕВОД»1. На правах рукописи052011505551. ЯШИН Игорь Иванович

233. ИССЛЕДОВАНИЕ ХАРАКТЕРИСТИК ПОТОКА И ВЗАИМОДЕЙСТВИЯ ПЕРВИЧНЫХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ С ЭНЕРГИЯМИ ВЫШЕ 1015 эВ ПО МЮОННОЙ КОМПОНЕНТЕ1. НАКЛОННЫХ ШАЛ0104.16 физика атомного ядра и элементарных частиц

234. Диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук1. Москва 20101. Содержание1. Введение.5

235. Глава 1. Разработка нового подхода к исследованию характеристик потока и взаимодействия ПКЛ на основе распределений групп мюонов в широкомдиапазоне зенитных углов.34

236. Л. Локальная плотность мюонов ШАЛ.35

237. Новый метод анализа наклонных ШАЛ на основе феноменологии СЛПМ.3713. Метод расчета СЛПМ.42

238. Особенности метода анализа ШАЛ с помощью СЛПМ.46

239. Связь СЛПМ и спектра первичных частиц.52

240. Эффективная площадь собирания событий в методе СЛПМ.56

241. Распределение групп по множественности мюонов.60

242. Глава 2. Экспериментальный комплекс НЕВОД ДЕКОР.62

243. Черенковский водный детектор НЕВОД.6321.1. Квазисферический измерительный модуль.6421.2. Система калибровочных телескопов.6721.3. Измерительная система.6921.4. Регистрация одиночных мюонов.7621.5. Реконструкция треков одиночных мюонов.79

244. Глава 3. Экспериментальные спектры локальной плотности мюонов поданным ЭК НЕВОД-ДЕКОР.109

245. Группы мюонов в установке ДЕКОР.10931.1. Группы Gr2 и Gr2'.11331.2. Распределение событий Gr2 по азимутальному углу.11831.3. Группы Gr3.12131.4. Группы Gr3a, Gr3b, Gr3c.12331.5. Сводные результаты отбора групп.125

246. Анализ распределений групп.13132.1. Учет «мертвого» времени.13232.2. Зависимость площади установки от направленияприхода группы.13332.3. Эффективность триггера TrD2.13432.4. Результаты расчета ожидаемых распределений характеристик групп.135

247. Экспериментальные оценки СЛПМ.138

248. Глава 4. Влияние магнитного поля Земли на характеристики СЛПМ.146

249. Угловая зависимость интенсивности групп мюонов.149

250. Компланарность треков мюонов в группах.151

251. Глава 5. Исследование особенностей потока ПКЛ в диапазоне1015 1018 эВ с помощью метода СЛПМ.156

252. Оценка границ доступного интервала энергий при исследовании метода СЛПМ.156

253. Сравнение экспериментальных и расчетных СЛПМ.15852.1. Дифференциальные СЛПМ.15852.2. Зенитно-угловая зависимость СЛПМ.163

254. Комбинированный эстиматор энергии первичной частицы.165

255. Зависимость показателя наклона СЛПМ от первичной энергии.170

256. Спектр локальной плотности мюонов при большихзенитных углах.174

257. Модели взаимодействия адронов и интенсивность ПКЛвблизи 1018эВ.178

258. Ограничения на модели спектра, состава и взаимодействия космических лучей в области сверхвысоких энергий.184

259. Предложения по применению метода спектров локальнойплотности мюонов.186

260. Заключение. Основные результаты.1901. Список литературы.1941. Введение

261. Лодыжка" 1 частица/(км2тод)1 частица/(км -столетие)1.,.^ .1 . .■! .-Л . .-Л .-I -----Л ----->1. Энергия {эВ)

262. Рис. В.1. Энергетический спектр «всех частиц». Модификация рисунка, подготовленного б1. 8м>огс1у, университет Чикаго 1.