«Предложения по российской орбитальной программе исследований космических лучей высоких и сверхвысоких энергий»

«Предложения по российской
орбитальной программе исследований
космических лучей высоких
и сверхвысоких энергий»
НИИЯФ, ИЯИ РАН, ОИЯИ, ФИАН, МИФИ, ИФВЭ, «КБ «Арсенал»,
НИИМВ, НПО «Автоматика», и др.
ЭНЕРГЕТИЧЕСКИЙ СПЕКТР ПЕРВИЧНЫХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ
С помощью различных
методов к настоящему
времени удалось
измерить энергетический
спектр частиц ПКИ в
огромном диапазоне
энергий (~10 порядков),
но их зарядовый состав
до ~100 ТэВ измерен
лишь в последние годы в
спутниковых и баллонных
экспериментах.
Panasyuk
1) Спектры P & He
АТИК
Тянется ли этот пологий спектр гелия вплоть до колена?
Тогда в колене должны преобладать ядра?
Или на этом участке есть локальные изломы, как получено ATIC?
• В области энергий E0 от 200 МэВ
до 300 ГэВ измерены спектры
всех элементов, которые
согласуются со стандартной
моделью.
• При E0 >300 ГэВ спектры
различных элементов только в
1-м приближении описываются
простой моделью с одним типом
источников и одинаковыми
наклонами.
• Обнаружено несколько
нерегулярностей.
• Необходимо продвинуться на
порядок по энергии и дойти до
области колена!
«Колено»
В результате экспериментов по исследованию
зарядового состава получены следующие результаты и
поставлены новые проблемы
2) Изломы в спектрах ядер (CREAM)
Нужно сдвинуться на порядок по энергии и войти в область «колена»!
Электроны и позитроны – результат N 1
Fermi
What’s
АТИК
here?
HESS
• Наиболее интересные результаты в физике КЛ безусловно получены
а) в спектре e+e- в области до 1 ТэВ в экспериментах АТИК-2, FERMI-LAT, HESS,
PAMELA,
б) обнаружен рост доли позитронов в области 1-100 ГэВ (PAMELA)
 либо темная материя, либо излучение из магнитосфер пульсаров,
излучающих разное количество e+e• Потоки, полученные FERMI-LAT и АТИК, заметно отличаются. Поэтому
безусловно изучение потоков e+e- в высокоэнергичной части (~1 ТэВ и выше)
чрезвычайно актуально как с точки зрения физики КЛ, так и с точки зрения
поиска сигнала от частиц темной материи.
1
Experiment
HEAO3
Chapell1981
Dwyer1978
Maehl1977
ACE
Uliss
Voyadjer
CREAM
Atic2
Theory
Plain D
Reacceleration1
DRD g=0.85 15 pc
B/C
=450 MV
0,1
PD
, DRD
3) Отношение первичных ядер
ко вторичным: требуется
продлить диапазон на ~3
порядка и больше!!!!
, RD
0,01
10
-1
10
0
10
1
10
2
10
3
10
4
10
5
E, GeV
 =450 MV
PD:
DRD1:
DRD2:
DR
SubFe/Fe,Ti/Fe
0,1
Sub Fe/Fe
ACE
HEAO98
HEAO90
Sanriku
DR
DRD
0,01
PD
-2
10
-1
10
0
10
1
10
2
10
3
10
En, GeV/nuc
4
10
5
10
6
10
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
Proton (4 satellites) – 60’ Russia
CRN (Space station) – 80’, US
Mubee (balloon) - 80’ SINP/ Russia
SOKOL ( 2 satellites) -80’ Russia
JACEE (balloons) - 90’, US, Japan.....
RUNJOB (balloons) - 80’ -90’, Russia, Japan
AMS (Space Shuttle) -1998 Intern. Collaboration
ATIC (balloon) - 2001, 2004, 2008 US, SINP/Russia,...
TRACER (balloon) – 2003, 2006 US
BESS (balloon)
- 2004 US, Germany, Japan,...
CREAM (balloon) - 2005, 2008 US, Korea....
PAMELA (satelite) - 2006 Italy, Russia,Sweden, Germany
Fermi-LAT (satelite) -2008 US, Intern. Collaboration
AMS (ISS ) -2011 Intern. Collaboration
NUCLON (satelite) - 2014? Russia
CALET (ISS ) -2013? Intern. Japan, Intern. Collaboration
КЛ и гамма-эксперименты: геометрические факторы-экспозиция
ОЛВЭ
Нейтрони
ИНКА
Колено
CREAM
Moskalenko, 31 ВККЛ
Ядра ПКИ
Эксперимент
Г м2ср
t, Время
экспозици
и
Гt м2ср год
Энерг. разреш,
%
ATIC
0.25/0.15
ядра/протоны
~0.2-0.3 года
за все
полеты
~0.006/0.003
4
~30
PAMELA
0.00216
>3
0.0065
>40
CREAM
1.3/0.46
ядра/протоны
До 0.5 года
0.65/0.23
50
Fermi-LAT (GLAST)
(Только протоны)
~0.5
5 лет
~2.5
~50 (?)
AMS02
0.5
10 лет
5
Энергетический
порог при
~1013 эВ
CALET
~0.4/0.15
ядра/протоны
3 года
~1.2/0.45
~50 (?)
НУКЛОН
0.40/0.15
ядра/прот. KLEM
0.13/0.03 (IC)
5 лет
2/0.75
0.65/0.15
~70-80
~40-50
Электроны ПКИ
эксперимент
Г м2ср
t, Время экспозиции
Гt м2ср год
Энерг.
разреш
,%
ATIC
0.25
~0.2-0.3 года за все
полеты
~0.006/0.0
034
3
PAMELA
0.00216
>3
0.0065
5.5
Fermi-LAT (GLAST)
2.8-1
(100-1000 GeV)
5 лет
14-5
12/33
AMS02
0.5
10 лет
5
~20
CALET
~1
3 года
3
~3
НУКЛОН
0.13
5 лет
0.65
5
Интегральные спектры КЛ (м^2ср год)
(>E)
10^14
10^15
10^16
2100
46
0.8
Проекты и цели:
Ближайшая цель: запуск прибора Нуклон (в 2014г.?)
(исследования КЛ при 1011 - 1015 эВ)
Фактор экспозиции 2/0.75 м^2ср (ядра ПКИ)
0.65 м^2ср (э/м ПКИ)
Перспективная цель: проект ОЛВЭ = Обсерватория
космических Лучей Высоких Энергий и (или!?) проект
ИНКА = Ионизационный Нейтронный Калориметр
(исследования КЛ при 1012 – 1016 эВ)
Фактор экспозиции ~30 м^2ср (ядра ПКИ)
(ОЛВЭ )
~45 м^2ср (э/м ПКИ)
(ИНКА)
4-5 раз выше
Суперперспективная цель: проект Нейтроний
(исследования ПКИ при 1014 – 1017 эВ с помощью
аппаратуры размещенной на поверхности Луны)
Фактор экспозиции >1000 м^2ср (ядра ПКИ)
Главные методики:
• Нуклон: прецизионное измерение заряда КЛ,
измерение энергии каскадов от ПКИ методом KLEM (Kinematic Lightweight
Energy Method),
выделение э-м компоненты из состава ПКИ методом Image Calorimeter
• ОЛВЭ (ИНКА) : прецизионное измерение заряда КЛ,
• измерение энергии каскадов от ПКИ:
а) методом ионизационного калориметра,
б) методом регистрации нейтронной компоненты рожденной в каскаде и
замедленных в веществе калориметра
• в) метод KLEM
• выделение э-м компоненты из состава ПКИ методом Image Calorimeter +
разницы в нейтронном выходе из каскада
• Нейтроний: прецизионное измерение заряда КЛ,
измерение энергии каскадов от ПКИ
а) Нейтроны альбедо из каскадов в лунном грунте
б) Гамма-кванты альбедо из каскадов в лунном грунте
в) Альбедо радиоизлучения каскадов из каскадов в лунном грунте
д) методом KLEM (?)
выделение э-м компоненты из состава ПКИ при помощи разницы в нейтронном
альбедо и Альбедо радиоизлучения / Гамма-квантов
НУКЛОН
Основные характеристики:
- Масса <315 kg (вместе с
гермоотсеком);
-Энергопотребление <150 Вт;
-Количество амплитудных
каналов ~14 000
- Объем суточной телеметрии
~10 ГБ;
- Гарантийный срок
эксплуатации ≥5 лет
Прецизионное измерение заряда КЛ
Система измерения заряда - состоит из 4 слоев падовых (размер пада ~2.5 см2)
кремниевых детекторов;
- Кремниевые детекторы размещены на платах (ледерах) по 8 шт. в каждом слое;
- в состав каждого ледера входит по 8 детекторов.
- ледеры по 8 шт. размешаются на платах
Зарядовое разрешение прибора, при использовании 4
плоскостей падовых кремниевых детекторов, полученное
на пучке ионов с энергией 152 ГэВ/нук.
Kinematic Lightweight Energy Method (KLEM)
• основан на измерениях поперечной плотности вторичных частиц на
нескольких этапах развития ЯЭК
• сочетание методов кинематики и ультра-тонкого калориметра
Charge measuring system
<S>~E00.7-0.8
Существенное уменьшение массы инструмента достигается применением нового
подхода (KLEM) к измерениям энергии –модифицированных кинематических
методов.
В противоположность обычно применяемым тонким калориметрам этот
метод не требует большого количества поглотителя и требует только тонкую
мишень ~30 г/см2.
Система измерения энергии KLEM
- состоит из 6 слоев стриповых (шаг стрипа ~456 мкм)
кремниевых детекторов;
- кремниевые детекторы размещены на ледерах по 9
шт. в каждом слое;
- ледеры каждого слоя располагаются на двух
уровнях с целью перекрыть активной частью КД
телесного угла установки
в состав каждого ледера входит по 8 детекторов;
В состав системы также входит углеродная мишень
глубиной ~20 гр/см2 и вольфрамовый конвертор
общей глубиной ~3λ
Выделение э-м компоненты из состава ПКИ методом Image Calorimeter
Микроионизационный калориметр
габариты 240х240 мм^2
Глубина ~20 к.е.
Энергетическая точность ~7%
Уровень режекции р/е ~10^4-10^5
О Л В Э
• Современная экспериментальная техника требует
высочайшей точности для изучения взаимодействий частиц
высокой энергии
• Использование ускорительных технологий в космических
экспериментах с КЛ при 1012–1016 эВ ограничивается, в
первую очередь, жесткими ограничениями на мощность
источников энергии. Даже используя новейшую
микроэлектронику, очень трудно добиться потребления
энергии меньше, чем 5–10 мВт.
• Для создания орбитального комплекса, включающего
несколько сотен тысяч каналов необходимо ~15 кВт
Основные идеи
•4p геометрия (независимость от направления прихода частицы)
•Переменная (легкое в-во + тяжелое в-во + …) структура для
обеспечения
а) нейтронной генерации,
б) э.м. & ядерного каскадного развития
•Выделения первичных э.м частиц (e+e-g) из фона, создаваемого
протонами, используя счет нейтронов
Измерение энергии с помощью нейтронного сигнала
• При развитии каскада во взаимодействиях а) адронов и б) g-квантов с
(тяжёлыми) ядрами рождаются испарительные нейтроны, которые
а) термализуются (ttherm), б) диффундируют (tdiff)
• Выход испарительных нейтронов в ЯЭК nneut ~ E00.8
• Выход нейтронов в начале области «колена» nneut (1015 эВ) ~106
• Нейтронный сигнал измеряется в счетном режиме и растянут во времени
• Время термализации
испарительных
нейтронов ttherm~100 ms
1000000
100000
10000
Cascade
length,
g/cm2
primary p
500
400
300
200
100
• Время счета тепловых
нейтронов tmeas~200 –
300 ms
<nneut>
1000
100
10
0,01
0,1
1
10
E0, TeV
100
1000
Флуктуации выхода нейтронов
• Стандартное отклонение на эффективной глубине ~250 г/см2:
• ~ 0,30 в протон-инициированных каскадах
• < 0,25 в ядро-инициированных каскадах
• Стандартное отклонение потока заряженных частиц - того же порядка
• Счет нейтронов
позволяет
измерять энергию
ЯЭК с точностью
ионизационной
техники
Выделение электронов по нейтронному сигналу
• Энергетические зависимости выхода нейтронов в электрон- и протонинициированных каскадах подобны
• выход нейтронов в электрон-инициированных каскадах на порядок
меньше
10000
100000
Effective
thickness,
g/cm2
1000
primary p
500
400
300
200
100
1000
100
10
<n neut>
<n neut>
10000
500
400
300
200
100
100
Effective
thickness,
g/cm2
primary e-
1
10
100
1000
E0, GeV
10000
10
10
100
1000
E0, GeV
10000
dW/dnneut
0,3
Effective cascade length=300 g/cm2
Ee =1 TeV
primary e-
0,2
primary p
0,1
0,0
0
1000
2000
nneut
3000
4000
• На больших глубинах узкое
распределение для электронинициированных каскадов
практически не перекрывается
с широким распределением
для протон-инициированных
ЯЭК.
• Это свойство используется для
режекции фона от протонов
• Подавление фона от протонов
до ~1000 раз
Tungsten
walls ~1
к.е
~11 cm2
scintillator
cube
Одновременная регистрация:
сигнала от ионизационных
потерь ~1 мкс
Нейтронный мониторинг
после прохождения каскада
~300 мкс
Fibers
Mass,
kg
Channel
number
Power
consumption, W
Scintillation calorimeter /
optic fibers
2300
50 000
3 000
Spectrometer KLEM
125
400 000
3 000
Charge measuring system
125
250 000
600
System electronic
50
2500
Mechanical construction
100
-
Reserve
100
Equipment
Total
2 800
700 000
up to 16 500
3D
calorimeter
ИНКА
Характеристика
Рабочая орбита:
─средняя высота
─наклонение
Точность поддержания орбиты по высоте
Масса КА
Масса НА
Энергопотребление максимальное при работе НА
Значение
500 км
51,6 град.
±5 км
14000...22000* кг
11050 кг
до 2600 Вт
Номинальное энергопотребление НА
500 Вт
Установленная мощность СБ в начале САС
3600 Вт
САС на рабочей орбите
до 5 лет
Средство выведения на рабочую орбиту
РН «Протон-М»,
«Ангара-5»
с РБ “Бриз-М”
Ltot
.
8
A
B
67
5
1
2
3
4
1 - lead
2 - polyethylene
3 - scintillators
4 - Helium-2
neutron
counters
5 - SNM-17
neutron
counters
6 - electronics
boards
7 – photodetectors
8 - charge
detectors
(5.55.5 cm2
sections)
A, B – external
sections
Ltot = 2.2 m –
total size
Lcal = 2.0 m –
Lcal
.
– calorimeter
size
Проект
«Нейтроний»
Современное развитие ракетно-космической отрасли, в том числе, в России,
позволяет полагать, что у исследователей космического пространства, в
обозримом будущем, может появиться возможность перенести эксперименты по
исследованию космического излучения высоких энергий из околоземного
пространства в межпланетное. Причем, возможно, будет доступно использование
поверхности близ расположенных планет, и первую очередь, поверхности спутника
Земли Луны.
При подготовке предложений по использованию лунной поверхности необходимо
отметить уникальные, в сравнении с земными условиями, возможности Луны для
исследования состава космического излучения. Отсутствие атмосферы, в которой
частицы космических лучей взаимодействуют, позволяет осуществить прямую
регистрацию частиц, с помощью аппаратуры размещенной непосредственно на
поверхности Луны.
Исходя из существующих ограничений на массу НА в космических экспериментах,
предлагается использовать регистрацию обратного потока частиц из каскада
рожденного в толще реголита. Такой подход позволяет размещение
непосредственно на поверхности Луны научной аппаратуры относительно
небольшой массы и создание установок с недостижимо высоким для ИСЗ
геометрическим фактором.
Проведенное предварительное моделирование и анализ его
результатов
показали
принципиальную
возможность
определения энергии частиц космического излучения по
обратному току от каскадов, инициированных частицей в
реголите, по нескольким компонентам: нейтронам, гаммаизлучению, радиоизлучению.
• Нейтроны альбедо из каскадов в лунном
грунте
• Гамма-кванты альбедо из каскадов в
лунном грунте
• Альбедо радиоизлучения каскадов из
каскадов в лунном грунте
Выход нейтронов альбедо
Средние кривые потоков нейтронов на разных уровнях развития каскадов от
протонов с энергией 2 ТэВ и 100 ТэВ в реголите для вертикального падения
(линии) и под углом 60о (квадратики).
Среднее пространственное распределение нейтронов на поверхности
детектора для протона с энергией 500 ТэВ для среднего угла падения
частиц 50o
Proton 500 TeV
Плотность
нейтронов
на 1 м^2
400
0
200
43,75
87,50
Y cm
131,3
0
175,0
218,8
262,5
306,3
-200
350,0
-400
-400
-200
0
X cm
200
400
Восстановление энергии первичной частицы
по нейтронам альбедо
5
10
1
1GeV/n
Prnewcd066
HedNdE2
Si
Fe
10
0
10
4
10
-1
10
Fe
-2
10
-3
He
10
2
10
dN/dE
Ntot on 100 m2
3
10
Pr
1
10
-4
1x10
-5
1x10
-6
10
0
10
-7
0.7
Ntot~A x 50 (Enuc/100GeV)
10
-8
10
-1
10
0
10
1
10
2
10
3
10
4
10
5
10
6
10
E/nucl, GeV
Энергетическая зависимость потока
нейтронов альбедо от каскада в
реголите
-9
10
-13
10
-11
10
-9
-7
-5
-3
-1
1x10 1x10 1x10 1x10 1x10
En, GeV
Спектры нейтронов на поверхности Луны от
первичного протона, ядра гелия, кремния и
железа с энергией 15 ГэВ/нуклон
Выводы по нейтронам
•
•
•
•
•
Число нейтронов, пересекающих детекторы,
установленные на поверхности Луны, при прохождении
первичного ядра через реголит, растет с ростом энергии
как En0.7 , и пропорционально массе первичного ядра.
Флуктуации выхода нейтронов зависят от массы ядра.
RMS составляет 20% для ядер железа, 50 % для ядер
гелия и 70% для протонов при энергиях > 10^14 эВ.
Средний размер ‘пятна’, на котором регистрируется 95%
нейтронов – составляет около 30 м2, а 70% энергии –
около 8 м2.
Время сбора сигнала – около 300 мкс.
Общий фон на поверхности позволит детектировать
частицы с энергией не менее 300 ТэВ.
Наличие водородосодержащих пород в месте
размещения аппаратуры улучшает замедление
нейтронов и упрощает регистрацию каскада.
Свойства гамма-альбедо
Учет асимметрии пространственного распределения гамма-альбедо
(k=(σ(Xl)/σ(Xt))2, Xl – расстояние от трека частицы до малой оси области
рассеяния, Xt - расстояние от трека частицы до большой оси области
рассеяния) позволяет ввести поправку на угол наклона трека и перейти к
приведенной множественности nv .
Пространственное распределение гамма-альбедо
Более узкое, по сравнению с нейтронами, пространственное
распределение гамма-альбедо позволяет локализовать ось
каскада.
Спектр гамма-альбедо
Восстановление энергии первичной частицы
гамма-квантам альбедо
Распределение по восстановленной энергии (по гамма-альбедо)
по
Выводы по гамма-албедо
• Основная часть фотонов альбедо сосредоточена вблизи
трека (в радиусе ~2 м). Это позволяет локализовать трек с
точностью ~0.2-0.5 м.
• Угловую зависимость выхода квантов удается учесть с
помощью анализа асимметрии пространственного
распределения.
• Погрешность в определении энергии в области энергий ~
10^14 эВ составляет ~100%, в области энергий ~ 10^15 эВ
составляет ~70%.
Использование радиоизлучения от каскадов в
реголите
Возможна регистрация первичных космических лучей по когерентному (на частотах
ниже ~ 10 ГГц) радиоизлучению от ливней в приповерхностном слое реголита.
Математическое моделирование позволило получить частотные спектры при
разных энергиях и углах наблюдения радиоизлучения.
Угловое распределение напряженности радиоизлучения (полное поле) на
расстоянии 50 км от места развития ливня с энергией Е0 = 1014 эВ.
Сравниваются результаты микроскопического (точки) и макроскопического
(кривые) расчетов радиоизлучения на частотах 200 МГц и 2 ГГц.
Выводы по радиоизлучению
• Наиболее рациональным является размещение приемных
устройств на поверхности Луны непосредственно над
«ионизационно-нейтронным калориметром». Это
обеспечивает сравнительно низкий порог регистрации (1015
эВ).
• Оптимальный (с учетом поглощения реголитом) частотный
диапазон для регистрации когерентного радиоизлучения от
«лунных» ливней  2–10 ГГц
• Погрешность в измерениях энергии первичной частицы
составляет ~40-100% в зависимости от условий
регистрации радиосигнала
Схема эксперимента
Приемные антенны вторичного
радиоизлучения
Детектор
заряда
Детектор
вторичных
нейтронов
и γ-квантов
Свинец/Вольфрам 1÷2 λ
Сцинтиллятор
Вторичные
нейтроны
Реголит
Вторичные
γ-кванты
Общая глубина регистрирующей аппаратуры 10-20 гр/см^2, т.е. ~100-200 кг/м ^2
Возможно поэтапное развитие установки.
При общей массе установки ~10 тонн достижимо значение геометрического фактора 150-300 м ^2 ср
Detection of high
Общие выводы
Математическое моделирование позволило оценить возможности
восстановления энергии по трем компонентам альбедо.
Точность определения энергии по каждой компоненте альбедо составляет
70-100%. Проведен анализ корреляций между измерениями независимых
компонент. Из предварительных результатов следует возможность
значительного уменьшения ошибки в энергетических измерениях при
одновременной регистрации трех компонент до ~50%.