Сфера над Антарктидой

Как заметить редкие частицы

В 1911—1912 годах австрийский физик Виктор Гесс, используя ионизационную камеру и аэростаты, которые дали ему военные, установил, что значение фоновой радиации в атмосфере растет с увеличением высоты. Так были открыты космические лучи; их исследование принесло Гессу в 1936 году Нобелевскую премию по физике.

Энергетический спектр космических лучей — распределение числа частиц в зависимости от их энергии — простирается от 10⁶ до 10²⁰ эВ и выше, где импульс одной частицы сравним с импульсом летящей хоккейной шайбы. Если бы такая частица попала в человека, то, скорее всего, он получил бы серьезную дозу облучения от всего того, во что она превратилась и что породила. Энергия 10²⁰ эВ — уже вполне макроскопическая энергия — наперсток воды она нагрела бы на несколько градусов. Однако опасность получить по голове такой «шайбой» даже в космосе ничтожна, так как интенсивность самых высокоэнергичных космических лучей составляет около одной частицы на один квадратный километр за 100 лет. Спектр космических лучей — сильно падающий, с десятикратным ростом энергии частиц интенсивность потока уменьшается в 1000 раз. Кроме того, до поверхности Земли такая частица долететь не может, в верхних слоях атмосферы она неизбежно столкнется с молекулами воздуха. Земная атмосфера — естественный щит, примерно как сталь толщиной более метра.

Из-за малой интенсивности космических лучей наблюдать их напрямую — проблема. Для области энергий ниже 10¹⁵ эВ  космические лучи относительно хорошо изучены, поскольку размеры установок для ловли частиц сравнительно невелики. Детекторы поднимали на аэростатах и космических аппаратах, данные по спектру и составу космических лучей, полученные на этих установках, хорошо согласуются с теоретическими моделями происхождения и распространения частиц в межзвездной среде. В области высоких энергий ситуация иная. Эти космические лучи регистрируют уже около 30 лет, но до сих пор неясно, что заставляет частицы набирать такую чудовищную энергию. Причем для исследования диапазона выше 10¹⁵ эВ возможно применение лишь косвенных методов. По сути, современные установки способны регистрировать только след от вспышки быстро «сгорающей» в атмосфере первичной частицы.

При столкновении частицы с атомами газов атмосферы происходит ядерная реакция, которая порождает расходящийся каскад вторичных частиц — так называемый широкий атмосферный ливень (ШАЛ). Он состоит из адронов, мюонов, электронов и гамма-квантов и трех видов излучения: Вавилова — Черенкова, флуоресцентного света, который возникает при возбуждении молекул воздуха частицами ШАЛ, и радиоизлучения. Изучая компоненты ШАЛ, можно довольно много узнать о первичных частицах. Особый интерес представляет диапазон энергий 10¹⁸—10²⁰ эВ; сейчас в этом диапазоне работает несколько больших наземных экспериментальных установок в Аргентине, США и России. Самая большая — Pierre Auger Observatory в Аргентине — состоит из 1600 детекторов  заряженных частиц на площади 3000 км² и четырех станций флуоресцентных оптических детекторов. Детекторы заряженных частиц позволяют зарегистрировать те немногие из них, которые доходят до поверхности Земли, а флюоресцентные детекторы — соответствующее излучение. Детекторы заряженных частиц работают круглосуточно, оптические детекторы — только в ясные и безлунные ночи, но зато они дают более точную информацию об энергии и типе первичной частицы.

Можно вынести систему наблюдения в космос и обозревать атмосферу и ШАЛ с расстояния, например, в 400 км. В этом случае площадь регистрации увеличивается в 50—250 раз по сравнению с Pierre Auger Observatory. Но для этого нужно вывести на орбиту телескоп, сопоставимый по размерам с телескопом Хаббла. Есть, однако, промежуточное решение — и не наземное, и не космическое.

Откуда возникла «Сфера»

В середине 60-х годов прошлого века академик А.Е.Чудаков из ФИАНа выдвинул идею о возможности регистрации отраженного от заснеженной поверхности излучения Вавилова — Черенкова — того самого, которое порождает ШАЛ при сверхвысоких энергиях частиц. Регистрируя полный поток этого излучения, можно восстановить наименее зависимое от теоретических моделей — а значит, и наиболее точное — значение энергии первичной частицы. В отличие от наземных установок, которые измеряют плотность излучения в отдельных точках на поверхности, можно будет регистрировать величину светового потока, пропорциональную энергии первичной частицы, напрямую, с минимальными методическими погрешностями. Изображение вспышки излучения на снегу — световое пятно диаметром несколько сотен метров с относительно ярким центром. Это пятно настолько слабое, что даже приборы могут заметить его только в безлунные ночи. Поэтому все измерения должны были проводиться именно в таких условиях.

Для регистрации вспышек А.Е.Чудаков предложил установить на борту самолета два фотоэлектронных умножителя (ФЭУ) и два расположенных рядом электронно-оптических преобразователя (ЭОП) с одинаковыми углами зрения 45^о. Все приборы должны были обозревать одну и ту же область заснеженной поверхности Земли с высоты порядка 10 км. Использование двух пар детекторов в режиме работы «на совпадении» должно надежно исключать помехи. Одновременное срабатывание двух ФЭУ включало два фотоаппарата, установленных на ЭОПах. Последующая обработка снимков должна была дать информацию об энергии и направлении прихода первичной частицы.

1. Схема эксперимента Джанни Наварры в Альпах на высоте 3500 м. Рисунок из оригинальной статьи 1981 года. На рисунке показаны сферические зеркала, направленные на ледник, и блоки детекторов, расположенные в фокусе зеркал. CONTAMINATION — световой фон от звезд, EAS — широкий атмосферный ливень

Реализовать эту идею тогда не удалось, и первый подобный эксперимент сделал в 1970—1980 годах ученик А.Е.Чудакова, итальянский ученый Джанни Наварра, однако не на самолете. Эксперимент проводился в Альпах на высоте 3500 м. над уровнем моря, оптические детекторы располагались на расстоянии 1000 м. от ледника и осматривали область с радиусом 30 м. (рис. 1). Наварра получил интегральный спектр энергий первичных космических частиц, в котором интенсивность событий соответствовала ожидаемой.

Однако дальше эта работа не развивалась. Тему продолжила в России группа под руководством доктора физико-математических наук Р.А.Антонова (МГУ). Он предложил использовать в качестве фотоприемника мозаику из 19 ФЭУ, установленную в фокусе сферического зеркала, а измерительную аппаратуру поднимать на аэростате. Так как основной оптический элемент установки — сферическое зеркало, проекту дали название «Сфера». В начале 90-х годов в горах Тянь-Шаня на высокогорной станции ФИАНа был повторен эксперимент Наварры. Со склона горы прототип установки осматривал заснеженную поверхность застывшего Большого Алматинского озера. Геометрически невыгодное расположение установки на склоне горы, при котором оптическая ось находилась под углом 10—12^о к поверхности наблюдения, привело к искажению регистрируемого изображения и ошибкам при восстановлении низкоэнергичной области спектра. Тем не менее в области больших энергий интенсивность зарегистрированных вспышек согласовалась с результатами других установок.

«Сфера» взлетает

В начале 90-х годов был начат следующий этап исследований и разработана более совершенная система и методика измерений. Пробные запуски установки «Сфера-1» на привязном аэростате с новой аппаратурой произвели в 1997 и 1998 году, а в феврале 2000 года сделали первые полноценные измерения. С высоты около 900 м. зарегистрировали более 400 событий и построили спектр космических лучей в области 10¹⁶—10¹⁷эВ, с использованием предложенной А.Е.Чудаковым методики. Запуск состоялся в Саратовской области, где доля ясных ночей зимой крайне мала.

Для регулярных измерений НИИЯФ МГУ и ФИАН решили совместно подготовить серию запусков привязного аэростата в Антарктиде в условиях полярной ночи. Планируемое время экспозиции установки должно было составить несколько сотен часов. Однако в 2004 году при первом же запуске аэростата на антарктической станции Новолазаревская, трос, удерживающий установку, оборвался, аэростат с аппаратурой унесло в сторону океана, и найти ее не удалось.

2. Пробный запуск аэростата с эквивалентной нагрузкой для регулировки угла атаки аэростата и ночной запуск в марте 2013 года на озере Байкал. Оборудование стартовой площадки: 1 — кабель питания (1 км) и резервный генератор (он очень шумный); 2 — лебедка; 3 — ящик с установкой «Сфера-2»; 4 — аэростат БАПА, 250 м3; 5 — антенна доступа в Интернет; 6 — центр управления; 7 — направляющая система для троса

Антарктида: между Землей и космосом

Следующий этап — это проект «Сфера-Антарктида». Цель его — продвижение в направлении фундаментальных проблем физики космических лучей и астрофизики, то есть выяснение происхождения, механизма ускорения и распространения космических лучей в межзвездной среде. На сегодня нет общепринятого механизма ускорения частиц до энергий выше 3·10¹⁸ эВ, неизвестна природа источников таких частиц, непонятны причины расхождения данных, полученных разными исследователями. В области энергий выше 6·10¹⁹ эВ эксперименты показывают анизотропию — космические лучи приходят не со всех направлений. Поскольку частицы таких энергий слабо отклоняются в магнитных полях космического пространства, эта анизотропия указывает на какие-то важные особенности устройства Вселенной. Однако непонятно, на какие.

4. Карта неба для космических лучей сверхвысоких энергий (E>57·1018 эВ) по данным установок Telescope Array (Северное полушарие, за семь лет 109 событий) и Pierre Auger Observatory (Южное полушарие, за десять лет 157 событий). Шкала справа показывает значимость событий в условных единицах, верхний конец шкалы соответствует примерно 3 σ, то есть весьма надежной фиксации направления прихода космических лучей. Сплошные кривые указывают на галактическую плоскость (GP) и сверхгалактическую плоскость (SGP), направление на центр Галактики GC и противоположное направление Anti-GC. Сверхгалактическая плоскость проходит через Солнце, центр нашей Галактики и центр скопления галактик в Деве. Черными точками показаны галактики, кругами и овалами — кластеры (скопления галактик), D — расстояния до них в мегапарсеках

Общего количества зарегистрированных событий пока недостаточно для надежного обнаружения источников космических лучей сверхвысоких энергий, но делаются попытки выявить характерные направления, где регистрируется больше всего событий. Для этого ученые попробовали отобрать события с энергией более 57·10¹⁸ эВ. Их хватило для выделения «горячих точек». Однако расположение этих точек плохо коррелирует с известными кандидатами на роль таких мощных источников (рис. 4).

Важная задача проекта — получение наиболее достоверных данных об энергетическом спектре и массовом составе космических лучей в области энергий от 1018эВ. Эти данные потребуются для сравнения с данными, которые предполагается получить в планируемых орбитальных экспериментах. Так как космические аппараты находятся на большом расстоянии от поверхности Земли, яркость вспышек света от ШАЛ мала, а нижний энергетический порог для таких установок достаточно высок — несколько единиц 10¹⁹эВ. Наземные же установки регистрируют вспышки начиная от 1017 эВ, но чрезвычайно редко могут «поймать» события выше 10¹⁹ эВ из-за малого времени экспозиции и малых размеров установок с оптическими детекторами. В проекте «Сфера-Антарктида» должны хорошо детектироваться события в области энергий, характерной как для существующих наземных, так и для будущих орбитальных установок. Таким образом, данные стратосферной установки будут играть роль мостика между результатами наземных и орбитальных детекторов. 

О вреде полярного сияния

Для успеха эксперимента нужны прозрачность атмосферы и чистота снежной поверхности. Антарктида — одно из немногих мест на Земле, где с этим дело обстоит хорошо. По данным многолетних наблюдений, с мая по сентябрь облачность там — 0—10% в приполярных областях, а в прибрежных зонах на широтах около 70^о — до 40—50%. Так как облачность может искажать результаты измерений, лучше было бы проводить измерения в приполярных областях, но там средние температуры — 60^оC ниже нуля. Поэтому запуски планируется делать с береговых станций «Новолазаревская» или «Прогресс», где средние температуры в июне и июле -15—20^оC. Ветры сильные, но, как правило, один раз в месяц на несколько дней ветер стихает до 1—2 м/с. Тогда возможен старт для малых воздушных аппаратов с временем запуска менее 12 часов.

Во время полярной ночи над Антарктидой устанавливается устойчивый антициклон, и, согласно многолетним наблюдениям, запущенные с прибрежных станций аэростаты дрейфуют в направлении Южного полюса. Кроме того, с июня по август кромка ледового покрытия отодвигается далеко от материковых границ Антарктиды, а область покрытого снегом льда — более чем на 1000 км, так что измерения можно проводить даже при дрейфе аэростата за пределами континента. В диапазоне длин волн 300—600 нм относительный коэффициент отражения для чистого снега стабилен в пределах 3% для зенитных углов источника света 0—80^о, поэтому снег — хороший экран для регистрации вспышек.

Конечно, имеются и минусы. Появление луны над горизонтом снижает время, подходящее для измерений, вдвое — из-за стократного увеличения фоновой засветки. Но все равно оно оказывается в разы больше, чем у наземных установок. Полярные сияния также снижают время экспозиции аппаратуры. Хотя свечение возникает на высотах выше 100 км и не попадает в поле зрения аппаратуры, но оно увеличивает общий световой поток и ухудшает соотношение сигнала к фону. К сожалению, довольно трудно предсказать, когда и где оно начнется. Яркость полярных сияний оценивается в баллах по международной шкале, где 1 балл соответствует свечению Млечного Пути, 4 балла — полной луне. Уровень 1—2 балла позволяет проводить измерения с увеличенным энергетическим порогом регистрации, а при 3—4 баллах аппаратура автоматически выключается, пока фоновая засветка не снизится до допустимого уровня. Лучшее время для измерений — периоды минимума солнечной активности, когда интенсивность полярных сияний снижается. В 2018 году как раз и наступает такой период.

Что сначала, что потом

Сначала будет изготовлен простейший прибор с несколькими датчиками и спутниковым модемом для передачи коротких сообщений. Прибор будет поднят небольшим аэростатом. Цель запуска — определить траекторию движения аэростата, измерить интенсивность фонового света, температуру, давление и влажность. Эти данные используют при разработке аппаратуры и расчете конструкции установки.

На втором этапе начнутся тестовые измерения с прототипом установки. Прототип будет полностью функциональным детектором, но с меньшими размерами оптической системы и матрицы детектора. При этом энергетический порог увеличится до 5·10¹⁸эВ. Регистрироваться будут только самые «яркие» события от высокоэнергичных первичных частиц. За 30 суток полета может быть зарегистрировано около 100 таких событий. Этого недостаточно для получения статистически значимых результатов, но позволит оценить эффективность работы системы регистрации и надежность элементов аппаратуры.

После получения результатов работы прототипа (одного или нескольких) будут проведены измерения с экспериментальной установкой «Сфера-А». Далее — регулярные измерения нескольких установок в течение 3—10 лет. Затем анализ результатов — и лучшее понимание устройства Вселенной.