P O S T Ę P Y
A S T R O N O M I I
C Z A S O P I S M O
P O Ś W I Ę C O N E U P O W S Z E C H N I A N I U
W I E D Z Y A S T R O N O M I C Z N E J
PTA
TOM XXVI - ZESZYT 2
KW IECIEŃ — CZERWIEC 1978
W A R S Z A W A - Ł Ó D Ź 1978
P O S T Ę P Y
ASTRONOMII
k w a r t a l n i k
:
TOM XXVI — ZESZYT 2
KW IECIEŃ — CZERWIEC 1978
W A R S Z A W A - Ł Ó D Ź 1978
KOLEGIU M REDAKCYJNE Redaktor naczelny: Jerzy Stodótkiewicz, Warszawa
Członkowie:
Stanisław Grzędzielski, Warszawa Andrzej Woszczyk, Toruń
Sekretarz Redakcji: Andrzej Sołtan, Warszawa
Adres Redakcji: 00-478 Warszawa, Al. Ujazdowskie 4 Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika (PAN)
W Y D A W A N E Z ZASIŁKU POLSKIEJ A K A D E M II NAUK
Printed in Poland
■ Państwowe Wydawnictwo Naukowe O ddział w Łodzi 1978
W y d a n ie I. N a k ła d 676+104 egz. A rk. w yd. 6,00. A rk . d ru k . 5,25. P a pier offset. k i. I l i , 70 j;, 7 0 x 100. O d d a n o do s k ła d a n ia w lu ty m 1978 r. P odpisano do d r u k u w m a in 1078 r. D ru k n k o ńc zo n o w c ze rw c u 1978 r.
.Zulu. 127/78. 1-16. C ena zt 10,—
Zakład Graficzny Wydawnictw Naukowych Łódź, nl. Żwirki 2
POSTĘPY ASTRONOM II
T om XXVI (1978). Zeszyt 2
PODSTAWY EKSPERYMENTALNE ASTRONOMII GAMMA
Z B I G N I E W S T R U G A L S K I
In sty tu t Fizyki P olitechniki Warszawskiej (Warszawa)
3KCI1EPMMEHT A Jlb H b lE OCHOBbI TAM MA ACTPOHOMHM
3. C i p y r a j i b C K H
C o f l e p > K a H H e
OriHCbiBaeTCfl 3KcnepHMeHTa;ibHaH 6 a3a raMMa acTpoHOMHH. HaHbi npHHUHiibi a c h c t b h h neTeK TopoB, CMeT^HKOB h T enecK on oB npHMeHHeMbix b HCCJiejjOBaHHHX KOCMmecKHX raMMa KBaHTOB.
EXPERIMENTAL BASIS OF GAMMA ASTRONOMY A b s t r a c t
The survey o f the experimental basis o f Gamma-Astronoiny is given. The detectors, counters, and telescopes used for investigation of the cosmic gamma-ray are presented.
1. WSTĘP
Astronomia od dawna w ykorzystyw ała promieniowanie elektromagnetyczne do badania obiektów Wszechświata - planet, gwiazd, galaktyk. Początkowo nośnikiem informacji b y ło głównie św iatło w zakresie widzialnym, a więc w zakresie częstości od ok. 4,6 • 1014 do ok. 7,1 • 1014 Hz; ono prawie wyłącznie dostarczało danych o Wszechświecie, głównie o naszej Galaktyce, od dalekiej starożytności do połow y niemal wieku XX.
Do poznawania Wszechświata astronomia współczesna wykorzystuje praktycznie całe pasmo widma promieniowania elektromagnetycznego — od fal radiowych o długości ok. kil kuset m etrów (ok. 106 Hz), do energicznych kwantów gamma o energiach rzędu 1014eV(ok.
74 Z. Strugalski 9 o
10 Hz). Działy astronomii, w których wykorzystuje się promieniowanie elektromagnetyczne z odpowiednich zakresów widma noszą specjalne nazwy: radioastronomia, astronomia rentge nowska, astronomia gamma. Tradycyjna astronomia, korzystająca z optycznego pasma w tym promieniowaniu, mogłaby być nazwana astronomią optyczną. Każdy z tych działów posługuje się odpowiednią do wykorzystywanego promieniowania metodyką i bazą eksperymentalną.
W pracy niniejszej zajmiemy się podstawami eksperymentalnymi astronomii gamma. Najpierw jednak określimy bardziej dokładnie, do jakiego zakresu widma promieniowania elektromagnetycznego należy promieniowanie gamma. Zaliczamy do niego fotony o energiach powyżej 0,1 MeV. Ten przedział energetyczny jest tak obszerny, że procesy wytwarzania i metody rejestracji kwantów gamma o różnych zakresach energii istotnie się różnią. Dlatego całe to pasmo rozdziela się jeszcze na ciąg przedziałów: 1) miękkie promieniowanie gamma, w zakresie energii od 0,1 do 10M eV; 2) energiczne promieniowanie gamma, w zakresie od 10 MeV do 1000 MeV; 3) twarde promieniowanie gamma, w zakresie energii od 1000 MeV do 100 000 MeV; 4) promieniowanie gamma superwysokich energii, powyżej 100 000 MeV.
Kosmicznym promieniowaniem gamma zainteresowano się w początkach lat pięćdziesiątych naszego wieku. Do tego czasu fizycy w warunkach laboratoryjnych uzyskali informacje o przekrojach oddziaływań jądrowych przy wysokich energiach i produktach tych oddziaływań, zaś w badaniach promieni kosmicznych nagromadzili informacje o widmach energetycznych i kątowych promieni kosmicznych i ich składzie. Z zestawienia tych rezultatów stało się od razu jasne, że kosmiczne kwanty gamma mogą przynieść z Kosmosu cenne informacje o oddziaływaniu promieni kosmicznych z materią w oddalonych obszarach Galaktyki i przestrzeni międzygalaktycznych oraz o źródłach promieniowania gamma w Galaktyce i poza nią. W szeregu prac (w spisie literatury oznaczonych * ) dokonano wstępnych ocen natężeń pro mieniowania gamma pochodzenia’galaktycznego i metagalaktycznego ze źródeł wysyłających obserwowalne fale radiowe. Opublikowano także przeglądy tych prac ( G i n z b u r g i S y r o w a t s k i j 1964; G a r m i r e i K r a u s h a a r 1965; F a z i o 1967).
Kosmiczne promieniowanie gamma pojawia się przy oddziaływaniu w Kosmosie ener gicznych elektronów, protonów i jąder atomowych z materią i z promieniowaniem, przy anihilacji materii i antymaterii, przy rozpadach radiacyjnych cząstek elementarnych i jąder atomowych. Nasza Galaktyka jest praktycznie przezroczysta dla tego promieniowania w szerokim przedziale energii, jednak dostając się do atmosfery ziemskiej promienie gamma oddziałują z nią dość intensywnie i należy przy badaniu z ich pomocą przestrzeni kosmicznej rozpatrzeć zagadnienia oddziaływania promieniowania gamma z materią.
Oddziaływanie kosmicznego promieniowania gamma z ośrodkiem międzygalaktycznym może sprowadzać się do rozpraszania Comptona na elektronach i tworzenia par na elektronach, protonach i fotonach zapełniających przestrzeń międzygalaktyczpą. Gęstość gazu w tym obszarze jest na tyle mała, że rozpraszanie comptonowskie i tworzenie par elektronowo-po- zytronowych na cząstkach naładowanych tego gazu nie wpływa istotnie na rozprzestrzenianie się promieniowania gamma od źródeł galaktycznych i pozagalaktycznych z niewielkim prze sunięciem czerwonym w widmie. Zagadnienia gęstości ośrodka międzygalaktycznego i ośrodka międzygwiazdowego w obszarze galaktyki rozpatrywano w wielu pracach (R e e s 1969; A r o n s i M c C r a y 1969; M a k-W i 11 i 1963; S u n j a e v 1971; Z e 1 d o vi c i N o v i k o v 1967). Gęstość promieniowania elektromagnetycznego w Metagalaktyce jest znacznie większa od gęstości gazu — np. gęstość tzw. promieniowania reliktowego wynosi ok. 400 cm- 3 , podczas gdy gęstość gazu w Metagalaktyce nie przekracza 10~5 cm- 3 . Dlatego,
(mec2)2
przy dostatecznie dużych energiach kwantów gamma, E > --- , gdzie m — masa
spo-7 6 "
czynkowa elektronu, a e — średnia energia promieniowania elektromagnetycznego, za sadniczym procesem staje się tworzenie par elektronowo-pozytronowych przez kwanty gamma w zderzeniach z fotonam i o m ałych energiach. Proces ten drobiazgowo rozpatrywano w lite raturze ( B e r e z i n s k i j 1970; N i k i s S o v 1961; G o u l d i S c h r e d e r 1966, 1967; J e l l e y 1966; P r i 1 u c k i j i R o ż e n t a l 1969; F a z i o i S t e c k e r 1970). W za kresie energii kwantów gamma jeszcze większych, powyżej 1014 eV, droga swobodna prze nikania kwantu przez Galaktykę jest istotnie mniejsza od rozmiarów Galaktyki. W tym obszarze energii można zatem oczekiwać występowania swego rodzaju procesu kaskadowego przy oddziaływ aniu promieni gamma z promieniowaniem w Galaktyce.
2. PROBLEMY DETEKCJI KOSMICZNYCH PROMIENI GAMMA
Kwant gamma można zarejestrować tylko wówczas, gdy w rezultacie jego oddziaływania z ośrodkiem materialnym pojawią się cząstki jonizujące zdolne w yw ołać w tym ośrodku obser- wowalny efekt —jonizacyjny lub scyntylacyjny.Najczęściej,prawie w l00% przypadków, takimi w tórnym i cząstkami jonizującymi są elektrony i pozytrony; powstają one głównie w procesach com ptonowskich zderzeń kwantów gamma z elektronami i w procesach tworzenia par elektro nowo-pozytronowych w polach kulombowskich cząstek naładow anych, głównie jąder atom o wych. Wzgędny udział comptonowskiego rozpraszania maleje ze wzrostem energii kwantów gamma do tego stopnia, że począwszy od pewnej wartości ich energii jedynym procesem jest
* tworzenie par. Następuje to przy różnych energiach dla różnych m ateriałów — np. dla ołow iu dominowanie procesu konwersji kwantów gamma w pary elektronow o-pozytronowe zaczyna występow ać przy energiach rzędu 5 MeV, dla powietrza zaś w normalnych warunkach — przy ok. 30M eV . W spółczynnik a pochłaniania kwantów gamma w ośrodku rośnie ze wzrostem energii, osiągając wartość 0,773; dla ośrodków ze średnią liczbą atomową Z wartość asym ptotyczna w spółczynnika a osiągana jest przy kilkuset MeV.
Wytworzone w ośrodku materialnym elektrony i pozytrony w yw ołują jonizację ośrodka, przy czym, jeśli ich energia jest większa od paru MeV, to efekt jonizacyjny jest niezależny od energii elektronów i jest prawie jednakow y na jednostkę długości drogi elektronu w ośrodku. Elektron ponadto w procesie hamowania w polach kulombowskich cząstek naładow anych emituje kwanty gamma, tak zwane promieniowanie hamowania znane w literaturze pod nazwą „Bremsstrahlung” . Promieniowanie hamowania może być wyemitowane kolejno w zdłuż drogi elektronu w postaci dużej ilości niezbyt energicznych wtórnych kwantów gamma lub w postaci jednego lub paru kw antów o energiach porównywalnych z energią elektronu; prawdo podobieństwo takiego lub innego sposobu straty energii elektronu jest prawie jednakowe.
Wtórne kw anty gamma zachowują się identycznie jak pierwotne — jeśli są dostatecznie energiczne, to w yw ołują pojawienie się nowych par elektronow o-pozytronow ych; mniej energicznie ulegają rozpraszaniu comptonowskiemu. Proces może pow tarzać się — w ośrodku wytwarza się kaskada lub lawina albo, jak to często mówimy w języ k u polskim, pęk elektro- nowo-fotonowy. Takie lawiny mogą by ć „m ałe” w yw ołane pierwotnym i kwantami gamma o niewielkich energiach, lub „duże” — pochodzące od energicznych kwantów gamma. Na rys. 1
76 Z Strugalski
Rys. 1. Fotografia lawiny elektronowo-fotonowej o niewielkiej energii, ok. 500 MeV, rozprzestrzeniającej się w ciekłym ksenonie
pokazany jest przykład rozprzestrzeniania się „m ałej” lawiny w ciekłym ksenonie*, przy ener gii kwantu pierwotnego równej ok. 500 MeV; na rys. 2 mamy fotografię lawiny „dużej” zaini cjowanej w ciekłym ksenonie przez kwant gamma o energii ok. 100 000 MeV.
Rys. 2. Fotografia lawiny elektronowo-fotonowej dużej energii, ok. 100 000 MeV, rozprzestrzeniającej się w ciekłym ksenonie
Kaskady elektronowo-fotonowe charakteryzuje się przez podanie energii cząstek pier wotnych kwantów gamma je wywołujących, długości lub głębokości rozwoju lawiny w
* Jako ośrodka, w którym w ytw orzyła się lawina użyto ciekłego ksenonu, stanowiącego ciecz za pełniającą komorę pęcherzykową.
ośrodku materialnym, kierunku osi lawiny pokrywającego się z kierunkiem rozprze strzeniania się pierwotnego kw antu gamma, liczby cząstek naładow anych — elektronów i pozytronów na danej głębokości, radialnych — w kierunku prostopadłym do osi — w y miarów na danej głębokości rozwoju.
Rozmiary opisujące rozwój kaskady — podłużne i radialne - podaje się w specjal nych jednostkach długości, tzw. jednostkach radiacyjnych długości (R o s s i i G r e i s e n 1941). W takich jednostkach ujęty rozwój dostatecznie energicznej kaska dy nie jest zależny od rodzaju ośrodka. Każdy ośrodek ma swą jednostkę radiacyjną
t wyrażoną zazwyczaj w grubościach warstwy, w g/cm 2. Na przykład dla ołow iu jednostka ta wynosi 5,24, dla powietrza — 33,9, dla NaJ - 9 ,4 7 , dla CaJ zaś 8,55. Wyrażona w cm jednostka ł , np. dla ołow iu wynosi ok. 2,5 mm, dla NaJ zaś 25,6 mm.
Zależność długości L rozwoju kaskady elektronowo - fotonowej w ośrodku materialnym od energii inicjującego ją kwantu gamma podana jest w tab. 1. Dane dla zakresu energii E q od 20 MeV do 4000 MeV uzyskane są z eksperym entu; uwzględniano energie elektronów i pozy tronów w tórnych powyżej 0,3 wartości energii krytycznej, tj. energii elektronów przy której straty na jonizację są w przy bliżeniu równe stratom na promieniowanie hamowania. Dane dla zakresu energii po wyżej 4000 MeV uzyskano z obliczeń wy konanych na bazie teorii kaskad elektro- nowo-fotnowych dla wartości energii w tórnych elektronów wynoszących ponad 0M eV. Fluktuacje długości L wynoszą ok.
20% .
Promień poprzecznego rozwoju lawiny zależy od energii inicjującego ją kwantu gamma tylko na pewnej początkowej części jej długości rozwoju, na większych g łę b o kościach jest on prawie stały. Fluktuacje tego promienia wynoszą ok. 90%. W tab. 2
E E W) 3 C eO £ :a •o o '57 * o c o a 6 Z o c o <g o W) 3 'O *3 N o o g o ł-H 36 o o o o ł-H (N o o o o lo CS 1 0 0 0 0 ON 4 0 0 0 <N O o (N 1 0 0 0 O 3 0 0 O W) lo o 00 4,5 4 0 1,5 20 -5 O h? <3 a sOT 3* *5* *5 T3 O '5? £ O c o & 6 Z oc o ed 0) •S » >» = 12 68 a 5/5 — c« 3 v +-» Z, e3 rt 'o ' s* * •* N « r O ■-> a o a .3 c <L> 1 o *2 <Ł> 'O 2 0 0 0 lO O Olo 1 ł-H oo lo o łH ł-H o o CO co o lo lo o 00 -o 00 •'t o o <N o >* s o
78 Z Strugalski
przytoczone są eksperymentalne dane odnośnie do zależności promienia
R
poprzecznego rozwoju kaskady od energii
E
pierwotnego kwantu gamma, uzyskane w warunkach analogicznychjak dane z tab. 1.
Prace przeglądowe ( R o s s i i G r e i s e n 1941; B e 1 e n k i j 1948; S t r u g a l s k i 1970, 1971), w których opisano procesy towarzyszące przechodzeniu kwantów gamma i elektronów przez materię, referują bogate piśmiennictwo oryginalne z okresu kilkudziesięciu ostatnich lat.
Biorąc pod uwagę wyżej opisany schematycznie obraz procesu przenikania promieni gamma przez materię i mając na względzie to, że Ziemia jest otoczona warstwą atmosfery o grubości wynoszącej ok. 25 jednostek radiacyjnych, można określić zakres stosowalności różnych spo sobów detekcji kosmicznych promieni gamma. Od razu można stwierdzić, na podstawie tab. 1, że na poziomie morza kończą swój rozwój tylko te kaskady, które zainicjowane są przez kwanty gamma o energiach wynoszących ponad ok. 1011 eV, a maksimum swojego rozwoju — maksymalną liczbę elektronów i pozytronów — osiągają na poziomie morza kaskady wywołane przez kwanty gamma o energiach wynoszących ok. 1016 eV. Do poziomu szczytów gór średniej wysokości docierają maksima rozwoju lawin spowodowanych kwantami gamma o energiach wynoszących ok. 1014 eV. W celu zarejestrowania kaskady na poziomie morza i zmierzenia energii
E
inicjującego lawinę pierwotnego kwantu gamma należy rozporządzać informacją o rozkładzie cząstek akurat w jej maksimum rozwoju.Kwant gamma z kosmosu padając na granicę atmosfery początkowo, w zewnętrznej warstwie wynoszącej ok. 0,25
tQ,
praktycznie nie oddziałuje z ośrodkiem, następnie, w warstwie ok. 3,5t ,
wszystkie kwanty gamma, które docierają z kosmosu do atmosfery ulegają oddziaływaniom z jej atomami i inicjują kaskady elektronowo-fotonowe, jeśli są dostatecznie energiczne;Rys. 3. Orientacyjne wartości jednostek radiacyjnych dla atmosfery ziemskiej. Krzywa przerywana - zmiana ciśnienia z wysokością nad poziom em morza; zaznaczono warstwy atm osfery, w których zachodzą procesy
m ało energiczne zaś ulegają kolejnym procesom rozpraszania Com ptona lub w yw ołują wy bijanie fotoelektronów — efekt ich oddziaływania z atmosferą nie jest obserwowalny ani na poziomie morza, ani na poziomie najwyższych gór. Ilustrację takiej sytuacji daje rys. 3.
Wniosek z powyższego jest jasny: cała astronomia gamma musi opierać się na badaniach kosmicznych pro mieni gamma w górnych warstwach lub poza granicami atmosfery ziemskiej; tylko kw anty gamma o energiach powyżej 1016 eV mogą być badane metodami na ziemnymi poprzez analizę rozkładów energetycznych, kątow ych i przestrzennych elektronów i pozytronów w kaskadach docierających do powierzchni Ziemi. Średnica poprzecznego rozwoju takich kaskad na tym poziomie może dochodzić do paru kilometrów. W astronomii gamma i w paśmie energii do ok. 10 16 eV pomiary i obserwacje muszą być prowadzone z satelitów Ziemi lub balonów.
3. METODY DETEKCJI I APARATURA BADAWCZA ASTRONOMII GAMMA
Kwanty gamma można zarejestrować pośrednio po przez rejestrację pojawiających się w procesie ich od działywania z materią w tórnych elektronów. W za leżności od energii kwantów pojawiają się wtórne foto- elektrony, comptonowskie elektrony i pary elektro- nowo-pozytronowe. W celu zarejestrowania kwantu gamma należy więc zastosować taki przyrząd, w którym wystąpi konwersja kwantów gamma we wtórne cząstki naładow ane, należy przy tym zapewnić możliwość za rejestrowania następnie efektu jonizacyjnego przez nie wywołanego. Każdy detektor lub licznik kw antów gamma musi więc mieć jako głów ną część odpowiednio skonstruowany konw ertor - w istocie blok m ateriału, tak wykonany i mający takie właściwości, by można w nim pośrednio lub bezpośrednio obserwować i rejestro wać efekty w yw ołane przez cząstki wtórne. Takimi konw ertoram i mogą być bloki z m ateriałów scyntyla cyjnych w stanach gazowym, ciekłym lub stałym , p ły tk i kom ór iskrowych, bloki z dowolnego m ateriału otaczające licznik promieniowania jonizującego. Oprócz konw ertora detektor kwantów gamma musi zawierać u k ła d rejestrujący efekt jonizacyjny w yw ołany w kon wertorze, wreszcie u k ład y wzmacniające, analizujące i za pisujące uzyskaną informację.
I
KJ7
t7
D1G
DA
D2C
Rys. 4. Ideowy schemat licznika (a) i teleskopu (b) kosmicznego promie niowania gamma. Oznaczenia: (a) 1 - konwertor; 2 - urządzenie rejestru jące efekt wywołany przez wtórne cząstki naładowane; 3 - 4 — urządze nia zapisujące, analizujące i reje strujące; (b) DyC, D2C - detektory pracujące w koincydencji. DA - detektor pracujący w
80 Z. Strugalski
Z detektorów takich konstruuje się urządzenia pozwalające nie tylko wykrywać i mierzyć energie kwantów gamma, lecz także określać ich kierunek rozprzestrzeniania się. Takie urzą dzenia nazywa się teleskqpami.
Ponieważ kosmiczne promienie gamma docierają do nas w towarzystwie bardzo gęstego strumienia innych cząstek promieniowania kosmicznego, każdy detektor, licznik lub teleskop kosmicznych kwantów gamma musi być otoczony na zewnątrz licznikami rejestrującymi pro mieniowanie kosmiczne, nie będące promieniami gamma; liczniki te pracują w anty- koincydencji z detektorami i teleskopami kosmicznego promieniowania gamma. Ideowy schemat licznika i teleskopu kosmicznego promieniowania gamma pokazany jest na rys. 4, podane są tam oznaczenia każdej z jego podstawowych części. Jako urządzenia rejestrujące efekt jonizacyjny stosuje się liczniki Geigera-Miillera, komory jonizacyjne, scyntylatory z foto- powielaczami, detektory półprzewodnikowe, komory iskrowe. Często jako liczniki promie niowania gamma stosuje się detektory Czerenkowa wyposażone w konwertory zawierające ciężkie pierwiastki; stosowanie takich liczników jest wygodne przy wyższych energiach — są one bowiem nieczułe na składową niskoenergetyczną promieni kosmicznych, stanowiącą poważny wkład do tła, na którym rejestruje się kwanty gamma.
I. DETEKTORY I LICZNIKI
Detektorami i licznikami promieniowania gamma nazwiemy takie urządzenia, za pomocą których możliwe jest wykrycie tych cząstek i ewentualnie określenie ich energii,teleskopami zaś nazwiemy takie detektory i liczniki, lub ich układy, które pozwalają ponadto określać kierunek przychodzenia kwantów gamma.
A. Liczniki kwantów gamma
Schemat ogólny licznika kosmicznych kwantów gamma pokazany jest na rys. 5. Konwertor
1 otoczony jest cienką pochłaniającą promieniowanie rozproszone folią aluminiową 2, a następnie antykoincydencyjnym licznikiem scyntylacyjnym 3. Cały licznik zamknięty jest w cienkiej obudowie aluminiowej 4. Informacje o efekcie jonizacyjnym wywołanym w kon wertorze zbiera się za pomocą fotopowielacza 6. Jako konwertory stosuje się zazwyczaj kryształy scyntylacyjne NaJ(Tl), a także półprzewodniki germanowo-litowe z tzw. aktywnymi — scyntylacyjnymi, lub pasywnymi — ołowianymi kolimatorami. Opisany licznik rejestruje promienie gamma w kącie bryłowym wynoszącym ok. 4 n. Energetyczny zakres jego stoso walności zależy od wielkości konwertora, zazwyczaj można stosować taki licznik w przedziale wartości energii kwantów, gamma od dziesiątych części MeV do kilkuset MeV, chociaż, przy dostatecznie dużych konwertorach, dla liczników tego rodzaju praktycznie nie ma górnej, energetycznej granicy stosowalności. Oczywiście należy wziąć pod uwagę to, że natężenie kosmicznych kwantów gamma istotnie maleje z ich energią, a konwertory, chociaż obszerne jako ośrodek do rozwoju wtórnych prócesów zainicjowanych w nich przez kwanty gamma, są zbyt małe, aby zapewnić dostateczną wydajność rejestracji kosmicznego promieniowania gamma wysokich energii w czasie dostępnym dla eksperymentu.
Wszystkie detektory opisanego tu typu nie określają kierunku przychodzenia kwantów gamma. Wynika to stąd, że długość pochłaniania kwantu w ośrodku jest duża, a rozproszenie
Rys. 5. Schemat ogólny licznika kosmicznego kwantów gamma: 1 - konwertor, 2 - cienka osłona alu miniowa, 3 — antykoincydencyjny licznik scyntylacyjny, 4 - osłona aluminiowa, 5—7 - fotopowielacze
wtórnych elektronów w polu kulombowskim jąder atomów ośrodka bardzo silnie odchyla kierunki ruchu wtórnych elektronów od kierunku lotu powodującego pojawienie się kwantu
k o l i m a t o r
Rys. 6. Schemat licznika kwantów gamma z rozdzielczością kątową ( H a y m e s i C r a d d o c k 1966). Kolimator ze scyntylatorów plastikowych jest przeglądany przez fotopowielacz połączony w anty- koincydencji z fotopowielaczem przeglądającym konwertor z NaJ umieszczony w kapsule z NaJ, przegląda
82 Z. Strugalski
gamma. Można jednak uzyskać licznik z dobrą rozdzielnością kątową dla kwantów gamma m ałych energii, od ok. 0,1 MeV do ok. 1 MeV; w takim zakresie energii długość pochłaniania kwantów gamma jest większa i można skonstruować efektywne liczniki promieni gamma dostatecznie dobrze rejestrujące także kierunek ich rozprzestrzeniania się. Przyrząd taki opra cowano i wykorzystano w eksperymentach H a y m e s a i C r a d d o c k a (1966). Schemat licznika pokazany jest na rys. 6 (C l a r k i in. 1968). Stożek akceptancji licznika wynosi 0,006 steradiana.
Przy, wyższych energiach, od ok. 1 MeV do ok. 50 MeV, teleskopy prawie nie są opra- .cowane.Przy jeszcze wyższych energiach staje się znowu możliwe skonstruowanie liczników kierunkowych — teleskopów. Konstrukcja ich jest analogiczna, jak konstrukcja licznika poka zanego na tys. 6. Są to liczniki scyntylacyjne z kolimatorami ( C l a r k i in. 1968, K r a u s h a a r i in. 19651). Kątowa zdolność rozdzielcza takich liczników nie jest jednak większa od 15°. Energetyczna zdolność rozdzielcza wynosi od kilku dziesiątych do kilkunastu procent, w zależności od zakresu energetycznego.
B. Komory ‘iskrowe
Komora iskrowa jest powszechnie używanym przyrządem w dziedzinie fizyki cząstek ele m entarnych w zakresie energii akceleratorowych ( S t r u g a l s k i 1968; B a j u k o v i
L e k s i n 1963). W istocie swej jest to układ płaskorów noległych jednakowo odległych cienkich p ły t m etalowych, m iędzy które można doprowadzać impulsy wysokiego napięcia. P ły ty umieszczone są w ośrodku gazowym. Zasada re jestracji kwantów gamma jest następująca: kwant gamma wchodzący do kom ory (rys. 7) wytwarza parę elektronowo-pozytronową w jednej z m eta lowych p ły te k kom ory. Wtórne cząstki jonizujące - elektron i pozytron - poruszają się w przy bliżeniu w kierunku ruchu kwantu gamma i po dojściu do gazowej szczeliny m iędzy elektrodami jonizują gaz zapełniający kom orę. Tuż po w ytw o rzeniu jonów i elektronów jonizacji, zanim te ostatnie zdążą rozpełznąć się, podłącza się m iędzy p ły tk i kom ory wysokie napięcie. Następuje przebicie iskrowe w szczelinie m iędzy płytkam i. Jeśli odchylenie kierunku trajektorii cząstek jonizujących od linii prostopadłej do p ły t jest nie większe od ok. 6 0 °, to przebicie następuje w zdłuż trajektorii. Iskrę można widzieć i foto grafować. Przy dostatecznie energicznych cząstkach jonizujących przebicie w ystępuje m iędzy wieloma płytkam i w tych miejscach w gazie, gdzie przeszły te cząstki. Łańcuszek iskier m iędzy wieloma p ły tam i kom ory wyznacza trajektorię składow ych pary wytworzonych przez kw ant - cząstek elektronu i pozytronu.
Rys. 7. Schemat rejestracji kwantu gamma w wielopłytowej komorze iskrowej. Kwant gamma wchodzący do komory w kierunku 1 konwertuje w drugiej płytce; w szczelinach między następnymi płytkami występują przebicia iskrowe wzdłuż torów skła
Komory iskrowe w ielopłytowe są doskonałym i detektoram i kwantów gamma ( S t r u g a l s k i 1972). Można je stosować do detekcji, pomiaru energii i określania kątów przychodzenia kwantów gamma w zakresie energii od ok. 20 MeV do ok. 5000 MeV. O pty malna zdolność rozdzielcza energetyczna wynosi ok. 10%; kierunek rozprzestrzeniania się kw antu gamma, określany z kierunku ruchów składow ych pary elektronowo-pozytronowej, można odtw orzyć z dokładnością od dziesiątych części stopnia do parudziesięciu stopni. Większa dokładność uzyskiwana jest przy wyższych energiach z rozpatrywanego przedziału. Przy całkow itym rozwoju kaskady elektronowo-fotonowej w obszarze roboczym kom ory, energię kwantu inicjującego kaskadę określa się z całkow itej liczby iskier m iędzy wszystkimi p ły tam i ( S t r u g a l s k i 1972). Pokazane to jest schematycznie na rys. 7.
Dalszymi stadiami rozwoju kom ór iskrowych są kom ory drutowe — proporcjonalne i dryfowe; można ich w zasadzie używać także, z odpowiednimi układam i konw ertorów , jako części składowe liczników i teleskopów kwantów gamma.
Komory iskrowe stosowano w wielu eksperymentach balonowych (D u t h e 1968; F a z i o i H e 1 m k e n 1968; F a z i o i in. 1968; F i c h t e 1 1968; F i c h t e 1 i in. 1968, 1969; O g e l m a n n i in. 1967). Stosowane w astronomii gamma nie muszą być otoczane licznikami antykoincydencyjnymi, łatw o można bowiem odróżnić ną, fotografiach przypadki rejestracji kwantów gamma od przypadków rejestracji innych cząstek promieni kosmicznych.
Rozmiary p ły t' w komorach iskrowych zazwyczaj wynoszą od kilku do kilkunastu dcm2 . • W rzeczywistości komora iskrowa, mając właściwości rejestrowania kwantów gamma z dużą zdolnością rozdzielczą kątową, jest teleskopem. Może ona pracować w warunkach, kiedy tło innych promieni kosmicznych jest nawet ok. sto razy większe od intensywności promieni gamma.
C. Jądrowe emulsje fotograficzne
Doskonałym i rejestratorami kwantów gamma są fotograficzne em ulsjejądrow e(P e w e l l i in. 1962). Wpadając do bloku emulsji o objętości kilku litrów kwanty gamma konwertują w nim w różnych miejscach - wytworzone w procesie konwersji elektrony i pozytrony pozo stawiają ślady, które łatw o odnieść do elektronów i pozytronów pochodzących z konwersji kwantu gamma.
Proces wyszukiwania zarejestrowanych przypadków w dużej objętości emulsji jest jednak niezmiernie kłopotliw y. Ze względu na m ałą intensywność kosmicznego promieniowania gamma trudno jest zebrać dostatecznie duży m ateriał statystyczny. Dlatego emulsje nie są stosowane często w astronomii gamma.
Kierunek wejścia kwantu gamma do bloku emulsji łatw o określa się z kierunku początkowej części śladów składow ych pary elektronowo-pozytrpnowej, dokładność określenia kąta tra jektorii kwantu wynosi wówczas od ok. kilku dziesiątych do ok. jednego stopnia.
Opracowano różne m etody określania energii kwantów gamma zarejestrowanych w fo to graficznych emulsjach jądrow ych (P e w e 11 i in. 1962; C h u d a k o v 1955; M i e s o w i c z
84 Z. Strugalski
II. TELESKOPY ASTRONOM II GAMMA
Wszystkie teleskopy kwantów gamma składają się z detektorów i liczników tych promieni. Zestawienie dwóch co najmniej liczników lub detektorów jeden obok drugiego, pozwala przy ich pracy w koincydencji wydzielać kierunki przychodzenia kwantów gamma w pewnym określonym stożku o osi będącej linią łączącą te detektory lub liczniki. Kąt rozwartości stożka, a zatem zdolność rozdzielcza kątowa teleskopu, zależy od rozmiarów czynnej objętości detek torów lub liczników i od odległości między nimi (rys. 4).
Jeśli jako detektorów lub liczników w teleskopie użyjemy detektorów śladowych, np. komór iskrowych, to uzyskamy teleskop „widzący” — w nim można „zobaczyć’ trajektorię zareje strowanego na fotografii kwantu gamma. Jeśli natomiast teleskop zbudowany jest na detek torach lub licznikach nie pozwalających „widzieć” trajektorii rejestrowanych cząstek, to uzyskamy teleskop „ślepy” . Omówimy kolejno te dwa typy teleskopów -„ślepe” i „widzące” .
A. Teleskopy „ślepe”
Prosty wariant „ślepego” teleskopu promieni gamma, używanego w pomiarach prowa dzonych na sztucznym satelicie Ziemi„Kosmos 208” pokazany jest na rys. 8. Objaśnienia do schematu i konstrukcji podane są w napisach pod rysunkiem. Teleskop jest przeznaczony do badania kosmicznego promieniowania gamma na tle ogólnym promieni kosmicznych nie prze kraczającym 104 razy natężenia promieni gamma. Rozdzielczość kątowa określona jest przez kąt a ; w teleskopie pokazanym na rys. 8 wynosiła ona c* v = 34° ( A n i s i m o v i in.
ni m d x
1969). Podobne „ślepe” teleskopy używano często od roku 1960 w eksperymentach na ba lonach stratosferycznych ( D a n i e l s o n 1960; C l i n e 1961; D u t h i e i H a f n e t 1963; Ć u j k i n i in. 1966; G o o d 1969) i satelitach Ziemi (K r a u s h a a [ i C l a r k 1962; K r a u s h a a r i in. 1962; G r i g o r o v i in. 1967; K r a u s h a a r i in. 1968; K a p ł o n i V a l e n t i n e 1969; V a l e n t i n e i in. 1970). Do „ślepych’ należałoby zaliczyć teleskop pokazany schematycznie na rys. 4b.
B. Teleskopy „widzące”
Do „widzących” teleskopów kosmicznych kwantów gamma można zaliczyć opisaną wyżej komorę iskrową wielopłytową. Może ona w zasadzie pracować jako teleskop bez licznika antykoincydencyjnego, nawet przy dużym tle naładowanych promieni kosmiczych. Aby foto grafować tylko przypadki przedstawiające sobą poszukiwane zdarzenia, komorę iskrową używaną jako teleskop wyposaża się jednak w licznik zazwyczaj scyntylacyjny, pracujący z nią w układzie antykoincydencji.
Schemat typowego teleskopu „widzącego” , zbudowanego na bazie wielopłytowej komory iskrowej, pokazany jest na rys. 9. Na komorę iskrową 1 podawany jest impuls wysokiego napięcia i jest ona fotografowana wówczas, gdy przez licznik antykoincydencyjny 4 nie prze chodzi cząstka naładowana, a przez liczniki pracujące w koincydencji z komorą 5, 6 i 7 przechodzą cząstki naładowane. Obraz komory przekazywany jest za pomocą układu soczewek 2 i 2 na zwierciadła 3 i 3 , a stąd następnie do aparatów fotograficznych i K^.
Ostateczna selekcja właściwych przypadków zarejestrowań następuje przy przeglądzie filmów z aparatów fotograficznych K j i dlatego teleskopy takie mogą pracować w wa runkach tła przekraczającego o ok. 2 rzędy intensywność badanego promieniowania gamma ( D u t h i e i in. 1966).
Rys. 8. Schemat typowego „ślepego” teleskopu kwantów gamma. Teleskop przeznaczony b y ł do rejestracji kwantów gamma o energiach > 3 0 MeV. FP - fotopowielacze; 1 - radiator pleksiglasowy licznika czercn- kowskiego, 2 - radiator ze szkła ołowiowego licznika czerenkowskiego, 3 - 4 - kołpak ze scyntylatora plastikowego pracujący jako radiator licznika antykoincydencyjnego cząstek naładowanych promieniowania kosmicznego, 5 - konw ertor - p ły tk a z CsJ(Tl) o grubości 4 mm, 6 - konw ertor - p ły tk a ołow iana o grubości 2 mm. Dolny licznik czerenkowski, z radiatorem ze szkła ołowiowego o grubości 2,6 jednostek radiacyjnych, pozwala mierzyć energie kwantów gamma. Wydajność licznika antykoincydencyjnego stanowi
ponad 0,9998 ± 0,002 ( A n i s i m o v i in. 1969)
Odpowiedni dobór grubości p ły te k komory pozwala regulować zakres energetyczny reje strowanych kwantów gamma. Kierunki przenikania kwantów udaje się określać z dokładnością od ułam ka stopnia do kilku stopni.
W teleskopach promieni gamma stosowano różne typy komór iskrowych zarówno z filmową rejestracją danych, jak i bezfilm ową, nie tylko komory w ielop łytow e (D u t h i e i in. 1965, 1966; F r y c i W a n g 1969; B e z u s i G a l p e r 1969; V a l o b u e v i G a l p e r 1970a), lecz także kom ory z szeroką szczeliną ( V a l o b u y e v i G a l p e r 1970b). Przy bezfilmowej rejestracji zdarzeń stosowano kamery akustyczne, drutowe i z widikonową reje- '
86
Z. StrugalskiRys. 9. Schemat typowego „widzącego” teleskopu zbudowanugo na bazie wielopłytowej komory iskrowej. 1 — wielopłytow a komora iskrowa, 2 — soczewka (identyczna druga 2 soczewka znajduje się w płaszczyźnie równoległej do płaszczyzny rysunku, za komorą), 3 i 3 ' - zwierciadła (zwierciadło 3 ' znajduje się za komorą iskrową i usytuowane jest do płaszczyzny rysunku pod pewnym kątem, analogicznie jak zwierciacjło 3), 4 — licznik scyntylacyjny kołpakow y pracujący w antykoincydencji z komorą, z licznikami scynty lacyjnymi 5 i 6 oraz licznikiem czerenkowskim 7, i K j - aparaty fotograficzne. Oznaczono tory cząstek
— kwantu gamma i składowych pary elektronowo-pozytronowej e e
stracją ( S t r u g a l s k i (w druku), O g e l m a n n i in. 1965; F i c h t e l i in. 1967; H e l m k e n i F a z i o 1966). Teleskopy z komorami z bezfilm owym odczytyw aniem infor macji stosuje się do badań za pom ocą aparatów w ysyłan ych w Kosmos i nie sprowadzanych z powrotem. Dane, tak p ełn e jak przy filmowej rejestracji, przekazuje się przez radio na Ziemię w zaszyfrowanej postaci. Teleskopy zbudowane na bazie komór iskrowych stosuje się do badań kosm icznych promieni gamma z pom ocą i balonów, i satelitów Ziemi.
III. W Y M IA R Y P O W I E R Z C H N I C Z Y N N Y C H D E T E K T O R Ó W , L IC Z N IK Ó W I T E L E S K O P Ó W - K O N I E C Z N Y C Z A S O B S E R W A C JI
Każdy d e te k to r, licznik lub teleskop kosm icznego prom ieniow ania gam m a charakteryzuje się pow ierzchnią czynną — pow ierzchnią, przez k tó rą w chodzą do niego badane prom ienie. O prócz tego dla każdego z nich w łaściw y je st k ą t b ry ło w y , w ja k im w idzi on to p rom ie niow anie. N aturalną także cechą każdego z nich je st w ydajność rejestracji w nikających w nie k w antów gam ma.
Ogólnie w szystkie te trzy cechy ujm ujem y ilościow o, podając tzw. a p e rtu rę lub p aram etr geom etryczny d ete k to ra , licznika lub teleskopu, definiując ją ja k o iloczyn w ydajności danego urządzenia, jego pow ierzchni czynnej i w łaściw ego m u kąta bryło w eg o . A p e itu rę w yrażam y w cm 2 • steradian.
U żyw ane d e te k to ry , liczniki i teleskopy m ia ły a p e rtu rę w szerokim zakresie w artości — od kilku dziesiątych cm 2 • ster. do ok. paru ty sięc y c m 2 -ster. Zazw yczaj teleskopy „ślepe” m ają niewielką a p e rtu rę , w ynoszącą ok. 10 cm 2 , ste r. a p e rtu ra „w idzących ” je st w ię k s z a —o ponad dw a rzędy przew yższa poprzednie.
„Ś lepe” teleskopy stosow ano w ięc na latających ap a ratu rac h przebyw ających w kosm osie w ciągu d ługiego czasu; w taki sposób duży in te rw a ł czasu obserw acji k o m p e n so w ał m a łą a p e rtu rę . T eleskopy „w idzące” stosow ano przede w szystkim na balonach stratosferycznych.
IV. D E T E K T O R Y N A Z IE M N E W IE L K IC H K A S K A D E L E K T R O N O W O - F O T O N O W Y C H IN IC JO W A N Y C H W A T M O S I E R Z E Z IE M S K IE J P R Z E Z K O S M IC Z N E P R O M I E N I E G A M M A
Ze w zrostem energii kosm icznych k w antów gam m a ich inten sy w n o ść m aleje do tego sto p n ia,że przy ekstrem alnie duży ch energiach praktycznie nie je st m ożliwe ich zarejestrow anie za pom ocą opisanych wyżej d e tek to ró w ,licz n ik ó w i teleskopów , naw et o najw iększej, tech nicznie osiągalnej ap e rtu rz e.S ą je d n a k sposoby rejestracji kosm icznego prom ieniow ania gam ma superw ysokich energii p oprzez rejestrację kaskad e le k tro n o w o -fo to n o w y ch , inicjow anych w atm osferze ziem skiej przez te kw anty gam ma. R ejestrację ty c h kaskad prow adzi się albo bez pośrednio — poprzez rejestrację elek tro n ó w i p o zy tro n ó w w kaskadzie na dużych p o w ierzchniach na poziom ie m orza, albo pośrednio — p oprzez rejestrację świecenia tow a rzyszącego przenikaniu przez atm osferę kaskady, będącego efe k tem sum arycznym p rom ie niow ania czorenkow skiego każdego elek tro n u i pozy tro n u kaskady. O m ów im y k ró tk o oba te sposoby.
A. R ejestracja ro zb ły sk ó w czerenkow skiego prom ieniow ania tow arzyszącego przenikaniu kaskady przez atm osferę
A paratura do rejestracji ro zb ły sk ó w czerenkow skich sk ła d a się z dużych zw ierciadeł o p ty c zn y c h o w ym iarach kilku m etrów 2 .ustaw ionych na ziem i i przeglądających n ie b o sk ło n . Z w ierciad ła mogą „w id z ie ć” lokalne ro z b ły sk i w górnych w arstw ach atm osfery na tle ciem nego nieba, zb ierać św ia tło o d nich i skupiać na k ato d ac h pow ielaczy fo to elek try cz n y ch .
Kaskady elek tro n o w o -fo to n o w e w atm osferze inicjow ane są przez kw anty gam m a p rz y chodzące z kosm osu z różn y ch kierunków . Kaskady analogiczne pow stają także o d w tó rn y ch kw antów gam m a, pojaw iających się w rezultacie różnych reakcji w tó rn y ch tow arzyszących
88 Z. Stru galski
oddziaływaniu promieni kosmicznych, nie promieni gamma, z jądram i atomów. Tak więc interesujące nas kaskady od energicznych kosmicznych kwantów gamma obserwowane są na gęstynrtle analogicznych kaskad innego pochodzenia.
Jednak, ze względu na dobrą zdolność rozdzielczą kierunkową wspomnianych teleskopów zwierciadlanych, pozwalających odróżniać kąty z dokładnością wynoszącą od 1° do 2 °, dużą aperturę i możliwość długotrw ałych obserwacji, istnieje pryncypialna możliwość wydzielania przewyższających t ł o strumieni energicznych kwantów gamma od określonych obiektów w przestrzeni kosmicznej. Obserwacje mogą być dokonywane tylko w warunkach doskonale ciemnego nieba, w noce bez św iatła księżycowego.
Zakres energetyczny wykrywanych takim sposobem kosmicznych kwantów gamma obejmu je w artość energii od ok. 2 ' 105 MeV do ok. 2 - 107 MeV.
Badania kaskad elektronowo-fotonowych rozwijających się w atmosferze prow adziło tą m etodą wielu fizyków ( C h u d a k o v i in.; C h u d a k o v 1964; C h a r m a n i in. 1970; F e g g a n 1968).
B. Rejestraqa dużych kaskad elektronowo-fotonowych na poziomie powierzchni Ziemi za pomocą aparatury do badania
szerokich atmosferycznych pęków promieni kosmicznych
Wchodzące do atmosfery ziemskiej różne cząstki promieni kosmicznych wysokich energii inicjują w górnych warstwach reakcje jądrowe z jądrami jej atomów. W rezultacie tych reakcji emitowane są różne cząstki w tórne, nierzadko o energiach porównywalnych z energiami cząstek inicjujących reakcje - pierwotnych cząstek promieniowania kosmicznego. Przeważającą część
tych wtórnych produktów stanowią mezony u°~. Mezony 7T° rozpadają się szybko, po czasie * życia wynoszącym ok. 10~ 16 s na dwa kwanty gamma; mezony n~ , jeśli są dostatecznie
energiczne, wyw ołują reakcje jądrowe analogicznie jak pierwotne cząstki promieni kos micznych; mezony tt+ albo w yw ołują wtórne reakcje jądrowe, albo rozpadają się po czasie życia wynoszącym ok. 10~ 8 s na mezon n + i neutrino. W ogóle dostatecznie energiczne cząstki wtórne w yw ołują wtórne reakcje jądrowe w atmosferze ziemskiej, w rezultacie których em ito wane są nowe cząstki wtórne ulegające rozpadowi lub reagujące jak cząstki pierwotne (jeśli są dostatecznie energiczne). W rezultacie w atmosferze rozprzestrzenia się kaskada oddziaływań jądrow ych, różniąca się swoim składem cząstek od kaskady elektronowo-fotonowej, chociaż zawierająca w sobie i kaskady elektronowo-fotonowe zainicjowane przez energiczne kwanty gamma pochodzące od rozpadów mezonów ir° . Istotną cechą kasakdy jądrowej, w odróżnieniu od kaskady elektronowo-fotonowej, jest to, że znaczną część cząstek w tórnych stanowią cząstki jądrow o aktywne i mezony /i pochodzące z rozpadu niektórych z nich. Prawdą jest jednak, że analiza teoretyczna procesu rozwoju kaskad jądrow ych i praktyka eksperymentalna pokazują, iż przy powierzchni Ziemi nawet w najbardziej energicznych kaskadach jądrowych
składow a elektronowa przewyższa, pod względem ilości cząstek, składow ą jądrowo aktyw nych >
produktów (W i 1 s o n 1956).
Na tle takich kaskad jądrowych pojawiających się dość często ( S t r u g a l s k i 1959) należy wydzielić kaskady elektronowo-fotonowe zainicjowane przez kosmiczne kwanty gamma wysokich energii, mogące pojawiać się o rząd, a nawet kilka rzędów razy rzadziej. W zasadzie wydzielania ‘czystych kaskad elektronowo-fotonowych można dokonyw ać poprzez wybieranie wśród wszystkich rejestrowanych kaskad tych, które są ubogie w składow ą jądrow o aktywną w obszarze kilku metrów2 w okół osi kaskady — tj. w okół kierunku ruchu cząstki, która
zainicjo-w ała kaskadę. Stosozainicjo-wano np. zainicjo-wybór takich kaskad, które zainicjo-wykazują istotny brak, zainicjo-względem oczekiwanej ilości, mionów — w tórnych produktów rozpadu mezonów tt+ ( G a w i n i in.
1 9 6 5 ; C a t z i i n. 1967);.rezultaty tych badań nie są jednak, jak dotychczas, jednoznaczne. W zasadzie, każda z istniejących aparatur 4 ° badań szerokich atmosferycznych pęków pozwalających wydzielać składow ą jądrowo-aktywną wśród rejestrowanych cząstek na danym poziomie rozwoju kaskady może być zastosowana do badania pierwotnego kosmicznego pro mieniowania gamma o energiach ponad ok. 1015 eV. W wielu laboratoriach, zajmujących się badaniami szerokich pęków atmosferycznych promieniowania kosmicznego, aparatury takie istnieją. Z zasadami ich działania można zapoznać się w pracach autora ( S t r u g a l s k i 1968; S t r u g a l s k i (w druku)).
V. PRACA DETEKTORÓW, LICZNIKÓW I TELESKOPÓW KOSMICZNYCH PROM IENI GAMMA NA BALONACH, SATELITACH ZIEMI I STACJACH ORBITALNYCH
Wszystkie opisane wyżej detektory, liczniki i teleskopy przeznaczone do badania kos micznego promieniowania gamma o energiach poniżej 10 eV muszą pracować na dużych wysokościach w górnych warstwach atmosfery ziemskiej,na balonach i sondach geofizycznych oraz poza granicami atmosfery, na satelitach i stacjach orbitalnych. Uzyskiwana z ich pomocą informacja obserwacyjna i o trzymywane rezultaty pom iarów natężeń promieniowania gamma, jego energetycznych i kątowych charakterystyk, zapisywane są automatycznie i przesyłane
drogą radiową na Ziemię w ustalonym telem etrycznym kodzie szyfrowym. W niektórych przypadkach możliwe jest sprowadzenie aparatury z powrotem na Ziemię, wówczas rezultaty obserwacji i pomiarów zapisane na taśmach filmowych lub m agnetofonowych dostarczane są do ośrodków analizujących uzyskaną informację.
Początkowo na sztucznych satelitach umieszczano tylko liczniki kwantów gamma przezna czone do pomiarów globalnego natężenia kosmicznego promieniowania gamma; detektory o dużej aperturze — takie jak kom ory iskrowe — umieszczano przeważnie na balonach. Następnie, w miarę doskonalenia rakiet i satelitów przez nie wynoszonych w przestrzeń kosmiczną, zaczęto komory isktowe, uprzednio wybróbowane na balonach, umieszczać na satelitach, na balonach zaś prowadzono badania z nowymi komorami, o istotnie większych param etrach geometrycznych.
Na przykład początkowo, w końcowych latach sześćdziesiątych, na balonach eksploato wano teleskopy iskrowe o powierzchni od ok. 100 cm2 do ok. 1000 cm2, o rozdzielczości kątowej 2—3 °, tj. o param etrach geometrycznych od ok. 100 cm2 • ster. do ok. 200 cm2 • ster. (F i c h t e 1 i in. 1967; F a z i o 1970; A g r i m i e r 1968). Komór tych następnie zaczęto używać na satelitach Ziemi, a na balonach umieszczano iskrowe teleskopy kwantów gamma o powierzchni czynnej ok. 3000 cm2 . Teleskop taki z 42 płytkam i metalowymi ma 35% wydaj ności rejestracji kwantów gamma przy energii ponad 100 MeV i charakteryzuje się roz dzielczością kĄtową ók. 1,5° ( B o a r d 1968). Może on w ciągu ośmiogodzirfhego seansu pomiarowego na balonie rejestrować minimalny strumień kwantów gamma wynoszący ok. 5 • 10“ 7 c m ~ 2s- 1 .
Chociaż w zasadzie dalsze zwiększanie możliwości rejestracji słabych strumieni kosmicznych kwantów gamma może być związane ze zwiększaniem powierzchni czynnych teleskopów iskrowych, to jednak istnieje pewna techniczna granica w ym iarów . tych teleskopów. Dalsze
90 Z. Strugalski
zwiększanie apertury związane być może z budową teleskopów gamma z gazowymi licznikami Czerenkowa niskiego ciśnienia (F a z i o 1970; K r a u s h a a r 1969; H e l m k e n 1970), ich powierzchnia czynna może wynosić kilkadziesiąt tysięcy cm2 . Taki teleskop może mieć także dużą zdolność rozdzielczą kątową wynoszącą ok. 1°. a więc może być używany do badania promieniowania od źródeł dyskretnych.
W badaniach kosmicznego promieniowania gamma nie mniej ważna jest zdolność rozdzielcza katowa i energetyczna przy jednoczesnej możliwości badania małych natężeń. W tym celu buduje się teleskopy iskrowe zaopatrzone w bloki jądrowej emulsji fotograficznej. W komorze iskrowej można „zobaczyć” , w którym miejscu do emulsji wniknęły elektrony i pozy trony wytworzone przez rejestrowany kwant gamma, w emulsji zaś można, ze względu na dużą kątową zdolność rozdzielczą i dużą masę bloku emulsji, określić kąt wniknięcia do teleskopu danego kwantu gamma i wyznaczyć jego energię.
Stosowane na satelitach liczniki i teleskopy kosmicznych kwantów gamma pozwalają określić energię rejestrowanych kwantów z dokładnościami zależnymi od zakresu mierzonych energii. Na przykład, w zakresie energii ok. 10G eV licznik pełnego pocnłaniania lawiny pozwala mierzyć energie rejestrowanych kwantów z dokładnością ok. 1%; w zakresie energii ok. 1 MeV licznik germanowo-litowy mierzy energie z dokładnością ok. 2% przy rozdzielczości kątowej ok. 3 °.
Główną tendencją rozwojową w zakresie opracowywania teleskopów kosmicznych kwantów gamma jest zwiększenie ich rozdzielczej zdolności kątowej i energetycznej przy dużej aperturze.
Jednym z ważnych eksperymentalnych problemów w astronomii gamma jest rejestracja silnych rozbłysków kosmicznego promieniowania gamma, pochodzących od źródeł dyskretnych (Proc. Conf. on Transient Cosmic Gamma and X Ray Sourćes 1974, P r i 1 u c k i j i in. 1975). Obserwacji silnych rozbłysków o natężeniu przewyższającym o kilka rzędów natężenia wcześniej odkrytych źródeł kosmicznego promieniowania gamma dokonano po raz pierwszy za pomocą układu satelitów „Vela” (K 1 e b s a d e 1 1973, Proc. IEEE 1965).
W pracy niniejszej przedstawimy krótko problem detekcji takich rozbłysków i lokalizacji ich źródeł.
Satelity „Vela” były wprowadzane na orbity kołowe o promieniach ok. 120 000 km parami, w taki sposób, aby satelity jednej pary znajdowały się na przeciwległych stronach orbity. Na satelitach ustawione były liczniki kwantów gamma pozwalające rejestrować w sposób ciągły promieniowanie gamma. Ponieważ należało prowadzić jednoczesne pomiary na obu satelitach danej serii, detektory miały dużą czasową zdolność rozdzielczą. Wysyłano wiele serii takich par satelitów. Na każdym z satelitów serii „Vela-5A”, „Vela-6A” i „Vela-6B” ustawiano po sześć liczników scyntylacyjnych na kryształach Csl o rozmiarach 19 x 25 mm, przykrytych ekranami z folii ołowianej o grubości 0,25 mm. Liczniki rejestrowały promie niowanie w zakresach energii 0,15—0,75 MeV na „Vela-5” i 0,3—l,5 M e V na „Vela-6” Umieszczone na satelitach detektory śledziły cały nieboskłon, a logiczny ich schemat pozwalał wydzielać krótkotrwałe impulsy promieniowania gamma. Rejestracja rozbłysków na dwóch oddalonych detektorach, umieszczonych na różnych satelitach, umożliwiała wydzielenie na sferze niebieskiej okręgu, na którym znajduje się źródło rozbłysku gamma (G i a c o n i 1972).
4. ZAKOŃCZENIE
Wyżej przedstawiono najważniejsze problemy dotyczące m etodyki i aparatury obserwacyjnej i pomiarowej astronomii gamma. W ciągu kilkunastu lat badań za pom ocą takich m etod i opisanych urządzeń zgrom adzono obszerny materiał obserwacyjny, dotyczący kosmicznego promieniowania gamma. Przedstawienie najistotniejszych rezultatów tych badań będzie przedm iotem następnej pracy.
L I T E R A T U R A A g r i m i e r, B., 1968, Bull. d ’Inform. Sci. Techn., 131, 35.
A n i s i m o v , M. N., B r a t o l u b o v a-C u l u k a d z ę , L. S., G r i g o r o v, N. L., K a 1 i n k i n, L. F., M.e 1 i o t a n s k ij, A. S., P r j a c h i n, E. A . S a v e n k o , I. A. 1969, Trudy Wsesojuznoj Ezegodnoj Zimnej Skoly po Kosmike, Cz. 1, 124.
A r o n s , 1., Mc C r a y , R., 1969, Ap. J. (Letters), 158, L91.
B a j u k o v , J. D., L e k s i n , G. A., 1963, N ekatorye charakteristiki iskrovych kamer, Pribory i Techn. Eksperim., 1, 36.
B e 1 e n k i j, S. Z., 1948, Lavinnye processy v kosmiceskich lucach, Gostechizdat, Moskva-Leningrad. B e r e z i n s k i j, V. S„ 1970, Jademaja Fizika, 11, 399.
B e z u s, V. A., G a 1 p e r, A. M. 1969, Kosmiceskije luci, 11, 179. B o a r d, S. I., 1968, Nuci. Instr. Meth., 6 5 ,1 4 1 .
*B u r b i d g e, G. R., H o y 1 e, F., 1956, Nuoyo Cim., 4, 558.
C a t z, P., G a y i n , J., H i b n e r , J., H e r b e 11 e a u, F., M a z e , R., W d o w c z y k, J . , Z a - w a d z k i, A., 1967, Compt. Rend., 265, 84.
^ C h a r m a n, W, N., J e 11 e y, J. V., D r e v e r, R. V. P., 1970,Budapest Acta Phys. Acad. Sci. Hungar., 29, Suppl., 1, 63.
C h u d a k o v, A. E. 1955, Izv. Akad. Nauk SSSR, ser. fiz., 19, 651. Ch u d a k o v, A. E., 1964, Trudy FIAN SSSR, 26, 118.
C 1 a r k, G. W., G a r m i r e, G. P ., K r a u s h a a r, W. L., 1968, Ap. J., 153, 1203. C 1 i n e, T. L., 1961, Phys. Rev. Lett., 7, 109.
* C o c c o n i , G „ 1960, PICCR, 2, 309, Moscov.
C u j k i n, E . 1., R o m a n o v, A. M., L e n i n, A. S., 1966, Izw. Akad. Nauk SSSR, ser. fiz., 30, 1791. D a n i e l s o n , R .E ., 1960, J. Geophys. Res., 65, 2055.
D u t h i e, J. G. 1968, Can. Journ. Phys., 46, 401.
D u t h i e, J. G„ G o b b, R., S t e w a r t, J. 1966, Phys. Rev. Lett., 17, 263. D u t h i e, J. G., H a f n e r, J. M., 1963, Phys. Rev. Lett., 10, 364.
F a z i o, G. G., 1967, Ann. Rev. Astr. Astriohys., 5, 481. F a z i o, G. G. 1970, Nature, 225, 905.
F a z i o, G. G., H e 1 m k e n, H. F., 1968, Can. Journ. Phys., 46, 456.
F a z i o , G . G . , H e l m k e n, H. F . , C a v r a k , S .J ., H e a r n, D. R., 1968, Can. Journ. Phys., 46, 427. F a z i o, G. G., S t e c k e r, F. W., 1970, Nature, 226, 135.
F e g g a n , D. J., 1968, Can. Journ. Phys., 46, S 433.
*F e 11 e n, J. E., M o r r i s o n, P. 1963, Phys. Rev. Lett., 10, 453.
p F i c h t e 1, C. E., 1968, Sky and Telescope, 35, 1.
F i c h t e 1, C. E. C 1 i n e, T. L . , E h r m a n n , C . H., K n i f f e n, D. A., R o s s, R. W., 1968, Can. Journ. Phys., 46, 419.
F i c h t e l , C. E., K n i f f e n , D. A., O g e l m a n n, H. B., 1969, Ap. J. 158, 193.
F i c h t e 1, C. E., K n i f f c n, D. A., O g e 1 m a n n, H. B. 1967, Nuci. Instr. Meth., 56, 109. F r y c , G . H . , W a n g , C. P., 1969, Ap. J„ 158, 925.
9 2 Z. Strugalski
G a w i n , J., H i b n e r , J., W d o w e z y k, J., M a z e, R., Z a w a d z k i, A., 1965, Proc. o f the Intern. Conf. on Cosmic Rays, London, Vol. 2, 639.
G i a c o n i, R., 1972, Ap. J. (Letters), 173, L79.
G i n z b u r g, V. L., S y r o v a t s k ij, S. I.,1964, Usp. Fiz. Nauk. 84, 201. G o o b , R., D u t h i e , J. G.,S t e w a r t, J.,1965, Phys. Rev. Lett., 15, 507. G o o d, R. K., 1969, Nature, 222, 650.
G o u 1 d, R. J.,S c h r e d e r, G. P., 1966, Phys. Rev. Lett., 16, 25 2. G o u 1 d, R. J., S c h r e d e r, G. P., 1967, Phys. Rev. Lett., 155, 1404, 1408. *G r c i s c n, K., 1960, Ann. Rev. Nuci. Sci., 10, 63.
G r i g o r o v, N. L„ K a 1 i n k i n, L. F., M e 1 i o r a n s k i j, A. S., 1967, Kosmićcskije lssledovanija, 5, 124.
H a y a k a w a, S., 1952, Progr. Theor. Phys., 8, 571. H a y a k a w a, S., 1958, Suppl. Progr. Theor. Phys., 6, 28. H a y a k a w a, S., 1958, Progr. Theor. Phys., 19, 219. H a y a k a w a , S.,1962, Phys. Lett., 1, 234.
H a y a k a w a, S., 1964, Suppl. Progr. Theor. Phys., 30, 153.
H a y a k a w a, S., K o b a y a s h i, S. 1953, Jour, Geomag. Geolog., 5, 83. H a y a k a w a, S., Y a m a m o t o, Y., 1963, Progr. Theor. Phys., 30, 71. H a y ni e s, R. C.,C r a d d o c k, W. L., 1966, Journ. Gcophys. Res., 71, 3261. H e l m k e n , H., 1970, Nuci. Instr. Meth., 80, 125.
H e l m k e n , H. F . , F a z i o , G . G., 1966, IEEE Trans. Nuci. Sci., No S— 13, 486. J e 11 e y, J. V., 1966, Phys. Rev. Lett., 16, 479.
K a p 1 o n, M. F. V a 1 e n t i n e, D. 1969, Solar Phys., 6, 216.
K 1 e b s a d e 1, R. W. S t r o n g, 1. B., O 1 s o n, R. A., 1973, A p.].(Letters), 182, L85. K r a u s h a a r, W. L., 1969, Astronautics and Aeronautics, 7, 28.
K r a u s h a a r , W. L ..C 1 a r k, G. W., 1962, Phys. Rev. Lett., 8, 106.
K r a u s h a a r, W. L. C 1 a r k, G. W., G a r m i r e, G., 1968, Can. Journ. Phys., 46, S 414.
K r a u s h a a r , W. L., C 1 a r k, G. W., G a r m i r e, G., H e l m k e n , H., H i g b i e, P., A g a g i n o, M., 1965, Ap. J„ 141,845.
M a k-W i t t i, J., 1963, Ob'staja teorija otnositelnosti i kosmologija, Izdat. Inostr. Lit., Moskva. M i e s o w i c z, M., W o 11 e r, A., 1956, Nuovo Cim., 4, 648.
M i 1 f o r d, S. N., S h e n, S. P., 1962, Nuovo Cim., 23, 77. M o r r i s o n, P., 1958, Nuovo Cim., 7, 858.
N i k i s o v a, 1., 1961, Zur. Eksp. Teor. Fiz., 41, 549.
O g e 1 m a n n, H. R., D e 1 v a i 11 e, J. P. G r e i s e n, K. I., 1965, Phys. Rev. Lett., 16, 491. P o 11 a c k, J. P., F a z i o, G. G., 1963, Phys. Rev., 131, 2684.
P o w e l l , C. F„ F o w l e r , P. H., P e r k i n s, D. H. 1962, Issledovanije elementarnych castic fotogra- ficeskim m etodom , Izdat. Inostr. Lit., Moskva.
P r i 1 u c k i j, O. F., R o s e n t a 1, I. L., 1969, Izv. Akad.Nauk SSSR, ser. fiz., 33, 1776. P r i 1 u c k i j, O. F., i R o s e n t a 1, I, L., U s o v, V. V., 1975, Usp. Fiz. Nauk, 116, 517.
Proc. Conf. on Transient Cosmic Gamma and X R a y Sources, Los Alamos Rep., La 5 5 0 5 -C ; February, 1974. Proc. IEEE, 53, No 12, 1965.
R e e s, M., 1969, Ap. Lett., 4, 113.
R o s s i, B.,G r e i s e n, K.,1941, Rev. Mod. Phys., 13, 240. ‘ S a v e d o f f , M. P., 1959, Nuovo Cim., 13, 12.
S t r u g a l s k i , Z., 1959, Issledovanije stvola sirokich atm osfernych livnej kosmiceskich lucej, (rozprawa dokt.) streszczenie, MGU, Moskva.
S t r u g a l s k i , Z., 1968, M etody rejestracji i analiza śladów cząstek elem entarnych. Dod. dp Post. Techn. Jądrowej, Nr 54(38), ser.: fizyka jądrowa, Ośrodek Informacji o Energii Jądrowej, Warszawa.
S t r u g a 1 s k i, Z„ 1970, Acta Phys. Polon., B I,453.
S t r u g a l s k i , Z., 1971, D etection and Energy Measurement o f Gamma Quanta and Electrons, Ecole Intern, de la Physique des Particules Elementaires,Basko Polje-Makarska; Strasbourg-Belgrade.
S t r u g a l s k i , Z. S., 1972, Iskrovye spektrom etry gamma kvantov i elektronov, Raport ZIBJ, R - 1 3 - 6 1 9 1 , Dubna.
S t r u g a 1 s k i, Z., M etody śladowe detekcji promieniowania jądrowego, PWN (w druku). S u n j a e v, R. A., 1971, Preprint Inst. Prikl. Mat.
V a 1 e n t i n e, D., K a p 1 o n, M. F., B a d h w a r, G.,1970, Acta Phys. Acad. Sci. Hungar.,-29, Suppl. 1, 101.
V a 1 o b u e v, S. A., G a 1 p e r, A. M., 1970a, Izv. Akad. Nauk SSSR, ser. fiz., 34, 2259. V a 1 o b u y e v, S. A., G a 1 p e r, A. M., 1970b, Acta Phys. Acad. Sci. Hungar., 29, Suppl. 1, 127. W i 1 s o n, J. G. Ed., 1956, Cosmic Ray Physics, Vol. Ill, Amsterdam.
'
■
■
Tom XXVI (1978). Zeszyt 2
INTERPRETACJA NIEKTÓRYCH OBSERWACJI ASTRONOMII GAMMA
^ Część I
W I E S Ł A W T K A C Z Y K Instytut Fizyki Uniwersytetu Łódzkiego (Łódź)
MHTEPriPETAUMfl HEKOTOPbIX HAEJIWJHEHHM H3 OEJ1ACTM r AMM A-ACTPOHOMMM
•lacTb I
B . T K a i H K
C o n e p j K a H H e
B paSoTe n o A p o S H O p a c cM a T p H B a w rc H npoueccbi b o 3 h h k h o b c h h h r a M M a - K B a m o B b o B3aHMOfleHCTBHH HyKJIOHOB H 3JieKTpOHOB K O C M M e C K O rO H3Jiy^eHHH C M3TepHeH H H3Jiy- 'leHHeM . H a6jiH )H aeM biH i i o t o k raMMa-KBaHTOB h ero p a c iip e fle n e H H e b cJjyHKUHH rauaKTH- HeCKOH UIHpOTbl H flO JirO Tbl, K a K CIHTaeT aB TO p, CBHfleTenbCTByWT O TOM, MTO OCHOBaHbIM h c t o t o h k o m raMMa-H3JiyweHHH c 3 H e p rH e ń
E
100 m s b , h b j i h c t c h p a c n a f l M e30H 0Bn°,
K O TO pbie B03HHKaK)T n p H B3aH M OfleńCTBH H KOCMHHeCKOrO H3JiyMeHHH C MaTepnew.INTERPRETATION OF SOME GAMMA ASTRONOMY OBSERVATIONS Part I
A b s t r a c t
In the article the processes of gamma quanta generation in interaction of the cosmic radiation nucleons and electrons with the matter and radiation are discussed in details. The observed gamma flux and its distribution in galactic longitude and latitude seem to be the proof that the principal source of gamma radiation with energy E > 100 MeV is disintegration of 7T°
mesons being produced in interactions between the cosmic radiation and the matter.
[
95]96 W. Tkaczyk
1. WSTĘP
W o statn im p ię tn asto lec iu ro z w in ę ła się now a technika d o konyw ania obserw acji otaczającej nas przestrzeni, k tó ra polega na rejestracji k w antów gam m a o energii większej od 1 MeV. Tę now ą m ożliw ość zdobyw ania inform acji nazw ano astronom ią gam m a. N ajw iększą jej zaletą jest to , że m oże d o sta rc za ć inform acji o b ardzo o d leg ły ch obszarach przestrzeni kosm icznej. Ma to zw iązek z dużą zdolnością przenikania tego prom ieniow ania przez m aterię i pole pro m ie niow ania przestrzeni. P roblem absorpcji prom ieniow ania gam m a w przestrzeni kosm icznej d y skutow any będzie w punkcie 2 niniejszej pracy.
Drugim w ażnym aspektem rozw oju badań astronom ii gam m a je st zw iązek prom ieniow ania gam m a z prom ieniow aniem kosm icznym . W w yniku o d d ziały w a ń prom ieniow ania kosm icznego (w trakcie jego propagacji) pow stają p ro d u k ty w tó rn e m ożliwe d o obserwacji na 7iem i. Badanie w łasności ty c h o sta tn ic h m oże d o starczać inform acji o prom ieniow aniu kosm icznym w obszarze poza U k ła d e m S ło n ec zn y m . W przestrzeni kosm icznej istnieją dogodne w arunki do pro dukcji kw an tó w gam m a. S k ład o w a elek tro n o w a prom ieniow ania kosm icznego m oże b y ć ź r ó d łe m k w antów gam m a p ro d u k o w a n y ch w ta k ich procesach ja k :
1) o d w ro tn y e fe k t C o m p to n a, 2 ) prom ieniow anie sy n c h ro tro n o w e, 3) prom ieniow anie ham ow ania.
S k ład o w a had ro n o w a (p ro to n y , ją d ra ) prom ieniow ania kosm icznego o d d ziału jąc z jąd ram i (głó w n ie w odorem ) m aterii rozproszonej, je st ź ró d łe m m ezonów v° , k tó te rozpadając się p ro d u k u ją k w an ty gam m a. W rozdz. 4 d yskutow ane b ę d ą pow yższe zagadnienia, a szczególnie o statn i proces pro d u k cji kw antów gam m a i analiza jego w k ła d u w obserw ow any strum ień k w antów y w p o rów naniu z procesam i produkcji przez elek tro n y .
P oniew aż g łó w n y w k ła d w obserw ow any strum ień k w an tó w gam m a w obszarze energii ok. 100 MeV p o ch o d z i od n ° , pozw ala to d y sk u to w a ć ro z k ła d przestrzen n y prom ieniow ania kosm icznego (sk ład o w ej h ad ro n o w ej)w G alaktyce.Z kolei w nioski i inform acje dotyczące ro z k ła d u prom ieniow ania kosm icznego p o słu ż ą do dyskusji szerszego zagadnienia, ja k im je st p roblem p o chodzenia prom ieniow ania kosm icznego. N a o becnym etapie badań p roblem p o chodzenia prom ieniow ania kosm icznego sprow adza się do dyskusji m ożliw ości odpow iedzi na p y ta n ie, czy prom ieniow anie kosm iczne obserw ow ane na Ziem i p o chodzi o d ź ró d e ł znaj dujących się w G alaktyce, czy też w przestrzeni pozagalaktycznej.
Je d n o ro d n e ro z ło ż e n ie prom ieniow ania kosm icznego w G alaktyce p re fero w ało b y p o ch o dzenie ekstragalaktyczne, gdyż G alaktyka w ty m w y p ad k u za n u rzo n a b y ła b y w przestrzeni w y p ełn io n ej prom ieniow aniem kosm icznym p ro d u k o w a n y m w ź ró d ła c h pozagalaktycznych. N atom iast w p rzy p a d k u galaktycznego pochodzenia należy oczekiw ać nierów nom iernego roz k ła d u prom ieniow ania kosm icznego, gdyż jego ź r ó d ła ro z ło ż o n e są w G alaktyce n ierów no m iernie. Jedynie gdyby istn ia ły silne procesy rozpraszające (wp. pole m agnetyczne) n ależ ało b y oczekiw ać w ym ieszania cząstek prom ieniow ania kosm icznego w całej o b jętości G alaktyki, co p ro w a d ziło b y d o jego rów nom iernego ro zło ż en ia .
2. ABSORPCJA PROMIENIOWANIA GAMMA W PRZESTRZENI KOSMICZNEJ Fotony w przestrzeni kosmicznej śą absorbowane w wyniku następujących oddziaływań:
niejszej pracy, główną rolę w procesie absorpcji w Galaktyce odgrywa efekt Comptona i two rzenie par w polu elektromagnetycznym jądra wodoru. Fotoefekt odgrywa znikomą rolę w pro cesie absorpcji.
Całkowity, przekrój czynny na rozpraszanie fotonu o energii na swobodnym elektronie opisuje formuła Kleina-Nishiny (A c h i e z e r 1959), która ma postać:
ną w jednostkach energii spoczynkowej elektronu.
Ponieważ w procesie rozpraszania comptonowskiego ubytek fotonów ze strumienia nastę puje w wyniku strat energii kwantów gamma, wygodnie jest wprowadzić „przekrój czynny absorpcji” zdefiniowany następująco:
1) 7 + e~ -* 7 + e_ — efekt Comptona, 2) 7 + A -*■ A + +
e~
— efekt fotoelektryczny, 3) 7 + A -*A+ e+
+e~
— tworzenie pary w polu jądra,4) T + 7
-*■
e + +e~
—
tworzenie pary w oddziaływaniu foton-foton.Dla fotonów o energii mniejszej od 105 MeV, których własności będą dyskutowane w
ni-a ( E
c \ y ) = 2 • 7o
ł V /
gdzie: a0 =
n
•r2
o, f Q -
promień elektronu,£
=E /n u r
- jest energią kwantu gammamierzo-(
1
)
°a&y> =~T~y ' ac{Ey}’ A
E
7
(
2
)
gdzie: A
E -
jest średnią energią przekazywaną przez.kwant gamma spoczywającemu elektro nowi.98
W. TkaczykZależność całkowitego przekroju czynnego dla efektu Comptona w funkcji energii przed stawia rys. 1.
Rys. 1. C ałkow ity przekrój czynny w funkcji energii fotonów ®total = ° p + gdzie: op - przekrój czynny na tworzenie pary e , e" °a - Przekr°J absorpcji w wyniku rozpraszania Comptona; oc - całk ow ity prze
krój czynny rozpraszania Comptona
W procesie tworzenia przez foton pary elektron-pozytron w polu jądra całkowita energia fotonu przekazana zostaje kreowanej parze. Całkowity przekrój czynny na tworzenie par moż na przedstawić wzorem:
a / 28 . , 218
C
T
P=r
M - 9 - l n ( 2 ' e ) —(
3)
dla 1 « e < c T 1 Z ~ 1/3,
co odpowiada przypadkowi nieekranowania pola jądra przez elektrony. W przypadku pełnego ekranowania wyrażenie przyjmuje postać:
dla » a -1 -1/3
(
4)
gdzie:
a
1 ** 137. Zależność całkowitego przekroju czynnego na tworzenie par przedstawia krzywaap
na rys. 1.Dla kwantów gamma o energii większej od 60 MeV dominującą rolę w procesie absorpcji od grywa tworzenie par, przekrój czynny dla tego procesu dąży do stałej wartości 1,8* 10“ 26 cm2. Proces tworzenia pary w oddziaływaniu foton-foton jest dominujący przy bardzo wysokich energiach fotonów (109 MeV) ( T k a c z y k 1975).
