Рентгеноэмульсионная камера. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Рентгеноэмульсионная камера

Рентгеноэмульсионная камера - координатный детектор частиц высоких энергий, позволяющий определить энергию частицы (

> 1-2 ТэВ) и параметры её траектории, используя образование в плотной среде электронно-фотонных каскадов. Последние развиваются в результате процессов тормозного излучения и образования электрон-позитронных пар (см. Электронно-фотонные ливни).

Электронно-фотонные каскады регистрируются по суммарному фотогр. действию пучка каскадных электронов на рентг. плёнку, помещённую на нек-рой глубине t в плотном поглотителе (обычно Рb или Fe). При достаточно большой энергии первичной частицы

п достаточной степени развития каскада число каскадных электронов N на глубине t бывает столь велико (рис. 1), что вызванное ими скрытое изображение после проявления даёт пятно потемнения, видимое невооруж. глазом. Размеры пятна определяют п пространственную разрешающую способность Р. к. для регистрации отд. частиц, к-рая в ср. ~100 мкм. Видимое пятно потемнения позволяет не только легко обнаружить место прохождения частицы, но п определить

фотометрированием, т. к. степень его потемнения зависит от числа каскадных электронов, а следовательно и от величины

Рис. 1. Каскадные кривые; зависимость числа частиц N (сплошные линии, левая шкала) и интегрального потемнения D_R (штриховые линии, правая шкала) в круге радиуса Д = 50 мкм от глубины t в свинцовом поглотителе для разных значений энергии -кванта

Количественной мерой потемнения при фотометрировании служит величина

, где I₀ и I - интенсивности светового пучка, проходящего через диафрагму фотометра без пятна потемнения и с ним. Существует неск. методов определения энергии

по фотометрич. измерениям. Наиб. широко используется интегральное потемнение

на глубине t, измеренное с помощью круговой диафрагмы радиуса R (иногда применяются диафрагмы с прямоуг. щелью). Связь между D_R и

определяется свойствами эмульсии, к-рые характеризуются кривой почернения D(n) - зависимостью потемнения малого элемента площади от плотности п электронов, прошедших через этот элемент, п пространственным распределением плотности электронов

в каскаде на глубине t (r - расстояние от оси каскада,

- азимутальный угол в плоскости, перпендикулярной оси каскада). Интегральное потемнение D_R при вертикальном падении равно:

Для определения

эксперим. значения D_n сопоставляются с вычисленными по ф-ле (*), в к-рой

рассчитывается теоретически, а кривая почернения аппроксимируется функцией

, где s - эфф. площадь зерна эмульсии, D_макс - макс. потемнение, до к-рого может быть засвечена плёнка (при бесконечно большой экспозиции). Т. к. с ростом п при переходе к области насыщения погрешность определения n, а следовательно, и

резко возрастают, для расширения диапазона измеряемых энергий иногда используют одновременно рентг. плёнки двух типов - большой (1)и малой (2)чувствительности (рис. 2).

Рис. 2. Кривые почернения для рентгеновских плёнок РТ-6М (верхняя кривая) и РТ-СШ (нижняя).

В случае

ТэВ при вычислении

следует учитывать влияние многократного рассеяния на сечения осн. процессов (тормозное излучение, образование электрон-позитронных пар), ответственных за развитие каскада в области больших энергий (эффект Померанчука - Мигдала). Использование рентг. плёнок для количественных измерений требует введения поправок, учитывающих конструкцию реальных Р. к., слоистость поглотителей, воздушный зазор между Рb и фотоэмульсией н др. Точность определения энергии частиц Р. к. ~15-50%.

Р. к. помимо энергии частицы позволяет определить угол падения каскада. Рентг. плёнка покрыта о двух сторон слоями эмульсий, разделёнными расстоянием 200-250 мкм, поэтому угол падения можно определить по относит. смещению пятен в эмульсионных слоях. Возможно и использование двух разл. плёнок, разделённых нек-рым промежутком с точным фиксированием их взаимного расположения. Точность измерения зенитного угла ~3° и азимутального

Наряду c интегральным потемнением D_R для определения

используют сканирование области потемнения фотометрия, ячейкой малого размера с последующей обработкой сканограммы на ЭВМ.

Метод Р. к. позволяет создавать детекторы большой светосилы с высокими пространственным и угловым разрешениями, площадью в сотни и тысячи м² и временем непрерывного набора статистики ~1-2 года. Р. к. применяют в экспериментах с космическими лучами, где интенсивность первичных частиц мала и быстро спадает с энергией.

Р. к. можно разделить на 3 типа: Р. к. для регистрации

-квантов, электронов и позитронов; Р. к. для регистрации адронов; Р. к. для мюонов. Р. к. 1-го типа (т. н. Г-блок) представляют собой свинцовые фильтры, под к-рыми помещаются один или неск. слоев рентг. плёнки. Толщины фильтров подбираются так, чтобы слои плёнки находились вблизи максимума каскадных кривых для изучаемого диапазона энергии (рис. 1).

Рис. 3. Регистрация адронных взаимодействий в атмосфере; сплошные линии - адроны, штриховые линии - -кванты; клетчатые полоски - свинец; утолщения на концах линии - электронно-фотонные каскады.

В Р. к. для изучения адронов (H-блок) включён слой лёгкого вещества (обычно С), в к-ром не происходит заметного развития электронно-фотонного каскада, но адроны испытывают ядерные взаимодействия, а возникающие при этом-кванты (в осн. от распада ) детектируются в расположенном ниже регистрирующем блоке, аналогичном Г-блоку. Для эфф. регистрации адронов толщина Р. к. должна составлять не менее 1-2 пробегов до взаимодействия, т. е. Р. к. должна быть достаточно глубокой. При исследовании адронных взаимодействий мишенью служит либо вещество самой Р. к., либо слой плотного вещества, либо слой атмосферы над Р. к. (выбор мишени определяется интервалом изучаемых энергий). В последнем случае обычно используется сочетание Г-блока и расположенного ниже H-блока (рис. 3). Продукты взаимодействия энергичной частицы с ядром атома воздуха представляют собой смесь заряж. адронов и-квантов (с примесью электронов), приходящих практически параллельным пучком и регистрируемых в Р. к. в виде группы пятен потемнения («семейств», рис. 4). Т. к. время экспозиции велико, то в случае необходимости временной селекции «семейств» или др. событий применяется Р. к., в к-рой на одной глубине используются 2 слоя плёнки, один из к-рых через определ. интервалы времени передвигается относительно другого с соответствующей «меткой времени».

Рис. 4. «Семейство» частиц высокой энергии.

Для регистрации мюонов больших энергий в Р. к. используются-кванты тормозного излучения, т. к. в тяжёлом веществе, где , их испускание - осн. процесс передачи энергии мюоном-квантам. Тормозное излучение с большой точностью описывается квантовой электродинамикой, поэтому можно уверенно и однозначно переходить от энергетич. и угл. распределений фотонов к распределениям для мюонов. Сечение тормозного излучения мюона мало, поэтому детектор представляет собой глубокую (40-60 см) свинцовую Р. к. с мн. слоями (через 1-2 см) рентг. плёнки. Такие многослойные Р. к. только из свинца служат и для регистрации адронов, однако в этом случае (в отличие от H-блока со слоем С) объём используемой плёнки и обработки возрастает, хотя информация оказывается более детальной.

Литература по рентгеноэмульсионным камерам

Аминева Т. П., и др., Исследование мюонов сверхвысоких энергий. Метод рентгеноэмульсионных камер, М., 1975;
Байбурина С. Г и др., Исследование ядерных взаимодействий в области энергий 10¹⁴-10¹⁷ эВ методом рентгеноэмульсионных камер в космических лучах (эксперимент «Памир»), «Труды ФИАН», 1984, т. 154, с. 3.

В. М. Максименко

к библиотеке к оглавлению FAQ по эфирной физике ТОЭЭ ТЭЦ ТПОИ ТИ

Знаете ли Вы, как разрешается парадокс Ольберса?
(Фотометрический парадокс, парадокс Ольберса - это один из парадоксов космологии, заключающийся в том, что во Вселенной, равномерно заполненной звёздами, яркость неба (в том числе ночного) должна быть примерно равна яркости солнечного диска. Это должно иметь место потому, что по любому направлению неба луч зрения рано или поздно упрется в поверхность звезды.
Иными словами парадос Ольберса заключается в том, что если Вселенная бесконечна, то черного неба мы не увидим, так как излучение дальних звезд будет суммироваться с излучением ближних, и небо должно иметь среднюю температуру фотосфер звезд. При поглощении света межзвездным веществом, оно будет разогреваться до температуры звездных фотосфер и излучать также ярко, как звезды. Однако в дело вступает явление "усталости света", открытое Эдвином Хабблом, который показал, что чем дальше от нас расположена галактика, тем больше становится красным свет ее излучения, то есть фотоны как бы "устают", отдают свою энергию межзвездной среде. На очень больших расстояниях галактики видны только в радиодиапазоне, так как их свет вовсе потерял энергию идя через бескрайние просторы Вселенной. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.

НОВОСТИ ФОРУМА

Рыцари теории эфира