«ФОНОВЫЕ ЯВЛЕНИЯ В НОЧНОЙ АТМОСФЕРЕ ЗЕМЛИ ПРИ ИЗМЕРЕНИИ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ ПРЕДЕЛЬНО ВЫСОКИХ ЭНЕРГИЙ С ПОМОЩЬЮ ОРБИТАЛЬНОГО ДЕТЕКТОРА ...»

Научно-исследовательский институт ядерной физики

имени Д.В.Скобельцына

Московского государственного университета

имени М.В.Ломоносова

На правах рукописи

МОРОЗЕНКО ВИОЛЕТТА СЕРГЕЕВНА

ФОНОВЫЕ ЯВЛЕНИЯ В НОЧНОЙ АТМОСФЕРЕ ЗЕМЛИ ПРИ

ИЗМЕРЕНИИ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ ПРЕДЕЛЬНО

ВЫСОКИХ ЭНЕРГИЙ С ПОМОЩЬЮ ОРБИТАЛЬНОГО

ДЕТЕКТОРА

Специальность 01.04.23 – физика высоких энергий

ДИССЕРТАЦИЯ

на соискание учной степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель – доктор физико-математических наук Хренов Б. А.

Москва – Оглавление Введение

Глава 1. Орбитальный детектор ТУС (Трековая Установка)

Научная аппаратура детектора ТУС

1.1.

1.1.1. Зеркало-концентратор

1.1.2. Блок фотодетектора

Сигнал от ШАЛ в детекторе ТУС

1.2.

Длительность трека ШАЛ в детекторе ТУС

1.3.

Глава 2. Метод исследования свечения ночной атмосферы с помощью орбитальных детекторов

Научная аппаратура ИСЗ «Университетский-Татьяна»

2.1.

Детектор ультрафиолетового излучения

2.1.1.

Метод измерения интенсивности УФ излучения

2.1.2.

Отбор вспышек УФ

2.1.3.

Научная аппаратура ИСЗ «Университетский-Татьяна-2»

2.2.

Метод измерения интенсивности УФ

2.2.1.

Метод отбора и измерения вспышек

2.2.2.

Оценка энергии, выделенной в УФ и ИК излучение во время вспышки в атмосфере... 2.3.

Уточннный алгоритм перехода от числа фотонов Qa во вспышке к числу 2.4.

фотоэлектронов в детекторе УФ

Глава 3. Результаты измерения средней интенсивности УФ и ИК в различных регионах Земли.

Глобальная карта яркости свечения атмосферы в УФ и ИК диапазонах

Ожидаемые источники УФ излучения в атмосфере

3.1.

Регистрация полярных сияний

3.2.

Деятельность человека

3.3.

Рассеянный свет Луны

3.4.

Собственное свечение атмосферы

3.5.

Глава 4. Результаты измерения вспышек в ультрафиолете и в красном–инфракрасном диапазонах излучения

Измерение вспышек УФ на спутнике Татьяна-1

4.1.

Отбор и измерение вспышек УФ и красного-инфракрасногоизлучения на спутнике 4.2.

Татьяна – 2

Серии вспышек

4.2.

Отношение числа фотонов в К-ИК диапазоне длин волн к числу фотонов в УФ 4.3.

диапазоне.

Корреляция вспышек с облачностью, наблюдение вспышек в безоблачных районах... 4.4.

Обсуждение результатов по наблюдению вспышек

4.5.

Глава 5. Применение полученных результатов в измерениях КЛ ПВЭ с помощью орбитальных детекторов

5.1. Использование данных о свечении ночной атмосферы при подготовке детектора ТУС к работе на борту спутника Ломоносов.

5.1.1. Оценка фонового свечения атмосферы в детекторе ТУС

5.1.2. Оценка сигнала ШАЛ в детекторе ТУС

5.1.3. Оценка порогового значения энергии при регистрации КЛ ПВЭ детектором ТУС........ 5.1.4. Оценка числа ожидаемых событий

Оценка сигнала от вспышек типа «эльф» в ячейках детектора ТУС

5.2.

Заключение

Слова благодарности

Список литературы

Введение Одной из наиболее актуальных и интересных проблем астрофизики является происхождение космических лучей ультра высоких энергий (КЛ УВЭ) – с энергией Е >1019эВ [1,2].

Источниками, способными обеспечить ускорение космических лучей до столь высоких энергий, являются внегалактические объекты такие, как:

ударные волны в струях, генерируемых активными ядрами галактик;

сталкивающиеся галактики; гамма всплески, образующиеся при слиянии нейтронных звезд или черных дыр [3].

Происхождение космических лучей ультра высоких энергий может быть также связано с распадом топологических дефектов, возникших в первые мгновения расширения Вселенной. При взаимодействии частиц столь высоких энергий с веществом межзвездной среды рождаются высокоэнергичные фотоны и нейтрино, которые в силу своей нейтральности распространяются по прямым линиям, сохраняя направление на источник.

Заряженные частицы КЛ ПВЭ, в отличии от нейтральных частиц, испытывают незначительные отклонения магнитными полями от направление на источник [4].

Таким образом, исследование таких высокоэнергичных объектов позволяет получать сведения, как о природе источников, так и о магнитных полях, встречающихся на пути частиц космического излучения к земле. Хотя за последние десятилетия в области высоких энергий были достигнуты большие результаты в связи с постройкой гигантских ускорителей и огромных установок регистрации космических лучей, однако осталось много нерешенных вопросов в области самых высоких энергий. Максимально достигнутая на современных ускорителях область энергии взаимодействия заканчивается при энергиях Е ~ 1016 эВ, т.е. на области сверхвысоких энергий. Поэтому проверка справедливости математических моделей связанных с частицами предельно высоких энергий и взаимодействия при таких энергиях возможна лишь в космических лучах. Регистрация космических лучей таких высоких энергий усложняется из-за снижения их интенсивности с ростом энергии частиц. При Е > 1015 эВ на участок площадь 1 м2 в год в среднем падает порядка 100 частиц, при энергии > 10 19 эВ интенсивность резко снижается: ожидается лишь 1 частица в год на 1 км2.

Малая интенсивность потока частиц при таких высоких энергиях не позволяет рассчитывать на их исследование при помощи прямых методов, когда частица непосредственно попадает в детектор. Возможность получать информацию о КЛ УВЭ дает земная атмосфера, в которой первичная частица при таких высоких энергиях развивает ядерный электро-магнитный каскад из огромного числа частиц вторичного происхождения, называемый широким атмосферным ливнем (ШАЛ). По мере развития каскада образуются и другие компоненты ШАЛ, в том числе и оптическое излучение (черенковское [5-8] и флуоресцентное [9-11]), возникающее в результате прохождения заряженных частиц через атмосферу Земли (рисунок 1).

Рисунок 1. Каскадный процесс взаимодействия первичных Возникающие частицы могут быть зарегистрированы на больших расстояниях от оси ливня (ось – это линия, совпадающая с направлением движения первичной частицы). Таким образом, можно изучать ШАЛ при помощи системы изолированных детекторов, раздвинутых на большие расстояния, тем самым увеличивая обозреваемую площадь, а, следовательно, и число зарегистрированных событий.

Начало работ по изучению ШАЛ УВЭ было положено в работах Скобельцына и Зацепина по изучению кривой раздвижения [12,13].

Установки для изучения ШАЛ, размещаемые на поверхности Земли, позволили показать, что энергетический спектр КЛ простирается вплоть до зарегистрировано на установке Volkano Ranch (США), в 1963 г. [14].

Интенсивность таких событий очень мала – события с энергией выше 1020 эВ регистрируются 1 раз в сто лет на площади 1 кв.км, рисунок 2).

Несмотря на создание в 20 и 21-м веках ряда установок ШАЛ на поверхности Земли (таблица 1) с эффективной площадью от 15 до 3000 км 2, за 30 лет было зарегистрировано лишь несколько событий с энергией выше 1020 эВ. В 90-е годы статистика зарегистрированных частиц КЛ ПВЭ была увеличена в измерениях с помощью установки AGASA, обладавшей площадью 100 кв. км и проработавшей в период 1991-2004 гг. с экспозицией ~3000 кв. км ср год.

Таблица 1. Установки для изучения ШАЛ Volcano Ranch Haverah Park [16] SUGAR [17] (Австралия) AGASA [18] Fly’s Eye Observatory [19] HiRes [20,21] Telescope Array [22] (USA) Pierre Auger Observatory [24] (Аргентина) Главным результатом работы этих установок было открытие излома энергетического спектра частиц КЛ «мягкого» спектра с показателем степени дифференциального спектра -(3, 3,2) к «жесткому» спектру с показателем -(2,7–2,8). Это изменение вида спектра было интерпретировано как изменение роли источников, принадлежащих к Галактике Млечный путь (взрывы галактических сверхновых звезд, играющих главную роль при энергиях менее 3·10 18 эВ), к внегалактическим источникам, среди которых могут быть источники со значительно большей максимальной энергией ускоренных частиц.

Главной проблемой астрофизики ультравысоких энергий стало экспериментальное изучение космических лучей в области энергетического предела, предсказанного в работах Грейзена, Зацепина и Кузьмина [25-27].

В 1966 г., после открытия фонового «реликтового» излучения, образовавшегося в момент рождения Вселенной, Зацепин и Кузьмин и, независимо, Грейзен обратили внимание на то, что частицы с энергией выше 50 ЭэВ при прохождении больших расстояний (более 50 Мпк) должны взаимодействовать с реликтовыми фотонами:

– протоны в этих взаимодействиях рождают пионы и другие частицы и теряют в каждом взаимодействии около 30% энергии, – ядра дезинтегрируют с сечением гигантского резонанса.

Для источников, равномерно распределенных во Вселенной, энергетический спектр частиц КЛ должен испытать резкий обрыв при энергии Е50 ЭэВ(1 ЭэВ=1018эВ). Этот энергетический предел был назван пределом Грейзена–Зацепина–Кузьмина, или пределом ГЗК. Частицы с энергией выше этого предела часто называют частицами космических лучей предельно высоких энергий ( КЛ ПВЭ). Пробег для поглощения протонов на реликтовых фотонах составляет десятки Мпк и, следовательно, источники частиц КЛ ПВЭ, наблюдаемых на Земле, должны находиться на расстояниях космологическом масштабе. Оказывается весьма трудным найти в Галактике или в локальном скоплении галактик – Super–Galaxy (расстояния до объектов в Супер-Галактике меньше 50 Мпк) астрофизические объекты, способные ускорить частицы до энергий выше 50-100 ЭэВ. Загадочными были отдельные случаи регистрации частиц с энергией более 100 ЭэВ, пришедших из областей на небесной сфере, не содержащих известные энергетически выделенные астрoфизические объекты (несколько событий по данным AGASA, одно событие в данных Fly’sEye [28]).

Для объяснения этих событий были сделаны предположения, существенно изменяющие обычные представления о структуре и величине межгалактических полей [29] или даже о совершенно другом происхождении частиц: в результате распада сверхмассивных частиц – реликтов Большого Взрыва [30,31] (обзор экспериментальных данных [32]).

Главным препятствием на пути экспериментального решения проблемы происхождения КЛ ПВЭ остается недостаточная экспозиция измерений на существующих установках. Для развития этих работ необходимо создание детекторов с огромным геометрическим фактором, экспозицией G, которая есть произведение площади S, на которой возможна регистрация частиц, на телесный угол обзора небесной сферы и на время измерений T: G = ST. Значит, для увеличения статистики регистрации частиц первичного космического излучения требуются установки все больших площадей. Однако увеличение площади не даст желаемого результата пока детектор находится на земле, так как с его помощью невозможно просматривать всю небесную сферу, кроме того наземные детекторы не обеспечивают равномерную экспозицию. На самой большой из ныне существующих наземных установок космического излучения в Аргентине Pierre Auger Observatory, общей площадью 3000 км2 за 4 года (с 2008 года) было зарегистрировано всего несколько частицы с Е > 1020эВ.

Более целесообразным методом регистрации КЛПВЭ является метод регистрации их с борта искусственного спутника Земли по флуоресцентному свечению широкого атмосферного ливня, создаваемого первичной частицей в атмосфере. Этот новый метод был предложен в работах Чудакова, Суга и Грейзена. В этом случае, в качестве мишени для частиц КЛПВЭ используется земная атмосфера, в которой частицы ПКИ создают светящиеся треки, параметры которых напрямую связаны с параметрами первичной частицы.

Поток фотонов флуоресценции пропорционален первичной энергии частицы, а его зависимость от глубины (высоты) в атмосфере повторяет каскадную кривую: зависимость числа вторичных электронов от глубины в атмосфере.

Благодаря почти изотропному излучению флуоресценции этот метод позволяет наблюдать ШАЛ издали на большой площади атмосферы и решить главную проблему экспериментального изучения КЛ УВЭ – накопление достаточно большой статистики полезных событий. Этот метод мог быть реализован лишь в области ультравысоких энергий при применении большого количества фотоэлектронных умножителей в фокусе нескольких зеркал - концентраторов, обозревающих окружающую атмосферу. Первой установкой нового типа была установка Fly’s Eye [33]. На ней были продемонстрированы преимущества метода измерения флуоресценции:

возможность измерения каскадной кривой ШАЛ, в том числе измерение абсолютного числа электронов в максимуме ШАЛ как меры первичной энергии; измерение средней глубины максимума ШАЛ в атмосфере и ее флуктуаций, как меры массы первичной частицы.

Следующей, более совершенной установкой для измерения КЛ УВЭ методом измерения флуоресценции атмосферы стала установка HiRes [34].

Более высокое угловое разрешение каждого из «телескопов» установки, позволило измерять события КЛ УВЭ на площади порядка 1000 кв. км и, несмотря на более короткие временные интервалы рабочего времени (установка работала только в ночное время в отсутствии луны, то-есть примерно в 10% календарного времени) по сравнению с традиционными установками ШАЛ (~100% календарного времени), в 2004 г., полная экспозиция установки HiRes достигла того же уровня, что и в установке AGASA.

Следующим шагом в истории КЛ ПВЭ стало создание гибридных установок, использующих два метода регистрации ШАЛ: регистрация частиц ШАЛ и наблюдение трека ШАЛ в атмосфере. Одновременное использование обоих методов позволяет существенно повысить точность определения направления прихода первичной частицы.

Кроме того, в данном случае метод флуоресценции [35] является особенно полезным, поскольку он позволяет установить энергию первичной частицы модельно независимым образом, наблюдая продольное развития каждого ливня и получая энергию первичной частицы путм интегрирования выделенной в атмосфере энергии. Однако, в данном случае результат сильно зависит от поглощения света в атмосфера и апертуры детектора.

В 2004 году была запущена гибридная установка Pierre Auger в которой в качестве детекторов заряженных частиц ШАЛ Observatory, были использованы водные баки. Двигаясь со скоростью большей скрости света в воде частицы вызывают поток черенковского света, который регистрируется с помощью фотоэлектронного умножителя (ФЭУ). По количеству черенковского света можно восстановить общее количество вторичных частиц в ливне, а следовательно и энергию первичной частицы.

По запаздыванию времен срабатывания различных детекторов определяется направление прихода частицы. Пространство над сетью детекторов просматривается четырьмя флуоресцентными станциями, каждая из которых состоит из 6-ти детекторов. Обзор по азимуту одной установки составляет около 180 и по высоте над горизонтом до 30. Каждый из флуоресцентных детекторов представляет собой фотопримник (матрица ФЭУ) и зеркало, собирающее свет на фотопримник.

Гибридная установка Telescope Array (TA) в отличие от установки Auger для регистрации заряженной компоненты ШАЛ использует не черенковские водные баки, а сцинтилляционные детекторы.

Результат измерения энергетического спектра на установках ШАЛ представлен на рисунке 2. Дифференциальный энергетический спектр умножен на E2,6 для большей наглядности особенностей спектра, а именно укручения в области 1015 и 1016 эВ (так называемая область «колена») и в области 1018,5 («лодыжка»).

Результаты всех установок хорошо согласуются друг с другом, однако отличаются по интенсивности первичных частиц. Существует ряд работ [36] в которых рассмотрена возможность внесения поправки по энергии в области (1-40)1018 эВ в каждом из экспериментов для согласования спектров.

Рисунок 2. Энергетический спектр космических лучей (интенсивность как функция энергии первичной частицы).

Интересно отметить, что в эксперименте AGASA [37] не наблюдалось ожидаемое ГЗК обрезание и было зарегистрировано 8 частиц с энергиями более 1020 эВ, в то время как экперименты HiRes [38], Auger [39,40] и Telescope Array[41] свидетельствуют об «обрыве» спектра КЛ в ГЗК области (рисунок 3).

флуоресцентному излучению атмосферы является возможность измерения положения максимума ШАЛ, прямо связанного с массой первичной частицы.

Теоретическая зависимость глубины максимума от энергии и массы первичной частицы представлена на рисунке 4.

Видно, что глубина максимума при заданной первичной энергии уменьшается с массой частицы и растет с ее энергией. Экспериментальные данные установки HiRes при энергиях 1-30 ЭэВ указывают на преобладание протонов в массовом составе космических лучей, то-есть там, где происходит переход от галактических к внегалактическим источникам КЛ УВЭ.

Рисунок 3. Дифференциальный спектр КЛ в области предельно высоких энергий.

Рисунок 4. Зависимость глубины максимума каскадной кривой ШАЛ от энергии и массы первичной частицы. Кривые – расчет для протонов (верхняя линия) и ядер железа (нижняя линия). Точки – данные HiRes.

Еще один аспект изучения КЛ ПВЭ представляет интерес. Установки для изучения ШАЛ позволяют определять направление прихода первичных частиц. Несмотря на то, что заряженные частицы испытывают отклонение в магнитных полях Галактики можно пытаться найти анизотропию прихода частиц от источника. Экспериментально такая анизотропия по отношению к направлению к центру Галактики была найдена при энергиях ~10 14 эВ благодаря огромной статистике измеренных частиц. Значение анизотропии ( отношение числа частиц приходящих из центра Галактики к числу частиц из «антицентра» ) мало ~10-3, но статистически достоверно. С ростом энергии частиц анизотропия должна увеличиваться, однако быстрое уменьшение статистики событий с ростом энергии частиц, свойственное измерениям на существующих экспериментальных установках, до сих пор не позволило найти значения анизотропии при более высоких энергиях. В настоящее время поставлены лишь верхние пределы анизотропии по направлению к центру Галактики [42], рисунок 5.

Рисунок 5. Отношение числа частиц в направлении центра Галактики к числу частиц в противоположном направлении. Предсказания по данным различных моделей представлены в виде пунктирных линий A, S, Gal, C-G Xgal[43-45].

Магнитные поля в галактическом пространстве имеют порядок величины В 1-2·10-6 Гс, так что при увеличении энергии протонов до 10ЭэВ их гиро-радиус оказывается порядка размера Галактики (10 Кпк ), и протоны таких энергий выходят из Галактики. Принято считать, что магнитные поля в межгалактическом пространстве в тысячу раз меньше и протоны с энергией более 10ЭэВ не могут быть удержаны и в местном скоплении галактик (расстояния между галактиками R порядка 10 Мпк).

Оценки отклонения частиц при прохождении межгалактических и галактических магнитных полей позволяют утверждать, что направление протонов с достаточно высокой энергией (Е > 50 ЭэВ) с точностью в несколько градусов должно указывать на источник этих частиц.

При достаточной статистике событий и высокой точности измерения направления ШАЛ, вызванных частицами с энергией Е > 50 ЭэВ, данные об их направлении позволили бы составить карту внегалактических источников («протонная астрономия»).

При малой статистике частиц КЛ ПВЭ эффективным способом поиска источников оказывается сопоставление направления прихода частиц и направления на известные астрофизические объекты, способные ускорять заряженные частицы до ультравысоких энергий. Примером такого сопоставления является изучение корреляции направления частиц с энергией выше 50 ЭэВ, измеренных на установке Pierre Auger Observatory, с распределением на небе активных ядер галактик (AGN), рисунок 6.

Методы регистрации космических лучей по ШАЛ, позволяющие восстанавливать энергию первичной частицы по параметрам ШАЛ, и соответствующие модели хорошо проработаны на наземных установках, доказана высокая точность восстановления параметров первичной частицы, проведены измерения на больших площадях атмосферы – 103 км2. Именно на этих установках были открыты частицы с энергией порядка десятков 10 19 эВ и получены сведения о направлении их прихода. Тем не менее, остается масса открытых вопросов, нерешенных на наземных установках: массовый состав и энергетический спектр в области ультравысоких энергий, анизотропия ПКИ, проблема ГЗК обрезания, степенная форма энергетического спектра, вопросы происхождения частиц ультравысоких энергий. Поэтому создание орбитальных детекторов космического излучения на сегодняшний день является актуальной задачей физики космоса. Развитие техники подобного рода, способной обозревать огромные площади в атмосфере, важно и для мониторинга состояния атмосферы в различных районах Земли, а также для наблюдения фоновых явлений при регистрации КЛПВЭ, таких, как транзиентные явления в верхней атмосфере.

Рисунок 6. Распределение направлений прихода частиц с энергией >57ЭэВ (точки, данные установки Pierre Auger Observatory ) и карта AGN (кружки) в галактических координатах. Направление 28 частиц из совпадает в пределах 3,1° с координатами AGN.

Цель диссертационной работы состоит в оценке фоновых явлений при измерении космических лучей предельно высоких энергий (КЛ ПВЭ) с помощью орбитальных детекторов флуоресценции атмосферы.

Актуальность темы Детекторы космического базирования имеют преимущество в сравнении с наземными детекторами по своей возможности наблюдения широких атмосферных ливней (ШАЛ) от КЛ ПВЭ на огромной площади в атмосфере. Однако, орбитальным детекторам предстоит работать в более сложных условиях свечения ночной атмосферы (ионосферы) по сравнению с наземными детекторами, создаваемыми в низкофоновых районах Земли.

Развитие орбитальной техники подобного рода, способной обозревать огромные площади в атмосфере, важно также для мониторинга состояния атмосферы в различных районах Земли и наблюдения фоновых явлений при регистрации КЛ ПВЭ таких, как транзиентные явления в верхней атмосфере.

Изучение фона свечения ночной атмосферы, проведенное в настоящем исследовании, имеет первостепенное значение для разработки первых детекторов космического базирования таких, как «Трековая Установка»

коллаборация). Для исследования фона свечения ночной атмосферы в детекторах космического базирования были использованы специально созданные детекторы УФ, на микроспутниках «Университетский – Татьяна»

и «Университетский–Татьяна-2». Детекторы УФ на этих спутниках наблюдали свечение атмосферы в диапазоне используемом для регистрации флуоресцентного трека космической частицы в атмосфере (длины волн 240нм). Помимо средней интенсивности свечения атмосферы детекторы позволили измерять вспышки УФ длительностью от долей миллисекунд до сотен миллисекунд. Их изучение позволило оценить ожидаемый сигнал от атмосферных вспышек в детекторах ТУС и КЛПВЭ и его роль в наблюдении космических частиц предельно высокой энергии.

Также актуальны результаты наблюдения атмосферных вспышек на спутниках «Университетский – Татьяна» и «Университетский – Татьяна-2» в связи с исследованием их физической природы. Детекторы вспышек на спутниках «Университетский – Татьяна» и «Университетский – Татьяна-2»

позволили продвинуть измерения в область ранее не изученных малых вспышек, с числом фотонов на два-три порядка менее, чем в известных из других измерений транзиентных атмосферных явлений (transient luminous events, TLE, в английской литературе).

Личный вклад автора Автор разработала и создала математическое обеспечение обработки данных научной аппаратуры спутников «Университетский-Татьяна» и «Университетский-Татьяна-2», с помощью которого была построена карта свечения ночной атмосферы при наблюдении с борта спутника в надир.

воспроизводились осциллограммы сигнала атмосферных вспышек в детекторе УФ и детекторе К-ИК, которые отбирались электроникой детектора УФ вспышек по условию «самая большая вспышка УФ за минуту полета спутника». Данные осциллограмм позволили определить отношение числа фотонов в К-ИК диапазоне к числу фотонов в УФ диапазоне, как в целом по осциллограмме длительностью 128 мс, так и для коротких (1-5 мс) импульсов.

Автор провела сравнение распределения вспышек по числу фотонов с учетом разных условий работы детекторов при разных фазах луны.

Автор получила карты вспышек по атмосфере Земли для разных по числу фотонов вспышек, показала различие в их распределении.

Автор провела оценку роли вспышек при отборе событий ШАЛ, генерированных первичными частицами КЛ ПВЭ.

Автор провела оценку пороговой энергии и ожидаемой статистики КЛ ПВЭ для детектора ТУС.

Научная новизна работы Впервые измерена глобальная карта свечения ночной атмосферы в диапазоне УФ с длинами волн 240-400 нм, используемом для наблюдения флуоресценции атмосферы, генерируемой частицами КЛ ПВЭ. Впервые в том же диапазоне длин волн в глобальном масштабе изучены вспышки в атмосфере длительностью 1-100 мс, которые являются фоном в изучении частиц космических лучей предельно высоких энергий методом измерения флуоресценции атмосферы. Впервые проведн анализ временных характеристик и географического распределения атмосферных вспышек с «малым» числом фотонов в диапазоне УФ, на два-три порядка меньшем, чем число фотонов в транзиентных атмосферных явлениях – TLE (число фотонов в атмосфере порядка 1023). Именно эти, сравнительно неяркие вспышки, могут быть помехой в измерениях частиц КЛ ПВЭ, с числом фотонов флуоресценции порядка 1016.

Впервые выполнено моделирование сигнала малых атмосферных вспышек в первом орбитальном детекторе КЛ ПВЭ и показана возможность выделения истинных событий флуоресцентного трека ШАЛ на фоне событий от атмосферных вспышек.

Научная и практическая значимость работы Достигнута основная цель исследования: получены экспериментальные сведения о свечении ночной атмосферы и об атмосферных вспышках в диапазоне длин волн, используемых при регистрации флуоресценции атмосферы под воздействием КЛ ПВЭ. Экспериментальные измерения выполнены на спутниках с полярной орбитой, что позволило наблюдать экспериментальные данные непосредственно используются при подготовке первого орбитального детектора КЛ ПВЭ ТУС. В частности, данные о средней интенсивности УФ свечения ночной атмосферы используются для выбора первоначальных значений порога в системе управления и числа ячеек детектора, участвующих в отборе полезных событий. Оптимальный выбор этих значений позволяет ускорить процесс выхода детектора ТУС в рабочий режим автоматического управления от событий КЛ ПВЭ.

Важным результатом настоящей работы является получение экспериментальных данных об атмосферных вспышках (их длительности и частоты) в УФ диапазоне длин волн. Наблюдаемая высокая частота этих вспышек указывает на их большую роль в срабатывании триггера детектора ТУС. Вместе с тем, подобные вспышки при регистрации детектором ТУС не закрывают возможности отбора полезных событий от частиц КЛ ПВЭ.

Последние отличаются от атмосферных вспышек своей малой длительностью и пространственно-временным распределением сигнала в фотодетекторе ТУС.

Полученные в настоящей работе экспериментальные данные о транзиентных атмосферных вспышках представляют значительный интерес для понимания физической природы этого явления. Вспышки с малым числом фотонов ранее не изучались с достаточной статистикой событий.

Изучение вспышек с малым числом фотонов будет продолжено с помощью детектора ТУС, который позволит наблюдать не только временной профиль события, но и пространственное распределение фотонов в каждом из них.

Апробация работы Автор лично представила свои результаты на международных конференциях TEPA 2010 (Армения, Ереван), AGU 2011 (США, СанФранциско), TEA-IS 2011 (Испания, Терремолинос), AGU 2012 (США, СанФранциско), TEPA 2012 (Россия, Москва), ECRS 2012 (Россия, Москва), TEPA 2013 (Армения, Ереван).

Основные материалы диссертации опубликованы в следующих работах:

Н. Н. Веденькин, А. В. Дмитриев, Г. К. Гарипов, П. А. Климов, В.С. Морозенко, И. Н. Мягкова, М. И. Панасюк, C.Н. Петрова, И. А.

Рубинштейн, У. Салазар, С. И. Свертилов, В. И. Тулупов, Б. А. Хренов, В. М.

Шахпаронов, А.В. Широков, И.В. Яшин. УФ-излучение атмосферы и сопоставление вариаций его интенсивности с вариациями потоков электронов с энергиями > 70 кэВ на орбите спутника (по данным ИСЗ « Университетский-Татьяна») Вестник МГУ, сер. 3 Физика Астрономия №4 с.89- С. Ю. Бобровников, Н. Н. Веденькин, Н. А. Власова, Г. К. Гарипов,O.P.

Григорян, Т.А. Иванова, В. В. Калегаев, В.С. Морозенко, П. А. Климов, Парунакян, А.Н. Петров, В. Л. Петров, М. В. Подзолко, В. В. Радченко, С. Я. Рейзман, И. А. Рубинштейн, М. О. Рязанцева, Е. А. Сигаева, Э.Н.

Сосновец, Л. И. Старостин, В. И. Тулупов, Б. А. Хренов, В. М. Шахпаронов, А. В. Широков, И. В. Яшин, В. В. Маркелов, Н. Н. Иванов, В. Н. Блинов, О. Ю. Седых, В. П. Пинигин, А. П. Папков, Е. С. Левин, В. М. Самков, Н. Н. Игнатьев, В. С. Ямников.Исследования космической среды на микроспутниках «Университетский-Татьяна» и «Университетский-ТатьянаАстрономический Вестник. 2011. №1. с.5 – 31.

Гарипов Г.К., П.А. Климов, В.С. Морозенко, Панасюк М.И., Хренов Б.А. Временные и энергетические характеристики УФ вспышек в атмосфере по данным спутника «Университетский-Татьяна» // Космические исследования. 2011. том. 49. №. 5. с. 391-398.

Атмосферные вспышки в ультрафиолетовом и красноинфракрасном диапазонах по данным спутника «Университетский – Татьяна - 2 ». Н. Н. Веденькин, Г. К. Гарипов, П. А. Климов, В.В. Клименко, Е.А.

Мареев, О. Мартинес, В.С. Морозенко, И. Пак, М. И. Панасюк, Е. Понсе, У.

Салазар, В. И. Тулупов, Б. А. Хренов, И.В. Яшин // ЖЭТФ. 2011. том. 113.

№. 5. с. 782-791.

5) G.K. Garipov, B.A. Khrenov, P.A. Klimov, V.S. Morozenko, M. I.

Panasyuk, S.N. Petrova, V.I. Tulupov, V.M. Shahparonov, N.N. Vedenkin, I.V.

Yashin, J.A. Jeon, S.M. Jeong, A. Jung, J.E. Kim, W.S. Kim, J. Lee, H.Y. Lee, G.W. Na, S.W. Nam, S.J. Oh, I.H. Park, J.H. Park, J.Y. Jin, M. Kim, Y.K. Kim, B.W. Yoo, Y.-S. Park, H.J. Yoo, C.H. Lee, H.ISalazar, O.B. Martinez, E.L. Ponce, J.P. Cotsomi. Program of transient UV event research at Tatiana-2 satellite // J.

Geophys. Res. 2010. V. 115. doi:10.1029/2009JA014765.

6) P.Klimov, G. Garipov, N. Kalmykov, V. Morozenko, M. Panasyuk, S. Sharakin, AShirokov, I. Yashin. Status of UHECR orbital fluorescence detector TUS. Proc. 12th ICATTP Conf. Italy. V.6, 2011.

7) B.A. Khrenov, M.I. Panasyuk, G.K. Garipov, N.N. Kalmykov, P.A. Klimov, V.S. Morozenko, S.A. Sharakin, A.V. Shirokov, I.V. Yashin, A.V. Tkachenko, O.A. Saprykin, A.A. Botvinko, I. Park, J. Lee, G. Na, O. Martinez, H. Salazar, E. Ponce. Pioneering space based detector for study of cosmic rays beyond GZK Limit. UHECR 2012 – International symposium of future direction in UHECR physics, EPJ Web of Conferences, 2013. V. 53.

8) G. K. Garipov, B.A. Khrenov, P.A. Klimov, V.V. Klimenko, E.A.

Mareev, O. Martines, E.Mendoza, V.S. Morozenko, M.I. Panasyuk, I.H. Park, E.

Ponce, L.Rivera, H.Salazar, V.I. Tulupov, N.N. Vedenkin, I.V. Yashin. Global transients in ultraviolet and red-infrared ranges from data of UniversitetskyTatiana-2 satellite // //J. Geophys. Res. 2013. V. 118. № 2. p. 370- Глава 1. Орбитальный детектор ТУС (Трековая Установка) происхождении частиц КЛ ПВЭ необходимо найти способ наблюдения частиц предельно высокой энергии с экспозицией на два порядка большей, чем имеют (или накопят в течение 10 ближайших лет) существующие наземные детекторы. Создавать наземные установки вс большей площади неэффективно и нерентабельно. Орбитальные детекторы обладают рядом существенных преимуществ по сравнению с наземными детекторами:

равномерностью экспозиции и большая площадь обзора. Метод регистрации КЛПВЭ с искусственных спутников Земли способен продвинут исследование космический лучей в области энергий более 1019эВ на площади атмосферы 105-106 км2.

Впервые идею регистрации КЛПВЭ с борта спутника предложил в 1980 году Дж. Линсли [46]. В настоящее время этот метод получил развитие в международном проекте «JEM-EUSO»[47], в российских проектах «КЛПВЭ» и «Ломоносов» с детектором ТУС на борту [48,49].

НИИЯФ МГУ, благодаря большому опыту работ как с наземными установками ШАЛ (ШАЛ МГУ, Тунка), так и с разнообразными орбитальными детекторами («Университетский-Татьяна», «Университетский – Татьяна - 2» ), оказался готов к созданию детектора ШАЛ космического базирования. В кооперации с Объединенным институтом ядерных исследований (Дубна) был подготовлен первый орбитальный детектор космического базирования для регистрации КЛПВЭ - детектор ТУС (прототип детектора КЛПВЭ), установленный на борту ИСЗ «Ломоносов».

Основная задача детектора ТУС, установленного на борту ИСЗ «Ломоносов» [50], готовящемуся к запуску в 2015 году - регистрация космического излучения в области предельно высоких энергий, выше предела ГЗК. Однако, электроника детектора разработана таким образом, что помимо основной задачи будет возможным решение сопутствующих задач, представляющих интерес для современной науки таких как - изучение быстрых всплесков УФ излучения в атмосфере (Транзиентные Атмосферные Явления, ТАЯ), изучение треков суб-релятивистских пылинок, а так же свечение от микро-метеоров с длительностью порядка десятой доли секунды.

В состав научной аппаратуры детектора ТУС входит зеркалоконцентратор френелевского типа и расположенный в его фокальной плоскости блок фотопримника, состоящий из 256 фотоэлектронных умножителей (ФЭУ). Внешний вид ИСЗ «Ломоносов» с размещенным на нм детектором ТУС показан на рисунке 1.1.

Рисунок 1.1. Детектор ТУС на борту спутника «Ломоносов». 1солнечные батареи, 2- служебные модули спутника, 3- зеркало-концентратор, 4- фотодетектор.

Сигнал флуоресценции атмосферы, вызываемый частицами ШАЛ, приходит на зеркало-концентратор детектора и фокусируется на мозаику ячеек фотоприемника, которые находятся на фокальной поверхности зеркала.

В фотоприемнике этот световой сигнал преобразуется в электрический и регистрируется во времени на многоканальном осциллографе.

Научная аппаратура детектора ТУС 1.1.

Основные параметры детектора ТУС представлены в таблице 1. Таблица 1.1. Параметры детектора ТУС Мощность потребления:

Эффективная площадь зеркала Объем передаваемых на Землю 1.1.1. Зеркало-концентратор Наблюдение ШАЛ с высоты нескольких сотен километров (высота орбиты эксперимента на ИСЗ «Ломоносов» на начальном этапе ~ 500 км ) производится на фоне собственного излучения ночной атмосферы Земли ( – 108 фотон/см2 с стер [51]). Это затрудняет выделение истинного события типа ШАЛ из-за малого отношения полезного сигнала от ШАЛ к шуму.

Увеличение отношения полезного сигнала к шуму достигается увеличением поверхности сбора света. При высоте орбиты 500 км достаточное соотношение сигнал-шум достигается при площади светосбора порядка нескольких м2.

флуоресценции в атмосфере используется «плоское» зеркало-концентратор типа зеркала Френеля. Оно представляет собой параболическое зеркало, составленное из 7 гексагональных сегментов с диагональю 66 см закреплнных на металлическом основании (рисунок 1.2), изготовленных из углепластика, дополненного алюминиевой пластиной сотовой структуры.

Таким образом, конструкция составного зеркала-концентратора термостабильна в широком диапазоне температур.

Общая площадь зеркала ~ 2 м2, фокусное расстояние – 1.5 м.

Рисунок 1.2. Составное зеркало-концентратор детектора ТУС Следует пояснить важную роль качества изготовления зеркалаконцентратора ТУС, которое отличается от «идеального» параболического зеркала. Качество фокусирования зеркалом параллельного пучка света можно оценить, сравнивая реальную «функцию рассеяния точки» (ФРТ) с ФРТ «идеального» зеркала.

На рисунке 1.3 представлено изображение параллельного пучка света при различных углах его падения относительно оптической оси зеркала. В идеальном зеркале (левый рисунок) при нулевом угле пучка относительно оптической оси зеркала, изображение пучка фокусируется в точку (радиус ФРТ равен нулю), но с ростом угла падения пучка света точка «рассеивается» и на краю поля зрения детектора ТУС, принятого равным 0,16 рад = 8,5°, даже в идеальном зеркале при фокусном расстоянии зеркала 150 см диаметр ФРТ порядка размера ячейки 1,5 см. В реальном зеркале диаметр ФРТ даже для нулевого угла между пучком и осью зеркала составляет 1см. На краю поля зрения детектора диаметр ФРТ «идеального»

зеркала сравнивается с реальным.

Рисунок 1.3. Изображение параллельного пучка света при разных углах его падения относительно оптической оси зеркала. Слева – «идеальное» параболическое зеркало. Справа реальное зеркало, подготовленное для работы на орбите. [52,53].

1.1.2. Блок фотодетектора Электронный блок фотопримника (ЭБФ) расположен в фокусе зеркалаконцентратора.

В состав ЭБФ входит фотопримник и блок обработки данных (БОД), обеспечивающий первичную обработку, временное хранение научных данных и осуществляющий связь с бортом космического аппарата.

Фотопримник состоит из 16 кластеров, каждый из который включает в себя 16 ФЭУ R1463 фирмы Hamamatsu (Япония) с мультищелочным катодом, с помощью которых происходит преобразование светового сигнала в электрический (ФЭУ такого же типа были использованы в экспериментах «Университетский-Татьяна», «Университетский–Татьяна-2» и показали стабильную работу в условиях космоса). На входе каждого ФЭУ расположен световод и коллиматор для сбора света на фотокатод и исключения «бокового» света, приходящего не от зеркала, а также фильтр UFS – 1, пропускающий излучение в диапазоне длин волн 240-400 нм. Все кластеров ФЭУ имеют общую систему питания и одинаковую электронику – система отбора и первичного анализа событий.

Фотопримник ТУСа и один из кластеров приведены на рисунке 1.4.

Блок фотопримника состоит из 256 ячеек. Одна ячейка – один ФЭУ (диаметр трубки 13 мм). Поле зрения каждой из ячеек равно 0.01 рад, что соответствует в атмосфере с высоты орбиты 500 км площадке размером км.

Сигналы с каждого ФЭУ поступает на мультиплексор, а затем в 10битный аналого-цифровой преобразователь (АЦП).

Рисунок 1.4. Электронный блок фотопримника и отдельный кластер детектора ТУС.

Важной особенностью электроники ТУС является применение системы автоматического регулирования усиления (АРУ) ФЭУ, а так же цифровое интегрирование сигнала для отбора событий и записи осциллограмм различной длительности в зависимости от решаемой задачи.

Временные параметры сигнала и длительность осциллограммы в детекторе ТУС для различных задач представлены в таблице 1.2.

Таблица 1.2. Временные параметры сигнала в детекторе ТУС пылинки Поле зрения детектора ТУС ориентировано в надир – на Землю (рисунок 1.5). Таким образом, световой сигнал от ШАЛ проходит через атмосферу по вертикали. В этом направлении поглощение света флуоресценции в атмосфере на порядок меньше, чем в наземных установках в горизонтальном направлении.

Если происходит событие типа ШАЛ, то каждая ячейка фотоприемника в заданный момент времени «видит» часть ливня на определенной высоте в атмосфере, так что в фотоприемнике можно наблюдать движение диска ШАЛ – трек ШАЛ. Таким образом, фактически регистрируется каскадная кривая ливня. По числу частиц в максимуме можно определить энергию первичной частицы. Характерное время движения горизонтального трека ШАЛ (зенитный угол ~ 90) в поле зрения одной ячейки фотопримника ~ мкс. По мере уменьшения зенитного угла время движения увеличивается и становится максимальным для вертикальных ливней, уходящих в детектор.

Измерение времени пролта изображения диска ШАЛ в фотопримнике детектора позволяет оценить зенитный угол всего ливня, то есть направление прихода первичной частицы.

Рисунок 1.5. Принцип работы детектора ТУС Для отбора событий типа ШАЛ в детекторе ТУС реализована система двухуровневого триггера. На первом уровне происходит оценка сигнала в каждом из отдельных пикселей. Если превышение выше 5 стандартных отклонений от среднего фона при времени интегрирования 12 мкс, то информация в данных ячейках записывается в оперативную память логической микросхемы. На втором уровне триггера происходит анализ карты событий триггера первого уровня. Событие ШАЛ засчитывается в двух случаях:

- по крайней мере в трх соседних ячейках сработал триггер первого уровня в течении последовательных интервалов времени по 12 мкс - сигнал в одной ячейке на трх последовательных временных интервалах превышает пороговый сигнал триггера первого уровня.

Кроме того, независимо от триггера ШАЛ, есть и другие триггеры для более медленных событий: суб-релятивисткие частицы пыли, ТАЯ и микрометеоры. Для таких событий время интегирования выше (таблица 1.2) [54].

Сигнал от ШАЛ в детекторе ТУС 1.2.

Расчеты флуоресцентного излучения, генерированного частицами диска ШАЛ, инициированного первичной частицей КЛПВЭ, базируются на сверхвысоких энергий по модели кварк-глюонных струн с учетом рождения струй частиц (QGSJet модель), развитой Н.Н. Калмыковым [55, 56].

Результаты расчета каскадной кривой ШАЛ по этой модели были представлены Н.П. Ильиной, Н.Н. Калмыковым В.В. Просиным [57] для первичного протона в виде аппроксимационной формулы:

где Ер– энергия протона в ГэВ, х – глубина атмосферы в г/см2, – зенитный угол направления ШАЛ. Компоненты формулы имеют вид:

«суперпозиции» как:

где Ер – полная энергия первичного ядра, Еа–энергия на нуклон. ШАЛ рассчитывается как сумма ливней от А нуклонов с энергией Ер/А.

На рисунке 4.1а,б приведены результаты расчта каскадных кривых ШАЛ от первичного ядра и от ядра железа при первичной энергии Ер=1019эВ и зенитном угле =60°, для ШАЛ развивающегося по глубине в атмосфере Х, выраженной в единицах г/см2 (рисунок 4.1а) и для ШАЛ, развивающегося по высоте в атмосфере Н, выраженной в км (рисунок 4.1 б).

Рисунок 1.1а. Каскадные кривые ШАЛ (число электронов как функция глубины атмосферы) для первичного протона (красная кривая) и для ядра железа (синяя кривая). Энергия первичной частицы Е = 1019 эВ, зенитный угол = 60° Рисунок 1.1б. Каскадные кривые ШАЛ (число электронов как функция высоты Н атмосферы) для первичного протона (красная кривая) и для ядра железа А = 56 (синяя кривая). Энергия первичной частицы Е = 1019 эВ, зенитный угол = 60°.

метрическую форму при использовании связи между глубиной Х и высотой Н для «стандартной» экспоненциальной атмосферы:

где Н в км, а Х – в г/см2.

Видно, что максимум ШАЛ от протона находится глубже в атмосфере (Нмакс= 2,5 км), чем в ливне от первичного ядра железа (3,5 км). Измерение глубины максимума ШАЛ орбитальным детектором – трудная задача и она не ставится в варианте первого орбитального детектора.

Как известно, в метрическом представлении каскадной кривой ШАЛ выход флуоресценции на единицу пути электрона ШАЛ слабо зависит от высоты и составляет ~ 4,7 фотонов с длиной волны 300 – 400 нм на метре пути электрона.

В метрическом представлении каскадной кривой сравнительно просто перевести число электронов в каскадной кривой в число фотонов флуоресценции и затем найти, сколько фотонов флуоресценции дойдт до детектора ТУС на орбите. Зная число фотонов, падающих на зеркалоконцентратор детектора в поле зрения одной ячейки фотопримника можно вычислить число фотоэлектронов, возникающих в ячейке во временных интервалах, заданных устройством электроники детектора и, фактически, провести «симуляцию» работы детектора от ШАЛ, генерированного частицей КЛ ПВЭ.

Ниже представлена простейшая оценка сигнала ШАЛ в максимуме каскадной кривой. Число заряженных частиц (в основном, электронов и позитронов) в максимуме ШАЛ прямо пропорционально энергии первичной частиц, как следует из формулы (1.1).Таким образом, количество фотонов (электрон производит 4,7 флуоресцентных фотонов на метре пути), через одну ячейку фотопримника в максимуме ливня равно:

где Y=4.7 выход света флуоресценции на единицу пути электрона.

Поскольку фотоны излучаются изотропно, то в детектор попадт всего только небольшая часть фотонов флуоресценции N:

Здесь расстояние от места максимума ШАЛ до детектора принято равным высоте орбиты, так как высота максимума ШАЛ – Нмакс в атмосфере не превышает 30 км даже для экстремально высоких положений максимума в горизонтальных ливнях, так что расстояние от максимума ШАЛ до детектора R-Hмакс ~R при R > 300 км.

Так же следует учесть прозрачность атмосферы над максимумом ШАЛ (Hмакс) и коэффициент отражения зеркала. Значение (Hмакс) для вертикальных ливней, когда глубина максимума около 700-800 г/см2, составляет 0,6, а для наклонных ливней (зенитный угол 60-85°) не менее 0,8.

Коэффициент отражения алюминия – для УФ диапазона ~ 0,8.

Учитывая приведнные выше потери фотонов флуоресценции, а так же, приняв во внимание тот факт что фотоны, излученные на расстоянии R попадают в детектор с задержкой, зависящей от зенитного угла направления ШАЛ получим число фотонов от флуоресценции ШАЛ в районе максимума каскадной кривой, где - прозрачность атмосферы Земли.

Чтобы вычислить число ф.э., в интервале времени, необходимо умножить число фотонов, принимаемых детектором, на квантовую эффективность фотокатода p, Для энергии Е0 =1011 ГэВ=100 ЭэВ, зенитного угла 75°, R=400 км, =0,7, =0,8, p=0,2 и =12 мкс получим число фотоэлектронов (ф.э.) в одной ячейке, регистрирующей флуоресценцию ШАЛ в районе максимума ~124 ф.э.

Более подробная симуляция сигнала ШАЛ была проведена не только для детектора ТУС, но и для следующего детектора JEM-EUSO, подготавливаемого международной коллаборацией. Соответствующий, достаточно сложный, расчт перехода от числа фотонов флуоресценции, генерируемых непосредственно частицами каскада ШАЛ, к числу фотонов падающих на ячейку детектора, выполнен по программе ESAF, подготовленной коллаборацией JEM-EUSO [58], в которой могут быть заданы как параметры детектора JEM-EUSO так и детектора ТУС. В случае регистрируемых в ячейках детектора для различных первичных энергий, различных зенитных углов и положений максимума ШАЛ в поле зрения детектора ТУС.

На рисунке 1.2 представлен пример симуляции сигнала ШАЛ в детекторе ТУС в отсутствии фона свечения ночной атмосферы для первичной энергии 100ЭэВ и зенитного угла 75°.

Рисунок 1.2. Результат расчта сигнала ШАЛ в ячейках фотопримника ТУС (представлен процент числа фотонов в ячейках от полного числа фотонов флуоресценции ШАЛ, пришедших к зеркалу ТУС). Слева – идеальное зеркало ТУС, справа – реальное зеркало ТУС.

Здесь представлена доля числа фотонов в ячейках от полного числа фотонов флуоресценции ШАЛ, пришедших к зеркалу ТУС (2500 фотонов).

Слева – идеальное зеркало ТУС, справа – реальное зеркало ТУС (E0 = 100ЭэВ, = 75°).

Длительность трека ШАЛ в детекторе ТУС 1.3.

Важными характеристика сигнала ШАЛ в орбитальном детекторе, является длительность ливня в отдельных ячейках фотодетектора, а также длительность всего события типа ШАЛ в целом.

Длительность сигнала ШАЛ в детекторе ТУС зависит от зенитного угла диска ливня. Для горизонтальных ливней (=90°) флуоресцирующий диск частиц ШАЛ движется в поле зрения ячейки в течение времени t = d/c (d – размер ячейки в атмосфере, с – скорость света). Для расстояния между детектором и диском частиц ШАЛ, принятым равным высоте орбиты, Н~ км длительность этого сигнала составляет около t =12 мкс, а временной профиль трека ШАЛ повторяет каскадную кривую с максимумом (рисунок 1.1а,б). Результаты расчета каскадной кривой для заданной энергии первичной частицы и для различных зенитных углов представлен в таблице 1.3. Там же представлена длина каскада на уровне полвины числа частиц в максимуме L1/2. Чтобы получить длительность сигнала T1.2 надо разделить ее на скорость света.

Особенностью сигнала, регистрируемого орбитальным детектором, является увеличение его длительности по сравнению с его реальной длительностью, представленной в таблице 1.3, в случае возникновения компоненты скорости движения источника сигнала «от детектора». В случае движения источника сигнала полностью против направления на детектор сигнал в детекторе в два раза длиннее истинного. Из таблицы 1.3 видно, что длительности сигнала ШАЛ (на половине величины сигнала в максимуме) ожидаемые в орбитальном детекторе составляют 20-100 мкс.

Таблица 1.3. Значения высоты максимума ШАЛ Hm, его длины L и длительности Т1/2 на половине сигнала в максимуме для различных зенитных углов. Первичная частица протон с энергией 10 ЭэВ.

Другой особенностью сигнала ШАЛ, при разных зенитных углах, является увеличение числа «срабатывающих» ячеек детектора с увеличением угла и скорость перехода сигнала из ячейки в ячейку, которая определяется скоростью света и зенитным углом. Данные детектора о величине и времени прихода сигнала в ячейки позволяют восстановить параметры первичной частицы, генерирующей ШАЛ. Вместе с тем перечисленные выше особенности сигнала ШАЛ позволяют выделить его на фоне других явлений ночной атмосферы, что является предметом настоящего исследования.

В главе 1 приведено описание научной аппаратуры первого орбитального детектора ТУС на борту ИСЗ «Ломоносов», описание особенностей работы зеркала-концентратора и фотопримника ТУС, а также параметры сигнала от ШАЛ в детекторе, а именно: длительность сигнала, количество фотонов в ячейках детектора.

Глава 2. Метод исследования свечения ночной атмосферы с помощью орбитальных детекторов Научная аппаратура ИСЗ «Университетский-Татьяна»

2.1.

ИСЗ «Университетский – Татьяна» (кратко Татьяна – 1) был запущен 20 января 2005 года с космодрома «Плесецк » на круговую полярную орбиту с высотой ~ 950 км и наклонением ~830 (угол между нормалью к плоскости орбиты и осью вращения Земли). Ось ИСЗ ориентирована по радиусу вектору “спутник-Земля”. При движении по такой орбите, спутник пересекает внешний и внутренний радиационные пояса, полярные шапки, авроральные области. ИСЗ «Татьяна – 1» функционировал до 7 марта года [59].

Аппаратура спутника Татьяна – 1 включает в себя детектор ультрафиолетового излучения атмосферы (ДУФ), а также детекторы потока заряженных частиц на орбите. Последние объединены в 5 блоков детектирования, предназначенных для регистрации потоков протонов с Е > МэВ и электронов радиационных поясов земли и солнечных космических лучей с Е > 40 КэВ. Все данные поступают на информационный блок (БИ), обеспечивающий передачу данных со спутника в наземный центр управления экспериментом.

Автор диссертации не принимал участие в создании описываемой научной аппаратуры, а занимался анализом полученных данных. Детекторы спутника описаны в работах [60,61].

«Университетский – Татьяна – 1 », показали устойчивую работу электроники и ФЭУ детектора УФ в условиях космического эксперимента. Важно подчеркнуть, что именно этот тип ФЭУ будет использован в сложном детекторе космических лучей предельно высоких энергий ТУС на борту космической станции «Ломоносов».

2.1.1. Детектор ультрафиолетового излучения Детектор УФ излучения для спутников МГУ разработан и изготовлен ст. научным сотрудником НИИЯФ МГУ Г.К. Гариповым. Автор диссертации приносит глубокую благодарность Гарипову Г.К.

В качестве детектора ультрафиолетового излучения (ДУФ) на борту ИСЗ Татьяна – 1 служат два фотоэлектронных умножителя (ФЭУ). Выбраны ФЭУ типа R1463 фирмы Hamamatsu с мультищелочным катодом на увиолевом стекле. Этот тип ФЭУ стабильно работает при различных температурах и удовлетворяет требованиям космического эксперимента.

Коллиматор на входе основного ФЭУ, выполненный в виде набора отверстий диаметром 0,5 мм в пластине толщиной 2 мм, ограничивает поле зрения прибора до 14 и соответствует телесному углу обзора =0.05 стер (диаметр обзора атмосферы с высоты орбиты спутника ~250 км). Эффективная площадь фотокатода S=0.4 см2, геометрический фактор прибора S= 0,02 см стер. На входном отверстии ФЭУ установлен фильтр УФС – 1 (толщиной эффективность катода (число фотоэлектронов на один фотон с заданной длиной волны) р=0,19. Ось поля зрения ДУФ ориентирована в надир (на Землю). Схема прибора показана на рисунке 2.1.

Второй ФЭУ, идентичный первому и расположенный параллельно ему, служит для измерения фона от заряженных космических частиц, которые создают черенковский свет и флуоресценцию в стеклянных элементах детектора. Этот контрольный ФЭУ, полностью закрытый от света атмосферы крышкой, использовался для определения уровня шума от заряженных частиц, пересекающих элементы детектора. Поток частиц сильно изменяется вдоль трассы полта спутника, и такой фон может стать существенным дополнением к фоновому свечению атмосферы. Реальный световой фон есть разность показаний первого и второго ФЭУ.

Рисунок 2.1. Детектор УФ излучения. 1- коллиматор, 2 - УФ фильтры на входных окнах ФЭУ, 3 - бокс детектора, 4 - блок электроники, 5 - разъем силового и информационного кабеля, 6 - ФЭУ с открытым окном, 6а - ФЭУ с закрытым окном, 7 - крышка, 8 - УФ излучение.

Сигналы с ФЭУ поступают на два входа четырехканального аналогового мультиплексора, а затем - на 10- битовый аналого-цифровой преобразователь (АЦП), динамический диапазон которого составляет ~ 103.

Тактовая частота мультиплексора равна 2 МГц, а время суммирования цифровых данных в каждом канале может изменяться от 16 мкс до 64 мс.

Цифровой код с АЦП поступает в логический блок, содержащий программируемые элементы, на которых организована система отбора событий, и в оперативную память. Там же находится система управления работой детектора и система связи с бортовым компьютером. Два других входа используются для служебной информации, контроля высокого напряжения и предельного тока ФЭУ. Коэффициент усиления ФЭУ определяется высоким напряжением на его делителях, которое управляется сигналом, отвечающим средней величине (за 1 с) анодного тока открытого ФЭУ: при повышении среднего уровня освещнности напряжение на ФЭУ и усиление автоматически снижаются. При этом в каждый 1- секундный интервал средний анодный ток ФЭУ привязан к середине диапазона АЦП.

Благодаря такому режиму работы, достигается расширение динамического диапазона до ~ 106 и прибор может измерять интенсивность УФ от минимального уровня на ночной стороне Земли в безлунные ночи (~3· фотонов/см2с ср) до максимальных значений интенсивности УФ на дневном участке витка (~1013 фотонов/см2с ср). В районе терминатора, когда интенсивность УФ быстро изменяется, такая система дает сбои, но в наших исследованиях этот район не представляет особого интереса.

Принципиальная схема работы электроники ДУФ показана на рисунке 2.2.

Рисунок 2.2. Блок схема детектора ультрафиолетового излучения. 1.многоканальный коллиматор, 2-ультрафиолетовый фильтр типа УФС-1, 3светозащитный экран, мультиплексор, ВИП – высоковольтный источник питания ФЭУ, КА- борт космического аппарата.

Электроника прибора позволяет регистрировать поток излучения в двух типах измерений. В первом типе измерений проводится мониторинг УФ фонового свечения атмосферы. Во втором типе измерений проводится отбор и анализ вспышек УФ излучения. Для этого запись показаний ФЭУ начинается по команде управляющей системы, отбирающей сигналы выше заданного порогового значения за заданное время интегрирования. Запись сигналов вспышек проводится с высоким временным разрешением (16 мкс, 256 мкс). Такой тип измерений позволяет получить подробный временной профиль отобранных вспышек.

2.1.2. Метод измерения интенсивности УФ излучения Мониторинг УФ фонового свечения атмосферы проводиться через каждые 4 секунды при времени интегрирования 64 мс.

В каждой точке параллельно регистрируются два числа (кода) M и N, по которым определяется интенсивность УФ. Код M определяет высокое напряжения питания ФЭУ, а N – результат измерения сигнала с помощью АЦП. Уровень значений кода N, к которому приводит автоматическая вычисляется усиление ФЭУ (отношение заряда сигнала q на аноде к числу фотоэлектронов на катоде ФЭУ):

где 255- максимальное значение кода М при котором усиление равно К1, а значение характеризует работу индивидуального ФЭУ ( и К1 измеряются до полета).

Число фотоэлектронов, образованных на фотокатоде ФЭУ за шаг измерения tш вычисляется по формуле:

Где С – эффективная емкость анода ФЭУ (10 пФ), =RC временная постоянная анодной цепи (30 мкс), 1.6·10–19 -заряд электрона (в кулонах), К2–единица измерения потенциала в одном шаге АЦП (в вольтах), измеряется для каждого ФЭУ индивидуально.

Число фотонов, проходящих через фотокатод ФЭУ за тот же интервал времени, равно:

где p- квантовая эффективность катода ФЭУ в области изучаемых длин волн.

На спутнике «Университетский–Татьяна»интенсивность УФ излучения атмосферы измерялась каждые 4 с, как где S– апертура детектора. Значения кодов N усредняются по значениям каждого шага измерения за время 64 мс.

Минимальному значению М соответствует максимальное значение интенсивности УФ свечения атмосферы на дневной стороне, максимальное значение М соответствует минимальной интенсивности излучения на ночной стороне орбиты. Регистрация фона УФ начиналась, когда спутник входил в тень Земли и продолжалась в среднем около 2 мин после выхода спутника на дневную сторону орбиты, до тех пор, пока код М не опустится до порогового значения М=40. Это позволило оценить интенсивность УФ на дневной стороне, когда Солнце находиться ниже местного горизонта (измерение в области терминатора). Максимальная зарегистрированная интенсивность УФ на дневной стороне равна 1013 фот/см2с ср.

Таблица 2.1. Значения основных параметров детектора УФ на борту спутника Татьяна – 1.

2.1.3. Отбор вспышек УФ Отбор и запись вспышек УФ осуществлялась двумя цифровыми осциллографами, отличающимися длиной развертки и шагом измерения во времени. Длина развертки первого осциллографа - 4 мс, шаг деление осциллограммы -16 мкс, длина развртки второго осциллографа - 64 мс, шагмкс.

осциллограммы. Значение кода АЦП в каждой точке осциллограммы пропорционально величине заряда за время интегрирования. Максимальное значение кода АЦП=1024.

Алгоритм отбора вспышек состоит в вычислении приращения суммарного цифрового сигнала в первых 16 точках осциллограммы относительно значения в предыдущих 16 точках. Если текущее приращение сигнала больше предыдущего, то происходить запись сигнала в память цифрового осциллографа, а выполнение алгоритма на это время прерывается.

Ограниченные возможности телеметрии спутника не позволили зарегистрированных вспышках, так что окончательно записывались и передавались в наземный пункт данные о самой яркой вспышке на каждом витке спутника.

Изменение коэффициента усиления не искажает осциллограммы вспышек, т.к. длительность измерения средней интенсивности фотонов или их числа во время вспышки не более 64 мс, в то время как изменение кода М, необходимое для сохранения среднего тока ФЭУ, производится 1 раз в секунду.

Научная аппаратура ИСЗ «Университетский-Татьяна-2»

2.2.

17 сентября 2009 года на солнечно- синхронную полярную орбиту с высотой ~ 850 км, наклонением 98,8 (витки близки по направлению к магнитным меридианам) был выведен второй научно- образовательный спутник МГУ «Университетский - Татьяна-2» (кратко Татьяна – 2) [62].

Спутник предназначался для исследования транзиентных разрядов в ультрафиолетовом (УФ) и красном - инфракрасном (К-ИК) оптических диапазонах длин волн и поиска корреляции этих разрядов с потоками заряженных частиц [63]. Спутник активно проработал до 20 января года.

Научная аппаратура спутника состоит из детектора, регистрирующего потоки заряженных частиц (ФЗК), детекторов ультрафиолетового и красного-инфракрасного излучения (ДУФиК), позволяющих регистрировать медленные и быстрые вариации свечения атмосферы в двух диапазонах длин волн УФ (240-400нм) и К-ИК (610-800 нм).

В детекторах ДУФиК использовались те же фотоэлектронные умножители (ФЭУ) типа Hamamatsu R1463, что и в детекторе УФ спутника Татьяна – 1. Полоса пропускания окон ФЭУ ограничены светофильтрами УФС1 (240-400 нм) и КС11(610-800 нм) толщиной 2,5 мм. Поле зрения каждого из детекторов ограниченно коллиматором и ориентировано в надир, диаметр обозреваемой площади атмосферы 300 км. Схема построения детектора показана на рисунке 2.3.

Так же, как на предыдущем спутнике, детекторы предназначены для измерений в широком диапазоне фона свечения атмосферы: от малого фона свечения на ночной, неосвещенной луной стороне Земли до высокого фона при освещении атмосферы полной луной, а также в районах овала полярных сияний и при выходе спутника на дневную сторону Земли. В отличие от спутника «Университетский – Татьяна – 1» на спутнике «Университетский Татьяна - 2» мониторинг атмосферы на дневной стороне орбиты происходит в постоянном режиме раз в минуту и не прерывается при выходе спутника на дневную сторону орбиты.

Рисунок 2.3. Детектор УФ и К – ИК излучения., 1 – ФЭУ, закрытый фильтром УФС1, 2 – ФЭУ, закрытый фильтром КС11, 3 - блок электроники.

2.2.1. Метод измерения интенсивности УФ Измерение интенсивности излучения в обоих диапазонах длин волн спутникеТатьяна-1,но со значениями К1, К2,, р и S, соответствующими каждому из выбранных ФЭУ. В таблице 2.2 приведены значения коэффициентов для ФЭУ, выбранных в эксперименте на спутнике Татьяна -2.

Таблица 2.2. Значения основных коэффициентов ФЭУ на борту спутника Татьяна – 2.

В каналах детектора ДУФиК сигнал анода удерживается в 16 канале АЦП во всем диапазоне свечения атмосферы. Это достигается благодаря использованию автоматической системы управления (АРУ) усилением ФЭУ. Значение кода М, установившееся в результате действия АРУ, записывается раз минуту.

2.2.2. Метод отбора и измерения вспышек Для регистрации быстрых вспышек излучения в атмосфере в детекторах (ДУФиК, ФЗК) временной профиль сигналов от ФЭУ регистрируется идентичными каналами цифрового осциллографа с помощью 10 битового АЦП, измеряющего потенциалы анодов.

максимальной амплитуды цифрового сигнала за период одна минута при времени интегрирования сигнала 1 мс. Если текущее приращение сигнала больше предыдущего, то происходит запись сигнала в память цифрового осциллографа. В течение минуты производится 6·104 измерений и, если не произошло физически значимого явления, условие отбора выполняется за счет статистических флуктуаций числа фотоэлектронов на катоде.

Длительность развертки осциллографа равна 128 мс, шаг развертки - мс. Первые 8 точек осциллограммы соответствуют предыдущим 8 мс до момента срабатывания триггера. Таким образом, максимальное значение цифрового сигнала АЦП, как правило, находится в восьмом канале осциллографа. Запись временного профиля сигналов от ФЭУ, работающего в диапазоне длин волнК-ИК, и ФЭУ, работающего в детекторе ФЗК, запускается по сигналу УФ детектора.

Система управления детектором УФ отбирает каждую минуту вспышку с максимальной амплитудой сигнала. По сигналу системы управления (триггеру) данные о временном профиле событияво всех ФЭУ (в УФ и КИ диапазонах излучения и в сцинтилляционной пластине ФЗК) записываются для передачи на Землю. Длина развртки каждого из трх временных профилей 128 мс.

Постоянная времени АРУ ~1с превышает длительность ожидаемых вспышек (транзиентных событий), так что в течение регистрации события ФЭУ работает с постоянным усилением, в линейном режиме в пределах диапазона работы АЦП (Nмакс=1023).

Синхронное измерение сигнала вспышек в двух диапазонах длин волн, с одной стороны, позволяет изучать отношение интенсивности УФ и ИК излучений для каждого события, а, с другой стороны, помогает производить достоверный отбор событий, так как одновременное случайное срабатывание двух каналов детектора, маловероятно.

В электронике детектора УФ Татьяны-2 установлен низкий уровень среднего сигнала (код N=16) и в каждом шаге развертки в 1 мс диапазон сигнала от уровня среднего до максимального (1023) шире, чем в детекторе первого спутника. Это позволило расширить диапазон линейного измерения числа фотонов во вспышках.

Оценка энергии, выделенной в УФ и ИК излучение во время 2.3.

вспышки в атмосфере В случае, когда сигнал вспышки не превышает предельно допустимое значение АЦП (1023), т.е. насыщение не наблюдается, полное число фотонов во вспышке в атмосфере, зарегистрированное детектором на орбите высотой R, вычисляется как интеграл временного профиля сигнала в детекторе [64]:

Зная расстояния R от детектора до места развития вспышки в атмосфере и площади детектора S можно оценить полное число фотонов, выделенное в УФ излучение во вспышке в атмосфере с длинами волн 300нм (средняя длина волны 350 нм) Иногда важно знать энергию Еуф, выделенную в УФ излучение во время вспышки в атмосфере. Эта энергия пропорциональна числу фотонов Qa:

где - средняя энергия фотонов,для УФ диапазона =3,5 эВ=5,6·10-19Дж.

Когда наблюдается насыщение сигнала, т.е. когда сигнал вспышки превышает предельно допустимое значение АЦП (1023), для оценки полного числа фотонов УФ излучения в атмосфере, использовалась аппроксимация сигнала в виде двух экспонент с измеряемыми коэффициентами экспоненциального роста и спада сигнала Трост, Tспад.

Этот способ оценки полного количества фотонов УФ, выделенных в атмосфере, успешно применялся при анализе данных детектора ДУФ первого спутника «Университетский-Татьяна», в которых измерения производились с малым временным шагом. Он иллюстрируется на рисунке 2.5.

Рисунок 2.5. Оценка энергии по времени, в течение которого сигнал находится в насыщении. По оси У отложено значение кода N.

Экспериментально измеряются значения времени в точках t1 и t2 (= t2-t1), когда сигнал достигает насыщения и имеет предельно возможное для измерения значение iпред, и в моменты времени to1 и to2, когда сигнал выходит на уровень шума.

Эти значения позволяют определить коэффициенты выражений i(t), аппроксимирующих рост до значения iпред и спад сигнала после этого значения до уровня шума.

В такой аппроксимации максимальное значение сигнала доcтигается при пересечении экспонент в момент времени tm:

Интеграл Q=i(t)dt в пределах времени to1 и to2дает полное число измеренных фотонов.

Для событий, когда эффект насыщения сигнала не наблюдается, можно оценить, насколько отличаются истинные значения количества фотонов во вспышке, полученные как сумма значений i(t), и значения полученные в результате интегрирования формы профиля сигнала.

Разница в значениях полного числа фотонов, полученных двумя методами (суммирование и аппроксимация), оказалась не более 10%.

Уточннный алгоритм перехода от числа фотонов Qa во вспышке 2.4.

к числу фотоэлектронов в детекторе УФ Рассмотрим алгоритм перехода от числа фотонов Qa в «точечной»

вспышке, на расстоянии R от детектора, к числу фотонов от вспышки, попадающих на фотокатод ФЭУ.

На входе детектора установлен коллиматор с входным и выходным круговым отверстиями с диаметром d, сделанными в «черной» пластине толщиной l.

В случае точечного источника, находящегося на оси коллиматора, изотропно излучающего во все стороны, число фотонов, попадающих на входное отверстие коллиматора Q, прямо пропорционально площади отверстия S и обратно пропорционально площади сферы радиусом R:

В случае детектора ДУФ, на борту Татьяна – 2 (S = 0,4 см2, R = 850 км) отношение числа фотонов во вспышке к числу фотонов попавших в детектор коллиматора. При таком положении источника количество фотонов проходящих через входное отверстие коллиматора равно количеству фотонов, выходящих из коллиматора и попадающих на фотокатод ФЭУ.

Приходящие на фотокатод ФЭУ фотоны конвертируются в число фотоэлектронов (квантовая эффективность 20%). На выходе ФЭУ получаем усиленный по числу фотоэлектронов сигнал, который регистрируется электроникой детектора.

Если положение источника отклоняется от оси коллиматора на зенитный угол, то изменяется и число фотонов, падающих на площадь входного отверстия:

Таким образом, для Татьяна – 2, на краю поля зрения ( ~ 10°) число фотонов, падающих на площадь входного отверстия, уменьшается всего на ~ 3%. Следовательно, число фотонов на входном отверстии коллиматора Q, может быть мерой числа фотонов в источнике Qa, при любом положении источника в пределах поля зрения детектора.

Следует отметить, что наша оптическая система симметрична относительно оси коллиматора и поэтому нет зависимости от азимутального угла. После интегрирования по азимутальному углу общее число фотонов пропорционально 2.

Число фотонов на выходе коллиматора сильно зависит от положения источника, и быстро падает при увеличении зенитного угла.

Зависимость доли числа фотонов, проходящих через оба отверстия коллиматора от угла, вычисляется как зависимость площади пересечения кругов, образованных двумя отверстиями коллиматора от угла, рисунок 2.6.

Сильная зависимость количества фотонов прошедших через оба отверстия коллиматора от положения источника, не означает, что мы не можем получить достаточно точно распределение источников с заданным Qa на карте атмосферы.

Рисунок Эффективная площадь для двух входных отверстий коллиматора при различных углах.

Рассмотрим распределение источников по измеряемому числу фотонов в пределах поля зрения детектора (~18°, рисунок 2.7).

Рисунок 2.7. Зависимость доли () фотонов проходящих через оба отверстия коллиматора в зависимости от зенитного угла.

Число событий для заданного угла пропорционально телесному углу ( =2·sind ). Умножив этот телесный угол на долю () фотонов, прошедших через оба отверстия получаем распределение событий по углу в пределах поля зрения детектора, рисунок 2.8.

Рисунок 2.8. Вклад вспышек с углом и долей числа фотонов () в число событий с исходным числом фотонов Qa.

Видно, что среди регистрируемых событий превалируют события с углами 6° – 12° градусов, для которых доля фотонов, проходящих через оба отверстия коллиматора () =0,3 – 0,6. Отсюда следует, что распределение по числу фотонов Qa можно изучать по экспериментальным значениям числа фотонов (числа фотоэлектронов на катоде ФЭУ), но использовать значения в 1,5 – 3 раза больше, чем при оценке числа фотонов на входном отверстии.

Следует отметить, что в статьях, опубликованных по материалам измерений на спутниках Татьяна – 1, 2 использовались оценки Qa без учета разницы в значениях числа фотонов на входном и выходном отверстии коллиматора.

Полученные при обработке материалов эксперимента Татьяна – 2 данные не атмосферных вспышках, тем более, что в данных эксперимента нет используются значения Qa, полученные по оценке в первом приближении – при пересчте от числа регистрируемых фотонов (фотоэлектронов на катоде ФЭУ) к числу фотонов в источнике без учта доли фотонов, проходящих через оба отверстия коллиматора.

«Университетский – Татьяна – 1» и «Университетский – Татьяна – 2».

ультрафиолетового (диапазон 300-400 нм) и красного излучения (600- нм): измерение медленных вариаций фона ночной атмосферы, регистрация быстрых (от нескольких мс до сотен мс) всплесков УФ. Приведены алгоритмы расчта интенсивности УФ свечения атмосферы, а также полного количества фотонов выделенных во вспышке в УФ и К-ИК диапазонах длин волн. Приведена оценка полного числа фотонов в событиях с насыщением сигнала.

Глава 3. Результаты измерения средней интенсивности УФ и ИК в различных регионах Земли. Глобальная карта яркости свечения атмосферы в УФ и ИК диапазонах Свечение ночной атмосферы и, в частности, ультрафиолетовое (УФ) – свечение атмосферы достаточно давно обнаружено экспериментально, однако полной интерпретации данного явления нет и оно требует дальнейшего детального изучения.

Данные о свечении атмосферы можно разделить на три группы. К первой группе относятся данные, полученные наземными наблюдениями в безлунные ночи. Ко второй группе – исследование свечения высоких слов атмосферы по данным вертикальных запусков ракет и на высотных баллонах.

К третьей группе относятся измерения с орбит искусственных спутников Земли (например, на ИСЗ Татьяна-1, Татьяна -2), которые представляют наибольшую ценность, поскольку дают возможность получить глобальную картину свечения атмосферы.

Ожидаемые источники УФ излучения в атмосфере При наблюдении свечения атмосферы в заданном фильтром интервале длин волн измеряется суммарное значение интенсивности, как непрерывного спектра, так и отдельных эмиссионных линий. Вклад отдельных составляющих свечения зависит от высоты в атмосфере, приборы ДУФ и ДУФиК «суммируют» свечение по всем высотам, так что по полученным данным трудно судить, какая доля излучения генерирована на разных высотах.

Одним из важных источников УФ излучения могут быть заряженные частицы космических лучей и заряженные частицы, накопленные в магнитосфере Земли. Заряженные частицы, попадая в атмосферу, ионизуют атомы и молекулы атмосферы, возбуждают в них метастабильные состояния электронов. Последующее излучение (флуоресценцию) таких молекул и атомов наши приборы способны измерять на ночной стороне Земли, где мала интенсивность рассеянного света Солнца. Наблюдая флуоресценцию атмосферы можно получить сведения о потоках быстрых заряженных частиц (в основном - электронов), проникающих в атмосферу. Одним из основных источников свечения атмосферы земли также является и энергия солнечного излучения, вызывающего процессы диссоциации, ионизации в верхних слоях атмосферы земли. Последующая рекомбинация ионов приводит к свечению атмосферы.

На рисунке 3.1. показан пример спектра излучения молекул азота N2+, основного источника флуоресцентного света на высотах менее 100 км [65].

Спектр излучения молекул азота N2+ попадает в диапазон чувствительности детектора ультрафиолетового излучения.

прохождением через не быстрых заряженных частиц.

Отдельные частицы вызывают очень слабую флуоресценцию атмосферы, и регистрация этого излучения на орбите спутника (на расстоянии 1000 км от источника излучения) возможна только тогда, когда поток заряженных частиц, проходящих через атмосферу в поле зрения прибора, достаточно велик. Такому условию удовлетворяет явление полярных сияний.

Свечение атмосферы в рассматриваемом диапазоне электромагнитных волн вызывается также грозовыми электрическими разрядами в атмосфере молниями, которые сопровождаются огромными потоками быстрых электронов.

являются:

2) Собственное свечение атмосферы, связанное с рекомбинацией ионов в верхних слоях атмосферы.

3) УФ излучение, связанное с деятельностью человека (свет от городов).

4) УФ излучение от природных явлений, происходящих в атмосфере (полярные сияния).

5) УФ излучение при электрических разрядах в атмосфере (молнии, и разряды нового типа в верхней атмосфере), которое имеет короткую длительность (транзиентные явления в атмосфере).

Большинство из перечисленных выше источников УФ излучения обладают малой средней интенсивностью, поэтому их наблюдение возможно только на ночной стороне Земли при малых фазах луны.

Бомбардировка верхней атмосферы высоких широт заряженными частицами (в основном электронов с энергиями < 10 – 20 кэВ) вызывает сильные ионосферные возмущения, известные как полярные сияния.

Принято считать, что быстрые заряженные частицы возбуждают атомы или молекулы до более высоких энергетических уровней, отдавая при столкновении часть своей энергии не только на возбуждение, но и на ионизацию и диссоциацию молекул. Эти свечения обычно наблюдаются на геомагнитных широтах 67° – 70°.

наблюдаться на средних а, во время экстремальных событий, даже на низких широтах.

При наблюдении с ИСЗ в спокойных геомагнитных условиях овал полярных сияний представляет тонкое светящееся кольцо вокруг южного или северного геомагнитных полюсов (немного сдвинутых на ночную сторону) шириной около 2° (~220км). С ростом уровня геомагнитной активности размеры овала увеличиваются.

Наблюдается также изменение полярного овала полярных сияний в зависимости от наклона геомагнитной оси к плоскости эклиптики (суточные вариации, связанные с несовпадением оси вращения Земли с магнитным диполем). Эти результаты могут служить хорошей иллюстрацией связи овала полярных сияний с крупномасштабной структурой магнитосферы.

Наблюдения показали, что кроме чткого овала полярных сияний существует широкая полоса более слабого свечения, которая окаймляет овал с экваториальной стороны. Это свечение называется диффузионным полярным сиянием. Его ширина в среднем составляет 3°-5° по широте и может превышать 10° во время сильных геомагнитных возмущений. Высота диффузионного свечения ~200 км. Оно вызывается высыпанием в атмосферу электронов с более мягким спектром, а также высыпаниями протонов и других ионов радиационных поясов.

Полярная орбита спутника «Университетский - Татьяна» позволила проводить изучение полярных сияний во время самых длинных безлунных ночей, в течение двух недель декабря - января в северных широтах и двух недель в июне - июле в южных широтах, когда спутник находился в тени Земли на высоких широтах.

На рисунке 3.2. представлен пример профиля полярных сияний, построенный по значениям наблюдаемых интенсивностей УФ свечения (левый рисунок) и по значениям кодов М (плавная линия, показывающая изменение высокого напряжения на ФЭУ) и N (код АЦП удерживается в канале – показывает средний уровень шума) (правый рисунок), полученных прибором ДУФ, установленным на ИСЗ «Университетский – Татьяна».

Рисунок 3.2. Пример профиля полярного сияния.

Интенсивность УФ свечения в области овала полярных сияний повышается до I~109 фотон/см2с стер (широты 60°-70°). При дальнейшем повышении широты интенсивность свечения понижается, а затем спутник выходит на дневную сторону Земли.

Следует заметить, что достаточно широкое поле зрения прибора ДУФ не позволяет разрешить боле тонкую структуру широтных профилей сияний.

В дни, когда аппаратура спутника «Университетский - Татьяна»

позволяла наблюдать полярные сияния, оказалось возможным сравнить эти данные с данными спутника TIMED [66], где исследование свечения земной атмосферы проводилось в дальнем ультрафиолетовом диапазоне, длины волн ~130 нм. Сравнение показало хорошее совпадение в полярных областях (пример на рисунке 3.3).

Это позволяет, с одной стороны, сделать вывод о корректной работе детектора УФ излучения атмосферы на борту ИСЗ «Университетский Татьяна», а, с другой стороны, показывает, что полярные сияния светятся в широком диапазоне УФ.

На спутнике « Университетский - Татьяна- 2» оказалось невозможным регистрировать полярные сияния, так как на широтах характерных для их высвечивания, спутник Татьяна – 2 выходил на дневную сторону орбиты.

В этот период времени спутник находился в тени Земли на широтах от 600 СШ до 300 ЮШ.

Рисунок 3.3. Наблюдение полярных сияний в южных широтах декабря 2005 г. Сопоставление данных ИСЗ «Университетский - Татьяны»

(линии), с данными эксперимента GUVI (фоновая карта).

На отдельных участках полта спутника «Университетский – Татьяна»

и «Университетский - Татьяна-2» наблюдается заметное увеличение интенсивности УФ при пролте над большими городами. Однако уровень свечения над наиболее крупными городами превышает общий уровень свечения атмосферы в безлунную ночь не более чем в два раза. На рисунке 3.4 приведены примеры регистрации пролтов спутника по данным ИСЗ Татьяна 1 и 2 над городом Осака (Япония) 13 февраля 2005 года и Лос– Анжелесом (США).

Более гладкий профиль витка для профиля Татьяна – 1 связан с более частыми сеансами измерения фона ночной атмосферы земли на Татьяне-1 ( раз в 4 с), в то время как запись значения фона УФ на Татьяне - проводилась раз в минуту. Значение интенсивности свечения атмосферы над обоими индустриальными центрами одного порядка ~ 2108 фотон/см2с ср.

Рисунок Пролет спутника Татьяна-1 над г. Осака (Япония) (левый рисунок пик справа) 13февраля 2005г. Правый рисунок - пролет спутника Татьяна-2 над г. Лос-Анжелес (США) (пик справа). По оси Х отложено мировое время в часах и долях часа.

В лунные дни интенсивность УФ излучения атмосферы в основном обусловлена рассеянным светом. В течение лунного месяца среднее значении интенсивности УФ на витке спутника изменяется от 10 8 фотон/см2с ср и при полной Луне составляет ~2,5·109 фотон/см2с ср.

На рисунках 3.5 и 3.6 приведены примеры профилей ночных витков в полнолуние и новолуние по данным ИСЗ Татьяна-2. В новолуние интенсивность свечения атмосферы определяется собственным свечением.

В начале и конце ночной части витка интенсивность УФ резко увеличивается, это увеличение соответствует выходу спутника на дневную сторону орбиты. На ночном участке интенсивность УФ колеблется относительно некоторой средней величины.

При больших фазах луны средняя величина интенсивности свечения определятся в основном рассеянным светом. Под фазой луны следует понимать долю в % освещенности поверхности луны солнцем. Колебания интенсивности УФ излучения регистрируемого на орбите спутника существенно зависят от коэффициента рассеяния (альбедо) света Луны на облаках, на суше и море. В зависимости от лунной фазы, азимутальной высоты луны и состояния облачного покрова интенсивность свечения атмосферы может увеличиваться в 100-200 раз.

(новолуние).

В районе с облачным покровом суммарная интенсивность рассеянного УФ может в два раза превышать интенсивность УФ, рассеянного в безоблачном районе. Величина средней интенсивности УФ рассеянного над облаками ~ 3109 фотон/см2с стер, в безоблачных районах ~ (1,5-2) фотон/см2с стер.

Для тех участков ночных траекторий спутника, где наблюдались колебания уровня УФ излучения, было произведено сопоставление времени этих колебаний с географическим положением спутника, а также со снимками облачности, наиболее близкими ко времени конкретного витка (рисунок 3.16).

Для приведенного на рисунке 3.6 примера фон увеличился с ~109 в безоблачном районе до интенсивности свечения 2,5109 фотонов см-2 с-1ср- над облаками.

Средняя интенсивность УФ на ночной стороне в зависимости от фазы Луны по данным ИСЗ Татьяна - 2 приведена на рисунке 3.7.

Сопоставление графика измерения УФ фона на витке, траектории полета спутника (точки на правом Рисунок ) и снимков облачности (правый рисунок).

Рисунок 3.7. Зависимость средней интенсивности УФ излучения от фазы Луны.

пропорционально фазе Луны. Это связано с тем, что при заданной фазе интенсивность УФ зависит от угловой высоты Луны над горизонтом, которая меняется =90° - (-зенитный угол Луны).

Для нахождения зависимости УФ излучения от высоты Луны необходимо рассмотреть простую модель рассеяния света в атмосфере Земли:

- учитывается только рэлеевское молекулярное рассеяние (рассеяние на аэрозолях атмосферы не учитывается) - спектр излучения Луны идентичен спектру излучения Солнца и может быть описан формулой Планка для излучения абсолютно черного тела.

Поток энергии света полной Луны на орбите Земли равен 0,32 мкВт/см (меньше солнечного в 4105 раз, 0,13 Вт/см2). В этом потоке на интервал ближнего УФ (= 300400 нм) приходится лишь 9% энергии: поток лунного света с (= 300400 нм ) равен Fn()= 51010 фотонов/см2 с.

На рисунке 3.8 представлена схема прима рассеянного света Луны детектором. Площадь сечения потока фотонов от Луны на участок атмосферы, обозреваемый детектором, уменьшается с уменьшением высоты Луны над горизонтом как cos.

Рисунок 3.8. Схема прима рассеянного света Луны детектором.

Согласно закону Рэлея, на пути от границы атмосферы (уровень 2) к поверхности Земли (уровень 1) в слое dX свет рассеивается на угол с вероятностью (1 + cos2) dX/XR() и на пути к детектору он затухает как exp [X/XR()], т.е. доля регистрируемого света на расстоянии X от места излучения, по отношению к излучнному свету датся формулой:

Интегрируя этот свет по X от 0 до X0(X0 - глубина атмосферы, открытая для наблюдения из космоса), находим интенсивность излучения с длиной волны, рассеянного вертикально вверх (в направлении детектора):

где XR() = 2974 ((нм)/400)4 г/см2 и X0 = 1000 г/см2 (для безоблачного района) Проинтегрировав формулу (3.2) по в диапазоне длин волн 300- нм, получим интенсивность рассеянного атмосферой земли вертикально вверх УФ света при разной угловой высоте Луны над горизонтом (рисунок 3.9).

Рисунок 3.9. Зависимость интенсивности УФ свечения атмосферы от зенитного угла Луны в полнолуние.

Данные детектора УФ на витках, где изменяется высота Луны, согласуются с расчтом.

Важно отметить, что ИСЗ Татьяна-1 активно проработал на орбите в течение 2 лет. Это позволило сравнить интенсивность рассеянного лунного света в начале 2005 года с интенсивностью рассеянного света в конце года. Это сравнение показало, что показания детектора об интенсивности рассеянного лунного света за 2 года не изменились, что свидетельствует о стабильности работы выбранных ФЭУ.

Измерения величины рассеянного лунного света в УФ диапазоне длин волн по данным ИСЗ Татьяна – 2 дали значения того же порядка, что и данные Татьяны-1 а значит интенсивность рассеянного лунного света можно считать своего рода эталоном при изучении возможных изменений собственного свечения атмосферы в течении длительного времени, а также е состава.

Собственное свечение атмосферы Наблюдаемый уровень УФ излучения в безлунные ночи в средних широтах оказался в диапазоне 5107 - 108 фотон/см2с ср. В тоже время рассеянный свет звзд ожидается на уровне < 3107 фотон/см2с ср, следовательно, уровень УФ свечения атмосферы в безлунные ночи, в основном, связан с собственным свечением атмосферы.

На рисунке 3.10 представлено распределение количества ночных рабочих часов спутника «Татьяна – 2» в зависимости от кода высокого напряжения, определяющего уровень свечения атмосферы земли. Максимальное значение кода соответствует минимальному значению интенсивности свечения атмосферы.

Важно отметить, что правый резкий пик на рисунке 3.10 один на уровне максимального значению кода М (255), возникает в результате того, что детектор УФ излучения имеет нижний порог регистрации интенсивности излучения атмосферы, соответствующий районы атмосферы с меньшим уровнем УФ свечения атмосферы попадут в одну выборку с пороговым значением. На рисунке 1 чрной линией проведено количество рабочих часов ожидаемых в безлунные ночи в случае нормального распределения (коды М > 200 соответствуют данным полученным в безлунные ночи, или в дни, когда луна находилась за горизонтом). Видно, что правый пик исчезает.

интенсивности свечения атмосферы Земли.

Код высокого напряжения всегда можно пересчитать в значение соответствующей интенсивности свечения атмосферы (см. раздел 2.2.1).

Всего «Татьяна – 2» провл на орбите Земли ~ 1330 рабочих часов, включая и рабочее время на дневной стороне орбиты. На ночной стороне спутник провл ~ 320 часов в период с середины октября 2009 до середины январь 2010, что составляет порядка 24% от всего рабочего времени. Ниже в таблице 3.1 представлена доля времени проведнного спутником над участкам атмосферы с разным уровнем свечения, а также ожидаемое количество рабочих часов для детектора ТУС.

По данным, полученным на спутнике Татьяна - 2 были построены карты УФ свечения атмосферы вдоль трассы полта спутника, с целью выявления особенностей свечения на средних широтах (рисунок 3.11).

Таблица 3.1. Количество рабочих часов ИСЗ «Татьяна – 2» при различных уровнях интенсивности свечения атмосферы Земли.

Интенсивность Количество рабочих часов Процент от времени Процент от всего времени На рисунке 3.12 представлена карта Земли, на которой синими точками отмечены лишь те районы, где наблюдаемая интенсивность свечения атмосферы в безлунные ночи не превышала величину фотон/см2с стер. Это районы над Тихим, Атлантическим и Индийским океанами, пустыней Сахара (на рисунке 3.11 видны как тмные области), следовательно, в этих районах собственное свечение ночной атмосферы минимально.

Рисунок 3.11. Карта УФ свечения атмосферы на трассе полта ИСЗ «Университетский – Татьяна2». (безлунные ночи октября – декабря 2009, января 2010).

Наиболее «яркие» районы над крупными индустриальными центрами связаны с человеческой деятельностью. Интенсивность свечения ~1-2· фот/см2с ср.

На низких широтах атмосфера излучает УФ на уровне интенсивности 0,5-1·108 фотон/см2с ср и это излучение не привязано к определенной широте и долготе наблюдения.

Рисунок 3.12. Районы с интенсивностью свечения атмосферы < 8· фотон/см2с ср.

На некоторых витках спутника зарегистрировано повышение свечения атмосферы на малых и средних широтах вдоль геомагнитного экватора на расстоянии 15° по обе его стороны. Иногда заметны 2 пика, с двух сторон, иногда один или пики с большой разностью интенсивности, в некоторые дни такие пики не видны.

На рисунке 3.13. представлен пример наблюдения приэкваториального свечения по данным ИСЗ Татьяна-2 на трех последовательных ночных витках. На каждом из пролетов можно наблюдать на низких широтах в районе экватора повышение фонового излучения ночной атмосферы.

Интенсивность такого приэкватериального свечения ~ 1-1,5·108 фотон/см2с ср.

Этот эффект наблюдался и в предыдущих работах: на спутнике «Космос - 215»[67] а также прибором GUVI на спутнике TIMED. Следует иметь ввиду, что в наблюдениях данного явления со спутника Татьяна - есть существенное различие в диапазоне длин волн: наш спутник регистрирует свечение атмосферы в диапазоне длин волн 300-400 нм и 600 – 800 нм, а в упомянутых выше работах свечение атмосферы наблюдалось при более коротких длинах волн ~ 130нм, соответствующих линиям возбуждения атомарного кислорода.

Рисунок 3.13. Примеры приэкваториального свечения.

Данные GUVI за длительный период наблюдения указывают на значительные колебания интенсивности УФ в области длин волн 130 нм. О природе приэкваториального свечения мнения расходятся. Высказываются предположения, основанные на экспериментальных указаниях о «высыпании» электронов вблизи экватора, о том, что это свечение прямо связано с энергией электронов, выделенной на ионизацию и возбуждение атомов и молекул атмосферы. Другой причиной возникновения такого рода свечения может быть рекомбинация ионов кислорода и азота ионосферы, вызванная турбулентными явлениями в ионосфере. При этом, состояние ионосферы сильно зависит от фазы активности Солнца. Поток солнечной радиации, меняясь в цикле активности Солнца, вызывает изменение в содержании газовых составляющих в атмосфере, что может вызывать не только сезонные вариации свечения с разными длинами волн, но и цикличность этого свечения, связанную с циклами активности Солнца.

В главе 3 рассмотрены возможные источники свечения атмосферы:

рассеянный свет Луны, собственное свечение атмосферы, связанное с рекомбинацией ионов, излучение, связанное с деятельностью человека (свет от индустриальных центров), свечение от полярных сияний. В главе приведены результаты измерения интенсивности свечения ночной атмосферы Земли в различных географических районах. Выделены области минимального свечения.

Глава 4. Результаты измерения вспышек в ультрафиолете и в красном– инфракрасном диапазонах излучения Помимо регулярного измерения интенсивности УФ (каждые 4 сек на спутнике Татьяна-1 и каждую минуту на спутнике Татьяна-2) научная аппаратура спутников, описанная в главе 1, позволила отобрать кратковременные повышения интенсивности (вспышки) и измерить их временную структуру с помощью цифрового осциллографа. Длительность вспышек могла быть измерена, начиная с долей миллисекунды и до сотни миллисекунд. Аппаратура на спутниках имела свои особенности: детектор УФ на спутнике Татьяна-1 проводил измерения с шагом измерения 16 мкс при длительности развертки осциллографа 4 мс, и с шагом 256 мкс при длительности развертки 64 мс, а детектор спутника Татьяна-2 измерял вспышки с шагом 1 мс и длительностью 128 мс. В настоящей главе рассмотрены экспериментальные данные обоих спутников и проведено их сопоставление с учетом особенностей научной аппаратуры.

Измерение вспышек УФ на спутнике Татьяна- Для отбора временного профиля вспышек УФ на спутнике Татьяна- применялись 2 осциллографа с длительностью развртки 4 и 64 мс. Каждый осциллограф регистрировал по 256 точек. Из-за ограниченной возможности передачи всех данных со спутника на Землю записывалась и передавалась на Землю лишь по одной на виток осциллограмме в обоих осциллографах (см подробно глава 1).

Географические координаты вспышек определялись по времени регистрации, которое соответствует координатам спутника.

При анализе временных характеристик вспышек все события, зарегистрированные на спутнике Татьяна - 1, были разделены на 4 класса:

2) два и более импульса на развертке 4 мс 3) один импульс на развертке 64 мс 4) два и более импульса на развертке 64 мс Как видно из таблицы 4.1 большинство зарегистрированных событий принадлежит классу 1.

Таблица 4.1. Количество событий разного класса.

событий зарегистрированных обоими осциллографами. По оси У отложено значение кода АЦП N.

Рисунок 4.1. Примеры вспышек УФ, развртка 4 мс.

Для оценки временных характеристик вспышек (длительность на половине максимальной амплитуды, скорость нарастания сигнала до максимума, скорость спада сигнала после максимума) были выбраны только те вспышки, в которых не наблюдалось насыщение сигнала в максимуме (всего 38 событий). Нарастание и спад амплитуды сигнала во вспышках оценивался как значение коэффициента экспоненциального роста амплитуды максимального значения.

Рисунок 4.2. Примеры вспышек УФ, развертка 64мс.