Untersuchung der Zusammensetzung der primilren kosmischen Strahlung I) Von S. N. VERNOV, V. L. GINZBURG, L. V. KURNOSOVA, L. A. RAZORENOV

und M. I. FRADKIN

Einfiihrung

Die Untersuchung der Zusammensetzung der Kernkomponente sowie der Energiespektren der verschiedenen Kerngruppen der primaren kosmischen Strahlung ist sowohl fiir die Theorie der Entstehung der kosmischen Strahlung als auch fur die Untersuchung der Elementarprozesse der hochenergetischen primiiren Teilchen rnit den Kernen der Atome in der Atmosphiire von wesent- lichem Interesse.

Nach dem heutigen Stande unserer Kenntnis von der Zusammensetzung der Primiirkomponente der kosmischen Strahlung enthalt diese Protonen, a-Teil- chen und, in wesentlich geringeren Mengen, schwerere Kerne. Die Verteilung der Kerne mit Z > 2 hinsichtlich der Ladungen ist noch unzureichend unter- sucht, auch gibt es beziiglich der Zusammensetzung der gesamten sogenannten Kernkomponente der kosmischen Strahlung eine Reihe von Fragen, die einer experimentellen Untersuchung bediirfen. Ein gro13er Teil der Arbeiten iiber die Kernkomponente der kosmischen Strahlung wurde in den hoheren atmosphari- schen Schichten durchgefiihrt, wo die Materierestschicht iiber der Anordnung etwa 15 g/cm2 betragt. Das fiihrt dazu, dal3 die wirkliche Zusammensetzung der Primarkomponente au13erhalb der Atmosphere nur durch Umrechnung aus den direkten Messungen ermittelt werden kann. Fur eine solche Berechnung mu13 man die relative Zahl der leichten Kerne kennen, die bei der Zertriimmerung der schweren Kerne beim Durchgang durch die Restschicht der Atmosphare iiber der Anordnung entstehen. Um diese Umrechnung zu umgehen, sind Messungen der Intensitaten der Kernstrome mit verschiedenem Z unmittelbar aul3erhalb der Atmosphiire durchzufiihren. Die Anwendung von Raketen fur diese Messun- gen kann keine befriedigenden Ergebnisse liefern, da die Intensitat des Kern- stroms mit Z > 2 gering ist und die sehr begrenzte Zeit des Verbleibens der Rakete aul3erhalb der Atmosphare zu klein ist, um ausreichende MeDergebnisse zu erhalten.

Im Zusammenhang mit der Entsendung kiinstlicher Erdsatelliten eroffnen sich vollig neue Moglichkeiten bei der Untersuchung der Kernkomponente der kosmischen Strahlung. Die Anordnung von Apparaturen im kiinstlichen Erd- satelliten erlaubt, das zur Bestimmung der wenig intensiven Kernstrome er- forderliche statistische Material zu sammeln.

1) Uspechi fiz. Nauk 63, 131 -145 (1957). 10 Hiinstliehe Erdsatelliten

146 S. N. VERNOV u. a

Eines der wichtigsten Probleme hinsichtlich der bZusammensetzung der Kern- komponente der kosmischen Strahlung ist das quantitative Verhaltnis zwischen den Stromen der leichten Kerne Li, Be, B und der Kerne C, N, 0 und F. Die Kenntnis dieses Verhaltnisses ist deshalb wichtig, weil die Kerne Li, Be, B, deren mittlere Haufigkeit im Weltall sehr gering ist, aller Wahrscheinlichkeit nach von den Quellen der kosmischen Strahlung nur in geringfiigigen Mengen emit- tiert werden und die beobachteten Ii-, Be- und B-Kerne Zertriimmerungs- produkte schwererer Kerne sind, die bei Wechselwirkung mit den Atomkernen der interstellaren Materie aufsplittern. Machen wir gewisse Annahmen iiber die riiumliche Verteilung und die Intensitat der Quellen der kosmischen Strahlung sowie iiber die Ausbreitungsbedingungen der Teilchen der kosmischen Strah- lung im interstellaren Raum, so konnen wir fur die Erde bestimmte Werte fur die Verhaltnisse der einzelnen Teilchenstrome erhalten.

Der Vergleich der so erhaltenen Verhaltnisse rnit den aus den MeBergebnissen folgenden kann als Kriterium fur die Richtigkeit unserer theoretischen Vorstel- lungen dienen. So liefert beispielsweise die Theorie, die die Erzeugung der kos- mischen Strahlung mit der Beschleunigung von Teilchen in den sich ausdehnen- den turbulierenden Hiillen der Supernovae erklart [ I ] , fur das Verhaltnis zwischen den Stromen der Kerne Li, Be und B sowie C , N, 0 und F einen Wert von 2 0,l . Wahrend dieser Wert infolge der Ungenauigkeit verschiedener bei der Abschatzung benutzter Parameter um ein Mehrfaches grol3er sein kann, befindet sich jedoch die Theorie mit der Annahme, dieser Wert sei wesentlich kleiner als O , l , in einem scharfen Widerspruch.

Die Angaben der verschiedenen Autoren hinsichtlich der Haufigkeit der Kerne Li, Be und B sowie C, N, 0 und F im Primarstrom widersprechen einander oft und sind zudem wenig gesichert, da sie durch Emrechnung der in der Strato- sphare erhaltenen MeBergebnisse auf die Bereiche am Rande der Erdatmosphare gefunden wurden. Daher ist eine genaue Bestimmung des Verhaltnisses der Strome dieser beiden Teilchengruppen auDerhalb der Atmosphiire ein sehr wesentliches Problem.

Mit Hilfe eines kiinstlichen Erdsatelliten kann auch in der E’rage des Vorhan- denseins von Kernen rnit Z > 30 im Primarstrom Klarheit geschaffen werden. Da der Wechselwirkungsquerschnitt solcher Kerne sehr gro5 ist, werden in Hohen rnit einem Druck von 15-18 g/cm2 auch dann keine derartigen Kerne zu beobachten sein, wenn diese im Primarstrom der kosmischen Strahlung ent- halten sind. Obwohl keine zuverlassigen Angaben iiber das Vorhandensein von Kernen mit Z > 30 in der Primarkomponente vorliegen, geben vereinzelte Fiille der Registrierung solcher Teilchen doch AnlaB zu der Annahme, daD auDerhalb der Atmosphtire ein merklicher Strom der genannten Teilchen vorhanden ist. Wiirde diese Vermutung experimentell bestatigt, so ware das von wesentlicher Bedeutung fur die Theorie der Erzeugung der kosmischen Strahlung. Tat- sachlich gibt es im Mittel im Weltall nur sehr wenige Kerne mit Z > 30 [2]; infoIge ihrer grol3en Querschnitte konnen sie nur eine relativ kurze Weg- strecke im interplanetaren Raum durchlaufen. Daher wiirde die Feststellung einer merklichen Anzahl solcher Kerne in der Primarkomponente von einem anomalen Reichtum der Quellen der kosmischen Strahlung an schweren Kernen zeugen.

Untersuchung der Zusammensetzung der primaren kosmischen Strahlung

Experimentelle Dater1 uber die Zusammcnsetzung der Prirnarkomponente

147

Nach der Entdeckung einer merklichen Anzahl schwerer Kerne in der prima- ren kosmischen Strahlung im Jahre 1948 begann eine intensive Untersuchung dieser Komponente. Die Ergebnisse der bis 1952 bzw. 1953 durchgefiihrten Ex- perimente sind in den Berichten [3, 41 zusammengefaBt; wir werden hier kurz die neueren Ergebnisse mitteilen, die in den letzten Jahren erhalten wurden.

In den letzten Jahren erweiterte sich unsere Kenntnis von der Primarkompo- nente der kosmischen Strahlung auBerordentlich. Messungen des Stroms der a- Teilchen und der Kerne rnit Z > 2 wurden in einem groBen Breitenbereicli durchgefiihrt. Die Ergebnisse der Messungen sind in den Tabellen 1 und 2 zu- sammengestellt. Aus den Tabellen ist zu entnehmen, daB die Ergebnisse der auf gleicher geomagnetischer Breite durchgefiihrten Messungen nicht immer miteinander iibereinstimmen. Offenbar spielen hier zwei Umstande eine wesent- liche Rolle : der Unterschied in den angewandten Methoden und die Verschieden- heit der geographischen Koordinaten der Beobachtungsorte.

Auf die Bedeutung des letzteren Umstands verweisen einige kiirzlich erschie- nene Arbeiten [5 , 61. Hiernach kann man in einer Reihe von Fallen die DiEerenz zwischen den in verschiedenen Punkten der gleichen geomagnetischen Breite gemessenen Stromen schwerer Kerne beseitigen, wenn man annimmt, da13 die aus den Messungen des Magnetfeldes der Erde an der Erdoberflache bestimmten geomagnetischen Koordinaten nicht dem Magnetfeld der Erde entsprechen, das auf die Teilchen der kosmischen Strahlung einwirkt. Diese Annahme deckt sich mit den Ergebnissen der Arbeit [7] iiber Messungen des Neutronenstroms auf verschiedenen Breiten, nach der der geomagnetische Aquator nicht mit dem .,magnetischen Aquator fiir die kosmische Strahlung" iibereinstimmt. Bedauer- licherweise fehlen systematische Angaben uber die GroBe des Stroms der ver- schiedenen Kerne in verschiedenen Erdpunkten, da bei den Messungen verschie- dene Methoden verwendet wurden (Kernspuremulsionen, Wilsonkammer, Proportional-, Szintillations- und GERENKOV-Zahler), die Versuchsbedingungen (geographische und geomagnetische Koordinaten, Aufstiegshohe, Zeit usw.) sehr verschiedenartig waren und die Umrechnung auf die Atmospharengrenze unter verschiedenen Voraussetzungen hjnsichtlich der GroBe der benutzten Parameter crfolgte.

Es ist daher erforderlich, systematische Messungen der Primarstrome der Kernkomponente der kosmischen Strahlung fiir die ganze Erdoberflache mit einer MeBanordnung durchzufiihren. Diese Aufgabe kann offenbar nur mit Hilfe eines kunstlichen Erdsatelliten gelost werden. Die Durchfiihrung solcher Experimente erlaubt nicht nur, die Absolutwerte der Primarstrome der ver- schiedenen Kerngruppen zu bestimmen, sondern sie vermittelt iins zugleich eine Vorstellung vom Charakter des Magnetfeldes der Erde in groBen Abstanden von der Oberflache, da die Flugbahnen der Teilchen der kosmischen Strahlen gerade in den abgelegenen Bereichen des Erdmagnetfeldes bestimmt werden.

Trotz der merklichen Unstimmigkeiten zwischen den in den Tabellen 1 und 2 angefiihrten Absolutwerten der Strome kann eine hinreichend genaue Ab- schatzung der relativen Werte der Kernstrome bei gegebener Breite (d. h. der Kerne mit gegebener Energie pro Nukleon) durchgefiihrt werden, wenn man zur Bestimmung der relativen Konzentration der verschiedenen Kerne in der kos- 10'

148 S. N. VERNOV u. a.

T a b e l l e 1. Strom der a-Teilchen

1 2 3 4 5 6 7 8 9

10 11 12 13 14

15 16 17 18

19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29

30 -

Geomagne- tische Breite

0" 3"

loo 1 8 O

30" 30" 30 " 41" 41" 41" 41" 41",5 41",5 41",5

41",5 41°,5 41",5 41",5 41",7 46" 51" 51" 55" 55O 55"

55" 55" 55" 55"

55O

Geographiscbe Koor dinat en oder Ortslsge

80" w 80" 0 90" w 80" 0 80" w 80" w

19O N, 79" 147 90" w 90" w

39" 20'N, 7' 26' 0 105" w 105OW lO5"W lO5"W

105" W 105" W 105" W 105" W

USA 10" 0 80" rnT

40" N, 76' W 90" w 90" w 90" w 90" w

0"

90" w _-

90" w

Zeitpunlrt der Durchfiihrung

der Messungen

22.3.1949 1953

6.9. 1953 1953

2. 4. 1949 1949

4. 2. 1949 17.2. 1950 17.2. 1949

1953 2.1956

2.2. 1954 -

6. und 9.2.1954

12. 2. 1954

17.1. 1955

12. und 19.1.1955 .-

14. 9. 1954 29.5. 1949 29.5. 1949 4.10.1950

16. 9., 20. 10. 1952 4. 10.1950 12.9. 1953

9. 7. 1954

I 7.7. 1955 I

Gesamtenergie [lo9 eV/Nukleon]

7 8 7,40 7,20 6,50

429 499 499 2,75 2,15 2,75 2,75 2,75 2,75 2,75

2,15 2,15 2,75 2,75 2,75 2,05 1,60 1,60 1,33 1,33 1,33

F>1,67 i- 0,lO 1,33 1,33 1,33

1,33

l) Stromwert ohne Berucksicht,igung der Zert,riimmerungen in der Atmosphare iiber der Anordnung.

Untersuchung der Zusammensetzung der primiiren kosmischen Strahlung 149

i n der pr imken kosmischen Strahlung

Strom [w2 sec-l sterad .l]

14 4 9 % 13 38% 6 81 f 22 60% 10 72 & 15 90 f 30

110 * 20 140 f 60 39 & 8,6

100 f 20 99 f 16 88 * 10 88 5 8

82 f 9 96 & 9l ) 87 & g2) 74 f 5

138 f 20 88 * 13

340 f 120 380 & 130 318 & 9 320 3 40 292 & 32 135 & 20 186 f 21 320 f 36 305 f 25')

292 5 2ti2)

MeBmethode

~

wenig empfindlicher Ztihler (integrale) Ionisationskammer Ionisationskammer, gesteuert durch Ziihler die gleiche Kernspuremulsionen

,, 9 ,

Proportionalzlhler wenig empfindlicher Ztihler Kernspur emulsionen

FERENKOV-Ziihler, gesteuert durch ein Teleskop Doppelszintillationsztihler WILsoNkammer, gesteuert durch einen CERENKOV-

6ERENKOV-Ziihler, gesteuert durch ein Teleskop CERENKOV- und Szintillationszlhler, gesteuert } durch ein Teleskop

CERENKOV-ZahIer, gesteuert durch ein Teleskop Kernspur emulsionen

,>

Zhhler

9,

9 ,

Szintillationsziihler, gesteuert durch ein Teleskop Proportionalziihler in Teleskopanordnung Kernspur emulsionen WILsoNkammer, gesteuert durch ein Teleskop Kernspur emulsionen

~ E R E N K O V - und Szintillationsziihler, gesteuert durch

die gleiche

1,

ein Teleskop

2) Stromwert mit Beriicksichtigung der Zertriimmerungen.

150

Lmfende Nr.

3 4 5 6 7 8 9

10 11

12 13 14

15

16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31

Geo- magne- tische Ereite

3' 3"

10" 10" loo 1 oo loo 30" 30" 41" 41"

41° 41° 41",5

41",5

41°,7 41',7 41 0,7 41°,7 48" 51' 55" 55O 55" 55" 5 5 O 5 5 O 55" 55O 55O 55"

S. pu'. VERNOV u. a.

Tabelle 2. Strom der Kerne c', N, 0, F; 2 >, 10: 2 > 5

Geographische Koordinateii oder Ortslage

70" - 90" soo 0

I

j 90'20' f 96'10' 11- I

90' w 90' w

19" N, 79" w 80" rn' loo 0

Osten der USA

90' w 105' W 1 0 5 O w 105" W

90" w 90' w 90' w USA loo 0

40' N, 76" W 44' N, 94" w

90" w -goo w

9oo w 9oo w goo w

-90' M' -90" w

0" 90" w

Zeitpunlrt der Durchfuhrung

der Messungen

- lo., 12. 1950

12.1953

-

4. 2. 1949 3. 2., 17. 11. 1949

24. 7.1953 2G. 4., 8. 5. 1952

-

2.1956 6. 2.. 9. 2. 1954

12. 1. u. 19. 1. 1955

- -

12.2.1951 -

14.9. 1954 29. 5. 1949 30. 7. 1949

- 24.9. 1950 4.9. 1950 4. 9. 1950

31.7.1952 - -

9. 7. 1954 12.10. 1953

Gesamt- energie

[ 1 O' eV/Nu- kleon]

7,40 7,40 7,20 7,20 7,20 7,20 7,20 4,90 4,90 2,75 2,75

2,75 2,75 2,745

2,75

2,75 2,75 2,75 2,75 2,05 1,b0 1,33 1,33 1,33 1,33 1,33 1,33 1,33 1,33 1,33

E > 1,5

l) Angegeben sind die Ergebnisse der Messungen in einer Hohe yon etwa 30 km. *) Die Exposit,ion der Kernspuremulsionen erfolgte bei einem Raketenaufstieg.

Untersuchung der Zusammensetzung der primaren kosmischen Strahlung 151

in der primaren kosmischen Strahlung -

Strom [m-2 sec-l sterad-l]

2, N, 0, F MeBmethode

Kernspuremulsionen

,tl)

9 ,

7 7

WrLsoNkammer, gesteuert durch ProportionalzLhler

Kernspuremulsionen 2,

WILsoNkammer, gesteuert durch ,,

(?ERENKOV-Z&hlel c E R E N K O V - % h h , geSteUert

durch ein Teleskop Kernspuremulsionen

2,

,,

>,

> >

WILsoNkammer, gesteuert durch cERENKOV-Z&hlel

Literatur- hinweise

I h s VerhLltnis des Stroms der Kerne C, N, 0, F zum Strom der Kerne mit 2 betrug bei diesen Messungen 2,66 i- 0,30.

10

3, Angegeben ist der Wert des Stroms der Kerne mit 2 > 2.

152

mischen Strahlung die Stromwerte benutzt, die beim gleichen Experiment er- halten wurden. So kann man alle Undefiniertheiten ausschlieflen, die mit der Be-

S. N. VERNOV u. a.

0 7 2 3 4 5 6 7 GeY/N%eon Bild, 1. Verhllltnis des Stroms der Kerne C, N, 0 und F zum Strom der Kerne mit 2 > 10.

Die gestrichelte Gerade gibt den Mittelwert dieses Verhllltnisses an

I I I I , € c

0 ? 2 3 4 5 Ge Y/,4'u&leoon

Bild 2. Verhiiltnis des Stroms der a-Teilchen zum Strom der Kerne mit Z > 5

Untersuchung der Zusammensetzung der primaren kosmischen Strahlung 153

nutzung verschiedener Methoden verknupft sind. Ein Vergleich der so gefun- denen Verhaltnisse ist in den Bildern 1) 2 und 3 durchgefuhrt, aus denen hervorgeht, daD diese Verhiiltnisse innerhalb der (mitunter auDerordentlich grol3en) Fehlergrenzen nicht von den Teilchenenergien abhangen. Im Mittel findet man folgende Werte : N g e :Arc, N, o, F : N Z .+ FX 53 : 3 : 1. Der Anteil

% 26 25 24 23 22 27 20 79 78 77 76 75 14 73 72 77 10 9 - 8 - 7 - 6 - 5 - 4 - 3 - 2 - 1 -

A - - - - - - - - - - - - - - - - -

f54

I I 1 I 1 , € t

I

Bild 3. Relative Zahl der Helium-Kerne im Primarstrom mit gegebener Energie je Nulileon

der a-Teilchen im Primarstrom der Kerne mit gegebener Energie je Kukleon betragt (fur, die in Bild 3 benutzten Fiille) im Mittel (11 & 4,5)%.

Die Unabhiingigkeit des Verhaltnisses zwischen den Stromen der einzelnen Kerngruppen (innerhalb der Pehlergrenzen) von der Breite deutet eher auf die Identitat der Energiespektren der verschiedenen Kerngruppen als auf einen Unterschied hin, wie es in [a l l festgestellt wird. Die Genauigkeit der Werte, die wir zur Verfiigung haben, ist jedoch zu gering, so daR wir keine zuverlassigen Folgerungen uber die Identitat oder Verschiedenheit der Energiespektren ziehen konnen.

154 S. PI'. VERNOV u. a.

Somit versprechen Versuchsanordnungen auf kunstlichen Erdsatelliten hin- sichtlich der Bestimmung der Energiespektren der verschiedenen Kern- gruppen in der Primarkomponente der kosmischen Strahlung groBe Erfolge, da man mit diesen die Strome der Teilchen mit verschiedenen Energien (auf verschie- denen Breiten) mit dem gleichen Gerat bestimmen kann, was zweifellos dieZu- verlassigkeit unserer Folgerungen hinsichtlich der Energiespektren der pri- miiren Kerne erhoht.

Eine der interessantesten Fragen zur primaren kosmischen Strahlung ist, wie bereits oben erwahnt, die relative Haufigkeit der Kerne der Li-, Be-, B-Gruppe. Trotz vorhandener Resultate ist dieses Problem gegenwiirtig noch nicht end- gultig geklart. Das ist aus den in der Tabelle 3 zusammengestellten Ergebnissen verschiedener Autoren zu entnehmen. Hinsichtlich der Messung des Stroms dieser Kerngruppe wird die Wichtigkeit der Auswahl der richtigen Methode besonders klar. In der Arbeit [36] wird gezeigt, da13 die beiden verschiedenen Methoden der Identifizierung von Teilchenspuren in Kernspuremulsionen (Be- stimmung der Korndichte unter Benutzung von Emulsionen geringer Empfind- lichkeit [21] und gleichzeitige Messung der 8-Elektronendichte und des mittleren Streuwinkels der Vielfachstreuung [38] zu Fehlern fuhren, wenn man sie zur Eestimmung des Stroms der leichten Kerne benutzt; man erhalt im ersten Fall im Vergleich zu den wirklichen Werten zu kleine, im zweiten zu groBe Strome. Als zuverlassiger sind offenbar die in [20] erhaltenen Ergebnisse zu betrschten. Rei allen bisher durchgefiihrten Messungen zur Bestimmung des Stroms auBer- haib der ,,Grenzen" der Atmosphiire waren jedoch Umrechnungen erforderlich, bei denen man die mit nur geringer Genauigkeit bekannten Werte fur die Wech- selwirkungsquerschnitte und die Zerfallswahrscheinlichkeiten der schweren Kerne benutzen muBte, da der Zerfall der schweren Kerne bekanntlich mit der Emission von Bruchstucken, d. h. mit der Emission von leichten Kernen, ver- knupft ist. Hierbei ist zu beachten, da13 in Hohen von 15-18 g/cm2, in denen die Messungen in der Regel durchgefuhrt werden, etwa 60-70% aller leichten Kerne sekundarer Herkunft sind.

Somit miBt man in diesen Hohen faktisch den Strom der Kerne Li, Be, B, die von der Zertrummerung der schweren Primkirkerne herruhren. Aus diesem Grunde ist eine kritische Dberprufung des Auftretens der Kerne Li, Be und B im Primiirstrom erforderlich. Zur endgultigen Klarung dieses Problems sind Experimente auBerhalb der Atmosphare durchzufuhren.

Vorsuchsmethoden zur Restimmung des Ladungsspektrums der Kerne in der primaren kosmischen Strahlung

Ein groI3er Teil unserer Kenntnisse hinsichtlich der Strome der Kerne mit verschiedenem Z wurde mit Kernspuremulsionen bei Ballonflugen in Hohen von 20-30 km gewonnen. Die Kernspuremulsionen geben die Moglichkeit, bei Bestimmung der Ladung jedes Kernes eingehend das Verhalten der Kerne in der Emulsion zu untersuchen und zugleich rnit der GroBe des Stroms den Wech- selwirkungsquerschnitt zu ermitteln. Bei Benutzung dieser Methode ist eine Verwechslung mehrfach geladener Teilchen rnit anderen Erscheinungen (Kern- zertriimmerungen, Schauern usw.) nahezu vollig ausgeschlossen. Beim Vorhan- densein von Teilchen mit geringerer Energie kann die Kernplattenmethode

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156 S. K. VERNOV u. a.

jedoch zu Fehlern in der Bestimmung der Ladungen fiihreii. I n bestimmten Fallen kann der Wirkungsgrad der Registrierung bestimmter Kerngruppen von 100% abweichen, wodurch die Ladungsverteilung der Kerne sehr stark entstellt wird. Daher sind solche Methoden unbedingt vorzuziehen, die fur Teilchen ver- schiedener Ladung und Masse gleich empfindlich sind. Zu diesen Methoden ge- hort die Verwendung von Teilchenzahlern, bei denen der beim Durchgang des geladenen Teilchens entstehende elektrische Impuls von der GroBe der Ladung des Teilchens abhkngt. Die Anwendung eines solchen Gerats im kunstlichen Erdsatelliten hat au5erdeni gegenfiber den Kernplatten den Vorteil, da5 man die MeDergebnisse durch Funk auf die Erde ubertragen kann. Diese Tatsache erleichtert die Auswertung der Me5ergebnisse und vereinfacht insbesondere die Untersuchung der Intensitatsschwankungen, die Bestimmung des Energie- spektrums usw. Es entfallt ferner die Notwendigkeit des Abwurfs und der dar- auffolgenden Riickkehr der Registriervorrichtungen fur die kosmische Strah- lung vom Satelliten aus auf die Erde.

Die auf der Ionisation eines Mediums durch schnelle, geladene Teilchen be- ruhenden Methoden haben den Nachteil, daIJ Teilchen mit kleinem Z und relativ kleiner Geschwindigkeit relativistische Teilchen mit gro5em Z vortauschen konnen, da die Ionisation sowohl rnit wachsender Ladung als auch mit abneh- mender Geschwindigkeit anwachst. Aus diesem Grunde ist es sehr schwer und mitunter unmoglich, den Strom der Kerne mit Z > 2 hinreichend genau zu messen, weil die Protonen und a-Teilchen geringer Energie, deren Anzahl die der zu untersucfienden Kerne uberschreiten kann, Ionisationen erzeugen kon- nen, die den Durchgangen schwererer Kerne mit relativistischen Geschwindig- keiten entsprechen. Das trifft sowohl fur Proportionalzahler wie auch fur Im- pulsionisationskammern und Szintillationszahler zu. Gleiche Fehler liefern Kernzertrummerungen im Zahlermedium, da hierbei langsame, stark ioni- sierende Teilchen emittiert werden und das am Zahlerausgang entstehende Signal den Durchgang eines relativistischen, mehrfach geladenen Teilchens vortauscht.

Ein diese Unzulanglichkeiten nicht besitzendes Gerat ist eine Anordnung, die mit der VAVILOV-CERENKOV-Strahlung arbeitet (GERENKOV-Zahler) [46]. Der genannte Zahler besteht aus einem Detektor (durchsichtiger Stoff), einem Sekundarelektronenvervielfacher (SEV) und einem Verstarker. Im Detektor entsteht beim Durchgang geladener Teilchen hinreichend hoher Geschwindig- keit (die groBer als die Lichtgeschwindigkeit in diesem Stoff sein mu5) VAVILOV- CERENKOV-Strahlung. Diese Strahlung hat bekanntlich die Eigenschaft, da13 der Winkel zwischen der Flugrichtung des Teilchens und der von diesem emit- tierten Strahlung der Relation cos 8 = l /@n genugt, wobei @ = vjc. Hierbei ist v die Teilchengeschwindigkeit, c die Lichtgeschwindigkeit und n der Brechungs- index des Detektorstoffes. Der minimale Geschwindigkeitswert der registrier- baren Teilchen betragt somit ,Brnllr, = l / n ; Teilchen mit einer Geschwindigkeit kleiner als Bmin werden vom 6ERENKOV-Zahler nicht registriert. Daher werden von diesem Zahler im Gegensatz zur Ionisationskammer, zum Proportional- und Szintillationszahler Kernzertriimmerungen und nichtrelativistische Teilchen nicht nachgewiesen. Die Intensitat des Lichtblitzes der GERENKOV-Strahlung ist proportional dem Quadrat der Ladung Z e des Teilchens, das durch den Detektor geht, und hangt von der Teilchengeschwindigkeit ,8, dem Brechungs-

Entersuchung der Zusainniensetzung der priniaren kosmischen Xtrahlung 157

index des Detektormediums n und von der Weglange des Teilchens im Detektor wie fol& ab :

(1)

Hierbei ist An7 die Anzahl der Photonen im Frequenzintervall Av, die auf dem Weg von 1 cm emittiert werden ; e ist die Elementarladung, c die Lichtgeschwin- digkeit und h die Plancksche Konstante (es wird angenommen, daI3 der Bre- chungsindex fur das in Frage kommende Frequenzintervall konstant ist). Somit ist die Lichtintensitiit bei gleicher Geschwindigkeit B und gleicher Weglange 1 proportional Z2. Aus der Registrierung der Amplituden der Lichtblitze der GERENKOV-Strahlung kann daher das Ladungsspektrum der Kerne in der pri- maren kosmischen Strahlung gefunden werden.

Da das Magnetfeld der Erde auf Breiten unterhalb 40" keine Teilchen mit Ge- schwindigkeiten kleiner als 0,94 c zulaBt, haben alle Teilchen bei Messungen im Breitenintervall & 40" annahernd die gleiche Geschwindigkeit. Die Gleichheit der Wege im Detektor kann man innerhalb bekannter Grenzen sichern, indem man die Richtung der registrierten Teilchen durch eine Teleskopanordnung von Zahlern vorgibt und am Ausgang des SEV nur die Impulse von Lichtblitzen im Detektor registriert, die von einem gleichzeitigen Ansprechen aller Zahler des Teleskops begleitet sind.

Man erhiilt bei der Bestimmung des Kernspektrums nach der genannten Methode zuverlassige Ergebnisse, wenn folgende Punkte beachtet werden :

1. Gleichheit der Intensitaten der Lichtblitze im Detektor beim Durchgang von Teilchen mit gleichem Z .

2 . Moglichst geringe Streuung der Impulsamplituden am Ausgang des SEV bei der Registrierung von Lichtblitzen gegebener Intensitat.

3. Registrierung einer moglichst groBen Anzahl von Teilchen wiihrend des Versuchs (Statistik). 4. Maximale Reduzierung der Rolle der Nebeneffekte, wie Schauer oder sekun-

dare relativistische Kerne mit kleinem 2, die durch Zertriimmerung schwerer Primarkerne bei ihrer Wechselwirkung mit dem Detektormaterial und mit Teilen der Anordnung in der Nahe des Detektors entstehen.

Die Erfiillung dieser Forderungen fiihrt zu einer guten Auf losung der einzelnen Maxima (die zu verschiedenen Z gehoren) der Ladungsverteilung der Teilchen.

Die Hauptquelle fur die Streuung der Impulse am Vervielfacherausgang ist die Schwankung der Zahl der an der Photokathode des Vervielfachers aus- gelosten Photoelektronen. Offensichtlich werden die relativen Schwankungen um so kleiner, je groBer die Zahl der Photoelektronen ist. Daher sind die Pro- bleme der wirksamsten Sammlung des Lichtes auf der Photokathode, der Durch- sichtigkeit des Detektors und der Quantenausbeute an der Photokathode von groIjter Wichtigkeit. Da die Anzahl der Photonen in einem Lichtblitz propor- tional der Lange des Weges ist, den das durchgehende Teilchen im Detcktor zuriicklegt, konnte man durch VergroBerung der Detektorabmessungen die Zahl der emittierten Photonen erhohen. Die Detektorabmessungen sind jedoch begrenzt, da im Detektorstoff Kerne leichter Elemente durch die Zertriimmerung von schweren Kernen entstehen. Das giinstigste Material zur Herstellung von

158 S. N. VERNOV u. a.

Detektoren ist in unserem Falle Plexiglas, dessen Brechungsindex etwa n = 1,5 betragt und das eine hohe Durchlassigkeit im Bereich der Wellenlangen uber x 3500 A besitzt.

Bei der Auswahl des Photokathodentyps fur den SEV ist die bestmogliche Obereinstimniung der spektralen Charakteristik der Photokathode mit der spektralen Zusammensetzung der ~ ~ A V I L O V - ~ E R E N I t O V - S t r a h ~ u n ~ erforderlich.

I

Bild 4. 1 spektrale Verteilung der VAVILOV- CERENKOV-StrahlUng; 2 spektrale Empfind- lichkeit einer Casium-Antimon-Photokathode; 3 Za,hl der unter der Einwirkung der VAVI- LOV-CERENKOV-Strahhng von der Photo- kathode emittierten Elektronen (die Einheiten

anf der Ordinate sind willkiirlich gewahlt)

Von diesem Gesichtspinkt aus sind Casium-Antimon-Photokathoden am besten geeignet. Bild 4 zeigt die spek- traleverteilung der VAVILOV-CEREN- liov-Strahlnng, eine fur Casium-An- timon-Photokathoden typische spek- trale Charakteristik und die Wellen- langeriabhangigkeit der Zahl der unter der Einwirkung der VAVILOV- CERENKOV-strahlung von solchen Photokathoden emittierten Photo- elektronen.Bei Benutzung eines Plexi- glasdetektors und einer Casium-An- timon-Kathode ist fur die Registrie- rung das Wellenlangenintervall von 3800 bis 5000 a wirksam.

Wir betrachten nun das Problem der Impulsschwankungen am SEV- Ausgang. Anch beim Fehlen irgend- welcher Streuungen in den Intensi- taten der Lichtblitze erhalt man am Vervielfacherausgang fur Teilchen mit gleichem 2 verschiedene Impulse, was auf den statistischen Schwan - kungen der Anzahl der von der Photo- kathode emittierten Photoelektronen und auf den Schwankungen der An- zahl der emittierten Sekundarelek- tronen beruht. Im allgemeinen wirct

die Verteilung der Zahl der Photoelektronen durch das Poissonsihe Gesetz be- schrieben [47] . Bei einer hinreichend grol3en Anzahl von Photoelektronen (praktisch bei n x 10) ist die Poissonverteilung hinreichend genau durch den Ausdruck

f ( n ) = ~ e - ( f i - C ) ~ / 2 ;

gegeben, wobei n die Zahl der aus der Kathode ausgelosten Elektronen und n den Mittelwert von n bedeutet; A ist ein Normierungsfaktor. Die Halbwerts- breite der Verteilungsfunktion ist p = 2 F I T 2 N 2,35 f l Die relative Halbwertsbreite der Verteilungsfunktion, die gleich dem Verhaltnis von p zur mittleren Elektronenzahl % ist, betragt = 2,35/ I/z

Untersuchnng der Zusamniensetzung der primaren kosmischen Strahlung 159

Um die zu Kernen mit verschiedenen Z gehorenden Maxima gut auflosen zu konnen, ist es erforderlich, dal3 die relative Halbwertsbreite der Verteilungs- kurve bei einfach geladenen Teilchen etwa 50% betragt (Bild 5 ) .

Rild 5 . Verteilungskurven der Impulsamplituden am Busgang des CERENKOV-ZiihlerS (die Halbwertsbreite der Verteilungsfunktion fur einfach geladene Teilchen ist zu 50% an-

genommen worden)

Diese Forderung hat eine Einschrankung fur die Dicke des Plexiglasdetektors zur Folge, die nicht weniger als 2 cm betragen darf. Zugleich darf, wie oben er- wahnt, die Dicke des Detektors wegen der Zertriimmerung der primaren Kerne im Detektormedium nicht zu stark vergrol3ert werden, so daS die optimalen Detektorabmessungen bei 3--4 cm liege;.

Wird der Detektor mit der Kathode des Vervielfachers so vereinigt, wie es im Bild 6 gezeigt ist, so bestimmen sich die Querabmessungen des Detektors aus den Abmes- sungen der Photokathode. Um eine maximale Anzahl von Kernen zu registrieren, miissen die Querabmessungen des Detektors moglichst groS sein. Neben einer grol3en Flache der Photokathode ist fur eine grol3e Statistik ein mog- lichst grol3er Raumwinkel wichtig, um einen grol3en Win- kelbereich der zu registrierenden Teilchen zu erfassen. Die Grol3e dieses Raumwinkels ist jedoch begrenzt durch

Bild 6. Schematische Darstellung der Anordnung zur Registrie- rung der Kerne der primiiren kosmischen Strahlung. I , 2 Zahler des Teleskops, das die Richtung der Teilchen auswiihlt; 3 seit- liche Zahler, die beim Durchgang seitlicher Schauer ein Signal geben; 4 Sekundiirelektronenvervielfacher; 5 Detektor der VAVILOV-~ERENKOV-St~ahhng. Die schwarz gezeichneten Ziihler 1 und 2 sind in Zweifaoh-Koinzidenz geschaltet ; auSerdem wird das Ansprechen von mehr als einem Ziihler in jeder der Gruppen I und 2 registriert, urn Durchgiinge von Schauern auszuschlief3en

160 S. X. VERNOV u. a.

die Toleranz hinsichtlich der Streuung der Teilchenwege im Detektor. Neben der Streuung der Weglangen der durchgehenden Teilchen im Detektor gibt es noch andere Ursachen fur die Verschiedenheit der Intensitaten der von Teilchen mit gegebenem Z herriihrenden Lichtimpulse der VAVILOV-~EREN- KOV-Strahlung. Die Intensitat der Lichtimpulse hangt vor allem auch von der Teilchengeschwindigkeit /3 ab. Dies fiihrt, obwohl /? innerhalb relativ enger Grenzen liegt, zu einer merklichen Verwaschung der jedem Z-Wert ent- sprechenden Maxima. Eine Abschatzung der erhaltenen Verwaschung der Ver- teilungsfunktion fur einfach geladene Teilchen rnit p > 0,66 (das entspricht der minimalen Geschwindigkeit, bei der ein Teilchen in einem Detektor mit n = 1,5

VAVILOV-GERENKOV-Strahlung erzeugt) fiihrt bei einem Energiespektrum der Form N (> E ) = A/ElJ zu dem in Bild 7 wiedergegebenen Resultat. Fur kleine Breiten wird pmin dureh das Magnetfeld der Erde bestimmt, das die Teilchen mit kleinen Ge- schwindigkeiten aussondert. Die Verwaschung der Verteilungskurve wird dann nicht so groB.

Die effektive Detektorflache und die Toleranz hinsichtlich der Streuung der Wege bestimmt die

fl=80% Wahl des Teleskopaufbaus, seinen geometrischen Faktor l) und folglich auch die Gesamtzahl der Teil- chen, die von der Anordnung innerhalb eines be- stimmten Zeitintervalls registriert werden. Das Tele- skop mu13 so aufgebaut sein, daB jedes Teilchen, das durch das Teleskop geht, auch den Detektor durch- dringt und diesen nicht nur streift.

Zur Ermittlung der mit der Anordnung registrier- ten Teilchenzahl ist der Teilchenstrom, ausgedriickt Bild 7. Verteilungskurven in Anzahl der Teilchen je Raumwinkeleinheit . cm2, fur 2 = 1 : (I) ohne Beriick-

sichtigung der Streuung der mit dem geometrischen Faktor r der Anordnung zu Geschwjndigkeiten; (2) mit multiplizieren. Wahlt man den geometrischen Faktor Berucksichtigung derselben der Anordnung zu 5 emz - Raumwinkeleinheit, so

erhalt man auf Grund der in den Tabellen 1 und 2 angefiihrten Ergebnisse folgende Statistik der registrierten Teilchen : fur Z >, 6 sieben und fur Z = 2 fiinfzig Kerne je Stunde.

So kann man beispielsweise wahrend einer einwochigen Beobachtungsdauer etwa 1000 Kerne mit Z > 6,7000 or-Teilchen und eine entsprechende Anzahl Li-, Be- und B-Kerne registrieren. Geplante Versuche zur Untersuchung des Kern- spektrums sehen die Registrierung des differentiellen Kernspektrums bezuglich 2 im Interval1 von den or-Teilchen bis zum Sauerstoff vor. Eine solche Methode ist nur dann brauchbar, wenn die Anordnung jedes der zu den verschiedenen Z- Werten gehorigen Maxima auflost.

7T=40D/o

l) Der geometrische Faktor r eines aus zwei Ziihlerreihen rnit den Flachen 8, und S2 bestehenden Teleskops ist durch das Produkt aus der Fliiche der einen Zahlerreihe und dem Raumwinkel definiert, unter dem die zweite Reihe zu sehen ist. Der geometrische Faktor hat die Dimension Raumwinkel.cmZ und ist gleich rx S,S2/Rf2, wohei RI2 den Abstand zwischen den Reihen darstellt und wobei gilt: Ri2 >> S,, S2.

Untersuchung der Zusammensetzung der primiiren kosmischen Strahlung 161

Die Moglichkeit der Anordnung von Geraten zur Registrierung der kosmischen Strahlung in kunstlichen Erdsatelliten eroffnet grofie Perspektiven hinsichtlich neuer Problemstellungen fiir Untersuchungen des Primarstroms. Zu diesen Problemen zahlen die Messung des Stroms der primaren Protonen, die Auf- klarung der Rolle des ,,Albedo-Effekts" der Erdatmosphare, die Bestimmung der unteren Grenze fur den Strom der Elektronen-Positronen-Komponente, die Untersuchung der Wechselwirkung der primiiren Teilchen mit der Materie, die Untersuchung der zeitlichen Schwankungen der Intensitat der kosmischen Strahlung, des Energiespektrums u. a. Im Zusammenhang mit den genannten Problemen seien noch einige Bemerkungen hinzugefiigt.

Bereits die in einem kunstlichen Erdsatelliten durchgefuhrten Versuche zur Messung des primaren Kernstroms liefern eine ganze Reihe zusatzlicher An- gaben uber die Eigenschaften der primaren kosmischen Strahlung, insbesondere iiber die Intensitatsschwankungen der Strome der einzelnen Kerngruppen.

Die Frage der Variationen der Intensitiit der Kernkomponente gehort zu den Problemen, die man bis heute nicht beantworten kann, da sich die Beobach- tungsergebnisse nicht miteinander vergleichen lassen, was die Tabelle 4 anschau-

~

Nr .

1

2 3 4 5 6

7

8

9

10

T a b e l l e 4. Angaben uber die 24stundigen Variationen der Intensitiit der Kernkomponente des Primitrstroms der kosmischen Strahlung

- Geo- iagn. Lreite

41'

5 5 O

5 5 O 5 5 O

5 5 O

5 5 O

5 5 O

5 5 O

Datum des Aufstiegs

26.4.1952 8 . 5 1952

31. 10. 1949 30.11.1949 22.5.1950 26.10.1949 4.10.1950

13.4.1950

17. 8. 1951

31. 7. 1952 28.8.1952

4. 6. 1952

17,6 14,3

45 87 15

23 --25 10

14

29

18,5 30

17

Untersuchungs- methode

WILSON-Kammer gesteuert durch Proportional- ziihler

Kernspur emulsionen

Szintillations- zahler, gesteuert

lurch ein Teleskop Kernspur- emulsionen Ionisations-

kammer Kernspur-

emulsionen

Verhaltnis des ltroms in der Nacht zu dem am Tage

0,86 f 0,16l)

0,48 0,14 0,33 5 0,12 0,39 f 0,04 >,0,3; <0,5 1,44 5 0,18l)

1

1 f 0,13

Der Strom blieb im Verlauf von 20 Stunden auf & 20% konstant

1,25 & O,Oga)

1) Verhiiltnis des Stroms der zweiten Tageshiilfte zu dem der ersten. 2, Verhaltnis des wihrend 13 St)unden registrierten Stroms zum Mittelwert des

zwischen 10h30' und 15h 30' registrierten Stroms.

11 Kiinstliche Erdsatelliten

162 S. N. VERNOV u. a.

lich zeigt. Es ist durchaus moglich, dal3 eine regulare tagliche Schwankung der Intensitat der schweren Kerne iiberhaupt nicht existiert ; bestimmte Fluktua- tionen, deren Ursachen und Charakter man bisher nicht lcennt, sind jedoch dem Anschein nach vorhanden. Die Durchfiihrung stetiger und langzeitiger Messun- gen der Intensitaten der Strome der verschiedenen Kerngruppen mit einer auf einem kiinstlichen Erdsatelliten angeordneten Apparatur ermoglicht die Prage der Schwankungen der Kernkomponente am besten zu klaren. Derartige Mes- sungen erlauben ferner, die Strome der Kerngruppen zu finden, die Variationen zeigen, sowie festzustellen, wie diese mit den Variationen der Protonenintensi- taten zusammenhangen usw. Die Registrierung der Intensitaten mit der ,,Diffe- rential"-Methode, d. h. fiir jede Kerngruppe getrennt, kann klarere Vorstel- lungen von den Intensitatsschwankungen der Kernkomponente liefern als die ,,integrale" Methode der Registrierung der durch die gesamte Primarkompo- nente verursachten Gesamtionisation.

AuBerordentlich wichtig ist das Problem des Energiespektrums der Protonen und der schwereren Kerne. Fur Protonen kann man die Energieverteilung im Energjebereich bis 3 0 . log eV und fiir Teilchen rnit 2 >, 2 im Bereich bis 15 lo9 eV pro Nukleon aus der Messung des Breiteneffekts bestimmen. Jedoch treten auch hier eine Reihe von Besonderheiten auf (z. B. fehien Kenntnisse iiber den Charakter des Magnetfeldes in groBen Abstanden von der Erdober- flache, ferner sind sekundare Teilchen vorhanden, die aus der Erdatmosphare herausfliegen), die ein Erhalten zuverlassiger Ergebnisse hinsichtlich der Ener- giespektren der primaren Teilchen erschweren. Im Bereich hoher und hochster Energien ist die Situation noch schwieriger : Die einzige Informationsquelle iiber Teilchen rnit Energien groBer als l0l3 eV sind die weiten atmospharischen Schauer. Die Bestimmung des Spektrums der primaren Teilchen aus der Unter- suchung der Verteilung der atmospharischen Schauw hinsichtlich ihrer GroBe ist mit einer ganzen Reihe von Voraussetzungen verknupft und daher sehr unzu- verlassig und nicht eindeutig. Die Anordnung von Geraten zur unmittelbaren Messung der energetischen Verteilung der Teilchen hoher Energie an Bord eines Erdsatelliten eroffnet daher neue Perspektiven. Als mogliche Methode zur Losung dieses Problems kann man die Messung der Ionisation verwenden, die von den Teilchen der in der Absorberschicht iiber der Ionisationskammer hoch- energetisch ausgelosten Elektronen-Photonen-Schauer hrrriihrt [48]. Die Zahl der Teilchen (und folglich auch die von ihnen bewirkte Ionisation) ist innerhalb bestimmter Grenzen der Energie des Primarteilchens proportional. Somit kann man unter Benutzung einer Impulsionisationskammer durch Bestimmung des Impulses, der von den Teilchen eines Elektronen-Photonen- Schauers erzeugt wird, die Energie des Primarteilchens finden. Durch Sammlung eines ausreichen- den statistischen Materials erhalt man das Energiespektrum der Primarteilchen im Bereich hoher Energien. Eine Abschatzung zeigt, daB eine Anordnung mit einer Flache von 300 em2 in einer Woche etwa 300 Tejlchen mit Energien von 1013 eV registriert.

Ein anderes Problem, das mit der Untersuchung von Teilchen mit extrem hohen Energien zusammenhangt, besteht in der Frage, ob bei Energien zwischen 1012 und eV eine Beziehung zwischen den Stromen der Protonen und der schweren Kerne existiert, die analog ist zu der bei kleineren Energien beobachte- ten Relation. Wir kennen heute die Zusammensetzung der kosmischen Strah-

Untersuchung der Zusamniensetzung der primaren kosmischen Strahlung 163

lung im Bereich extrem hoher Energien nicht. Es ist daher nicht bekannt, ob die ausgedehnten Schauer mit sehr gro5er Energieabgabe der Protonen oder Kerne gebildet werden. Eine Beantwortung dieser wichtigen Frage (siehe ins- besondere [ l ] ) kann man offenbar nur erhalten, wenn man entsprechende Ver- suche auf kunstliche Erdsatelliten durchfiihrt. Auch dann, wenn der Hauptteil der ausgedehnten Schauer durch Protonen verursacht wird und der Strom der Kerne mit Energien E > 1012 eV klein ist, kann man hoffen, daB man rnit einem Erdsatelliten ausreichendes stat,istisches Material zur Bestimmung der GroBe dieses Stroms erhalt. Man kann hierbei zur Registrierung der Kerne mit E > 1012 eine Kombination eines die Teilchenladung bestimmenden CEREN- KOV-Zahlers mit der oben beschriebenen Anordnung benutzen, die die Energie der Teilchen abzuschatzen erlanbt.

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