Научный комплекс на поверхности Луны НЕЙТРОНИЙ-100 предназначен для изучения космических лучей сверхвысоких энергий.
В отличие от Земли у Луны нет атмосферы, вследствие чего частицы первичного космического излучения (ПКИ) свободно достигают ее поверхности, где у них может быть измерен заряд. Изучение химического состава ПКИ актуально в связи с решением таких проблем, как происхождение особенностей в энергетическом спектре ПКИ, исследование отношения потоков вторичных и первичных ядер в области высоких энергий и поиск редких экзотических частиц. С начала первых запусков спутников Земли неоднократно выдвигались предложения по размещению на лунной поверхности ионизационных калориметров, роль поглотителей энергии в которых мог бы играть приповерхностный слой Луны – реголит. В реголите довольно слабо поглощаются нейтроны, их потоки впервые были измерены во время экспедиции Apollo-17 в 1973 г. Выход нейтронов определяется адронными взаимодействиями космических лучей: частицы из каскада вызывают фрагментацию ядер в реголите. Это делает возможным создание нейтронного калориметра на лунной поверхности.
Кроме того, еще в начале 1960-х гг. была высказана идея регистрации ПКИ сверхвысоких энергий по когерентному радиоизлучению от ливней, развивающихся в лунном реголите. Физической основой такой регистрации является образование избытка электронов в ливне (~ 20% в максимуме от общего числа электронов и позитронов), вследствие чего ливень в целом оказывается отрицательно заряженным, что и приводит к всплеску излучения в когерентной области частот (от ~ 10 ГГц и ниже).
Для измерения параметров частиц ПКИ, падающих на лунную поверхность, предлагается использовать сразу три компоненты: вторичные нейтроны и гамма-кванты (частицы обратного тока), а также радиоизлучение на частотах 1–10 ГГц. Оценка величины сигналов по каждой из компонент проводится в рамках монте-карловского (МК) моделирования каскадов частиц, развивающихся в лунном реголите.
Задачи, решаемые научным комплексом на поверхности Луны по исследованию первичного космического излучения:
1. Решение проблемы происхождения «колена» космических лучей (КЛ)
Решение проблемы происхождения «колена» в спектре всех частиц по данным прямых измерений спектров групп ядер в области энергий 1014-1016 эВ связано с установлением нижней границы области перехода от Галактических к Метагалактическим лучам. В конечном счете эта задача сводится к нахождению предельной энергии, до которой космические лучи могут ускоряться в Галактике.
Несмотря на более чем пятидесятилетние исследования, полученных данных недостаточно для создания окончательной интерпретации «колена». Причина, по-видимому, состоит в том, что результаты применения косвенных методов исследования, использующие регистрацию широких атмосферных ливней при энергиях выше 1014 эВ, неизбежно являются модельно зависимыми. Поэтому измерение прямыми методами состава КЛ в области до нескольких десятков ПэВ (n∙1016 эВ) позволит решить эту проблему.
Возможно, это приведет к открытию новых источников КЛ, уточнит механизмы генерации в известных источниках, а также даст указания, каким образом происходит смена космических лучей Галактического происхождения космическими лучами Метагалактического происхождения. Последнее зависит от предельной энергии, до которой космические лучи могут ускоряться в источниках Галактики.
2. Изучение межзвездного пространства Галактики при помощи моделей распространения ядер КИ
По современным представлениям, за исключением легких элементов (H, He и небольшого количества Li), образовавшихся при Большом взрыве, все ядра барионного вещества образуются в процессах эволюции звезд при термоядерном синтезе. Не все элементы могут быть рождены в ходе нуклеосинтеза с равной вероятностью. Так, известно, что вероятность образования элементов Li, Be, B, Sc, Ti, V, Cr, Mn в термоядерных реакциях мала. Эти элементы образуются, главным образом, в процессах ядерных реакций более тяжелых ядер с ядрами межзвездной среды, т.е. являются фрагментами более тяжелых ядер, поэтому их принято называть вторичными. Исследование доли вторичных ядер является мощным инструментом изучения характеристик межзвездной среды в Галактике. Отношение радиоактивных ядер к устойчивым позволяет определить «возраст» КЛ, а характер энергетических спектров разных элементов позволяет делать выводы о величине магнитных полей в ходе доускорения.
3. Изучение анизотропии КЛ
Еще одним параметром, чувствительным к процессам распространения КЛ (в среднем пропорциональным коэффициенту диффузии КЛ), является крупномасштабная (дипольная) анизотропия. Однако на эту зависимость накладывается второй существенный фактор - наличие близких источников космических лучей. И, кроме того, структура локальных магнитных полей также может влиять на анизотропию на разных пространственных масштабах.
4. Поиск частиц странной материи – «странглетов»
Исследование состава первичного излучения подразумевает и поиск необычных экзотических частиц. И одним из возможных кандидатов, которые имеют достаточно простую сигнатуру для поиска и огромную важность с точки зрения фундаментальных проблем строения вещества, является поиск странной материи в космосе. Странная материя – гипотетическое состояние вещества, в котором содержится равное количество u, d и s кварков. Такое состояние может иметь меньшую энергию на барион, чем обычные ядра, и поэтому быть действительно базовым состоянием материи. Общим для всех моделей странной материи является то, что отношение массы к барионному числу находится ниже этого отношения для ядер (условие их стабильности). Отношение заряда к массе очень малое или даже нулевое по сравнению с ядрами из-за исчезновения заряда в случае, когда u, d и s кварки оказываются в равном количестве. Возможно, что странглеты (а также, нуклеариты – странглеты, окруженные электронным облаком) рождались на ранних стадиях эволюции Вселенной и могли сохраниться в качестве реликтов. Кроме того, по современным представлениям, странглеты могут рождаться и в настоящее время в столкновениях нейтронных или кварковых звезд (в этом случае масса странглета составит 1012-1015 эВ).
Поиски странной материи на Земле пока не привели к ее обнаружению, но поиск ее за пределами атмосферы в космических лучах может быть более перспективным. По крайней мере, будет определен порог их концентрации в свободном состоянии в межзвездном веществе Галактики.
5. Изучение химического состава сверхтяжелых ядер за пиком железа
Методически к задаче поиска странглетов близка задача по изучению химического состава сверхтяжелых ядер за пиком железа, к которой можно отнести и поиск сверхтяжелых экзотических ядер. Известно, что ядра с замкнутыми оболочками, имеющими число протонов или нейтронов 2, 8, 20, 50, 82, 126, отличаются от своих соседей повышенной стабильностью. Самым тяжелым известным дважды магическим ядром является изотоп свинца-208 (82 протона и 126 нейтронов). Согласно теоретическим расчетам, магическими числами являются также 114 для протонов и 184 для нейтронов, эти ядра должны обладать повышенной стабильностью и именно здесь можно ожидать нового увеличения времени жизни сверхтяжелых элементов. Современные модели не запрещают рождения таких ядер во взрывах сверхновых. Однако количественно их поток оценить крайне сложно, и эксперимент мог бы дать верхний порог интенсивности потока ядер, обусловленного возможным существованием «островка стабильности» сверхтяжелых ядер.
6. Гамма-астрономия высоких энергий
Последние десятилетия интенсивно развивается область астрономии самой высокоэнергетической части электромагнитного спектра – гамма-астрономия. Интерес к этой области спектра связан с тем, что все катастрофические (по выделению энергии) явления в Галактике и во Вселенной в целом сопровождаются электромагнитным излучением в гамма-диапазоне. В отличие от космических лучей гамма-излучение позволяет получить прямую идентификацию изучаемого явления и объекта. К наиболее актуальным задачам гамма-астрономии можно отнести следующие:
- Поиск новых и изучение известных галактических и внегалактических дискретных источников гамма-излучения сверхвысокой энергии, которыми могут быть, в частности, остатки сверхновых, пульсары, аккретирующие объекты, микроквазары, галактики с активными ядрами, блазары, квазары. Измерение их энергетических спектров и светимости.
- Отождествление дискретных гамма-источников с известными источниками излучения в других диапазонах энергии, в том числе и с дискретными источниками, зарегистрированными наземными гамма-телескопами в диапазоне энергий выше 1012 эВ.
- Мониторинг светимости и энергетического спектра гамма-источников сверхвысокой энергии для изучения природы их переменности.
- Поиск и исследование гамма-всплесков сверхвысокой энергии (более 1 ГэВ).
- Измерение энергетических спектров галактического и внегалактического диффузного и изотропного гамма-излучения. Поиск спектральных аномалий. Поиск «гамма-линий» в дискретных гамма-источниках и в диффузном гамма-излучении, возникающих при аннигиляции и распаде компонентов темной материи.
Предложения по компоновке КНА НЕЙТРОНИЙ-100
Наилучший результат дает совместный анализ трех компонент при условии эффективно работающего детектора заряда первичных частиц. В этом случае относительная ошибка в энергетических измерениях может быть сведена к значениям 50% для протонов и 10% для ядер железа в энергетическом диапазоне > 1014 эВ.
Детектор заряда должен быть секционирован, чтобы избежать имитации многозарядных частиц при одновременном попадании в детектор нескольких однозарядных частиц. При этом предельно допустимый размер секции определяется погрешностью локализации трека и плотностью заряженных частиц (как выходящих из каскада, так и фоновых) в области трека. Моделирование показало необходимость уменьшения одной секции детектора заряда до нескольких см2. Оптимальным вариантом является использование хорошо отработанных кремниевых падовых детекторов.
Система измерения энергии должна включать в себя детекторы нейтронов, гамма квантов и радиоизлучения.
Для регистрации нейтронов применимы давно известные детекторы с использованием бора (ортокарборановые) или гадолиния. Характерной особенностью этих детекторов является высокая чувствительность к тепловым нейтронам, тогда как при отсутствии в составе реголита водорода на поверхность выходят преимущественно быстрые нейтроны. Поэтому желательно размещать установку в районах Луны, где реголит может содержать водяной лед или другие водородосодержащие примеси. В противном случае потребуется включать в состав установки замедлитель, например, полиэтилен.
Для регистрации гамма-квантов потребуется комбинация конвертора (1-2 каскадных единицы вольфрама или свинца) и детектора ионизации. Также возможно применение кристаллических сцинтилляторов (NaI или BGO). С другой стороны, значительная часть гамма-квантов конвертируется в электроны в верхних слоях реголита. Для регистрации этих электронов можно использовать и пластический сцинтиллятор, более легкий, чем кристаллический.
Антенны для приема сантиметрового радиоизлучения должны быть заглублены в реголит. Это желательно с точки зрения отсутствия отражения на границе реголит-вакуум, но требует дополнительных работ. Чтобы антенна не имела выраженной направленности, ее габариты не должны превышать длины волны (0.3 м для 1 ГГц). С другой стороны, антенна должна иметь достаточную чувствительность (собственные шумы приемника должны быть меньше принимаемого сигнала). Современные малошумящие усилители позволяют иметь коэффициент шума при рабочих частотах ниже 0.6. дБ. Это соответствует 0.15 от мощности тепловых шумов согласованной нагрузки антенны, т.е. 0.15kT=6.2*10-22Вт/Гц. Мощность тепловых шумов, излучаемых с одного квадратного метра поверхности Луны, составляет 2πν2kT/c2=2.9*10-19Вт/Гц для частоты 1 ГГц и 2.9*10-21Вт/Гц для частоты 100 МГц.
Таким образом, на частоте 100 МГц уровень собственных шумов становится меньше уровня тепловых шумов при площади антенны 0.2 м2, а на 1 ГГц – при площади 0.002 м2. Оптимальными размерами антенны следует считать площадь 0.2 м2 или больше, а поперечный размер не более 0.3 м.
Средняя плотность антенны (с учетом проводников) составит ~0.5 г/см2.
Суммарная площадь установки определяется характерными площадями рассеяния обратного тока из каскада и необходимым геометрическим фактором. При этом средняя плотность регистрирующей аппартуры оценивается как 10-20 г/см2. При массе доставляемого с Земли оборудования ~10 т достижим геометрический фактор 150-300 м2ср. Следует отметить, что установка может состоять из отдельных автономных модулей и наращиваться постепенно по мере освоения Луны.
Для определения заряда первичной частицы предлагается использовать многослойные мелкосекционированные кремниевые падовые детекторы, аналогичные используемым в эксперименте НУКЛОН. Конструкция состоит из отдельных леддеров. Пример такого леддера представлен на рис. 1.
Повысить чувствительность детектора к нейтронам можно с помощью добавок гадолиния или кадмия.
Рис. 1. Пример леддера с кремневыми падовыми детекторами заряда
На рис. 2 приведена общая схема будущего лунного эксперимента.
Рис. 2. Схема возможного лунного эксперимента. Общая глубина регистрирующей аппаратуры 10-20 гр/см2, то есть ~100-200 кг/м2. Возможно поэтапное развитие установки. При общей массе установки 10 тонн достижимо значение геометрического фактора 150-300 м2ср
В любом случае детектор должен представлять собой «ковер» (рис. 3) из множества модулей, каждый из которых оснащен собственной считывающей электроникой.
Рис. 3. Сборка лунного детектора из нескольких модулей
На рис. 4 показан отдельный модуль. В его состав входят (сверху вниз):
1) 4 слоя кремниевых падовых детекторов заряда;
2) сцинтилляционные детекторы обратного тока с добавкой гадолиния;
3) радиоантенны, прилегающие к реголиту.
Рис. 4. Один модуль лунного детектора
Structure units: