Speaker
Description
Первичные космические частицы представляют собой ядра различных элементов, которые имеют отличающийся пробег взаимодействия в атмосфере. После первичного взаимодействия с атмосферой и передачи большой доли энергии начинается широкий атмосферный ливень (ШАЛ) в виде каскада вторичных частиц. При этом каскадные кривые, описывающие плотность электронов в зависимости от атмосферной глубины, в районе максимума по форме не отличаются для разных типов первичных частиц. Поэтому глубина максимума ШАЛ, или $X_{\mathrm{max}}$, является параметром, позволяющим оценить массовый состав первичных космических лучей.
В данной работе представлен метод определения $X_{\mathrm{max}}$, основанный на анализе длительности импульсов черенковского излучения, регистрируемых широкоугольной черенковской установкой TAIGA-HiSCORE, входящей в состав гамма-обсерватории TAIGA [1]. Установка состоит из станций с четырьмя фотоумножителями, с площадью светосбора 0.5 м², расположенных с шагом ~106 м. Представленный метод основан на измерении длительности импульсов на расстоянии 200–400 м от оси ливня и дополняет метод, использующий пространственное распределение фотонов и крутизну между плотностями фоотонов на расстояниях 80 и 200 м ($P = Q80/Q200$) [2].
Для установления связи между длительностью импульсов и $X_{\mathrm{max}}$ проведено Монте-Карло моделирование ШАЛ в CORSIKA [3] с моделью адронных взаимодействий QGSJet-II-04 [4] без статистического прореживания (опция thinning). Симулированные импульсы сворачиваются с аппаратурной функцией станции, полученной через анодные каналы фотоумножителей, чтобы отразить характеристики импульсов в эксперименте. Результаты моделирования показывают, что длительность импульса увеличивается с расстоянием от оси ливня, и подтверждают корреляцию длительности импульса с расстоянием до глубины максимума. Оптимальным диапазоном для измерений определен интервал 200–300 м (среднее 255 м), где разброс данных минимален. Для первичных частиц с энергией 10–100 ПэВ ошибка восстановления $X_{\mathrm{max}}$ составляет 12 г/см².
Экспериментальная проверка метода через определение $X_{\mathrm{max}}$ и логарифма массового числа $lnA$ подтвердила его способность оценить средний массовый состав космического излучения. Результаты получены за 3 сезона наблюдений (2021-2024) для двух конфигураций установки (вертикальное и наклонное положение), которые показывают согласие с данными экспериментов Pierre Auger (прямое наблюдение глубины максимума) [5] и LHAASO (применение метода c $N_{\mathrm{el}}$ и $N_{\mathrm{mu}}$) [6]. В дальнейшем планируется процедура сравнения экспериментального распределения с распределениями по глубине максимума, получаемых для различных первичных составов в моделировании.
- N. Budnev et al, Nucl. Instrum. Meth. A 1039, 167047 (2022).
- V. Prosin et al, Phys. Atom. Nucl. 84(9), 1653-1659 (2021).
- D. Heck et al, FZKA 6019 (1998).
- S. Ostapchenko, EPJ Web Conf. 52, 02001 (2013).
- E. W. Mayotte et al, PoS ICRC2023, 365 (2023).
- Xing-Jian Lv et al, Astrophys. J. 979(2), 225 (2025).
