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1、宇宙射线探测简福华（物理科学与技术学院 物理学类 2010301020101，）摘 要：宇宙射线从发现到现在，许多的科学家，天文爱好者去探索，神奇的宇宙射线不仅在宇宙起着重要作用，还对人类产生一定的影响，但是，要解开宇宙射线的面纱，还需要更多的探索。在本实验中我们将利用粒子探测器与核电子学器件探测宇宙射线并获取实验数据，测量和理解高能宇宙射线的最基本性质，学习粒子探测、核电子学及数据获取的工作原理和技术，设计和搭建宇宙射线探测装置，获取和分析实验数据。关键字：宇宙射线 探测实验 理解原理 分析数据引言宇宙射线是来自于宇宙中的一种具有相当大能量的带电粒子流。1912年，V.F. Hess（188
2、3-1964）带着探测仪器乘气球进入高空进行辐射测量，发现带电粒子辐射随着高度的增加而增强，说明辐射来源于大气层之外的宇宙之中，所以称之为“宇宙射线”1。一般的认为，宇宙射线的产生可能与超新星爆发有关。对此，一部分科学家认为，宇宙射线产生于超新星大爆发的时刻，“死亡”的恒星在爆发之时放射出大能量的带电粒子流，射向宇宙空间；另一种说法则认为宇宙射线来自于爆发之后超新星的残骸。但是一直到现在，人们都并没有完全了解宇宙射线的起源。宇宙射线具有能量高、能谱分布广、免费等优点。直到今天，关于宇宙射线的研究仍然是研究亚原子核物理及宇宙学的基本手段。实验原理1、宇宙射线简述宇宙线主要是由质子、氦核、铁核等裸
3、原子核组成的高能粒子流；也含有中性的珈玛射线和能穿过地球的中微子流。它们在星系际银河和太阳磁场中得到加速和调制，其中一些最终穿过大气层到达地球。人类对宇宙射线作微观世界的研究过程中采用的观测方式主要有三种，即：空间观测、地面观测、地下（或水下）观测。早期发现的宇宙射线能量约几个GeV，其通量最大，约每平方米每秒几十个粒子，在此能区即大气层表面宇宙射线大约85%是质子或氢原子核，12%是氦原子核，还有1%是重元素，2%是电子2。1932年，B.Rossi发现宇宙射线主要包括两种成分。一种称之为软成分，可被适当厚度的物质所吸收，如几厘米厚的铅版。另一种称之为硬成分，能穿过相当厚度的物质3。通过磁云
4、室等实验证明, 宇宙射线中的硬成份主要是由带正负电荷的粒子组成, 分析它们的径迹可以肯定这些粒子不是质子, 而是质量介于电子和质子之间的粒子, 即所谓的子子是高能质子同原子核作用所产生的介子的衰变产物, 即 介子的平均寿命 S81056.2 。由于子在产生时的速度很高, 那么由于相对论效应它表现出来的寿命也会延长, 主要通过反应 e e和 e e进行衰变。因此在大气中可走很长的距离, 所以在接近海平面处其硬性部份几乎全是子。通过电磁簇射事例的观测分析知道, 宇宙射线的软成份主要是由高能电子和光子组成这些高能电子和光子, 大部份来源于0介子和子的衰变, 即0 ， e e， e e，其中 ss 6
5、16 1022.2,108.00 除此之外，宇宙射线还包含第三种成分，中微子及反中微子。这些中微子及反中微子主要通过介子及子衰变过程产生。中微子只参与弱相互作用，因而能穿过地球不被吸收。因此中微子很难以捕获，需要几千吨甚至更重的大型探测器才有可能探测。由于宇宙射线在大气层中与空气中的原子核发生作用, 其作用结果是不但可使宇宙射线的强度发生变化, 而且也可引起宇宙射线成分发生变化, 为了加以区别, 人们把大气层以外的宇宙射线叫初级宇宙射线# 而把初级宇宙射线在大气层中所产生的新粒子束叫次级宇宙射线。由以上分析可见, 在次级宇宙射线中包括的粒子很多。其中有 .,0 e 还有部分质子、中子、 K 介
6、子、超子、光子和中微子等。2、广延大气簇射宇宙射线存在着转化、簇射的过程。除中微子外，几乎所有的高能宇宙射线，在穿过大气层时都要与大气中的氧、氮等原子核发生碰撞，并转化出次级宇宙线粒子，而超高能宇宙线的次级粒子又将有足够能量产生下一代粒子，如此下去，一级一级的转化，将会产生一个庞大的粒子群。1938年，法国人奥吉尔在阿尔卑斯山观测发现了这一现象，并将其命名为“广延大气簇射”。其中射线强度随高度变化曲线如下图所示： 形成原理如下：质子或核穿过大气层时会与空气中的核碰撞，这种强相互作用将产生介子、少量的K介子及更稀少的其他强子。第一次碰撞产生的强子如果具有足够的能量将发生下一次的碰撞过程，由初级粒
7、子引发的一系列碰撞形成强子簇射。强子簇射使得强子数增加，当次级粒子能量减小到不足以产生新的粒子后，强子数将减少。强子为不稳定粒子，如带电荷的介子平均寿命仅26ns，主要通过反应 和 进行衰变。其产物子的平均寿命为2s，远大于介子的平均寿命，主要通过反应 e e和 e e进行衰变。因此宇宙射线在穿过大气层的过程中，的成分越来越多。强子簇射不仅产生带电荷的介子，同时也产生中性的介子。后者通过电磁反应0 迅速衰变。光子与核相互作用产生正负电子对Ne e N,正反电子通过韧致辐射产生光子e Ne N。光子又能产生正反电子对，从而形成电磁簇射现象。在电磁簇射过程中，电子数会增加，而电子平均能量将减小。当
8、电子的平均能量减小到临界能量后，粒子数达到最大，之后会逐步减小。3、宇宙射线探测为了有效和长期对宇宙射线进行观测，各国都相继建立了观测站。1943年，前苏联在亚美尼亚建立了海拔3200米的阿拉嘎兹高山站；日本在战后建立了海拔2770米的乘鞍山观测所；1954年我国建立了海拔3200米的云南东川站。1990年，中日双方共同合作建立了西藏羊八井宇宙射线观测站。在广延大气簇射过程中，能量低于 eV1410 的粒子很难到达3000m以下的低空，而是在4000m处超高能粒子群发展到极大。由于西藏羊八井地处海拔4300m，终年无积雪，地势平坦开阔，在能源、交通及生活上都具有便利条件，科研人员可在此进行长年
9、不间断观测。以羊八井的闪烁体探测器为例，当粒子穿过闪烁体时在其中损失能量使闪烁体发生荧光，这一束闪光经过光阴极转换和光电倍增管放大后变为一个电脉冲信号。这个信号经过电缆被送到电子学记录系统，由磁带进行全年不间断记录。同时我们可以想到，如果我们在单位面积上安装的闪烁体越多、密度越大；所接收的射线粒子也越多，记录就更精密。除闪烁体探测器以外，羊八井站建成的宇宙射线采集方式还有：80m2乳胶室和地方性簇射探测器；中子堆中中子望远镜；试验型50m2RPC地毯式探测器。本实验为地面小型宇宙射线探测，所以利用闪烁体探测器来探测宇宙射线，其结构图如下：闪烁探测器是利用辐射在某些物质中产生的闪光来探测电离辐射
10、的探测器，由闪烁体、光电倍增管和电子学仪器三部分构成。其工作过程和工作原理如下：(1)、辐射射入闪烁体使闪烁体原子电离或激发，受激原子退激发出荧光。(2)、荧光光子被收集到光电倍增管(PMT)的光阴极，通过光电效应打出光电子。(3)、电子运动并倍增，并在阳极输出回路输出信号。激发：带电粒子进入闪烁体通过库仑作用直接使闪烁体原子分子电离和激发从而损失能量；若是X射线和射线入射，则通过光电效应、康普顿效应和电子对效应损失能量产生次级带电粒子，次级带电粒子再使闪烁体原子分子电离和激发。设入射粒子能量为 1E , 在闪烁体内损失的能量为 1 1E K 。如 1K =1，则入射粒子能量完全损失在闪烁体内
11、；如 1K 1k，5k等；电流为12mA，特殊情况有大一些的。实验内容1、宇宙线通量的估计粗略地，宇宙线通量按每分钟每平方厘米一个来计算：闪烁体大小：15cm22cm3cm。2、宇宙射线探测装置的搭建和信号观察（1）、用信号发生器输出信号代替探测器输出信号，观察示波器是否有信号。（2）、将探测器信号经过甄别器，使用示波器CH1通道观察甄别后信号。（3）、将甄别后信号送到正负电压转换器，使用示波器CH2通道观察转换后信号。3、闪烁体探测器高压和甄别阈值优化研究本实验研究获取探测器系统的信号与光电倍增管上高压和甄别阈值的相关性，研究各个信号通道的最优工作高压和甄别阈值。理论上给出垂直入射到地面的能
12、量约1GeV以上子通量为70m2s1sr1，粗略估为对水平放置的探测器每分钟每平方厘米1个。考虑到噪声与暗电流等因素的影响，可以取2-3倍于理论宇宙线数目的计数率为实际计数率。由于闪烁体探测器通过放大甄别后的计数与高压和甄别阈值直接相关，因此我们通过研究同一阈值下高压对计数率的影响和同一高压下阈值对计数率的影响得到两组变化曲线，根据估计的实际计数率（个/分钟）估计值来确定探测器系统的最佳工作条件。实验中,将各路放大甄别信号送入定标器进行计数研究。PMT工作电压，甄别阈值与探测器增益为指数关系。4、探测器系统电路的符合分辨研究由于闪烁体光子传播的不稳定性，PMT信号上升时间的晃动，及甄别和符合电
13、路的电子学偶然性，会造成两路信号的符合存在一定的偶然性。符合计数率随着各信号道之间的相对延迟可以用来估计符合的时间分辨曲线。如图4所示连好实验线路，可利用示波器同时对信号进行监测。实验中,将两路信号经甄别后，通过延迟符合送入定标器进行计数。通过调节某一道信号的延迟，给出符合分辨曲线（如下图）。5、宇宙线强度及天顶角分布测量和分析使用两个闪烁体探测器组成望远镜系统，测量宇宙线随天顶角分布和测量宇宙线的绝对通量。利用A S （为上方PMT对下方PMT所张的立体角，S为上方PMT面积，当两者距离远大于探测器尺寸时可用），可估计得本实验子预期个数。在不同天顶角处测量符合计数。试着利用理论相关性公式进行
14、数据描述。实验操作注意事项（1）、开机时，先开NIM机箱电源，预热一分钟后再开高压；（2）、PMT工作电压在1kV以下，PMT电压不得超过1 kV！（3）、对连续可调的旋钮，为减小系统误差，不要来回拧，务必向一个方向连续变化；（4）、升降高压电源要缓慢；（5）、拔插插件时,NIM机箱要断电（6）、注意保护仪器，旋钮轻旋（7）、实验结束后，先关NIM高压插件的每路高压，一分钟后再关NIM高压插件的高压电源，一分钟后关NIM机箱电源，之后顺序拔掉电源插头。实验结果宇宙同量的估算由宇宙射线通量知 1212215 scmcmcmN ,故可得通过闪烁体的宇宙线通量为每分钟330个。宇宙射线探测装置的搭建
15、和信号观察示波器上信号如下图所示:由上图知探测信号经过甄别器转化为逻辑信号，给甄别器设置特定的阈值，探测信号超过阈值输出一逻辑信号（如上图蓝线），则计数器加一，未超出阈值则不计数。所以阈值的选取对计数值有很大影响，下面让我们来进行阈值的优化研究。闪烁体探测器高压和甄别阈值优化研究设置3号探测器所加高压为804.5V，改变其阈值，每次计时1分钟，得计数器数值，与宇宙线通量估算值比较由于“噪音”干扰，实际测量计数值约为估计值的三倍（即计数值在900左右）。结果如下：阈值 12 17 18 19 20 21 22 23 24 25 301 3244 1727 1445 1247 1125 945 873 753 703 637 4312 3364 1738 1425 1293 1131 1003 813 786 719 650 4413 3343 1689 1683 1246 1085 933 853 710 684 687 426平均值 3317 1718 1518 1262 1114 960 846 750 702 658 433平均计数值与阈值曲线如下所示：由此得3号探测器在高压为804.5V下，最佳阈值设置为21。设置4号探测器所加高压为808.0V，改变其阈值，每次计时1分钟，得计数器数值，结果如下：阈值 28 33 34 35
