METODY DETEKCJI PROMIENI KOSMICZNYCH

  Dla poznania natury promieniowania kosmicznego niezbędne jest zbadanie zarówno składu, jaki i widma energetycznego. Jednakże pierwotne cząstki promieniowania kosmicznego nie docierają do Ziemi, lecz ulegają oddziaływaniom z atomami powietrza, inicjując kaskady cząstek wtórnych. Wielokrotne oddziaływania cząstek wtórnych w atmosferze zacierają informację o cząstkach pierwotnych. Identyfikacja cząstek pierwotnych jest więc bardzo trudna w aparaturze umieszczonej na powierzchni Ziemi i rejestrującej wielkie pęki atmosferyczne. Z tego względu, jeśli jest to możliwe, badania promieni kosmicznych są prowadzone przy użyciu detektorów umieszczonych na satelitach wokółziemskich, bądź na balonach latających w górnych warstwach atmosfery.
  Widmo energetyczne promieni kosmicznych pokrywa bardzo szeroki zakres energii - kilkanaście rzędów wielkości. Natężenie promieniowania spada w tym zakresie energii o niemal trzydzieści rzędów wielkości. Taki kształt widma ma bardzo ważne konsekwencje dla detekcji promieni kosmicznych. Szeroki zakres energii pociąga konieczność stosowania różnych technik eksperymentalnych; bardzo trudna jest rejestracja w jednym eksperymencie promieni kosmicznych w zakresie energii większym niż trzy rzędy wielkości.
  W zakresie energii poniżej 1012eV natężenie promieniowania kosmicznego jest na tyle duże, że do jego rejestracji wystarczają detektory o niewielkich rozmiarach. Używa się tu spektrometrów, w których mierzy się takie wielkości jak gęstość jonizacji wzdłuż śladu cząstki, krzywiznę toru cząstki w polu magnetycznym, jej czas przelotu, emisję promieniowania Czerenkowa i rentgenowskiego promieniowania przejścia, itp. W ten sposób możliwa jest rejestracja cząstek, oraz pomiar ich energii i ładunków elektrycznych. Przy energiach poniżej 109eV/nukleon możliwy jest również pomiar mas cząstek, a więc identyfikacja izotopów.
  Przy wyższych energiach - powyżej 1012eV, rozmiary detektora i czas ekspozycji musza być duże, aby zarejestrować znaczącą liczbę cząstek w czasie działania aparatury. Ponieważ tym zakresie energii nie jest możliwy pomiar energii cząstek w spektrometrach najczęściej wykorzystuje się w tym celu metody kalorymentryczne, a najbardziej wydajnymi detektorami w tym zakresie energii (1012 - 1014eV) są komory emulsyjne naświetlane promieniowaniem kosmicznym w lotach balonowych na dużych wysokościach. Do tej klasy detektorów należą komory emulsyjne opisanego wcześniej eksperymentu JACEE, a także komory używane w eksperymentach Uniwersytetu Moskiewskiego, oraz uniwersytetów japońskich w Hirosaki i Aoyama.

  Start balonu JACEE na Antarktydzie - przygotowania do lotu wokół bieguna południowego










  Napełnianie balonu JACEE helem











  Przygotowanie balonu JACEE do lotu w Teksasie (USA)












  W zakresie energii powyżej 1014eV całkowite natężenie pierwotnego promieniowania kosmicznego jest już rzędu tylko 1 cząstka/(m2*sr*doba). Rozmiary komór emulsyjnych, które mogą być wyniesione przez balony w górne warstwy atmosfery są ograniczone i jedynym sposobem bezpośredniego badania promieni kosmicznych było organizowanie serii lotów balonowych w stratosferze.
  Przy energiach powyżej ok. 1015eV, kaskada cząstek w atmosferze jest na tyle duża, że dociera do poziomu morza, gdzie morze być rejestrowana jako wielki pęk atmosferyczny. Opis rejestracji promieni kosmicznych o najwyższych rejestrowanych na Ziemi energiach omówiony zostanie w rozdziale następnym.