Направление вектора анизотропии космических лучей ТэВ-ных энергий В.А. Козяривский, А.С. Лидванский, Т.И. Тулупова Институт ядерных исследований РАН

Анизотропию потока космических лучей (КЛ) можно представить в виде вектора, модуль которого равен ξ, и направленного в область небесной сферы с координатами (α o, δ o ) в экваториальной системе координат, или ( l o, b o ) в галактической. В первом приближении интенсивность космических лучей зависит от направления в пространстве как: I(θ) = I o + i o *Cos θ, ( 1 ) Гинзбург В.Л. и др., Астрофизика космических лучей, стр. 32

Вследствие вращения Земли вокруг своей оси, угол θ будет постоянно меняться, как периодическая функция звездного времени t. Cosθ(t) = Sinδ o *Sinδ T + Cos δ o *Cosδ T *Cos(t-t o ). Для неподвижно расположенной на поверхности Земли установки склонение δ T остается постоянным в течение всего периода наблюдения. Начало отсчета времени можно выбрать так, чтобы α T = t. Подставив выражение для Cos θ(t) в ( 1 ), получим звездно-суточную волну интенсивности КЛ. I(t) = I o + i o *Sinδ o *Sinδ T + i o *Cosδ o *Cosδ T *Cos(t-t o ).

Энергетическая зависимость фазы (прямое восхождение) проекции вектора звездной анизотропии на экваториальную плоскость

Энергетическая зависимость амплитуды проекции вектора звездной анизотропии на экваториальную плоскость

Если мы возьмем два детектора, для которых N o равны, то отношение числа зарегистрированных ШАЛ будет равно: N o1 + n o1 *Sinδ o *Sinδ T1 К (1/2) = N o2 + n o2 *Sin δo *Sinδ T2

С учетом того, что степень анизотропии ξ = n o / N o, и проекция вектора звездной анизотропии Р=ξ*Cosδ o, уравнение ( 3 ) принимает окончательный вид: 1 + Р*tg δ o *Sin δ T1 К (1/2) = Р*tg δ o *Sin δ T2 Из которого получаем, что К (1/2) - 1 tg δ o = ( 4 ) P*( Sinδ T1 - К (1/2) * Sin δ T2 )

Рис. 2. Распределение времен прихода сигналов ШАЛ выносного пункта относительно центральной части установки «Ковер».

Следует отметить, что полученные таким методом детекторы широкоугольные, и для них необходимо рассчитать эффективное значение склонений. Для этого мы воспользовались угловым распределением числа ШАЛ, считая, что Sin δ T = (1/N)* Σ n i *Sin δ i где N – полное число зарегистрированных ливней, n i - число ливней зарегистрированных i-той угловой ячейкой, а δ i – склонение этой угловой ячейки.

В результате такой обработки были получены следующие значения склонения вектора звездной анизотропии (δ 0 º), используя различные комбинации отношений (N-) выносных пунктов 2, 3, 4: Пары детекторов: 2/3 2/4 3/4 K (i/j) 0, , , δ 0 º 62,5 60,1 63,7 δ 0 = (62 ± 5)º

Заключение - Если учесть, что P = ξ*Cos δ 0, то степень анизотропии КЛ ξ 0,2% - Вектор анизотропии имеет направление: R.A. (1,5 ± 0,5) ч., δ 0 ( 62 ± 5) º, в экваториальной системе координат. - Вектор анизотропии расположен в плоскости Галактики и направлен в: l (120 – 130) º, b 0 º.

Заключение Чтобы применить описанный в этой работе метод анализа первоначально предполагалось создать специальную установку, оптимизированную под эту задачу (прецизионное измерение задержек, стабилизация детекторов, и пр.). Однако оказалось, что даже пробное применение метода к данным уже существующей обычной установки для изучения ШАЛ дает разумный результат.