Методические указания к курсу физика атомного ядра и частиц для студентов физического факультета (стр. 4 из 7)
1. Включить кнопку "Cеть'', при этом должны высветиться индикаторы (Рис.4).
2. Дать установке прогреться 30-60 cекунд.
3. Нажать кнопку "Сброс", при этом на всех разрядах индикаторов должны высветиться нули.
4. Установить время измерения 4 мин.
5. Выставить минимальное расстояние между α - источником и детектором.
6. Нажать кнопку "Пуск". После остановки таймера снять показания с индикатора блока пересчета. Обнулить индикаторы, нажав кнопку "Сброс".
7. Увеличить расстояние и повторить измерение.
8. Провести измерения для 6-7 расстояний.
9. Установить время измерения 8 мин и повторить все измерения.
10. Выключить установку, нажав кнопку "Сеть".
11. Рассчитать поправку на телесный угол.
12. Построить график N(x).
13. Построить зависимость
.14. Найти R0 и оценить Eα
Контрольные вопросы
1. Каковы характерные особенности α–распада?
2. Почему спектр α –частиц дискретный?
3. В чем состоит закон Гейгера – Неттола?
4. Как α – частицы взаимодействуют с веществом?
5. Что называется длиной пробега α–частицы?
6. Как оценить энергию α–частицы?
Лабораторная работа №3
ИЗУЧЕНИЕ ПОГЛОЩЕНИЯ КОСМИЧЕСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ В СВИНЦЕ
Цель работы: изучение зависимости интенсивности падающего космического излучения от толщины пройденных им свинцовых пластин.
Содержание работы
Космические лучи - это заполняющие все космическое пространство микрочастицы с высокой энергией, называемые также первичным космическим излучением. В пределах солнечной системы оно изотропно и постоянно во времени. Интенсивность его составляет 2-4 частиц/(см2сек). Анализ химического состава первичных космических лучей показывает, что они, как и все вещество, состоят в основном из протонов (более 90%) и a-частиц (около 7%), малое процентное содержание составляют также тяжелые ядра, электроны, позитроны, нейтрино и g-кванты. В первичном излучении мы можем разделить постоянную (блуждающие галактические лучи) и временную (испускаемые солнцем высокоэнергичные заряженные частицы) составляющие. Основными источниками первичных космических лучей являются взрывы сверхновых звезд (галактические космические лучи) и Солнце. Большие энергии (до 1016 эВ) галактических космических лучей объясняются ускорением частиц на ударных волнах, образующихся взрывах сверхновых. Природа космических лучей сверхвысоких энергий пока не имеет однозначной интерпретации.
| Характеристики первичных космических лучей | ||
| Галактические космические лучи | Солнечные космические лучи | |
| Поток | ~ 1 см-2  с-1 | Во время солнечных вспышек может достигать ~106 см-2 с-1 |
| Состав | 1. Ядерная компонента - ~90% протонов, ~10% ядер гелия, ~1% более тяжелых ядер 2. Электроны (~1% от числа ядер) 3. Позитроны (~10% от числа электронов) 4. Антиадроны <1% | 98-99% протоны, ~1.5% ядра гелия |
| Энергия | 106 - 1021 эВ | 105 - 1011 эВ |
Для космических лучей характерно распределение по энергиям. Средняя энергия космической частицы 10 ГэВ. Энергетический спектр охватывает широкий спектр энергий вплоть до сверхвысоких (>1019-1020 эВ), однако содержание таких галактических частиц очень мало. Солнечные космические лучи имеют, как правило, меньшую энергию (<400 МэВ), но весьма большую интенсивность (порядка 106 - 108 частиц/см2сек). Однако в периоды солнечной активности возможны вспышки на Солнце, и тогда их энергия достигает нескольких ГэВ.
Вторичное космическое излучение возникает вследствие прохождения космических лучей через атмосферу по пути к Земле. Оно состоит из следующих компонент:
· адронная (ядерно-активная) компонента, взаимодействующая с ядрами элементов, составляющих атмосферный слой, состоит из нуклонов и мезонов.
· жесткая (мюонная) компонента, которая генерируется в результате распада заряженных пионов.
· мягкая (электронно-фотонная) компонента, возникающая из-за распада нейтральных пионов с образованием квантов высокой энергии, которые при столкновении с атомным ядром рождают электронно-позитронную пару, последняя в свою очередь испускает тормозные кванты, создавая лавинообразный процесс, происходящий до тех пор, пока энергия не уменьшится до критической энергии в воздухе порядка 72 МэВ.
Атмосфера сильно поглощает адронную и мягкую компоненты вторичного излучения, до Земли доходят фактически только высокоэнергетические галактические лучи с энергией более 1010 эВ, так, например, на уровне моря, интенсивности жесткой и мягкой компонент составляют :
Iж = 1,7 *10-2 част/см2с,
Iм = 0,7 *10-2 част/см2с.
Интенсивность космических лучей на больших интервалах времени была постоянна в течение ~109 лет. Однако, появились данные, что 30-40 тыс. лет тому назад интенсивность космических лучей заметно отличалась от современной. Пик интенсивности связывают со взрывом близкой к Солнечной системе (~50 пк) Сверхновой.
В работе исследуется прохождение космических лучей через вещество - набор свинцовых пластин. Сам рассматриваемый процесс очень сложен, и для получения полной картины прохождения высокоэнергичных частиц через вещество необходим учет многих факторов, характеризующих не только частицу (масса, заряд, энергия и др.), но и вещество (плотность, атомный номер и др.). Упрощая рассмотрение, мы предположим, что частица при прохождении через свинцовые пластины теряет часть своей энергии либо, потеряв всю энергию, останавливается. В эксперименте измеряется зависимость интенсивности космического излучения от толщины свинцовых пластин. С потерей энергии частицей уменьшается интенсивность вторичного космического излучения, которое ослабляется за счет сильновзаимодействующих частиц мягкой компоненты, практически полностью поглощаемой слоем вещества - свинцовыми пластинами. Это позволяет измерить отношение интенсивностей жесткой компоненты, имеющей большую проникающую способность (Iж), к суммарной интенсивности в отсутствии пластин:
I0 = Iм + Iж.
Необходимо учитывать, что измерения проводятся в лаборатории, и мягкая компонента излучения практически полностью поглощается перекрытиями, поэтому доля мягкой компоненты, дошедшей до пластин и способной в них поглотиться, мала по сравнению с полным потоком вторичного излучения, и реально мы оцениваем только верхнюю границу отношения Iм/Iж. Все измерения проводятся при вертикальном падении лучей, соответствующем максимуму интенсивности космического излучения.
Приборы и оборудование
Общий вид установки приведен на Рис.1.
Рис. 1
“Космический телескоп” состоит из нескольких рядов параллельно включенных счетчиков Гейгера - Мюллера. Он позволяет регистрировать только частицы, пролетевшие через все счетчики, что достигается с помощью схемы совпадений, посылающей в этом случае импульс напряжения на пересчетную схему.
Телескоп КТ может поворачиваться вокруг оси крепления его к стойке на угол Q, считываемый на круговом лимбе прибора. Установка способна регистрировать частицы, летящие в пределах изменения этого угла.
Блок управления и индикации (БУИ) установки содержит:
· Таймер с максимальным временем измерения 999 с.
· Высоковольтный выпрямитель для питания счетчиков.
· Схему совпадений.
· Блок пересчета импульсов.
В БУИ имеются следующие кнопки управления:
· “Сеть” (на задней панели прибора) - включает питание блоков 220 В.
· “Пуск” - включает таймер и отсчет измеряемых импульсов одновременно.
· “Стоп” - одновременная их остановка.
· “Сброс” - обнуляет их показания.
· “Время” - устанавливает необходимое время измерения.
На табло измерительного блока индикатор “количество частиц” показывает число зарегистрированных частиц, а “секунды” - показывает длительность интервала счета.
Порядок выполнения работы
1. Подготовить установку к измерениям. Нажать кнопку “Сеть”, дать прогреться 5 мин. Отодвинуть свинцовые пластины с пути лучей. Нажать кнопку “Сброс”, при этом во всех разрядах индикаторов должны высветиться нули.
2. Нажать кнопку “Установка”, загорится лампочка справа от кнопки. Выставить время измерения (15 мин.) кнопками “+” и “-”. Повторным нажатием кнопки “Установка” отключить соответствующий режим.
3. Нажать кнопки “Сброс” и “Пуск”, дождаться окончания счета импульсов.
4. Повторить измерения п. 3 (за то же самое время для удобства расчетов), каждый раз увеличивая число пластин на пути космических лучей.
5. Для лучшей точности провести измерения 2-3 раза. Данные занести в таблицу:
| N опыта | d,см | Ni | d(N) | Iм/Iж |
6. Найти среднее значение числа импульсов N в каждом цикле измерений. Определить погрешность величины Ni (D Ni = N- Ni) в каждом цикле измерений, а также относительную погрешность:
d(N) = D Ni / Ni ,
7. Построить кривую поглощения Ni =f(d) (Рис.2).