[вернуться к содержанию сайта]

В действительности тахионов нет.
X. Юкава. Лекции по физике [1]

    Поиск тахионов в космических лучах базируется на следующих предположениях: а) рождение тахионов имеет пороговый характер и происходит при взаимодействии первичного космического излучения высокой энергии с веществом атмосферы; б) тахионы достаточно стабильны, слабо поглощаются в веществе и поэтому способны достигать земной поверхности; в) эффективность регистрации тахионов обычными сцинтилляционными и газоразрядными детекторами отлична от нуля.

    В этих предположениях был поставлен ряд экспериментов [2–11] для обнаружения тахионов в составе ШАЛ. Во всех работах использовался метод, впервые предложенный в [2]. Идея состоит в том, что тахионы, имея скорость, большую скорости света, должны регистрироваться как частицы, опережающие фронт ливня. Время опережения ΔT зависит от скорости тахиона и расстояния L от установки до точки его генерации, но не может превышать L/C (для вертикального направления L ≈ 20 км, ΔT < 68 мкс; для горизонтали L ≈ 600 км, ΔT < 2 мс). Эксперименты проводились на установках для исследования ШАЛ, дополненных детектором тахионов, выполненным, как правило, на основе сцинтилляционных счётчиков. В одной из ранних работ [3] был обнаружен значительный эффект, вызванный, как оказалось [4], причинами методического характера. Тем не менее, все последующие работы в этой области были направлены в основном на подтверждение или опровержение этого результата без существенного изменения регистрирующей аппаратуры, хотя в [5] указывалось на низкую чувствительность метода.

    В данной работе для поиска тахионов использована установка, регистрирующая одиночные мюоны окологоризонтального потока космических лучей. Предполагается, что тахионы образуются в первых высокоэнергичных столкновениях первичных нуклонов, а генетически связанные с ними мюоны, родившиеся позднее, являются “индикатором” таких взаимодействий. Диапазон исследуемых первичных энергий нуклонов составляет 10¹¹–10¹³ эВ. Существенным отличием от экспериментов по поиску тахионов в ШАЛ является возможность определять не только время, но и направление прихода опережающих частиц, что даёт возможность отобрать только такие частицы, траектории которых параллельны траекториям мюонов. Отбор частиц по направлению прихода позволяет значительно уменьшить фон частиц, случайно попавших в исследуемый интервал опережения, и, таким образом, резко повысить чувствительность метода.

    Установка [12] состоит из детектора энергии – ионизационного калориметра и двух годоскопических детекторов площадью 9 м². Калориметр регистрирует электромагнитные каскадные ливни (ε > 20 ГэВ), вызванные мюонами высокой энергии окологоризонтального потока космических лучей (θ > 60°). Каждый годоскопический детектор состоит из 96 ячеек размером 20×55 см, что обеспечивает точность измерения зенитного и азимутального углов не хуже 3 и 8° соответственно.

    Опережающие частицы регистрировались только годоскопическим детектором во временном интервале ~26 мс, предшествующем моменту регистрации ливня. Время и направление прихода этих частиц определялись с помощью аппаратуры временного анализа [13, 14].

    Было проведено четыре серии измерений (1980–1983 гг.) общей продолжительностью 14554 ч. Число зарегистрированных за этот период каскадных ливней составило 57673, число опережающих частиц 21806.

    На рис. 1 представлены временные распределения зарегистрированных опережающих частиц. Для последующей обработки отбирались только такие опережающие частицы, траектории которых были параллельны траекториям ассоциированных с ними мюонов. Точность такого отбора ограничена конечными размерами годоскопических ячеек. Критерием параллельности являлось совпадение зенитных и азимутальных углов в пределах двойной ошибки угловых измерений. Сравнение распределений показывает, что траекторный отбор позволяет уменьшить фон более чем в 20 раз.

    Временной интервал, в пределах которого могут регистрироваться тахионы, определяется временем пролёта обычными частицами (v ≈ c) расстояния от точки взаимодействия первичных нуклонов в атмосфере до точки наблюдения. Это расстояние зависит от зенитного угла, под которым регистрируется мюон. Число опережающих частиц – кандидатов в тахионы – можно существенно сократить, если учесть угловую зависимость максимального времени опережения, представленную кривыми на рис. 2. Кривые соответствуют различной степени поглощения потока нуклонов и рассчитаны в предположении, что пробег поглощения составляет 120 г·см^-2. Точки на диаграмме представляют зарегистрированные опережающие частицы. Тахионы с бесконечной скоростью должны группироваться около кривых, в то время как сверхсветовые частицы с конечной скоростью должны попадать в область между кривыми и горизонтальной осью.

    Для оценки потока тахионов использовалась область под кривой 1. В этой области должны регистрироваться 80% тахионов с произвольной скоростью. Число опережающих частиц, попавших в эту область, составило 32 (90%-ный доверительный интервал для параметра распределения Пуассона составляет 43,0–23,3). При этом ожидаемое значение, рассчитанное с учётом площади под кривой, углового распределения мюонов и полного числа опережающих частиц во всём исследуемом временном интервале, составило 23,7±1,0. В качестве меры потока целесообразно принять плотность тахионов, коррелированных с мюонами высокой энергии, как наиболее естественную величину для подобных экспериментов. Для этого была рассчитана суммарная эффективная собирающая площадь годоскопических детекторов, составившая 2,25×10⁹ см². При её вычислении учитывалось, что эффективная площадь регистрации индивидуальных событий зависит от угла и может меняться от 0 до 9 м². Так как наблюдаемое отклонение числа событий от ожидаемого статистически незначимо, верхний предел плотности тахионов, сопровождающих мюоны высокой энергии, равен 1,1×10^–8 частиц/см² (95%-ный уровень достоверности) при условии, что эффективность их регистрации близка к 100%.

1. Юкава X. Лекции по физике. М.: Энергоиздат, 1981, с. 51.

2. Ramana Murthy P. V. Letts Nuovo Cim., 1971, v. 1, p. 908.

3. Clay R. W., Crouch P. С. Nature, 1974, v. 248, p. 28.

5. Hazen W. E., Green B. R., Hodson A. L. et al. Nucl. Phys., 1975, v. B96, p. 401.

6. Emery M. W., Fenton A. G. et al. Proc. 14th ICRC München, 1975, v. 7, p. 2486.

7. Smith G. R., Standil S. Canad. J. Phys., 1977, v. 55, p. 1280.

8. Abdullah M. M., Ashton F., Enderby M. J. Proc. 16th ICRC, Kyoto, 1979. v. 13, p. 254.

9. Bhat P. N., Copalakrishan N. V., Gupta S. K. et al. J. Phys., 1979, v. G5, p. L13.

10. Fegan D. J. Proc. 17th ICRC. Paris, 1981, v. 5, p. 55.

11. MacNeill С. С., Fegan D. J. Proc. 18th ICRC. Bangalore, 1983, v. 5, p. 110.

12. Ашитков В. Д., Климаков А. П., Кокоулин Р. П. и др. Изв. АН СССР. Сер. физ.,

1981, т. 45, с. 1319.

13. Ашитков В. Д., Кирина Т. М., Климаков А. П. и др. Изв. АН СССР. Сер. физ., 1980,

14. Ashitkov V. D., Kirina Т. М. et al. Proc. 17th ICRC. Paris, 1981, v. 9, p. 344.

Дата установки: 17.09.2015
[вернуться к содержанию сайта]

W