Исследование нуклонного компонента вторичных космических лучей как источника радиационного загрязнения верхней и нижней тропосферы

• Автор: Салагаева, Анжелика Валериевна
• Шифр специальности: 05.11.13
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2011
• Место защиты: Красноярск
• Количество страниц: 104 с. : ил.

Содержание
Введение
1 Космические лучи: основные сведения
1.1 Основные свойства космических лучей
1.2 Краткая история изучения космических лучей
1.3 Определение интенсивности вторичных космических лучей
2 Вторичные космические лучи
2.1 Вероятностно-каскадный метод вычисления интенсивности вторичных нейтронов
2.1.1 Основные положения вероятностно-каскадной модели21;2.1.2 Приблизительные расчеты интегральной кратности21; 2.1.3 Вычисление интенсивности вторичных нейтронов 22; 2.1.4Геофизический эффект 25; 2.1.5Методы регистрации нуклонного компонента 32.
2.2 Р-мезоны
2.2.1 Вычисление интенсивности л-мезонов 39; 2.2.2Взаимодействие с веществом41;
2.2.3 Методы регистрации 42.
2.3 Общеионизующий компонент (мюоны и электроны)
2.3.1 Интенсивности мюонов и электронов 44; 2.3.2Аппроксимация широтных ходов и коэффициентов общеионизующего компонента по данньм широтныхизмереиий47;
2.3.3 Взаимодействие с веществом 51; 2.3.4Методы регистраций5.
2.4 Гамма-кванты
2.4.1 Интенсивность гамма-квантов 56; 2.4.2 Взаимодействие с веществом56; 2.4.3 Методы регистрации
3 Вариации космических лучей
3.1 Основные понятия и классификация вариаций космических лучей
3.1.1 Основные понятия и классификация вариаций космических лучей без учета интерференционных эффектов59; 3.2.2 Типы вариаций космических лучей 60.
3.2 О природе вариаций космических лучей
3.2.1Два класса вариаций космических лучей 65; 3.2.2 Вариации космических лучей атмосферного происхождения 65;3.2.30 природе вариаций космических лучей геомагнитного происхождения 66.
3.30 природе внеземных вариаций космических лучей
3.3.1 Три класса вариаций космических лучей68;3.3.2 Первый подкласс — модуляция галактических космических лучей в межпланетном пространстве 70; 3.3.3 Второй подкласс -генерация и распространение солнечных космических лучей 75; 3.3 4 Солнечная модуляция 75.
3.4 Основы метода коэффициентов связи
3.4.1 Коэффициенты связи для различных случаев регистрации космических лучей 83;
3.4.2 Изменение коэффициентов связи с изменением солнечной активности 84.
4 Космические лучи и радиационная безопасность
4.1 Дозиметрия ионизирующих излучений
4.2 Вторичные космические лучи и радиационная безопасность
4.3 Биологическое воздействие нейтронов
Основные результаты и выводы
Заключение
Благодарности
Список литературы

Введение
Объект исследования и актуальность темы. Интерес к пространственному распределению вторичных космических лучей, прежде всего, связан с проблемами радиационной безопасности при межконтинентальных перелетах.
Известно, что некоторые трассы межконтинентальных перелетов проходят [1] вблизи северной полярной области. Эта область наименее защищена от вторжения энергичных частиц, и поэтому во время солнечных вспышек опасность радиационного облучения экипажа и пассажиров возрастает. Солнечные вспышки увеличивают дозы радиации на высотах, где проходят трассы пассажирских самолётов, в 20 - 30 раз [2]. Так, во время гигантской солнечной вспышки 23 февраля 1956 г. [3] мощность дозы возросла в 45 раз, а во время вспышки 6 апреля 2010 года - в сто раз[4]. В настоящее время экипажи некоторых авиалиний предупреждают о начале солнечных вспышек. Так, во время сильнейшей вспышки в ноябре 2003 года экипаж авиакомпании "Дельта" рейса Чикаго-Гонконг вынужден был скорректировать маршрут в область более низких широт. Европейский Союз принял закон, согласно которому беременным женщинам-пилотам запрещается налёт часов с суммарной эквивалентной дозой радиации более чем 1,6 мЗв в год [2].Таким образом, разработка нового способа вычисления и метода контроля вариаций интенсивности вторичных космических лучей и оценка уровня предельно допустимой дозы (ПДД) облучения является актуальной инженерно-экологической задачей.
Тем не менее, вопрос о радиационной безопасности при полетах в области высоких широт до последнего времени не подвергался серьезному научному исследованию. Исключение составляют исследования влияния солнечных космических лучей на радиационную безопасность при космических полетах, при этом принимали во внимание только общеионизующий компонент [5-13]. Особую актуальность приобретает исследование влияния вторичных нейтронов на естественный радиационный фон Земли в периоды максимальной солнечной активности, т.к. нейтроны наиболее активно ■ взаимодействуют с ядрами атомов воздуха. Так, эквивалентная доза, получаемая полубесконечным слоем биологической ткани толщиной 20 см при облучении его изотропным потоком нейтронов на уровне моря, равна 162±5 Зв/год [14-17] , что приблизительно составляет 50% от общего радиационного фона Земли. Более того, вторичные нуклоны, в отличие от общеионизующего компонента вторичных космических лучей, обладают значительным широтным эффектом [18—23] — максимальная интенсивность вторичных нуклонов приходится на полярные широты. Для вторичных нуклонов эффект солнечной модуляции в сотни раз больше, чем для обшеионизующего компонента (электронов и мюонов), т.е. интенсивность вторичных нуклонов во время солнечных вспышек увеличивается в десятки раз (во время некоторых вспышек — в сотни),

соответственно увеличивается и уровень естественного радиационного фона Земли.
Таким образом, разработка новых методов вычисления и контроля вариаций интенсивности вторичных космических лучей, а также методов оценки превышения уровня предельно допустимой дозы (ПДД) облучения, является актуальной
Интенсивность /-го компонента космического излучения и мощность эквивалентной дозы связаны линейной зависимостью. Поэтому для оценки степени радиационной опасности при авиационных перелетах очень важно знать пространственное распределение каждого компонента вторичного космического излучения: ядерно-активного (вторичные нейтроны, протоны Е > ЗГэВ, 71-мезоны), общеионизующего компонента (мюоны, вторичные электроны) и гамма-квантов.
Обычно задача распределения /-го компонента космического излучения решается методом составления уравнения переноса [24—36]. Для получения аналитических решений распределения вторичных космических лучей в атмосфере данный метод сопряжен со значительными математическими трудностями и в слабо поглощающих средах имеет ограниченное применение. Эта теория дает точные результаты в предельном случае, когда стП1Уовз —*• о, где апг — сечение поглощения, а,,.— полное сечение взаимодействия [37]. Для нейтронов, например, данное соотношение не выполняется, и обычно используются различные приближения для решения уравнения переноса [25, 34]. Это существенно снижает ценность результатов.
Для нахождения высотного распределения вторичных космических
лучей в атмосфере более продуктивен метод, основанный на применении
марковских процессов к поведению первичных нуклонов в атмосфере -
процесс соударения первичного протона с ядром атома воздуха является
случайным, первичный протон «не помнит» предыдущего столкновения.
Этот метод был применен в работе [37] для высотного распределения
мезоно в. Суть данного метода состоит в следующем. Предположим, в
соответствии с различными статистическими теориями множественного
рождения частиц, а также в соответствии с экспериментальными данными
[31, 34-35, 37 - 42], что кратность генерации частиц в элементарном акте
пропорциональна , где Е - энергия первичной частицы. Коэффициент
/ / ч »-» р1/4 т-11/
пропорциональности а (кг/моль), стоящий перед Ь , в выражении т—а^Ь для кратности множественного рождения частиц с атомным весом А, равен а=1,8-.41/4 (кг/моль). Так как для воздуха А « 14,5, то о=3,3 и т=3,3-Еи'. Пусть средняя энергия тг-мезонов и нуклонов одинакова. Тогда, поскольку ведущая частица уносит энергию р-Ет, средняя энергия 71-мезонов и нуклонов будет £=(Тр)7?/3,3=0,3(1- Р)£3/4. В данной работе р равно 0,5. Далее вводится функция 'Г (х] рс2) (х (ГПа) - атмосферное давление на некоторой высоте К), характеризующая вероятность столкновения первичного нуклона с ядром атома воздуха, в результате которого генерируются вторичные частицы. Предполагается, что рождение вторичных частиц происходит до тех

детектора и извне. Толщина и этого парафина определялась эмпирически с помощью радиевого-бериллиевого источника, помещенного вне детектора. Увеличение на каждые 3,8 см приводило к уменьшению счета нейтронов, приходящих в детектор извне, примерно в 2 раза. Была выбрана толщина = 15,2 см, которая полностью обеспечивала эффективное замедление и рассеивание нейтронов, образованных в свинце. Ширина детектора определялась длиной счетчика и удвоенной толщиной дополнительного парафина (Рис. 12).
Исследования показали, что около 84% регистрируемых нейтронов образуются в свинце, 13% в парафине и лишь 3% обусловлены фоном счетчиков и нейтронами, пришедшими в детектор извне [72].
Счетчики наполнялись до давления 45мм.рт.ст. газом ВР3, обогащенным изотопом до 96%. Активная длина их 86,5 см, диаметр 3,8 см и диаметр центральной нити 0,025 мм. Рабочее напряжение около 2000 В. Плато счетчика имеет почти нулевой наклон и длину около 200 В, так что имевшие место небольшие (НОВ) изменения напряжения были не существенны.
Рис. 12 Определение оптимальной толщины парафина. Зависимость скорости
счета нейтрона от її [37].
Важно, чтобы счетчики имели постоянный и низкий фон. Средняя скорость счета на уровне моря при окружении счетчика кадмием (поглощающим медленные нейтроны) -1,5 имп/мин - если газ хорошо очищен, то счетчики имеют, по-видимому, бесконечно большой срок службы.
Для калибровки детекторов пользуются источником Ка-Ве. Калибровку можно произвести также путем сравнения результатов измерений различными детекторами космических нейтронов, находящихся в одном пункте наблюдений в одинаковых условиях.
12-счетчиковый детектор делится на две части (по шесть счетчиков в каждой) с независимыми электронными схемами. Сравнение результатов