Галактически космически лъчи частици албедо. Космически лъчи с най -високи енергии. Методи за изследване на космическите лъчи
Краят на XIX - началото на XX век бе белязан от нови открития в областта на микросвета. След откриването на рентгенови лъчи и радиоактивност бяха открити заредени частици, идващи на Земята от космоса. Тези частици бяха наречени (CL). Датата на откриването на космическите лъчи се счита за 1912 г., когато австрийският физик В.Ф. Хес, използвайки подобрен електроскоп, измерва скоростта на йонизация на въздуха в зависимост от височината. Оказа се, че с увеличаване на надморската височина стойността на йонизацията първо намалява, а след това, на надморска височина над 2000 м, тя започва да се увеличава рязко. Йонизиращата радиация, слабо абсорбирана от въздуха и нарастваща с увеличаване на височината, се образува от CRs, падащи на границата на атмосферата от космоса. CR са ядра на различни елементи, следователно те са заредени частици. Най -разпространени в CR са ядрата на водородни и хелиеви атоми (съответно ~ 85 и ~ 10%). Делът на ядрата на всички останали елементи на периодичната таблица не надвишава ~ 5%. Малка част от CL е и (по -малко от 1%). В процесите, протичащи по време на CR, играят важна роля. Енергийната плътност на CR е ~ 1 eV / cm 3, което е сравнимо с плътността на енергията и галактическото магнитно поле. По съдържанието в CR на елементите литий, берилий и бор, които се образуват в резултат на ядрени взаимодействия на космически частици с атоми, е възможно да се определи количеството на материята х, през който е преминал CR, скитащ в междузвездната среда. Количеството хприблизително равно на 5-10 g / cm 2. Времето на скитане на CR в междузвездната среда (или техния живот) и величината хсвързани със съотношението х≈ρ ct, където ° Се скоростта на частиците (обикновено се приема, че количеството ° Се равна на скоростта на светлината), ρ е средната плътност на междузвездната среда, която е ~ 10 - 24 g / cm 3, Tе времето на скитане на CR в тази среда. Следователно животът на CR е ~ 3 · 10 8 години. То се определя или от излизането на CRs от Галактиката и халома, или от тяхното поглъщане поради нееластични взаимодействия с материята на междузвездната среда. На фиг. 1 показва енергийните спектри J(E) за протони Н, хелиеви ядра He, въглерод С и желязо Fe, които се наблюдават в космоса. Количеството J(E) е броят на частиците с енергии, вариращи от Eпреди E+δ Eи преминаване през единица повърхност за единица време за единица твърд ъгъл в посока, перпендикулярна на повърхността. Може да се види, че основната фракция в CR се състои от протони, последвани от хелиеви ядра. Делът на останалите ядра е малък. По произход CL могат да бъдат разделени на няколко групи. 1) CR с галактически произход (GCR). Източникът на GCR е нашата Галактика, в която частиците се ускоряват до енергии ~ 10 18 eV. CL спектрите, показани на фиг. 1 вижте GCR. 2) CR с метагалактичен произход, те имат най -високите енергии, E> 10 18 eV, се образуват в други галактики. 3) Слънчев CR (SCR), генериран на Слънцето по време на слънчеви светкавици. 4) Анормална CL (ACL), образувана през Слънчева системав периферията на хелиомагнитосферата. CR на най-ниската и най-високата енергия се различават с коефициент 10-15. Невъзможно е да се изследва такъв огромен диапазон от енергии с помощта само на един вид оборудване, поради което се използват различни методи и устройства за изследване на CR: в космоса - с помощта на оборудване, инсталирано на спътници и космически ракети, в земната атмосфера - с помощта на малки балони и големи височинни балони, на повърхността й - с помощта на наземни инсталации (някои от тях достигат стотици квадратни километри), разположени или високо в планините, или дълбоко под земята, или на големи дълбочини в океана, където частиците проникват високи енергии. CR, по време на разпространението си в междузвездната среда, взаимодействат с междузвезден газ, а когато ударят Земята, с атомите на атмосферата. Резултатът от такива взаимодействия са вторични частици - протони и, електрони, γ -кванти ,. Основните видове детектори, използвани при изследването на CR, са фотоемулсии и рентгенови филми, йонизационни камери, броячи на газоразряд, неутронни броячи, черенковски и сцинтилационни броячи, твърди полупроводникови детектори, искрови и дрейфови камери. CRs се използват за изследване на ядрените взаимодействия на частици. В областта на високите енергии, които все още са недостижими със съвременните ускорители, космическите частици са единственото средство за изучаване на ядрените процеси. За изучаване на взаимодействията на високоенергийните CR ( E≈10 15 eV) йонизационни калориметри се използват с веществото. Тези устройства, предложени за първи път от N.L. Григоров и неговите колеги представляват няколко реда детектори - йонизационни камери или сцинтилационни броячи, между които е разположен абсорбатор от олово или желязо. На върха на калориметъра е поставена мишена, изработена от леко вещество - въглерод или алуминий. Частица, падаща върху повърхността на йонизационния калориметър, взаимодейства с ядрото -мишена, образувайки вторични частици. Техният брой първо се увеличава, достигайки определена максимална стойност, а след това постепенно намалява, когато се премества в тялото на калориметъра. Детекторите измерват йонизацията под всеки слой на абсорбера. От кривата на зависимостта на степента на йонизация от номера на слоя е възможно да се определи енергията на частицата, влизаща в калориметъра. Тези инструменти са първите в света, които измерват спектъра на първичните CR в енергийния диапазон от ~ 10 11 до ~ 10 14 eV. CR в енергийния диапазон 10 11 EJ ( E)=J 0
E - 2,75 . За изследване на характеристиките на ядрените взаимодействия на CR с много високи енергии са необходими съоръжения с голяма регистрационна площ, тъй като потокът от високоенергийни частици е изключително малък. Наричат се рентгенови камери. Това са устройства с площ до няколкостотин квадратни метрасъстоящ се от редове рентгенови филми, разпръснати с оловни слоеве. В резултат на взаимодействието на CRs с въздушни частици се образуват мезони, някои от които след това се размножават в олово, оставяйки петна върху рентгеновия филм. Броят и размерът на тези петна, плътността на тяхното потъмняване и разположението им в различни слоеве определят енергията на взаимодействащата частица и посоката на нейното пристигане. За изследване на CR с енергии над 10 14 eV, свойството на високоенергийните частици се използва за създаване на много вторични частици, главно протони и пиони, в резултат на взаимодействието на първичната частица с ядрата на атомите в атмосферата . Протоните и пионите, притежаващи достатъчно висока енергия, от своя страна са ядрено-активни частици и отново взаимодействат с ядрата на въздушните атоми. Заредените (π ±) и неутралните (π 0) пиони са нестабилни частици с живот T≈10 - 16 s за почивка π 0 и T≈2,6 10 - 8 s за почивка π ±. Пионите с относително ниска енергия нямат време да взаимодействат с ядрото на въздушния атом и могат да се разпаднат на γ -кванти, положителни и отрицателни мюони (μ ±), неутрино (ν) и антинейтрино (ν -): π 0 → γ + γ; π ± → μ ± + ν + ν -. Мюоните също са нестабилни частици с живот за един мюон в покой T≈2,2 10 - 6 s и се разпада по схемата μ ± → e ± + ν + ν -. Гама квантите и електроните (позитрони), поради електромагнитното взаимодействие с въздушните атоми, дават нови гама кванти и електрони. Така в атмосферата се образува каскада от частици, състояща се от протони, неутрони и пиони (ядрена каскада), електрони (позитрони) и γ-кванти (електромагнитна каскада). За първи път душове са наблюдавани от Д.В. Скобелцин в края на 20 -те години. Каскади в атмосферата, причинени от високоенергийни частици и заемащи огромни площи, се наричат обширни въздушни душове. Те са открити от френския физик П. Оже и неговите сътрудници през 1938 г. Космическа частица с висока енергия образува душ с огромен брой вторични частици, например частица с E= 10 16 eV, в резултат на взаимодействия с въздушни атоми близо до земната повърхност, генерира около 10 милиона вторични частици, разпределени на голяма площ. Въпреки че потокът от високоенергийни КР, падащи на границата на земната атмосфера, е изключително малък, обширните въздушни душове заемат значителни площи и могат да бъдат записани с висока ефективност. За тази цел детекторите за частици се поставят на повърхността на земята на площ от десетки квадратни километри и се записват само онези събития, при които се задействат няколко детектора едновременно. Широкият въздушен душ може да бъде опростен като диск от частици, движещи се през атмосферата. На фиг. 2 показва как такъв диск от частици от широк въздушен душ пада върху детекторите на настройка за запис. В зависимост от енергията на космическа частица размерът на диска (напречното измерение на душата) може да бъде от няколко десетки метра до километър, а дебелината му (надлъжния размер или предната част на душа) може да бъде десетки на сантиметри. Частиците под душа се движат със скорост, близка до скоростта на светлината. Броят на частиците в душата намалява значително при преминаване от центъра на диска към периферията му. Напречният размер на широк въздушен душ и броят на частиците в него се увеличават с увеличаване на енергията на първичната частица, която образува този душ. Най -големите дъждове от първични частици, наблюдавани досега с E≈10 20 eV съдържат няколко милиарда вторични частици. Чрез измерване на пространственото разпределение на частици в душ с много детектори е възможно да се намери техният общ брой и да се определи енергията на първичната частица, образувала този душ. Поток на частици с енергии E≈10 20 eV е много малко. Например само една частица с E≈10 19 eV. За да се регистрират такива малки потоци, е необходимо да има големи площипокрити с детектори за регистриране на достатъчен брой събития в разумен срок. Няколко частици с енергия над 10 20 eV (максималната енергия на регистрираната понастоящем частица е ~ 3 · 10 20 eV) бяха "уловени" в гигантски инсталации за запис на обширни въздушни душове. Има ли CR с по -високи енергии? През 1966 г. G.T. Зацепин, В.А. Кузмин и американският физик К. Грайзен предполагат, че спектърът на CR при енергии E> 3 · 10 19 eV трябва да бъде прекъснато поради взаимодействието на частици с висока енергия с реликтовото излъчване на Вселената. Регистриране на множество събития с енергия E≈10 20 eV може да се обясни, ако приемем, че източниците на тези частици са на разстояние не повече от 50 Mpc от нас. В този случай практически няма да има взаимодействия на CR с CMB фотони поради малкия брой фотони по пътя на частицата от източника до наблюдателя. В района на високи енергии на CR се наблюдават няколко характеристики. 1) CR спектърът претърпява прекъсване при E≈10 15 eV. Наклонът на CL спектъра преди прекъсването γ≈2.75, за високоенергийни частици спектърът става по-стръмен, γ≈3.0. Тази важна характеристика в CL спектъра е открита от S.N. Вернов и Г.Б. Кристиансен при изучаване на спектъра на широки атмосферни линии. Наблюдаваното прекъсване в спектъра при такива високи енергии може да бъде причинено от по -бързото освобождаване на CRs от нашата Галактика в сравнение с частици с по -ниска енергия или може да се дължи на промяна в естеството на техните източници. Възможна е и промяна в химичния състав на CR в областта на изкривяване. 2) При енергията на частиците E≈10 18 eV, CR спектърът става още по -стръмен, γ ≈ 3.3. Това очевидно се дължи на факта, че в този енергиен диапазон CRs са предимно с метагалактичен произход, техният спектър има различен наклон. 3) Спектърът на частиците с E> 10 19 eV става по -плоска, γ≤3.3. Този ефект се причинява от взаимодействието на CR с енергии E> 10 19 eV, s, по време на които CR губят част от енергията си и преминават в областта с по -ниски енергии, което прави спектъра на частиците по -плосък. 4) CR спектърът с енергии над 10 20 eV може да бъде получен само след дългосрочни наблюдения, когато ще бъдат записани достатъчен брой събития с такива екстремни енергии. За да се увеличи значително случаите на регистриране на обширни въздушни душове от частици с енергия E> 10 19 eV, през следващите години се планира изграждането на три гигантски инсталации с детектори, разположени на площ от над 1000 km 2. С тяхна помощ учените се надяват да получат отговор на въпроса за CR спектъра в областта на свръхвисоките енергии и за максималната възможна енергия на космическите частици. CR с ултрависока енергия ще бъдат ограничени в галактиката от нейните магнитни полета, ако радиусът на кривината на траекторията на частиците е много по-малък от размерите на галактиката. Използвайки връзката между енергията на частиците ( E, eV), неговият радиус на кривина ( r≈10 22 см - размерът на галактиката) и магнитно поле (З≈10 - 6 Oe), E=
300Хр, получаваме максималната CR енергия, която може да се задържи в нашата Галактика: E max ≈10 18 eV. Това предполага, че CR с по -високи енергии могат да имат метагалактичен произход. CR се образуват не само при експлозии на свръхнови. Други космически обекти (пулсари, квазари и т.н.) също могат да бъдат източници на CR. С голяма увереност може да се предположи, че източниците на CR също ще бъдат източници на високоенергийни γ-кванти. Гама квантите, за разлика от заредените частици, не изпитват въздействието на космическите магнитни полета и се разпространяват по права линия от източника към наблюдателя. Откриването на такива космически обекти, светещи в гама -лъчение, може да се превърне в неопровержимо доказателство за съществуването на специфични източници на CR. Идеята за експерименти, стартирана в началото на 60 -те години от съветския учен А.Е. Чудаков, при търсенето на звездни източници на високоенергийни γ-кванти е следното. Гама квантът, падащ на границата на земната атмосфера, генерира порой от частици, състоящи се от електрони и вторични γ кванти. Всяка заредена частица, движеща се със скорост, превишаваща скоростта на светлината в среда, създава в нея, в случая в земната атмосфера, светлинно излъчване, което се нарича. Идеята на експериментите е да се събере черенковска светлина от поток от вторични заредени частици, образувани от високоенергиен γ-квант, падащ върху повърхността на атмосферата от дадена посока. На фиг. 3 схематично показва въздушен душ, произведен от такъв гама квант. Редица сферични огледала се използват в инсталации, които регистрират светлината на Черенков. Във фокуса на всяка има няколко десетки фотоумножителни тръби - устройства, които са много чувствителни към промени в светлинния поток, падащ върху огледалото от дадена посока. Наблюденията са възможни само в ясни и безлунни нощи. Бяха необходими много усилия на учени от много страни по света за подобряване на оборудването, методите за обработка на информация, преди в средата на 80-те години да бъде открит поток от високоенергийни γ-кванти от два обекта: и ядрото на активния галактика Маркариан-421. Откритите потоци на γ-кванти бяха незначителни. Например поток от гама кванти с Eγ> 10 12 eV от Раковата мъглявина беше само нγ ≈10 - 12 кванта cm - 2 s - 1. В началото на 1997 г. най-мощният източник на високоенергийна γ-радиация, галактиката Маркариан-501, беше открит от няколко наземни гама-съоръжения. Потокът на високоенергийни γ-кванти от този източник се променя с времето, максималната му стойност е няколко пъти по-висока от общия поток на γ-кванти от известни преди източници. Интерес към изучаването на КР с енергии EСлънчев вятър... Слънчевият вятър обикновено има скорост 400-500 км / сек в орбитата на Земята и плътност на частиците 5-10 см-3. За разлика от слънчевия вятър, той не е съставен от неутрални молекули, а главно от йонизирани водородни атоми и електрони. Този йонизиран, но електрически неутрален газ улавя и носи със себе си слънчевото магнитно поле, което запълва пространството около Слънцето и образува междупланетното магнитно поле. Поради въртенето на Слънцето около оста си с период от 27 дни, това магнитно поле се усуква в спирала. Силата на междупланетното магнитно поле в близост до земната орбита е приблизително 7 · 10 - 5 Oe, което е с много порядъци по -малко от силата на магнитното поле на земната повърхност (~ 0,5 Oe). Квазисферичната област на пространството около Слънцето, с радиус около 100 AU, изпълнена с движеща се слънчева енергия със замръзнало магнитно поле в нея, се нарича хелиомагнитосфера. Хелиомагнитосферата е разделена от неутралния токов лист на две полукълба, в които магнитните полета имат противоположни посоки. Магнитните силови линии в хелиомагнитосферата имат многобройни завои и извивки, наречени магнитни неоднородности, произтичащи от неоднородности на слънчевото магнитно поле, промени в скоростта и плътността на слънчевия вятър, както и от зависимостта на тези величини от хелиографската ширина и хелиографската дължина. CR, разпространяващи се в хелиомагнитосферата, се разпръскват от магнитни неоднородности, движещи се със скоростта на слънчевия вятър, и се изнасят извън хелиомагнитосферата. За високоенергиен CR ( E> 10 11 eV), процесите на тяхното разсейване и конвективно отстраняване са незначителни и практически всички частици с такава висока енергия от междузвездната среда навлизат в орбитата на Земята. Въпреки това, с намаляване на енергията, все по -малко частици успяват да достигнат орбитата на Земята. Фракцията от частици от галактически CR (GCR), която достига орбитата на Земята от границата на хелиомагнитосферата, ще бъде по -малка, колкото по -ниска е енергията на частиците и толкова по -висока е плътността на магнитните неоднородности на междупланетното магнитно поле, както и колкото по -висока е скоростта на слънчевия вятър. Плътността на магнитните неравности силно зависи от нивото на слънчевата активност. В по -малка степен скоростта на слънчевия вятър зависи от нивото на слънчевата активност. Така че наблюдаваният интензитет на GCR вътре в хелиомагнитосферата се определя от нивото на слънчевата активност. За да се проучат особеностите на дългосрочното поведение на CR, беше организирано тяхното непрекъснато наблюдение. В края на 50 -те години на миналия век, до началото на Международната геофизична година, по целия свят е създадена мрежа от станции KL. У нас такава мрежа беше организирана от S.N. Вернов. Всяка станция включваше монитор за неутрони - устройство, което регистрира вторичния ядрено -активен компонент на CRs (главно неутрони), образуван по време на взаимодействието на CRs с ядрата на въздушните атоми. Тъй като бяха създадени доста станции и те бяха разположени повече или по -малко равномерно по целия свят, едновременното отчитане на тези инструменти направи възможно получаването на незабавна картина на разпределението на CR потоците в междупланетната среда. Експерименталните данни показват следното. Първо, при CR се наблюдава отчетлив 11-годишен цикъл. Когато Слънцето е спокойно и слънчевата активност е минимална, CR потокът в хелиосферата и в орбитата на Земята достига своите максимални стойности. При активно слънце, CR потокът е минимален. На фиг. 4, апоказва вариацията във времето на нивото на слънчевата активност (средногодишен брой слънчеви петна), а на фиг. 4, б- времеви ход на потока на GCR. Вижда се цикличност и ясна антифаза на кривите. Освен това на фиг. 4, апоказва посоките на полярните магнитни полета на Слънцето в същия период. Ако вземем за положителна фаза на 22 -годишния слънчев магнитен цикъл онези епохи, когато магнитните полета в северната полярна шапка са насочени навън от Слънцето, а в южната полярна шапка - навътре от Слънцето, тогава кривите показват, че CRs се държат различно в положителни и отрицателни фази на 22-годишния слънчев магнитен цикъл. В отрицателни фази (1960-1968 и 1982-1989) кривата на промяна на CR потока има заострена форма. По време на положителните фази (1972-1980 г. и от 1992 г. до днес) се наблюдава плато във временните вариации на потока CR. Такава разлика в поведението на CR, когато магнитните полета в междупланетната среда се различават по знак, е свързана с различната посока на скоростта на дрейфа на заредените частици в квазирегулярните магнитни полета на хелиомагнитосферата. Наред с дългосрочните вариации на CR, свързани с 11- и 22-годишните слънчеви цикли, CR преживяват промени в по-кратък период. Те включват преди всичко 27-дневните вариации на CR, причинени от въртенето на Слънцето. 27-дневните вариации на CR ясно се проявяват по време на периоди на развита слънчева активност и са слабо изразени през годините на тихо слънце. По правило амплитудата на тези вариации не надвишава 2% от общия поток. Ежедневните промени на CR са свързани с въртенето на Земята и неизотропното разпределение на CR потока в хелиосферата. Съществува клас периодични или квазипериодични вариации на CR, свързани, например, с годишното въртене на Земята около Слънцето, промени в положението на Земята спрямо равнината на слънчевия екватор и т.н. Наред с квазипериодичните вариации на CR има и техните спорадични промени, наречени намаляване на Форбуш, чиято същност е следната. Изведнъж, в рамките на няколко часа или по -малко, CR потокът, регистриран от наземните станции в земната атмосфера или на изкуствени спътници, започва рязко да намалява. В някои случаи амплитудата на този спад може да достигне десет процента. Такива събития се случват след мощни експлозии на Слънцето. Образува се разпространява с огромна скорост, достигайки 1000 км / сек и повече. Тази ударна вълна носи подсилена пред себе си, която не позволява на заредените частици да проникнат във високоскоростния поток. Следователно, когато Земята е зад ударния фронт на този поток, интензитетът на CR рязко спада. Тъй като слънчевите изблици се появяват най -често през високите години и съответно през тези периоди най -често се генерират ударни вълни, те най -често се наблюдават в активните слънчеви години. Намаляването на Форбуш често се случва по време на периоди на мощни смущения в земното магнитно поле (по време на геомагнитни бури), които също са причинени от въздействието на високоскоростен поток на слънчевия вятър върху земното магнитно поле. В началото на 70-те години изследването на ниско енергийни CR, проведено на космически кораби, доведе до откриването на аномалния CR компонент (ACR). Състои се от непълно йонизирани атоми He, C, N, O, Ne и Ar. Аномалията се проявява във факта, че в енергийния диапазон от няколко единици до няколко десетки MeV / нуклон спектърът на частиците ACR се различава значително от спектъра на GCR. Тук се наблюдава увеличаване на потока на частиците, което се смята, че е свързано с ускоряването на йони във ударната вълна на границата на хелиомагнитосферата и последващата дифузия на тези частици във вътрешните области на хелиосферата. В допълнение, разпространението на LAC елементите значително се различава от съответните стойности в GCR. Самото слънце също е източник (SCR). SCR са заредени частици, ускорени във факелните процеси на Слънцето до енергии, многократно по -високи от топлинни енергиичастици по повърхността му. SCR бяха записани за първи път в началото на 40-те години от йонизационни камери-наземни инструменти, които записват високоенергийни мюони. Какво е огнището на SCR? Астрономите, наблюдаващи Слънцето, са забелязали, че по време на растежа на слънчевата активност в активните области на повърхността на Слънцето, където са концентрирани много слънчеви петна и има сложна конфигурация от фотосферни магнитни полета, внезапно се появява ярко сияние в оптичния диапазон на спектър. Приблизително по същото време се наблюдава увеличаване на радиоизлъчването от Слънцето и много често появата на рентгеново и гама лъчение, придружаващо изхвърлянето на короналната материя под формата на поток от ускорени заредени частици. Понастоящем се смята, че основният източник на слънчева изригваща енергия е енергията на унищожаване на слънчевото магнитно поле в активната област и образуването на неутрален токов лист. Заредените SCR частици, ускорени в слънчева светлина, се изхвърлят в междупланетното пространство и след това се разпространяват в него. Разпространението на SCR в междупланетната среда се определя от условията, които са съществували в нея преди избухването. Ако условията бяха спокойни, тоест скоростта на слънчевия вятър не се различаваше твърде много от средната и магнитното поле не изпитваше значителни колебания, тогава SCR ще се разпространяват в съответствие със закона за дифузия, а дифузията по линиите на магнитното поле ще бъдете решаващи. Ако по време на слънчева изригване се генерира мощна ударна вълна, тогава частиците се ускоряват в предната част на вълната, докато се разпространява в слънчевата корона и в междупланетната среда. Най -често SCR в земната орбита се наблюдават, когато линията на магнитното поле, пресичаща мястото на изблик, преминава през Земята. Статистическият анализ на броя на регистрираните SCR събития с енергии над няколкостотин мегаелектронволта показва, че най -често се записват SCR, които са ускорени при изблици, които са се случили на западния крайник (ръба) на Слънцето. V последните годиниимаше доказателства, че ускорението на частиците може да се случи в предната част на ударна вълна близо до Слънцето. По този начин ускорените частици също могат да бъдат открити далеч от линията на връзка между изблика и наблюдателя. SCR изблици често се появяват по време на намаляване на Forbush. Потокът от заредени частици, ускорени при изблици на Слънцето, е огромен и представлява заплаха за всички живи същества. Магнитното поле и атмосферата спасяват Земята от това чудовищно излъчване. Въпреки това, астронавтите, тръгващи на далечни космически пътувания, например до Марс, трябва да имат ранна информация за възможността за подобни събития, за да предприемат защитни мерки. Учени от много страни по света в продължение на няколко десетилетия решават проблема с установяването на основните закони, регулиращи появата на SCR изблици и прогнозиране на такива събития. За съжаление, въпросът за ранното прогнозиране на SCR и определянето на техните основни характеристики в орбитата на Земята все още е далеч от решаване. CR, преди да достигне земната повърхност, трябва да премине през земното магнитно поле (магнитосфера) и земната атмосфера. Магнитното поле на Земята има сложна структура. Вътрешната област на магнитосферата с размери на няколко радиуса на Земята ( R⊕ = 6378 км) има диполна структура. От страната на Земята, обърната към Слънцето, на разстояние ~ 10 R⊕ Слънчевият вятър и земното магнитно поле в резултат на взаимодействие образуват стояща ударна вълна. На това разстояние слънчевият вятър тече около магнитното поле, прекъсвайки част от силовите линии на предната (осветена) граница на земното магнитно поле и ги прехвърля към нощната страна на Земята, образувайки опашката на магнитосфера. Опашката на магнитосферата, състояща се от отворени силови линии, се простира на разстояние от няколкостотин радиуса на Земята. На фиг. 5 схематично изобразява земната магнитосфера. CR, попадайки в геомагнитосферата, се движи в нея по сложен начин, тъй като всяка заредена частица в магнитно поле се въздейства от силата на Лоренц, равна на F=(q/° С)[v× Б], където q- заряд на частици, ° С- скоростта на светлината във вакуум, vе скоростта на частиците и Б- индукция на магнитно поле. Знаейки F, може да се определи траекторията на частица от уравнението м(дv/dt)=(q/° С)[v× Б], Където ме масата на частицата. Защото Бкомплексно зависи от координатите на точката на наблюдение, тогава изчисляването на траекторията на частица в магнитното поле на Земята е немислимо без използването на мощни компютри и подходящ софтуер и стана възможно само в наше време. В началото на нашия век движението на заредени частици в полето на магнитен дипол се разглежда от шведския учен С. Стермер. В магнитно поле движението на частица се определя от нейната магнитна твърдост R=настолен компютър/q, където стре инерцията на частицата. Частици със същата твърдост R, ще се движи в същото поле по същия начин. Изчисленията показват, че частицата ще падне тази точкамагнитосфера, ако магнитната й твърдост надвишава определена минимална стойност, наречена твърдост на геомагнитното прекъсване Rмин. Имащи частици R R min, те не могат да стигнат до дадена точка на магнитосферата под даден ъгъл. Обикновено стойността Rизразени в мега- или гигаволта: MV или GV. Частици с много малки стойности проникват в полярните области на геомагнитосферата, в областите на магнитните полюси R... Въпреки това, докато се придвижваме към геомагнитния екватор, стойността R min значително се увеличава и достига стойности от ~ 15 GV. По този начин, ако потокът на CR се измерва, движейки се от полюса към екватора, тогава стойността му постепенно ще намалява, тъй като магнитното поле на Земята ще предотврати тяхното проникване. Това явление се нарича географски ширина на CR. Откриването на географската ширина на CRs служи като доказателство, че CRs са заредени частици. Свойството на геомагнитосферата да предава CR до дадена точка с твърдост само по -висока R min се използва за CR наблюдения в различни енергийни диапазони. За тези цели CR се измерва в райони на полярни, средни и екваториални ширини с различни стойности с помощта на стандартни инструменти (неутронни монитори, кубични телескопи, радио сонди и др.) Rмин. Скоро след първите изстрелвания през 1958 г. от американеца Дж. Ван Алън и съветските учени С.Н. Вернов и А.Е. Чудаков откри вътрешните и външните радиационни пояси на Земята. са магнитни капани за заредени частици. Ако частица попадне в такъв капан, тя се улавя и живее в нея дълго време. Следователно, в радиационните пояси потоците на уловените частици са огромни в сравнение с потоците извън поясите. Радиационните колани са показани схематично на фиг. 5. Вътрешният пояс се състои главно от протони и се намира на разстояние няколко хиляди километра от земната повърхност, ако разстоянието се измерва в екваториалната равнина. Основният механизъм, който доставя протони към вътрешния радиационен пояс, е механизмът на бавен неутронен разпад. Неутроните се образуват по време на взаимодействието на CR с ядрата на въздушните елементи. Това са нестабилни частици с живот около 10 минути. Някои от неутроните имат достатъчна скорост, за да напуснат атмосферата (границата на атмосферата се намира на височина ~ 30-35 км), за да влязат в района на геомагнитния капан и да се разпадат там: н→стр+ e - + ν. Измерванията и изчисленията на неутронните потоци, идващи от земната атмосфера, показват, че този източник е основният доставчик на протони към вътрешния радиационен пояс. Максималният поток от уловени протони на вътрешния радиационен пояс (протони с E> 35 MeV) е фиксиран на разстояние около 1,5 R ⊕ . На фиг. 5, сенчестите зони представляват зоните на улавяне на частици - радиационните пояси на Земята. Магнитосферата на Земята не е симетрична от деня и нощта; следователно регионите за улавяне на частици също са различни. Тази разлика е причинена от ефекта на слънчевия вятър върху геомагнитосферата и засяга особено нейните външни области. Следователно се наблюдава силна асиметрия в местоположението на областта на улавяне за частици от външния радиационен пояс и в много по -малка степен за частици от вътрешния пояс. V последните временаролята на CR в атмосферните процеси привлича все повече внимание. Въпреки че енергийната плътност на CR е ниска в сравнение със съответните стойности на различни атмосферни процеси, CR играят решаваща роля в някои от тях. В земната атмосфера на височина по -малка от 30 км, CRs са основният източник на образуване на йони. Процесите на кондензация и образуването на водни капчици до голяма степен зависят от плътността на йони. По този начин, по време на Forbush намалява, облачността и валежите намаляват. След слънчевите изблици и пристигането на SCRs на Земята, количеството облачност и нивото на валежите се увеличават. Тези промени както в първия, така и във втория случай са значителни - поне 10%. След нахлуването в полярните области на Земята от големи потоци нискоенергийни частици от слънчевите изригвания се наблюдава промяна в температурата в горните слоеве на атмосферата. CLs участват активно във формирането на мълния. В момента влиянието на CR върху концентрацията на озон и върху други процеси в атмосферата се изследва активно. CR са интересен природен феномен и, както всичко останало в природата, тя е тясно свързана с други процеси в звездни обекти, в нашата Галактика, на Слънцето, в хелиомагнитосферата и в земната атмосфера. Човек вече знае много за CR, но такива важни въпроси като причините за ускоряването на CR, включително до такива гигантски ценности като E
Космически лъчи
12.12.2005 20:11
|"Енциклопедия на Сорос"
1. Въведение
2. Галактически космически лъчи
3. Гама-астрономия на високи и свръхвисоки енергии
4. Модулационни ефекти в космическите лъчи
5. Слънчеви космически лъчи
6. Космически лъчи в магнитосферата и атмосферата на Земята
7. Заключение
Космическите лъчи (радиация) са частици, които запълват междузвездното пространство и непрекъснато бомбардират Земята. Те са открити през 1912 г. от австрийския физик Хес с помощта на йонизационна камера в балон. Максималните енергии на космическите лъчи са 10 21 eV, т.е. са с много порядки по -големи от енергиите, достъпни за съвременните ускорители (10 12 eV). Следователно изследването на космическите лъчи играе важна роля не само във физиката на космоса, но и във физиката на елементарните частици. Редица елементарни частици за първи път бяха открити именно в космическите лъчи (позитрон - Андерсън, 1932; муон () - Недермайер и Андерсън, 1937; пион () - Пауъл, 1947). Въпреки че космическите лъчи включват не само заредени, но и неутрални частици (особено много фотони и неутрино), заредените частици обикновено се наричат космически лъчи.
Когато се обсъждат космическите лъчи, е необходимо да се изясни кои лъчи се обсъждат. Разграничават се следните видове космически лъчи:
1. Галактически космически лъчи - космически частици, идващи на Земята от недрата на нашата Галактика. Те не включват частици, генерирани от Слънцето.
2. Слънчеви космически лъчи - космически частици, генерирани от слънцето.
Потокът от галактически космически лъчи, бомбардиращи Земята, е приблизително изотропен и постоянен във времето и възлиза на 1 частица / см 2 сек (преди да влезе в земната атмосфера). Плътността на енергията на галактическите космически лъчи е 1 eV / cm 3, което е сравнимо с общата енергия на електромагнитното излъчване от звездите, топлинното движение на междузвездния газ и галактическото магнитно поле. По този начин космическите лъчи са важен компонент на Галактиката.
Състав на галактически космически лъчи:
Ядрен компонент- 93% протони, 6,5% хелиеви ядра,<1% более тяжелых ядер (т.е. отвечает распространенности ядер во Вселенной).
Електрони.Техният брой е 1% от броя на ядрата.
Позитрони.Техният брой е 10% от броя на електроните.
Антиадронисъставляват по -малко от 1%.
Енергиите на галактическите космически лъчи обхващат огромен диапазон - не по -малко от 15 порядъка (10 6 -10 21 eV). Техният поток за частици с E> 10 9 eV бързо намалява с увеличаване на енергията. Енергийният спектър на ядрения компонент, с изключение на ниските енергии, се подчинява на израза
n (E) = n o E -, (15.5)
където n o е константа и 2,7 за E<10 15 ýÂ è 3.1-3.2 ïðè E>10 15 eV. Енергийният спектър на ядрения компонент е показан на фигура 15.6.
Потокът от свръхвисоки енергийни частици е изключително малък. Така средно не повече от една частица с енергия 10 20 eV пада на площ от 10 km 2 годишно. Характерът на спектъра за електрони с енергия> 10 9 eV е подобен на този, показан на фиг. 15.6. Потокът от галактически космически лъчи не се е променил поне 1 милиард години.
Галактическите космически лъчи очевидно са с нетермичен произход. Наистина максималните температури (10 9 K) се достигат в центъра на звездите. В този случай енергията на топлинното движение на частиците е 10 5 eV. В същото време частиците на галактическите космически лъчи, които достигат до околностите на Земята, обикновено имат енергия> 10 8 Â Â.
Ориз. 15.6. Енергиен спектър на ядрения компонент на космоса
лъчи. Енергията се дава в системата на центъра на масата.
Има основателни причини да се смята, че космическите лъчи се генерират главно от експлозии на свръхнови (други източници на космически лъчи са пулсари, радио галактики, квазари). В нашата Галактика експлозии на свръхнови се случват средно поне веднъж на всеки 100 години. Лесно е да се изчисли, че за да се поддържа наблюдаваната енергийна плътност на космическите лъчи (1 eV / cm 3), е достатъчно те да прехвърлят само няколко процента от мощността на експлозията. Протоните, по -тежките ядра, електроните и позитроните, изхвърлени по време на експлозии на свръхнови, се ускоряват допълнително в специфични астрофизични процеси (те ще бъдат разгледани по -долу), придобивайки енергийните характеристики, присъщи на космическите лъчи.
В състава на космическите лъчи практически няма метагалактични лъчи, т.е. в капан в нашата Галактика отвън. Всички наблюдавани свойства на космическите лъчи могат да бъдат обяснени въз основа на факта, че те се образуват, натрупват и задържат дълго време в нашата Галактика, бавно изтичайки в междугалактическото пространство. Ако космическите частици се движеха по права линия, те щяха да излязат от Галактиката няколко хиляди години след появата си. Такова бързо изтичане би довело до незаменими загуби и рязко намаляване на интензивността на космическите лъчи.
Всъщност наличието на междузвездно магнитно поле със силно заплетена конфигурация на полеви линии кара заредените частици да се движат по сложни траектории (това движение прилича на дифузия на молекули), увеличавайки времето на пребиваване на тези частици в Галактиката с хиляди пъти . Възрастта на по -голямата част от космическите лъчи се изчислява на десетки милиони години. Космическите частици със свръхвисоки енергии се отклоняват слабо от галактическото магнитно поле и напускат Галактиката сравнително бързо. Това може да обясни прекъсването на спектъра на космическите лъчи при енергия 310 15 А.
Нека се спрем много накратко на проблема с ускорението на космическите лъчи. Частици космически лъчи се движат в разрядена и електрически неутрална космическа плазма. Той няма значителни електростатични полета, способни да ускоряват заредените частици поради потенциалната разлика между различните точки на траекторията. Но в плазмата, електрически полетаиндукционен и импулсен тип. Така че индукционното (вихрово) електрическо поле се появява, както е известно, с увеличаване на силата на магнитното поле с времето (т.нар. Ефект на бетатрон). Ускорението на частиците може да бъде причинено и от взаимодействието им с електрическото поле на плазмените вълни в региони с интензивна плазмена турбуленция. Има и други механизми за ускорение, върху които не можем да се спрем в този курс. По -подробно разглеждане показва, че предложените ускорителни механизми са в състояние да осигурят увеличаване на енергията на заредени частици, изхвърлени при експлозии на свръхнови от 10 5 до 10 21 BV.
Заредените частици, излъчвани от Слънцето - слънчевите космически лъчи - са много важен компонент на космическото излъчване, което бомбардира Земята. Тези частици се ускоряват до високи енергии в горната част на атмосферата на Слънцето по време на слънчеви изригвания. Слънчевите изригвания са обект на специфични времеви цикли. Най -мощните се повтарят с период от 11 години, по -малко мощните - със период от 27 дни. Мощните слънчеви изригвания могат да увеличат потока от космически лъчи, падащи на Земята от Слънцето с 10 6 пъти в сравнение с галактическия.
В сравнение с галактическите космически лъчи, слънчевите космически лъчи съдържат повече протони (до 98-99% от всички ядра) и съответно по-малко ядра на хелий (1,5%). На практика в тях няма други ядра. Съдържанието на ядра със Z2 в слънчевите космически лъчи отразява състава слънчева атмосфера... Енергиите на частиците от слънчевите космически лъчи варират в диапазона 10 5 -10 11 eV. Техният енергиен спектър има формата на степенна функция (15.5), където - намалява от 7 на 2 с намаляването на енергията.
Всички горепосочени характеристики на космическите лъчи се отнасят до космическите частици преди да влязат в земната атмосфера, т.е. към т.нар първична космическа радиация... В резултат на взаимодействие с ядрата на атмосферата (главно кислород и азот), високоенергийните частици на първичните космически лъчи (предимно протони) създават голямо числовторични частици - адрони (пиони, протони, неутрони, антинуклеони и др.), лептони (мюони, електрони, позитрони, неутрино) и фотони. Развива се сложен многоетапен каскаден процес. Кинетичната енергия на вторичните частици се изразходва главно за йонизация на атмосферата.
Дебелината на земната атмосфера е около 1000 g / cm 2. В същото време диапазоните на високоенергийните протони във въздуха са 70-80 g / cm 2, а хелиевите ядра са 20-30 g / cm 2. По този начин високоенергийният протон може да изпита до 15 сблъсъка с атмосферни ядра, а вероятността да достигне морското равнище в близост до първичния протон е изключително малка. Първият сблъсък обикновено се случва на височина 20 км.
Лептоните и фотоните се появяват в резултат на слаби и електромагнитни разпадания на вторични адрони (главно пиони) и производството на двойки e - e + от кванти в кулоновото поле на ядра:
ÿÿî + î + e - + e +.
Така вместо една първична частица се появяват голям брой вторични, които са разделени на адронни, мюонни и електронно-фотонни компоненти. Подобно на лавина увеличение на броя на частиците може да доведе до факта, че при максимума на каскадата техният брой може да достигне 10 6 -10 9 (при енергията на първичния протон> 10 14 eV). Такава каскада обхваща голяма площ (много квадратни километри) и се нарича обширен въздушен душ(Фигура 15.7).
След достигане на максималния размер, каскадата се разпада главно поради загубата на енергия за йонизация на атмосферата. Главно релативистки мюони достигат до повърхността на Земята. Електронно-фотонният компонент се абсорбира по-силно и адронният компонент на каскадата „умира“ почти напълно. Като цяло потокът от частици космически лъчи на морското равнище е около 100 пъти по -малък от потока на първичните космически лъчи, възлизащ на около 0,01 частици / cm 2 s.
Космически лъчи - потоци от бързо заредени частици - протони, електрони, различни ядра химични елементилетящи в различни посоки в космоса със скорост над 100 000 км / сек. Влизайки в земната атмосфера, частици космически лъчи се сблъскват в нея с ядрата на азотни и кислородни атоми и ги разрушават. В резултат на това се появяват потоци от нови елементарни частици. Такива частици, родени в атмосферата, се наричат вторични космически лъчи. Вторичните космически лъчи се записват със специални устройства - броячи на йонизиращи частици или с помощта на специални ядрени емулсии. Първичните космически лъчи практически не достигат до Земята и само малко от тях се записват високо в планините. Изследванията на тези частици се извършват главно извън земната атмосфера, използвайки съвременни космически технологии.
По -голямата част от космическите лъчи, пристигащи на Земята, имат енергия повече от eV (1 eV е равно на J). За сравнение, нека посочим, че във вътрешността на Слънцето, където материята се нагрява до температура от 15 000 000 K, средната енергия на плазмените частици само малко надвишава 103 eV, тоест тя е в пъти по -малка от тази на космическата лъчи.
Космическите лъчи всяка секунда проникват буквално във всеки квадратен сантиметър междупланетно и междузвездно пространство. Площ с повърхност 1 m2 получава средно около 10 000 частици в секунда. Това са предимно частици със сравнително ниска енергия. Колкото повече енергия на космическите частици, толкова по -рядко се появяват. По този начин частиците с много висока енергия над eV попадат средно веднъж годишно на площ от 1 m2.
Частиците с фантастична енергия в eV са изключително редки. Откъде са успели да получат толкова много енергия остава неизвестно.
Повече от 90% от първичните космически лъчи на всички енергии са протони, около 7% са частици (ядра на атоми на хелий), около 2% са ядрата на атомите, по -тежки от хелия, и около 1% са електрони.
По своята природа космическите лъчи се делят на слънчеви и галактически.
Слънчевите космически лъчи имат относително ниска енергия и се образуват главно по време на слънчеви изригвания (вж. Слънчева активност). Ускорението на частиците на тези космически лъчи се случва в хромосферата и короната на Слънцето. Слънчевите потоци от космически лъчи след особено силни слънчеви изблици могат да бъдат сериозни опасност от радиацияза астронавти.
Първичните космически лъчи, идващи отвън в Слънчевата система, се наричат галактически. Те се движат в междузвездното пространство по доста сложни траектории, като постоянно променят посоката си на полет под въздействието на магнитното поле, което съществува между звездите на нашата Галактика.
Чертеж (вижте оригинала)
Електроните, които изграждат космическите лъчи, постепенно се забавят в магнитното поле, губейки енергия от излъчването на радиовълни. Такова излъчване се нарича синхротронно излъчване. Записва се с радиотелескопи. Наблюдавайки го, е възможно да се идентифицират области с повишена концентрация на космически лъчи. Оказа се, че космическите лъчи са концентрирани главно в диска на нашата Галактика, дебел няколко хиляди светлинни години (близо до равнината на Млечния път). Общата енергия на всички космически лъчи в този слой се измерва с гигантска фигура - Дж.
Основният източник на космически лъчи в междузвездното пространство очевидно са експлозии на свръхнови. Неслучайно остатъците от свръхнови имат мощно синхротронно излъчване. Бързо въртящите се намагнетизирани неутронни звезди също допринасят. Те са способни да предават голяма енергия на заредени частици. Активните галактически ядра, както и радиогалактиките с характерни изхвърляния на материята, придружени от много мощно радиоизлъчване, могат да бъдат много мощни източници на космически лъчи.
Получавайки висока енергия, частици космически лъчи се скитат през Галактиката в различни посоки в продължение на десетки милиони години, преди да загубят енергията си при сблъсъци с атоми на разредения междузвезден газ.
Изследването на космическите лъчи е една от най -завладяващите области на астрофизиката. Наблюденията на космическите лъчи (директна регистрация на тях, анализ на синхротронното излъчване или ефектите от тяхното взаимодействие с околната среда) позволяват да се получи по -задълбочено разбиране на механизмите на освобождаване на енергия по време на различни космически процеси, за да се установи физични свойствамеждузвездната среда под непрекъснатото влияние на космическите лъчи. Наблюденията са важни и за изучаване на физиката на онези елементарни частици, които възникват при взаимодействието на космическите лъчи с материята. Изследванията, извършени с помощта на космически кораби, включително тези, изстреляни през 60 -те години, допринесоха значително за този клон на физиката. в СССР четири тежки спътника "Протон".
КОСМИЧЕСКИ ЛЪЧИ,потоци високоенергийни заредени частици, които идват на Земята от всички посоки от космоса и непрекъснато бомбардират нейната атмосфера. Съставът на космическите лъчи е доминиран от протони, има и електрони, хелиеви ядра и по -тежки химични елементи (до ядра с заряд Z ≈ 30). Най -разпространени в космическите лъчи са ядрата на водородни и хелиеви атоми (съответно ≈85 и ≈10%). Делът на другите ядра е малък (не надвишава ≈5%). Малка част от космическите лъчи са електрони и позитрони (по -малко от 1%). Космическата радиация, падаща на границата на земната атмосфера, включва всички стабилни заредени частици и ядра с живот от порядъка на 10 6 години или повече. По същество само частици, ускорени в далечни астрофизични източници, могат да бъдат наречени наистина „първични“ космически лъчи, а частиците, образувани при взаимодействието на първичните космически лъчи с междузвезден газ, могат да бъдат наречени „вторични“. И така, електроните, протоните и ядрата на хелий, както и въглеродът, кислородът, желязото и др., Синтезирани в звезди, са първични. Напротив, ядрата на литий, берилий и бор трябва да се считат за вторични. Антипротоните и позитроните са частично, ако не напълно, вторични, но тази част от тях, която може да е с първичен произход, понастоящем е обект на изследване.
История на изследванията на космическите лъчи
В началото. 20-ти век в експерименти с електроскопи и йонизационни камерие установена трайна остатъчна йонизация на газове, причинена от някакъв вид проникваща радиация. За разлика от радиацията от радиоактивни вещества заобикаляща среда, проникващата радиация не може да бъде блокирана дори от дебели слоеве олово. Извънземният характер на откритата проникваща радиация е установен през 1912 г. (W. Hess, Нобелова награда, 1936) в експерименти с йонизационни камери на балони. Установено е, че с увеличаване на разстоянието от земната повърхност йонизацията, причинена от проникващата радиация, се увеличава. Неговата извънземен произходнай -накрая беше доказано от Р. Миликанпрез 1923–26 г. в експерименти за поглъщане на радиация от атмосферата (именно той въвежда термина „космически лъчи“).
Природата на космическите лъчи до 40 -те години на миналия век. остана неясен. През това време интензивно се развива ядрената посока на изследване на космическите лъчи (ядрено -физически аспект) - изучаването на взаимодействието на космическите лъчи с материята, образуването на вторични частици и тяхното поглъщане в атмосферата. Тези изследвания, извършени с помощта на телескопи, броячи, камери на Уилсън и ядрени фотографски емулсии (повдигнати на балони в стратосферата), доведоха по -специално до откриването на нови елементарни частици - позитрон (1932), мюон(1936), π-мезон (1947).
Систематични проучвания на въздействието геомагнитно полевърху интензитета и посоката на пристигане на първичните космически лъчи показа, че по -голямата част от частиците на космическите лъчи имат положителен заряд. Това е свързано с асиметрията на изток-запад на космическите лъчи: поради отклонението на заредени частици в магнитното поле на Земята, повече частици идват от запад, отколкото от изток. Използването на фотографски емулсии направи възможно установяването на ядрения състав на първичните космически лъчи (1948 г.): бяха открити следи от ядрата на тежки химични елементи, до желязото. Първичните електрони в космическите лъчи са регистрирани за първи път едва през 1961 г. при стратосферни измервания.
От края. 1940 -те години проблемите с произхода и временните вариации на космическите лъчи (космофизичният аспект) излязоха на преден план.
Характеристики и класификация на космическите лъчи
Космическите лъчи приличат на силно разреден релативистичен газ, чиито частици практически не взаимодействат помежду си, но изпитват редки сблъсъци с материя в междузвездната и междупланетната среда и са изложени на космически магнитни полета. Частиците на космическите лъчи имат огромна кинетична енергия (до E kin ~ 10 21 eV). В близост до Земята по -голямата част от потока на космическите лъчи се състои от частици с енергия от 10 6 eV до 10 9 eV, след което потокът на космическите лъчи рязко отслабва. Така че, при енергия ~ 10 12 eV, не повече от 1 частица / (m 2 ∙ s) пада на границата на атмосферата, а при E kin ~ 10 15 eV - само 1 частица / (m 2 ∙ година) . Това се дължи на определени трудности при изучаването на космическите лъчи с висока и свръхвисока (екстремна) енергия. Въпреки че общият поток от космически лъчи близо до Земята е малък (само около 1 частица / (cm 2 ∙ s)), тяхната енергийна плътност (около 1 eV / cm 3) в нашата Галактика е сравнима с енергийната плътност на общата електромагнитна излъчване на звезди, енергията на топлинно движение на междузвездния газ и кинетичната енергия на неговите турбулентни движения, както и енергийната плътност на магнитното поле на Галактиката. Оттук следва, че космическите лъчи трябва да играят важна роля в много астрофизични процеси.
Друга важна характеристика на космическите лъчи е нетермичният произход на тяхната енергия. Всъщност дори при температура ~ 10 9 K, очевидно близка до максимума за звездния интериор, средната енергия на топлинното движение на частиците е ≈3 ∙ 10 5 eV. Повечето частици космически лъчи, наблюдавани в близост до Земята, имат енергията на Св. 10 8 eV. Това означава, че космическите лъчи придобиват енергия чрез ускорение в специфични астрофизични процеси с плазмена и електромагнитна природа.
Според произхода си космическите лъчи могат да бъдат разделени на няколко групи: 1) космически лъчи с галактически произход (галактически космически лъчи); техният източник е нашата Галактика, в която частиците се ускоряват до енергии от порядъка на 10 18 eV; 2) космически лъчи с метагалактичен произход (метагалактически космически лъчи); те се образуват в други галактики и имат най -високи ултрарелативистични енергии (над 10 18 eV); 3) слънчеви космически лъчи; генерирани на или близо до Слънцето по време на слънчеви светкавиции изхвърляне на коронална маса; енергията им варира от 10 6 eV до St. 10 10 eV; 4) аномални космически лъчи; образувани в Слънчевата система в периферията на хелиосферата; енергиите на частиците са 1–100 MeV / нуклон.
Според съдържанието на ядра от литий, берилий и бор, които се образуват в резултат на взаимодействия на космически лъчи с атоми междузвездна среда, възможно е да се определи количеството материя X, през което са преминали космическите лъчи, скитащи в междузвездната среда. Стойността X е приблизително равна на 5-10 g / cm 2. Времето на скитане на космическите лъчи в междузвездната среда (или техния живот) и стойността на X са свързани със съотношението X≈ ρvt, където ρ е средната плътност на междузвездната среда, която е ~ 10-24 g / cm 3, t е времето на скитане на космическите лъчи в тази среда, v е скоростта на частиците. Обикновено се приема, че стойността на v за ултрарелативистични космически лъчи е практически равна на скоростта на светлината c, така че техният живот е приблизително. 3 · 10 8 години. То се определя или от бягството на космическите лъчи от Галактиката и нейния ореол, или от тяхното поглъщане поради нееластични взаимодействия с материята на междузвездната среда.
Нахлувайки в земната атмосфера, първичните космически лъчи разрушават ядрата на най -често срещаните химични елементи в атмосферата - азот и кислород - и генерират каскаден процес, при който всички известни в момента елементарни частиципо-специално такива вторични частици като протони, неутрони, мезони, електрони, както и γ-кванти и неутрино. Обичайно е пътят, изминат от частица от космически лъч в атмосферата преди сблъсък, да се характеризира с количеството вещество в грамове, затворено в колона със сечение 1 cm 2, тоест да се изрази обхватът на частиците в g / cm 2 атмосферно вещество. Това означава, че след преминаване през атмосферата x (g / cm 2) от протонен лъч с начален интензитет I 0, броят на протоните, които не са преживели сблъсъци, ще бъде равен на I = I 0 exp (–x / λ) , където λ е средният обхват на частицата. За протоните, които съставляват по -голямата част от първичните космически лъчи, обхватът λ във въздуха е ≈70 g / cm 2, за ядрата на хелий λ ≈ 25 g / cm 2, за по -тежките ядра - дори по -малко. Първият сблъсък с атмосферата се наблюдава от протони на средна надморска височина 20 km (x ≈ 70 g / cm 2). Дебелината на атмосферата на морското равнище е еквивалентна на 1030 g / cm 2, тоест съответства на около 15 ядрени диапазона за протони. Оттук следва, че вероятността да се достигне повърхността на Земята без да се претърпят сблъсъци е незначителна за първична частица. Следователно, на повърхността на Земята космическите лъчи се откриват само от слабите ефекти на йонизацията, създадени от вторични частици.
Космически лъчи близо до Земята
Космическите лъчи с галактически и метагалактичен произход заемат огромен енергиен диапазон, обхващащ около 15 порядъка, от 10 6 до 10 21 eV. Енергиите на слънчевите космически лъчи, особено по време на мощни слънчеви изригвания, могат да достигнат големи стойности, но характерната стойност на тяхната енергия обикновено не надвишава 10 9 eV. Следователно разделението на космическите лъчи на галактически и слънчеви е напълно оправдано, тъй като характеристиките и източниците на слънчеви и галактически космически лъчи са напълно различни.
При енергии под 10 GeV / нуклон интензитетът на галактическите космически лъчи, измерени в близост до Земята, зависи от нивото на слънчевата активност (по -точно от междупланетното магнитно поле, което се променя по време на слънчевите цикли). При по -високи енергии интензитетът на галактическите космически лъчи е практически постоянен във времето. Според съвременните концепции, космическите лъчи на галактиката завършват в енергийния диапазон между 10 17 и 10 18 eV. Произходът на космическите лъчи с изключително високи енергии най -вероятно не е свързан с Галактиката.
Има четири начина да се опишат спектрите на различните компоненти на космическите лъчи. 1. Броят на частиците на единица твърдост. Разпространението (и вероятно също ускорението) на частици в космическите магнитни полета зависи от радиуса на Лармор r L или магнитната твърдост на частицата R, която е продукт на радиуса на Лармор и магнитната индукция B: R = r LB = pc / (Ze), където p и Z са импулсът и зарядът на частицата (в единици на електронен заряд e), c е скоростта на светлината. 2. Броят на частиците на единица енергия на нуклон. Фрагментацията на ядра, разпространяваща се през междузвездния газ, зависи от енергията на нуклеон, тъй като количеството му се запазва приблизително, когато ядрото се разрушава при взаимодействие с газа. 3. Броят на нуклоните на единица енергия на нуклон. Генерирането на вторични частици в атмосферата зависи от интензитета на нуклоните на единица енергия на нуклон, почти независимо от това дали нуклеоните, падащи в атмосферата, са свободни протони или са свързани в ядра. 4. Броят на частиците на единица енергия на ядро. Експерименти върху обширни въздушни душове, които използват атмосферата като калориметър, обикновено измерват количество, което е свързано с общата енергия на частица. Единиците за измерване на диференциалния интензитет на частици I имат формата (cm –2 s –1 sr –1 E –1), където енергията E е представена в единици на една от четирите променливи, изброени по -горе.
Наблюдаваният диференциален енергиен спектър на космическите лъчи в енергийния диапазон над 10 11 eV е показан на фиг. 1. Спектърът е описан със закон за мощността в много широк енергиен диапазон - от 10 11 до 10 20 eV с лека промяна в наклона от прибл. 3 · 10 15 eV (прегъване, понякога наричано „коляно“, коляно) и прибл. 10 19 eV („глезен“, глезен). Интегралният поток от космически лъчи над "глезена" е приблизително 1 частица / (км 2 · година).
Таблица 1. Относителното изобилие на различни ядра в галактическите и слънчевите космически лъчи, на Слънцето и други звезди (съдържанието на кислородни ядра се приема равно на 1,0)
| Ядро | Слънчеви космически лъчи | Слънцето | Звезди | Галактически космически лъчи |
|---|---|---|---|---|
| 1 З | 4600 * | 1445 | 925 | 685 |
| 2 Той | 70 * | 91 | 150 | 48 |
| 3 Ли | ? | <10 – 5 | <10 – 5 | 0,3 |
| 4 Be - 5 B | 0,02 | <10 – 5 | <10 – 5 | 0,8 |
| 6 С | 0,54 * | 0,60 | 0,26 | 1,8 |
| 7 N | 0,20 | 0,10 | 0,20 | <0,8 |
| 8 О. | 1,0 | 1,0 | 1,0 | 1,0 |
| 9 F. | <0,03 | 10 – 3 | <10 – 4 | <0,1 |
| 10 Не | 0,16 * | 0,054 | 0,36 | 0,30 |
| 11 Na | ? | 0,002 | 0,002 | 0,19 |
| 12 Mg | 0,18 * | 0,05 | 0,04 | 0,32 |
| 13 Ал | ? | 0,002 | 0,004 | 0,06 |
| 14 Si | 0,13 * | 0,065 | 0,045 | 0,12 |
| 15 P - 21 Sc | 0,06 | 0,032 | 0,024 | 0,13 |
| 16 S - 20 Ca | 0,04 * | 0,028 | 0,02 | 0,11 |
| 22 Ti - 28 Ni | 0,02 | 0,006 | 0,033 | 0,28 |
| 26 фев | 0,15 * | 0,05 | 0,06 | 0,14 |
* Наблюдателни данни за енергийния диапазон 1–20 MeV / нуклон, останалите данни в тази колона се отнасят за енергии ≥ 40 MeV / нуклон. Грешката на повечето от стойностите в таблицата е от 10 до 50%.
Интензитетът на първичните нуклони в енергийния диапазон от няколко GeV до 10 TeV или малко по -висок може приблизително да се опише с формулата IN (E) ≈1.8E –α нуклон / (cm 2 ∙ s ∙ sr ∙ GeV), където E е енергията на нуклон (включително енергията на покой), α ≈ (γ + 1) = 2,7 е индексът на диференциалния спектър, γ е интегралният спектрален индекс. ДОБРЕ. 79% от първичните нуклони са свободни протони, прибл. 70% от останалите частици са нуклони, свързани в хелиеви ядра. Фракциите (фракциите) на първичните ядра са почти постоянни в посочения енергиен диапазон (вероятно с леки вариации). На фиг. 2 показва спектъра на галактическите космически лъчи в енергийния диапазон над ≈400 MeV / нуклон. Основните компоненти на космическите лъчи са представени като функция на енергията на нуклон за определена епоха от цикъла на слънчевата активност. Количеството J (E) е броят на частиците, които имат енергия в диапазона от E до E + δE и преминават през единица повърхност за единица време за единица твърд ъгъл в посока, перпендикулярна на повърхността.
Таблица 2. Интензитет на галактическите космически лъчи с пълна енергия E≥ 2,5 GeV / нуклон извън магнитосферата на Земята близо до минималната слънчева активност и параметрите на диференциалния спектър КАи γ за протони (H ядро), α-частици (ядро He) и различни групи ядра
| Ядро | Основен заряд Z | Интензивност Аз(Z) в E≥ 2,5 GeV / нуклон, m –2 ∙ s –1 ∙ sr –1 | Показател на диференциалния спектър γ | Спектърна константа КА | Интервал E, GeV / нуклон |
|---|---|---|---|---|---|
| З | 1 | 1300 | 2,4 ± 0,1 | 4800 | 4,7–16 |
| Не | 2 | 88 | 2,5 ± 0,2 | 360 | 2,5–800 |
| Li, Be, B | 3–5 | 1,9 | |||
| C, N, O, F | 6–9 | 5,6 | 2,6 ± 0,1 | 25 ± 5 | 2,4–8,0 |
| Ne, Na, Mg, Al, Si, P, S, ... | ≥10 | 2,5 | 2,6 ± 0,15 | 12 ± 2 | 2,4–8,0 |
| Ca, Ti, Ni, Fe, ... | ≥20 | 0,7 |
Относителното изобилие от различни ядра в галактическите и слънчевите космически лъчи, както и (за сравнение) на Слънцето и други звезди, е дадено в Таблица 1 за района на относително ниски енергии (1–20 MeV / нуклон) и енергии ≥ 40 MeV / нуклон. Таблица 2 обобщава данните за интензитета на частиците на галактическите космически лъчи с по -високи енергии (≈2,5 GeV / нуклон). Таблица 3 съдържа разпределението на ядра на космическите лъчи с енергия ≈10.6 GeV / нуклон.
Таблица 3. Относително разпространение Fядра на космически лъчи при енергия 10,6 GeV / нуклон (съдържанието на кислородни ядра се приема за 1,0)
| Основен заряд Z | Елемент | F |
|---|---|---|
| 1 | З | 730 |
| 2 | Той | 34 |
| 3–5 | Li - B | 0,4 |
| 6–8 | С - О | 2,2 |
| 9–10 | F - Ne | 0,3 |
| 11–12 | Na - Mg | 0,22 |
| 13–14 | Al - Si | 0,19 |
| 15–16 | P - S | 0,03 |
| 17–18 | Cl - Ar | 0,01 |
| 19–20 | K - Ca | 0,02 |
| 21–25 | Sc - Mn | 0,05 |
| 26–28 | Fe - Ni | 0,12 |
Методи за изследване на космическите лъчи
Тъй като частиците на космическите лъчи се различават по енергията си с коефициент 10 15, трябва да се използват много различни методи и устройства за тяхното изследване (фиг. 3, вляво). В същото време широко се използва оборудване, инсталирано на спътници и космически ракети. В земната атмосфера измерванията се извършват с помощта на малки балони и големи балони с голяма надморска височина, на повърхността й - с помощта на наземни инсталации. Някои от тях достигат стотици квадратни километри по размер и се намират или високо в планините, или дълбоко под земята, или на големи дълбочини в океана, където проникват само вторични високоенергийни частици като мюони (фиг. 3, вляво). Повече от 60 години световната мрежа от станции за изучаване на вариациите на космическите лъчи - стандартни неутронни монитори и мюонни телескопи - непрекъснато регистрира космическите лъчи на земната повърхност. Ценна информация за галактическите и слънчевите космически лъчи се предоставя чрез наблюдения на големи инсталации като комплекса на Баксан за изучаване обширни въздушни душове .
Понастоящем основните видове детектори, използвани при изследването на космическите лъчи, са фотографски емулсии и рентгенови филми, йонизационни камери, газоразрядни броячи, неутронни броячи, черенковски и сцинтилационни броячи, твърдотелни полупроводникови детектори, искрови и дрейфови камери.
Изследванията на ядрената физика на космическите лъчи се извършват главно с помощта на броячи с голяма площ за запис на обширни въздушни душове, открити през 1938 г. (P. Auger). Душовете съдържат огромно количество вторични частици, които се образуват по време на инвазията на една първична частица с енергия ≥ 10 15 eV. Основната цел на тези наблюдения е да се изследват характеристиките на елементарен акт на ядрено взаимодействие при високи енергии. Наред с това те предоставят информация за енергийния спектър на космическите лъчи при енергии 10 15 –10 20 eV, което е много важно за търсенето на източници и механизми за ускоряване на космическите лъчи.
Потокът от частици с E ≈10 20 eV, изследван по методите на обширни въздушни душове, е много малък. Например само една частица с E ≈ 10 19 eV пада на 1 m 2 на границата на атмосферата за 1 милион години. За да регистрирате такива малки потоци, е необходимо да имате големи площи с инсталирани детектори, за да регистрирате достатъчен брой събития в разумен срок. През 2016 г. различни групи учени са регистрирали, според различни оценки, от 10 до 20 събития, генерирани от частици с максимална енергия до 3 ∙ 10 20 eV на гигантски инсталации за регистриране на обширни въздушни душове.
Наблюденията в космофизичния аспект се извършват по много различни методи, в зависимост от енергията на частиците. Вариациите на космическите лъчи с енергии 10 9 –10 12 eV се изучават, използвайки данни от световната мрежа от неутронни монитори, мюонни телескопи и други детектори. Наземните инсталации обаче са нечувствителни към частици с енергия поради атмосферното поглъщане.< 500 МэВ. Поэтому приборы для регистрации таких частиц поднимают на шарах-зондах в стратосферу до высот 30–35 км (рис. 3).
Извън атмосферни измервания на потока от космически лъчи с енергии 1–500 MeV се извършват с помощта на геофизични ракети, спътници и други космически кораби (космически сонди). Директни наблюдения на космическите лъчи в междупланетното пространство, започнати през 60 -те години. в орбита на Земята (близо до равнината на еклиптиката), от 1994 г. те се извършват над полюсите на Слънцето (космически кораб Ulysses, "Улис"). Космически сондиВояджър 1 и Вояджър 2 Вояджър 2), изстрелян през 1977 г., вече са достигнали границите на Слънчевата система. Така първият от тези космически кораби премина границата на хелиосферата през 2004 г., вторият - през 2007 г. Това се случи съответно на разстояния от 94 а.е. и 84 a.u. от слънцето. От 2016 г. и двете превозни средства изглежда се движат в облак от междузвезден прах, който е потопен в Слънчевата система.
По метода на космогенните изотопи са получени редица ценни резултати. Те се образуват от взаимодействието на космическите лъчи с метеорити и космически прах, с повърхността на Луната и други планети, с атмосферата или материята на Земята. Космогенните изотопи носят информация за вариациите на космическите лъчи в миналото и за слънчево-земните връзки. Например, според съдържанието на радиовъглерод 14 С в пръстените на дърветата ( радиовъглеродни датировки) е възможно да се изследват вариациите в интензитета на космическите лъчи през последните няколко хиляди години. Използвайки други дълготрайни изотопи (10 Be, 26 Al, 53 Mn и др.), Съдържащи се в метеорити, лунна почва, в дълбоководни седименти, е възможно да се възстанови картината на промените в интензитета на космическите лъчи през последните милиони от години.
С развитието на космическите технологии и радиохимичните методи за анализ стана възможно да се изследват характеристиките на космическите лъчи по техните следи (следи) в материята. Следите се образуват от ядра на космически лъчи в метеорити, лунна материя, в специални екземпляри -мишени, изложени на спътници и върнати на Земята, в шлемовете на космонавти, които са работили в космоса и т. Н. Непряк метод за изследване на космическите лъчи чрез йонизационни ефекти също е причинени от тях в долната част на йоносферата, особено в полярните ширини (например ефектът от повишеното поглъщане на къси радиовълни). В допълнение към йонизационните ефекти, космическите лъчи причиняват и образуването на азотни оксиди в атмосферата. Заедно с валежите (дъжд и сняг) оксидите се отлагат и натрупват в ледовете на Гренландия и Антарктида в продължение на много години. По съдържанието им в ледени колони (т. Нар. Нитратен метод) може да се прецени интензивността на космическите лъчи в миналото (преди десетки и стотици години). Тези ефекти са значителни главно по време на инвазията в атмосферата от слънчевите космически лъчи.
Произходът на космическите лъчи
Поради високата изотропия на космическите лъчи, наблюденията в близост до Земята не позволяват да се установи къде се образуват и как се разпределят във Вселената. На тези въпроси за първи път отговори радиоастрономията във връзка с откриването на космическо синхротронно излъчване в честотния диапазон 10 7 –10 9 Hz. Това излъчване се създава от електрони с много висока енергия (10 9 –10 10 eV), докато се движат в магнитните полета на Галактиката. Такива електрони, които са един от компонентите на космическите лъчи, заемат обширна област, обхващаща цялата Галактика и наречена галактически ореол. В междузвездни магнитни полета електроните се движат като другите високоенергийни заредени частици - протони и по -тежки ядра. Единствената разлика е, че поради малката си маса електроните, за разлика от по -тежките частици, интензивно излъчват радиовълни и по този начин се разкриват в отдалечени части на Галактиката, като индикатор за космическите лъчи.
През 1966 г. G. T. Zatsepin и V. A. Kuzmin (СССР) и K. Greisen (САЩ) предполагат, че спектърът на космическите лъчи при енергии над 3 · 10 19 eV трябва да „отсече“ (рязко се огъне) поради взаимодействието на високоенергийните частици с реликтово излъчване (т. нар. GZK ефект). Регистрацията на няколко събития с енергии E ≈1020 eV може да се обясни, ако приемем, че източниците на тези частици са на разстояние не повече от 50 Mpc от нас. В този случай взаимодействието на космическите лъчи с фотоните на реликтовото излъчване практически не се случва поради малкия брой фотони по пътя на частицата от източника до наблюдателя. Първите (предварителни) данни, получени през 2007 г. в рамките на големия международен „Project Auger“, очевидно за първи път показват наличието на ефекта на GZK при E> 3 · 10 19 eV. От своя страна това е аргумент в полза на метагалактичния произход на космическите лъчи с енергии над 10 20 eV, което е значително по -високо от прекъсването на спектъра поради ефекта на GZK. Предложени са различни идеи за разрешаване на парадокса на GZK. Една от хипотезите е свързана с възможното нарушаване на инвариантността на Лоренц при свръхвисоки енергии, в рамките на които неутралните и заредени π-мезони могат да бъдат стабилни частици при енергии над 10 19 eV и да бъдат част от първичните космически лъчи.
В началото. 1970 -те години изследването на галактическите космически лъчи с ниска енергия, проведено на космически кораби, доведе до откриването на аномалния компонент на космическите лъчи. Състои се от непълно йонизирани атоми He, C, N, O, Ne и Ar. Аномалията се проявява във факта, че в енергийния диапазон от няколко единици до няколко десетки MeV / нуклон спектърът на частиците се различава значително от спектъра на галактическите космически лъчи (фиг. 4). Наблюдава се увеличаване на потока на частиците, което се смята, че е свързано с ускоряването на йони при ударната вълна на границата на хелиомагнитосферата и последващата дифузия на тези частици във вътрешните области на хелиосферата. В допълнение, изобилието от елементи на аномални космически лъчи се различава значително от съответните стойности за галактическите космически лъчи.
От друга страна, според данните от юни 2008 г., получени от космическия кораб „Вояджър 1“, е отбелязано увеличение на потока от космически лъчи с относително ниски енергии (единици - десетки МеВ, фиг. 5). Тази първа информация за космическите лъчи, получена директно от междузвездната среда, повдига нови въпроси относно източниците и природата (механизмите на генериране) на аномалния компонент на космическите лъчи.
Механизми за ускоряване на космическите лъчи
Пълна теория за ускорението на космическите частици за целия енергиен диапазон, в който те се наблюдават, все още не е създадена. Дори по отношение на галактическите космически лъчи са предложени само модели, които обясняват най -съществените факти. Те трябва, на първо място, да включват стойността на енергийната плътност на космическите лъчи (≈ 1 eV / cm 3), както и степенната форма на техния енергиен спектър, която не претърпява резки промени до енергия на ≈ 3 × 10 15 eV, където показателят на диференциалния спектър на всички частици се променя от –2.7 на –3.1.
Сега експлозиите се считат за основен източник на галактически космически лъчи. свръхнови... Изискванията за енергийната мощност на източниците, генериращи космически лъчи, са много високи (мощността на генериране на космически лъчи трябва да бъде от порядъка на 3 · 10 33 W), така че обикновените звезди на Галактиката не могат да ги задоволят. Въпреки това, такава мощност може да бъде получена от експлозии на свръхнови (V. L. Ginzburg, S. I. Syrovatsky, 1963). Ако по време на експлозия се отделя енергия от порядъка на 10 44 J и експлозиите се случват с честота 1 път на 30–100 години, тогава общата им мощност е около 10 35 W, а само няколко процента от енергията на експлозията на свръхнова е достатъчна, за да осигури необходимата мощност на космическите лъчи.
В този случай обаче остава въпросът за образуването на наблюдавания спектър от галактически космически лъчи. Проблемът е, че макроскопичната енергия на намагнетизираната плазма (разширяващата се обвивка на свръхнова) трябва да се прехвърли на отделни заредени частици, като същевременно се осигури такова разпределение на енергията, което е значително различно от топлинното. Най -вероятният механизъм за ускоряване на галактическите космически лъчи до енергия от порядъка на 10 15 eV (и вероятно дори по -висок) изглежда е следният. Движението на черупката, изхвърлена по време на експлозията, генерира ударна вълна в заобикалящата межзвездна среда (фиг. 6). Дифузионното разпространение на заредени частици, уловени в процеса на ускорение, им позволява да преминават многократно фронта на удара (G.F. Krymsky, 1977). Всяка двойка последователни пресичания увеличава енергията на частицата пропорционално на вече достигнатата енергия (механизмът, предложен от Е. Ферми, 1949 г.), което води до ускоряване на частиците. С увеличаване на броя на пресичанията на фронта на удара, вероятността за напускане на областта на ускорение също се увеличава, така че с увеличаването на енергията броят на частиците намалява приблизително според степенния закон и ускорението се оказва много ефективен, а спектърът на ускорените частици е много твърд: µE –2.
При някои допускания на модела, предложената схема дава максималната енергия E max ~ 10 17 Z eV, където Z е зарядът на ускореното ядро. Изчисленият спектър на космическите лъчи до максимално достижимата енергия се оказва много твърд (µE –2). За да се компенсира разликата между теоретичните (–2) и експерименталните (–2.7) спектрални индекси, е необходимо значително омекотяване на спектъра по време на разпространението на космическите лъчи. Такова омекотяване може да се постигне поради енергийната зависимост на коефициента на дифузия на частиците при тяхното придвижване от източници към Земята.
Сред другите механизми на ускорение, по -специално, се обсъжда ускорение върху стояща ударна вълна по време на въртенето на неутронна звезда с мощно магнитно поле (~ 10 12 G). Максималната енергия на частиците в този случай може да достигне (10 17 –10 18) Z eV, а ефективното време на ускорение е 10 години. Ускорението на частиците е възможно и при ударни вълни, генерирани от сблъскващи се галактики. Такова събитие може да се случи с честота приблизително 1 път на 5 · 10 8 години; максималната достижима енергия в този случай се оценява на 3 · 10 19 Z eV. Процесът на ускорение от ударни вълни в струи, генерирани от активни галактически ядра, води до подобна оценка. Приблизително същите оценки са дадени от модели, свързани с разглеждането на ускорението от ударни вълни, причинено от натрупването на материя в галактическите купове. Най-големите оценки (до енергии от порядъка на 1021 eV) могат да бъдат получени в рамките на модела на космологичния произход на гама-изблиците. Обсъждат се и екзотични сценарии, при които конвенционалното ускорение на частиците изобщо не се изисква. При такива сценарии космическите лъчи възникват в резултат на разпадания или унищожаване на т.нар. топологични дефекти (космически струни, монополи и т.н.), възникнали в първите моменти от разширяването на Вселената.
Проблеми и перспективи
Изследването на космическите лъчи предоставя ценна информация за електромагнитните полета в различни региони на космоса. Информацията, "записана" и "пренесена" от частици на космическите лъчи по пътя им към Земята, се дешифрира при изследване на вариациите на космическите лъчи - пространствено -времеви промени в потока на космическите лъчи под въздействието на динамични, електромагнитни и плазмени процеси в междузвездното пространство , вътре в хелиосферата (в потока Слънчев вятър) и в околностите на Земята (в магнитосферата и атмосферата на Земята).
От друга страна, като естествен източник на високоенергийни частици, космическите лъчи играят незаменима роля в изучаването на структурата на материята и взаимодействията между елементарните частици. Енергиите на отделни частици от космическите лъчи са толкова големи, че те ще останат извън конкуренцията дълго време в сравнение с частиците, ускорени от най -мощните лабораторни ускорители. По този начин максималната енергия на частици (протони), получена в повечето съвременни наземни ускорители, обикновено не надвишава 10 12 eV. Само на 3.6.2015 г. в ЦЕРН на Големия адронен колайдер за първи път беше възможно да се ускорят протоните до енергии 1,3 ∙ 10 13 eV (с проектна максимална енергия 1,4 ∙ 10 13 eV).
Наблюденията в различни космически мащаби (Галактиката, Слънцето, магнитосферата на Земята и др.) Показват, че ускорението на частиците се случва в космическата плазма навсякъде, където има достатъчно интензивни нехомогенни движения и магнитни полета. Въпреки това, в големи количества и до много високи енергии, частиците могат да бъдат ускорени само когато много голяма кинетична енергия се предава на плазмата. Точно това се случва в такива грандиозни космически процеси като експлозии на свръхнови, активността на радио галактики и квазари.
През последните десетилетия е постигнат значителен напредък в разбирането на такива процеси, но остават много въпроси. Ситуацията все още е особено остра в района на високи и изключително високи енергии, където качеството на информацията (статистика на данните) все още не позволява да се правят еднозначни изводи за източниците на космическите лъчи и механизмите на тяхното ускорение. Надяваме се, че експериментите на Големия адронен колайдер ще предоставят информация за адронните взаимодействия до енергия ~ 10 17 eV и значително ще стеснят текущата несигурност, произтичаща от екстраполацията на феноменологични модели на адронни взаимодействия към областта на свръхвисоките енергии. Инсталациите за изследване на обширни въздушни душове от следващото поколение трябва да осигурят прецизни изследвания на енергийния спектър и състава на космическите лъчи в енергийния диапазон 10 17 –10 19 eV, където очевидно е преходът от галактически космически лъчи към космически лъчи на възниква извънгалактичен произход.
Наред с огромната роля на космическите лъчи в астрофизичните процеси, тяхното значение е важно за изучаване на далечното минало на Земята (изменението на климата, еволюцията на биосферата и т.н.), както и за решаването на някои практически проблеми (например мониторинг и прогнозиране космическо времеи осигуряване на радиационна безопасност на астронавтите).
В началото. 21 в. възможната роля на космическите лъчи в атмосферните и климатичните процеси привлича все по -голямо внимание. Въпреки че енергийната плътност на космическите лъчи е малка в сравнение с огромната енергия на различни атмосферни процеси, в някои от тях космическите лъчи изглежда играят решаваща роля. В земната атмосфера на височина по -малка от 30 км космическите лъчи служат като основен източник на йонно производство. Процесите на кондензация и образуването на водни капчици до голяма степен зависят от плътността на йони. Така при намаляване на интензитета на галактическите космически лъчи в зоната на смущения на слънчевия вятър в междупланетното пространство, причинени от слънчеви изригвания (т.нар. Ефект на Форбуш), облачността и нивото на валежите намаляват. След изблиците на Слънцето и пристигането на слънчевите космически лъчи на Земята, количеството облачност и нивото на валежите се увеличават. Тези промени, както в първия, така и във втория случай, възлизат на поне 10%. След нахлуването в полярните области на Земята от големи потоци ускорени частици от Слънцето се наблюдава промяна в температурата в горните слоеве на атмосферата. Космическите лъчи също участват активно във формирането на гръмотевична електричество. В началото. 21 в. интензивно се изследва влиянието на космическите лъчи върху концентрацията на озон и върху други процеси в атмосферата.
Всички тези ефекти се изучават подробно в рамките на по -общ проблем. слънчево-наземни връзки... Развитието на механизмите на тези връзки представлява особен интерес. По -специално, това се отнася до задействащия механизъм, при който енергийно слаб първичен ефект върху нестабилна система води до многократно увеличаване на вторичните ефекти, например до развитието на мощен циклон.
Доктор по физика и математика Б. ХРЕНОВ, Изследователски институт по ядрена физика Д. В. Скобелцин, Московски държавен университет М. В. Ломоносов.
Ракова мъглявина, изследвана в лъчи с различна дължина на вълната. Синьо - рентгенови лъчи (НАСА, рентгенова обсерватория Чандра), зелено - оптичен обхват (НАСА, обсерватория Хъбъл), червено - инфрачервено лъчение (ESA, обсерватория
Инсталиране на HESS в Намибия.
Енергийният спектър на гама кванти от Рака, измерен в съоръжението HESS (права линия приближава този спектър). Потокът от гама кванти с прагова енергия от 1 TeV е (2.26 ± 0.08) x 10 -11см -2· С -1.
Разпределение на посоката на пристигане на гама-лъчение с енергия 1-10 GeV в галактически координати, според спътника EGRET.
Детектор за частици в обсерваторията Pierre Auger.
Атмосферен флуоресцентен детектор: шест телескопа сканират атмосферата в 0-30 зрително поле Она височина над хоризонта и в зрителното поле 0-180 Опо азимут.
Карта на местоположението на детекторите в обсерваторията Pierre Auger в провинция Мендоса, Аржентина. Точките са детектори на частици.
Космическият детектор TUS ще наблюдава EAS от свръхвисока енергия от земната орбита.
Експериментални данни за енергийния спектър на космическите лъчи в широк диапазон от енергии на първичните частици. За компактно представяне на данните диференциалният поток на частиците се умножава по E3.
Струя релативистичен газ, изхвърлен от елиптичната галактика M87.
Енергийни спектри на гама кванти, измерени в съоръжението HESS: триъгълници - от източника M87, кръгове - от Рака. Потокът от гама кванти с прагова енергия от 1 TeV е (2.26 ± 0.08) x 10 –11см –2с – 1.
Изминаха почти сто години от момента, в който бяха открити космическите лъчи - потоци от заредени частици, идващи от дълбините на Вселената. Оттогава са направени много открития, свързани с космическата радиация, но все още има много загадки. Една от тях, може би най -интригуващата: къде се намират частици с енергия над 10 20 eV, тоест почти един милиард трилион електронволта, милион пъти по -голям, отколкото ще бъде получен в най -мощния ускорител - Големия адронен колайдер LHC? Какви сили и полета ускоряват частиците до такава чудовищна енергия?
Космическите лъчи са открити през 1912 г. от австрийския физик Виктор Хес. Той беше член на Виенския радиев институт и провеждаше изследвания на йонизирани газове. По това време те вече знаеха, че всички газове (включително атмосферата) винаги са били леко йонизирани, което показва наличието на радиоактивно вещество (като радий) или в състава на газа, или в близост до устройство, измерващо йонизацията, най -вероятно в земната кора. Експериментите с повдигане на йонизационния детектор в балон са замислени да проверят това предположение, тъй като йонизацията на газа трябва да намалява с разстоянието от земната повърхност. Отговорът беше обратното: Хес открива определена радиация, чийто интензитет нараства с височина. Това предполага, че идва от космоса, но е възможно окончателно да се докаже извънземния произход на лъчите едва след многобройни експерименти (В. Хес е удостоен с Нобелова награда едва през 1936 г.). Припомнете си, че терминът "радиация" не означава, че тези лъчи са чисто електромагнитни по природа (като слънчева светлина, радиовълни или рентгенови лъчи); той е бил използван за откриване на феномен, чиято природа все още не е била известна. И въпреки че скоро стана ясно, че основният компонент на космическите лъчи са ускорените заредени частици, протони, терминът е оцелял. Изучаването на ново явление бързо започна да дава резултати, които обикновено се наричат „авангарда на науката“.
Откриването на космически частици с много висока енергия непосредствено (много преди създаването на протонния ускорител) повдигна въпроса: какъв е механизмът на ускоряване на заредените частици в астрофизичните обекти? Днес знаем, че отговорът се оказа нетривиален: естественият „космически“ ускорител е коренно различен от ускорителите, създадени от човека.
Скоро стана ясно, че космическите протони, летящи през материята, взаимодействат с ядрата на нейните атоми, което води до неизвестни досега нестабилни елементарни частици (те се наблюдават предимно в земната атмосфера). Изследването на механизма на тяхното раждане отвори плодотворен път за изграждането на систематика на елементарните частици. в лабораторията протоните и електроните са се научили да ускоряват и да приемат своите огромни потоци, несравнимо по -плътни, отколкото в космическите лъчи. В крайна сметка именно експериментите за взаимодействие на частици, получили енергия в ускорителите, доведоха до създаването на модерна картина на микросвета.
През 1938 г. френският физик Пиер Оже открива забележителен феномен - дъждове на вторични космически частици, които възникват в резултат на взаимодействието на първични протони и ядра с изключително висока енергия с ядрата на атомите в атмосферата. Оказа се, че спектърът на космическите лъчи съдържа частици с енергия от порядъка на 10 15 -10 18 eV - милиони пъти повече от енергията на частиците, ускорена в лабораторията. Академик Дмитрий Владимирович Скобелцин придава особено значение на изследването на такива частици и веднага след войната, през 1947 г., заедно с най -близките си колеги Г. Т. Зацепин и Н. А. ... Историята на първите изследвания на космическите лъчи може да се намери в книгите на Н. Добротин и В. Роси. С течение на времето училището на Д. В. Скобелцин прераства в едно от най-силните в света и в продължение на много години определя основните направления в изследването на космическите лъчи със свръхвисока енергия. Нейните методи позволяват разширяване на обхвата на изследваните енергии от 10 9 -10 13 eV, записани на балони и спътници, до 10 13 -10 20 eV. Два аспекта направиха тези проучвания особено привлекателни.
Първо, стана възможно да се използват високоенергийни протони, създадени от самата природа, за да се изследва тяхното взаимодействие с ядрата на атомите в атмосферата и да се дешифрира най-фината структура на елементарните частици.
Второ, има възможност за намиране на обекти в космоса, които могат да ускорят частиците до изключително високи енергии.
Първият аспект се оказа не толкова плодотворен, колкото се искаше: изследването на фината структура на елементарните частици изискваше много повече данни за взаимодействието на протоните, отколкото могат да бъдат получени от космическите лъчи. В същото време важен принос за концепцията за микросвета е даден чрез изследване на зависимостта на най -общите характеристики на взаимодействието на протоните от тяхната енергия. По време на изследването на EAS беше открита особеност в зависимостта на броя на вторичните частици и тяхното разпределение на енергията от енергията на първичната частица, свързана със структурата кварк-глуон на елементарните частици. По -късно тези данни бяха потвърдени в експерименти с ускорител.
Днес са изградени надеждни модели на взаимодействието на космическите лъчи с ядрата на атомите на атмосферата, което направи възможно изучаването на енергийния спектър и състава на техните първични частици с най -високи енергии. Стана ясно, че космическите лъчи играят не по -малка роля в динамиката на развитието на Галактиката, отколкото нейните полета и потоци междузвезден газ: специфичната енергия на космическите лъчи, газ и магнитно поле е приблизително равна на 1 eV на cm 3. При такъв баланс на енергия в междузвездната среда е естествено да се предположи, че ускорението на космическите лъчи се случва най -вероятно в същите обекти, които са отговорни за нагряването и изхвърлянето на газ, например в звезди Нова и Свръхнова когато експлодират.
Първият механизъм за ускоряване на космическите лъчи е предложен от Енрико Ферми за протони, които случайно се сблъскват с намагнитени облаци от междузвездната плазма, но не могат да обяснят всички експериментални данни. През 1977 г. академик Гермоген Филипович Кримски показа, че този механизъм трябва да ускори много по -силно частиците в остатъци от свръхнови на фронтовете на ударните вълни, чиито скорости са с порядъци по -големи от скоростите на облаците. Днес е надеждно доказано, че механизмът на ускоряване на космическите протони и ядра чрез ударна вълна в обвивките на свръхнови е най -ефективен. Но едва ли ще бъде възможно да се възпроизведе в лабораторни условия: ускорението се случва сравнително бавно и изисква огромни разходи на енергия за задържане на ускорените частици. В обвивките на свръхнови тези условия съществуват поради естеството на експлозията. Забележително е, че ускорението на космическите лъчи се случва в уникален астрофизичен обект, който е отговорен за синтеза на тежки ядра (по -тежки от хелий), които действително присъстват в космическите лъчи.
В нашата Галактика има няколко известни свръхнови на по -малко от хиляда години, които са наблюдавани с просто око. Най-известните са Раковата мъглявина в съзвездието Телец ("Ракът" е остатъкът от избухването на Свръхнова през 1054 г., отбелязан в източните хроники), Касиопея-А (наблюдавана през 1572 г. от астронома Тихо Брахе) и Свръхновата на Кеплер в съзвездие Змееносец (1680). Диаметрите на черупките им днес са 5-10 светлинни години (1 светлинна година = 10 16 м), тоест те се разширяват със скорост от порядъка на 0,01 скоростта на светлината и са разположени на разстояние около десет хиляди светлинни години от Земята. Обвивките на свръхнова ("мъглявини") в оптичните, радио, рентгеновите и гама диапазоните са наблюдавани от космическите обсерватории Чандра, Хъбъл и Спицер. Те са доказали надеждно, че ускорението на електроните и протоните, придружено от рентгеново лъчение, всъщност се случва в черупките.
Запълването на междузвездното пространство с космически лъчи с измерена специфична енергия (~ 1 eV в cm 3) може да бъде около 60 остатъци от свръхнови, по -млади от 2000 години, докато са известни по -малко от десет. Този недостиг се обяснява с факта, че в равнината на Галактиката, където са концентрирани звезди и свръхнови, има много прах, който не пропуска светлина към наблюдател на Земята. Наблюденията в рентгенови и гама-лъчи, за които праховият слой е прозрачен, направиха възможно разширяването на списъка с наблюдаваните „млади“ черупки на Супернова. Последната от тези новооткрити черупки беше Супернова G1.9 + 0.3, наблюдавана с рентгеновия телескоп Чандра от януари 2008 г. Оценките за размера и скоростта на разширяване на черупката му показват, че тя е пламнала преди около 140 години, но не е била видима в оптичния диапазон поради пълното поглъщане на светлината й от праховия слой на Галактиката.
В допълнение към данните за експлозиите на свръхнови в нашата галактика Млечен път, има значително по -богати статистически данни за свръхнови в други галактики. Пряко потвърждение за наличието на ускорени протони и ядра е гама -лъчението с висока енергия на фотоните, произтичащо от разпадането на неутрални пиони - продукти от взаимодействието на протони (и ядра) с изходната материя. Такива фотони с най -висока енергия се наблюдават с телескопи, които регистрират сиянието на Вавилов - Черенков, излъчвано от вторични частици на EAS. Най-модерният инструмент от този тип е шесттелескопна система, създадена в сътрудничество с HESS в Намибия. Първо бяха измерени гама лъчите на рака и интензитетът му стана мярка за интензивност за други източници.
Полученият резултат не само потвърждава съществуването на механизъм за ускоряване на протоните и ядрата в свръхновата, но също така позволява да се оцени спектърът на ускорените частици: спектрите на "вторични" гама кванти и "първични" протони и ядра са много близо. Магнитното поле в рака и неговите размери позволяват ускоряване на протоните до енергии от порядъка на 10 15 eV. Спектрите на частици от космически лъчи в източника и в междузвездната среда са малко по -различни, тъй като вероятността за излизане на частиците от източника и продължителността на живота на частиците в Галактиката зависят от енергията и заряда на частицата. Сравнението на енергийния спектър и състава на космическите лъчи, измерени в близост до Земята, със спектъра и състава в източника, направи възможно да се разбере колко дълго частиците пътуват между звездите. Броят на ядрата на литий, берилий и бор в космическите лъчи в близост до Земята се оказа много по -голям, отколкото в източника - допълнителното им количество се появява в резултат на взаимодействието на по -тежки ядра с междузвезден газ. Измервайки тази разлика, ние изчислихме количеството X на веществото, през което са преминали космическите лъчи, скитащи в междузвездната среда. В ядрената физика количеството материя, което една частица среща по пътя си, се измерва в g / cm 2. Това се дължи на факта, че за да се изчисли намаляването на потока на частиците при сблъсъци с ядра на материята, е необходимо да се знае броят на сблъсъците на частица с ядра с различна площ (напречно сечение), напречна на посоката на частицата. Изразявайки количеството материя в тези единици, се получава единна скала за измерване за всички ядра.
Експериментално установената стойност на X ~ 5-10 g / cm 2 дава възможност да се оцени продължителността на живота t на космическите лъчи в междузвездната среда: t X / ρc, където c е скоростта на частиците, приблизително равна на скоростта на светлината, ρ ~ 10 -24 g / cm3 е средната плътност на междузвездната среда. Следователно животът на космическите лъчи е около 10 8 години. Това време е много по -дълго от времето на полет на частица, движеща се със скорост c по права линия от източника до Земята (3 · 10 4 години за най -отдалечените източници на противоположната страна на Галактиката от нас). Това означава, че частиците не се движат по права линия, а претърпяват разсейване. Хаотичните магнитни полета на галактики с индукция B ~ 10 -6 гаус (10 -10 тесла) ги преместват в кръг с радиус (жирорадиус) R = E / 3 x 10 4 B, където R в m, E е енергията на частиците в eV, V - индукция на магнитно поле в гаус. При умерени енергии на частици Е< 10 17 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·10 20 м).
Само частици с енергия E> 10 19 eV ще дойдат приблизително по права линия от източника. Следователно посоката на EAS частиците с енергия по -малка от 10 19 eV не показва техния източник. В този енергиен диапазон остава само да се наблюдава вторичното излъчване, генерирано в самите източници от протони и ядра на космическите лъчи. В обхвата на наблюдаваната енергия на гама -лъчението (напр< 10 13 эВ) данные о направлении прихода его квантов убедительно показывают, что космические лучи излучают объекты, сконцентрированные в плоскости нашей Галактики. Там же сосредоточено и межзвёздное вещество, с которым взаимодействуют частицы космических лучей, генерируя вторичное гамма-излучение.
Концепцията за космическите лъчи като "локално" галактическо явление се оказа вярна само за частици с умерена енергия E< 10 17 эВ. Ограниченные возможности Галактики как ускорять, так и удерживать частицы с особенно высокой энергией были убедительно продемонстрированы в опытах по измерению энергетического спектра космических лучей.
През 1958 г. Георги Борисович Кристиансен и германецът Викторович Куликов откриват рязка промяна във формата на енергийния спектър на космическите лъчи при енергия от порядъка на 3 · 10 15 eV. При енергии под тази стойност експерименталните данни за спектъра на частиците обикновено се представят под формата на "степен на закон", така че броят на частиците N с дадена енергия E се счита обратно пропорционален на енергията на частиците в мощността γ: N (E) = a / E γ (γ е диференциалният експонентен спектър). До енергия от 3 · 10 15 eV, показателят γ = 2,7, но при преминаване към по -високи енергии, енергийният спектър претърпява "прекъсване": за енергии E> 3 · 10 15 eV, γ става 3,15. Естествено е тази промяна в спектъра да се свърже с приближаването на енергията на ускорените частици до максималната възможна стойност, изчислена за ускорителния механизъм в свръхнови. Ядреният състав на първичните частици в енергийния диапазон 10 15 -10 17 eV също говори в полза на такова обяснение за прекъсването на спектъра. Най -надеждната информация за него се предоставя от сложни EAS инсталации - „MGU“, „Tunka“, „Tibet“, „Cascade“. С тяхна помощ се получава не само информация за енергията на първичните ядра, но и параметри в зависимост от техните атомни номера - "ширината" на душата, съотношението между броя на електроните и мюоните, между броя на най -енергичните електрони и техният общ брой. Всички тези данни показват, че с увеличаване на енергията на първичните частици от левия ръб на спектъра преди прекъсването му до енергията след прекъсването, средната им маса се увеличава. Такава промяна в състава на частиците по маса е в съответствие с модела на ускорение на частиците в свръхнови - тя е ограничена от максималната енергия в зависимост от заряда на частиците. За протоните тази максимална енергия е от порядъка на 3 · 10 15 eV и се увеличава пропорционално на заряда на ускорената частица (ядро), така че железните ядра се ускоряват ефективно до ~ 10 17 eV. Интензивността на потоците частици с енергия, превишаваща максималната, намалява бързо.
Но регистрацията на частици с още по -високи енергии (~ 3 · 10 18 eV) показа, че спектърът на космическите лъчи не само не се прекъсва, но се връща към формата, наблюдавана преди прекъсването!
Измерванията на енергийния спектър в "свръхвисоката" енергийна област (E> 10 18 eV) са много трудни поради малкия брой такива частици. За да се наблюдават тези редки събития, е необходимо да се създаде мрежа от детектори на потока от частици на EAS и радиация на Вавилов - Черенков, генерирана от тях в атмосферата и йонизационна радиация (атмосферна флуоресценция) на площ от стотици и дори хиляди квадратни километри. За такива големи и сложни инсталации те избират места с ограничена икономическа активност, но с възможност да осигурят надеждна работа на огромен брой детектори. Такива инсталации първо бяха построени на площи от десетки квадратни километри (Якутск, парк Хавера, Акено), след това в стотици (AGASA, Fly's Eyе, HiRes), и накрая сега се създават инсталации в хиляди квадратни километри (Pierre Auger обсерватория в Аржентина, телескопична инсталация в Юта, САЩ).
Следващата стъпка в изследването на космическите лъчи със свръхвисока енергия ще бъде разработването на метод за запис на EASs чрез наблюдение на флуоресценцията на атмосферата от космоса. В сътрудничество с няколко държави в Русия се създава първият космически детектор EAS, проектът TUS. Очаква се друг такъв детектор да бъде инсталиран на Международната космическа станция МКС (проекти JEM-EUSO и KLPVE).
Какво знаем за космическите лъчи със свръхвисока енергия днес? Долната цифра показва енергийния спектър на космическите лъчи с енергии над 10 18 eV, който е получен от устройства от последно поколение (HiRes, обсерватория Pierre Auger) заедно с данни за космическите лъчи с по -ниски енергии, които, както беше показано по -горе, принадлежат към галактиката Млечен път. Може да се види, че при енергии 3 · 10 18 -3 · 10 19 eV индексът на диференциалния енергиен спектър намалява до стойност 2,7-2,8, точно същата, която се наблюдава при галактическите космически лъчи, когато енергиите на частиците са много по -малки от максимално възможните за галактически ускорители ... Не служи ли това като индикация, че при свръхвисоки енергии основният поток от частици се създава от ускорители с извънгалактически произход с максимални енергии много по -високи от галактическите? Изкривяване в спектъра на галактическите космически лъчи показва, че приносът на извънгалактическите космически лъчи се променя драстично, излизайки от областта на умерените енергии 10 14 -10 16 eV, където е около 30 пъти по -малък от приноса на галактическите (спектърът посочен на фигурата с пунктирана линия), до областта на свръхвисоки енергии, където той става доминиращ.
През последните десетилетия бяха натрупани многобройни астрономически данни за извънгалактически обекти, способни да ускорят заредените частици до енергии много по -високи от 10 19 eV. Очевиден знак, че обект с размер D може да ускори частиците до енергия Е, е наличието на магнитно поле В в целия обект, така че жирорадиусът на частицата е по -малък от D. Тези кандидат източници включват радио галактики (излъчващи силни радиоизлъчения) ; ядра на активни галактики, съдържащи черни дупки; сблъскващи се галактики. Всички те съдържат струи газ (плазма), движещи се с огромни скорости, приближаващи скоростта на светлината. Такива струи играят ролята на ударни вълни, необходими за работата на ускорителя. За да се оцени техният принос към наблюдаваната интензивност на космическите лъчи, е необходимо да се вземе предвид разпределението на източниците на разстояния от Земята и загубата на енергия от частици в междугалактическото пространство. Преди откриването на фоновото космическо радиоизлъчване междугалактическото пространство изглеждаше „празно“ и прозрачно не само за електромагнитно излъчване, но и за свръхвисоки енергийни частици. Плътността на газа в междугалактическото пространство, според астрономическите данни, е толкова малка (10-29 g / cm 3), че дори на огромни разстояния от стотици милиарди светлинни години (10 24 m), частиците не отговарят на ядрата на газови атоми. Когато обаче се оказа, че Вселената е изпълнена с фотони с ниска енергия (около 500 фотона / см 3 с енергия E f ~ 10 -3 eV), останали след Големия взрив, стана ясно, че протоните и ядрата с енергия с повече от E ~ 5 · 10 19 eV, границата на Грейзен - Зацепин - Кузмин (GZK), трябва да взаимодейства с фотони и да губи по -голямата част от енергията си по пътя в продължение на десетки милиони светлинни години. По този начин огромната част от Вселената, разположена на разстояния повече от 10 7 светлинни години от нас, се оказа недостъпна за наблюдение в лъчи с енергия над 5 · 10 19 eV. Последните експериментални данни за спектъра на космическите лъчи със свръхвисока енергия (съоръжение HiRes, обсерватория Pierre Auger) потвърждават съществуването на тази граница на енергия за частици, наблюдавани от Земята.
Както можете да видите, изключително трудно е да се изследва произхода на космическите лъчи със свръхвисока енергия: основната част от възможните източници на космически лъчи с най-високи енергии (над границата на GZK) са толкова далеч, че частиците по пътя си към Земята губи енергията, придобита в източника. И при енергии, по -малки от границата на GZK, отклонението на частиците от магнитното поле на Галактиката все още е голямо и посоката на пристигане на частиците е малко вероятно да може да покаже позицията на източника върху небесната сфера.
В търсенето на източници на космически лъчи със свръхвисока енергия се използва анализ на корелацията на експериментално измерената посока на пристигане на частици с достатъчно високи енергии, така че полетата на Галактиката леко отклоняват частиците от посоката към източника. Инсталациите от предишното поколение все още не са предоставили убедителни данни за връзката на посоката на пристигане на частици с координатите на всеки специално подбран клас астрофизични обекти. Най-новите данни от обсерваторията Pierre Auger могат да се разглеждат като надежда за получаване на данни през следващите години за ролята на източниците от типа AGN в създаването на интензивни потоци от частици с енергии от порядъка на границата на GZK.
Интересното е, че съоръжението AGASA дава индикации за съществуването на „празни“ посоки (тези, където няма известни източници), по които по време на периода на наблюдение пристигат две или дори три частици. Това предизвика голям интерес сред физиците, занимаващи се с космологията - науката за произхода и развитието на Вселената, неразривно свързана с физиката на елементарните частици. Оказва се, че в някои модели на структурата на микросвета и развитието на Вселената (теорията за Големия взрив) запазването в съвременната Вселена на свръхмасивни елементарни частици с маса от порядъка на 10 23 -10 24 eV е предсказани, от които материята трябва да се състои в най -ранния етап на Големия взрив. Тяхното разпределение във Вселената не е много ясно: те могат да бъдат или равномерно разпределени в космоса, или да бъдат „привлечени“ в масивни региони на Вселената. Основната им характеристика е, че тези частици са нестабилни и могат да се разпадат на по -леки, включително стабилни протони, фотони и неутрино, които придобиват огромна кинетична енергия - повече от 10 20 eV. Места, където такива частици са оцелели (топологични дефекти на Вселената) може да се окажат източници на протони, фотони или неутрино на свръхвисока енергия.
Както и в случая на галактически източници, съществуването на извънгалактически ускорители на космически лъчи с свръхвисока енергия се потвърждава от данни от детектори на гама-лъчи, например телескопи на съоръжението HESS, насочени към изброените по-горе извънгалактически обекти-кандидати за източници на космически лъчи.
Сред тях най -обещаващи са ядрата на активни галактики (AGN) със струи газ. Един от най-добре изучените обекти в съоръжението HESS е галактиката M87 в съзвездието Дева, на разстояние 50 милиона светлинни години от нашата Галактика. В центъра му има черна дупка, която осигурява енергия за процесите в близост до нея и по -специално гигантска струя от плазма, принадлежаща на тази галактика. Ускорението на космическите лъчи в M87 се потвърждава директно от наблюденията на неговата гама -радиация, чийто енергиен спектър е 1-10 TeV (10 12 -10 13 eV) фотони, наблюдавани в съоръжението HESS. Наблюдаваната интензивност на гама -лъчение от М87 е приблизително 3% от тази на Рака. Като се вземе предвид разликата в разстоянието до тези обекти (5000 пъти), това означава, че светимостта на M87 надвишава светимостта на Рака с 25 милиона пъти!
Модели на ускорение на частици, създадени за този обект, показват, че интензивността на частиците, ускорени в M87, може да бъде толкова голяма, че дори на разстояние от 50 милиона светлинни години, приносът на този източник може да осигури наблюдаваната интензивност на космическите лъчи с енергии над 10 19 eV .
Но ето една загадка: в съвременните данни за EASs към този източник няма излишък от частици с енергии от порядъка на 10 19 eV. Няма ли този източник да се прояви в резултатите от бъдещите космически експерименти, при такива енергии, когато отдалечените източници вече не допринасят за наблюдаваните събития? Ситуацията с прекъсване на енергийния спектър може да се повтори още веднъж, например при енергия 2 · 10 20. Но този път източникът трябва да бъде видим при измерванията на посоката на траекторията на първичната частица, тъй като енергиите> 2 · 10 20 eV са толкова големи, че частиците не трябва да се отклоняват в галактическите магнитни полета.
Както можете да видите, след стогодишна история на изучаване на космическите лъчи, ние отново чакаме нови открития, този път на космическото излъчване със свръхвисока енергия, чиято природа все още е неизвестна, но може да играе важна роля в структурата на Вселената.
Литература
Добротин Н. А. Космически лъчи. - М.: Ред. Академия на науките на СССР, 1963 г.
Мурзин В. С. Въведение във физиката на космическите лъчи. - М.: Ред. Московски държавен университет, 1988 г.
Панасюк М. И. Скитници на Вселената или ехото на Големия взрив. - Фрязино: "Век2", 2005.
Роси Б. Космически лъчи. - М.: Атомиздат, 1966.
Хренов Б. А. Релативистични метеори // Наука в Русия, 2001, № 4.
Б. А. Хренов и М. И. Панасюк Пратеници на Космоса: Далеч или близо? // Природа, 2006, № 2.
Хренов Б. А. и Климов П. А. Очаква се откриване // Природа, 2008, бр.
Подобни статии
-
Илюминатите кои са всъщност
ТАЙНИ ОБЩЕСТВА Илюминати Има много малко препратки към илюминатите, които са исторически документирани и потвърдени. И най -вероятно затова илюминатите се приписват на различни теории на конспирацията, много от тях се считат за масони, въпреки че ...
-
Нервен импулс и принципът на предаването му
Потенциал за действие или нервен импулс, специфична реакция, която протича под формата на вълнуваща вълна и протича по целия нервен път. Тази реакция е отговор на стимул. Основната задача е да прехвърляте данни от рецептора ...
-
Населението на Римската империя по време на разцвета си е било
През 454 г. император Валентиниан III екзекутира своя блестящ, но своенравен командир Аеций, а година по -късно той също е убит. Следващите двадесет години се оказаха период на политически хаос: поне осем императори бяха издигнати до ...
-
Край на Рим. История на Римската империя. Войни на Римската империя
Ако следвате само числа и преброявате събитията от времето на Юлий Цезар до нашествието във Вечния град на вестготите под ръководството на Аларих I, тогава Римската империя просъществува малко по -малко от пет века. И тези векове са направили такава мощна ...
-
Предимства и недостатъци на въпросниците за личността
Рано или късно всеки разработчик на софтуер е изправен пред задачата да оцени качеството на продукта, който се пуска. Мениджърите на малки проекти често намират за недопустим лукс да наемат професионални изпитатели. В края на краищата, на ...
-
Сергей Александрович снежи хората като богове
Историята е разказана от първо лице, подобно на мемоарите на Ели Гамазин, бивш адмирал на Звездния флот. На Земята - пети век от комунистическата епоха, разпокъсаността на държавата отдавна е премахната, автоматичните фабрики произвеждат в изобилие ...