Galaktikus kozmikus sugarak albedó részecskék. A legmagasabb energiák kozmikus sugarai. Módszerek a kozmikus sugarak tanulmányozására
A XIX végét - a XX. Század elejét új felfedezések jellemezték a mikrovilág területén. A röntgensugarak és a radioaktivitás felfedezése után töltött részecskéket találtak a Földre a világűrből. Ezeket a részecskéket (CL) nevezték el. A kozmikus sugarak felfedezésének dátumát 1912 -nek tekintik, amikor az osztrák fizikus V.F. Hess egy továbbfejlesztett elektroszkóp segítségével mérte a levegő ionizációjának sebességét a magasság függvényében. Kiderült, hogy a magasság növekedésével az ionizáció értéke először csökken, majd 2000 m feletti magasságban meredeken növekedni kezd. Az ionizáló sugárzást, amelyet a levegő gyengén elnyel, és a tengerszint feletti magassággal növekszik, a légkör határán a világűrből bekövetkező CR -k képezik. A CR -k különböző elemek magjai, ezért töltött részecskék. A CR -ben a legelterjedtebbek a hidrogén és a hélium atommagjai (~ 85 és ~ 10%). A periódusos rendszer összes többi elemének magjainak aránya nem haladja meg a ~ 5%-ot. A CL kis része és (kevesebb mint 1%). A folyamatok során a CR -k fontos szerepet játszanak. A CR energia sűrűsége ~ 1 eV / cm 3, ami összehasonlítható az energia és a galaktikus mágneses mező sűrűségével. A lítium, berillium és bór elemek CR -tartalma alapján, amelyek a kozmikus részecskék atomokkal való kölcsönhatásának eredményeként keletkeznek, meg lehet határozni az anyag mennyiségét x, amelyen CR áthaladt, a csillagközi közegben bolyongva. A mennyiség x megközelítőleg 5-10 g / cm 2. A CR vándorlási idő a csillagközi közegben (vagy élettartamuk) és nagysága x arányával függ össze x≈ρ ct, ahol c a részecske sebessége (általában feltételezzük, hogy a mennyiség c egyenlő a fény sebességével), ρ a csillagközi közeg átlagos sűrűsége, ami ~ 10 - 24 g / cm 3, t a CR vándorlásának ideje ebben a környezetben. Ezért a CR élettartama ~ 3,10 8 év. Ezt vagy a CR -k menekülése a Galaxisból és a glóriából határozza meg, vagy azok abszorpciója a csillagközi közeg anyagával való rugalmatlan kölcsönhatások miatt. Ábrán. Az 1. ábra az energiaspektrumokat mutatja J(E) a H protonokra, a hélium He, C szén és Fe vasra, amelyek megfigyelhetők a világűrben. A mennyiség J(E) az a részecskék száma, amelyek energiája a E előtt E+δ Eés egységnyi felületen halad át egységnyi idő alatt egységnyi szögben a felületre merőleges irányban. Látható, hogy a CR fő frakciója protonokból áll, amelyeket héliummagok követnek. A többi mag részaránya kicsi. Eredetük szerint a CL több csoportra osztható. 1) galaktikus eredetű CR (GCR). A GCR forrása a mi galaxisunk, amelyben a részecskék ~ 10 18 eV energiára gyorsulnak fel. Ábrán látható CL spektrumok. 1 lásd GCR. 2) metagalaktikus eredetű CR -k, ezek rendelkeznek a legnagyobb energiával, E> 10 18 eV, más galaxisokban keletkeznek. 3) Solar CR (SCR) keletkezik a Napon az alatt napkitörések. 4) Rendellenes CL (ACL) képződött Naprendszer a heliomagnetoszféra perifériáján. A legalacsonyabb és legmagasabb energiájú CR-k 10-15-szeres eltérések. Lehetetlen ilyen hatalmas energiapalettát tanulmányozni egyetlen típusú berendezés segítségével, ezért különböző módszereket és eszközöket használnak a CR -k tanulmányozására: a világűrben - műholdakra és űrrakétákra telepített berendezések segítségével, a Föld légkörét - kis léggömbök és nagy, nagy magasságú léggömbök segítségével, a felszínén - földi létesítmények segítségével (amelyek közül néhány eléri a több száz négyzetkilométert), vagy magasan a hegyekben, vagy mélyen a föld alatt, vagy óceán nagy mélységeiben, ahol a részecskék behatolnak nagy energiák. A CR -ek a csillagközi közegben való szaporításuk során kölcsönhatásba lépnek a csillagközi gázzal, és amikor a Földre ütköznek, a légkör atomjaival. Az ilyen kölcsönhatások eredménye másodlagos részecskék - protonok és elektronok, γ -kvantumok. A CR-k vizsgálatában használt fő típusú érzékelők a fényképészeti emulziók és röntgenfilmek, ionizációs kamrák, gázkisülés-számlálók, neutronszámlálók, Cherenkov- és szcintillációs számlálók, szilárdtest félvezető-érzékelők, szikra- és sodródáskamrák. A CR -ket a részecskék nukleáris kölcsönhatásának tanulmányozására használják. A nagy energiájú régióban, amely még mindig nem érhető el a modern gyorsítókkal, a kozmikus részecskék az egyetlen eszköz a nukleáris folyamatok tanulmányozására. A nagy energiájú CR kölcsönhatások tanulmányozása ( E 1510 15 eV) ionizációs kalorimetereket használnak az anyaggal együtt. Ezeket az eszközöket először N.L. Grigorov és munkatársai több sor érzékelőt képviselnek - ionizációs kamrákat vagy szcintillációs számlálókat, amelyek között ólomból vagy vasból készült elnyelő található. A kaloriméter tetején egy könnyű anyagból - szénből vagy alumíniumból - készült célpontot helyeznek el. Az ionizációs kaloriméter felületére eső részecske kölcsönhatásba lép a célmaggal, másodlagos részecskéket képezve. Számuk először növekszik, elérve egy bizonyos maximális értéket, majd fokozatosan csökken, amikor a kaloriméter testébe mozog. A detektorok mérik az ionizációt az elnyelő minden rétege alatt. Az ionizáció mértékének a rétegszámtól való függésének görbéjéből megállapítható a kalorimeterbe került részecske energiája. Ezek a műszerek a világon elsőként mérték az elsődleges CR -k spektrumát a ~ 10 11 és ~ 10 14 eV közötti energiatartományban. CR az energiatartományban 10 11 EJ ( E)=J 0
E - 2,75 . A nagyon nagy energiájú CR-k nukleáris kölcsönhatásainak jellemzőinek tanulmányozásához nagy regisztrációs területű létesítményekre van szükség, mivel a nagy energiájú részecskék áramlása rendkívül kicsi. Ezeket röntgen kameráknak nevezik. Ezek olyan eszközök, amelyek felülete akár több száz négyzetméterólomrétegekkel tarkított röntgenfilm-sorokból áll. A CR-k légrészecskékkel való kölcsönhatásának eredményeként mezonok képződnek, amelyek egy része ólomban szaporodik, foltokat hagyva a röntgenfilmen. Ezeknek a foltoknak a száma és mérete, sötétedésének sűrűsége és a különböző rétegekben való elhelyezkedése határozza meg a kölcsönhatásba lépő részecske energiáját és érkezési irányát. A 10 14 eV feletti energiájú CR-k tanulmányozásához a nagy energiájú részecskék tulajdonságait felhasználva sok másodlagos részecskét, főként protonokat és ionokat hoznak létre az elsődleges részecske és a légkör atommagjainak kölcsönhatása eredményeként . A kellően nagy energiájú protonok és pionok viszont nukleárisan aktív részecskék, és ismét kölcsönhatásba lépnek a levegő atomjaival. Mind a töltött (π ±), mind a semleges (π 0) pionok élettartamuk során instabil részecskék t≈10 - 16 s pihenésre π 0 és t≈2,6 10 - 8 s pihenésre π ±. A viszonylag alacsony energiájú pionoknak nincs idejük kölcsönhatásba lépni a levegő atommagjával, és γ -kvantumokká, pozitív és negatív muonokká (μ ±), neutrínókká (ν) és antineutrinokká (ν -) bomlanak: π 0 → γ + γ; π ± → μ ± + ν + ν -. A muonok is instabil részecskék, amelyek élettartama egy nyugalmi állapotban lévő muon t≈2,2 10 - 6 s és bomlás a μ ± → e ± + ν + ν - séma szerint. A gamma kvantumok és az elektronok (pozitronok) a levegő atomjaival való elektromágneses kölcsönhatás miatt új gamma kvantumokat és elektronokat adnak. Így a légkörben részecskék kaszkádja képződik, amely protonokból, neutronokból és pionokból (nukleáris kaszkád), elektronokból (pozitronok) és γ-kvantumokból (elektromágneses kaszkád) áll. Először figyeltek meg záporokat D.V. Skobeltsyn az 1920 -as évek végén. A nagy energiájú részecskék által okozott és hatalmas területeket elfoglaló légköri kaszkádokat kiterjedt légzuhanyoknak nevezik. P. Auger francia fizikus és munkatársai fedezték fel őket 1938 -ban. Egy nagy energiájú kozmikus részecske zuhanyzót képez hatalmas számú másodlagos részecskével, például egy részecskével E= 10 16 eV, a Föld felszínéhez közeli légatomokkal való kölcsönhatás eredményeként, körülbelül 10 millió másodlagos részecskét generál nagy területen. Bár a Föld légkörének határán bekövetkező nagy energiájú CR-k áramlása rendkívül kicsi, a kiterjedt légzuhanyok jelentős területeket foglalnak el, és nagy hatékonysággal rögzíthetők. Ebből a célból részecskeérzékelőket helyeznek el a föld felszínén, több tíz négyzetkilométeres területen, és csak azokat az eseményeket rögzítik, amelyekben egyszerre több érzékelő aktiválódik. A széles légzuhany egyszerűsíthető, mint a légkörben mozgó részecskék korongja. Ábrán. A 2. ábra azt mutatja, hogy a széles légzuhany részecskékből álló korong hogyan esik a rögzítési beállítás érzékelőire. A kozmikus részecske energiájától függően a korong mérete (a zuhany keresztmetszete) több tíz métertől egy kilométerig terjedhet, vastagsága (a hosszanti méret vagy a zuhany eleje) pedig tíz centiméterekből. A zuhanyban lévő részecskék a fénysebességhez közeli sebességgel mozognak. A zuhanyban lévő részecskék száma jelentősen csökken, amikor a korong közepéről a perifériájára megy. A széles légzuhany keresztirányú mérete és a benne lévő részecskék száma növekszik az ezt a zuhanyt alkotó elsődleges részecske energiájának növekedésével. Az eddigi legnagyobb elsődleges részecskezápor E 201020 eV több milliárd másodlagos részecskét tartalmaz. A részecskék térbeli eloszlásának mérésével egy zuhanyzóban, sok érzékelővel, meg lehet találni azok teljes számát, és meg lehet határozni az elsődleges részecske energiáját, amely ezt a zuhanyt képezte. Részecskeáramlás energiákkal E 201020 eV nagyon kicsi. Például csak egy részecske E 10 19 eV. Az ilyen kis áramlások regisztrálásához szükséges nagy területekérzékelőkkel borított, hogy ésszerű időn belül elegendő számú eseményt regisztráljon. Számos részecskét, amelyek energiája meghaladta a 10 20 eV -ot (a jelenleg rögzített részecskék maximális energiája ~ 3,10 20 eV), "elfogták" óriási berendezésekben kiterjedt légzuhanyok rögzítésére. Vannak magasabb energiájú CR -k? 1966 -ban G.T. Zatsepin, V.A. Kuzmin és K. Greisen amerikai fizikus azt javasolta, hogy a CR spektrum az energiákon E> 3 · 10 19 eV-ot meg kell szakítani, mivel a nagy energiájú részecskék kölcsönhatásba lépnek a világegyetem relikviális sugárzásával. Több esemény regisztrálása energiával E 201010 eV magyarázható, ha feltételezzük, hogy ezeknek a részecskéknek a forrásai legfeljebb 50 Mpc távolságra vannak tőlünk. Ebben az esetben a CR -k gyakorlatilag nem lépnek kölcsönhatásba a CMB fotonokkal, mivel a részecskéknek a forrástól a megfigyelőig vezető útján kevés a foton. A magas CR energiájú régióban számos jellemző figyelhető meg. 1) A CR spektrum megszakad E 1510 15 eV. A CL spektrum meredeksége a szünet előtt γ≈2.75, nagy energiájú részecskék esetén a spektrum meredekebb lesz, γ≈3.0. Ezt a fontos jellemzőt a CL spektrumban fedezte fel S.N. Vernov és G.B. Christiansen, amikor a széles légköri vonalak spektrumát tanulmányozza. A spektrum megszakadását ilyen nagy energiáknál a CR -k gyorsabb felszabadulása okozhatja galaxisunkból az alacsonyabb energiájú részecskékhez képest, vagy a források jellegének megváltozása. Lehetőség van a CR -k kémiai összetételének megváltoztatására is a göndör régióban. 2) A részecske energiánál E 1810 18 eV, a CR spektrum még meredekebb lesz, γ ≈ 3.3. Ezt nyilvánvalóan az okozza, hogy ebben az energiatartományban a CR -k túlnyomórészt metagalaktikus eredetűek, spektrumuk eltérő lejtéssel rendelkezik. 3) A részecskék spektruma a E> 10 19 eV laposabb lesz, γ≤3,3. Ezt a hatást a CR -k és az energiák kölcsönhatása okozza E> 10 19 eV, s, amelyek során a CR -k elveszítik energiájuk egy részét, és áthaladnak az alacsonyabb energiák régiójába, ami laposabbá teszi a részecske spektrumot. 4) A CR spektrum 10 20 eV feletti energiával csak hosszú távú megfigyelések után nyerhető el, amikor elegendő számú ilyen extrém energiájú eseményt rögzítenek. Annak érdekében, hogy jelentősen megnöveljék azoknak az eseteknek a számát, amikor kiterjedt légzuhanyokat regisztrálnak energiával rendelkező részecskékből E> 10 19 eV, az elkövetkező években a tervek szerint három gigantikus berendezést építenek detektorokkal, amelyek több mint 1000 km 2 területen helyezkednek el. Segítségükkel a tudósok abban reménykednek, hogy választ kapnak arra a kérdésre, hogy a CR spektrum milyen ultra nagy energiájú tartományban van és a kozmikus részecskék lehető legnagyobb energiája. A rendkívül nagy energiájú CR-ket a galaxis mágneses mezei korlátozzák, ha a részecskék pályájának görbületi sugara sokkal kisebb, mint a galaxis méretei. A részecskék energiája közötti arány felhasználásával ( E, eV), görbületi sugara ( r 2210 22 cm - a Galaxy mérete) és mágneses mező (H≈10 - 6 Oe), E=
300Hr, megkapjuk a galaxisunkban megtartható maximális CR energiát: E max. 1810 18 eV. Ez arra utal, hogy a magasabb energiájú CR -eknek metagalaktikus eredetük lehet. CR -k nemcsak szupernóva robbanások során keletkeznek. Más űrobjektumok (pulzárok, kvazárok stb.) Szintén CR források lehetnek. Nagy magabiztossággal feltételezhető, hogy a CR-források nagy energiájú γ-kvantumok forrásai is lesznek. A gamma kvantumok a töltött részecskékkel ellentétben nem tapasztalják a kozmikus mágneses mezők hatásait, és egyenes vonalban terjednek a forrástól a megfigyelőig. Az ilyen, gamma -sugárzásban izzó űrtárgyak észlelése cáfolhatatlan bizonyíték lehet a konkrét CR -források létezésére. A kísérletek ötlete a 60 -as évek elején indult A.E. Chudakov, a nagy energiájú γ-kvanták csillagforrásainak keresésében a következő. A Föld légkörének határára eső gamma-kvantum elektronokból és másodlagos γ-kvantumokból álló részecskék záporát generálja. Bármilyen feltöltött részecske, amely a közegben a fénysebességet meghaladó sebességgel mozog, ebben a földi légkörben fénysugárzást hoz létre, amelyet ún. A kísérletek ötlete az, hogy Cherenkov-fényt gyűjtsenek a másodlagos töltésű részecskék zuhanyából, amelyet egy adott irányból a légkör felszínére eső nagy energiájú γ-kvantum képez. Ábrán. A 3. ábra sematikusan egy ilyen gamma kvantum által előállított légzuhanyt mutat. Számos gömbtükröt használnak a Cherenkov -fényt regisztráló berendezésekben. Mindegyik fókuszában több tucat fénysokszorozó cső található - olyan eszközök, amelyek nagyon érzékenyek a tükrön adott irányból érkező fényáram változásaira. A megfigyelések csak tiszta és holdtalan éjszakákon lehetségesek. A világ számos országából érkező tudósok sok erőfeszítést igényeltek a berendezések, az információfeldolgozási módszerek javítása érdekében, mielőtt a nyolcvanas évek közepén két energiából származó nagy energiájú γ-kvantumokat fedeztek fel: és az aktív galaxis magját Markarian-421. A γ-kvantumok kimutatott fluxusa elhanyagolható volt. Például a gamma kvantumok fluxusa a Eγ> 10 12 eV a rák -ködből csak Nγ ≈10 - 12 kvantum cm - 2 s - 1. 1997 elején a nagy energiájú γ-sugárzás legerősebb forrását, a Markarian-501 galaxist több földi gamma-sugárzó létesítmény fedezte fel. Ebből a forrásból származó nagy energiájú γ-kvantumok fluxusa idővel változik, maximális értéke többszöröse a korábban ismert forrásokból származó γ-kvantumok teljes fluxusának. Érdeklődés az energiával rendelkező CR -k tanulmányozása iránt Enapszél... A napszél sebessége általában 400-500 km / s a Föld pályáján, részecskesűrűsége 5-10 cm-3. A napszéllel ellentétben nem semleges molekulákból áll, hanem főleg ionizált hidrogénatomokból és elektronokból. Ez az ionizált, de elektromosan semleges gáz elfogja és magával viszi a napmágneses mezőt, amely kitölti a nap körüli teret és létrehozza a bolygóközi mágneses mezőt. A Nap tengelye körüli 27 napos forgása miatt ez a mágneses mező spirálba csavarodik. A bolygóközi mágneses mező intenzitása a Föld pályája közelében megközelítőleg 7 · 10 - 5 Oe, ami sok nagyságrenddel kevesebb, mint a Föld felszínén található mágneses térerősség (~ 0,5 Oe). A Nap körüli, kvázi gömb alakú, körülbelül 100 AU sugarú űrrégiót, amely mozgó Nappal van kitöltve, mágneses mezővel befagyva, heliomagnetoszférának nevezik. A heliomagnetoszférát a semleges áramlap két félgömbre osztja, amelyekben a mágneses mezők ellentétes irányúak. A heliomagnetoszféra mágneses mező vonalai számos kanyarral és hajlítással rendelkeznek, amelyeket mágneses inhomogenitásoknak neveznek, amelyek a napmágneses mező inhomogenitásából, a napszél sebességének és sűrűségének változásaiból, valamint ezen mennyiségek heliolatitástól és heliolongitude -tól való függőségéből adódnak. A heliomagnetoszférában terjedő CR -ket a napszél sebességével mozgó mágneses inhomogenitások szórják szét, és a heliomagnetoszférán kívülre szállnak. Nagy energiájú CR ( E> 10 11 eV), szóródásuk és konvekciós eltávolításuk folyamata jelentéktelen, és a csillagközi közegből származó ilyen nagy energiájú részecskék gyakorlatilag minden részecskéi belépnek a Föld pályájára. A csökkenő energiával azonban egyre kevesebb részecske képes elérni a Föld pályáját. A galaktikus CR -részecskék (GCR) azon része, amely eléri a Föld pályáját a heliomágneses szféra határától, annál kisebb lesz, annál kisebb a részecske energiája és annál nagyobb a bolygóközi mágneses mező mágneses inhomogenitásának sűrűsége, és annál nagyobb a napszél. sebesség. A mágneses egyenetlenségek sűrűsége erősen függ a naptevékenység szintjétől. Kisebb mértékben a napszél sebessége a naptevékenység szintjétől függ. Tehát a megfigyelt GCR intenzitást a heliomagnetoszférában a naptevékenység szintje határozza meg. A CR-k hosszú távú viselkedésének jellemzőinek tanulmányozására megszervezték folyamatos megfigyelésüket. Az 1950 -es évek végén, a Nemzetközi Geofizikai Év kezdetére világszerte létrejött a KL állomások hálózata. Hazánkban ilyen hálózatot szervezett S.N. Vernov. Minden állomás tartalmazott egy neutronfigyelőt - egy olyan eszközt, amely regisztrálja a CR -k másodlagos nukleáris aktív komponensét (főleg neutronokat), amelyek a CR -k és a légatomok magjai közötti kölcsönhatások során keletkeztek. Mivel meglehetősen sok állomást hoztak létre, és többé -kevésbé egyenletesen helyezkedtek el a világon, ezeknek a műszereknek az egyidejű leolvasása lehetővé tette, hogy azonnali képet kapjunk a CR -fluxusok eloszlásáról a bolygóközi közegben. A kísérleti adatok a következőket mutatják. Először is, egy különálló 11 éves ciklus figyelhető meg a CR-ben. Amikor a Nap nyugodt és a naptevékenység minimális, a CR fluxus a helioszférában és a Föld pályáján eléri a maximális értékeket. Aktív Nap esetén a CR -fluxus minimális. Ábrán. 4, aábrán látható a naptevékenység szintjének időbeli változása (a napfoltok átlagos éves száma), és az ábra. 4, b- a GCR -folyamat időbeli lefolyása. Látható a görbék ciklikussága és világos antifázisa. Ezenkívül az ábrán. 4, aábra a Nap poláris mágneses mezeinek irányát mutatja ugyanebben az időszakban. Ha a 22 éves napmágneses ciklus pozitív fázisának vesszük azokat a korszakokat, amikor az északi sarki sapka mágneses mezei a Naptól kifelé, a déli sarki sapkán belül pedig a Nap irányába mutatnak, akkor a görbék azt mutatják, hogy CR másként viselkednek a 22 éves napmágneses ciklus pozitív és negatív fázisaiban. Negatív fázisokban (1960-1968 és 1982-1989) a CR fluxusváltozási görbe hegyes alakú. A pozitív fázisok során (1972-1980 és 1992-től napjainkig) fennsík figyelhető meg a CR fluxus időbeli változásaiban. A CR viselkedés ilyen különbsége, amikor a bolygóközi közeg mágneses mezei előjeleiben különböznek, összefüggésben van a töltött részecskék sodródási sebességének eltérő irányával a heliomagnetoszféra négyszögű mágneses mezőiben. A 11 és 22 éves napciklusokhoz kapcsolódó hosszú távú CR variációk mellett a CR-k rövidebb periódusú változásokat tapasztalnak. Ezek elsősorban a Nap forgása által okozott 27 napos CR variációkat tartalmazzák. A 27 napos CR variációk egyértelműen a fejlett naptevékenység időszakaiban nyilvánulnak meg, és gyengén kifejeződnek a csendes Nap éveiben. Ezeknek az eltéréseknek az amplitúdója általában nem haladja meg a teljes fluxus 2% -át. A napi CR változások összefüggésben vannak a Föld forgásával és nem izotróp CR flux eloszlásával a helioszférában. Van egy periódusos vagy kvaziperiodikus CR variáció osztálya, amely például a Föld éves körforgása a Nap körül, a Föld helyzetének változása a Nap -egyenlítő síkjához képest stb. A kvaziperiodikus CR variációk mellett vannak szórványos változásaik is, amelyeket Forbush -csökkenéseknek neveznek, és amelyek lényege a következő. Hirtelen, néhány órán belül vagy rövidebben, a földi állomások által a Föld légkörében vagy mesterséges műholdakon rögzített CR -fluxus meredeken csökkenni kezd. Bizonyos esetekben ennek a csökkenésnek az amplitúdója elérheti a tíz százalékot. Ilyen események a Nap erőteljes robbanásai után következnek be. A képződött szórások óriási sebességgel, akár 1000 km / s -ig terjednek. Ez a lökéshullám egy megerősítettet hordoz maga előtt, ami nem teszi lehetővé a töltött részecskék behatolását a nagysebességű áramba. Ezért, amikor a Föld ennek az áramlásnak a sokkfrontja mögött van, a CR intenzitása meredeken csökken. Mivel a napkitörések leggyakrabban magas években fordulnak elő, és ennek megfelelően a lökéshullámok leggyakrabban ezekben az időszakokban keletkeznek, leggyakrabban aktív napokban figyelhetők meg. A Forbush csökkenése gyakran fordul elő a Föld mágneses mezőjében bekövetkező erőteljes zavarok időszakában (geomágneses viharok idején), amelyek szintén a nagysebességű napszéláram földi mágneses mezőre gyakorolt hatásának következményei. A hetvenes évek elején az űreszközökön végzett alacsony energiájú CR-k tanulmányozása az anomális CR komponens (ACR) felfedezéséhez vezetett. Nem teljes mértékben ionizált He, C, N, O, Ne és Ar atomokból áll. Az anomália abban nyilvánul meg, hogy a több egységtől több tíz MeV / nukleonig terjedő energiatartományban az ACR részecskék spektruma jelentősen eltér a GCR spektrumtól. Itt megfigyelhető a részecskék fluxusának növekedése, ami feltételezhetően összefüggésben van az ionok gyorsulásával a lökéshullámban a heliomagnetoszféra határán, és e részecskék későbbi diffúziójával a helioszféra belső régióiba. Ezenkívül a LAC elemek elterjedtsége jelentősen eltér a GCR megfelelő értékeitől. A nap maga is forrás (SCR). Az SCR olyan töltött részecskék, amelyek a Napon fellobbanó folyamatokban felgyorsulnak, mint a többszörös energiák hőenergiák részecskék a felületén. Az SCR-eket először az 1940-es évek elején rögzítették ionizációs kamrák-földi műszerek, amelyek nagy energiájú müonokat rögzítettek. Mi az SCR kitörés? A Napot figyelő csillagászok észrevették, hogy a Nap aktivitásának növekedése során a Nap felszínének aktív régióiban, ahol sok folt koncentrálódik, és a fotoszférikus mágneses mezők összetett konfigurációja van, hirtelen fényes fény jelenik meg a Nap optikai tartományában. spektrum. Körülbelül ezzel egyidejűleg megfigyelhető a Napból származó rádiókibocsátás növekedése, és nagyon gyakran a koronás anyag kilövellését kísérő röntgen- és gamma-sugarak megjelenése gyorsított töltésű részecskék formájában. Jelenleg úgy vélik, hogy a napkitörés fő forrása a napmágneses mező megsemmisítésének energiája az aktív régióban és egy semleges áramlap kialakulása. A napsugárban felgyorsult töltött SCR -részecskéket a bolygóközi térbe dobják ki, majd szaporítják. Az SCR terjedését a bolygóközi közegben a kitörést megelőző körülmények határozzák meg. Ha a körülmények nyugodtak, vagyis a napszél sebessége nem különbözött túlzottan az átlagtól, és a mágneses mező nem tapasztalt jelentős ingadozást, akkor az SCR -ek a diffúziós törvénynek megfelelően terjednek, és a mágneses mezővonalak mentén történő diffúzió legyen meghatározó. Ha egy erős lökéshullám keletkezik a napkitörés során, akkor a részecskék felgyorsulnak a hullám elején, ahogy az terjed a napkoronában és a bolygóközi közegben. A Föld pályáján leggyakrabban az SCR -eket figyelik meg, amikor a fáklyázási helyet keresztező mágneses mezővonal áthalad a Földön. A több száz megaelektronfeszültségű energiával felvett SCR -események statisztikai elemzése azt mutatja, hogy leggyakrabban olyan SCR -eket rögzítenek, amelyeket a Nap nyugati végtagján (szélén) bekövetkező fellángolásokban gyorsítottak fel. V utóbbi évek bizonyíték volt arra, hogy a részecskék gyorsulása megtörténhet a lökéshullám elején a Nap közelében. Így gyorsított részecskék is észlelhetők messze a fellángolás és a megfigyelő közötti kapcsolat vonalától. Az SCR fellángolások gyakran előfordulnak a Forbush csökkenése során. A feltöltődött részecskék áramlása felgyorsult a Nap fáklyáiban, és hatalmas veszélyt jelent minden élőlényre. A mágneses mező és a légkör megmenti a Földet ettől a szörnyű sugárzástól. Az olyan űrhajósoknak azonban, akik távoli űrutazásokra indulnak, például a Marsra, korai információkkal kell rendelkezniük az ilyen események lehetőségéről a védintézkedések érdekében. A világ számos országából származó tudósok több évtizede megoldják az SCR -fellángolások előfordulását szabályozó alapvető törvények megalkotásának és az ilyen események előrejelzésének problémáját. Sajnos az SCR -ek korai előrejelzésének és főbb jellemzőinek meghatározása a Föld pályáján még messze nem megoldott. A CR -nek, mielőtt eléri a Föld felszínét, át kell mennie a Föld mágneses mezőjén (magnetoszférán) és a Föld légkörén. A Föld mágneses mezeje összetett szerkezetű. A magnetoszféra belső területe, több Föld sugarú dimenzióval ( R⊕ = 6378 km) dipólus szerkezetű. A Föld Nap felé néző oldalán, ~ 10 -es távolságban R⊕ A napszél és a föld mágneses mezeje kölcsönhatás hatására álló lökéshullámot képez. Ezen a távolságon a napszél a mágneses mező körül áramlik, letörve az erővonalak egy részét a Föld mágneses mezőjének elülső (megvilágított) határán, és átviszi azokat a Föld éjszakai oldalára, kialakítva a magnetoszféra. A magnetoszféra farka, amely nyílt erővonalakból áll, több száz Föld sugarú távolságra terjed ki. Ábrán. Az 5. ábra sematikusan ábrázolja a Föld magnetoszféráját. A geomágneses szférába eső CR komplex módon mozog benne, mivel a mágneses mezőben lévő töltött részecskékre a Lorentz -erő hat. F=(q/c)[v× B], ahol q- részecske töltés, c- fénysebesség vákuumban, v a részecske sebessége, és B- mágneses mező indukciója. Tudva F, az egyenletből meg lehet határozni egy részecske pályáját m(dv/dt)=(q/c)[v× B], Ahol m a részecske tömege. Mivel B komplexen függ a megfigyelési pont koordinátáitól, akkor egy részecske pályájának kiszámítása a Föld mágneses mezőjében elképzelhetetlen erőteljes számítógépek és megfelelő szoftverek használata nélkül, és csak a mi korunkban vált lehetővé. Századunk elején S. Stermer svéd tudós figyelembe vette a töltött részecskék mozgását a mágneses dipólus területén. Mágneses térben a részecskék mozgását a mágneses merevsége határozza meg R=pc/q, ahol o a részecske lendülete. Azonos keménységű részecskék R, ugyanabban a mezőben ugyanúgy fog mozogni. A számítások azt mutatták, hogy a részecske beleesik ez a pont a magnetoszféra, ha mágneses merevsége meghalad egy bizonyos minimális értéket, amelyet geomágneses határérték merevségének neveznek R min. Részecskék R R min, nem tudnak eljutni a magnetoszféra adott pontjához adott szögben. Általában az érték R mega- vagy gigavoltban kifejezve: MV vagy GV. A nagyon kis értékű részecskék behatolnak a geomágneses gömb poláris régióiba, a mágneses pólusok régióiba R... Ahogy azonban a geomágneses egyenlítő felé haladunk, az érték R min jelentősen megnő és eléri a ~ 15 GV értékeket. Így ha a CR fluxust a pólusról az Egyenlítőre haladva mérjük, akkor annak értéke fokozatosan csökken, mivel a Föld mágneses tere megakadályozza azok behatolását. Ezt a jelenséget CR szélességi pályának nevezik. A CR -ek szélességi mozgásának felfedezése bizonyította, hogy a CR -k töltött részecskék. A geomágneses szféra azon tulajdonsága, hogy CR -t ad át egy adott pontra, csak nagyobb merevséggel R A min -t CR megfigyelésekhez használják különböző energiatartományokban. Ebből a célból a CR -t szabványos műszerekkel (neutronmonitorok, köbös távcsövek, rádiós szondák stb.) Mérik a poláris, középső és egyenlítői szélességi körökben, eltérő értékekkel. R min. Nem sokkal az 1958 -as első indítás után az amerikai J. Van Allen és a szovjet tudósok S.N. Vernov és A.E. Chudakov felfedezte a Föld belső és külső sugárzási öveit. mágneses csapdák a töltött részecskékhez. Ha egy részecske egy ilyen csapdába kerül, akkor elfogja és sokáig benne él. Ezért a sugárzási övekben a csapdába esett részecskék fluxusa óriási a szíjakon kívüli fluxusokhoz képest. A sugárzási övek sematikusan az ábrán láthatók. 5. A belső öv főként protonokból áll, és több ezer kilométer távolságra helyezkedik el a Föld felszínétől, ha a távolságot az egyenlítői síkban mérik. A fő mechanizmus, amely protonokat szállít a belső sugárzási övbe, a lassú neutronbomlási mechanizmus. Neutronok keletkeznek a CR -k és a légelemek magjaival való kölcsönhatás során. Ezek instabil részecskék, élettartama ~ 10 perc. A neutronok egy része elegendő sebességgel hagyja el a légkört (a légköri határ ~ 30-35 km magasságban helyezkedik el), hogy belépjen a geomágneses csapda régiójába, és ott bomlik: n→o+ e - + ν. A Föld légköréből érkező neutronáramok mérései és számításai azt mutatták, hogy ez a forrás a protonok fő szállítója a belső sugárzási övben. A belső sugárzási öv csapdába esett protonjainak maximális fluxusa (protonok a E> 35 MeV) kb. 1,5 távolságra van rögzítve R ⊕ . Ábrán. Az 5. ábrán az árnyékos területek a részecskefogás területeit - a Föld sugárzási öveit - jelentik. A Föld magnetoszférája nem szimmetrikus a nappali és az éjszakai oldalon, ezért a részecskefogó régiók is eltérőek. Ezt a különbséget a napszél geomágneses szférára gyakorolt hatása okozza, és különösen a külső régiókat érinti. Ezért erős aszimmetria figyelhető meg a rögzítési terület helyén a külső sugárzási öv részecskéi, és sokkal kisebb mértékben a belső öv részecskéi esetében. V mostanában a CR -k szerepe a légköri folyamatokban egyre nagyobb figyelmet kelt. Bár a CR -ek energiasűrűsége alacsony a különböző légköri folyamatok megfelelő értékeihez képest, a CR -eknek néhányukban döntő szerepe van. A Föld légkörében 30 km -nél kisebb magasságban a CR -k az ionképződés fő forrásai. A kondenzációs folyamatok és a vízcseppek képződése nagymértékben függ az ionok sűrűségétől. Így a Forbush csökkenése során csökken a felhőzet és a csapadék. A napkitörések és az SCR -ek Földre érkezése után a felhőzet mennyisége és a csapadék mennyisége nő. Ezek a változások mind az első, mind a második esetben jelentősek - legalább 10%. Miután a Föld sarkvidékeit a napsugárzásból származó kis energiájú részecskék nagy mennyiségei betörték, a légkör felső rétegeiben hőmérsékletváltozás figyelhető meg. A CL -ek aktívan részt vesznek a villámáram kialakításában. Jelenleg aktívan vizsgálják a CR hatását az ózonkoncentrációra és a légkör egyéb folyamataira. A CR -k érdekes természeti jelenség, és mint minden más a természetben, ez is szorosan összefügg a csillagok objektumaiban, galaxisunkban, a Napon, a heliomagnetoszférában és a Föld légkörében zajló egyéb folyamatokkal. Az ember már sokat tud a CR -ről, de olyan fontos kérdéseket, mint a CR gyorsulásának okai, beleértve az olyan gigantikus értékeket is, mint E
Kozmikus sugarak
12.12.2005 20:11
|"Soros enciklopédia"
1. Bemutatkozás
2. Galaktikus kozmikus sugarak
3. Nagy és ultra-nagy energiák gamma-csillagászatai
4. Modulációs hatások kozmikus sugarakban
5. Nap kozmikus sugarai
6. Kozmikus sugarak a Föld magnetoszférájában és légkörében
7. Következtetés
A kozmikus sugarak (sugárzás) olyan részecskék, amelyek kitöltik a csillagközi teret, és folyamatosan bombázzák a Földet. 1912 -ben fedezte fel őket Hess osztrák fizikus egy ballon ionizációs kamrájával. A kozmikus sugarak maximális energiája 10 21 eV, azaz nagyságrendekkel magasabbak, mint a modern gyorsítók (10 12 eV) rendelkezésére álló energiák. Ezért a kozmikus sugarak tanulmányozása nemcsak a tér fizikájában, hanem az elemi részecskék fizikájában is fontos szerepet játszik. Számos elemi részecskét fedeztek fel először pontosan a kozmikus sugarakban (pozitron - Anderson, 1932; muon () - Neddermeier és Anderson, 1937; pion () - Powell, 1947). Bár a kozmikus sugarak nemcsak töltött, hanem semleges részecskéket is tartalmaznak (különösen sok fotont és neutrínót), a töltött részecskéket általában kozmikus sugárzásnak nevezik.
A kozmikus sugarak tárgyalásakor tisztázni kell, hogy mely sugarakról van szó. A kozmikus sugarak következő típusait különböztetjük meg:
1. Galaktikus kozmikus sugarak - kozmikus részecskék érkeznek a Földre galaxisunk béléből. Nem tartalmazzák a nap által előállított részecskéket.
2. Nap kozmikus sugarai - a nap által generált kozmikus részecskék.
A Földet bombázó galaktikus kozmikus sugarak fluxusa megközelítőleg izotróp és időben állandó, és 1 részecske / cm 2 másodpercet tesz ki (mielőtt belépne a Föld légkörébe). A galaktikus kozmikus sugarak energiasűrűsége 1 eV / cm 3, ami összehasonlítható a csillagok elektromágneses sugárzásának teljes energiájával, a csillagközi gázok hőmozgásával és a galaktikus mágneses mezővel. Így a kozmikus sugarak a galaxis fontos alkotóelemei.
A galaktikus kozmikus sugarak összetétele:
Nukleáris komponens- 93% proton, 6,5% héliummag,<1% более тяжелых ядер (т.е. отвечает распространенности ядер во Вселенной).
Elektronok. Számuk a magok számának 1% -a.
Pozitronok. Számuk az elektronok számának 10% -a.
Anti-hadronok kevesebb, mint 1%.
A galaktikus kozmikus sugarak energiái hatalmas tartományt fednek le - nem kevesebb, mint 15 nagyságrendet (10 6 -10 21 eV). Fluxusuk az E> 10 9 eV részecskékhez gyorsan csökken az energia növekedésével. A nukleáris komponens energia spektruma, az alacsony energiák kivételével, engedelmeskedik a kifejezésnek
n (E) = n o E -, (15,5)
ahol n o konstans, és 2,7 E esetén<10 15 ýÂ è 3.1-3.2 ïðè E>10 15 eV. A nukleáris komponens energia spektrumát a 15.6.
A rendkívül nagy energiájú részecskék fluxusa rendkívül kicsi. Tehát évente átlagosan legfeljebb egy 10 20 eV energiájú részecske esik egy 10 km 2 -es területre. A spektrum jellege a 10 9 eV energiájú elektronoknál hasonló a 15.6. A galaktikus kozmikus sugarak fluxusa legalább 1 milliárd éve nem változott.
A galaktikus kozmikus sugarak nyilvánvalóan nem termikus eredetűek. Valójában a maximális hőmérsékletet (10 9 K) a csillagok közepén éri el. Ebben az esetben a részecskék termikus mozgásának energiája 10 5 eV. Ugyanakkor a galaktikus kozmikus sugarak részecskéi, amelyek elérik a Föld környékét, általában> 10 8 ÂÂ energiával rendelkeznek.
Rizs. 15.6. Az űr nukleáris komponensének energia spektruma
sugarak. Az energia a tömegrendszer középpontjában van megadva.
Joggal feltételezhető, hogy a kozmikus sugarakat főként szupernóva -robbanások generálják (a kozmikus sugarak egyéb forrásai pulzárok, rádiógalaxisok, kvazárok). Galaxisunkban a szupernóva -robbanások átlagosan legalább 100 évente előfordulnak. Könnyű kiszámítani, hogy a kozmikus sugarak megfigyelt energiasűrűségének (1 eV / cm 3) fenntartásához elegendő, ha csak a robbanási teljesítmény néhány százalékát adják át. A szupernóva -robbanások során kilökődő protonok, nehezebb atommagok, elektronok és pozitronok tovább gyorsulnak bizonyos asztrofizikai folyamatokban (ezeket az alábbiakban tárgyaljuk), megszerezve a kozmikus sugarakban rejlő energiajellemzőket.
A kozmikus sugarak összetételében gyakorlatilag nincsenek metagalaktikus sugarak, azaz kívülről csapdába esve galaxisunkban. A kozmikus sugarak összes megfigyelt tulajdonsága azzal magyarázható, hogy galaxisunkban keletkeznek, felhalmozódnak és hosszú ideig tartanak, lassan kiáramlanak az intergalaktikus térbe. Ha a kozmikus részecskék egyenes vonalban mozognának, akkor megjelenésük után több ezer évvel mennének ki a galaxisból. Egy ilyen gyors szivárgás pótolhatatlan veszteségekhez és a kozmikus sugarak intenzitásának éles csökkenéséhez vezetne.
Valójában a csillagközi mágneses mező jelenléte és a mezővonalak erősen összefonódott konfigurációja miatt a töltött részecskék összetett pályák mentén mozognak (ez a mozgás hasonlít a molekulák diffúziójára), ezrekkel növelve e részecskék tartózkodási idejét a Galaxisban . A kozmikus sugárrészecskék életkorát több tízmillió évre becsülik. Az ultra-nagy energiájú kozmikus részecskéket a galaktikus mágneses tér gyengén eltéríti, és viszonylag gyorsan elhagyja a Galaxist. Ez megmagyarázhatja a kozmikus sugarak spektrumának megszakadását 310 15 A energiánál.
Röviden foglalkozzunk a kozmikus sugarak gyorsulásának problémájával. A kozmikus sugarak részecskéi kisütött és elektromosan semleges kozmikus plazmában mozognak. Nem rendelkezik jelentős elektrosztatikus mezőkkel, amelyek képesek felgyorsítani a töltött részecskéket a pálya különböző pontjai közötti potenciális különbség miatt. De a plazmában, elektromos mezők indukció és impulzus típus. Tehát egy indukciós (örvény) elektromos mező jelenik meg, mint ismeretes, a mágneses térerősség idővel történő növekedésével (az úgynevezett betatron-effektus). A részecskék gyorsulását az is okozhatja, hogy kölcsönhatásba lépnek a plazmahullámok elektromos mezőjével az intenzív plazma turbulenciájú régiókban. Vannak más gyorsulási mechanizmusok, amelyeknél nem foglalkozhatunk ezen a kurzuson. Egy részletesebb mérlegelés azt mutatja, hogy a javasolt gyorsítási mechanizmusok képesek a szupernóva robbanások során kilökődő töltött részecskék energiájának 10 5 -ről 10 21 BV -re történő növelésére.
A Nap által kibocsátott töltött részecskék - a nap kozmikus sugarai - a Földet bombázó kozmikus sugárzás nagyon fontos összetevői. Ezek a részecskék nagy energiákká gyorsulnak fel a Nap légkörének felső részén a napkitörések során. A napsugárzás meghatározott időciklusoknak van kitéve. A legerősebbeket 11 év, a kevésbé erőseket 27 napig ismételjük meg. Az erőteljes napkitörések a galaxishoz képest 10 6 -szorosára növelhetik a Napról a Földre hulló kozmikus sugarak áramlását.
A galaktikus kozmikus sugarakhoz képest a nap kozmikus sugarai több protont tartalmaznak (az összes mag 98-99% -áig), és ennek megfelelően kevesebb héliummagot (1,5%). Gyakorlatilag nincs más mag bennük. A Z2 -vel rendelkező magok tartalma a kozmikus nap sugaraiban tükrözi az összetételt napfény... A nap kozmikus sugárzás részecskéinek energiája 10 5 -10 11 eV tartományban változik. Energia spektrumuk hatalmi törvény függvény (15.5), ahol - 7 -ről 2 -re csökken az energia csökkenésével.
A kozmikus sugarak fenti jellemzői a kozmikus részecskékre vonatkoznak, mielőtt belépnek a Föld légkörébe, azaz az ún elsődleges kozmikus sugárzás... A légkör magjaival (főleg oxigénnel és nitrogénnel) való kölcsönhatás eredményeként az elsődleges kozmikus sugarak nagy energiájú részecskéi (elsősorban protonok) keletkeznek nagy szám másodlagos részecskék - hadronok (pionok, protonok, neutronok, antinukleonok stb.), leptonok (muonok, elektronok, pozitronok, neutrínók) és fotonok. Egy összetett többlépcsős kaszkád folyamat alakul ki. A másodlagos részecskék mozgási energiáját elsősorban a légkör ionizálására fordítják.
A Föld légkörének vastagsága körülbelül 1000 g / cm 2. Ugyanakkor a levegőben lévő nagy energiájú protonok tartománya 70-80 g / cm 2, a héliummagoké 20-30 g / cm 2. Így egy nagy energiájú proton akár 15 ütközést is megtapasztalhat a légköri magokkal, és az elsődleges proton közelében a tengerszint elérésének valószínűsége rendkívül kicsi. Az első ütközés általában 20 km magasságban történik.
A leptonok és fotonok a másodlagos hadronok (főleg pionok) gyenge és elektromágneses bomlása, valamint az e -e + párok kvantumok általi előállítása következtében jelennek meg a magok Coulomb mezőjében:
ÿÿî + î + e - + e +.
Így egy primer részecske helyett nagyszámú másodlagos jelenik meg, amelyek hadronikus, muonikus és elektron-foton komponensekre oszlanak. A részecskék számának lavinaszerű növekedése ahhoz vezethet, hogy a kaszkád maximumában számuk elérheti a 10 6 -10 9 -et (az elsődleges proton energiájánál> 10 14 eV). Az ilyen kaszkád nagy területet (sok négyzetkilométert) fed le, és az ún kiterjedt légzuhany(15.7. Ábra).
A maximális méret elérése után a kaszkád elsősorban a légkör ionizálásához szükséges energiaveszteség miatt bomlik le. Főleg relativisztikus muonok érik el a Föld felszínét. Az elektron-foton komponens erősebben szívódik fel, és a kaszkád hadron komponense szinte teljesen „kihal”. Általánosságban elmondható, hogy a kozmikus sugárrészecskék fluxusa a tengerszinten körülbelül 100 -szor kisebb, mint az elsődleges kozmikus sugaraké, ami körülbelül 0,01 részecskét / cm 2 s.
Kozmikus sugarak - gyors töltésű részecskék - protonok, elektronok, különféle magok kémiai elemek különböző irányokban repülnek a világűrben több mint 100 000 km / s sebességgel. A föld légkörébe jutva a kozmikus sugarak részecskéi ütköznek benne a nitrogén- és oxigénatomok magjaival, és elpusztítják azokat. Ennek eredményeképpen új elemi részecskék folynak. Az ilyen részecskéket, amelyek a légkörben születnek, másodlagos kozmikus sugaraknak nevezzük. A másodlagos kozmikus sugarakat speciális eszközök - ionizáló részecskék számlálói vagy speciális nukleáris emulziók - rögzítik. Az elsődleges kozmikus sugarak gyakorlatilag nem érik el a Földet, és ezeknek csak egy kis részét rögzítik magasan a hegyekben. Ezeknek a részecskéknek a tanulmányait főleg a Föld légkörén kívül végzik, modern űrtechnológiával.
A Földre érkező kozmikus sugarak zöme energiája több mint eV (1 eV egyenlő J -vel). Összehasonlításképpen emeljük ki, hogy a Nap belsejében, ahol az anyagot 15 000 000 K hőmérsékletre melegítik, a plazma részecskék átlagos energiája csak alig haladja meg a 103 eV -ot, vagyis sokszorosa a kozmikus energiának sugarak.
A kozmikus sugarak másodpercenként áthatolnak a bolygóközi és csillagközi tér szó szerint minden négyzetcentiméterén. Egy 1 m2 felületű terület átlagosan körülbelül 10 000 részecskét kap másodpercenként. Ezek főleg viszonylag alacsony energiájú részecskék. Minél több a kozmikus részecskék energiája, annál ritkábban fordulnak elő. Így az eV -t meghaladó, nagyon nagy energiájú részecskék évente átlagosan 1 m2 területre esnek.
Fantasztikus energiájú részecskék eV -ben rendkívül ritkák. Az, hogy honnan tudtak ennyi energiát szerezni, ismeretlen.
Az összes energia elsődleges kozmikus sugárzásának több mint 90% -a proton, körülbelül 7% részecske (hélium atommag), körülbelül 2% -a héliumnál nehezebb atommag, és körülbelül 1% -a elektron.
Természetüknél fogva a kozmikus sugarak nap- és galaktikusra oszlanak.
A kozmikus napsugarak viszonylag alacsony energiájúak, és főleg a napkitörések során keletkeznek (lásd Naptevékenység). Ezen kozmikus sugarak részecskéinek gyorsulása a Nap kromoszférájában és koronájában fordul elő. A különösen erős napkitöréseket követő kozmikus napsugárzás súlyos lehet sugárzásveszélyűrhajósok számára.
Az elsődleges kozmikus sugarakat, amelyek kívülről érkeznek a Naprendszerbe, galaktikusnak nevezik. A csillagközi térben meglehetősen bonyolult pályák mentén mozognak, és folyamatosan változtatják repülési irányukat a galaxisunk csillagai között létező mágneses mező hatására.
Rajz (lásd az eredetit)
A kozmikus sugarakat alkotó elektronok a mágneses térben fokozatosan lelassulnak, energiát veszítenek a rádióhullámok sugárzása miatt. Ezt a sugárzást szinkrotron sugárzásnak nevezik. Rádióteleszkópok rögzítik. Ennek megfigyelésével lehetséges azonosítani a kozmikus sugarak fokozott koncentrációjú területeit. Kiderült, hogy a kozmikus sugarak elsősorban galaxisunk több ezer fényév vastag korongjában koncentrálódnak (a Tejút síkja közelében). Ebben a rétegben az összes kozmikus sugárzás teljes energiáját egy gigantikus alak határozza meg - J.
A kozmikus sugarak fő forrása a csillagközi térben nyilván a szupernóva robbanások. Nem véletlen, hogy a szupernóva maradványai erőteljes szinkrotron sugárzással rendelkeznek. A gyorsan forgó mágnesezett neutroncsillagok is hozzájárulnak. Képesek nagy energiákat átadni a töltött részecskéknek. Az aktív galaktikus magok, valamint az anyag jellegzetes kilökődésével járó rádiós galaxisok, amelyeket nagyon erős rádiókibocsátás kísér, nagyon erős kozmikus sugárforrások lehetnek.
Miután nagy energiát kaptak, a kozmikus sugarak részecskéi több tízmillió évig vándorolnak a galaxisban különböző irányokba, mielőtt elveszítik energiájukat a ritka csillagközi gázok atomjaival való ütközések során.
A kozmikus sugarak tanulmányozása az asztrofizika egyik legérdekesebb területe. A kozmikus sugarak megfigyelései (közvetlen regisztrálásuk, a szinkrotron -sugárzás elemzése vagy a környezettel való kölcsönhatásuk hatásainak elemzése) lehetővé teszik a különböző kozmikus folyamatokban az energia -felszabadulás mechanizmusainak mélyebb megértését. fizikai tulajdonságok a csillagközi közeg a kozmikus sugarak folyamatos hatása alatt. A megfigyelések fontosak azoknak az elemi részecskéknek a fizikájának tanulmányozásához is, amelyek a kozmikus sugarak és az anyag kölcsönhatásában keletkeznek. Az űreszközök segítségével végzett kutatások, köztük a 60 -as években indítottak, jelentős mértékben hozzájárultak ehhez a fizika ághoz. a Szovjetunióban négy nehéz műhold "Proton".
ŰR sugarak, nagy energiájú töltött részecskék áramlatai, amelyek a világűrből minden irányból érkeznek a Földre, és folyamatosan bombázzák annak légkörét. A kozmikus sugarak összetételében a protonok dominálnak, vannak elektronok, héliummagok és nehezebb kémiai elemek is (Z ≈ 30 töltésű magokig). A kozmikus sugarakban a legelterjedtebbek a hidrogén- és héliumatomok (≈85 és ≈10%). A többi atommag aránya kicsi (nem haladja meg a ~ 5%-ot). A kozmikus sugarak kis része elektron és pozitron (kevesebb, mint 1%). A Föld légkörének határán beeső kozmikus sugárzás magában foglal minden stabil töltött részecskét és magot, amelyek élettartama 106 év vagy annál hosszabb. Lényegében csak a távoli asztrofizikai forrásokban felgyorsult részecskék nevezhetők igazán "elsődleges" kozmikus sugaraknak, és "másodlagos" - részecskék, amelyek az elsődleges kozmikus sugarak csillagközi gázzal való kölcsönhatása során keletkeznek. Tehát a hélium elektronjai, protonjai és magjai, valamint a csillagokban szintetizált szén, oxigén, vas stb. Éppen ellenkezőleg, a lítium, a berillium és a bór magját másodlagosnak kell tekinteni. Az antiprotonok és pozitronok részben, ha nem teljesen másodlagosak, de ezeknek az elsődleges eredetű töredéke most a kutatás tárgya.
A kozmikus sugárkutatás története
Kezdetben. 20. század elektroszkóppal végzett kísérletekben és ionizációs kamrák a gázok maradék ionizációját találták, amelyet valamilyen áthatoló sugárzás okozott. Ellentétben a radioaktív anyagok sugárzásával a környezet, a behatoló sugárzást még vastag ólomrétegek sem tudták megállítani. Az észlelt áthatoló sugárzás földönkívüli jellegét 1912 -ben állapították meg (W. Hess, Nóbel díj, 1936) ballonokon végzett ionizációs kamrákkal végzett kísérletekben. Kiderült, hogy a Föld felszínétől való távolság növekedésével az áthatoló sugárzás okozta ionizáció növekszik. Övé földönkívüli eredetű végül bebizonyította R. Millikan 1923–26 között a sugárzás légkör általi elnyelésével kapcsolatos kísérletekben (ő alkotta meg a „kozmikus sugarak” kifejezést).
A kozmikus sugarak természete az 1940 -es évekig. tisztázatlan maradt. Ez idő alatt intenzíven fejlődött a kozmikus sugarak kutatásának nukleáris iránya (nukleáris -fizikai vonatkozás) - a kozmikus sugarak anyaggal való kölcsönhatásának, a másodlagos részecskék képződésének és a légkörben való felszívódásának tanulmányozása. Ezek a tanulmányok, amelyeket távcsövek, számlálók, Wilson kamerák és nukleáris fényképészeti emulziók (léggömbökkel a sztratoszférába emelve) felhasználásával végeztek, különösen új elemi részecskék felfedezéséhez vezettek - pozitron (1932), muon(1936), π-mezon (1947).
Szisztematikus hatásvizsgálatok geomágneses mező az elsődleges kozmikus sugarak érkezésének intenzitásáról és irányáról kimutatták, hogy a kozmikus sugár részecskék túlnyomó többsége pozitív töltéssel rendelkezik. Ez összefügg a kozmikus sugarak kelet-nyugati aszimmetriájával: a föld mágneses mezőjében lévő töltött részecskék eltérítése miatt több részecske érkezik nyugatról, mint keletről. A fényképészeti emulziók használata lehetővé tette az elsődleges kozmikus sugarak nukleáris összetételének megállapítását (1948): nehéz kémiai elemek magjának nyomait fedezték fel, egészen a vasig. A kozmikus sugarakban található elsődleges elektronokat először csak 1961 -ben rögzítették sztratoszférikus mérések során.
A végétől. 1940 -es évek előtérbe kerültek a kozmikus sugarak eredetének és időbeli változásainak problémái (a kozmofizikai aspektus).
A kozmikus sugarak jellemzői és osztályozása
A kozmikus sugarak egy nagyon ritka relativisztikus gázhoz hasonlítanak, amelynek részecskéi gyakorlatilag nem lépnek kölcsönhatásba egymással, de ritka ütközéseket tapasztalnak az anyaggal a csillagközi és a bolygóközi közegben, és kozmikus mágneses mezőknek vannak kitéve. A kozmikus sugarak részecskéinek hatalmas kinetikus energiája van (E kin ~ 10 21 eV -ig). A Föld közelében a kozmikus sugáráram túlnyomó részét 10 6 eV és 10 9 eV közötti energiájú részecskék alkotják, majd a kozmikus sugáráram élesen meggyengül. Tehát ~ 10 12 eV energiánál legfeljebb 1 részecske / (m 2 ∙ s) esik a légkör határára, és E kin ~ 10 15 eV - csak 1 részecske / (m 2 ∙ év) . Ez bizonyos nehézségeknek köszönhető a magas és ultramagas (extrém) energiák kozmikus sugarainak tanulmányozásakor. Bár a Föld közelében a kozmikus sugarak összáramlása kicsi (csak körülbelül 1 részecske / (cm 2 ∙ s)), a galaxisunkon belüli energiasűrűségük (kb. 1 eV / cm 3) összehasonlítható a teljes elektromágneses csillagok sugárzása, a csillagközi gázok mozgásának termikus energiája és turbulens mozgásainak mozgási energiája, valamint a galaxis mágneses mezőjének energiasűrűsége. Ebből következik, hogy a kozmikus sugaraknak fontos szerepet kell játszaniuk számos asztrofizikai folyamatban.
A kozmikus sugarak másik fontos jellemzője az energiájuk nem termikus eredete. Valóban, még ~ 10 9 K hőmérsékleten is, látszólag közel a csillagbelső maximumához, a részecskék termikus mozgásának átlagos energiája ≈3 ∙ 10 5 eV. A Föld közelében megfigyelt kozmikus sugarak részecskéinek nagy része Szent energiája. 10 8 eV. Ez azt jelenti, hogy a kozmikus sugarak gyorsulás révén energiát nyernek a plazma és az elektromágneses természet specifikus asztrofizikai folyamataiban.
Eredetük szerint a kozmikus sugarak több csoportra oszthatók: 1) galaktikus eredetű kozmikus sugarak (galaktikus kozmikus sugarak); forrásuk a mi galaxisunk, amelyben a részecskék 10 18 eV nagyságú energiákra gyorsulnak fel; 2) metagalaktikus eredetű kozmikus sugarak (metagalaktikus kozmikus sugarak); más galaxisokban keletkeznek, és a legnagyobb ultrarelativisztikus energiával rendelkeznek (10 18 eV felett); 3) a nap kozmikus sugarai; során vagy a Nap közelében keletkezik napkitörésekés koronális tömegek kilökődései; energiájuk 10 6 eV -tól St. 10 10 eV; 4) rendellenes kozmikus sugarak; a Naprendszerben a helioszféra perifériáján képződött; A részecskék energiája 1-100 MeV / nukleon.
A lítium-, berillium- és bórmagok tartalma szerint, amelyek a kozmikus sugarak atomokkal való kölcsönhatásának eredményeként keletkeznek csillagközi közeg, meg lehet határozni az X anyagmennyiséget, amelyen keresztül a kozmikus sugarak áthaladtak, a csillagközi közegben bolyongva. Az X érték megközelítőleg 5-10 g / cm 2. A kozmikus sugarak bolyongásának idejét a csillagközi közegben (vagy élettartamukat) és X értékét az X≈ ρvt arány határozza meg, ahol ρ a csillagközi közeg átlagos sűrűsége, ami ~ 10-24 g / cm 3, t a kozmikus sugarak vándorlásának ideje ebben a közegben, v a részecskék sebessége. Általában azt feltételezik, hogy az ultrarelativisztikus kozmikus sugarak v értéke gyakorlatilag megegyezik a c fénysebességgel, így élettartamuk kb. 3 · 10 8 év. Ezt vagy a kozmikus sugaraknak a galaxisból és glóriájából való menekülése határozza meg, vagy azok abszorpciója a csillagközi közeg anyagával való rugalmatlan kölcsönhatások miatt.
A Föld légkörébe hatolva az elsődleges kozmikus sugarak elpusztítják a légkörben leggyakrabban előforduló kémiai elemek - a nitrogén és az oxigén - magjait, és kaszkád folyamatot generálnak, amelyben minden ismert elemi részecskék különösen olyan másodlagos részecskék, mint protonok, neutronok, mezonok, elektronok, valamint γ-kvantumok és neutrínók. A kozmikus sugár részecske által az ütközés előtt megtett utat szokás az 1 cm 2 keresztmetszetű oszlopba zárt anyagmennyiséggel grammokban jellemezni, vagyis a részecskék tartományát g / cm 2 légköri anyag. Ez azt jelenti, hogy miután az x (g / cm 2) légkörön I 0 kezdeti intenzitással rendelkező protonsugárral áthaladtunk, az ütközést nem tapasztaló protonok száma egyenlő lesz I = I 0 exp (–x / λ) , ahol λ a részecske átlagos tartománya. A protonok esetében, amelyek az elsődleges kozmikus sugarak nagy részét alkotják, a λ tartomány a levegőben ≈70 g / cm 2, a héliummagok esetében λ ≈ 25 g / cm 2, a nehezebb magok esetében - még kevesebb. Az első ütközést a légkörrel protonok tapasztalják átlagosan 20 km magasságban (x ≈ 70 g / cm 2). A légkör vastagsága tengerszinten 1030 g / cm 2 -nek felel meg, vagyis körülbelül 15 proton nukleáris tartománynak felel meg. Ebből következik, hogy annak valószínűsége, hogy ütközések nélkül eléri a Föld felszínét, elhanyagolható egy elsődleges részecske esetében. Ezért a Föld felszínén a kozmikus sugarakat csak a másodlagos részecskék által keltett ionizáció gyenge hatása érzékeli.
Kozmikus sugarak a Föld közelében
A galaktikus és metagalaktikus eredetű kozmikus sugarak hatalmas energiatartományt foglalnak el, körülbelül 15 nagyságrendet, 10 6 és 10 21 eV között. A nap kozmikus sugarai energiái, különösen erőteljes napkitörések során, nagy értékeket érhetnek el, de energiájuk jellemző értéke általában nem haladja meg a 10 9 eV -ot. Ezért a kozmikus sugarak felosztása galaktikusra és napenergiára teljesen indokolt, mivel mind a nap-, mind a galaktikus kozmikus sugarak jellemzői és forrásai teljesen különbözőek.
A 10 GeV / nukleon alatti energiáknál a Föld közelében mért galaxis kozmikus sugarak intenzitása a naptevékenység szintjétől (pontosabban a bolygóközi mágneses mezőtől, amely a napciklusok során változik) függ. Nagyobb energiáknál a galaktikus kozmikus sugarak intenzitása gyakorlatilag állandó az idő múlásával. A modern elképzelések szerint a galaktikus kozmikus sugarak a 10 17 és 10 18 eV közötti energiatartományban végződnek. A rendkívül nagy energiájú kozmikus sugarak eredete valószínűleg nem kapcsolódik a Galaxishoz.
A kozmikus sugarak különböző összetevőinek spektrumait négyféleképpen lehet leírni. 1. A részecskék száma merevség egységenként. A részecskék terjedése (és valószínűleg a gyorsulása is) a kozmikus mágneses mezőkben az L L sugár sugarától vagy az R részecske mágneses keménységétől függ, amely a Larmor -sugár és a B mágneses indukció szorzata: R = r LB = pc / (Ze), ahol p és Z a részecske lendülete és töltése (az elektrontöltés egységeiben e), c a fénysebesség. 2. A részecskék száma energiaegységenként nukleononként. A csillagközi gázon keresztül terjedő atommagok töredezettsége a nukleononkénti energiától függ, mivel mennyisége hozzávetőleg konzerválódik, amikor a magot a gázzal való kölcsönhatás elpusztítja. 3. A nukleonok száma energiaegységenként nukleononként. A másodlagos részecskék keletkezése a légkörben az egységenkénti energiaegységre jutó nukleonok intenzitásától függ, szinte függetlenül attól, hogy a légkörbe eső nukleonok szabad protonok vagy magokba vannak kötve. 4. Az atommagonkénti energiaegységre jutó részecskék száma. Kísérletek kiterjedt légzuhanyok, amelyek a légkört kaloriméterként használják, általában olyan mennyiséget mérnek, amely a részecskénkénti teljes energiához kapcsolódik. Az I részecskék differenciális intenzitásának mértékegységei a következő alakúak (cm –2 s –1 sr –1 E –1), ahol az E energiát a fent felsorolt négy változó egyikének egységében adjuk meg.
A kozmikus sugarak megfigyelt differenciális energiaspektruma a 10 11 eV feletti energiatartományban az ábrán látható. 1. A spektrumot egy teljesítménytörvény írja le nagyon széles energiatartományban - 10 11 és 10 20 eV között, a meredekség enyhe változásával kb. 3 · 10 15 eV (törés, néha „térdnek”, térdnek) és kb. 10 19 eV („boka”, boka). A kozmikus sugarak integrált fluxusa a "boka" felett megközelítőleg 1 részecske / (km 2 · év).
1. táblázat. A galaxis és a nap kozmikus sugaraiban, a Napban és más csillagokban található különböző atommagok relatív bősége (az oxigénmagok tartalmát 1,0 -nek tekintjük)
| Mag | Nap kozmikus sugarai | A nap | Csillagok | Galaktikus kozmikus sugarak |
|---|---|---|---|---|
| 1 H | 4600 * | 1445 | 925 | 685 |
| 2 Ő | 70 * | 91 | 150 | 48 |
| 3 Li | ? | <10 – 5 | <10 – 5 | 0,3 |
| 4 Legyen - 5 B. | 0,02 | <10 – 5 | <10 – 5 | 0,8 |
| 6 C | 0,54 * | 0,60 | 0,26 | 1,8 |
| 7 N | 0,20 | 0,10 | 0,20 | <0,8 |
| 8 O | 1,0 | 1,0 | 1,0 | 1,0 |
| 9 F | <0,03 | 10 – 3 | <10 – 4 | <0,1 |
| 10 Ne | 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 Al | ? | 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 Fe | 0,15 * | 0,05 | 0,06 | 0,14 |
* Az 1–20 MeV / nukleon energiatartományra vonatkozó megfigyelési adatok, az oszlop többi adatai ≥ 40 MeV / nukleon energiákra vonatkoznak. A táblázat legtöbb értékének hibája 10-50%.
Az elsődleges nukleonok intenzitása a több GeV és 10 TeV közötti, vagy valamivel magasabb energiatartományban megközelítőleg az ((E) ≈1.8E –α nukleon / (cm 2 ∙ s ∙ sr ∙ GeV) képlet alapján írható le, ahol E az egy nukleonra eső energia (beleértve a nyugalmi energiát is), α ≈ (γ + 1) = 2,7 a differenciál spektrum indexe, γ az integrál spektrális index. RENDBEN. Az elsődleges nukleonok 79% -a szabad proton, kb. A maradék részecskék 70% -a héliummagba kötött nukleon. Az elsődleges magok frakciói (frakciói) szinte állandóak a jelzett energiatartományban (esetleg kis eltérésekkel). Ábrán. A 2. ábra a galaktikus kozmikus sugarak spektrumát mutatja a ~ 400 MeV / nukleon feletti energiatartományban. A kozmikus sugarak fő alkotóelemei a naptevékenységi ciklus egy bizonyos korszakában a nukleononkénti energia függvényében kerülnek bemutatásra. A J (E) mennyiség azoknak a részecskéknek a száma, amelyek energiája az E és E + δE tartományban van, és amelyek egységnyi felületen haladnak át egységnyi idő alatt egységnyi szilárd szögben, a felületre merőleges irányban.
2. táblázat. A galaktikus kozmikus sugarak intenzitása teljes energiával E≥ 2,5 GeV / nukleon a Föld magnetoszféráján kívül a minimális naptevékenység és a differenciál spektrum paraméterei közelében K Aés γ a protonok (H-mag), az α-részecskék (He-sejt) és a különböző atommagcsoportok esetében
| Mag | Core töltés Z | Intenzitás én(Z) nál nél E≥ 2,5 GeV / nukleon, m –2 ∙ s –1 ∙ sr –1 | Differenciál spektrumú kitevő γ | Spektrum állandó K A | Intervallum E, GeV / nukleon |
|---|---|---|---|---|---|
| H | 1 | 1300 | 2,4 ± 0,1 | 4800 | 4,7–16 |
| Nem | 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 |
A galaxis és a nap kozmikus sugaraiban, valamint (összehasonlításképpen) a Nap és más csillagok különböző magjainak relatív bőségét az 1. táblázat tartalmazza a viszonylag alacsony energiájú (1–20 MeV / nukleon) és ≥ 40 MeV / nukleon. A 2. táblázat összefoglalja a magasabb energiájú galaxis kozmikus sugarak részecskéinek intenzitására vonatkozó adatokat (≈2,5 GeV / nukleon). A 3. táblázat tartalmazza a ~ 10,6 GeV / nukleon energiájú kozmikus sugármagok eloszlását.
3. táblázat. Relatív prevalencia F kozmikus sugármagok 10,6 GeV / nukleon energiával (az oxigénmagok tartalmát 1,0 -nek tekintik)
| Core töltés Z | Elem | F |
|---|---|---|
| 1 | H | 730 |
| 2 | Ő | 34 |
| 3–5 | Li - B | 0,4 |
| 6–8 | C -O | 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 |
Módszerek a kozmikus sugarak tanulmányozására
Mivel a kozmikus sugarak részecskéi energiájukban 10 15 -szeres mértékben különböznek, nagyon különböző módszereket és eszközöket kell használni ezek tanulmányozására (3. ábra, balra). Ugyanakkor a műholdakra és űrrakétákra telepített berendezéseket széles körben használják. A Föld légkörében a méréseket kis ballonok és nagy, nagy magasságú léggömbök segítségével végzik a felszínén - földi berendezések segítségével. Némelyikük eléri a több száz négyzetkilométert, és vagy magasan a hegyekben, vagy mélyen a föld alatt, vagy az óceán nagy mélységében helyezkedik el, ahol csak másodlagos nagy energiájú részecskék, például muonok hatolnak be (3. ábra, balra) . A kozmikus sugárváltozások tanulmányozására szolgáló állomások világhálózata - standard neutronmonitorok és muon távcsövek - több mint 60 éve folyamatosan regisztrálja a kozmikus sugarakat a Föld felszínén. A galaxis és a nap kozmikus sugarairól értékes információkat szolgáltatnak a nagy létesítményekben, például a Baksan komplexben végzett megfigyelések kiterjedt légzuhanyok .
Jelenleg a kozmikus sugarak vizsgálatában használt detektorok fő típusai a fényképészeti emulziók és röntgenfilmek, ionizációs kamrák, gázkisülés-számlálók, neutronszámlálók, Cherenkov- és szcintillációs számlálók, félvezető-félvezető-érzékelők, szikra- és sodródáskamrák.
A kozmikus sugarak atomfizikai vizsgálatait elsősorban nagy kiterjedésű, 1938-ban felfedezett légzuhanyok rögzítésére szolgáló számlálók segítségével végzik (P. Auger). A zuhanyzók óriási mennyiségű másodlagos részecskét tartalmaznak, amelyek egy 10 10 eV energiájú elsődleges részecske inváziója során keletkeznek. Az ilyen megfigyelések fő célja, hogy tanulmányozzák a nukleáris kölcsönhatás elemi aktusának jellemzőit nagy energiákon. Ezzel együtt információt nyújtanak a kozmikus sugarak energiaspektrumáról 10 15–10 20 eV energián, ami nagyon fontos a kozmikus sugarak gyorsulási forrásainak és mechanizmusainak keresésében.
Az E ≈10 20 eV részecskék fluxusa, amelyet kiterjedt légzuhanyok módszerével vizsgáltak, nagyon kicsi. Például csak 1 E ≈ 10 19 eV -os részecske esik 1 m 2 -re a légkör határán 1 millió év alatt. Az ilyen kis áramlások regisztrálásához szükség van nagy területekre, amelyekre érzékelőket kell telepíteni, hogy megfelelő számú eseményt észszerű időn belül regisztrálhassanak. 2016 -ban a tudósok különböző csoportjai különböző becslések szerint 10–20 eseményt regisztráltak, amelyeket a legfeljebb 3 × 10 eV maximális energiájú részecskék generáltak óriási létesítményekben kiterjedt légzuhanyok regisztrálására.
A kozmofizikai szempontból végzett megfigyeléseket nagyon különböző módszerekkel hajtják végre, a részecskék energiájától függően. A 10 9–10 12 eV energiájú kozmikus sugarak változásait tanulmányozzák a neutronmonitorok, muon teleszkópok és egyéb detektorok világméretű hálózatából származó adatok felhasználásával. A földi berendezések azonban a légköri elnyelés miatt érzéketlenek az energiával rendelkező részecskékre.< 500 МэВ. Поэтому приборы для регистрации таких частиц поднимают на шарах-зондах в стратосферу до высот 30–35 км (рис. 3).
Az 1–500 MeV energiájú kozmikus sugarak fluxusának légkörön kívüli méréseit geofizikai rakéták, műholdak és más űrhajók (űrszondák) segítségével végzik. A kozmikus sugarak közvetlen megfigyelése a bolygóközi térben, az 1960 -as években kezdődött. a Föld pályáján (az ekliptikus sík közelében), 1994 óta a Nap pólusai felett hajtják végre (Ulysses űrszonda, "Ulysses"). Űrszondák Voyager 1 és Voyager 2 Az 1977 -ben elindított Voyager 2) már elérte a Naprendszer határait. Így az első ilyen űrhajó 2004 -ben lépte át a helioszféra határát, a második - 2007 -ben. Ez 94 AU távolságban történt. és 84 a.u. a naptól. 2016 -tól úgy tűnik, hogy mindkét jármű csillagközi porfelhőben mozog, amely elmerül a Naprendszerben.
A kozmogén izotópok módszerével számos értékes eredmény született. A kozmikus sugarak meteoritokkal és kozmikus porral, a Hold felszínével és más bolygókkal, valamint a Föld légkörével vagy anyagával való kölcsönhatásából alakulnak ki. A kozmogén izotópok információkat tartalmaznak a kozmikus sugarak múltbeli változásairól és a nap-földi kapcsolatokról. Például a fagyűrűkben található radioaktív szén -dioxid -tartalom 14 C ( rádiószén -kormeghatározás) lehetséges tanulmányozni a kozmikus sugarak intenzitásának változásait az elmúlt több ezer évben. Más, hosszú élettartamú izotópok (10 Be, 26 Al, 53 Mn stb.) Felhasználásával, amelyeket a meteoritok, a holdi talaj, a mélytengeri üledékek tartalmaznak, rekonstruálni lehet a képet a kozmikus sugarak intenzitásának változásairól az elmúlt milliók során évek óta.
Az űrtechnológia és a rádiókémiai elemzési módszerek fejlődésével lehetővé vált a kozmikus sugarak jellemzőinek tanulmányozása az anyagban lévő nyomok (nyomok) alapján. A nyomokat kozmikus sugármagok alkotják a meteoritokban, a Hold anyagában, a műholdakon kiállított és a Földre visszatért speciális célmintákban, a világűrben dolgozó űrhajósok sisakjában, stb. általuk okozott, az ionoszféra alsó részén, különösen a poláris szélességeken (például a rövid rádióhullámok fokozott elnyelésének hatása). Az ionizációs hatások mellett a kozmikus sugarak nitrogén -oxidok képződését is okozzák a légkörben. A csapadékkal (eső és hó) együtt oxidok halmozódnak le és halmozódnak fel Grönland és az Antarktisz jegében sok éven át. A jégoszlopokban lévő tartalmuk alapján (az úgynevezett nitrát módszer) meg lehet ítélni a kozmikus sugarak intenzitását a múltban (több tíz és több száz évvel ezelőtt). Ezek a hatások főként a kozmikus nap sugarai által a légkörbe történő invázió során jelentősek.
A kozmikus sugarak eredete
A kozmikus sugarak magas izotrópiája miatt a Föld közelében végzett megfigyelések nem teszik lehetővé annak megállapítását, hogy hol keletkeznek és hogyan oszlanak el az Univerzumban. Ezekre a kérdésekre először a rádiócsillagászat adott választ a 10 7–10 9 Hz frekvenciatartományú kozmikus szinkrotron -sugárzás felfedezése kapcsán. Ezt a sugárzást nagyon nagy energiájú (10 9–10 10 eV) elektronok hozzák létre, amikor a galaxis mágneses mezőiben mozognak. Az ilyen elektronok, amelyek a kozmikus sugarak egyik alkotóeleme, kiterjedt, az egész Galaxist lefedő területet foglalnak el, és galaktikus glóriának nevezik. A csillagközi mágneses mezőkben az elektronok úgy mozognak, mint más nagy energiájú töltött részecskék - protonok és nehezebb magok. Az egyetlen különbség az, hogy kis tömegük miatt az elektronok, a nehezebb részecskékkel ellentétben, intenzíven sugároznak rádióhullámokat, és így a galaxis távoli részein mutatkoznak meg, a kozmikus sugarak jelzőjeként.
1966-ban G. T. Zatsepin és V. A. Kuzmin (Szovjetunió) és K. Greisen (USA) azt javasolták, hogy a kozmikus sugárzás spektrumát a 3 · 10 19 eV feletti energiáknál „le kell vágni” (éles hajlítás) a nagy energiájú részecskék kölcsönhatása miatt ereklyesugárzással (az úgynevezett GZK-effektus). Több esemény regisztrálása E ≈10 20 eV energiával magyarázható, ha feltételezzük, hogy ezeknek a részecskéknek a forrásai legfeljebb 50 Mpc távolságra vannak tőlünk. Ebben az esetben a kozmikus sugarak kölcsönhatásai az ereklyesugárzás fotonjaival gyakorlatilag nem következnek be, mivel a részecskéknek a forrástól a megfigyelőig vezető útján kis számú foton van. A 2007 -ben a nagy nemzetközi "Project Auger" keretében megszerzett első (előzetes) adatok nyilvánvalóan először jelzik a GZK -effektus fennállását E> 3,10 19 eV -nál. Ez viszont érv a 10 20 eV feletti energiájú kozmikus sugarak metagalaktikus eredete mellett, ami a GZK -hatás miatt lényegesen magasabb, mint a spektrum határértéke. A GZK -paradoxon feloldására különféle elképzelések hangzottak el. Az egyik hipotézis a Lorentz-féle invariancia ultramagas energiáknál való lehetséges megsértésével kapcsolatos, amelyen belül a semleges és töltött π-mezonok stabil részecskék lehetnek a 10 19 eV feletti energiákon, és az elsődleges kozmikus sugarak részei lehetnek.
Kezdetben. 1970 -es évek az űreszközökön végzett alacsony energiájú galaktikus kozmikus sugarak tanulmányozása a kozmikus sugarak anomális összetevőjének felfedezéséhez vezetett. Nem teljes mértékben ionizált He, C, N, O, Ne és Ar atomokból áll. Az anomália abban nyilvánul meg, hogy a több egységtől több tíz MeV / nukleon energiatartományban a részecske spektrum jelentősen eltér a galaktikus kozmikus sugarak spektrumától (4. ábra). A részecskék fluxusának növekedése figyelhető meg, ami feltételezhetően összefüggésben van a ionok gyorsulásával a lökéshullámon a heliomagnetoszféra határán, és ezeknek a részecskéknek a diffúziójával a helioszféra belső régióiba. Ezenkívül az anomális kozmikus sugarak elemeinek bősége jelentősen eltér a galaktikus kozmikus sugarak megfelelő értékeitől.
Másrészt a Voyager 1 űrszonda 2008. júniusi adatai szerint a viszonylag alacsony energiájú kozmikus sugarak (egység - tíz MeV, 5. ábra) fluxusának növekedését figyelték meg. Ez az első információ a kozmikus sugarakról, amelyet közvetlenül a csillagközi közegből szereztek, új kérdéseket vet fel a kozmikus sugarak anomális összetevőjének forrásaival és természetével (keletkezési mechanizmusaival) kapcsolatban.
Kozmikus sugárgyorsító mechanizmusok
A kozmikus részecskék gyorsulásának teljes elmélete a teljes energiatartományban, amelyben megfigyelik őket, még nem jött létre. Még a galaktikus kozmikus sugarak tekintetében is csak modelleket javasoltak a legfontosabb tények magyarázatára. Ezeknek elsősorban a kozmikus sugarak energiasűrűségének értékét (≈ 1 eV / cm 3) kell tartalmazniuk, valamint az energiaspektrumuk hatvány-törvény formáját, amely nem változik élesen ≈ 3 × energiáig. 10 15 eV, ahol az összes részecske differenciális spektrumának kitevője -2,7 -ről –3,1 -re változik.
A robbanásokat ma a galaktikus kozmikus sugarak fő forrásának tekintik. szupernóvák... A kozmikus sugarakat generáló források energiahatalmára vonatkozó követelmények nagyon magasak (a kozmikus sugarakat generáló teljesítménynek 3,10 33 W nagyságrendűnek kell lennie), így a galaxis közönséges csillagai nem tudják kielégíteni azokat. Ilyen erő azonban szupernóva -robbanásokból nyerhető (V. L. Ginzburg, S. I. Syrovatsky, 1963). Ha egy robbanás során 10 44 J nagyságrendű energia szabadul fel, és 30–100 év alatt 1 alkalommal fordul elő robbanás, akkor összteljesítményük körülbelül 10 35 W, és csak néhány százaléka a szupernóva -robbanás elegendő a kozmikus sugarak szükséges erejének biztosításához.
Ebben az esetben azonban továbbra is kérdés marad a galaktikus kozmikus sugarak spektrumának kialakulásáról. A probléma az, hogy a mágnesezett plazma (a táguló szupernóva burok) makroszkopikus energiáját át kell adni az egyes töltött részecskékre, miközben olyan energiaeloszlást kell biztosítani, amely jelentősen eltér a termikusétól. A legvalószínűbb mechanizmus a galaktikus kozmikus sugarak 10 15 eV (és esetleg még magasabb) nagyságú energiára történő felgyorsítására a következőnek tűnik. A robbanás során kilőtt héj mozgása lökéshullámot generál a környező csillagközi közegben (6. ábra). A gyorsulási folyamat során elfogott töltött részecskék diffúziós terjedése lehetővé teszi számukra, hogy többször átlépjék a sokkfrontot (G.F. Krymsky, 1977). Az egymást követő metszéspontok minden párja növeli a részecske energiáját a már elért energiával arányosan (E. Fermi által javasolt mechanizmus, 1949), ami a részecskék gyorsulásához vezet. A sokkfronti kereszteződések számának növekedésével a gyorsulási tartomány elhagyásának valószínűsége is növekszik, így az energia növekedésével a részecskék száma körülbelül a teljesítménytörvény szerint csökken, és a gyorsulás nagyon hatékony, és a gyorsított részecskék spektruma nagyon kemény: µE –2.
Egyes modellfeltételek szerint a javasolt séma a maximális energiát adja E max ~ 10 17 Z eV, ahol Z a gyorsított mag töltése. A kozmikus sugarak számított spektruma a maximális elérhető energiáig nagyon nehéz (µE –2). Az elméleti (–2) és a kísérleti (–2,7) spektrális indexek közötti különbség kompenzálásához a spektrum jelentős lágyítására van szükség a kozmikus sugarak terjedése során. Ilyen lágyulás érhető el a részecskék diffúziós együtthatójának energiafüggősége miatt, amikor a forrásokból a Földre mozognak.
A gyorsulás egyéb mechanizmusai között különösen az álló lökéshullámon történő gyorsulást tárgyaljuk egy erős mágneses mezővel rendelkező (~ 10 12 G) neutroncsillag forgása során. A maximális részecskeenergia ebben az esetben elérheti (10 17–10 18) Z eV, a tényleges gyorsulási idő pedig 10 év. A részecskék gyorsulása ütköző galaxisok által generált lökéshullámokban is lehetséges. Egy ilyen esemény 5 · 10 8 év alatt körülbelül 1 alkalommal fordulhat elő; a maximális elérhető energia ebben az esetben 3 · 10 19 Z eV. Hasonló becsléshez vezet az aktív galaktikus magok által generált lökéshullámok gyorsulási folyamata is. Körülbelül ugyanezeket a becsléseket adják azok a modellek, amelyek az anyag galaxishalmazokban történő felhalmozódása által okozott lökéshullámok gyorsulásának figyelembevételével kapcsolatosak. A legnagyobb becslések (akár 1021 eV nagyságrendű energiák) a gamma-sugárzások kozmológiai eredetének modelljében kaphatók. Olyan egzotikus forgatókönyveket is tárgyalnak, amelyekben a hagyományos részecskegyorsítás egyáltalán nem szükséges. Ilyen forgatókönyvekben a kozmikus sugarak bomlás vagy megsemmisülés következtében keletkeznek az ún. topológiai hibák (kozmikus húrok, monopólusok stb.), amelyek az Univerzum tágulásának első pillanataiban merültek fel.
Problémák és kilátások
A kozmikus sugarak tanulmányozása értékes információkkal szolgál az űr különböző régióinak elektromágneses mezőiről. A kozmikus sugárrészecskék által a Föld felé vezető úton "rögzített" és "hordozott" információ megfejtésre kerül a kozmikus sugárváltozások - a kozmikus sugáráram térbeli -időbeli változásainak - tanulmányozásakor, a dinamikus, elektromágneses és plazmafolyamatok hatására a csillagközi térben , a helioszféra belsejében (a fluxusban napszél) és a Föld közelében (a Föld magnetoszférájában és légkörében).
Másrészt, mint a nagy energiájú részecskék természetes forrása, a kozmikus sugarak pótolhatatlan szerepet játszanak az anyag szerkezetének és az elemi részecskék közötti kölcsönhatások tanulmányozásában. A kozmikus sugarak egyes részecskéinek energiája olyan nagy, hogy sokáig kívül maradnak a versenyen, összehasonlítva a legerősebb laboratóriumi gyorsítók által felgyorsított részecskékkel. Így a részecskék (protonok) maximális energiája, amelyet a legtöbb modern földi gyorsítóban kapnak, általában nem haladja meg a 10 12 eV-ot. Csak 2015.6.3 -án, a CERN -ben, a Nagy Hadronütköztetőben először lehetett protonokat 1,3 × 10 13 eV energiára gyorsítani (1,4 × 10 13 eV tervezési maximális energiával).
A különböző kozmikus skálákon (a Galaxis, a Nap, a Föld magnetoszférája stb.) Végzett megfigyelések azt mutatják, hogy a részecskék gyorsulása a kozmikus plazmában fordul elő, ahol kellően intenzív inhomogén mozgások és mágneses mezők vannak. Azonban nagy mennyiségben és nagyon nagy energiákig a részecskék csak akkor gyorsíthatók fel, ha nagyon nagy mozgási energiát juttatnak a plazmához. Pontosan ez történik az olyan grandiózus kozmikus folyamatokban, mint a szupernóva -robbanások, a rádiógalaxisok és a kvazárok aktivitása.
Az elmúlt évtizedekben jelentős előrelépés történt az ilyen folyamatok megértésében, de sok kérdés maradt. A helyzet még mindig különösen éles a nagy és rendkívül nagy energiájú térségben, ahol az információ (adatstatisztika) minősége még mindig nem teszi lehetővé egyértelmű következtetések levonását a kozmikus sugarak forrásairól és azok gyorsulásának mechanizmusairól. Remélhetőleg a Nagy Hadronütköztetőn végzett kísérletek lehetővé teszik a hadron kölcsönhatásokra vonatkozó információk megszerzését ~ 10 17 eV energiáig, és jelentősen szűkítik a hadronikus kölcsönhatások fenomenológiai modelljeinek extrém nagy energiák régiójába történő extrapolációjából eredő, jelenleg fennálló bizonytalanságot. A következő generáció kiterjedt légzuhanyainak tanulmányozására szolgáló létesítményeknek precíz tanulmányokat kell végezniük a kozmikus sugarak energiaspektrumáról és összetételéről a 10 17–10 19 eV energiatartományban, ahol nyilvánvalóan az átmenet a galaxis kozmikus sugarakról a kozmikus sugarakra extragalaktikus eredetű.
A kozmikus sugaraknak az asztrofizikai folyamatokban betöltött óriási szerepe mellett fontosságuk fontos a Föld távoli múltjának (éghajlatváltozás, bioszféra evolúció stb.) Tanulmányozásához, valamint néhány gyakorlati probléma (például megfigyelés és előrejelzés) megoldásához. űr időjárásés az űrhajósok sugárbiztonságának biztosítása).
Kezdetben. 21 c. a kozmikus sugarak lehetséges szerepe a légköri és éghajlati folyamatokban egyre nagyobb figyelmet kelt. Bár a kozmikus sugarak energiasűrűsége alacsony a különböző légköri folyamatok hatalmas energiájához képest, némelyikben a kozmikus sugarak döntő szerepet játszanak. A föld légkörében 30 km -nél kisebb magasságban a kozmikus sugarak szolgálnak az iontermelés fő forrásaként. A kondenzációs folyamatok és a vízcseppek képződése nagymértékben függ az ionok sűrűségétől. Így a galaktikus kozmikus sugarak intenzitásának csökkenése során a bolygóközi térben a napsütés zavarainak területén, amelyet a napkitörések okoznak (az úgynevezett Forbush-effektus), csökken a felhőzet és a csapadék szintje. A napkitörések és a kozmikus napsugarak Földre érkezése után a felhőzet mennyisége és a csapadék mennyisége nő. Ezek a változások mind az első, mind a második esetben legalább 10%-ot tesznek ki. Miután a Nap sarkvidékeit a Napból érkező gyorsított részecskék nagy áramlatai megtámadták, a légkör felső rétegeiben hőmérsékletváltozás figyelhető meg. A kozmikus sugarak is aktívan részt vesznek a zivatar elektromosságának kialakításában. Kezdetben. 21 c. intenzíven vizsgálják a kozmikus sugarak hatását az ózon koncentrációjára és a légkör egyéb folyamataira.
Mindezeket a hatásokat részletesen tanulmányozzák egy általánosabb probléma keretében. nap-földi kapcsolatok... Ezen kapcsolatok mechanizmusainak fejlesztése különösen érdekes. Ez különösen a trigger mechanizmusra vonatkozik, amelyben az instabil rendszerre gyakorolt energetikailag gyenge elsődleges hatás a másodlagos hatások többszörös növekedéséhez vezet, például egy erős ciklon kialakulásához.
Fizikai és matematikai tudományok doktora B. KHRENOV, D. V. Skobeltsyn Nukleáris Fizikai Kutatóintézet, Moszkvai Állami Egyetem M. V. Lomonoszov.
Rák -köd, különböző hullámhosszú sugarakban tanulmányozva. Kék - röntgensugarak (NASA, Chandra X -ray Observatory), zöld - optikai tartomány (NASA, Hubble Observatory), piros - infravörös sugárzás (ESA, Observatory
A HESS telepítése Namíbiában.
A rákból származó gamma kvantumok energia spektruma, a HESS létesítményben mérve (egyenes vonal közelíti meg ezt a spektrumot). A gamma kvantumok fluxusa 1 TeV küszöbenergiával (2,26 ± 0,08) x 10 -11 cm -2·val vel -1.
Az 1-10 GeV energiájú gammasugárzás érkezési irányának eloszlása galaktikus koordinátákban, az EGRET műhold szerint.
A Pierre Auger Obszervatórium részecskeérzékelője.
Légköri fluoreszcencia detektor: hat távcső pásztázza a légkört 0-30 látómezőben O a horizont feletti magasságban és a látómezőben 0-180 O az azimutban.
A detektorok elhelyezkedési térképe a Pierre Auger Obszervatóriumban Mendoza tartományban, Argentínában. A pontok részecskeérzékelők.
A TUS űradetektor rendkívül nagy energiájú EAS-t fog megfigyelni a Föld pályájáról.
Kísérleti adatok a kozmikus sugarak energia spektrumáról az elsődleges részecske energiák széles tartományában. Az adatok kompakt megjelenítése érdekében a differenciális részecskeáramlási sebességet megszorozzuk E3 -mal.
Az M87 elliptikus galaxisból relativisztikus gázsugarat bocsátanak ki.
A HESS létesítményben mért gamma kvantumok energia spektrumai: háromszögek - az M87 forrásból, körök - a rákból. A gamma kvantumok fluxusa 1 TeV küszöbenergiával (2,26 ± 0,08) x 10 –11 cm –2 val vel – 1.
Majdnem száz év telt el azóta, hogy felfedezték a kozmikus sugarakat - a világegyetem mélyéről érkező töltött részecskék áramlatait. Azóta sok felfedezés történt a kozmikus sugárzással kapcsolatban, de még mindig sok rejtély van. Az egyik, talán a legérdekesebb: hol vannak a részecskék, amelyek energiája meghaladja a 10 20 eV -ot, azaz csaknem egymilliárd billió elektronvoltot, milliószor nagyobb, mint a legerősebb gyorsító - a Nagy Hadronütköztető LHC? Milyen erők és mezők gyorsítják fel a részecskéket ilyen szörnyű energiákká?
A kozmikus sugarakat 1912 -ben fedezte fel Victor Hess osztrák fizikus. A bécsi Rádium Intézet tagja volt, és kutatásokat végzett ionizált gázokkal kapcsolatban. Ekkor már tudták, hogy minden gáz (beleértve a légkört is) mindig enyhén ionizált, ami azt jelzi, hogy a gáz összetételében vagy az ionizációt mérő műszer közelében radioaktív anyag (például rádium) van jelen, valószínűleg földkéreg. Ennek a feltevésnek a tesztelésére kísérleteket végeztek az ionizációs detektor ballonba emelésével, mivel a gáz ionizációjának csökkennie kell a föld felszínétől való távolsággal. A válasz az ellenkezője volt: Hess felfedezett egy bizonyos sugárzást, amelynek intenzitása a magassággal együtt nőtt. Ez azt sugallta, hogy az űrből származik, de a sugarak földönkívüli eredetét végül csak számos kísérlet után lehetett bizonyítani (V. Hess csak 1936 -ban kapta meg a Nobel -díjat). Emlékezzünk vissza, hogy a "sugárzás" kifejezés nem jelenti azt, hogy ezek a sugarak tisztán elektromágneses jellegűek (például napfény, rádióhullámok vagy röntgensugarak); olyan jelenség felfedezésére használták, amelynek természetét még nem ismerték. És bár hamar kiderült, hogy a kozmikus sugarak fő alkotóeleme a gyorsított töltésű részecskék, protonok, a kifejezés megmaradt. Egy új jelenség vizsgálata gyorsan eredményeket hozott, amelyeket általában "a tudomány élvonalának" neveznek.
A nagyon nagy energiájú kozmikus részecskék felfedezése közvetlenül (jóval a protongyorsító megalkotása előtt) felvetette a kérdést: mi az asztrofizikai tárgyakban a töltött részecskék gyorsulásának mechanizmusa? Ma már tudjuk, hogy a válasz nem triviálisnak bizonyult: a természetes, "űr" gyorsító alapvetően különbözik az ember alkotta gyorsítóktól.
Hamarosan világossá vált, hogy az anyagon átrepülő kozmikus protonok kölcsönhatásba lépnek atomjaik magjaival, így korábban ismeretlen instabil elemi részecskék keletkeznek (ezeket elsősorban a Föld légkörében figyelték meg). Születésük mechanizmusának vizsgálata gyümölcsöző utat nyitott az elemi részecskék szisztematikájának felépítéséhez. a laboratóriumban a protonok és elektronok megtanulták felgyorsítani és befogadni hatalmas fluxusaikat, összehasonlíthatatlanul sűrűbben, mint a kozmikus sugarakban. Végső soron a részecskék kölcsönhatásának kísérletei kaptak energiát a gyorsítókban, ami egy modern kép létrehozásához vezetett a mikrovilágról.
1938 -ban Pierre Auger francia fizikus figyelemre méltó jelenséget fedezett fel - másodlagos kozmikus részecskék záporát, amelyek az elsődleges protonok és a rendkívül nagy energiájú atommagok kölcsönhatása következtében keletkeznek a légkör atommagjaival. Kiderült, hogy a kozmikus sugarak spektruma 10 15 -10 18 eV nagyságrendű energiájú részecskéket tartalmaz - milliószor több, mint a laboratóriumban felgyorsult részecskék energiája. Dmitrij Vlagyimirovics Skobeltsyn akadémikus különös jelentőséget tulajdonított az ilyen részecskék vizsgálatának, és közvetlenül a háború után, 1947 -ben, legközelebbi kollégáival, G. T. Zatsepinnel és N. A. A kozmikus sugarak első tanulmányainak története megtalálható N. Dobrotin és V. Rossi könyveiben. Idővel D.V.Skobeltsyn iskolája a világ egyik legerősebbé nőtte ki magát, és sok éven keresztül meghatározta a fő irányokat az ultra nagy energiájú kozmikus sugarak tanulmányozásában. Módszerei lehetővé tették a ballonokon és műholdakon rögzített 10 9-10 13 eV -ról a vizsgált energiák tartományának 10 13-10 10 eV -ra való kiterjesztését. Két szempont tette különösen vonzóvá ezeket a tanulmányokat.
Először is lehetővé vált, hogy a természet által létrehozott nagy energiájú protonokat használva tanulmányozzák kölcsönhatásukat a légkör atommagjaival, és megfejtsék az elemi részecskék legfinomabb szerkezetét.
Másodszor, lehetőség van olyan tárgyak megtalálására az űrben, amelyek fel tudják gyorsítani a részecskéket rendkívül nagy energiákra.
Az első szempont nem bizonyult olyan eredményesnek, mint kívánta: az elemi részecskék finom szerkezetének tanulmányozása sokkal több adatot igényelt a protonok kölcsönhatásáról, mint amennyi kozmikus sugárzással elérhető. Ugyanakkor a mikrovilág koncepciójához jelentős mértékben hozzájárult a protonok kölcsönhatásának legáltalánosabb jellemzőinek az energiájuktól való függőségének vizsgálata. Az EAS tanulmányozása során fedezték fel azt a tulajdonságot, hogy a másodlagos részecskék száma és azok energiaeloszlása függ az elsődleges részecske energiájától, ami az elemi részecskék kvark-gluon szerkezetével függ össze. Ezeket az adatokat később gyorsító kísérletekben megerősítették.
Ma már megbízható modelleket készítettek a kozmikus sugaraknak a légkör atommagjaival való kölcsönhatására, amelyek lehetővé tették a legmagasabb energiájú elsődleges részecskék energia spektrumának és összetételének tanulmányozását. Világossá vált, hogy a kozmikus sugarak nem kevesebb szerepet játszanak a Galaxis fejlődésének dinamikájában, mint a mezői és a csillagközi gázáramok: a kozmikus sugarak, a gáz és a mágneses mező fajlagos energiája megközelítőleg 1 eV / cm 3. Ilyen csillagközi közeg -egyensúly mellett természetes feltételezni, hogy a kozmikus sugárrészecskék felgyorsulnak, valószínűleg ugyanazokban a tárgyakban, amelyek felelősek a gáz felmelegedéséért és kibocsátásáért, például az Új és a Szupernóva csillagokban amikor felrobbannak.
A kozmikus sugarak gyorsulásának első mechanizmusát Enrico Fermi javasolta olyan protonok számára, amelyek véletlenszerűen ütköznek a csillagközi plazma mágnesezett felhőivel, de nem tudják megmagyarázni az összes kísérleti adatot. 1977 -ben Germogen Filippovich Krymsky akadémikus kimutatta, hogy ennek a mechanizmusnak sokkal erősebben kell felgyorsítania a részecskéket a szupernóva -maradványokban a lökéshullámok frontján, amelyek sebessége nagyságrendekkel magasabb, mint a felhők sebessége. Ma már megbízhatóan bebizonyosodott, hogy a kozmikus protonok és magok lökéshullám által történő felgyorsításának mechanizmusa a szupernóva burkokban a leghatékonyabb. De laboratóriumi körülmények között aligha lesz lehetséges reprodukálni: a gyorsulás viszonylag lassan megy végbe, és hatalmas energiaráfordítást igényel a felgyorsult részecskék megtartásához. A szupernóva borítékokban ezek a körülmények a robbanás természetéből adódóan léteznek. Figyelemre méltó, hogy a kozmikus sugarak felgyorsulása egyedülálló asztrofizikai objektumban történik, amely felelős a kozmikus sugarakban ténylegesen jelen lévő nehéz (a héliumnál nehezebb) magok szintéziséért.
A mi galaxisunkban számos ismert, ezer évnél fiatalabb szupernóva ismert, amelyeket szabad szemmel figyeltek meg. A leghíresebbek a Rák -köd a Bika csillagképben ("Rák" az 1054 -es Supernova -kitörés maradványa, amelyet a keleti évkönyvekben jegyeztek fel), a Cassiopeia A (1572 -ben megfigyelte Tycho Brahe csillagász) és a Kepler -féle Supernova a csillagképben. Ophiuchus (1680). Héjaik átmérője ma 5-10 fényév (1 fényév = 10 16 m), vagyis körülbelül 0,01 sebességgel tágulnak, és körülbelül tízezer fényév távolságra vannak a Földtől . A szupernóva borítékokat ("ködöket") az optikai, rádió-, röntgen- és gamma-tartományban a Chandra, Hubble és Spitzer űrmegfigyelők figyelték meg. Megbízhatóan kimutatták, hogy az elektronok és protonok gyorsulása röntgensugárzás kíséretében valójában a héjakban fordul elő.
Töltse fel a csillagközi teret kozmikus sugarakkal meghatározott fajlagos energiával (~ 1 eV cm 3 -ben) körülbelül 60 szupernóva -maradvány lehet 2000 évnél fiatalabb, míg ezek közül kevesebb, mint tíz ismert. Ezt a hiányt azzal magyarázzák, hogy a Galaxis síkjában, ahol a csillagok és a szupernóvák koncentrálódnak, sok a por, ami nem teszi lehetővé a fény átjutását a Földön lévő megfigyelőhöz. A röntgen- és gamma-sugarak megfigyelései, amelyeknél a porréteg átlátszó, lehetővé tették a megfigyelt "fiatal" Supernova-kagylók listájának bővítését. Az újonnan felfedezett héjak közül a legújabb a Supernova G1.9 + 0.3 volt, amelyet 2008 januárja óta megfigyeltek a Chandra röntgen távcsővel. A héj méretére és tágulási sebességére vonatkozó becslések azt mutatják, hogy körülbelül 140 évvel ezelőtt fellángolt, de nem volt látható az optikai tartományban, mivel fényét a Galaxis porrétege teljesen elnyelte.
A Tejút -galaxisunkban felrobbanó Supernovákra vonatkozó adatokon kívül lényegesen gazdagabb statisztikák vannak más galaxisokban található Supernovákról. A felgyorsult protonok és atommagok jelenlétének közvetlen megerősítése a gamma -sugárzás, amely nagy energiájú fotonokat okoz a semleges pionok bomlásából - a protonok (és magok) és a forrásanyag kölcsönhatásának termékei. A legnagyobb energiájú ilyen fotonokat olyan távcsövekkel figyelik meg, amelyek regisztrálják az EAS másodlagos részecskéi által kibocsátott Vavilov - Cherenkov izzást. Az ilyen típusú legkifinomultabb műszer egy hat távcsőből álló beállítás, amelyet a Namíbiában található HESS-szel közösen hoztak létre. Először a rák gamma -sugarait mérték, és intenzitása más források intenzitásának mértékévé vált.
A kapott eredmény nemcsak megerősíti a protonok és a magok gyorsulásának mechanizmusát a Supernovában, hanem lehetővé teszi a gyorsított részecskék spektrumának becslését is: a "másodlagos" gamma kvantumok és az "elsődleges" protonok és magok spektruma nagyon közel. A rák mágneses tere és mérete lehetővé teszi a protonok 10 15 eV nagyságú energiákra való felgyorsítását. A forrásban és a csillagközi közegben található kozmikus sugárrészecskék spektruma némileg eltér, mivel a részecskék forrásból való kiszökésének valószínűsége és a részecskék élettartama a galaxisban a részecske energiájától és töltésétől függ. A Föld közelében mért kozmikus sugarak energiaspektrumának és összetételének összehasonlítása a forrás spektrumával és összetételével lehetővé tette annak megértését, hogy a részecskék mennyi ideig utaznak a csillagok között. A Föld közelében lévő kozmikus sugarakban a lítium, a berillium és a bór atommagjának száma jóval nagyobbnak bizonyult, mint a forrásnál - további mennyiségük a nehezebb magok és a csillagközi gázzal való kölcsönhatás eredményeként jelenik meg. Miután megmértük ezt a különbséget, kiszámítottuk az anyag X mennyiségét, amelyen keresztül a kozmikus sugarak áthaladtak a csillagközi közegben. Az atomfizikában az anyagmennyiséget, amellyel egy részecske találkozik útközben, g / cm 2 -ben mérik. Ez annak a ténynek köszönhető, hogy a részecskeáram csökkenésének kiszámításához az anyagmagokkal való ütközések során ismernie kell a részecskék ütközéseinek számát az iránytól eltérő területű (keresztmetszetű) magokkal. a részecskéből. Ezekben az egységekben az anyagmennyiséget kifejezve minden maghoz egyetlen mérési skálát kapunk.
Az X ~ 5-10 g / cm 2 kísérletileg talált értéke lehetővé teszi a kozmikus sugarak t élettartamának becslését a csillagközi közegben: t X / ρc, ahol c a részecske sebessége, megközelítőleg egyenlő a fény sebességével, ρ ~ 10 -24 g / cm3 a csillagközi közeg átlagos sűrűsége. Ezért a kozmikus sugarak élettartama körülbelül 10 8 év. Ez az idő sokkal hosszabb, mint egy c sebességgel mozgó részecske repülési ideje a forrástól a Földig (3 · 10 4 év a galaxis tőlünk ellentétes oldalán lévő legtávolabbi források esetén). Ez azt jelenti, hogy a részecskék nem egyenes vonalban mozognak, hanem szétszóródnak. A galaxisok kaotikus mágneses mezei indukcióval B ~ 10-6 gauss (10-10 tesla) mozgatják őket körben, amelynek sugara (giroszkóp) R = E / 3 x 10 4 B, ahol R m -ben, E a részecske energiája eV -ben, V - mágneses mező indukció gaussban. A részecskék mérsékelt energiájánál E< 10 17 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·10 20 м).
Csak az E> 10 19 eV energiájú részecskék érkeznek megközelítőleg egyenes vonalon a forrástól. Ezért a 10 19 eV -nál kisebb energiájú EAS részecskék iránya nem jelzi forrásukat. Ebben az energiatartományban csak megfigyelni kell a másodlagos sugárzást, amelyet maguk a források generálnak a kozmikus sugarak protonjai és magjai által. A gamma -sugárzás megfigyelhető energiatartományában (E< 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.
A kozmikus sugarak mint "helyi" galaktikus jelenség fogalma csak a mérsékelt energiájú részecskékre igaz< 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.
1958 -ban Georgy Borisovich Christiansen és német Viktorovich Kulikov éles változást fedeztek fel a kozmikus sugarak energiaspektrumának alakjában 3,10 15 eV nagyságrendű energiánál. Ezen érték alatti energiáknál a részecskék spektrumára vonatkozó kísérleti adatokat rendszerint "hatalom-törvény" formában mutatták be, így az adott E energiájú N részecskék számát fordítottan arányosnak tekintették a γ teljesítményű N részecske energiájával: N (E) = a / E γ (γ a differenciális kitevő spektrum). 3 · 10 15 eV energiáig a γ = 2,7 kitevő, de amikor magasabb energiákra megyünk, az energia spektrum „törést” tapasztal: E> 3 · 10 15 eV energiák esetén γ 3,15 lesz. Természetes, hogy ezt a spektrumváltozást a felgyorsult részecskék energiájának megközelítésével hozzuk összefüggésbe a szupernóvák gyorsulási mechanizmusára számított maximális lehetséges értékkel. A 10 15 -10 17 eV energiatartományban lévő primer részecskék nukleáris összetétele is a spektrum törésének ilyen magyarázata mellett szól. A legmegbízhatóbb információkat az összetett EAS telepítések - "MGU", "Tunka", "Tibet", "Cascade" - szolgálják. Segítségükkel nemcsak az elsődleges atommagok energiájáról kapnak információt, hanem az atomszámuktól függő paramétereket is - a zuhany "szélessége", az elektronok és a müonok aránya, a legerősebbek száma elektronok és azok teljes száma. Mindezek az adatok azt mutatják, hogy az elsődleges részecskék energiájának növekedésével a spektrum bal szélétől a megszakadása előtt a szünet utáni energiáig nő az átlagos tömegük. A részecskék tömeg szerinti összetételének ilyen változása összhangban áll a részecskegyorsulás modelljével a Supernovákban - a részecske töltésétől függő maximális energia korlátozza. A protonok esetében ez a maximális energia 3,10 15 eV nagyságrendű, és a gyorsított részecske (mag) töltésével arányosan növekszik, így a vasmagok ~ 10 17 eV -ig hatékonyan felgyorsulnak. A maximális értéket meghaladó energiájú részecskeáramok intenzitása gyorsan csökken.
De a még nagyobb energiájú részecskék (~ 3 · 10 18 eV) regisztrálása kimutatta, hogy a kozmikus sugarak spektruma nemcsak nem szakad meg, hanem visszatér a törés előtt megfigyelt formába!
Az energiaspektrum mérése az "ultramagas" energiatartományban (E> 10 18 eV) nagyon nehéz az ilyen részecskék kis száma miatt. E ritka események megfigyeléséhez szükséges az EAS részecskeáram -érzékelők és az általuk a légkörben generált Vavilov - Cherenkov sugárzás hálózatának létrehozása és az ionizációs sugárzás (légköri fluoreszcencia) több száz, sőt ezer négyzetkilométeres területen. Az ilyen nagy, összetett létesítményekhez korlátozott gazdasági tevékenységet végző helyeket választanak, de képesek biztosítani hatalmas számú érzékelő megbízható működését. Az ilyen létesítményeket először több négyzetkilométeres területekre (Jakutszk, Havera Park, Akeno), majd több százra (AGASA, Fly's Eyе, HiRes) építették, végül pedig több ezer négyzetkilométeres létesítményeket hoznak létre (Pierre Auger Obszervatórium Argentínában, Teleszkópos telepítés Utah -ban, USA).
Az ultra nagy energiájú kozmikus sugarak tanulmányozásának következő lépése az EAS-ek rögzítésére szolgáló módszer kifejlesztése lesz a légkör fluoreszcenciájának megfigyelésével az űrből. Több országgal együttműködve készül az első EAS űrérzékelő, a TUS projekt Oroszországban. Egy másik ilyen detektort fel kell szerelni az ISS Nemzetközi Űrállomásra (JEM-EUSO és KLPVE projektek).
Mit tudunk ma az ultra-nagy energiájú kozmikus sugarakról? Az alsó ábra a 10 18 eV feletti energiájú kozmikus sugarak energiaspektrumát mutatja, amelyet a legújabb generációs eszközökön (HiRes, Pierre Auger Obszervatórium) szereztek be, az alacsonyabb energiájú kozmikus sugarak adataival együtt, amelyek, mint fentebb láthatók, a Tejút -galaxisba. Látható, hogy a 3 · 10 18–3 · 10 19 eV energiáknál a differenciális energiaspektrum indexe 2,7–2,8 értékre csökkent, pontosan ugyanaz, mint a galaktikus kozmikus sugaraknál, amikor a részecske energiái sokkal kisebbek, mint a galaktikus gyorsítók maximális lehetséges értékei ... Ez nem arra utal, hogy ultramagas energiáknál a részecskék fő áramát az extragalaktikus eredetű gyorsítók hozzák létre, amelyek maximális energiája sokkal magasabb, mint a galaktikusoké? A galaktikus kozmikus sugarak spektrumában bekövetkezett csavarodás azt mutatja, hogy az extragalaktikus kozmikus sugarak hozzájárulása drámaian megváltozik, amikor a mérsékelt energiájú 10 14–10 16 eV energiájú tartományból indul, ahol körülbelül 30 -szor kevesebb, mint a galaktikus energiák (spektrum) ábrán szaggatott vonallal jelölt), az ultramagas energiák azon területére, ahol uralkodóvá válik.
Az elmúlt évtizedekben számos csillagászati adat halmozódott fel az extragalaktikus tárgyakról, amelyek képesek felgyorsítani a töltött részecskéket 10 19 eV -nál nagyobb energiákra. Nyilvánvaló jele annak, hogy a D méretű objektum fel tudja gyorsítani a részecskéket E energiává, az a B mágneses mező jelenléte az egész objektumban, hogy a részecske giroszkópiusza kisebb, mint D. ; fekete lyukakat tartalmazó aktív galaxisok magjai; ütköző galaxisok. Mindegyik gázt (plazmát) tartalmaz, amelyek óriási sebességgel mozognak, megközelítve a fénysebességet. Az ilyen fúvókák a gázpedál működéséhez szükséges lökéshullámok szerepét játsszák. Ahhoz, hogy megbecsüljük a kozmikus sugarak megfigyelt intenzitásához való hozzájárulásukat, figyelembe kell venni a források földtől való távolsági eloszlását és a részecskék energiaveszteségét az intergalaktikus térben. Mielőtt felfedezték a háttérben lévő kozmikus rádiókibocsátást, az intergalaktikus tér "üresnek" és átlátszónak tűnt nemcsak az elektromágneses sugárzás, hanem az ultra-nagy energiájú részecskék számára is. A csillagászati adatok szerint az intergalaktikus térben a gáz sűrűsége olyan kicsi (10–29 g / cm 3), hogy még a több száz milliárd milliárd fényévnyi távolságon (10 24 m) is a részecskék nem találkoznak a gázatomok. Amikor azonban kiderült, hogy az Univerzum tele van az ősrobbanás után megmaradt alacsony energiájú fotonokkal (körülbelül 500 foton / cm 3, E f ~ 10 -3 eV energiával), világossá vált, hogy a protonok és a Az E ~ 5 · 10 19 eV energiát meghaladó energia, a Greisen - Zatsepin - Kuzmin (GZK) határértéknek kölcsönhatásba kell lépnie a fotonokkal, és energiája nagy részét elveszíti útközben több tíz millió fényév alatt. Így az Univerzum elsöprő része, amely tőlünk több mint 10 7 fényév távolságra található, elérhetetlennek bizonyult a megfigyeléshez 5,10 19 eV energiát meghaladó nyalábokban. Az ultra-nagy energiájú kozmikus sugarak spektrumára vonatkozó legújabb kísérleti adatok (HiRes létesítmény, Pierre Auger Obszervatórium) megerősítik ennek az energiahatárnak a létezését a Földről észlelt részecskék esetében.
Mint látható, rendkívül nehéz tanulmányozni az ultra-nagy energiájú kozmikus sugarak eredetét: a legmagasabb energiájú kozmikus sugarak lehetséges forrásainak fő része (a GZK határ felett) olyan messze van, hogy a a Föld elveszíti a forrásban megszerzett energiát. És a GZK -határnál kisebb energiáknál a részecskék elmozdulása a galaxis mágneses tere által még mindig nagy, és a részecskék érkezési iránya nem valószínű, hogy képes lesz jelezni a forrás helyzetét az égi gömbön.
A rendkívül nagy energiájú kozmikus sugárforrások keresése során elemezzük a kellően nagy energiájú részecskék kísérletileg mért érkezési irányának korrelációját, oly módon, hogy a galaxis mezői kissé eltérítik a részecskéket a forrás irányától. Az előző generáció létesítményei még nem szolgáltattak meggyőző adatokat a részecskék érkezési irányának és az asztrofizikai tárgyak speciálisan kiválasztott osztályának koordinátáinak összefüggéséről. A Pierre Auger Obszervatórium legfrissebb adatai reménynek tekinthetők arra, hogy az elkövetkező években adatokat szerezzünk az AGN típusú források szerepéről a GZK határ nagyságrendű energiájú részecskék intenzív áramlásának létrehozásában.
Érdekes módon az AGASA létesítmény jelzéseket szolgáltatott az "üres" irányok létezésére (azok, ahol nincsenek ismert források), amelyek mentén két vagy akár három részecske érkezik a megfigyelési időszak alatt. Ez nagy érdeklődést váltott ki a kozmológiával foglalkozó fizikusok körében - a világegyetem keletkezésének és fejlődésének tudományában, amely elválaszthatatlanul kapcsolódik az elemi részecskék fizikájához. Kiderült, hogy a mikrovilág felépítésének és az Univerzum fejlődésének egyes modelljeiben (az ősrobbanás elmélete) a modern világegyetemben 10 23–10 24 eV nagyságrendű elemi részecskék megőrzése megjósolt, amelynek az anyagnak az ősrobbanás legkorábbi szakaszában kell lennie. Eloszlásuk az Univerzumban nem túl világos: vagy egyenletesen oszlanak el az űrben, vagy "vonzódhatnak" az Univerzum hatalmas régióihoz. Fő jellemzőjük, hogy ezek a részecskék instabilak, és könnyebbekké bomlanak, beleértve a stabil protonokat, fotonokat és neutrínókat, amelyek hatalmas kinetikus energiákat - több mint 10 20 eV - nyernek. Azok a helyek, ahol az ilyen részecskék fennmaradtak (az Univerzum topológiai hibái), ultramagas energiájú protonok, fotonok vagy neutrínók forrásának bizonyulhatnak.
Akárcsak a galaktikus források esetében, az extragalaktikus ultra-nagy energiájú kozmikus sugárgyorsítók létezését is megerősítik a gamma-detektorok adatai, például a HESS létesítmény távcsövei, amelyek a fent felsorolt extragalaktikus objektumokra irányulnak-a kozmikus sugárforrások jelöltjei.
Közülük a legígéretesebbek az aktív galaxisok (AGN) atommagjai gázsugarakkal. A HESS létesítmény egyik legjobban tanulmányozott objektuma az M87 galaxis a Szűz csillagképben, 50 millió fényév távolságra a galaxisunktól. Középpontjában egy fekete lyuk található, amely energiát szolgáltat a közeli folyamatokhoz, és különösen a galaxishoz tartozó óriás plazmasugarat. A kozmikus sugarak gyorsulását az M87 -ben közvetlenül megerősítik a gamma -sugárzásának megfigyelései, amelyek energia spektruma 1-10 TeV (10 12 -10 13 eV) energiájú fotonok, a HESS létesítményben. Az M87 -ből származó gamma -sugárzás intenzitása megközelítőleg a rák 3% -a. Figyelembe véve az objektumok távolságának különbségét (5000 -szer), ez azt jelenti, hogy az M87 fényereje 25 milliószor meghaladja a rák fényességét!
Az ehhez az objektumhoz készített részecskegyorsítási modellek azt mutatják, hogy az M87 -ben felgyorsult részecskék intenzitása olyan nagy lehet, hogy még 50 millió fényév távolságban is e forrás hozzájárulása biztosítja a kozmikus sugarak megfigyelt intenzitását 10 19 eV feletti energiával .
De itt van egy rejtély: az EAS -ok e forrás felé irányuló modern adataiban nincsenek olyan részecskék, amelyek energiája 10 19 eV nagyságrendű. Ez a forrás nem fog megnyilvánulni a jövőbeli űrkísérletek eredményeiben, ilyen energiák mellett, amikor a távoli források már nem járulnak hozzá a megfigyelt eseményekhez? Az energiaspektrum megszakadásával kialakult helyzet megismételhető még egyszer, például 2,10 20 energiánál. De ezúttal a forrásnak láthatónak kell lennie az elsődleges részecske pályájának irányának mérésében, mivel a> 2 · 10 20 eV energiák olyan nagyok, hogy a részecskéket nem szabad elmozdítani a galaktikus mágneses mezőkben.
Mint látható, a kozmikus sugarak tanulmányozásának száz éves története után ismét új felfedezésekre várunk, ezúttal az ultra-nagy energiájú kozmikus sugárzásra, amelynek természete még ismeretlen, de fontos szerepet játszhat a az Univerzum szerkezete.
Irodalom
Dobrotin N.A. Kozmikus sugarak. - M.: Szerk. A Szovjetunió Tudományos Akadémiája, 1963.
Murzin V.S. Bevezetés a kozmikus sugarak fizikájába. - M.: Szerk. Moszkvai Állami Egyetem, 1988.
Panasyuk MI Wanderers of the Universe, vagy az ősrobbanás visszhangja. - Fryazino: "Vek2", 2005.
Rossi B. Kozmikus sugarak. - M.: Atomizdat, 1966.
Khrenov BA Relativisztikus meteorok // Tudomány Oroszországban, 2001, 4. sz.
B. A. Khrenov és M. I. Panasyuk A kozmosz hírvivői: messze vagy közel? // Természet, 2006, 2. sz.
Khrenov B.A. és Klimov P.A. Nyitás várható // Priroda, 2008, sz.
Hasonló cikkek
-
Regények tinédzsereknek (tizenéves szerelmi könyvek)
Soha nem gondoltam a holnapra, amíg fel nem ébredtem a túladagolásból a kórházban. Nem akartam felébredni. De megmentettek. - Szívátültetésed volt. Miért tették? Valaki más szíve dobog a mellkasomban, és én ...
-
Omar Khayyam legbölcsebb idézetei az életről és a szerelemről
Aki a gyengéd szeretet rózsáját oltotta a szív vágásaihoz - nem élt hiába! És aki szívvel hallgatta Istent, és aki megitta a földi gyönyör komlóját! Ó jaj, jaj a szívnek, ahol nincs égő szenvedély. Hol nincs szeretet a gyötrelemben, hol nincsenek álmok a boldogságról. Egy nap anélkül ...
-
A dalok legszebb sorai
Mindannyian meghalunk, de nem mindenki él.A nők szeretetre, stabilitásra, őszinteségre vágynak. Elvileg, mint minden ember. Az élet játék, a lényeg, hogy ne játsszon túl. Hap és kuss. Felejts el engem, felejts el, én vagyok a tabuk. Semmit sem lehet visszaadni. Sajnálom, te engem ...
-
Igaz, hogy a mérnökök olyan berendezéseket gyártanak, amelyek idővel szándékosan tönkremennek?
Kezdenünk kell azzal a ténnyel, hogy minden berendezés előbb vagy utóbb tönkremegy - ez mindenképpen tény. Ritkán fordul elő, hogy a berendezések meghatározott élettartam után elromlanak, de ilyen berendezések léteznek, és általában drágák. A gyártókat kétségtelenül érdekli ...
-
Jim Raynor - karaktertörténet
Folytatódik a StarCraft 2 űropera. A trilógia második részében a zerg faj kerül előtérbe. A raj szívének főszereplője Sarah Kerrigan - az univerzum egyik kulcsszereplője. Nem mindenki ismeri jól ezt a hölgyet ...
-
Modern ifjúsági szókincs: fő irányzatok
Bármely nyelv szókincsét fokozatosan frissítik és gazdagítják. Ebben jelentős szerepet játszik az idegen szavak kölcsönzése. Egyre inkább angol szavakat használnak az orosz beszédben a következőkhöz kapcsolódóan: tudomány (űrhajós, megfigyelés, ...