Галактические космические лучи частицы альбедо. Космические лучи самых высоких энергий. Методы изучения космических лучей
Конец XIX - начало XX века ознаменовались новыми открытиями в
области микромира. После открытия рентгеновских лучей и
радиоактивности были обнаружены заряженные частицы, приходящие на
Землю из космического пространства. Эти частицы были названы
(КЛ). Датой открытия космических лучей принято считать 1912 год, когда
австрийский физик В.Ф. Гесс с помощью усовершенствованного
электроскопа измерил скорость ионизации воздуха в зависимости от
высоты. Оказалось, что с ростом высоты величина ионизации сначала
уменьшается, а затем на высотах свыше 2000 м начинает резко
возрастать. Ионизующее излучение, слабо поглощаемое воздухом и
увеличивающееся с увеличением высоты, образуется КЛ, падающими на
границу атмосферы из космического пространства. КЛ представляют собой ядра различных элементов, следовательно,
являются заряженными частицами. Наиболее многочисленны в КЛ ядра
атомов водорода и гелия (~85 и
~10 % соответственно). Доля ядер
всех остальных элементов таблицы Менделеева не превышает
~5 %. Небольшую часть КЛ
составляют и (менее 1 %). В процессах, происходящих во , КЛ играют важную роль.
Плотность энергии КЛ в составляет
~1 эВ/см 3 , что сравнимо с
плотностями энергий и галактического магнитного
поля. По содержанию в КЛ элементов лития, бериллия и бора, которые
образуются в результате ядерных взаимодействий космических частиц с
атомами , можно определить то количество вещества
X
, через которое прошли КЛ, блуждая в
межзвездной среде. Величина X
примерно
равна 5-10 г/см 2 . Время блуждания КЛ
в межзвездной среде (или время их жизни) и
величина X
связаны соотношением
X
≈ρct
, где c
- скорость частиц (обычно полагают, что величина
c
равна скорости света), ρ
- средняя плотность межзвездной среды,
составляющая
~10 - 24 г/см 3 ,
t
- время блуждания КЛ в этой среде.
Отсюда время жизни КЛ
~3·10 8 лет. Оно
определяется либо выходом КЛ из Галактики и гало, либо их
поглощением за счет неупругих взаимодействий с веществом
межзвездной среды. На рис. 1 показаны энергетические спектры
J
(E
)
для протонов Н, ядер гелия Не, углерода С и железа
Fe, которые наблюдаются в космическом пространстве. Величина
J
(E
) представляет собой количество
частиц, имеющих энергию в диапазоне от E
до
E
+δE
и проходящих через
единичную поверхность в единицу времени в единице телесного угла в
направлении, перпендикулярном поверхности. Видно, что основную долю
в КЛ составляют протоны, затем следуют ядра гелия. Доля остальных
ядер невелика. По своему происхождению КЛ можно разделить на несколько
групп. 1) КЛ галактического происхождения (ГКЛ).
Источником ГКЛ является наша Галактика, в которой происходит
ускорение частиц до энергий
~10 18 эВ. Спектры КЛ,
изображенные на рис. 1, относятся к ГКЛ. 2) КЛ метагалактического происхождения, они имеют самые большие
энергии, E
>10 18 эВ, образуются в
других галактиках. 3) Солнечные КЛ (СКЛ) , генерируемые на Солнце
во время солнечных вспышек. 4) Аномальные КЛ (АКЛ), образующиеся в Солнечной системе на
периферии гелиомагнитосферы . КЛ самых малых и самых больших энергий различаются в
10 15 раз. С помощью только одного
типа аппаратуры невозможно исследовать такой огромный диапазон
энергий, поэтому для изучения КЛ используются разные методы и
приборы: в космическом пространстве - с помощью аппаратуры,
установленной на спутниках и космических ракетах, в атмосфере Земли
- с помощью малых шаров-зондов и больших высотных аэростатов, на
ее поверхности - с помощью наземных установок (некоторые из них
достигают размеров в сотни квадратных километров), расположенных
либо высоко в горах, либо глубоко под землей, либо на больших
глубинах в океане, куда проникают частицы высоких энергий. КЛ при своем распространении в межзвездной среде взаимодействуют
с межзвездным газом, а при попадании на Землю - с атомами
атмосферы. Результатом таких взаимодействий являются вторичные
частицы - протоны и , электроны,
γ-кванты , . Основными типами детекторов, которые используются при изучении
КЛ, являются фотоэмульсии и рентгеновские пленки, ионизационные
камеры, газоразрядные счетчики, счетчики нейтронов, черенковские и
сцинтилляционные счетчики, твердотельные полупроводниковые
детекторы, искровые и дрейфовые камеры. КЛ используются для изучения ядерных взаимодействий частиц. В
области высоких энергий, которые пока недостижимы на современных
ускорителях, космические частицы являются единственным средством
изучения ядерных процессов. Для изучения взаимодействий КЛ высоких
энергий (E
≈10 15 эВ) с веществом
используются ионизационные калориметры. Эти приборы, впервые
предложенные Н.Л. Григоровым с сотрудниками, представляют собой
несколько рядов детекторов - ионизационных камер или
сцинтилляционных счетчиков, между которыми расположен поглотитель
из свинца или железа. На верхней части калориметра помещается
мишень из легкого вещества - углерода или алюминия. Частица,
падающая на поверхность ионизационного калориметра, взаимодействует
с ядром мишени, образуя вторичные частицы. Их число сначала
возрастает, достигая некоторого максимального значения, и затем
постепенно убывает по мере продвижения в тело калориметра.
Детекторы измеряют ионизацию под каждым слоем поглотителя. По
кривой зависимости степени ионизации от номера слоя можно
определить энергию попавшей в калориметр частицы. Этими приборами
впервые в мире был измерен спектр первичных КЛ в диапазоне энергий
от
~10 11 до
~10 14 эВ. КЛ в диапазоне
энергий
10 11 EJ(E
)=J
0
E
- 2,75 . Для изучения характеристик ядерных взаимодействий КЛ очень
больших энергий необходимы установки с большой площадью
регистрации, так как поток высокоэнергичных частиц крайне мал. Их
называют рентгеновскими камерами. Это приборы с площадью
поверхности до нескольких сотен квадратных метров, состоящие из
рядов рентгеновских пленок, перемежающихся слоями свинца. В
результате взаимодействия КЛ с частицами воздуха образуются мезоны,
часть из которых затем размножается в свинце, оставляя пятна на
рентгеновской пленке. По числу и величине этих пятен, плотности их
потемнения и по расположению в разных слоях определяется энергия
взаимодействующей частицы и направление ее прихода. Для изучения КЛ с энергиями выше
10 14 эВ используется свойство частиц высоких энергий
создавать очень много вторичных частиц, в основном протонов и
пионов, в результате взаимодействия первичной частицы с ядрами
атомов в атмосфере. Обладающие достаточно высокой энергией протоны
и пионы в свою очередь являются ядерно-активными частицами и вновь
взаимодействуют с ядрами атомов воздуха. Как заряженные (π ±), так и нейтральные (π 0) пионы - это нестабильные
частицы со временем жизни
t
≈10 - 16 с для покоящегося
π 0 и
t
≈2,6·10 - 8 с для
покоящихся π ± . Пионы
сравнительно малых энергий не успевают вступить во взаимодействие с
ядром атома воздуха и могут распасться на
γ-кванты, положительные и отрицательные мюоны (μ ±), нейтрино (ν) и антинейтрино (ν -):
π 0 → γ + γ ;
π ± → μ ±
+ ν +ν - .
Мюоны также являются нестабильными частицами со временем жизни для
покоящегося мюона
t
≈2,2·10 - 6 с и
распадаются по схеме
μ ± → e ± +
ν + ν - .
Гамма-кванты и электроны (позитроны ) за счет электромагнитного взаимодействия с атомами
воздуха дают новые гамма-кванты и электроны. Таким образом в
атмосфере образуется каскад частиц, состоящий из протонов,
нейтронов и пионов (ядерный каскад), электронов (позитронов) и
γ-квантов (электромагнитный
каскад). Впервые ливни наблюдал Д.В. Скобельцын в конце 20-х годов. Каскады в атмосфере, вызываемые частицами больших энергий и
занимающие обширные площади, получили название широких атмосферных
ливней. Они были открыты французским физиком П. Оже и его
сотрудниками в 1938 году. Высокоэнергичная космическая частица
образует ливень с огромным числом вторичных частиц, так, например,
частица с E
=10 16 эВ в результате
взаимодействий с атомами воздуха вблизи поверхности Земли порождает
примерно 10 млн вторичных частиц, распределенных на большой
площади. Хотя поток высокоэнергичных КЛ, падающих на границу земной
атмосферы, крайне мал, широкие атмосферные ливни занимают
значительные площади и могут быть зарегистрированы с высокой
эффективностью. Для этой цели на поверхности земли размещаются
детекторы частиц на площади в десятки квадратных километров, причем
регистрируются только те события, в которых срабатывает сразу
несколько детекторов. Широкий атмосферный ливень можно упрощенно
представить в виде диска частиц, движущегося в атмосфере. На рис. 2
показано, как такой диск частиц широкого атмосферного ливня падает
на детекторы регистрирующей установки. В зависимости от энергии
космической частицы размер диска (поперечный размер ливня) может
составлять от нескольких десятков метров до километра, а его
толщина (продольный размер или фронт ливня) - десятки сантиметров.
Частицы в ливне движутся со скоростью, близкой к скорости света.
Число частиц в ливне существенно уменьшается при переходе от центра
диска к его периферии. Поперечный размер широкого атмосферного
ливня и число частиц в нем увеличивается с ростом энергии первичной
частицы, которая образует этот ливень. Самые большие наблюдаемые на
сегодняшний день ливни от первичных частиц с
E
≈10 20 эВ содержат несколько
миллиардов вторичных частиц. Измеряя многими детекторами
пространственное распределение частиц в ливне, можно найти их
полное число и определить энергию первичной частицы, которая данный
ливень образовала. Поток частиц с энергиями
E
≈10 20 эВ очень мал.
Например, на 1 м 2 на границе
атмосферы за 1 млн лет падает лишь одна частица с
E
≈10 19 эВ. Для регистрации
столь малых потоков необходимо иметь большие площади, покрытые
детекторами, чтобы зарегистрировать достаточное количество событий
за разумное время. На гигантских установках по регистрации широких
атмосферных ливней было "поймано" несколько частиц, имеющих
энергии свыше 10 20 эВ (максимальная
зарегистрированная в настоящее время энергия частицы равна
~3·10 20 эВ). Существуют ли КЛ более высоких энергий? В 1966 году Г.Т.
Зацепин, В.А. Кузьмин и американский физик К. Грейзен высказали
предположение, что спектр КЛ при энергиях
E
>3·10 19 эВ должен
обрезаться из-за взаимодействия высокоэнергичных частиц с
реликтовым излучением Вселенной. Регистрация
нескольких событий с энергией
E
≈10 20 эВ может быть
объяснена, если предположить, что источники этих частиц удалены от
нас на расстояния не более 50 Мпк. В этом случае взаимодействий КЛ
с фотонами реликтового излучения практически не будет из-за малого
количества фотонов на пути частицы от источника к наблюдателю. В области высоких энергий КЛ наблюдается несколько
особенностей. 1) Спектр КЛ испытывает излом при
E
≈10 15 эВ. Показатель
наклона спектра КЛ до излома
γ≈2,75, для частиц
больших энергий спектр становится круче,
γ≈3,0. Эта важная
особенность в спектре КЛ была открыта С.Н. Верновым и Г.Б.
Христиансеном при изучении спектра широких атмосферных линий.
Наблюдаемый излом в спектре при таких больших энергиях может быть
вызван более быстрым выходом КЛ из нашей Галактики по сравнению с
частицами меньших энергий или может быть обусловлен изменением
природы их источников. Возможно также изменение химического состава
КЛ в области излома. 2) При энергии частиц
E
≈10 18 эВ спектр КЛ
становится еще круче,
γ≈3,3. Это вызвано,
по-видимому, тем фактом, что в данном диапазоне энергий КЛ
преимущественно метагалактического происхождения, их спектр имеет
другой наклон. 3) Спектр частиц с
E
>10 19 эВ
становится более пологим,
γ≤3,3. Этот эффект вызван
взаимодействием КЛ, имеющих энергии
E
>10 19 эВ, с , в процессе которого КЛ теряют часть своей энергии и
переходят в область меньших энергий, что делает спектр частиц более
пологим. 4) Спектр КЛ с энергиями свыше
10 20
эВ может быть получен лишь после длительных
наблюдений, когда будет зарегистрировано достаточное количество
событий с такими экстремальными энергиями. Для того чтобы
существенно увеличить число случаев регистрации широких атмосферных
ливней от частиц с энергиями E
>10 19
эВ, в ближайшие годы планируется построить три
гигантские установки с детекторами, размещенными на площади более
1000 км 2 . С их помощью ученые
надеются получить ответ на вопрос о спектре КЛ в области
сверхвысоких энергий и о максимально возможной энергии космических
частиц. КЛ сверхвысоких энергий будут удерживаться в Галактике ее
магнитными полями, если радиус кривизны траектории частицы много
меньше размеров Галактики. Используя соотношение между энергией
частицы (E
, эВ), ее радиусом кривизны (r
≈10 22 см - размер
Галактики) и напряженностью магнитного поля (H
≈10 - 6 Э), E
=
300Hr
, получим максимальную энергию КЛ, которые могут
удерживаться в нашей Галактике:
E
max ≈10 18 эВ. Это
говорит о том, что КЛ более высоких энергий могут иметь
метагалактическое происхождение. КЛ образуются не только при взрывах сверхновых звезд . Источниками КЛ могут быть и другие космические объекты
(пульсары, квазары и пр.). Можно с большой уверенностью полагать,
что источники КЛ будут также и источниками высокоэнергичных
γ-квантов. Гамма-кванты, в отличие
от заряженных частиц, не испытывают воздействия космических
магнитных полей и распространяются прямолинейно от источника к
наблюдателю. Обнаружение таких светящихся в гамма-излучении
космических объектов могло бы стать неопровержимым доказательством
существования конкретных источников КЛ. Идея экспериментов, начатых в начале 60-х годов советским ученым
А.Е. Чудаковым, по поиску звездных источников высокоэнергичных
γ-квантов заключается в следующем.
Гамма-квант , падающий на границу земной
атмосферы, порождает ливень частиц, состоящий из электронов и
вторичных γ-квантов. Любая
заряженная частица, движущаяся со скоростью, превышающей скорость
света в среде, создает в ней, в данном случае в
земной атмосфере, световое излучение, которое называется . Идея экспериментов состоит в
том, чтобы собрать черенковский свет от ливня вторичных заряженных
частиц, образованного γ-квантом
высокой энергии, падающим на поверхность атмосферы из данного
направления. На рис. 3 схематически изображен атмосферный ливень,
образованный таким гамма-квантом. В установках, регистрирующих
черенковский свет, используется ряд сферических зеркал. В фокусе
каждого расположены несколько десятков фотоэлектронных умножителей
- приборов, очень чувствительных к изменению светового потока,
падающего на зеркало из данного направления. Наблюдения возможны
лишь в ясные и безлунные ночи. Потребовались большие усилия ученых многих стран мира по
совершенствованию аппаратуры, методов обработки информации, прежде
чем в середине 80-х годов был обнаружен поток высокоэнергичных
γ-квантов от двух объектов:
и ядра активной галактики Маркарян-421.
Обнаруженные потоки γ-квантов были
ничтожно малыми. Например, поток гамма-квантов с
E
γ >10 12 эВ от Крабовидной
туманности составил всего
N
γ ≈10 - 12
квантов·см - 2 ·с - 1 . В
начале 1997 года несколькими наземными γ-установками был открыт самый мощный источник
высокоэнергичного γ-излучения -
галактика Маркарян-501. Поток высокоэнергичных
γ-квантов от этого источника меняется со
временем, его максимальное значение в несколько раз превосходит
суммарную величину потока
γ-квантов от ранее известных источников. Интерес к исследованию КЛ с энергиями
E
солнечным
ветром
. Солнечный ветер обычно имеет на орбите
Земли скорость 400-500 км/с и плотность частиц 5-10
см - 3 . В отличие от солнечный
ветер состоит не из нейтральных молекул, а в основном из
ионизованных атомов водорода и электронов. Этот ионизованный, но
электрически нейтральный газ захватывает и уносит с собой солнечное
магнитное поле, которое заполняет околосолнечное пространство и
образует межпланетное магнитное поле. Из-за вращения Солнца вокруг
своей оси с периодом 27 суток это магнитное поле закручивается в
спираль. Напряженность межпланетного магнитного поля у орбиты Земли
составляет примерно
7·10 - 5 Э, что на много
порядков меньше напряженности магнитного поля на поверхности Земли
(~0,5 Э). Квазисферическая область пространства вокруг Солнца, имеющая
радиус примерно 100 а.е., заполненная движущейся солнечной
с вмороженным в нее магнитным полем, называется
гелиомагнитосферой . Гелиомагнитосфера разделена нейтральным токовым слоем на два
полушария, в которых магнитные поля имеют противоположные
направления. Магнитные силовые линии в гелиомагнитосфере имеют
многочисленные изгибы и изломы, называемые магнитными
неоднородностями, возникающими из-за неоднородностей солнечного
магнитного поля, изменений скорости и плотности солнечного ветра, а
также зависимости этих величин от гелиошироты и гелиодолготы. КЛ, распространяясь в гелиомагнитосфере, рассеиваются на
движущихся со скоростью солнечного ветра магнитных неоднородностях
и уносятся за пределы гелиомагнитосферы. Для КЛ больших энергий (E
>10 11 эВ) процессы их рассеяния
и конвективного выноса несущественны, и из межзвездной среды
практически все частицы столь высоких энергий попадают на орбиту
Земли. Однако с уменьшением энергии все меньшее число частиц
способно достичь орбиты Земли. Доля частиц галактических КЛ
(ГКЛ) , которая доходит до орбиты Земли от границы
гелиомагнитосферы, будет тем меньше, чем меньше энергия частиц и
чем больше плотность магнитных неоднородностей межпланетного
магнитного поля, а также чем больше скорость солнечного ветра.
Плотность магнитных неоднородностей сильно зависит от уровня
солнечной активности . В меньшей степени от уровня
солнечной активности зависит скорость солнечного ветра. Так что
наблюдаемая интенсивность ГКЛ внутри гелиомагнитосферы определяется
уровнем солнечной активности. Для изучения особенностей долговременного поведения КЛ было
организовано их непрерывное наблюдение. В конце 50-х годов к началу
Международного геофизического года во всем мире была создана сеть
станций КЛ. В нашей стране такую сеть организовал С.Н. Вернов.
Каждая станция включала в себя нейтронный монитор - прибор,
регистрирующий вторичную ядерно-активную компоненту КЛ (в основном
нейтроны), образующиеся при взаимодействиях КЛ с ядрами атомов
воздуха. Так как станций было создано достаточно много и они были
расположены более или менее равномерно по всему земному шару,
одновременные показания этих приборов позволили получать мгновенную
картину распределения потоков КЛ в межпланетной среде. Экспериментальные данные показывают следующее. Во-первых, в КЛ
наблюдается отчетливый 11-летний цикл. Когда Солнце спокойно и
солнечная активность минимальна, поток КЛ в гелиосфере и на орбите
Земли достигает максимальных значений. При активном Солнце поток КЛ
минимален. На рис. 4,а
приведен временной ход уровня
солнечной активности (среднегодовое число солнечных пятен), а на
рис. 4,б
- временной ход потока ГКЛ. Видна цикличность и
четкая противофазность приведенных кривых. Кроме того, на рис.
4,а
показаны направления полярных магнитных полей Солнца в
этот же период. Если принять в качестве положительной фазы
22-летнего солнечного магнитного цикла те эпохи, когда магнитные
поля в северной полярной шапке направлены наружу от Солнца, а в
южной полярной шапке - внутрь Солнца, то на приведенных кривых
видно, что КЛ ведут себя по-разному в положительной и отрицательной
фазах 22-летнего солнечного магнитного цикла. В отрицательные фазы
(1960-1968 годы и 1982-1989 годы) кривая изменения потока КЛ имеет
остроконечную форму. В положительные фазы (1972-1980 годы и с 1992
года по настоящее время) во временных изменениях потока КЛ
наблюдается плато. Такое различие в поведении КЛ, когда магнитные
поля в межпланетной среде различаются знаком, связано с различным
направлением скорости дрейфа заряженных частиц в квазирегулярных
магнитных полях гелиомагнитосферы . Наряду с долговременными вариациями КЛ, связанными с 11- и
22-летними солнечными циклами, КЛ испытывают более
короткопериодические изменения. К ним прежде всего относятся
27-дневные вариации КЛ, обусловленные вращением Солнца. 27-дневные
вариации КЛ отчетливо проявляются в периоды развитой солнечной
активности и слабо выражены в годы спокойного
Солнца. Как правило, амплитуда этих вариаций не превышает 2 % от
величины полного потока. Суточные изменения КЛ связаны с вращением Земли и неизотропным
распределением потока КЛ в гелиосфере. Существует класс
периодических или квазипериодических вариаций КЛ, связанных,
например, с годовым вращением Земли вокруг Солнца, изменением
положения Земли относительно плоскости солнечного экватора и
пр. Наряду с квазипериодическими вариациями КЛ существуют их
спорадические изменения, называемые форбуш-понижениями , суть которых состоит в следующем. Внезапно в течение
нескольких часов или меньше поток КЛ, регистрируемый наземными
станциями в атмосфере Земли или на искусственных спутниках,
начинает резко падать. В некоторых случаях амплитуда этого падения
может достигать десятка процентов. Такие события происходят после
мощных взрывов на Солнце. Образовавшаяся распространяется в с огромной
скоростью, достигающей 1000 км/с и более. Эта ударная волна несет
перед собой усиленное , которое не
позволяет заряженным частицам проникать внутрь высокоскоростного
потока. Поэтому, когда Земля оказывается за фронтом ударной волны
этого потока, интенсивность КЛ резко спадает. Поскольку вспышки на
Солнце происходят чаще всего в годы высокой и
соответственно в эти периоды наиболее часто генерируются ударные
волны, наиболее часто наблюдаются в годы активного
Солнца. Часто форбуш-понижения происходят в периоды мощных
возмущений земного магнитного поля (во время геомагнитных бурь),
которые также вызываются воздействием высокоскоростного потока
солнечного ветра на магнитное поле Земли. В начале 70-х годов изучение КЛ малых энергий, проводимое на
космических аппаратах, привело к открытию аномальной компоненты КЛ
(АКЛ). Ее составляют не полностью ионизованные атомы He, C, N, O,
Ne и Ar. Аномальность проявляется в том, что в области энергий от
нескольких единиц до нескольких десятков МэВ/нуклон спектр частиц
АКЛ существенно отличается от спектра ГКЛ. Здесь наблюдается
возрастание потока частиц, связанное, как полагают, с ускорением
ионов в ударной волне на границе гелиомагнитосферы и последующей
диффузией этих частиц во внутренние районы гелиосферы. Кроме этого,
распространенность элементов АКЛ значительно отличается от
соответствующих величин в ГКЛ. Солнце само также является источником (СКЛ). СКЛ - это заряженные частицы,
ускоренные во вспышечных процессах на Солнце до энергий, во много
раз превышающих тепловые энергии частиц на его поверхности. СКЛ
впервые были зарегистрированы в начале 40-х годов ионизационными
камерами - наземными приборами, которые регистрировали
высокоэнергичные мюоны. Что же представляет собой вспышка СКЛ? Астрономы, наблюдающие за
Солнцем, заметили, что во время роста солнечной активности в
активных областях на поверхности Солнца, где сосредоточено много
пятен и имеется сложная конфигурация фотосферных магнитных полей,
неожиданно возникает яркое свечение в оптическом диапазоне спектра.
Примерно в это же время наблюдается увеличение радиоизлучения
Солнца и очень часто появление рентгеновского и
гамма-излучений , сопровождающих выброс
коронального вещества в виде потока ускоренных заряженных частиц. В
настоящее время полагают, что основным источником энергии солнечной
вспышки является энергия аннигиляции солнечного магнитного поля в
активной области и образование нейтрального токового слоя.
Заряженные частицы СКЛ, ускоренные в солнечной вспышке,
выбрасываются в межпланетное пространство и затем распространяются
в нем. Распространение СКЛ в межпланетной среде определяется условиями,
которые существовали в ней до вспышки. Если условия были
спокойными, то есть скорость солнечного ветра не
слишком отличалась от средней и магнитное поле не испытывало
существенных флуктуаций, то СКЛ будут распространяться в
соответствии с законом диффузии, причем диффузия вдоль магнитных
силовых линий будет определяющей. Если при вспышке на Солнце
генерирована мощная ударная волна , то частицы
ускоряются на фронте волны при ее распространении в короне Солнца и
в межпланетной среде. Наиболее часто СКЛ на орбите Земли
наблюдаются в тех случаях, когда магнитная силовая линия,
пересекающая место вспышки, проходит через Землю. Статистический
анализ числа зарегистрированных событий СКЛ с энергиями более
нескольких сотен мегаэлектронвольт показывает, что наиболее часто
регистрируются СКЛ, которые были ускорены во вспышках, имевших
место на западном лимбе (крае) Солнца. В последние годы появились
доказательства того, что ускорение частиц может происходить на
фронте ударной волны вблизи Солнца. Таким образом, ускоренные
частицы могут регистрироваться также и вдали от линии соединения
вспышки и наблюдателя. Довольно часто вспышки СКЛ происходят во
время форбуш-понижений . Поток заряженных частиц, ускоренных во вспышках на Солнце,
огромен и представляет угрозу всему живому. Магнитное поле и
атмосфера спасают Землю от этой чудовищной радиации. Однако
космонавтам, отправляющимся в далекие космические путешествия,
например к Марсу, необходимо иметь заблаговременную информацию о
возможности появления таких событий, чтобы принять защитные меры.
Задача установления основных закономерностей возникновения вспышек
СКЛ, прогнозирования таких событий решается учеными многих стран
мира в течение нескольких десятков лет. К сожалению, вопрос о
заблаговременном прогнозировании СКЛ и определении их основных
характеристик на орбите Земли еще далек от решения. КЛ, прежде чем достигнуть поверхности Земли, должны пройти
земное магнитное поле (магнитосферу) и земную атмосферу. Магнитное
поле Земли имеет сложную структуру. Внутренняя область магнитосферы
с размерами в несколько радиусов Земли (R
⊕ =6378 км) имеет дипольную
структуру. На стороне Земли, обращенной к Солнцу, на расстоянии
~10R
⊕ солнечный ветер и
земное магнитное поле в результате взаимодействия образуют стоячую
ударную волну. На этом расстоянии солнечный ветер обтекает
магнитное поле, размыкая часть силовых линий на передней
(освещенной) границе магнитного поля Земли, и переносит их на
ночную сторону Земли, образуя хвост магнитосферы. Хвост
магнитосферы, состоящий из разомкнутых силовых линий, простирается
на расстояние в несколько сотен радиусов Земли. На рис. 5
схематически изображена земная магнитосфера. КЛ, попадая в
геомагнитосферу, движутся в ней сложным образом, так как на любую
заряженную частицу в магнитном поле действует сила Лоренца, равная
F
=(q
/c
)[v
×B
], где q
- заряд частицы,
c
- скорость
света в вакууме ,
v
- скорость частицы, а
B
- индукция магнитного
поля. Зная
F
, можно определить
траекторию частицы из уравнения m
(d
v
/dt
)=(q
/c
)[v
×B
], Где m
- масса частицы. Так как
B
сложным образом зависит
от координат точки наблюдения, то вычисление траектории движения
частицы в магнитном поле Земли немыслимо без использования мощных
вычислительных машин и соответствующего программного обеспечения и
стало возможным только в наше время.
В начале нашего века движение заряженных частиц в поле
магнитного диполя было рассмотрено шведским ученым С. Штермером. В
магнитном поле движение частицы определяется ее магнитной
жесткостью R
=pc
/q
,
где p
- импульс частицы. Частицы,
обладающие одинаковой жесткостью R
,
будут двигаться в одном и том же поле одинаково. Расчеты показали,
что частица попадет в данную точку магнитосферы, если ее магнитная
жесткость будет превосходить некоторую минимальную величину,
называемую жесткостью геомагнитного обрезания
R
min . Частицы, имеющие
R
R min , попасть в данную точку
магнитосферы под данным углом не могут. Обычно величина
R
выражается в мега- или в гигавольтах:
МВ или ГВ. В полярные районы геомагнитосферы, в районы магнитных
полюсов проникают частицы с очень малыми значениями
R
. Однако по мере продвижения к геомагнитному
экватору величина R
min существенно
увеличивается и достигает значений ~15 ГВ. Таким образом, если измерять поток КЛ, двигаясь
от полюса к экватору, то его величина будет постепенно уменьшаться,
так как магнитное поле Земли будет препятствовать их проникновению.
Это явление получило название широтного хода КЛ. Обнаружение
широтного хода КЛ послужило доказательством того, что КЛ являются
заряженными частицами. Свойство геомагнитосферы пропускать в данную точку КЛ с
жесткостью лишь выше R
min
используется для наблюдений КЛ в различных диапазонах энергий. Для
этих целей стандартными приборами (нейтронными мониторами,
кубическими телескопами, радиозондами и пр.) измеряют КЛ в районах
полярных, средних и экваториальных широт, имеющих различные
значения R
min . Вскоре после запусков первых в
1958 году американцем Дж. Ван Алленом и советскими учеными С.Н.
Верновым и А.Е. Чудаковым были открыты внутренний и внешний
радиационные пояса Земли.
являются магнитными ловушками для заряженных частиц. Если частица
попадает внутрь такой ловушки, то она захватывается и живет в ней
довольно долго. Поэтому в радиационных поясах потоки захваченных
частиц огромны по сравнению с потоками вне поясов. Схематически
радиационные пояса показаны на рис. 5. Внутренний пояс состоит в
основном из протонов и находится на расстоянии в несколько тысяч
километров от поверхности Земли, если расстояние отсчитывать в
экваториальной плоскости. Основным механизмом, который поставляет
протоны во внутренний радиационный пояс, является механизм распада
медленных нейтронов. Нейтроны образуются при взаимодействии КЛ с
ядрами элементов воздуха. Это нестабильные частицы со временем
жизни
~10 минут. Часть нейтронов имеет
достаточную скорость, чтобы уйти за пределы атмосферы (граница
атмосферы расположена на высоте
~30-35 км), попасть в область
геомагнитной ловушки и там распасться:
n
→p
+e - +ν. Измерения и расчеты
потоков нейтронов, идущих вверх из атмосферы Земли, показали, что
этот источник является основным поставщиком протонов во внутренний
радиационный пояс. Максимум потока захваченных протонов внутреннего
радиационного пояса (протоны с E
>35 МэВ) зафиксирован на расстоянии примерно в
1,5R
⊕ . На рис. 5 заштрихованные области представляют собой области
захвата частиц - радиационные пояса Земли. Магнитосфера Земли не
симметрична на дневной и ночной сторонах, поэтому области захвата
частиц также различны. Это различие вызвано воздействием солнечного
ветра на геомагнитосферу и особенно сказывается на ее внешних
областях. Поэтому сильная асимметрия в расположении области захвата
наблюдается для частиц внешнего радиационного пояса и в значительно
меньшей степени для частиц внутреннего пояса. В последнее время все большее внимание привлекает роль КЛ в
атмосферных процессах. Хотя плотность энергии КЛ мала по сравнению
с соответствующими величинами различных атмосферных процессов, в
некоторых из них КЛ играют решающую роль. В земной атмосфере на
высотах менее 30 км КЛ являются главным источником образования
ионов. От плотности ионов во многом зависят процессы конденсации и
образования водяных капель. Так, во время форбуш-понижений уменьшается облачность и уровень выпадения осадков.
После вспышек на Солнце и прихода СКЛ на Землю величина облачности
и уровень осадков увеличиваются. Эти изменения как в первом, так и
во втором случаях составляют значительную величину - не менее 10
%. После вторжения в полярные области Земли больших потоков
малоэнергичных частиц от солнечных вспышек наблюдается изменение
температуры в верхних слоях атмосферы. КЛ активно участвуют в
образовании грозового электричества. В настоящее время активно
изучается влияние КЛ на концентрацию озона и на другие процессы в
атмосфере. КЛ представляют собой интереснейшее явление природы, и, как все
в природе, оно тесно связано с другими процессами в звездных
объектах, в нашей Галактике, на Солнце, в гелиомагнитосфере и в
атмосфере Земли. Человек уже многое знает о КЛ, но такие важные
вопросы, как причины ускорения КЛ, в том числе до столь гигантских
значений как
E
Космические лучи
12.12.2005 20:11
|"Соросовская Энциклопедия"
1. Введение
2. Галактические космические
лучи
3. Гамма-астрономия высоких
и сверхвысоких энергий
4. Модуляционные эффекты
в космических лучах
5. Солнечные космические лучи
6. Космические лучи в магнитосфере и
атмосфере Земли
7. Заключение
Космические лучи (излучение) - это частицы, заполняющие межзвездное пространство и постоянно бомбардирующие Землю. Они открыты в 1912 г. австрийским физиком Гессом с помощью ионизационной камеры на воздушном шаре. Максимальные энергии космических лучей 10 21 эВ, т.е. на много порядков превосходят энергии, доступные современным ускорителям (10 12 эВ). Поэтому изучение космических лучей играет важную роль не только в физике космоса, но также и в физике элементарных частиц. Ряд элементарных частиц впервые был обнаружен именно в космических лучах (позитрон - Андерсон, 1932 г.; мюон () - Неддермейер и Андерсон, 1937 г.; пион () - Пауэлл, 1947 г.). Хотя в состав космических лучей входят не только заряженные, но и нейтральные частицы (особенно много фотонов и нейтрино), космическими лучами обычно называют заряженные частицы.
При обсуждении космических лучей следует уточнять, о каких именно лучах идет речь. Различают следующие типы космических лучей:
1. Галактические космические лучи - космические частицы, приходящие на Землю из недр нашей Галактики. В их состав не входят частицы, генерируемые Солнцем.
2. Солнечные космические лучи - космические частицы, генерируемые Солнцем.
Поток галактических космических лучей, бомбардирующих Землю, примерно изотропен и постоянен во времени и составляет 1 частица/см 2 сек (до входа в земную атмосферу). Плотность энергии галактических космических лучей 1 эВ/см 3 , что сравнимо с суммарной энергией электромагнитного излучения звезд, теплового движения межзвездного газа и галактического магнитного поля. Таким образом, космические лучи - важный компонент Галактики.
Состав галактических космических лучей:
Ядерная компонента - 93% протонов, 6.5% ядер гелия, <1% более тяжелых ядер (т.е. отвечает распространенности ядер во Вселенной).
Электроны. Их число 1% от числа ядер.
Позитроны. Их число 10% от числа электронов.
Антиадроны составляют меньше 1%.
Энергии галактических космических лучей охватывают огромный диапазон - не менее 15 порядков (10 6 -10 21 эВ). Их поток для частиц с E>10 9 эВ быстро уменьшается с ростом энергии. Спектр энергий ядерной компоненты, исключая низкие энергии, подчиняется выражению
n(E) = n o E - , (15.5)
ãäå n o - константа, а 2.7 при E<10 15 ýÂ è 3.1-3.2 ïðè E>10 15 эВ. Энергетический спектр ядерной компоненты показан на рис.15.6.
Поток частиц сверхвысоких энергий крайне мал. Так на площадь 10 км 2 за год попадает в среднем не более одной частицы с энергией 10 20 эВ. Характер спектра для электронов с энергиями >10 9 эВ аналогичен приведенному на рис.15.6. Поток галактических космических лучей не менялся в течение по крайней мере 1 млрд лет.
Галактические космические лучи, очевидно, имеют нетепловое происхождение. Действительно, максимальные температуры (10 9 K) достигаются в центре звезд. При этом энергия теплового движения частиц 10 5 эВ. В то же время частицы галактических космических лучей, достигающих окрестности Земли, в основном имеют энергии >10 8 ýÂ.
Рис. 15.6. Энергетический спектр ядерной компоненты космических
лучей. Энергия дана в системе центра масс.
Есть веские основания полагать, что космические лучи генерируются, главным образом, вспышками сверхновых (другие источники космических лучей - пульсары, радиогалактики, квазары). В нашей Галактике взрывы сверхновых происходят в среднем не реже одного раза в 100 лет. Легко подсчитать, что для поддержания наблюдаемой плотности энергии космических лучей (1 эВ/см 3) достаточно им передавать всего несколько процентов мощности взрыва. Выбрасываемые при вспышках сверхновых протоны, более тяжелые ядра, электроны и позитроны далее ускоряются в специфических астрофизических процессах (о них будет сказано ниже), приобретая энергетические характеристики, присущие космическим лучам.
В составе космических лучей практически нет метагалактических лучей, т.е. попавших в нашу Галактику извне. Все наблюдаемые свойства космических лучей можно объяснить исходя из того, что они образуются, накапливаются и длительное время удерживаются в нашей Галактике, медленно вытекая в межгалактическое пространство. Если бы космические частицы двигались прямолинейно, они вышли бы за пределы Галактики через несколько тысяч лет после своего возникновения. Столь быстрая утечка привела бы к невосполнимым потерям и резкому снижению интенсивности космических лучей.
На самом деле наличие межзвездного магнитного поля с сильно запутанной конфигурацией силовых линий заставляет заряженные частицы двигаться по сложным траекториям (это движение напоминает диффузию молекул), увеличивая время пребывания этих частиц в Галактике в тысячи раз. Возраст основной массы частиц космических лучей оценивают в десятки миллионов лет. Космические частицы сверхвысоких энергий отклоняются галактическим магнитным полем слабо и сравни-тельно быстро покидают Галактику. Этим, возможно, объясняется излом в спектре космических лучей при энергии 310 15 ýÂ.
Остановимся очень кратко на проблеме ускорения космических лучей. Частицы космических лучей двигаются в разряженной и электрически нейтральной космической плазме. В ней нет значительных электростатических полей, способных ускорять заряженные частицы за счет разности потенциалов между различными точками траектории. Но в плазме могут возникать электрические поля индукционного и импульсного типа. Так индукционное (вихревое) электрическое поле появляется, как известно, при увеличении напряженности магнитного поля со временем (так называемый, бетатронный эффект). Ускорение частиц может быть также вызвано их взаимодействием с электрическим полем плазменных волн в областях с интенсивной турбулентностью плазмы. Существуют и другие механизмы ускорения, на которых мы не имеем возможности останавливаться в данном курсе. Более детальное рассмотрение показывает, что предложенные механизмы ускорения способны обеспечить рост энергии заряженных частиц, выброшенных при взрывах сверхновых, с 10 5 äî 10 21 ýÂ.
Заряженные частицы, испускаемые Солнцем, - солнечные космические лучи – весьма важный компонент космического излучения, бомбардирующего Землю. Эти частицы ускоряются до высоких энергий в верхней части атмосферы Солнца во время солнечных вспышек. Солнечные вспышки подвержены определенным временным циклам. Самые мощные повторяются с периодом 11 лет, менее мощные – с периодом 27 дней. Мощные солнечные вспышки могут увеличить поток космических лучей, падающих на Землю со стороны Солнца, в 10 6 раз по сравнению с галактическим.
По сравнению с галактическими космическими лучами в солнечных космических лучах больше протонов (до 98-99% всех ядер) и соответственно меньше ядер гелия (1.5%). В них практически нет других ядер. Содержание ядер с Z2 в солнечных космических лучах отражает состав солнечной атмосферы. Энергии частиц солнечных космических лучей меняются в интервале 10 5 -10 11 эВ. Их энергетический спектр имеет вид степенной функции (15.5), где - уменьшается от 7 до 2 по мере уменьшения энергии.
Все приведенные выше характеристики космических лучей относятся к космическим частицам до входа в атмосферу Земли, т.е. к, так называемому, первичному космическому излучению . В результате взаимодействия с ядрами атмосферы (главным образом, кислородом и азотом) высокоэнергичные частицы первичных космических лучей (прежде всего протоны) создают большое число вторичных частиц – адронов (пионов, протонов, нейтронов, антинуклонов и т.д.), лептонов (мюонов, электронов, позитронов, нейтрино) и фотонов. Развивается сложный многоступенчатый каскадный процесс. Кинетическая энергия вторичных частиц расходуется в основном на ионизацию атмосферы.
Толщина земной атмосферы около 1000 г/см 2 . В то же время пробеги высокоэнергичных протонов в воздухе 70-80 г/см 2 , а ядер гелия – 20-30 г/см 2 . Таким образом, высокоэнергичный протон может испытать до 15 столкновений с ядрами атмосферы и вероятность дойти до уровня моря у первичного протона крайне мала. Первое столкновение происходит обычно на высоте 20 км.
Лептоны и фотоны появляются в результате слабых и электромагнитных распадов вторичных адронов (главным образом, пионов) и рождения -квантами e - e + -пар в кулоновском поле ядер:
ÿäðî + ÿäðî + e - +e + .
Таким образом, вместо одной первичной частицы возникает большое число вторичных, которые делят на адронную, мюонную и электронно-фотонную компоненты. Лавинообразное нарастание числа частиц может привести к тому, что в максимуме каскада их число может достигать 10 6 -10 9 (при энергии первичного протона >10 14 эВ). Такой каскад покрывает большую площадь (много квадратных километров) и называется широким атмосферным ливнем (ðèñ.15.7).
После достижения максимальных размеров происходит затухание каскада в основном за счет потери энергии на ионизацию атмосферы. Поверхности Земли достигают в основном релятивистские мюоны. Сильнее поглощается электронно-фотонная компонента и практически полностью “вымирает” адронная составляющая каскада. В целом поток частиц космических лучей на уровне моря примерно в 100 раз меньше потока первичных космических лучей, составляя около 0.01 частицы/см 2 ñåê.
Космические лучи - потоки быстрых заряженных частиц - протонов, электронов, ядер различных химических элементов, летящих в различных направлениях в космическом пространстве со скоростью более 100 000 км/с. Попадая в земную атмосферу, частицы космических лучей сталкиваются в ней с ядрами атомов азота и кислорода и разрушают их. В результате возникают потоки новых элементарных частиц. Такие частицы, рожденные в атмосфере, называются вторичными космическими лучами. Вторичные космические лучи регистрируются специальными приборами - счетчиками ионизующих частиц или с помощью особых ядерных фотоэмульсий. Первичные космические лучи практически не достигают Земли, и лишь небольшое их количество регистрируется высоко в горах. Исследования этих частиц проводятся в основном за пределами земной атмосферы с использованием современной космической техники.
Основная масса космических лучей, приходящих к Земле, имеет энергию более эВ (1 эВ равен Дж). Для сравнения укажем, что в недрах Солнца, где вещество нагрето до температуры 15 000 000 К, средняя энергия частиц плазмы лишь немногим превышает 103 эВ, т. е. она во много раз меньше, чем у космических лучей.
Космические лучи ежесекундно пронизывают буквально каждый квадратный сантиметр межпланетного и межзвездного пространства. На площадку с поверхностью в 1 м2 попадает в среднем около 10 000 частиц в секунду. В основном это частицы сравнительно невысоких энергий. Чем больше энергия космических частиц, тем реже они встречаются. Так, частицы с очень высокой энергией, превышающей эВ, попадают на площадь в 1 м2 в среднем раз в год.
Крайне редко встречаются частицы с фантастической энергией в эВ. Где они смогли получить столь большую энергию, пока остается неизвестным.
Более 90% первичных космических лучей всех энергий составляют протоны, около 7% приходится на -частицы (ядра атомов гелия), около 2% - на ядра атомов, более тяжелых, чем у гелия, и примерно 1 % - на электроны.
По своей природе космические лучи делятся на солнечные и галактические.
Солнечные космические лучи имеют сравнительно небольшую энергию и образуются главным образом при вспышках на Солнце (см. Солнечная активность). Ускорение частиц этих космических лучей происходит в хромосфере и короне Солнца. Потоки солнечных космических лучей после особенно сильных вспышек на Солнце могут представлять серьезную радиационную опасность для космонавтов.
Первичные космические лучи, приходящие извне в Солнечную систему, называются галактическими. Они движутся в межзвездном пространстве по довольно запутанным траекториям, постоянно меняя направление полета под действием магнитного поля, существующего между звездами нашей Галактики.
Рисунок (см. оригинал)
Электроны, входящие в состав космических лучей, постепенно тормозятся в магнитном поле, теряя энергию на излучение радиоволн. Такое излучение называется синхротронным. Оно регистрируется радиотелескопами. Наблюдая его, можно выявить области повышенной концентрации космических лучей. Оказалось, что космические лучи сконцентрированы в основном в диске нашей Галактики, толщиной в несколько тысяч световых лет (вблизи плоскости Млечного Пути). Полная энергия всех космических лучей в этом слое измеряется гигантской цифрой - Дж.
Основным источником космических лучей в межзвездном пространстве являются, по-видимому, взрывы сверхновых звезд. Не случайно остатки сверхновых обладают мощным синхротронным излучением. Вносят свою лепту и быстро вращающиеся намагниченные нейтронные звезды. Они способны сообщать заряженным частицам большие энергии. Очень мощными источниками космических лучей могут быть активные ядра галактик, а также радиогалактики с характерными для них выбросами вещества, сопровождающимися очень мощным радиоизлучением.
Получив большую энергию, частицы космических лучей десятки миллионов лет блуждают по Галактике в различных направлениях, прежде чем потеряют свою энергию при столкновениях с атомами разреженного межзвездного газа.
Изучение космических лучей - один из увлекательнейших разделов астрофизики. Наблюдения космических лучей (непосредственная регистрация их, анализ синхротронного излучения или эффектов их взаимодействия со средой) позволяют глубже понять механизмы выделения энергии при различных космических процессах, выяснить физические свойства межзвездной среды, находящейся под непрерывным воздействием космических лучей. Наблюдения важны также для изучения физики тех элементарных частиц, которые возникают при взаимодействии космических лучей с веществом. Существенным вкладом в этот раздел физики явились исследования, выполненные с помощью космических аппаратов, в том числе запущенных в 60-е гг. в СССР четырех тяжелых спутников «Протон».
КОСМИ́ЧЕСКИЕ ЛУЧИ́, потоки заряженных частиц высокой энергии, которые приходят к Земле со всех сторон из космического пространства и постоянно бомбардируют её атмосферу. В составе космических лучей преобладают протоны, имеются также электроны, ядра гелия и более тяжёлых химических элементов (вплоть до ядер с зарядом Z ≈ 30). Наиболее многочисленны в космических лучах ядра атомов водорода и гелия (≈85 и ≈10% соответственно). Доля других ядер невелика (не превышает ≈5%). Небольшую часть космических лучей составляют электроны и позитроны (менее 1%). Космическое излучение, падающее на границу земной атмосферы, включает все стабильные заряженные частицы и ядра со временами жизни порядка 10 6 лет и более. По существу, истинно «первичными» космическими лучами можно называть только частицы, ускоренные в далёких астрофизических источниках, а «вторичными» – частицы, образовавшиеся в процессе взаимодействия первичных космических лучей с межзвёздным газом. Так, электроны, протоны и ядра гелия, а также углерода, кислорода, железа и др., синтезированные в звёздах, являются первичными. Напротив, ядра лития, бериллия и бора следует считать вторичными. Антипротоны и позитроны частично, если не полностью, вторичны, однако та их доля, которая может иметь первичное происхождение, является ныне предметом исследований.
История исследования космических лучей
В нач. 20 в. в опытах с электроскопами и ионизационными камерами была обнаружена постоянная остаточная ионизация газов, вызываемая каким-то проникающим излучением. В отличие от излучения радиоактивных веществ окружающей среды, проникающее излучение не могли задержать даже толстые слои свинца. Внеземная природа обнаруженного проникающего излучения установлена в 1912 (В. Гесс , Нобелевская премия, 1936) в экспериментах с ионизационными камерами на воздушных шарах. Было найдено, что с увеличением расстояния от поверхности Земли ионизация, вызываемая проникающим излучением, растёт. Его внеземное происхождение окончательно доказал Р. Милликен в 1923–26 в экспериментах по поглощению излучения атмосферой (именно он ввёл термин «космические лучи»).
Природа космических лучей вплоть до 1940-х гг. оставалась неясной. В течение этого времени интенсивно развивалось ядерное направление исследований космических лучей (ядерно-физический аспект) – изучение взаимодействия космических лучей с веществом, образования вторичных частиц и их поглощения в атмосфере. Эти исследования, проводимые при помощи телескопов, счётчиков, Вильсона камер и ядерных фотоэмульсий (поднимаемых на шарах-зондах в стратосферу), привели, в частности, к открытию новых элементарных частиц – позитрона (1932), мюона (1936), π-мезона (1947).
Систематические исследования влияния геомагнитного поля на интенсивность и направление прихода первичных космических лучей показали, что подавляющее большинство частиц космических лучей имеет положительный заряд. С этим связана восточно-западная асимметрия космических лучей: из-за отклонения заряженных частиц в магнитном поле Земли с запада приходит больше частиц, чем с востока. Применение фотоэмульсий позволило установить ядерный состав первичных космических лучей (1948): были обнаружены следы ядер тяжёлых химических элементов, вплоть до железа. Первичные электроны в составе космических лучей впервые были зарегистрированы лишь в 1961 в стратосферных измерениях.
С кон. 1940-х гг. на передний план выдвинулись проблемы происхождения и временны́х вариаций космических лучей (космофизический аспект).
Характеристики и классификация космических лучей
Космические лучи напоминают сильно разреженный релятивистский газ, частицы которого практически не взаимодействуют друг с другом, но испытывают редкие столкновения с веществом межзвёздной и межпланетной сред и подвергаются воздействию космических магнитных полей. Частицы космических лучей обладают огромными кинетическими энергиями (вплоть до Е кин ~ 10 21 эВ). Вблизи Земли подавляющую часть потока космических лучей составляют частицы с энергиями от 10 6 эВ до 10 9 эВ, далее поток космических лучей резко ослабевает. Так, при энергии ~10 12 эВ на границу атмосферы падает не более 1 частицы/(м 2 ∙с), а при Е кин ~ 10 15 эВ – всего 1 частица/(м 2 ∙год). Этим обусловлены определённые трудности в изучении космических лучей высоких и сверхвысоких (экстремальных) энергий. Хотя суммарный поток космических лучей у Земли невелик (всего ок. 1 частицы/(см 2 ∙с)), плотность их энергии (ок. 1 эВ/см 3) в пределах нашей Галактики сравнима с плотностью энергии суммарного электромагнитного излучения звёзд, энергии теплового движения межзвёздного газа и кинетической энергии его турбулентных движений, а также с плотностью энергии магнитного поля Галактики. Отсюда следует, что космические лучи должны играть важную роль во многих астрофизических процессах.
Другая важная особенность космических лучей – нетепловое происхождение их энергии. Действительно, даже при температуре ~10 9 К, по-видимому, близкой к максимальной для звёздных недр, средняя энергия теплового движения частиц ≈3∙10 5 эВ. Основное количество частиц космических лучей, наблюдаемых у Земли, имеет энергию св. 10 8 эВ. Это означает, что космические лучи приобретают энергию путём ускорения в специфических астрофизических процессах плазменной и электромагнитной природы.
По своему происхождению космические лучи можно разделить на несколько групп: 1) космические лучи галактического происхождения (галактические космические лучи); их источником является наша Галактика, в которой происходит ускорение частиц до энергий порядка 10 18 эВ; 2) космические лучи метагалактического происхождения (метагалактические космические лучи); они образуются в других галактиках и имеют самые большие, ультрарелятивистские энергии (св. 10 18 эВ); 3) солнечные космические лучи; генерируются на Солнце или вблизи него во время солнечных вспышек и корональных выбросов масс ; их энергия составляет от 10 6 эВ до св. 10 10 эВ; 4) аномальные космические лучи; образуются в Солнечной системе на периферии гелиосферы ; энергии частиц составляют 1–100 МэВ/нуклон.
По содержанию ядер лития, бериллия и бора, которые образуются в результате взаимодействий космических лучей с атомами межзвёздной среды , можно определить количество вещества Х , через которое прошли космические лучи, блуждая в межзвёздной среде. Величина X примерно равна 5–10 г/см 2 . Время блуждания космических лучей в межзвёздной среде (или время их жизни) и величина X связаны соотношением X≈ ρvt , где ρ – средняя плотность межзвёздной среды, составляющая ~10 – 24 г/см 3 , t – время блуждания космических лучей в этой среде, v – скорость частиц. Обычно полагают, что величина v для ультрарелятивистских космических лучей практически равна скорости света c , так что время их жизни составляет ок. 3·10 8 лет. Оно определяется либо выходом космических лучей из Галактики и её гало, либо их поглощением за счёт неупругих взаимодействий с веществом межзвёздной среды.
Вторгаясь в атмосферу Земли, первичные космические лучи разрушают ядра наиболее распространённых в атмосфере химических элементов – азота и кислорода – и порождают каскадный процесс, в котором участвуют все известные ныне элементарные частицы, в частности такие вторичные частицы, как протоны, нейтроны, мезоны, электроны, а также γ-кванты и нейтрино. Принято характеризовать путь, пройденный частицей космических лучей в атмосфере до столкновения, количеством вещества в граммах, заключённого в столбе сечением 1 см 2 , т. е. выражать пробег частиц в г/см 2 вещества атмосферы. Это означает, что после прохождения толщи атмосферы х (г/см 2) пучком протонов с первоначальной интенсивностью I 0 количество протонов, не испытавших столкновения, будет равно I = I 0 exp(–x /λ), где λ – средний пробег частицы. Для протонов, составляющих основную часть первичных космических лучей, пробег λ в воздухе равен ≈70 г/см 2 , для ядер гелия λ≈25 г/см 2 , для более тяжёлых ядер – ещё меньше. Первое столкновение с атмосферой протоны испытывают в среднем на высоте 20 км (х ≈70 г/см 2). Толщина атмосферы на уровне моря эквивалентна 1030 г/см 2 , т. е. соответствует примерно 15 ядерным пробегам для протонов. Отсюда следует, что вероятность достичь поверхности Земли, не испытав столкновений, для первичной частицы ничтожно мала. Поэтому на поверхности Земли космические лучи обнаруживаются лишь по слабым эффектам ионизации, создаваемой вторичными частицами.
Космические лучи у Земли
Космические лучи галактического и метагалактического происхождения занимают огромный диапазон энергий, охватывающий примерно 15 порядков величины, – от 10 6 до 10 21 эВ. Энергии солнечных космических лучей, особенно во время мощных солнечных вспышек, могут достигать больших значений, однако характерная величина их энергии обычно не превосходит 10 9 эВ. Поэтому разделение космических лучей на галактические и солнечные вполне оправданно, поскольку как характеристики, так и источники солнечных и галактических космических лучей совершенно различны.
При энергиях ниже 10 ГэВ/нуклон интенсивность галактических космических лучей, измеряемая вблизи Земли, зависит от уровня солнечной активности (точнее от меняющегося в течение солнечных циклов межпланетного магнитного поля). В области более высоких энергий интенсивность галактических космических лучей практически постоянна во времени. Согласно современным представлениям, собственно галактические космические лучи заканчиваются в области энергий между 10 17 и 10 18 эВ. Происхождение космических лучей предельно высоких энергий, скорее всего, с Галактикой не связано.
Существует четыре способа описания спектров различных компонент космических лучей. 1. Число частиц на единицу жёсткости. Распространение (и, вероятно, также ускорение) частиц в космических магнитных полях зависит от ларморовского радиуса r L или магнитной жёсткости частицы R , которая представляет собой произведение ларморовского радиуса на индукцию магнитного поля B : R = r L B = pc /(Ze ), где р и Z – импульс и заряд частицы (в единицах заряда электрона е ), с – скорость света. 2. Число частиц на единицу энергии на один нуклон. Фрагментация ядер, распространяющихся сквозь межзвёздный газ, зависит от энергии на нуклон, поскольку её количество приблизительно сохраняется, когда ядро разрушается при взаимодействии с газом. 3. Число нуклонов на единицу энергии на один нуклон. Генерация вторичных частиц в атмосфере зависит от интенсивности нуклонов на единицу энергии на один нуклон, почти независимо от того, являются ли падающие на атмосферу нуклоны свободными протонами или связаны в ядрах. 4. Число частиц на единицу энергии на одно ядро. Эксперименты по широким атмосферным ливням , которые используют атмосферу как калориметр, в общем случае измеряют величину, которая связана с полной энергией в расчёте на 1 частицу. Единицы измерения дифференциальной интенсивности частиц I имеют вид (см –2 с –1 ср –1 E –1), где энергия E представлена в единицах одной из четырёх переменных, перечисленных выше.
Наблюдаемый дифференциальный энергетический спектр космических лучей в области энергий выше 10 11 эВ показан на рис. 1. Спектр описывается степенным законом в очень широком диапазоне энергий – от 10 11 до 10 20 эВ с небольшим изменением наклона ок. 3·10 15 эВ (излом, иногда называемый «коленом», knee) и ок. 10 19 эВ («лодыжка», ankle). Интегральный поток космических лучей выше «лодыжки» равен приблизительно 1 частице/(км 2 ·год).
Таблица 1. Относительное содержание различных ядер в галактических и солнечных космических лучах, на Солнце и других звёздах (содержание ядер кислорода принято равным 1,0)
| Ядро | Солнечные космические лучи | Солнце | Звёзды | Галактические космические лучи |
|---|---|---|---|---|
| 1 H | 4600 * | 1445 | 925 | 685 |
| 2 He | 70 * | 91 | 150 | 48 |
| 3 Li | ? | <10 – 5 | <10 – 5 | 0,3 |
| 4 Be – 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 |
* Данные наблюдений для интервала энергий 1–20 МэВ/нуклон, остальные данные в этой колонке относятся к энергиям ≥ 40 МэВ/нуклон. Погрешность большинства значений в таблице от 10 до 50%.
Интенсивность первичных нуклонов в диапазоне энергий от нескольких ГэВ до 10 ТэВ или немного выше можно приближённо описать формулой I N (E )≈1,8E –α нуклон/(см 2 ∙с∙ср∙ГэВ), где Е – энергия на нуклон (включая энергию покоя), α ≈ (γ + 1) = 2,7 – показатель дифференциального спектра, γ – интегральный спектральный индекс. Ок. 79% первичных нуклонов составляют свободные протоны, ок. 70% остальных частиц – это нуклоны, связанные в ядрах гелия. Фракции (доли) первичных ядер являются почти постоянными в указанном диапазоне энергий (возможно, с небольшими вариациями). На рис. 2 приведён спектр галактических космических лучей в области энергий выше ≈400 МэВ/нуклон. Представлены главные компоненты космических лучей как функции энергии на нуклон для определённой эпохи цикла солнечной активности. Величина J (E ) представляет собой количество частиц, имеющих энергию в диапазоне от E до E + δE и проходящих через единичную поверхность в единицу времени в единице телесного угла в направлении, перпендикулярном поверхности.
Таблица 2. Интенсивность галактических космических лучей с полной энергией E ≥ 2,5 ГэВ/нуклон за пределами магнитосферы Земли вблизи минимума солнечной активности и параметры дифференциального спектра K A и γ для протонов (ядро H), α-частиц (ядро He) и различных групп ядер
| Ядро | Заряд ядра Z | Интенсивность I (Z ) при E ≥ 2,5 ГэВ/нуклон, м –2 ∙с –1 ∙ср –1 | Показатель дифференци-ального спектра γ | Константа спектра K A | Интервал E , ГэВ/нуклон |
|---|---|---|---|---|---|
| Н | 1 | 1300 | 2,4±0,1 | 4800 | 4,7–16 |
| Не | 2 | 88 | 2,5±0,2 | 360 | 2,5–800 |
| Li, Be, B | 3–5 | 1,9 | |||
| C, N, O, F | 6–9 | 5,6 | 2,6±0,1 | 25±5 | 2,4–8,0 |
| Ne, Na, Mg, Al, Si, Р, S, ... | ≥10 | 2,5 | 2,6±0,15 | 12±2 | 2,4–8,0 |
| Ca, Ti, Ni, Fe, ... | ≥20 | 0,7 |
Относительное содержание различных ядер в галактических и солнечных космических лучах, а также (для сравнения) на Солнце и др. звёздах приведено в таблице 1 для области сравнительно невысоких энергий (1–20 МэВ/нуклон) и энергий ≥ 40 МэВ/нуклон. В таблице 2 суммированы данные об интенсивности частиц галактических космических лучей более высоких энергий (≈2,5 ГэВ/нуклон). Таблица 3 содержит распределение ядер космических лучей с энергией ≈10,6 ГэВ/нуклон.
Таблица 3. Относительная распространённость F ядер космических лучей при энергии 10,6 ГэВ/нуклон (cодержание ядер кислорода принято равным 1,0)
| Заряд ядра Z | Элемент | F |
|---|---|---|
| 1 | H | 730 |
| 2 | He | 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 |
Методы изучения космических лучей
Поскольку по своим энергиям частицы космических лучей различаются в 10 15 раз, то для их изучения приходится применять весьма разнообразные методы и приборы (рис. 3, слева). При этом широко используется аппаратура, установленная на спутниках и космических ракетах. В атмосфере Земли измерения проводятся с помощью малых шаров-зондов и больших высотных аэростатов, на её поверхности – с помощью наземных установок. Некоторые из них достигают размеров в сотни квадратных километров и расположены либо высоко в горах, либо глубоко под землёй, либо на больших глубинах в океане, куда проникают только вторичные частицы высоких энергий, например мюоны (рис. 3, слева). Непрерывную регистрацию космических лучей на поверхности Земли уже более 60 лет осуществляет мировая сеть станций для изучения вариаций космических лучей – стандартные нейтронные мониторы и мюонные телескопы. Ценную информацию о галактических и солнечных космических лучах дают наблюдения на больших установках типа Баксанского комплекса для изучения широких атмосферных ливней .
Ныне основными типами детекторов, которые используются при изучении космических лучей, являются фотоэмульсии и рентгеновские плёнки, ионизационные камеры, газоразрядные счётчики, счётчики нейтронов, черенковские и сцинтилляционные счётчики, твердотельные полупроводниковые детекторы, искровые и дрейфовые камеры.
Ядерно-физические исследования космических лучей осуществляются в основном при помощи счётчиковых установок большой площади для регистрации широких атмосферных ливней, открытых в 1938 (П. Оже ). Ливни содержат огромное количество вторичных частиц, которые образуются при вторжении одной первичной частицы с энергией ≥ 10 15 эВ. Основная цель таких наблюдений – изучение характеристик элементарного акта ядерного взаимодействия при высоких энергиях. Наряду с этим, они дают информацию об энергетическом спектре космических лучей при энергиях 10 15 –10 20 эВ, что очень важно для поиска источников и механизмов ускорения космических лучей.
Поток частиц с E ≈10 20 эВ, изучаемый методами широких атмосферных ливней, очень мал. Например, на 1 м 2 на границе атмосферы за 1 млн. лет падает лишь одна частица с E≈ 10 19 эВ. Для регистрации столь малых потоков необходимо иметь большие площади с установленными на них детекторами, чтобы зарегистрировать достаточное количество событий за разумное время. На 2016 на гигантских установках по регистрации широких атмосферных ливней различными группами учёных было зарегистрировано, по разным оценкам, от 10 до 20 событий, порождённых частицами с максимальными энергиями до 3∙10 20 эВ.
Наблюдения в космофизическом аспекте проводятся весьма разнообразными методами в зависимости от энергии частиц. Вариации космических лучей с энергиями 10 9 –10 12 эВ изучаются по данным мировой сети нейтронных мониторов, мюонных телескопов и др. детекторов. Однако наземные установки из-за атмосферного поглощения нечувствительны к частицам с энергией< 500 МэВ. Поэтому приборы для регистрации таких частиц поднимают на шарах-зондах в стратосферу до высот 30–35 км (рис. 3).
Внеатмосферные измерения потока космических лучей с энергией 1–500 МэВ осуществляют при помощи геофизических ракет, ИСЗ и других космических аппаратов (космических зондов). Прямые наблюдения космических лучей в межпланетном пространстве, начатые в 1960-х гг. на орбите Земли (вблизи плоскости эклиптики), с 1994 проводятся над полюсами Солнца (КА «Улисс», «Ulysses»). Космические зонды «Вояджер-1» («Voyager 1») и «Вояджер-2» («Voyager 2»), запущенные в 1977, уже достигли пределов Солнечной системы. Так, первый из этих КА пересёк границу гелиосферы в 2004, второй – в 2007. Это произошло соответственно на расстояниях 94 а.е. и 84 а.е. от Солнца. На 2016 оба аппарата, по-видимому, движутся в облаке межзвёздной пыли, в которое погружена Солнечная система.
Ряд ценных результатов дал метод космогенных изотопов. Они образуются при взаимодействии космических лучей с метеоритами и космической пылью, с поверхностью Луны и др. планет, с атмосферой или веществом Земли. Космогенные изотопы несут информацию о вариациях космических лучей в прошлом и о солнечно-земных связях. Например, по содержанию радиоуглерода 14 С в годичных кольцах деревьев (радиоуглеродный метод датирования ) можно изучать вариации интенсивности космических лучей на протяжении нескольких последних тысяч лет. По другим долгоживущим изотопам (10 Be, 26 Al, 53 Mn и др.), содержащимся в метеоритах, лунном грунте, в глубоководных морских отложениях, можно восстановить картину изменений интенсивности космических лучей за прошедшие миллионы лет.
С развитием космической техники и радиохимических методов анализа стало возможным изучение характеристик космических лучей по их трекам (следам) в веществе. Треки образуются ядрами космических лучей в метеоритах, лунном веществе, в специальных образцах-мишенях, экспонируемых на ИСЗ и возвращаемых на Землю, в шлемах космонавтов, работавших в открытом космосе, и т. п. Используется также косвенный метод изучения космических лучей по эффектам ионизации, вызываемым ими в нижней части ионосферы, особенно в полярных широтах (например, эффект усиления поглощения коротких радиоволн). Кроме эффектов ионизации, космические лучи вызывают также образование оксидов азота в атмосфере. Вместе с осадками (дождь и снег) оксиды осаждаются и в течение многих лет накапливаются во льдах Гренландии и Антарктиды. По их содержанию в колонках льда (т. н. нитратный метод) можно судить об интенсивности космических лучей в прошлом (десятки и сотни лет назад). Эти эффекты существенны главным образом при вторжении в атмосферу солнечных космических лучей.
Происхождение космических лучей
Из-за высокой изотропии космических лучей наблюдения у Земли не позволяют установить, где они образуются и как распределены во Вселенной. На эти вопросы впервые ответила радиоастрономия в связи с открытием космического синхротронного излучения в диапазоне частот 10 7 –10 9 Гц. Это излучение создаётся электронами очень высокой энергии (10 9 –10 10 эВ) при их движении в магнитных полях Галактики. Такие электроны, являющиеся одной из компонент космических лучей, занимают протяжённую область, охватывающую всю Галактику и называемую галактическим гало. В межзвёздных магнитных полях электроны движутся подобно другим заряженным частицам высокой энергии – протонам и более тяжёлым ядрам. Разница состоит лишь в том, что благодаря малой массе электроны, в отличие от более тяжёлых частиц, интенсивно излучают радиоволны и тем самым обнаруживают себя в удалённых частях Галактики, являясь индикатором космических лучей.
В 1966 Г. Т. Зацепин и В. А. Кузьмин (СССР) и К. Грейзен (США) высказали предположение, что спектр космических лучей при энергиях выше 3·10 19 эВ должен «обрезаться» (резко загибаться) из-за взаимодействия высокоэнергичных частиц с реликтовым излучением (т. н. GZK-эффект). Регистрация нескольких событий с энергией E ≈10 20 эВ может быть объяснена, если предположить, что источники этих частиц удалены от нас на расстояния не более 50 Мпк. В этом случае взаимодействий космических лучей с фотонами реликтового излучения практически не происходит из-за малого количества фотонов на пути частицы от источника к наблюдателю. Первые (предварительные) данные, полученные в 2007 в рамках большого международного «Проекта Оже», по-видимому, впервые указывают на существование GZK-эффекта при E > 3·10 19 эВ. В свою очередь, это является аргументом в пользу метагалактического происхождения космических лучей с энергией более 10 20 эВ, что значительно выше обрезания спектра за счёт GZK-эффекта. Для разрешения парадокса GZK высказываются различные идеи. Одна из гипотез связана с возможным нарушением лоренцевской инвариантности при сверхвысоких энергиях, в рамках которой нейтральные и заряженные π-мезоны могут быть стабильными частицами при энергиях выше 10 19 эВ и входить в состав первичных космических лучей.
В нач. 1970-х гг. изучение галактических космических лучей малых энергий, проводимое на космических аппаратах, привело к открытию аномальной компоненты космических лучей. Её составляют не полностью ионизованные атомы He, C, N, O, Ne и Ar. Аномальность проявляется в том, что в области энергий от нескольких единиц до нескольких десятков МэВ/нуклон спектр частиц существенно отличается от спектра галактических космических лучей (рис. 4). Наблюдается возрастание потока частиц, связанное, как полагают, с ускорением ионов на ударной волне на границе гелиомагнитосферы и последующей диффузией этих частиц во внутренние районы гелиосферы . Кроме того, распространённость элементов аномальных космических лучей значительно отличается от соответствующих величин для галактических космических лучей.
С другой стороны, по данным на июнь 2008, полученным с борта КА «Вояджер-1», было отмечено увеличение потока космических лучей сравнительно невысоких энергий (единицы – десятки МэВ, рис. 5). Эти первые сведения о космических лучах, полученные непосредственно из межзвёздной среды, поднимают новые вопросы об источниках и природе (механизмах генерации) аномальной компоненты космических лучей.
Механизмы ускорения космических лучей
Завершённая теория ускорения космических частиц для всего энергетического диапазона, в котором они наблюдаются, пока не создана. Даже в отношении галактических космических лучей предложены лишь модели, объясняющие наиболее существенные факты. К таковым следует в первую очередь отнести величину плотности энергии космических лучей (≈ 1 эВ/см 3), а также степенную форму их энергетического спектра, не претерпевающую каких-либо резких изменений вплоть до энергии ≈ 3·10 15 эВ, где показатель дифференциального спектра всех частиц меняется с –2,7 на –3,1.
Ныне основным источником галактических космических лучей считаются взрывы сверхновых звёзд . Требования к энергетической мощности источников, генерирующих космические лучи, весьма высоки (мощность генерации космических лучей должна быть порядка 3·10 33 Вт), так что обычные звёзды Галактики не могут им удовлетворять. Однако такая мощность может быть получена от взрывов сверхновых звёзд (В. Л. Гинзбург , С. И. Сыроватский, 1963). Если во время взрыва выделяется энергия порядка 10 44 Дж, а взрывы происходят с частотой 1 раз в 30–100 лет, то их суммарная мощность составляет порядка 10 35 Вт, и для обеспечения необходимой мощности космических лучей достаточно лишь нескольких процентов энергии вспышки сверхновой.
При этом, однако, остаётся вопрос о формировании наблюдаемого спектра галактических космических лучей. Проблема состоит в том, что макроскопическую энергию намагниченной плазмы (расширяющейся оболочки сверхновой) необходимо передать индивидуальным заряженным частицам, обеспечив при этом такое распределение энергии, которое существенным образом отличается от теплового. Наиболее вероятным механизмом ускорения галактических космических лучей до энергии порядка 10 15 эВ (а возможно, и выше) представляется следующий. Движение сброшенной при взрыве оболочки порождает в окружающей межзвёздной среде ударную волну (рис. 6). Диффузионное распространение заряженных частиц, захваченных в процесс ускорения, позволяет им многократно пересекать фронт ударной волны (Г. Ф. Крымский , 1977). Каждая пара последовательных пересечений увеличивает энергию частицы пропорционально уже достигнутой энергии (механизм, предложенный Э. Ферми , 1949), что и приводит к ускорению частиц. С увеличением числа пересечений фронта ударной волны растёт и вероятность покинуть область ускорения, так что по мере роста энергии количество частиц падает примерно по степенному закону, причём ускорение оказывается весьма эффективным, а спектр ускоренных частиц – весьма жёстким: µE –2 .
При некоторых модельных допущениях предложенная схема даёт величину максимальной энергии E макс ~ 10 17 Z эВ, где Z – заряд ускоренного ядра. Расчётный спектр космических лучей вплоть до максимально достижимой энергии получается весьма жёстким (µЕ –2). Чтобы компенсировать различие между теоретическим (–2) и экспериментальным (–2,7) показателями спектра, требуется значительное смягчение спектра в процессе распространения космических лучей. Такое смягчение может быть достигнуто за счёт энергетической зависимости коэффициента диффузии частиц при их движении от источников к Земле.
Среди других механизмов ускорения обсуждается, в частности, ускорение на стоячей ударной волне при вращении нейтронной звезды с мощным магнитным полем (~10 12 Гс). Максимальная энергия частиц при этом может достигать (10 17 –10 18)Z эВ, а время эффективного ускорения – 10 лет. Ускорение частиц возможно также в ударных волнах, образующихся при столкновении галактик. Такое событие может осуществляться с частотой примерно 1 раз в 5·10 8 лет; максимально достижимая при этом энергия оценивается как 3·10 19 Z эВ. К аналогичной оценке приводит и процесс ускорения ударными волнами в струях, генерируемых активными ядрами галактик. Примерно такие же оценки дают модели, связанные с рассмотрением ускорения ударными волнами, вызванными аккрецией вещества в галактических скоплениях. Наибольшие оценки (до энергий порядка 10 21 эВ) можно получить в рамках модели космологического происхождения гамма-всплесков. Обсуждаются также экзотические сценарии, в которых обычного ускорения частиц не требуется вовсе. В подобных сценариях космические лучи возникают в результате распадов или аннигиляции т. н. топологических дефектов (космические струны, монополи и т. д.), возникших в первые мгновения расширения Вселенной.
Проблемы и перспективы
Изучение космических лучей даёт ценные сведения об электромагнитных полях в различных областях космического пространства. Информация, «записанная» и «переносимая» частицами космических лучей на их пути к Земле, расшифровывается при исследовании вариаций космических лучей – пространственно-временных изменений потока космических лучей под влиянием динамических, электромагнитных и плазменных процессов в межзвёздном пространстве, внутри гелиосферы (в потоке солнечного ветра ) и в окрестности Земли (в земной магнитосфере и атмосфере).
С другой стороны, в качестве естественного источника частиц высокой энергии космические лучи играют незаменимую роль при изучении строения вещества и взаимодействий между элементарными частицами. Энергии отдельных частиц космических лучей столь велики, что они ещё долго будут оставаться вне конкуренции по сравнению с частицами, ускоренными самыми мощными лабораторными ускорителями. Так, максимальная энергия частиц (протонов), полученных в большинстве современных наземных ускорителей, в основном не превышает 10 12 эВ. Лишь 3.6.2015 в ЦЕРНе на Большом адронном коллайдере впервые удалось ускорить протоны до энергий 1,3∙10 13 эВ (при проектной максимальной энергии 1,4∙10 13 эВ).
Наблюдения в различных космических масштабах (Галактика, Солнце, магнитосфера Земли и т. д.) показывают, что ускорение частиц происходит в космической плазме всюду, где имеются достаточно интенсивные неоднородные движения и магнитные поля. Однако в большом количестве и до очень высоких энергий частицы могут ускоряться только там, где плазме сообщается очень большая кинетическая энергия. Это как раз и происходит в таких грандиозных космических процессах, как вспышки сверхновых звёзд, активность радиогалактик и квазаров.
В понимании подобных процессов за последние десятилетия был достигнут значительный прогресс, однако остаётся и много вопросов. По-прежнему особенно острая ситуация в области высоких и экстремально высоких энергий, где качество информации (статистика данных) всё ещё не позволяет сделать однозначные выводы об источниках космических лучей и механизмах их ускорения. Можно надеяться, что эксперименты на Большом адронном коллайдере позволят получить информацию относительно адронных взаимодействий вплоть до энергии ~10 17 эВ и значительно сузить существующую ныне неопределённость, возникающую при экстраполяции феноменологических моделей адронных взаимодействий в область сверхвысоких энергий. Установки по изучению широких атмосферных ливней следующего поколения должны обеспечить прецизионные исследования энергетического спектра и состава космических лучей в области энергий 10 17 –10 19 эВ, где, по-видимому, происходит переход от галактических космических лучей к космическим лучам экстрагалактического происхождения.
Наряду с огромной ролью космических лучей в астрофизических процессах, важно их значение для изучения далёкого прошлого Земли (изменений климата, эволюции биосферы и т. д.), а также для решения некоторых практических задач (например, мониторинг и прогноз космической погоды и обеспечение радиационной безопасности космонавтов).
В нач. 21 в. всё большее внимание привлекает возможная роль космических лучей в атмосферных и климатических процессах. Хотя плотность энергии космических лучей мала по сравнению с огромной энергетикой различных атмосферных процессов, в некоторых из них космические лучи, по-видимому, играют решающую роль. В земной атмосфере на высотах менее 30 км космические лучи служат главным источником образования ионов. От плотности ионов во многом зависят процессы конденсации и образования водяных капель. Так, во время понижений интенсивности галактических космических лучей в области возмущений солнечного ветра в межпланетном пространстве, вызванных солнечными вспышками (т. н. эффект Форбуша), уменьшается облачность и уровень выпадения осадков. После вспышек на Солнце и прихода солнечных космических лучей на Землю величина облачности и уровень осадков увеличиваются. Эти изменения как в первом, так и во втором случае составляют не менее 10%. После вторжения в полярные области Земли больших потоков ускоренных частиц от Солнца наблюдается изменение температуры в верхних слоях атмосферы. Космические лучи активно участвуют также в образовании грозового электричества. В нач. 21 в. усиленно изучается влияние космических лучей на концентрацию озона и на другие процессы в атмосфере.
Все перечисленные эффекты детально исследуются в рамках более общей проблемы солнечно-земных связей . Особый интерес представляет разработка механизмов этих связей. В частности, это относится к триггерному механизму, при котором энергетически слабое первичное воздействие на неустойчивую систему приводит к многократному усилению вторичных эффектов, например к развитию мощного циклона.
Доктор физико-математических наук Б. ХРЕНОВ, Научно-исследовательский институт ядерной физики имени Д. В. Скобельцына МГУ им. М. В. Ломоносова.
Крабовидная туманность, изученная в лучах с различной длиной волны. Голубой цвет - рентгеновские лучи (НАСА, рентгеновская обсерватория Чандра), зелёный - оптический диапазон (НАСА, обсерватория Хаббл), красный - инфракрасное излучение (ЕКА, обсерватория
Установка HESS в Намибии.
Энергетический спектр гамма-квантов от Краба, измеренный на установке HESS (прямая линия аппроксимирует этот спектр). Поток гамма-квантов с пороговой энергией 1 ТэВ равен (2,26 ± 0,08) x 10-11 см-2·с-1.
Распределение направления прихода гамма-излучения с энергией 1-10 ГэВ в галактических координатах, по данным спутника EGRET.
Детектор частиц обсерватории Пьер Оже.
Детектор флуоресценции атмосферы: шесть телескопов просматривают атмосферу в поле зрения 0-30о по высоте над горизонтом и в поле зрения 0-180о по азимуту.
Карта расположения детекторов обсерватории Пьер Оже в провинции Мендоса, Аргентина. Точки - детекторы частиц.
Космический детектор ТУС будет наблюдать ШАЛ ультравысокой энергии с орбиты Земли.
Экспериментальные данные об энергетическом спектре космических лучей в широком диапазоне энергии первичной частицы. Для компактного представления данных дифференциальная интенсивность потока частиц умножена на Е3.
Струя релятивистского газа, выбрасываемая из эллиптической галактики М87.
Энергетические спектры гамма-квантов, измеренные на установке HESS: треугольники - от источника М87, кружки - от Краба. Поток гамма-квантов с пороговой энергией 1 ТэВ равен (2,26 ± 0,08) x 10–11 см–2 с–1.
Прошло без малого сто лет с того момента, как были открыты космические лучи — потоки заряженных частиц, приходящих из глубин Вселенной. С тех пор сделано много открытий, связанных с космическими излучениями, но и загадок остаётся ещё немало. Одна из них, возможно, наиболее интригующая: откуда берутся частицы с энергией более 10 20 эВ, то есть почти миллиард триллионов электронвольт, в миллион раз большей, чем будет получена в мощнейшем ускорителе - Большом адронном коллайдере LHC? Какие силы и поля разгоняют частицы до таких чудовищных энергий?
Космические лучи открыл в 1912 году австрийский физик Виктор Гесс. Он был сотрудником Радиевого института Вены и проводил исследования ионизированных газов. К тому времени уже знали, что все газы (и атмосфера в том числе) всегда слегка ионизованы, что свидетельствовало о присутствии радиоактивного вещества (подобного радию) либо в составе газа, либо вблизи прибора, измеряющего ионизацию, вероятнее всего - в земной коре. Опыты с подъёмом детектора ионизации на воздушном шаре были задуманы для проверки этого предположения, так как с удалением от поверхности земли ионизация газа должна уменьшаться. Ответ получился противоположный: Гесс обнаружил некое излучение, интенсивность которого росла с высотой. Это наводило на мысль, что оно приходит из космоса, но окончательно доказать внеземное происхождение лучей удалось только после многочисленных опытов (Нобелевскую премию В. Гессу присудили лишь в 1936 году). Напомним, что термин «излучение» не означает, что эти лучи имеют чисто электромагнитную природу (как солнечный свет, радиоволны или рентгеновское излучение); его использовали при открытии явления, природа которого ещё не была известна. И хотя вскоре выяснилось, что основная компонента космических лучей - ускоренные заряженные частицы, протоны, термин сохранился. Изучение нового явления быстро стало давать результаты, которые принято относить к «передовому краю науки».
Открытие космических частиц очень высокой энергии сразу же (ещё задолго до того, как был создан ускоритель протонов) вызвало вопрос: каков механизм ускорения заряженных частиц в астрофизических объектах? Сегодня мы знаем, что ответ оказался нетривиальным: природный, «космический» ускоритель кардинально отличается от ускорителей рукотворных.
Вскоре выяснилось, что космические протоны, пролетая сквозь вещество, взаимодействуют с ядрами его атомов, рождая неизвестные до этого нестабильные элементарные частицы (их наблюдали в первую очередь в атмосфере Земли). Исследование механизма их рождения открыло плодотворный путь для построения систематики элементарных частиц. в лаборатории протоны и электроны научились ускорять и получать огромные их потоки, несравнимо более плотные, чем в космических лучах. В конечном счёте именно опыты по взаимодействию частиц, получивших энергию в ускорителях, привели к созданию современной картины микромира.
В 1938 году французский физик Пьер Оже открыл замечательное явление - ливни вторичных космических частиц, которые возникают в результате взаимодействия первичных протонов и ядер экстремально высоких энергий с ядрами атомов атмосферы. Оказалось, что в спектре космических лучей есть частицы с энергией порядка 10 15 -10 18 эВ - в миллионы раз больше энергии частиц, ускоряемых в лаборатории. Академик Дмитрий Владимирович Скобельцын придал особое значение изучению таких частиц и сразу после войны, в 1947 году, вместе с ближайшими коллегами Г. Т. Зацепиным и Н. А. Добротиным организовал комплексные исследования каскадов вторичных частиц в атмосфере, названных широкими атмосферными ливнями (ШАЛ). Историю первых исследований космических лучей можно найти в книгах Н. Добротина и В. Росси. Со временем школа Д. В. Скобельцына выросла в одну из самых сильных в мире и долгие годы определяла основные направления в изучении космических лучей сверхвысоких энергий. Её методы позволили расширить диапазон исследуемых энергий от 10 9 -10 13 эВ, регистрируемых на воздушных шарах и спутниках, до 10 13 -10 20 эВ. Особенно привлекательными эти исследования делали два аспекта.
Во-первых, появилась возможность использовать созданные самой природой протоны высокой энергии для изучения их взаимодействия с ядрами атомов атмосферы и расшифровки самой тонкой структуры элементарных частиц.
Во-вторых, возникла вероятность отыскать в космосе объекты, способные ускорить частицы до экстремально высоких энергий.
Первый аспект оказался не столь плодотворным, как хотелось: изучение тонкой структуры элементарных частиц потребовало гораздо больше данных о взаимодействии протонов, чем позволяют получить космические лучи. Вместе с тем важный вклад в представления о микромире дало изучение зависимости самых общих характеристик взаимодействия протонов от их энергии. Именно при изучении ШАЛ обнаружили особенность в зависимости количества вторичных частиц и их распределения по энергиям от энергии первичной частицы, связанную с кварк-глюонной структурой элементарных частиц. Эти данные позже подтвердились в опытах на ускорителях.
Сегодня построены достоверные модели взаимодействия космических лучей с ядрами атомов атмосферы, позволившие изучить энергетический спектр и состав их первичных частиц самых высоких энергий. Стало ясно, что космические лучи в динамике развития Галактики играют не меньшую роль, чем её поля и потоки межзвёздного газа: удельная энергия космических лучей, газа и магнитного поля примерно равны 1 эВ в см 3 . При таком балансе энергии в межзвёздной среде естественно предположить, что ускорение частиц космических лучей происходит, скорее всего, в тех же объектах, которые отвечают за нагревание и выброс газа, например в Новых и Сверхновых звёздах при их взрыве.
Первый механизм ускорения космических лучей предложил Энрико Ферми для протонов, хаотически сталкивающихся с намагниченными облаками межзвёздной плазмы, но не смог объяснить всех экспериментальных данных. В 1977 году академик Гермоген Филиппович Крымский показал, что этот механизм должен гораздо сильней ускорять частицы в остатках Сверхновых на фронтах ударных волн, скорости которых на порядки выше скоростей облаков. Сегодня достоверно показано, что механизм ускорения космических протонов и ядер ударной волной в оболочках Сверхновых наиболее эффективен. Но воспроизвести его в лабораторных условиях вряд ли удастся: ускорение происходит сравнительно медленно и требует огромных затрат энергии для удержания ускоренных частиц. В оболочках Сверхновых эти условия существуют благодаря самой природе взрыва. Замечательно, что ускорение космических лучей происходит в уникальном астрофизическом объекте, который отвечает за синтез тяжёлых ядер (тяжелее гелия), действительно присутствующих в космических лучах.
В нашей Галактике известны несколько Сверхновых возрастом меньше тысячи лет, которые наблюдались невооружённым глазом. Наиболее известны Крабовидная туманность в созвездии Тельца («Краб» - остаток вспышки Сверхновой в 1054 году, отмеченной в восточных летописях), Кассиопея-А (её наблюдал в 1572 году астроном Тихо Браге) и Сверхновая Кеплера в созвездии Змееносца (1680). Диаметры их оболочек сегодня составляют 5-10 световых лет (1 св. год = 10 16 м), то есть они расширяются со скоростью порядка 0,01 скорости света и находятся на расстояниях примерно десять тысяч световых лет от Земли. Оболочки Сверхновых («туманностей») в оптическом, в радио-, рентгеновском и гамма-диапазонах наблюдали космические обсерватории Чандра, Хаббл и Спитцер. Они достоверно показали, что в оболочках действительно происходит ускорение электронов и протонов, сопровождаемое рентгеновским излучением.
Наполнить межзвёздное пространство космическими лучами с измеренной удельной энергией (~1 эВ в см 3) могли бы около 60 остатков Сверхновых моложе 2000 лет, в то время как их известно менее десяти. Эта нехватка объясняется тем, что в плоскости Галактики, там, где сосредоточены звёзды и Сверхновые в том числе, очень много пыли, которая не пропускает свет к наблюдателю на Земле. Наблюдения в рентгеновском и гамма-излучениях, для которых пылевой слой прозрачен, позволил расширить список наблюдаемых «молодых» Сверхновых оболочек. Последней из таких вновь открытых оболочек стала Сверхновая G1.9+0.3, наблюдаемая с помощью рентгеновского телескопа «Чандра» начиная с января 2008 года. Оценки размера и скорости расширения её оболочки показывают, что она вспыхнула примерно 140 лет назад, но не была видна в оптическом диапазоне из-за полного поглощения её света пылевым слоем Галактики.
К данным о Сверхновых, взрывающихся в нашей Галактике Млечный Путь, добавляются значительно более богатые статистические данные о Сверхновых в других галактиках. Прямым подтверждением присутствия ускоренных протонов и ядер служит гамма-излучение с высокой энергией фотонов, возникающих в результате распада нейтральных пионов - продуктов взаимодействия протонов (и ядер) с веществом источника. Такие фотоны самых высоких энергий наблюдают с помощью телескопов, регистрирующих свечение Вавилова - Черенкова, излучаемое вторичными частицами ШАЛ. Самый совершенный инструмент такого типа - установка из шести телескопов, созданная при сотрудничестве HESS в Намибии. Гамма-излучение Краба было измерено первым, и его интенсивность стала мерой интенсивности для других источников.
Полученный результат не только подтверждает наличие механизма ускорения протонов и ядер в Сверхновой, но и позволяет также оценить спектр ускоренных частиц: спектры «вторичных» гамма-квантов и «первичных» протонов и ядер весьма близки. Магнитное поле в Крабе и его размер допускают ускорение протонов до энергий порядка 10 15 эВ. Спектры частиц космических лучей в источнике и в межзвёздной среде несколько отличаются, так как вероятность выхода частиц из источника и время жизни частиц в Галактике зависят от энергии и заряда частицы. Сравнение энергетического спектра и состава космических лучей, измеренных у Земли, со спектром и составом в источнике позволило понять, как долго путешествуют частицы среди звёзд. Ядер лития, бериллия и бора в космических лучах у Земли оказалось значительно больше, чем в источнике, - их дополнительное количество появляется в результате взаимодействия более тяжёлых ядер с межзвёздным газом. Измерив эту разность, вычислили количество Х того вещества, через которое прошли космические лучи, блуждая в межзвёздной среде. В ядерной физике количество вещества, которое встречает частица на своём пути, измеряют в г/см 2 . Это связано с тем, что для вычисления уменьшения потока частиц в столкновениях с ядрами вещества надо знать число столкновений частицы с ядрами, имеющими разную поперечную к направлению частицы площадь (сечение). Выражая количество вещества в этих единицах, для всех ядер получается единая шкала измерения.
Экспериментально найденное значение X ~ 5-10 г/см 2 позволяет оценить время жизни t космических лучей в межзвёздной среде: t X/ρc, где c - скорость частиц, примерно равная скорости света, ρ ~10 –24 г/см3 – средняя плотность межзвёздной среды. Отсюда время жизни космических лучей - порядка 10 8 лет. Это время намного превышает время пролёта частицы, двигающейся со скоростью с по прямой от источника до Земли (3·10 4 лет для самых далёких источников на противоположной от нас стороне Галактики). Это означает, что частицы движутся не по прямой, а испытывают рассеяние. Хаотические магнитные поля галактик с индукцией В ~10 –6 гаусса (10 –10 тесла) движут их по окружности радиусом (гирорадиусом) R = E/3 x 10 4 B, где R в м, Е - энергия частицы в эВ, В - индукция магнитного поля в гауссах. При умеренных энергиях частиц Е < 10 17 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·10 20 м).
Приблизительно по прямой приходить от источника будут только частицы с энергией Е > 10 19 эВ. Поэтому направление создающих ШАЛ частиц с энергией менее 10 19 эВ не указывает на их источник. В этой области энергий остаётся только наблюдать вторичные излучения, генерируемые в самих источниках протонами и ядрами космических лучей. В доступной для наблюдения области энергий гамма-излучения (Е < 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.
Представление о космических лучах как «местном» галактическом явлении оказалось верно лишь для частиц умеренных энергий Е < 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.
В 1958 году Георгий Борисович Христиансен и Герман Викторович Куликов открыли резкое изменение вида энергетического спектра космических лучей при энергии порядка 3·10 15 эВ. При энергиях меньше этого значения экспериментальные данные о спектре частиц обычно представляли в «степенном» виде так, что число частиц N с заданной энергией E считалось обратно пропорциональным энергии частицы в степени γ: N(E)=a/E γ (γ - дифференциальный показатель спектра). До энергии 3·10 15 эВ показатель γ = 2,7, но при переходе к большим энергиям энергетический спектр испытывает «излом»: для энергий Е > 3·10 15 эВ γ становится 3,15. Это изменение спектра естественно связать с приближением энергии ускоренных частиц к максимально возможному значению, вычисленному для механизма ускорения в Сверхновых. В пользу такого объяснения излома спектра говорит и ядерный состав первичных частиц в области энергий 10 15 -10 17 эВ. Наиболее надёжные сведения о нём дают комплексные установки ШАЛ - «МГУ», «Тунка», «Тибет», «Каскад». С их помощью получают не только сведения об энергии первичных ядер, но и параметры, зависящие от их атомных номеров, - «ширину» ливня, соотношения между количеством электронов и мюонов, между количеством самых энергичных электронов и общим их количеством. Все эти данные свидетельствуют, что с ростом энергии первичных частиц от левой границы спектра до его излома к энергии после излома происходит увеличение их средней массы. Такое изменение состава частиц по массам согласуется с моделью ускорения частиц в Сверхновых - оно ограничено максимальной энергией, зависящей от заряда частицы. Для протонов эта максимальная энергия порядка 3·10 15 эВ и увеличивается пропорционально заряду ускоряемой частицы (ядра), так что ядра железа эффективно ускоряются вплоть до ~10 17 эВ. Интенсивность потоков частиц с энергией, превышающей максимальную, быстро падает.
Но регистрация частиц ещё больших энергий (~3·10 18 эВ) показала, что спектр космических лучей не только не обрывается, но возвращается к виду, наблюдаемому до излома!
Измерения энергетического спектра в области «ультравысокой» энергии (Е > 10 18 эВ) очень трудны из-за малого количества таких частиц. Для наблюдения этих редких событий необходимо создавать сеть из детекторов потока частиц ШАЛ и порождённых ими в атмосфере излучения Вавилова - Черенкова и ионизационного излучения (флуоресценции атмосферы) на площади в сотни и даже тысячи квадратных километров. Для подобных больших, комплексных установок выбирают места с ограниченной хозяйственной деятельностью, но с возможностью обеспечить надёжную работу огромного числа детекторов. Такие установки были построены сначала на площадях в десятки квадратных километров (Якутск, Хавера Парк, Акено), затем в сотни (AGASA, Fly’s Eyе, HiRes), и, наконец, сейчас создаются установки в тысячи квадратных километров (обсерватория Пьер Оже в Аргентине, Телескопическая установка в штате Юта, США).
Следующим шагом в изучении космических лучей ультравысокой энергии станет развитие метода регистрации ШАЛ по наблюдению флуоресценции атмосферы из космоса. В кооперации с несколькими странами в России создаётся первый космический детектор ШАЛ, проект ТУС. Ещё один такой детектор предполагается установить на Международной космической станции МКС (проекты JEM-EUSO и КЛПВЭ).
Что мы сегодня знаем о космических лучах ультравысокой энергии? На нижнем рисунке представлен энергетический спектр космических лучей с энергией выше 10 18 эВ, который получен на установках последнего поколения (HiRes, обсерватория Пьер Оже) вместе с данными о космических лучах меньших энергий, которые, как было показано выше, принадлежат Галактике Млечный Путь. Видно, что при энергиях 3·10 18 -3·10 19 эВ показатель дифференциального энергетического спектра уменьшился до значения 2,7-2,8, именно такого, который наблюдается для галактических космических лучей, когда энергии частиц гораздо меньше предельно возможных для галактических ускорителей. Не служит ли это указанием на то, что при ультравысоких энергиях основной поток частиц создают ускорители внегалактического происхождения с максимальной энергией значительно больше галактической? Излом в спектре галактических космических лучей показывает, что вклад внегалактических космических лучей резко меняется при переходе от области умеренных энергий 10 14 -10 16 эВ, где он примерно в 30 раз меньше вклада галактических (спектр, обозначенный на рисунке пунктиром), к области ультравысоких энергий, где он становится доминирующим.
В последние десятилетия накоплены многочисленные астрономические данные о внегалактических объектах, способных ускорять заряженные частицы до энергий гораздо больше 10 19 эВ. Очевидным признаком того, что объект размером D может ускорять частицы до энергии Е, служит наличие на всём протяжении этого объекта магнитного поля В такого, что гирорадиус частицы меньше D. К таким источникам-кандидатам относятся радиогалактики (испускающие сильные радиоизлучения); ядра активных галактик, содержащие чёрные дыры; сталкивающиеся галактики. Все они содержат струи газа (плазмы), движущиеся с огромными скоростями, приближающимися к скорости света. Такие струи играют роль ударных волн, необходимых для работы ускорителя. Чтобы оценить их вклад в наблюдаемую интенсивность космических лучей, нужно учесть распределение источников по расстояниям от Земли и потери энергии частиц в межгалактическом пространстве. До открытия фонового космического радиоизлучения межгалактическое пространство казалось «пустым» и прозрачным не только для электромагнитного излучения, но и для частиц ультравысокой энергии. Плотность газа в межгалактическом пространстве, по астрономическим данным, настолько мала (10 –29 г/см 3), что даже на огромных расстояниях в сотни миллиардов световых лет (10 24 м) частицы не встречают ядер атомов газа. Однако, когда оказалось, что Вселенная наполнена мало энергичными фотонами (примерно 500 фотонов/см 3 с энергией Е ф ~10 –3 эВ), оставшимися после Большого взрыва, стало ясно, что протоны и ядра с энергией больше Е ~5·10 19 эВ, предела Грейзена - Зацепина - Кузьмина (ГЗК), должны взаимодействовать с фотонами и на пути более десятков миллионов световых лет терять бoльшую часть своей энергии. Таким образом, подавляющая часть Вселенной, находящаяся на расстояниях более 10 7 световых лет от нас, оказалась недоступной для наблюдения в лучах с энергией более 5·10 19 эВ. Последние экспериментальные данные о спектре космических лучей ультравысокой энергии (установка HiRes, обсерватория Пьер Оже) подтверждают существование этого энергетического предела для частиц, наблюдаемых с Земли.
Как видно, изучать происхождение космических лучей ультравысокой энергии чрезвычайно трудно: основная часть возможных источников космических лучей самых высоких энергий (выше предела ГЗК) находятся столь далеко, что частицы на пути к Земле теряют приобретённую в источнике энергию. А при энергиях меньше предела ГЗК отклонение частиц магнитным полем Галактики ещё велико, и направление прихода частиц вряд ли сможет указать положение источника на небесной сфере.
В поиске источников космических лучей ультравысокой энергии используют анализ корреляции экспериментально измеренного направления прихода частиц с достаточно высокими энергиями - такими, что поля Галактики несильно отклоняют частицы от направления на источник. Установки предыдущего поколения пока не дали убедительных данных о корреляции направления прихода частиц с координатами какого-либо специально выделенного класса астрофизических объектов. Последние данные обсерватории Пьер Оже можно рассматривать как надежду на получение в ближайшие годы данных о роли источников типа AGN в создании интенсивных потоков частиц с энергией порядка предела ГЗК.
Интересно, что на установке AGASA были получены указания на существование «пустых» направлений (таких, где нет никаких известных источников), по которым за время наблюдения приходят две и даже три частицы. Это вызвало большой интерес у физиков, занимающихся космологией - наукой о происхождении и развитии Вселенной, неразрывно связанной с физикой элементарных частиц. Оказывается, что в некоторых моделях структуры микромира и развития Вселенной (теории Большого взрыва) предсказано сохранение в современной Вселенной сверхмассивных элементарных частиц с массой порядка 10 23 -10 24 эВ, из которых должно состоять вещество на самой ранней стадии Большого взрыва. Их распределение во Вселенной не очень ясно: они могут быть либо равномерно распределены в пространстве, либо «притянуты» к массивным областям Вселенной. Главная их особенность в том, что эти частицы нестабильны и могут распадаться на более лёгкие, в том числе на стабильные протоны, фотоны и нейтрино, которые приобретают огромные кинетические энергии - более 10 20 эВ. Места, где сохранились такие частицы (топологические дефекты Вселенной), могут оказаться источниками протонов, фотонов или нейтрино ультравысокой энергии.
Как и в случае галактических источников, существование внегалактических ускорителей космических лучей ультравысокой энергии подтверждают данные детекторов гамма-излучения, например телескопы установки HESS, направленные на перечисленные выше внегалактические объекты - кандидаты в источники космических лучей.
Среди них самыми перспективными оказались ядра активных галактик (AGN) со струями газа. Один из наиболее хорошо изученных на установке HESS объектов - галактика М87 в созвездии Дева, на расстоянии 50 миллионов световых лет от нашей Галактики. В её центре находится чёрная дыра, которая обеспечивает энергией процессы вблизи неё и, в частности, гигантскую струю плазмы, принадлежащей этой галактике. Ускорение космических лучей в М87 прямо подтверждают наблюдения её гамма-излучения, энергетический спектр фотонов которого с энергией 1-10 ТэВ (10 12 -10 13 эВ), наблюдаемый на установке HESS. Наблюдаемая интенсивность гамма-излучения от М87 составляет примерно 3% от интенсивности Краба. С учётом разницы в расстоянии до этих объектов (5000 раз) это означает, что светимость М87 превышает светимость Краба в 25 миллионов раз!
Модели ускорения частиц, созданные для этого объекта, показывают, что интенсивность частиц, ускоряемых в М87, может быть так велика, что даже на расстоянии 50 миллионов световых лет вклад этого источника сможет обеспечить наблюдаемую интенсивность космических лучей с энергией выше 10 19 эВ.
Но вот загадка: в современных данных о ШАЛ по направлению на этот источник нет избытка частиц с энергией порядка 10 19 эВ. А не проявится ли этот источник в результатах будущих космических экспериментов, при таких энергиях, когда дальние источники уже не дают вклада в наблюдаемые события? Ситуация с изломом в энергетическом спектре может повториться ещё раз, например при энергии 2·10 20 . Но на этот раз источник должен быть виден в измерениях направления траектории первичной частицы, так как энергии > 2·10 20 эВ настолько велики, что частицы не должны отклоняться в галактических магнитных полях.
Как видим, после столетней истории изучения космических лучей мы снова ждём новых открытий, на этот раз космического излучения ультравысокой энергии, природа которого пока неизвестна, но может играть важную роль в устройстве Вселенной.
Литература
Добротин Н. А. Космические лучи. - М.: Изд. АН СССР, 1963.
Мурзин В. С. Введение в физику космических лучей. - М.: Изд. МГУ, 1988.
Панасюк М. И. Странники Вселенной, или Эхо Большого взрыва. - Фрязино: «Век2», 2005.
Росси Б. Космические лучи. - М.: Атомиздат, 1966.
Хренов Б. А. Релятивистские метеоры // Наука в России, 2001, № 4.
Хренов Б. А. и Панасюк М. И. Посланники космоса: дальнего или ближнего? // Природа, 2006, № 2.
Хренов Б. А. и Климов П. А. Ожидается открытие // Природа, 2008, № 4.
Похожие статьи
-
Чехов "вишневый сад" Вишневый сад краткое содержание для читательского дневника
Очень краткое содержание (в двух словах) В своё поместье, из Парижа, приезжает Раневская Любовь Андреевна. Её не было 5 лет, и теперь, все с нетерпением её ждут. Приезжает она со своей дочкой, Аней, которых на станции встречал Гаев, брат...
-
Князь александр невский За что князя александра прозвали невским
Среди тех, кто защищал Русскую землю от врагов в XIII столетии, наибольшую славу у потомков завоевал князь Александр Ярославич, прозванный «Невским». Точная дата его рождения неизвестна, но считается, что он родился 30 мая 1220 года....
-
Неправильные глаголы английского языка и их перевод Глагол leave в прошедшем
Добавить в закладки Удалить из закладок неправильный глагол leave - left - left оставить (оставлять, покидать, уезжать, покинуть, выйти, уходить) оставаться (завещать) предоставлять (позволять) передавать выходить...
-
Спецотдел Бокия или Советская «Аненербе
Яков Блюмкин ШАМБАЛА5 (100%) 1 vote[s] Имя Якова Блюмкина прежде всего ассоциируется с убийством немецкого посла Мирбаха в июле 1918 года. Однако это только один, пусть и яркий, эпизод его незаурядной жизни. И наиболее загадочной ее...
-
Царь Фёдор Алексеевич - неизвестный реформатор
Два царствования первых государей Романова дома были периодом господства приказного люда, расширения письмоводства, бессилия закона, пустосвятства, повсеместного обдирательства работящего народа, всеобщего обмана, побегов, разбоев и...
-
Понятие технологизации Объективные причины технологизации социальной работы
Мировой опыт показывает, что в условиях динамичных экономических и социальных изменений в практике управления все в большей степени утверждается инновационный метод освоения социального пространства - его технологизация. В ходе...