อนุภาคอัลเบโด้ของรังสีคอสมิกกาแลกติก รังสีคอสมิกแห่งพลังงานสูงสุด วิธีการศึกษารังสีคอสมิก

รังสีคอสมิก
12.12.2005 20:11 |"สารานุกรมโซรอส"

1. บทนำ

ปลายศตวรรษที่ 19 - ต้นศตวรรษที่ 20 มีการค้นพบใหม่ในด้านไมโครเวิลด์ หลังจากการค้นพบรังสีเอกซ์และกัมมันตภาพรังสี อนุภาคมีประจุก็ถูกค้นพบจากนอกโลกมายังโลก อนุภาคเหล่านี้มีชื่อว่า (CL)

วันที่ค้นพบรังสีคอสมิกถือเป็นปี 1912 เมื่อนักฟิสิกส์ชาวออสเตรีย V.F. เฮสใช้อิเล็กโทรสโคปที่ได้รับการปรับปรุง วัดอัตราการไอออไนซ์ในอากาศตามฟังก์ชันของระดับความสูง ปรากฎว่าเมื่อระดับความสูงเพิ่มขึ้น ค่าไอออไนซ์จะลดลงก่อน จากนั้นที่ระดับความสูงมากกว่า 2,000 ม. จะเริ่มเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว รังสีไอออไนซ์ซึ่งถูกดูดซับโดยอากาศเพียงเล็กน้อยและเพิ่มขึ้นตามระดับความสูง เกิดจากการที่ CR ตกกระทบบนขอบเขตของชั้นบรรยากาศจากอวกาศ

CR เป็นนิวเคลียสของธาตุต่างๆ จึงมีประจุเป็นอนุภาค นิวเคลียสของอะตอมไฮโดรเจนและฮีเลียมมีจำนวนมากที่สุดใน CR (~85 และ ~10% ตามลำดับ) เศษส่วนของนิวเคลียสขององค์ประกอบอื่นๆ ทั้งหมดในตารางธาตุจะต้องไม่เกิน ~5% CR ส่วนเล็กๆ คือ และ (น้อยกว่า 1%)

ในกระบวนการที่เกิดขึ้นใน CR มีบทบาทสำคัญ ความหนาแน่นของพลังงานของ CR อยู่ที่ ~1 eV/cm 3 ซึ่งเทียบได้กับความหนาแน่นของพลังงานของสนามแม่เหล็กกาแลคซี

โดยเนื้อหาใน CR ขององค์ประกอบลิเธียมเบริลเลียมและโบรอนซึ่งเกิดขึ้นจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ของอนุภาคจักรวาลกับอะตอมเราสามารถกำหนดปริมาณของสารได้ เอ็กซ์ซึ่ง CR ผ่านไปโดยหลงอยู่ในสื่อระหว่างดวงดาว ค่า เอ็กซ์ประมาณเท่ากับ 5-10 กรัม/ซม.2 เวลาที่ CR ท่องไปในสื่อระหว่างดวงดาว (หรือตลอดชีวิต) และขนาด เอ็กซ์สัมพันธ์กันด้วยอัตราส่วน เอ็กซ์≈ρ กะรัต, ที่ไหน คคือความเร็วของอนุภาค (โดยปกติจะถือว่าค่านั้น คเท่ากับความเร็วแสง) ρ คือความหนาแน่นเฉลี่ยของตัวกลางระหว่างดวงดาว ซึ่งมีค่าประมาณ ~10 - 24 กรัม/ซม. 3 ที- เวลาที่ CR หลงอยู่ในสื่อนี้ ดังนั้นอายุการใช้งาน CR คือ ~3·10 8 ปี มันถูกกำหนดโดยการหลบหนีของ CR จากดาราจักรและรัศมี หรือการดูดกลืนของพวกมันเนื่องจากอันตรกิริยาที่ไม่ยืดหยุ่นกับสสารของสื่อระหว่างดาว

บนรูป 1 แสดงสเปกตรัมพลังงาน เจ(อี) สำหรับโปรตอน H, นิวเคลียสฮีเลียม He, คาร์บอน C และเหล็ก Fe ซึ่งพบได้ในอวกาศ ค่า เจ(อี) คือจำนวนอนุภาคที่มีพลังงานตั้งแต่ อีก่อน อี+δ อีและผ่านพื้นผิวหน่วยต่อหน่วยเวลาต่อมุมตันหน่วยในทิศทางตั้งฉากกับพื้นผิว จะเห็นได้ว่าโปรตอนประกอบขึ้นเป็นเศษส่วนหลักใน CR ตามด้วยนิวเคลียสของฮีเลียม ส่วนแบ่งของนิวเคลียสอื่นมีน้อย

ตามแหล่งกำเนิด CL สามารถแบ่งออกเป็นหลายกลุ่ม

1) CR ของแหล่งกำเนิดกาแลคซี (GCR) แหล่งกำเนิดของ GCR คือกาแล็กซีของเรา ซึ่งอนุภาคถูกเร่งให้มีพลังงานประมาณ ~10 18 eV สเปกตรัม CL ที่แสดงไว้ในรูปที่ 1 อ้างถึง GCR

2) CRs ของแหล่งกำเนิด metagalactic พวกมันมีพลังงานสูงสุด อี>10 18 eV ก่อตัวขึ้นในกาแลคซีอื่น

3) Solar CR (SCR) สร้างขึ้นบนดวงอาทิตย์ระหว่างเปลวสุริยะ

4) CR ที่ผิดปกติ (AKL) ก่อตัวขึ้นใน ระบบสุริยะที่ขอบของเฮลิโอแมกนีโตสเฟียร์

CR ของพลังงานต่ำสุดและสูงสุดต่างกัน 10 15 ด้วยความช่วยเหลือของอุปกรณ์เพียงประเภทเดียวจึงเป็นไปไม่ได้ที่จะศึกษาพลังงานที่หลากหลายเช่นนี้ดังนั้นจึงใช้วิธีการและเครื่องมือที่แตกต่างกันในการศึกษา CR: ในอวกาศ - ด้วยความช่วยเหลือของอุปกรณ์ที่ติดตั้งบนดาวเทียมและจรวดอวกาศใน ชั้นบรรยากาศของโลก - ด้วยความช่วยเหลือของบอลลูนสำรวจขนาดเล็กและบอลลูนระดับความสูงขนาดใหญ่บนพื้นผิว - ด้วยความช่วยเหลือของการติดตั้งภาคพื้นดิน (บางอันมีขนาดถึงหลายร้อยตารางกิโลเมตร) ซึ่งตั้งอยู่บนภูเขาสูง หรือลึกลงไปใต้ดิน หรือลึกลงไปในมหาสมุทร ที่ซึ่งมีอนุภาคแทรกซึมเข้าไปได้ พลังงานสูง.

CR ในระหว่างการแพร่กระจายในสื่อระหว่างดวงดาวจะมีปฏิกิริยากับก๊าซระหว่างดวงดาว และเมื่อพวกมันกระทบพื้นโลก พวกมันจะมีปฏิกิริยากับอะตอมในชั้นบรรยากาศ ผลลัพธ์ของการโต้ตอบดังกล่าวคืออนุภาคทุติยภูมิ - โปรตอน และ , อิเล็กตรอน, γ-ควอนต้า , .

เครื่องตรวจจับประเภทหลักที่ใช้ในการศึกษา CR ได้แก่ อิมัลชันและฟิล์มเอ็กซ์เรย์ ห้องไอออไนเซชัน เครื่องนับปล่อยก๊าซ เครื่องนับนิวตรอน เครื่องนับเชเรนคอฟและแสงแวววาว อุปกรณ์ตรวจจับเซมิคอนดักเตอร์โซลิดสเตต ห้องประกายไฟและห้องดริฟท์

2. รังสีคอสมิกทางช้างเผือก

CR ใช้เพื่อศึกษาปฏิกิริยานิวเคลียร์ของอนุภาค ในพื้นที่ที่มีพลังงานสูงซึ่งยังไม่สามารถบรรลุได้ด้วยเครื่องเร่งอนุภาคสมัยใหม่ อนุภาคคอสมิกเป็นวิธีเดียวในการศึกษากระบวนการทางนิวเคลียร์ เพื่อศึกษาปฏิสัมพันธ์ของ CR พลังงานสูง ( อีมีการใช้แคลอริมิเตอร์ไอออไนเซชัน µ10 15 eV) กับสาร อุปกรณ์เหล่านี้ เสนอครั้งแรกโดย N.L. Grigorov และผู้ทำงานร่วมกันของเขาเป็นเครื่องตรวจจับหลายแถว - ห้องไอออไนเซชันหรือตัวนับประกายระยิบระยับซึ่งมีตัวดูดซับที่ทำจากตะกั่วหรือเหล็ก ด้านบนของแคลอริมิเตอร์จะวางเป้าหมายของสารเบา - คาร์บอนหรืออลูมิเนียม อนุภาคที่ตกลงบนพื้นผิวของเครื่องวัดความร้อนไอออไนเซชันจะทำปฏิกิริยากับแกนเป้าหมาย ทำให้เกิดเป็นอนุภาคทุติยภูมิ จำนวนของพวกเขาเพิ่มขึ้นในขั้นแรกถึงค่าสูงสุดที่แน่นอนแล้วค่อย ๆ ลดลงเมื่อพวกเขาเคลื่อนเข้าสู่ร่างกายของแคลอรีมิเตอร์ เครื่องตรวจจับจะวัดการแตกตัวเป็นไอออนใต้ชั้นตัวดูดซับแต่ละชั้น จากเส้นโค้งของการพึ่งพาระดับไอออไนซ์กับหมายเลขชั้น เราสามารถกำหนดพลังงานของอนุภาคที่เข้าสู่แคลอริมิเตอร์ได้ เครื่องมือเหล่านี้เป็นเครื่องมือแรกในโลกที่สามารถวัดสเปกตรัมของ CR หลักในช่วงพลังงานตั้งแต่ ~10 11 ถึง ~10 14 eV CR ในช่วงพลังงาน 10 11 EJ( อี)=เจ 0 อี - 2,75 .

เพื่อศึกษาคุณลักษณะของปฏิกิริยานิวเคลียร์ของรังสีคอสมิกพลังงานสูงมาก จำเป็นต้องมีการติดตั้งที่มีพื้นที่ลงทะเบียนขนาดใหญ่ เนื่องจากฟลักซ์ของอนุภาคพลังงานสูงมีขนาดเล็กมาก พวกเขาเรียกว่ากล้องเอ็กซ์เรย์ เหล่านี้เป็นอุปกรณ์ที่มีพื้นที่ผิวสูงถึงหลายร้อย ตารางเมตรประกอบด้วยฟิล์มเอ็กซเรย์เรียงเป็นแถวสลับกับชั้นตะกั่ว อันเป็นผลมาจากอันตรกิริยาของ CR กับอนุภาคอากาศ ทำให้เกิดมีซอน ซึ่งบางส่วนก็เพิ่มจำนวนขึ้นเป็นตะกั่ว เหลือจุดไว้บนฟิล์มเอ็กซ์เรย์ จำนวนและขนาดของจุดเหล่านี้ ความหนาแน่นของการมืดลง และตำแหน่งในชั้นต่างๆ จะเป็นตัวกำหนดพลังงานของอนุภาคที่มีปฏิกิริยาโต้ตอบและทิศทางของการมาถึง

ในการศึกษา CR ที่มีพลังงานสูงกว่า 10 14 eV คุณสมบัติของอนุภาคพลังงานสูงในการสร้างอนุภาคทุติยภูมิจำนวนมาก ซึ่งส่วนใหญ่เป็นโปรตอนและไพออน ซึ่งเป็นผลมาจากอันตรกิริยาของอนุภาคปฐมภูมิกับนิวเคลียสของอะตอมในชั้นบรรยากาศคือ ใช้แล้ว. โปรตอนและไพออนที่มีพลังงานสูงเพียงพอในทางกลับกันเป็นอนุภาคที่มีฤทธิ์นิวเคลียร์และมีปฏิกิริยากับนิวเคลียสของอะตอมอากาศอีกครั้ง ไพออนที่มีประจุ (π ±) และเป็นกลาง (π 0) ต่างก็เป็นอนุภาคที่ไม่เสถียรตลอดอายุการใช้งาน ทีµ10 - 16 วินาทีสำหรับการพักผ่อนπ 0 และ ทีµ2.6 10 - 8 วินาทีสำหรับการพักผ่อน π ± . ไพออนที่มีพลังงานค่อนข้างต่ำไม่มีเวลาโต้ตอบกับนิวเคลียสของอะตอมอากาศและสามารถสลายตัวเป็น γ-ควอนต้า มิวออนบวกและลบ (μ ±) นิวตริโน (ν) และแอนตินิวตริโน (ν -): π 0 → γ + γ; π ± → μ ± + ν + ν - . มิวออนยังเป็นอนุภาคที่ไม่เสถียรและมีอายุการใช้งานของมิวออนที่เหลืออยู่ ทีµ ±2.2 10 - 6 วินาทีและสลายตัวตามรูปแบบ μ ± → e ± + ν + ν - . ควอนตัมแกมมาและอิเล็กตรอน (โพซิตรอน) เนื่องจากปฏิสัมพันธ์ทางแม่เหล็กไฟฟ้ากับอะตอมของอากาศ ทำให้ได้แกมมาควอนต้าและอิเล็กตรอนใหม่ ดังนั้นน้ำตกของอนุภาคจึงเกิดขึ้นในบรรยากาศประกอบด้วยโปรตอน นิวตรอน และไพออน (น้ำตกนิวเคลียร์) อิเล็กตรอน (โพซิตรอน) และγ-ควอนต้า (น้ำตกแม่เหล็กไฟฟ้า) เป็นครั้งแรกที่ D.V. Skobeltsyn ในช่วงปลายทศวรรษ 1920

น้ำตกในชั้นบรรยากาศที่เกิดจากอนุภาคพลังงานสูงและครอบครองพื้นที่กว้างใหญ่เรียกว่าฝักบัวลมขนาดใหญ่ พวกมันถูกค้นพบโดยนักฟิสิกส์ชาวฝรั่งเศส P. Auger และผู้ร่วมงานของเขาในปี 1938 อนุภาคจักรวาลพลังงานสูงก่อตัวเป็นฝักบัวที่มีอนุภาคทุติยภูมิจำนวนมาก ตัวอย่างเช่น อนุภาคที่มี อี\u003d 10 16 eV อันเป็นผลมาจากอันตรกิริยากับอะตอมอากาศใกล้พื้นผิวโลกทำให้เกิดอนุภาคทุติยภูมิประมาณ 10 ล้านอนุภาคกระจายไปทั่วพื้นที่ขนาดใหญ่

แม้ว่าฟลักซ์ของ CR พลังงานสูงที่ตกกระทบบริเวณขอบเขตชั้นบรรยากาศโลกจะมีขนาดเล็กมาก แต่ฟองอากาศที่กว้างขวางก็ครอบครองพื้นที่ขนาดใหญ่และสามารถตรวจจับได้อย่างมีประสิทธิภาพสูง เพื่อจุดประสงค์นี้ เครื่องตรวจจับอนุภาคจะถูกวางบนพื้นผิวโลกบนพื้นที่หลายสิบตารางกิโลเมตร และมีเพียงเหตุการณ์เหล่านั้นเท่านั้นที่ถูกบันทึกซึ่งมีเครื่องตรวจจับหลายตัวถูกกระตุ้นในคราวเดียว ฝักบัวลมขนาดใหญ่สามารถแสดงได้ง่ายๆ ในรูปของดิสก์อนุภาคที่เคลื่อนที่ผ่านชั้นบรรยากาศ บนรูป รูปที่ 2 แสดงให้เห็นว่าแผ่นอนุภาคของฝักบัวลมขนาดใหญ่ตกลงบนเครื่องตรวจจับของการตั้งค่าการบันทึกได้อย่างไร ขึ้นอยู่กับพลังงานของอนุภาคจักรวาล ขนาดของดิสก์ (ขนาดตามขวางของฝักบัว) อาจอยู่ระหว่างหลายสิบเมตรถึงหนึ่งกิโลเมตร และความหนาของมัน (ขนาดตามยาวหรือหน้าฝักบัว) สามารถมีได้หลายสิบเซนติเมตร อนุภาคในฝักบัวจะเคลื่อนที่ด้วยความเร็วใกล้เคียงกับความเร็วแสง จำนวนอนุภาคในฝักบัวลดลงอย่างมากเมื่อเราย้ายจากศูนย์กลางของดิสก์ไปยังขอบด้านนอก มิติตามขวางของฝักบัวลมกว้างและจำนวนอนุภาคในนั้นจะเพิ่มขึ้นตามพลังงานของอนุภาคปฐมภูมิที่ก่อตัวเป็นฝักบัวนี้ ฝนอนุภาคดึกดำบรรพ์ที่ใหญ่ที่สุดที่ตรวจพบจนถึงปัจจุบัน อีµ10 20 eV มีอนุภาคทุติยภูมิหลายพันล้านอนุภาค ด้วยการวัดการกระจายตัวเชิงพื้นที่ของอนุภาคในฝักบัวด้วยเครื่องตรวจจับหลายตัว เราสามารถหาจำนวนทั้งหมดและกำหนดพลังงานของอนุภาคปฐมภูมิที่ก่อตัวเป็นฝักบัวนี้ได้ อนุภาคไหลด้วยพลังงาน อีµ10 20 eV มีขนาดเล็กมาก ยกตัวอย่างเพียงอนุภาคเดียวด้วย อีµ10 19 อีโวลท์ หากต้องการบันทึกกระแสเล็กๆ ดังกล่าว จำเป็นต้องมี พื้นที่ขนาดใหญ่ปกคลุมด้วยเครื่องตรวจจับเพื่อบันทึกเหตุการณ์ให้เพียงพอในระยะเวลาอันสมควร อนุภาคหลายตัวที่มีพลังงานมากกว่า 10 20 eV ถูก "จับ" ในสถานที่ติดตั้งขนาดยักษ์เพื่อลงทะเบียนให้มีแอ่งกระจายขนาดใหญ่ (พลังงานอนุภาคสูงสุดที่บันทึกไว้ในปัจจุบันคือ ~3·10 20 eV)

มี CR ที่ให้พลังงานสูงกว่านี้หรือไม่ ในปี พ.ศ. 2509 G.T. ซัทเซพิน เวอร์จิเนีย คุซมินและนักฟิสิกส์ชาวอเมริกัน ซี. ไกรเซน แนะนำว่าสเปกตรัม CR อยู่ที่พลังงาน อี>3·10 19 eV ควรถูกตัดออกเนื่องจากมีอันตรกิริยาของอนุภาคพลังงานสูงกับรังสีไมโครเวฟพื้นหลังคอสมิก การลงทะเบียนหลายเหตุการณ์ด้วยพลังงาน อีสามารถอธิบาย µ10 20 eV ได้หากเราถือว่าแหล่งกำเนิดของอนุภาคเหล่านี้อยู่ห่างจากเราไม่เกิน 50 Mpc ในกรณีนี้ ในทางปฏิบัติแล้วจะไม่มีอันตรกิริยาระหว่าง CR กับโฟตอนของการแผ่รังสีวัตถุโบราณ เนื่องจากมีโฟตอนจำนวนน้อยบนเส้นทางของอนุภาคจากแหล่งกำเนิดไปยังผู้สังเกตการณ์

มีการสังเกตคุณสมบัติหลายประการในบริเวณที่มีพลังงาน CR สูง

1) คลื่นความถี่ CR เกิดการแตกหักที่ อีµ10 15 อีโวลท์ ความชันของสเปกตรัม CR ก่อนถึงจุดแตกหักคือ γ 2.75 สำหรับอนุภาคพลังงานสูง สเปกตรัมจะชันมากขึ้น γ 3.0 คุณลักษณะที่สำคัญในสเปกตรัม CR นี้ถูกค้นพบโดย S.N. Vernov และ G.B. Christiansen เมื่อศึกษาสเปกตรัมของเส้นบรรยากาศกว้างๆ การแตกสเปกตรัมที่สังเกตได้ที่มีพลังงานสูงเช่นนั้นอาจเกิดจากการที่ CR หลุดออกจากดาราจักรของเราเร็วกว่าเมื่อเทียบกับอนุภาคพลังงานต่ำ หรืออาจเนื่องมาจากการเปลี่ยนแปลงลักษณะของแหล่งกำเนิด นอกจากนี้ยังสามารถเปลี่ยนองค์ประกอบทางเคมีของ CL ในบริเวณที่แตกหักได้

2) ที่พลังงานอนุภาค อีµ 10 18 eV สเปกตรัม CR จะชันยิ่งขึ้น γ 3.3 เห็นได้ชัดว่ามีสาเหตุมาจากข้อเท็จจริงที่ว่าในช่วงพลังงานของ CR ซึ่งมีต้นกำเนิดจากดาราจักรมาก สเปกตรัมของพวกมันมีความชันที่แตกต่างกัน

3) สเปกตรัมของอนุภาคด้วย อี>10 19 eV จะแบนขึ้น γ≤3.3 ผลกระทบนี้เกิดจากการโต้ตอบของ CR กับพลังงาน อี>10 19 eV, s ในระหว่างที่ CR สูญเสียพลังงานบางส่วนและส่งผ่านไปยังบริเวณที่มีพลังงานต่ำกว่า ซึ่งทำให้สเปกตรัมของอนุภาคแบนลง

4) สเปกตรัม CR ที่มีพลังงานมากกว่า 10 20 eV สามารถรับได้หลังจากการสังเกตระยะยาวเท่านั้น เมื่อมีการบันทึกเหตุการณ์ที่มีพลังงานรุนแรงดังกล่าวในจำนวนที่เพียงพอ เพื่อที่จะเพิ่มจำนวนกรณีการลงทะเบียนการอาบน้ำทางอากาศอย่างกว้างขวางจากอนุภาคที่มีพลังงาน อี>10 19 eV ในอีกไม่กี่ปีข้างหน้า มีการวางแผนที่จะสร้างสิ่งอำนวยความสะดวกขนาดใหญ่สามแห่งพร้อมเครื่องตรวจจับที่ตั้งอยู่บนพื้นที่มากกว่า 1,000 กม. 2 . ด้วยความช่วยเหลือของพวกเขา นักวิทยาศาสตร์หวังว่าจะได้รับคำตอบสำหรับคำถามเกี่ยวกับสเปกตรัมของ CR ในพื้นที่ที่มีพลังงานสูงมากและเกี่ยวกับพลังงานสูงสุดที่เป็นไปได้ของอนุภาคจักรวาล

CR พลังงานสูงพิเศษจะถูกเก็บไว้ในดาราจักรโดยสนามแม่เหล็กของมัน ถ้ารัศมีความโค้งของวิถีโคจรของอนุภาคเล็กกว่าขนาดของดาราจักรมาก การใช้ความสัมพันธ์ระหว่างพลังงานอนุภาค ( อี, eV) รัศมีความโค้ง ( รµ10 22 ซม. - ขนาดของกาแล็กซี) และความเข้ม สนามแม่เหล็ก (ชมµ10 - 6 โออี) อี= 300ทรัพยากรบุคคลเราได้รับพลังงาน CR สูงสุดที่สามารถเก็บไว้ในกาแล็กซีของเรา: อีสูงสุด µ10 18 eV สิ่งนี้ชี้ให้เห็นว่า CR ที่มีพลังงานสูงกว่าอาจมีต้นกำเนิดทางเมตากาแลกติก

3. ดาราศาสตร์รังสีแกมมาของพลังงานสูงและพลังงานสูงเป็นพิเศษ

CRs ก่อตัวขึ้นไม่เพียงแต่ในการระเบิดซูเปอร์โนวาเท่านั้น วัตถุอวกาศอื่นๆ (พัลซาร์ ควาซาร์ ฯลฯ) ก็สามารถเป็นแหล่งของ CR ได้เช่นกัน สามารถสันนิษฐานได้ด้วยความมั่นใจอย่างยิ่งว่าแหล่ง CR จะเป็นแหล่งของ γ-ควอนต้าพลังงานสูงด้วย รังสีแกมมาไม่เหมือนกับอนุภาคที่มีประจุ จะไม่ได้รับผลกระทบจากสนามแม่เหล็กคอสมิก และแพร่กระจายเป็นเส้นตรงจากแหล่งกำเนิดไปยังผู้สังเกต การตรวจจับวัตถุในอวกาศที่เปล่งแสงรังสีแกมมาอาจเป็นข้อพิสูจน์ถึงการมีอยู่ของแหล่งกำเนิด CR ที่เฉพาะเจาะจงอย่างไม่อาจหักล้างได้

แนวคิดของการทดลองเริ่มต้นในช่วงต้นทศวรรษที่ 60 โดยนักวิทยาศาสตร์ชาวโซเวียต A.E. Chudakov ในการค้นหาแหล่งดาวฤกษ์ของγ-quanta พลังงานสูงมีดังนี้ แกมมา-ควอนตัมที่ตกบนขอบเขตชั้นบรรยากาศของโลกทำให้เกิดฟองอนุภาค ซึ่งประกอบด้วยอิเล็กตรอนและ γ-ควอนตาทุติยภูมิ อนุภาคที่มีประจุใด ๆ ที่เคลื่อนที่ด้วยความเร็วเกินความเร็วแสงในตัวกลางที่สร้างขึ้นในกรณีนี้ในชั้นบรรยากาศของโลกคือการแผ่รังสีของแสงซึ่งเรียกว่า แนวคิดของการทดลองคือการรวบรวมแสง Cherenkov จากการอาบน้ำของอนุภาคที่มีประจุทุติยภูมิซึ่งเกิดจากเหตุการณ์พลังงานสูงγ-ควอนตัมบนพื้นผิวบรรยากาศจากทิศทางที่กำหนด บนรูป เลข 3 แสดงให้เห็นฝักบัวอากาศที่เกิดจากรังสีแกมมาในลักษณะแผนผัง อุปกรณ์ที่ตรวจจับแสง Cherenkov จะใช้กระจกทรงกลมจำนวนหนึ่ง จุดสนใจของแต่ละตัวจะมีตัวคูณแสงหลายสิบตัว - อุปกรณ์ที่มีความไวต่อการเปลี่ยนแปลงของฟลักซ์แสงที่ตกกระทบบนกระจกจากทิศทางที่กำหนด การสังเกตจะทำได้เฉพาะในคืนที่อากาศแจ่มใสและไม่มีแสงจันทร์เท่านั้น

นักวิทยาศาสตร์จากหลายประเทศทั่วโลกใช้ความพยายามอย่างมากในการปรับปรุงอุปกรณ์ วิธีการประมวลผลข้อมูล ก่อนที่ฟลักซ์รังสีแกมมาพลังงานสูงจากวัตถุสองชิ้นจะถูกค้นพบในช่วงกลางทศวรรษที่ 80: และนิวเคลียสของดาราจักรกัมมันต์ Markaryan- 421. ฟลักซ์ที่ตรวจพบของ γ-ควอนต้านั้นไม่มีนัยสำคัญ เช่น การไหลของรังสีแกมมาจาก อีγ >10 12 eV จากเนบิวลาปูมีเพียงเท่านั้น เอ็นγ data10 - 12 ควอนตัม ซม. - 2 วินาที - 1 ในช่วงต้นปี พ.ศ. 2540 โพรบ γ บนภาคพื้นดินหลายลำได้ค้นพบแหล่งกำเนิดรังสี γ พลังงานสูงที่ทรงพลังที่สุด ซึ่งก็คือดาราจักรมาร์คาเรียน-501 ฟลักซ์ของ γ-ควอนต้าพลังงานสูงจากแหล่งนี้จะแปรผันตามเวลา โดยค่าสูงสุดของมันจะมากกว่าค่ารวมของฟลักซ์ของ γ-ควอนต้าจากแหล่งที่รู้จักก่อนหน้านี้หลายเท่า

4. ผลการปรับในรังสีคอสมิก

ความสนใจในการศึกษา CR ด้วยพลังงาน อีลมสุริยะ. ลมสุริยะมักจะมีความเร็ว 400-500 กิโลเมตรต่อวินาทีในวงโคจรของโลก และมีความหนาแน่นของอนุภาค 5-10 เซนติเมตร - 3 ซึ่งแตกต่างจากลมสุริยะ มันไม่ได้ประกอบด้วยโมเลกุลที่เป็นกลาง แต่ส่วนใหญ่ประกอบด้วยอะตอมไฮโดรเจนและอิเล็กตรอนที่แตกตัวเป็นไอออน ก๊าซที่แตกตัวเป็นไอออนแต่เป็นกลางทางไฟฟ้านี้จะจับและพาสนามแม่เหล็กสุริยะไปด้วย ซึ่งเติมเต็มช่องว่างรอบดวงอาทิตย์และก่อตัวเป็นสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ เนื่องจากดวงอาทิตย์หมุนรอบแกนของมันด้วยคาบเวลา 27 วัน สนามแม่เหล็กจึงบิดตัวเป็นเกลียว ความแรงของสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ใกล้กับวงโคจรของโลกอยู่ที่ประมาณ 7·10 - 5 Oe ซึ่งเป็นขนาดที่น้อยกว่าความแรงของสนามแม่เหล็กบนพื้นผิวโลก (~0.5 Oe) มาก

บริเวณกึ่งทรงกลมของอวกาศรอบดวงอาทิตย์ซึ่งมีรัศมีประมาณ 100 AU ซึ่งเต็มไปด้วยดวงอาทิตย์ที่กำลังเคลื่อนที่ซึ่งมีสนามแม่เหล็กแข็งตัวอยู่ภายใน เรียกว่า เฮลิโอแมกนีโตสเฟียร์

เฮลิโอแมกนีโตสเฟียร์ถูกแบ่งโดยแผ่นกระแสไฟฟ้าที่เป็นกลางออกเป็นสองซีกโลก ซึ่งสนามแม่เหล็กมีทิศทางตรงกันข้าม เส้นสนามแม่เหล็กในเฮลิโอแมกนีโตสเฟียร์มีการโค้งงอและหักงอมากมายเรียกว่าความไม่เป็นเนื้อเดียวกันของแม่เหล็กซึ่งเกิดขึ้นจากความไม่เป็นเนื้อเดียวกันในสนามแม่เหล็กสุริยะการเปลี่ยนแปลงความเร็วและความหนาแน่นของลมสุริยะรวมถึงการพึ่งพาค่าเหล่านี้ในเฮลิโอลาติจูดและเฮลิโอลองจิจูด .

CR ที่แพร่กระจายในเฮลิโอแมกนีโตสเฟียร์นั้นกระจัดกระจายโดยความไม่เป็นเนื้อเดียวกันของแม่เหล็กซึ่งเคลื่อนที่ด้วยความเร็วของลมสุริยะ และถูกพาออกไปนอกเฮลิโอแมกนีโตสเฟียร์ สำหรับ CR ที่มีพลังงานสูง ( อี>10 11 eV) กระบวนการกระเจิงและการกำจัดการพาของพวกมันไม่มีนัยสำคัญ และอนุภาคพลังงานสูงเกือบทั้งหมดจากตัวกลางระหว่างดวงดาวจะเข้าสู่วงโคจรของโลก อย่างไรก็ตาม เมื่อพลังงานลดลง อนุภาคก็จะสามารถเข้าถึงวงโคจรของโลกได้น้อยลงเรื่อยๆ เศษส่วนของอนุภาคกาแล็กซี CR (GCR) ที่ไปถึงวงโคจรของโลกจากขอบเขตเฮลิโอแมกนีโตสเฟียร์จะมีขนาดเล็กลง พลังงานของอนุภาคก็จะยิ่งลดลง และความหนาแน่นของความไม่เป็นเนื้อเดียวกันของสนามแม่เหล็กของสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ก็จะยิ่งมากขึ้น และความเร็วก็จะยิ่งมากขึ้นด้วย ของลมสุริยะ ความหนาแน่นของความไม่เป็นเนื้อเดียวกันของสนามแม่เหล็กนั้นขึ้นอยู่กับระดับอย่างมาก กิจกรรมแสงอาทิตย์. ความเร็วลมสุริยะจะขึ้นอยู่กับระดับของกิจกรรมสุริยะ ดังนั้นความเข้มของ GCR ที่สังเกตได้ภายในเฮลิโอแมกนีโตสเฟียร์จึงถูกกำหนดโดยระดับของกิจกรรมสุริยะ

เพื่อศึกษาคุณลักษณะของพฤติกรรมระยะยาวของ CR จึงได้มีการจัดให้มีการสังเกตอย่างต่อเนื่อง ในช่วงปลายทศวรรษ 1950 ซึ่งเป็นต้นปีธรณีฟิสิกส์สากล เครือข่ายสถานี CR ถูกสร้างขึ้นทั่วโลก ในประเทศของเรา เครือข่ายดังกล่าวจัดโดย S.N. เวอร์นอฟ แต่ละสถานีมีเครื่องตรวจสอบนิวตรอนซึ่งเป็นอุปกรณ์ที่ลงทะเบียนส่วนประกอบที่มีฤทธิ์ทางนิวเคลียร์รองของ CR (ส่วนใหญ่เป็นนิวตรอน) ที่เกิดขึ้นระหว่างปฏิกิริยาของ CR กับนิวเคลียสของอะตอมอากาศ เนื่องจากมีการสร้างสถานีค่อนข้างมากและตั้งอยู่ไม่มากก็น้อยเท่าๆ กันทั่วโลก การอ่านค่าอุปกรณ์เหล่านี้พร้อมกันทำให้สามารถเห็นภาพการกระจายของฟลักซ์ CR ในสื่อระหว่างดาวเคราะห์ได้ทันที

ข้อมูลการทดลองแสดงดังต่อไปนี้ ประการแรก มีการสังเกตวงจร 11 ปีที่แตกต่างกันใน CR เมื่อดวงอาทิตย์สงบและมีกิจกรรมสุริยะเพียงเล็กน้อย ฟลักซ์ CR ในเฮลิโอสเฟียร์และในวงโคจรของโลกจะถึงค่าสูงสุด เมื่อดวงอาทิตย์ทำงาน ฟลักซ์ CR จะมีน้อยมาก บนรูป 4, กกำหนดระยะเวลาของระดับกิจกรรมสุริยะ (จำนวนเฉลี่ยต่อปี จุดแดด) และในรูปที่ 4, ข- ช่วงเวลาของการไหลของ GCR เราสามารถเห็นวัฏจักรและแอนติเฟสที่ชัดเจนของเส้นโค้งที่กำหนด นอกจากนี้ในรูป 4, กทิศทางของสนามแม่เหล็กเชิงขั้วของดวงอาทิตย์ในช่วงเวลาเดียวกันจะแสดงขึ้น หากเราใช้เฟสบวกของวัฏจักรแม่เหล็กสุริยะ 22 ปี ยุคเหล่านั้นเมื่อสนามแม่เหล็กในขั้วแม่เหล็กด้านเหนือหันออกจากดวงอาทิตย์ และในขั้วแม่เหล็กใต้ - เข้ามาด้านในของดวงอาทิตย์ เส้นโค้งจะแสดงว่า CR มีพฤติกรรมแตกต่างกันในระยะบวกและลบของวัฏจักรแม่เหล็กสุริยะ 22 ปี ในระยะลบ (พ.ศ. 2503-2511 และ 2525-2532) เส้นโค้งการเปลี่ยนแปลงฟลักซ์ CR จะมีรูปร่างแหลม ในระยะบวก (พ.ศ. 2515-2523 และตั้งแต่ปี พ.ศ. 2535 ถึงปัจจุบัน) จะสังเกตเห็นที่ราบสูงในการเปลี่ยนแปลงชั่วขณะในฟลักซ์ CR ความแตกต่างในพฤติกรรมของ CR เมื่อสนามแม่เหล็กในตัวกลางระหว่างดาวเคราะห์แตกต่างกันในเครื่องหมาย เนื่องมาจากทิศทางที่แตกต่างกันของความเร็วดริฟท์ของอนุภาคที่มีประจุในสนามแม่เหล็กกึ่งปกติของเฮลิโอแมกนีโตสเฟียร์

นอกจากความแปรผันของ CR ในระยะยาวที่เกี่ยวข้องกับวัฏจักรสุริยะ 11 และ 22 ปีแล้ว CR ยังพบกับการเปลี่ยนแปลงในระยะสั้นกว่า ซึ่งรวมถึงการเปลี่ยนแปลง CR 27 วันเป็นหลักเนื่องจากการหมุนรอบดวงอาทิตย์ ความแปรผันของ CR 27 วันปรากฏชัดเจนในช่วงเวลาของกิจกรรมสุริยะที่พัฒนาแล้ว และแสดงอย่างอ่อนในช่วงปีดวงอาทิตย์ที่เงียบสงบ ตามกฎแล้ว แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงเหล่านี้จะต้องไม่เกิน 2% ของฟลักซ์ทั้งหมด

ความแปรผันของ CR รายวันสัมพันธ์กับการหมุนของโลกและการกระจายของฟลักซ์ CR ในเฮลิโอสเฟียร์แบบไม่ไอโซโทรปิก มีการแปรผันของ CR แบบคาบหรือกึ่งคาบที่เกี่ยวข้องกัน เช่น กับการหมุนรอบโลกของโลกรอบดวงอาทิตย์ในแต่ละปี การเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของโลกสัมพันธ์กับระนาบของเส้นศูนย์สูตรสุริยะ เป็นต้น

นอกเหนือจากการเปลี่ยนแปลง CR แบบกึ่งคาบแล้ว ยังมีการเปลี่ยนแปลงประปรายที่เรียกว่า Forbush ลดลง ซึ่งมีสาระสำคัญดังนี้ ทันใดนั้น ภายในไม่กี่ชั่วโมงหรือน้อยกว่านั้น ฟลักซ์ CR ที่บันทึกโดยสถานีภาคพื้นดินในชั้นบรรยากาศของโลกหรือบนดาวเทียมก็เริ่มลดลงอย่างรวดเร็ว ในบางกรณี แอมพลิจูดของการหยดนี้อาจสูงถึงสิบเปอร์เซ็นต์ เหตุการณ์ดังกล่าวเกิดขึ้นหลังจากการระเบิดอันทรงพลังบนดวงอาทิตย์ สิ่งที่ก่อตัวจะแพร่กระจายด้วยความเร็วมหาศาลถึง 1,000 กม. / วินาทีหรือมากกว่านั้น คลื่นกระแทกนี้ส่งแรงเพิ่มขึ้นมาด้านหน้า ซึ่งไม่อนุญาตให้อนุภาคที่มีประจุทะลุผ่านกระแสความเร็วสูง ดังนั้นเมื่อโลกอยู่ด้านหลังด้านหน้าของคลื่นกระแทกของกระแสน้ำนี้ ความเข้มของ CR จะลดลงอย่างรวดเร็ว เนื่องจากเปลวสุริยะเกิดขึ้นบ่อยที่สุดในปีที่สูงส่ง และด้วยเหตุนี้ คลื่นกระแทกจึงมักเกิดขึ้นในช่วงเวลาเหล่านี้ จึงมักพบเห็นได้บ่อยที่สุดในปีที่ดวงอาทิตย์ยังกัมมันตภาพรังสี การลดลงของฟอร์บุชมักเกิดขึ้นในช่วงที่มีการรบกวนอย่างรุนแรงของสนามแม่เหล็กโลก (ในช่วงพายุแม่เหล็กโลก) ซึ่งเกิดจากการกระทบของกระแสลมสุริยะความเร็วสูงบนสนามแม่เหล็กของโลก

ในช่วงต้นทศวรรษ 1970 การศึกษายานอวกาศเกี่ยวกับ CR พลังงานต่ำนำไปสู่การค้นพบส่วนประกอบ CR ที่ผิดปกติ (ACR) ประกอบด้วยอะตอม He, C, N, O, Ne และ Ar ที่แตกตัวเป็นไอออนไม่สมบูรณ์ ความผิดปกตินี้แสดงให้เห็นข้อเท็จจริงที่ว่าในช่วงพลังงานตั้งแต่หลายหน่วยไปจนถึงหลายสิบ MeV/นิวคลีออน สเปกตรัมของอนุภาค ACR แตกต่างอย่างมากจากสเปกตรัม GCR ที่นี่ สังเกตเห็นการเพิ่มขึ้นของฟลักซ์ของอนุภาค ซึ่งเชื่อกันว่าสัมพันธ์กับการเร่งความเร็วของไอออนในคลื่นกระแทกที่ขอบเขตของเฮลิโอแมกนีโตสเฟียร์ และการแพร่กระจายของอนุภาคเหล่านี้ไปยังบริเวณด้านในของเฮลิโอสเฟียร์ในเวลาต่อมา นอกจากนี้องค์ประกอบ ACR ที่มีอยู่มากมายยังแตกต่างอย่างมากจากค่าที่สอดคล้องกันใน GCR

5. รังสีคอสมิกจากแสงอาทิตย์

ดวงอาทิตย์เองก็เป็นแหล่ง (SCR) เช่นกัน SCR คืออนุภาคที่มีประจุซึ่งถูกเร่งด้วยกระบวนการลุกเป็นไฟบนดวงอาทิตย์ให้มีพลังงานมากกว่าหลายเท่า พลังงานความร้อนอนุภาคบนพื้นผิวของมัน SCR ถูกบันทึกครั้งแรกในช่วงต้นทศวรรษ 1940 โดยห้องไอออไนเซชัน ซึ่งเป็นเครื่องมือภาคพื้นดินที่ลงทะเบียนมิวออนพลังงานสูง

การระบาดของโรค SCR คืออะไร? นักดาราศาสตร์ที่สังเกตการณ์ดวงอาทิตย์ได้สังเกตเห็นว่าในระหว่างการเติบโตของกิจกรรมสุริยะในบริเวณที่มีกัมมันตภาพบนพื้นผิวดวงอาทิตย์ ซึ่งมีจุดหลายจุดกระจุกตัวอยู่และมีโครงสร้างที่ซับซ้อนของสนามแม่เหล็กโฟโตสเฟียร์ จู่ๆ แสงจ้าก็ปรากฏขึ้นในช่วงแสงของดวงอาทิตย์ คลื่นความถี่. ในเวลาเดียวกัน มีการเพิ่มขึ้นของการปล่อยคลื่นวิทยุของดวงอาทิตย์ และบ่อยครั้งมากที่การปรากฏตัวของรังสีเอกซ์และรังสีแกมมา เกิดขึ้นพร้อมกับการปล่อยสสารโคโรนาออกมาในรูปของกระแสของอนุภาคที่มีประจุเร่ง ปัจจุบันเชื่อกันว่าแหล่งพลังงานหลักของเปลวไฟสุริยะคือพลังงานทำลายล้างของสนามแม่เหล็กแสงอาทิตย์ในบริเวณแอคทีฟและการก่อตัวของแผ่นกระแสไฟฟ้าที่เป็นกลาง อนุภาค SCR ที่มีประจุซึ่งถูกเร่งในเปลวสุริยะจะถูกผลักออกสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์แล้วแพร่กระจายไปในนั้น

การแพร่กระจายของ SCR ในสื่อระหว่างดาวเคราะห์นั้นถูกกำหนดโดยเงื่อนไขที่มีอยู่ในนั้นก่อนการระเบิด หากสภาวะสงบ กล่าวคือ ความเร็วลมสุริยะไม่แตกต่างจากค่าเฉลี่ยมากนัก และสนามแม่เหล็กไม่มีความผันผวนอย่างมีนัยสำคัญ SCR จะแพร่กระจายตามกฎการแพร่ และการแพร่กระจายตามเส้นสนามแม่เหล็กจะเป็น เด็ดขาด หากเกิดคลื่นกระแทกที่มีกำลังสูงระหว่างเปลวสุริยะ อนุภาคจะถูกเร่งที่หน้าคลื่นขณะที่มันแพร่กระจายในโคโรนาสุริยะและในตัวกลางระหว่างดาวเคราะห์ ส่วนใหญ่แล้ว SCR ในวงโคจรของโลกจะถูกตรวจพบในกรณีเหล่านั้นเมื่อเส้นสนามแม่เหล็กที่ตัดผ่านจุดลุกลามผ่านโลก การวิเคราะห์ทางสถิติของจำนวนเหตุการณ์ SCR ที่บันทึกไว้ด้วยพลังงานที่สูงกว่าหลายร้อย MeV แสดงให้เห็นว่าเหตุการณ์ SCR ที่บันทึกไว้บ่อยที่สุดนั้นถูกเร่งด้วยแสงแฟลร์ซึ่งเกิดขึ้นที่ขอบด้านตะวันตก (ขอบ) ของดวงอาทิตย์ ใน ปีที่ผ่านมามีหลักฐานปรากฏว่าความเร่งของอนุภาคสามารถเกิดขึ้นได้ที่ด้านหน้าของคลื่นกระแทกใกล้ดวงอาทิตย์ ดังนั้นจึงสามารถตรวจจับอนุภาคที่มีความเร่งได้ไกลจากเส้นเชื่อมต่อระหว่างแฟลร์และผู้สังเกตการณ์ บ่อยครั้งที่การระบาดของ SCR เกิดขึ้นในช่วงภาวะซึมเศร้าของ Forbush

การไหลของอนุภาคมีประจุที่ถูกเร่งด้วยเปลวสุริยะมีขนาดใหญ่มากและเป็นภัยคุกคามต่อสิ่งมีชีวิตทุกชนิด สนามแม่เหล็กและบรรยากาศช่วยโลกจากรังสีอันมหึมานี้ อย่างไรก็ตาม นักบินอวกาศที่เดินทางในอวกาศระยะไกล เช่น ดาวอังคาร จำเป็นต้องทราบถึงความเป็นไปได้ของเหตุการณ์ดังกล่าวล่วงหน้าเพื่อใช้มาตรการป้องกัน ภารกิจในการสร้างความสม่ำเสมอหลักในการเกิดการระบาดของ SCR และการทำนายเหตุการณ์ดังกล่าวได้รับการแก้ไขโดยนักวิทยาศาสตร์ในหลายประเทศทั่วโลกมานานหลายทศวรรษ น่าเสียดายที่ปัญหาการทำนาย SCR ในระยะเริ่มต้นและการกำหนดลักษณะสำคัญในวงโคจรของโลกยังห่างไกลจากการแก้ไข

6. รังสีคอสมิกในสนามแม่เหล็กและชั้นบรรยากาศของโลก

CR ก่อนที่จะถึงพื้นผิวโลกจะต้องผ่านสนามแม่เหล็กโลก (สนามแม่เหล็ก) และชั้นบรรยากาศของโลก สนามแม่เหล็กโลกก็มี โครงสร้างที่ซับซ้อน. บริเวณชั้นในของแมกนีโตสเฟียร์ที่มีขนาดหลายรัศมีของโลก ( ร⊕ = 6378 km) มีโครงสร้างไดโพล ด้านโลกหันหน้าไปทางดวงอาทิตย์ ที่ระยะห่างประมาณ 10 ร⊕ ลมสุริยะและสนามแม่เหล็กของโลกก่อให้เกิดคลื่นกระแทกนิ่งอันเป็นผลมาจากปฏิสัมพันธ์ ที่ระยะนี้ ลมสุริยะจะไหลไปรอบๆ สนามแม่เหล็ก เปิดส่วนหนึ่งของเส้นสนามที่ขอบเขตด้านหน้า (ที่มีการส่องสว่าง) ของสนามแม่เหล็กโลก และถ่ายโอนไปยังด้านกลางคืนของโลก ก่อตัวเป็นหางแมกนีโทเทล หางของแมกนีโตสเฟียร์ประกอบด้วยเส้นแรงเปิด ทอดยาวไปเป็นระยะทางหลายร้อยรัศมีโลก บนรูป 5 แสดงให้เห็นแผนผังสนามแม่เหล็กของโลก CR ที่เข้าสู่ชั้นแม่เหล็กโลกจะเคลื่อนที่เข้าไปในลักษณะที่ซับซ้อน เนื่องจากอนุภาคที่มีประจุใดๆ ในสนามแม่เหล็กจะได้รับผลกระทบจากแรงลอเรนซ์เท่ากับ เอฟ=(ถาม/ค)[โวลต์× บี], ที่ไหน ถามคือประจุของอนุภาค คคือความเร็วแสงในสุญญากาศ โวลต์คือความเร็วของอนุภาค และ บี- การเหนี่ยวนำสนามแม่เหล็ก รู้ เอฟเราสามารถกำหนดวิถีการเคลื่อนที่ของอนุภาคได้จากสมการ

ม(งโวลต์/dt)=(ถาม/ค)[โวลต์× บี],

ที่ไหน มคือมวลของอนุภาค เพราะ บีขึ้นอยู่กับพิกัดของจุดสังเกตด้วยวิธีที่ซับซ้อนดังนั้นการคำนวณวิถีของอนุภาคในสนามแม่เหล็กของโลกนั้นไม่สามารถคิดได้โดยไม่ต้องใช้คอมพิวเตอร์ที่ทรงพลังและซอฟต์แวร์ที่เหมาะสมและเป็นไปได้ในยุคของเราเท่านั้น

ในตอนต้นของศตวรรษของเรา S. Shtermer นักวิทยาศาสตร์ชาวสวีเดนได้พิจารณาการเคลื่อนที่ของอนุภาคที่มีประจุในสนามแม่เหล็กไดโพล ในสนามแม่เหล็ก การเคลื่อนที่ของอนุภาคจะถูกกำหนดโดยความแข็งแกร่งของแม่เหล็ก ร=พีซี/ถาม, ที่ไหน พีคือโมเมนตัมของอนุภาค อนุภาคที่มีความแข็งเท่ากัน ร,ก็จะย้ายไปอยู่ในสนามเดียวกันในลักษณะเดียวกัน. จากการคำนวณพบว่าอนุภาคจะตกลงไป จุดที่กำหนดให้ของแมกนีโตสเฟียร์หากความแข็งแกร่งของสนามแม่เหล็กเกินค่าต่ำสุดที่แน่นอน เรียกว่าความแข็งแกร่งของจุดตัดทางธรณีวิทยา รนาที อนุภาคที่มี ร R นาที พวกมันไม่สามารถไปยังจุดที่กำหนดของแมกนีโตสเฟียร์ในมุมที่กำหนดได้ โดยปกติแล้วจะมีค่า รแสดงเป็นเมกะหรือกิกะโวลต์: MV หรือ GV ในบริเวณขั้วโลกของธรณีแมกนีโตสเฟียร์ ในบริเวณขั้วแม่เหล็ก อนุภาคที่มีขนาดเล็กมาก ร. อย่างไรก็ตาม เมื่อเราเคลื่อนไปทางเส้นศูนย์สูตรแม่เหล็กโลก ค่าดังกล่าว รนาทีเพิ่มขึ้นอย่างมากและถึง ~15 GV ดังนั้น หากวัดฟลักซ์ CR ที่เคลื่อนที่จากขั้วไปยังเส้นศูนย์สูตร ค่าของมันจะค่อยๆ ลดลง เนื่องจากสนามแม่เหล็กของโลกจะป้องกันการทะลุผ่าน ปรากฏการณ์นี้เรียกว่าความแปรผันละติจูดของ CR การค้นพบความแปรผันแบบละติจูดของ CR เป็นหลักฐานว่า CR เป็นอนุภาคที่มีประจุ

คุณสมบัติของ geomagnetosphere ที่จะส่ง CR ไปยังจุดที่กำหนดโดยมีความแข็งสูงกว่าเท่านั้น ร min ใช้สำหรับการสังเกต CR ​​ในช่วงพลังงานต่างๆ เพื่อวัตถุประสงค์เหล่านี้ เครื่องมือมาตรฐาน (เครื่องตรวจสอบนิวตรอน กล้องโทรทรรศน์ทรงลูกบาศก์ เรดิโอซอนเดส ฯลฯ) จะวัด CR ในพื้นที่ละติจูดขั้วโลก กลาง และเส้นศูนย์สูตร ซึ่งมีค่าต่างกัน รนาที

ไม่นานหลังจากการเปิดตัวครั้งแรกในปี 1958 โดย J. Van Allen ชาวอเมริกัน และนักวิทยาศาสตร์โซเวียต S.N. Vernov และ A.E. ชูดาคอฟค้นพบแถบรังสีภายในและภายนอกของโลก เป็นกับดักแม่เหล็กสำหรับอนุภาคที่มีประจุ หากอนุภาคเข้าไปภายในกับดักดังกล่าว มันก็จะถูกจับและอาศัยอยู่ในนั้นเป็นเวลานาน ดังนั้นฟลักซ์ของอนุภาคที่ติดอยู่ในสายพานรังสีจึงมีมหาศาลเมื่อเทียบกับฟลักซ์ที่อยู่นอกสายพาน แผนผัง สายพานแผ่รังสีจะแสดงไว้ในรูปที่ 1 5. แถบด้านในประกอบด้วยโปรตอนเป็นส่วนใหญ่ และอยู่ห่างจากพื้นผิวโลกหลายพันกิโลเมตร หากนับระยะทางในระนาบเส้นศูนย์สูตร กลไกหลักที่จ่ายโปรตอนไปยังแถบรังสีชั้นในคือกลไกการสลายตัวของนิวตรอนอย่างช้าๆ นิวตรอนเกิดขึ้นระหว่างปฏิสัมพันธ์ของ CR กับนิวเคลียสขององค์ประกอบอากาศ อนุภาคเหล่านี้เป็นอนุภาคที่ไม่เสถียรซึ่งมีอายุการใช้งานประมาณ 10 นาที นิวตรอนบางตัวมีความเร็วเพียงพอที่จะออกจากชั้นบรรยากาศ (ขอบเขตของบรรยากาศตั้งอยู่ที่ความสูงประมาณ 30-35 กม.) เข้าไปในบริเวณกับดักธรณีแม่เหล็กและสลายตัวที่นั่น: n→พี+อี - +ν การวัดและการคำนวณฟลักซ์นิวตรอนที่เพิ่มขึ้นจากชั้นบรรยากาศโลกแสดงให้เห็นว่าแหล่งกำเนิดนี้เป็นตัวจ่ายโปรตอนหลักไปยังแถบรังสีชั้นใน ฟลักซ์สูงสุดของโปรตอนที่ติดอยู่จากแถบรังสีด้านใน (โปรตอนที่มี อี>35 MeV) คงที่ที่ระยะห่างประมาณ 1.5 ร ⊕ .

บนรูป 5 พื้นที่แรเงาแสดงถึงพื้นที่ในการดักจับอนุภาค - แถบรังสีของโลก แมกนีโตสเฟียร์ของโลกไม่สมมาตรทั้งกลางวันและกลางคืน ดังนั้นบริเวณการจับอนุภาคจึงแตกต่างกันเช่นกัน ความแตกต่างนี้เกิดจากผลกระทบของลมสุริยะที่มีต่อธรณีแมกนีโตสเฟียร์ และโดยเฉพาะอย่างยิ่งส่งผลกระทบต่อบริเวณรอบนอกของมัน ดังนั้น ความไม่สมดุลอย่างมากในตำแหน่งของบริเวณการจับจึงถูกสังเกตสำหรับอนุภาคของแถบรังสีด้านนอก และในระดับที่น้อยกว่ามาก สำหรับอนุภาคของแถบรังสีด้านใน

ใน เมื่อเร็วๆ นี้บทบาทของ CR ในกระบวนการบรรยากาศกำลังได้รับความสนใจเพิ่มมากขึ้น แม้ว่าความหนาแน่นพลังงานของ CR จะมีน้อยเมื่อเทียบกับค่าที่สอดคล้องกันของกระบวนการบรรยากาศต่างๆ แต่ CR ก็มีบทบาทชี้ขาดในบางส่วน ในชั้นบรรยากาศของโลกที่ระดับความสูงน้อยกว่า 30 กม. CR เป็นแหล่งผลิตไอออนหลัก กระบวนการควบแน่นและการเกิดหยดน้ำส่วนใหญ่ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นของไอออน ดังนั้นในช่วงที่ภาวะซึมเศร้าของ Forbush ความขุ่นมัวและระดับฝนลดลง หลังจากแสงแฟลร์บนดวงอาทิตย์และการมาถึงของ SCR บนโลก ปริมาณความขุ่นมัวและระดับปริมาณน้ำฝนจะเพิ่มขึ้น การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้ทั้งในกรณีแรกและกรณีที่สองมีความสำคัญ - อย่างน้อย 10% หลังจากการบุกรุกของอนุภาคพลังงานต่ำจำนวนมากจากเปลวสุริยะเข้าสู่บริเวณขั้วโลกของโลก จะสังเกตการเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิในชั้นบนของชั้นบรรยากาศ ซีแอลมีส่วนร่วมอย่างแข็งขันในการก่อตัวของกระแสไฟฟ้าสายฟ้า ปัจจุบัน ผลกระทบของ CR ต่อความเข้มข้นของโอโซนและกระบวนการอื่นๆ ในบรรยากาศอยู่ระหว่างการศึกษาอย่างจริงจัง

7. บทสรุป

CR เป็นปรากฏการณ์ทางธรรมชาติที่น่าสนใจที่สุด และเช่นเดียวกับทุกสิ่งในธรรมชาติ มันเกี่ยวข้องอย่างใกล้ชิดกับกระบวนการอื่นๆ ในวัตถุดาวฤกษ์ ในกาแล็กซีของเรา บนดวงอาทิตย์ ในเฮลิโอแมกนีโตสเฟียร์ และในชั้นบรรยากาศของโลก มีคนรู้มากเกี่ยวกับ CR แล้ว แต่คำถามสำคัญเช่นเหตุผลในการเร่งความเร็วของ CR รวมถึงค่ามหาศาลเช่น อี

รังสีคอสมิก (รังสี) เป็นอนุภาคที่เติมเต็มอวกาศระหว่างดวงดาวและโจมตีโลกอย่างต่อเนื่อง พวกมันถูกค้นพบในปี 1912 โดยนักฟิสิกส์ชาวออสเตรีย Hess โดยใช้ห้องไอออไนซ์ในบอลลูน พลังงานสูงสุดของรังสีคอสมิกคือ 10 21 eV เช่น มีขนาดที่สูงกว่าพลังงานที่มีให้กับเครื่องเร่งความเร็วสมัยใหม่จำนวนมาก (10 12 eV) ดังนั้น การศึกษารังสีคอสมิกจึงมีบทบาทสำคัญในฟิสิกส์คอสมิกไม่เพียงเท่านั้น แต่ยังรวมถึงฟิสิกส์อนุภาคเบื้องต้นด้วย อนุภาคมูลฐานจำนวนหนึ่งถูกค้นพบครั้งแรกอย่างแม่นยำในรังสีคอสมิก (โพซิตรอน - แอนเดอร์สัน, 1932; muon () - Neddermeyer และ Anderson, 1937; pion () - Powell, 1947) แม้ว่าองค์ประกอบของรังสีคอสมิกจะไม่เพียงแต่มีประจุเท่านั้น แต่ยังรวมถึงอนุภาคที่เป็นกลางด้วย (โดยเฉพาะโฟตอนและนิวตริโนจำนวนมาก) อนุภาคที่มีประจุมักเรียกว่ารังสีคอสมิก

เมื่อพูดถึงรังสีคอสมิก ควรมีความชัดเจนว่ารังสีใดที่กำลังพูดถึงอยู่ รังสีคอสมิกมีประเภทต่อไปนี้:

1. รังสีคอสมิกกาแลกติก - อนุภาคจักรวาลมายังโลกจากลำไส้ของกาแล็กซี่ของเรา ไม่รวมอนุภาคที่เกิดจากดวงอาทิตย์

2. รังสีคอสมิกจากแสงอาทิตย์ เป็นอนุภาคจักรวาลที่เกิดจากดวงอาทิตย์

ฟลักซ์ของรังสีคอสมิกทางช้างเผือกที่ถล่มโลกมีค่าประมาณไอโซโทรปิกและคงที่ในเวลา และมีค่าเท่ากับ 1 อนุภาค/ซม. 2 วินาที (ก่อนที่จะเข้าสู่ชั้นบรรยากาศของโลก) ความหนาแน่นของพลังงานของรังสีคอสมิกทางช้างเผือกคือ 1 eV/cm 3 ซึ่งเทียบได้กับพลังงานทั้งหมดของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าจากดวงดาว การเคลื่อนที่ด้วยความร้อนของก๊าซในดวงดาว และสนามแม่เหล็กของดาราจักร ดังนั้นรังสีคอสมิกจึงเป็นองค์ประกอบสำคัญของดาราจักร

องค์ประกอบของรังสีคอสมิกทางช้างเผือก:

ส่วนประกอบนิวเคลียร์- โปรตอน 93% นิวเคลียสฮีเลียม 6.5%<1% более тяжелых ядер (т.е. отвечает распространенности ядер во Вселенной).

อิเล็กตรอนจำนวนของพวกเขาคือ 1% ของจำนวนคอร์

โพซิตรอนจำนวนของพวกเขาคือ 10% ของจำนวนอิเล็กตรอน

ต่อต้านแฮดรอนน้อยกว่า 1%

พลังงานของรังสีคอสมิกของกาแลคซีครอบคลุมช่วงกว้างมาก - อย่างน้อย 15 ลำดับความสำคัญ (10 6 -10 21 eV) ฟลักซ์ของอนุภาคที่มี E>10 9 eV จะลดลงอย่างรวดเร็วเมื่อพลังงานเพิ่มขึ้น สเปกตรัมพลังงานของส่วนประกอบนิวเคลียร์ ยกเว้นพลังงานต่ำ จะเป็นไปตามการแสดงออก

n(E) = n o E - , (15.5)

โดยที่ n o เป็นค่าคงที่ และ 2.7 ที่ E<10 15 ýÂ è 3.1-3.2 ïðè E>10 15 อีวี สเปกตรัมพลังงานของส่วนประกอบนิวเคลียร์แสดงในรูปที่ 15.6

ฟลักซ์ของอนุภาคพลังงานสูงพิเศษมีขนาดเล็กมาก ดังนั้นโดยเฉลี่ยแล้วอนุภาคที่มีพลังงาน 10 20 eV ไม่เกินหนึ่งอนุภาคจะตกลงบนพื้นที่ 10 กม. 2 ต่อปี ธรรมชาติของสเปกตรัมของอิเล็กตรอนที่มีพลังงาน >10 9 eV จะคล้ายคลึงกับที่แสดงในรูปที่ 15.6 ฟลักซ์ของรังสีคอสมิกทางช้างเผือกไม่ได้เปลี่ยนแปลงเป็นเวลาอย่างน้อย 1 พันล้านปี

เห็นได้ชัดว่ารังสีคอสมิกทางช้างเผือกมีต้นกำเนิดที่ไม่ใช่ความร้อน แท้จริงแล้วอุณหภูมิสูงสุด (10 9 K) อยู่ที่ใจกลางดาวฤกษ์ ในกรณีนี้ พลังงานของการเคลื่อนที่ด้วยความร้อนของอนุภาคคือ 10 5 eV ในเวลาเดียวกัน อนุภาคของรังสีคอสมิกของดาราจักรที่เข้ามาใกล้โลกจะมีพลังงานเป็นหลัก >10 8 ýÂ

ข้าว. 15.6. สเปกตรัมพลังงานขององค์ประกอบนิวเคลียร์ในอวกาศ

รังสีเอกซ์ พลังงานได้รับจากศูนย์กลางของระบบมวล

มีเหตุผลที่ดีที่เชื่อได้ว่ารังสีคอสมิกถูกสร้างขึ้นโดยการระเบิดซูเปอร์โนวาเป็นหลัก (แหล่งกำเนิดรังสีคอสมิกอื่นๆ ได้แก่ พัลซาร์ กาแลคซีวิทยุ ควาซาร์) ในกาแล็กซีของเรา การระเบิดซูเปอร์โนวาเกิดขึ้นโดยเฉลี่ยอย่างน้อยหนึ่งครั้งทุกๆ 100 ปี เป็นเรื่องง่ายที่จะคำนวณว่าเพื่อรักษาความหนาแน่นของพลังงานที่สังเกตได้ของรังสีคอสมิก (1 eV/cm 3 ) ก็เพียงพอแล้วที่จะส่งพลังการระเบิดเพียงไม่กี่เปอร์เซ็นต์ไปให้พวกมัน โปรตอน นิวเคลียสที่หนักกว่า อิเล็กตรอน และโพซิตรอนที่ถูกปล่อยออกมาระหว่างการระเบิดซูเปอร์โนวาจะถูกเร่งเพิ่มเติมอีกในกระบวนการทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์เฉพาะ (ซึ่งจะกล่าวถึงด้านล่าง) เพื่อให้ได้มาซึ่งลักษณะเฉพาะของพลังงานที่มีอยู่ในรังสีคอสมิก

ในทางปฏิบัติแล้วไม่มีรังสี metagalactic ในองค์ประกอบของรังสีคอสมิก ติดอยู่ในกาแล็กซีของเราจากภายนอก คุณสมบัติที่สังเกตได้ทั้งหมดของรังสีคอสมิกสามารถอธิบายได้บนพื้นฐานที่พวกมันก่อตัว สะสม และคงอยู่ในกาแล็กซีของเราเป็นเวลานาน โดยค่อย ๆ ไหลออกสู่อวกาศระหว่างกาแลคซี หากอนุภาคของจักรวาลเคลื่อนที่เป็นเส้นตรง พวกมันจะออกจากกาแล็กซีไม่กี่พันปีหลังจากกำเนิดของมัน การรั่วไหลอย่างรวดเร็วเช่นนี้จะนำไปสู่การสูญเสียที่ไม่อาจทดแทนได้และความเข้มของรังสีคอสมิกลดลงอย่างมาก

ในความเป็นจริง การมีอยู่ของสนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาวที่มีเส้นสนามพันกันอย่างมากทำให้อนุภาคมีประจุเคลื่อนที่ไปตามวิถีที่ซับซ้อน (การเคลื่อนที่นี้คล้ายกับการแพร่กระจายของโมเลกุล) ทำให้เวลาการคงอยู่ของอนุภาคเหล่านี้ในดาราจักรเพิ่มขึ้นหลายพันเท่า . อายุของมวลหลักของอนุภาครังสีคอสมิกมีอายุประมาณหลายสิบล้านปี อนุภาคคอสมิกที่มีพลังงานสูงเป็นพิเศษจะถูกเบี่ยงเบนเล็กน้อยจากสนามแม่เหล็กดาราจักรและออกจากดาราจักรไปค่อนข้างเร็ว นี่อาจอธิบายการแตกสเปกตรัมของรังสีคอสมิกด้วยพลังงาน 310 15 ýÂ

เราจะมาพูดถึงปัญหาความเร่งของรังสีคอสมิกกัน อนุภาครังสีคอสมิกเคลื่อนที่ในพลาสมาคอสมิกที่มีการทำให้บริสุทธิ์และเป็นกลางทางไฟฟ้า ไม่มีสนามไฟฟ้าสถิตที่มีนัยสำคัญที่สามารถเร่งอนุภาคที่มีประจุได้ เนื่องจากความต่างศักย์ระหว่างจุดต่างๆ ของวิถี แต่ในพลาสมาก็อาจจะมี สนามไฟฟ้าประเภทการเหนี่ยวนำและชีพจร ดังนั้นสนามไฟฟ้าเหนี่ยวนำ (กระแสน้ำวน) จึงปรากฏขึ้นพร้อมกับความแรงของสนามแม่เหล็กที่เพิ่มขึ้นเมื่อเวลาผ่านไป (ที่เรียกว่าเอฟเฟกต์เบตาตรอน) ความเร่งของอนุภาคอาจเกิดจากการมีปฏิสัมพันธ์กับสนามไฟฟ้าของคลื่นพลาสมาในบริเวณที่มีความปั่นป่วนในพลาสมาอย่างรุนแรง มีกลไกอื่น ๆ ของการเร่งความเร็วซึ่งเราไม่สามารถอยู่ต่อไปได้ในหลักสูตรนี้ การตรวจสอบโดยละเอียดยิ่งขึ้นแสดงให้เห็นว่ากลไกการเร่งความเร็วที่นำเสนอนั้นสามารถเพิ่มพลังงานของอนุภาคมีประจุที่ถูกปล่อยออกมาจากการระเบิดของซุปเปอร์โนวาจาก 10 5 เป็น 10 21 ýÂ

อนุภาคที่มีประจุที่ปล่อยออกมาจากดวงอาทิตย์ - รังสีคอสมิกจากแสงอาทิตย์ - องค์ประกอบที่สำคัญมากของรังสีคอสมิกที่ถล่มโลก อนุภาคเหล่านี้ถูกเร่งให้มีพลังงานสูงในชั้นบรรยากาศตอนบนของดวงอาทิตย์ระหว่างเปลวสุริยะ เปลวสุริยะจะขึ้นอยู่กับรอบเวลาที่แน่นอน การเกิดซ้ำที่ทรงพลังที่สุดในช่วง 11 ปี ที่ทรงพลังน้อยกว่า - ด้วยระยะเวลา 27 วัน เปลวสุริยะอันทรงพลังสามารถเพิ่มฟลักซ์ของรังสีคอสมิกที่ตกกระทบบนโลกจากทิศทางของดวงอาทิตย์ได้มากถึง 106 เท่าเมื่อเปรียบเทียบกับดาราจักร

เมื่อเปรียบเทียบกับรังสีคอสมิกของกาแลคซี รังสีคอสมิกจากแสงอาทิตย์มีโปรตอนมากกว่า (มากถึง 98-99% ของนิวเคลียสทั้งหมด) และด้วยเหตุนี้จึงมีนิวเคลียสฮีเลียมน้อยกว่า (1.5%) แทบไม่มีนิวเคลียสอื่นอยู่ในนั้นเลย ปริมาณนิวเคลียสที่มี Z2 ในรังสีคอสมิกจากแสงอาทิตย์สะท้อนองค์ประกอบดังกล่าว บรรยากาศแสงอาทิตย์. พลังงานของอนุภาครังสีคอสมิกจากแสงอาทิตย์แตกต่างกันไปในช่วง 10 5 -10 11 eV สเปกตรัมพลังงานมีรูปแบบของฟังก์ชันกำลัง (15.5) โดยที่ - ลดลงจาก 7 เป็น 2 เมื่อพลังงานลดลง

คุณลักษณะทั้งหมดที่กล่าวมาข้างต้นของรังสีคอสมิกหมายถึงอนุภาคคอสมิกก่อนเข้าสู่ชั้นบรรยากาศโลก กล่าวคือ ถึงสิ่งที่เรียกว่า รังสีคอสมิกปฐมภูมิ. อันเป็นผลมาจากอันตรกิริยากับนิวเคลียสของบรรยากาศ (ส่วนใหญ่เป็นออกซิเจนและไนโตรเจน) ทำให้เกิดอนุภาคพลังงานสูงของรังสีคอสมิกปฐมภูมิ (ส่วนใหญ่เป็นโปรตอน) จำนวนมากอนุภาคทุติยภูมิ - ฮาดรอน (ไพออน, โปรตอน, นิวตรอน, แอนตินิวคลีออน ฯลฯ ), เลปตัน (มิวออน, อิเล็กตรอน, โพซิตรอน, นิวตริโน) และโฟตอน กระบวนการน้ำตกแบบหลายขั้นตอนที่ซับซ้อนพัฒนาขึ้น พลังงานจลน์ของอนุภาคทุติยภูมิถูกใช้ไปกับการแตกตัวเป็นไอออนในบรรยากาศเป็นหลัก

ความหนาของชั้นบรรยากาศโลกประมาณ 1,000 กรัมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร ในเวลาเดียวกัน ช่วงของโปรตอนพลังงานสูงในอากาศอยู่ที่ 70-80 กรัม/ซม.2 และช่วงของนิวเคลียสของฮีเลียมอยู่ที่ 20-30 กรัม/ซม.2 ดังนั้นโปรตอนพลังงานสูงสามารถเกิดการชนกับนิวเคลียสในชั้นบรรยากาศได้มากถึง 15 ครั้ง และความน่าจะเป็นที่จะไปถึงระดับน้ำทะเลสำหรับโปรตอนปฐมภูมินั้นมีน้อยมาก การชนกันครั้งแรกมักเกิดขึ้นที่ระดับความสูง 20 กม.

Leptons และโฟตอนปรากฏขึ้นอันเป็นผลมาจากการสลายตัวที่อ่อนแอและแม่เหล็กไฟฟ้าของฮาดรอนทุติยภูมิ (ส่วนใหญ่เป็นไพออน) และการสร้าง e - e + -pairs โดยควอนตัมในสนามคูลอมบ์ของนิวเคลียส:

แกน + แกน + e - + e + .

ดังนั้นแทนที่จะเป็นอนุภาคปฐมภูมิเพียงอนุภาคเดียว อนุภาคทุติยภูมิจำนวนมากจึงเกิดขึ้น ซึ่งแบ่งออกเป็นส่วนประกอบฮาดรอน มิวออน และอิเล็กตรอน-โฟตอน การเพิ่มจำนวนอนุภาคเหมือนหิมะถล่มสามารถนำไปสู่ความจริงที่ว่าที่ระดับสูงสุดของน้ำตกสามารถมีจำนวนอนุภาคถึง 10 6 -10 9 (ที่พลังงานของโปรตอนปฐมภูมิ >10 14 eV) น้ำตกดังกล่าวครอบคลุมพื้นที่ขนาดใหญ่ (หลายตารางกิโลเมตร) และเรียกว่า ฝักบัวลมกว้างขวาง(รูปที่ 15.7)

หลังจากถึงขนาดสูงสุดแล้ว น้ำตกจะสลายตัวเนื่องจากการสูญเสียพลังงานในการแตกตัวเป็นไอออนในชั้นบรรยากาศเป็นหลัก พื้นผิวโลกเข้าถึงได้โดยมิวออนเชิงสัมพัทธภาพเป็นหลัก ส่วนประกอบของอิเล็กตรอน-โฟตอนจะถูกดูดซับได้แรงยิ่งขึ้น และส่วนประกอบฮาโดรนิกของน้ำตกจะ "ตาย" เกือบทั้งหมด โดยรวมแล้ว ฟลักซ์ของอนุภาครังสีคอสมิกที่ระดับน้ำทะเลมีค่าน้อยกว่าฟลักซ์ของรังสีคอสมิกปฐมภูมิประมาณ 100 เท่า ซึ่งคิดเป็นประมาณ 0.01 อนุภาค/ซม.2 วินาที

รังสีคอสมิก - กระแสของอนุภาคที่มีประจุเร็ว - โปรตอน, อิเล็กตรอน, นิวเคลียสต่างๆ องค์ประกอบทางเคมีบินเข้า ทิศทางต่างๆในอวกาศด้วยความเร็วมากกว่า 100,000 กม./วินาที เมื่อเข้าสู่ชั้นบรรยากาศของโลกอนุภาคของรังสีคอสมิกชนกับนิวเคลียสของอะตอมไนโตรเจนและออกซิเจนและทำลายพวกมัน เป็นผลให้มีการไหลของอนุภาคมูลฐานใหม่เกิดขึ้น อนุภาคดังกล่าวที่เกิดในชั้นบรรยากาศเรียกว่ารังสีคอสมิกทุติยภูมิ รังสีคอสมิกทุติยภูมิได้รับการลงทะเบียนโดยอุปกรณ์พิเศษ - ตัวนับอนุภาคไอออไนซ์หรือด้วยความช่วยเหลือของอิมัลชันถ่ายภาพนิวเคลียร์แบบพิเศษ รังสีคอสมิกปฐมภูมิไม่สามารถมาถึงโลกได้จริง และมีเพียงจำนวนเล็กน้อยเท่านั้นที่ถูกบันทึกไว้บนภูเขาสูง การศึกษาอนุภาคเหล่านี้ส่วนใหญ่ดำเนินการนอกชั้นบรรยากาศของโลกโดยใช้เทคโนโลยีอวกาศสมัยใหม่

มวลหลักของรังสีคอสมิกที่มายังโลกมีพลังงานมากกว่า eV (1 eV เท่ากับ J) สำหรับการเปรียบเทียบ เราชี้ให้เห็นว่าภายในดวงอาทิตย์ซึ่งสสารถูกให้ความร้อนจนถึงอุณหภูมิ 15,000,000 K พลังงานเฉลี่ยของอนุภาคพลาสมาจะมากกว่า 103 eV เพียงเล็กน้อยเท่านั้น กล่าวคือ มันน้อยกว่าพลังงานของจักรวาลหลายเท่าหลายเท่า รังสีเอกซ์

ทุก ๆ วินาที รังสีคอสมิกจะทะลุผ่านทุก ๆ ตารางเซนติเมตรของอวกาศระหว่างดาวเคราะห์และระหว่างดวงดาว พื้นที่ที่มีพื้นผิว 1 ตารางเมตร ถูกโจมตีโดยเฉลี่ยประมาณ 10,000 อนุภาคต่อวินาที โดยพื้นฐานแล้วสิ่งเหล่านี้คืออนุภาคที่มีพลังงานค่อนข้างต่ำ ยิ่งพลังงานของอนุภาคจักรวาลมากเท่าไร โอกาสที่จะเกิดขึ้นก็จะน้อยลงเท่านั้น ดังนั้นอนุภาคที่มีพลังงานสูงมากเกิน eV จะตกลงบนพื้นที่ 1 ตารางเมตรโดยเฉลี่ยปีละครั้ง

อนุภาคที่มีพลังงานอันน่าอัศจรรย์ใน eV นั้นหายากมาก ที่พวกเขาสามารถรับพลังงานได้มากขนาดนี้ยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด

รังสีคอสมิกปฐมภูมิมากกว่า 90% ของพลังงานทั้งหมดเป็นโปรตอน ประมาณ 7% เป็นอนุภาค (นิวเคลียสของอะตอมฮีเลียม) ประมาณ 2% เป็นนิวเคลียสของอะตอมที่หนักกว่าฮีเลียม และประมาณ 1% เป็นอิเล็กตรอน

โดยธรรมชาติแล้ว รังสีคอสมิกจะถูกแบ่งออกเป็นสุริยะและกาแล็กซี

รังสีคอสมิกจากแสงอาทิตย์มีพลังงานค่อนข้างต่ำและก่อตัวส่วนใหญ่ระหว่างเปลวสุริยะ (ดูกิจกรรมสุริยะ) อนุภาคของรังสีคอสมิกเหล่านี้ถูกเร่งในโครโมสเฟียร์และโคโรนาของดวงอาทิตย์ ฟลักซ์ของรังสีคอสมิกจากดวงอาทิตย์หลังจากการลุกโชนที่รุนแรงเป็นพิเศษบนดวงอาทิตย์สามารถแสดงถึงความร้ายแรงได้ อันตรายจากรังสีสำหรับนักบินอวกาศ

รังสีคอสมิกปฐมภูมิที่มาจากนอกระบบสุริยะเรียกว่าดาราจักร พวกมันเคลื่อนที่ในอวกาศระหว่างดวงดาวไปตามวิถีที่ค่อนข้างซับซ้อน โดยเปลี่ยนทิศทางการบินอย่างต่อเนื่องภายใต้อิทธิพลของสนามแม่เหล็กที่มีอยู่ระหว่างดวงดาวในกาแล็กซีของเรา

การวาดภาพ (ดูต้นฉบับ)

อิเล็กตรอนที่ประกอบเป็นรังสีคอสมิกจะค่อยๆ ลดความเร็วลงในสนามแม่เหล็ก โดยสูญเสียพลังงานเพื่อปล่อยคลื่นวิทยุ รังสีดังกล่าวเรียกว่ารังสีซินโครตรอน มันถูกบันทึกด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุ เมื่อสังเกตดู ก็เป็นไปได้ที่จะระบุบริเวณที่มีความเข้มข้นของรังสีคอสมิกเพิ่มขึ้นได้ ปรากฎว่ารังสีคอสมิกกระจุกตัวอยู่ในดิสก์ของกาแล็กซีของเราเป็นหลัก ซึ่งมีความหนาหลายพันปีแสง (ใกล้ระนาบของทางช้างเผือก) พลังงานทั้งหมดของรังสีคอสมิกทั้งหมดในชั้นนี้วัดด้วยร่างยักษ์ - เจ.

แหล่งกำเนิดรังสีคอสมิกหลักในอวกาศระหว่างดวงดาวดูเหมือนจะเกิดจากการระเบิดของซูเปอร์โนวา ไม่ใช่เรื่องบังเอิญที่เศษซูเปอร์โนวามีรังสีซินโครตรอนที่ทรงพลัง ดาวนิวตรอนแม่เหล็กที่หมุนเร็วก็มีส่วนช่วยเช่นกัน พวกมันสามารถให้พลังงานสูงแก่อนุภาคที่มีประจุ แหล่งกำเนิดรังสีคอสมิกที่ทรงพลังมากอาจเป็นนิวเคลียสของกาแลคซีกัมมันตภาพรังสี เช่นเดียวกับกาแลคซีวิทยุที่มีลักษณะการปล่อยสสารออกมา พร้อมด้วยการปล่อยคลื่นวิทยุที่ทรงพลังมาก

หลังจากได้รับพลังงานสูง อนุภาครังสีคอสมิกจะท่องไปในกาแล็กซีเป็นเวลาหลายสิบล้านปีในทิศทางต่างๆ ก่อนที่จะสูญเสียพลังงานไปในการชนกับอะตอมของก๊าซระหว่างดวงดาวที่แยกตัวออกมา

การศึกษารังสีคอสมิกเป็นสาขาวิชาฟิสิกส์ดาราศาสตร์ที่น่าสนใจที่สุดสาขาหนึ่ง การสังเกตรังสีคอสมิก (การลงทะเบียนโดยตรงการวิเคราะห์รังสีซินโครตรอนหรือผลกระทบของปฏิสัมพันธ์กับสิ่งแวดล้อม) ทำให้สามารถเข้าใจกลไกการปล่อยพลังงานในกระบวนการจักรวาลต่างๆได้ดีขึ้นเพื่อชี้แจง คุณสมบัติทางกายภาพตัวกลางระหว่างดวงดาวซึ่งอยู่ภายใต้อิทธิพลอย่างต่อเนื่องของรังสีคอสมิก การสังเกตการณ์ยังมีความสำคัญต่อการศึกษาฟิสิกส์ของอนุภาคมูลฐานที่เกิดขึ้นระหว่างอันตรกิริยาของรังสีคอสมิกกับสสาร การวิจัยที่ดำเนินการด้วยความช่วยเหลือจากยานอวกาศมีส่วนสำคัญต่อสาขาฟิสิกส์นี้ รวมถึงการวิจัยที่เปิดตัวในช่วงทศวรรษที่ 60 ด้วย ในสหภาพโซเวียตดาวเทียมหนักสี่ดวง "โปรตอน"

รังสีคอสมิกอนุภาคที่มีประจุพลังงานสูงไหลเข้ามาสู่โลกจากทุกทิศทุกทางจากอวกาศและโจมตีชั้นบรรยากาศอย่างต่อเนื่อง รังสีคอสมิกถูกครอบงำโดยโปรตอน นอกจากนี้ยังมีอิเล็กตรอน นิวเคลียสของฮีเลียม และองค์ประกอบทางเคมีที่หนักกว่า (มากถึงนิวเคลียสที่มีประจุ Z γ 30) นิวเคลียสของอะตอมไฮโดรเจนและฮีเลียมมีจำนวนมากที่สุดในรังสีคอสมิก (ประมาณ 85 และ 10% ตามลำดับ) ส่วนแบ่งของนิวเคลียสอื่นมีน้อย (ไม่เกิน γ 5%) รังสีคอสมิกส่วนเล็กๆ ได้แก่ อิเล็กตรอนและโพซิตรอน (น้อยกว่า 1%) รังสีคอสมิกที่ตกกระทบบริเวณขอบชั้นบรรยากาศโลกรวมถึงอนุภาคและนิวเคลียสที่มีประจุเสถียรทั้งหมด โดยมีอายุขัยประมาณ 106 ปีขึ้นไป โดยพื้นฐานแล้วมีเพียงอนุภาคที่ถูกเร่งในแหล่งดาราศาสตร์ฟิสิกส์ระยะไกลเท่านั้นที่สามารถเรียกได้ว่าเป็นรังสีคอสมิก "หลัก" อย่างแท้จริงและ "รอง" - อนุภาคที่เกิดขึ้นในกระบวนการปฏิสัมพันธ์ของรังสีคอสมิกปฐมภูมิกับก๊าซระหว่างดวงดาว ดังนั้นอิเล็กตรอน โปรตอน และนิวเคลียสของฮีเลียม ตลอดจนคาร์บอน ออกซิเจน เหล็ก ฯลฯ ที่สังเคราะห์ขึ้นในดวงดาวจึงเป็นธาตุปฐมภูมิ ในทางตรงกันข้าม นิวเคลียสของลิเธียม เบริลเลียม และโบรอนควรถูกพิจารณาว่าเป็นสารรอง แอนติโปรตอนและโพซิตรอนเป็นส่วนหนึ่ง (หากไม่สมบูรณ์) รอง แต่เศษส่วนนั้นซึ่งอาจมีต้นกำเนิดหลัก ในปัจจุบันเป็นหัวข้อของการวิจัย

ประวัติความเป็นมาของการวิจัยรังสีคอสมิก

แรกเริ่ม. ศตวรรษที่ 20 ในการทดลองด้วยอิเล็กโทรสโคปและ ห้องไอออไนเซชันมีการค้นพบไอออไนซ์ที่ตกค้างอย่างถาวรของก๊าซที่เกิดจากรังสีทะลุทะลวงบางชนิด ตรงกันข้ามกับการแผ่รังสีของสารกัมมันตภาพรังสี สิ่งแวดล้อมรังสีที่ทะลุทะลวงไม่สามารถหยุดแม้แต่ชั้นตะกั่วที่หนาได้ ธรรมชาตินอกโลกของรังสีทะลุทะลวงที่ตรวจพบนั้นก่อตั้งขึ้นเมื่อปี พ.ศ. 2455 (W. Hess, รางวัลโนเบล, 1936) ในการทดลองกับห้องไอออไนเซชันบนบอลลูน พบว่าเมื่อระยะห่างจากพื้นผิวโลกเพิ่มขึ้น ไอออไนซ์ที่เกิดจากการแผ่รังสีทะลุทะลวงก็จะเพิ่มขึ้น ของเขา ต้นกำเนิดจากนอกโลกในที่สุดก็พิสูจน์แล้วอาร์ มิลลิเคนในปี พ.ศ. 2466-26 ในการทดลองเรื่องการดูดซับรังสีจากบรรยากาศ (เขาเป็นผู้แนะนำคำว่า "รังสีคอสมิก")

ธรรมชาติของรังสีคอสมิกจนถึงคริสต์ทศวรรษ 1940 ยังไม่ชัดเจน ในช่วงเวลานี้ทิศทางนิวเคลียร์ของการวิจัยรังสีคอสมิก (ด้านฟิสิกส์นิวเคลียร์) ได้รับการพัฒนาอย่างเข้มข้น - การศึกษาปฏิสัมพันธ์ของรังสีคอสมิกกับสสารการก่อตัวของอนุภาคทุติยภูมิและการดูดซับในชั้นบรรยากาศ การศึกษาเหล่านี้ดำเนินการด้วยความช่วยเหลือของกล้องโทรทรรศน์ เคาน์เตอร์ ห้องวิลสัน และอิมัลชันภาพถ่ายนิวเคลียร์ (ยกขึ้นบนบอลลูนสู่สตราโตสเฟียร์) นำไปสู่การค้นพบอนุภาคมูลฐานใหม่โดยเฉพาะ - โพซิตรอน (1932), มึน(1936), π เมซอน (1947)

การศึกษาผลกระทบอย่างเป็นระบบ สนามแม่เหล็กโลกเกี่ยวกับความเข้มและทิศทางของการมาถึงของรังสีคอสมิกปฐมภูมิแสดงให้เห็นว่าอนุภาครังสีคอสมิกส่วนใหญ่มีประจุบวก สิ่งที่เกี่ยวข้องกับสิ่งนี้คือความไม่สมดุลระหว่างตะวันออกและตะวันตกของรังสีคอสมิก: เนื่องจากการโก่งตัวของอนุภาคที่มีประจุในสนามแม่เหล็กของโลก อนุภาคจึงมาจากทางตะวันตกมากกว่าจากทางตะวันออก การใช้อิมัลชันการถ่ายภาพทำให้สามารถระบุองค์ประกอบนิวเคลียร์ของรังสีคอสมิกปฐมภูมิได้ (พ.ศ. 2491): พบร่องรอยของนิวเคลียสขององค์ประกอบทางเคมีหนักจนถึงเหล็ก อิเล็กตรอนปฐมภูมิในรังสีคอสมิกได้รับการบันทึกครั้งแรกในปี พ.ศ. 2504 ในการตรวจวัดสตราโตสเฟียร์

จากคอน. ทศวรรษที่ 1940 ปัญหาเกี่ยวกับกำเนิดและการแปรผันชั่วขณะของรังสีคอสมิก (ด้านคอสโมฟิสิกส์) มาถึงเบื้องหน้าแล้ว

ลักษณะและการจำแนกประเภทของรังสีคอสมิก

รังสีคอสมิกมีลักษณะคล้ายกับก๊าซสัมพัทธภาพที่มีการทำให้บริสุทธิ์สูง ซึ่งอนุภาคแทบไม่มีปฏิสัมพันธ์กัน แต่พบการชนกันน้อยมากกับสสารระหว่างดาวและสื่อระหว่างดาวเคราะห์ และสัมผัสกับสนามแม่เหล็กคอสมิก อนุภาครังสีคอสมิกมีพลังงานจลน์มหาศาล (สูงถึง E kin ~ 10 21 eV) เมื่ออยู่ใกล้โลก ฟลักซ์รังสีคอสมิกส่วนใหญ่ที่ท่วมท้นประกอบด้วยอนุภาคที่มีพลังงานตั้งแต่ 10 6 eV ถึง 10 9 eV หลังจากนั้นฟลักซ์รังสีคอสมิกจะอ่อนลงอย่างรวดเร็ว ดังนั้น ที่พลังงาน ~10 12 eV ไม่เกิน 1 อนุภาค / (m 2 ∙ s) จะตกลงบนขอบเขตบรรยากาศ และที่ Ekin ~ 10 15 eV เพียง 1 อนุภาค / (m 2 ∙ ปี) สิ่งนี้ทำให้เกิดปัญหาบางประการในการศึกษารังสีคอสมิกของพลังงานสูงและสูงมาก (มาก) แม้ว่าฟลักซ์รวมของรังสีคอสมิกใกล้โลกจะมีน้อย (เพียงประมาณ 1 อนุภาค / (ซม. 2 ∙ s)) แต่ความหนาแน่นของพลังงาน (ประมาณ 1 eV / ซม. 3) ภายในดาราจักรของเราก็เทียบได้กับความหนาแน่นพลังงานของ การแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าทั้งหมดของดาวฤกษ์ พลังงานของการเคลื่อนที่ด้วยความร้อนของก๊าซระหว่างดวงดาว และพลังงานจลน์ของการเคลื่อนที่แบบปั่นป่วน ตลอดจนความหนาแน่นของพลังงานของสนามแม่เหล็กของดาราจักร ด้วยเหตุนี้ รังสีคอสมิกจึงต้องมีบทบาทสำคัญในกระบวนการทางดาราศาสตร์หลายๆ กระบวนการ

คุณลักษณะที่สำคัญอีกประการหนึ่งของรังสีคอสมิกคือแหล่งกำเนิดพลังงานที่ไม่ใช่ความร้อน ที่จริงแล้ว แม้ที่อุณหภูมิ ~10 9 K ซึ่งดูเหมือนจะใกล้กับค่าสูงสุดสำหรับภายในของดาวฤกษ์ พลังงานเฉลี่ยของการเคลื่อนที่ด้วยความร้อนของอนุภาคก็ยังอยู่ที่ µ3∙10 5 eV อนุภาครังสีคอสมิกจำนวนหลักที่สำรวจใกล้โลกมีพลังงานเท่ากับเซนต์ 10 8 อีวี ซึ่งหมายความว่ารังสีคอสมิกได้รับพลังงานโดยการเร่งในกระบวนการทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์เฉพาะของพลาสมาและธรรมชาติของแม่เหล็กไฟฟ้า

ตามแหล่งกำเนิดของมัน รังสีคอสมิกสามารถแบ่งออกเป็นหลายกลุ่ม: 1) รังสีคอสมิกของแหล่งกำเนิดกาแลคซี (รังสีคอสมิกของกาแลคซี); แหล่งกำเนิดของมันคือกาแล็กซีของเราซึ่งอนุภาคถูกเร่งให้เป็นพลังงานประมาณ 10 18 eV 2) รังสีคอสมิกที่มีต้นกำเนิดจาก metagalactic (รังสีคอสมิกจาก metagalactic); พวกมันก่อตัวขึ้นในกาแลคซีอื่นและมีพลังงานสัมพัทธภาพสูงที่สุด (มากกว่า 10 18 eV) 3) รังสีคอสมิกจากแสงอาทิตย์ กำเนิดที่หรือใกล้ดวงอาทิตย์ในระหว่าง เปลวสุริยะและ การดีดตัวของมวลชเวียน; พลังงานของพวกเขามีตั้งแต่ 10 6 eV ถึงเซนต์ 10 10 อีวี; 4) รังสีคอสมิกผิดปกติ ก่อตัวขึ้นในระบบสุริยะบริเวณขอบเฮลิโอสเฟียร์ พลังงานของอนุภาคคือ 1–100 MeV/นิวคลีออน

ตามเนื้อหาของลิเธียมเบริลเลียมและโบรอนนิวเคลียสซึ่งเกิดขึ้นจากปฏิกิริยาของรังสีคอสมิกกับอะตอม สื่อระหว่างดวงดาวเป็นไปได้ที่จะกำหนดปริมาณของสสาร X ที่รังสีคอสมิกผ่านไปขณะเคลื่อนที่ในสื่อระหว่างดวงดาว ค่า X มีค่าประมาณเท่ากับ 5–10 g/cm2 ระยะเวลาการเคลื่อนตัวของรังสีคอสมิกในตัวกลางระหว่างดวงดาว (หรืออายุขัยของพวกมัน) และค่าของ X มีความสัมพันธ์กันด้วยความสัมพันธ์ Xµ ρvt โดยที่ ρ คือความหนาแน่นเฉลี่ยของตัวกลางระหว่างดาว ซึ่งมีค่าประมาณ ~10 – 24 g/cm 3 , t คือระยะเวลาการเคลื่อนที่ของรังสีคอสมิกในตัวกลางนี้ v คือความเร็วของอนุภาค โดยปกติจะสันนิษฐานว่าค่าของ v สำหรับรังสีคอสมิกสัมพัทธภาพยิ่งยวดนั้นแทบจะเท่ากับความเร็วของแสง c ดังนั้นอายุการใช้งานของรังสีคอสมิกจึงอยู่ที่ประมาณ 3 10 8 ปี. ถูกกำหนดโดยการหลบหนีของรังสีคอสมิกจากดาราจักรและรัศมีของมัน หรือการดูดกลืนของรังสีคอสมิกเนื่องจากอันตรกิริยาที่ไม่ยืดหยุ่นกับสสารของตัวกลางระหว่างดวงดาว

รังสีคอสมิกปฐมภูมิบุกรุกชั้นบรรยากาศโลกทำลายนิวเคลียสขององค์ประกอบทางเคมีที่พบบ่อยที่สุดในบรรยากาศ - ไนโตรเจนและออกซิเจน - และก่อให้เกิดกระบวนการแบบเรียงซ้อนซึ่งอนุภาคมูลฐานที่รู้จักทั้งหมดในปัจจุบันมีส่วนร่วม โดยเฉพาะอนุภาคทุติยภูมิเช่นโปรตอน นิวตรอน , มีซอน อิเล็กตรอน ตลอดจน γ-ควอนตา และนิวตริโน เป็นเรื่องปกติที่จะกำหนดลักษณะเส้นทางที่เดินทางโดยอนุภาครังสีคอสมิกในชั้นบรรยากาศก่อนการชนด้วยปริมาณของสสารเป็นกรัมที่บรรจุอยู่ในคอลัมน์ที่มีส่วนตัดขวาง 1 ซม. 2 กล่าวคือ เพื่อแสดงเส้นทางของอนุภาคในหน่วย g/ ซม. 2 ของสสารในชั้นบรรยากาศ ซึ่งหมายความว่าหลังจากผ่านชั้นบรรยากาศ x (กรัม/ซม.2) ด้วยลำแสงโปรตอนที่มีความเข้มเริ่มต้น I 0 จำนวนโปรตอนที่ไม่มีการชนกันจะเท่ากับ I = I 0 exp(–x /แล) โดยที่ λ คือเส้นทางเฉลี่ยของอนุภาค สำหรับโปรตอนซึ่งประกอบเป็นรังสีคอสมิกปฐมภูมิจำนวนมาก ช่วง γ ในอากาศคือ µ70 กรัม/ซม.2 สำหรับนิวเคลียสของฮีเลียม แลมบี25 กรัม/ซม.2 และน้อยกว่าสำหรับนิวเคลียสที่หนักกว่าด้วยซ้ำ โปรตอนประสบกับการชนครั้งแรกกับบรรยากาศที่ระดับความสูงเฉลี่ย 20 กม. (x พรีเมี่ยม 70 กรัม/ซม.2) ความหนาของบรรยากาศที่ระดับน้ำทะเลเทียบเท่ากับ 1,030 กรัม/ลูกบาศก์เซนติเมตร ซึ่งเท่ากับประมาณ 15 พิสัยนิวเคลียร์ของโปรตอน ตามมาว่าความน่าจะเป็นที่จะไปถึงพื้นผิวโลกโดยไม่เกิดการชนกันนั้นมีน้อยมากสำหรับอนุภาคปฐมภูมิ ดังนั้น บนพื้นผิวโลก รังสีคอสมิกจึงถูกตรวจพบโดยผลกระทบที่อ่อนแอของการแตกตัวเป็นไอออนที่เกิดจากอนุภาคทุติยภูมิเท่านั้น

รังสีคอสมิกใกล้โลก

รังสีคอสมิกของแหล่งกำเนิดกาแลคซีและเมทัลกาแลกติกครอบครองช่วงพลังงานมหาศาลซึ่งครอบคลุมขนาดประมาณ 15 เท่า ตั้งแต่ 10 6 ถึง 10 21 eV พลังงานของรังสีคอสมิกจากแสงอาทิตย์ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในช่วงเปลวสุริยะที่ทรงพลัง สามารถเข้าถึงค่าที่สูงได้ แต่ค่าลักษณะเฉพาะของพลังงานของพวกมันมักจะไม่เกิน 10 9 eV ดังนั้นการแบ่งรังสีคอสมิกออกเป็นกาแลกติกและแสงอาทิตย์จึงค่อนข้างสมเหตุสมผล เนื่องจากทั้งลักษณะและแหล่งที่มาของรังสีคอสมิกจากแสงอาทิตย์และกาแลกติกแตกต่างกันโดยสิ้นเชิง

ที่พลังงานต่ำกว่า 10 GeV/นิวคลีออน ความเข้มของรังสีคอสมิกทางช้างเผือกที่วัดใกล้โลกจะขึ้นอยู่กับระดับของกิจกรรมสุริยะ (หรือแม่นยำกว่านั้นบนสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ที่เปลี่ยนแปลงระหว่างรอบสุริยะ) ในบริเวณที่มีพลังงานสูงกว่า ความเข้มของรังสีคอสมิกของกาแลคซีจะคงที่ตามเวลา ตามแนวคิดสมัยใหม่ รังสีคอสมิกของกาแลคซียุติลงในบริเวณพลังงานที่เหมาะสมระหว่าง 10 17 ถึง 10 18 eV ต้นกำเนิดของรังสีคอสมิกที่มีพลังงานสูงมากไม่น่าจะเกี่ยวข้องกับกาแล็กซี

มีสี่วิธีในการอธิบายสเปกตรัมขององค์ประกอบต่างๆ ของรังสีคอสมิก 1. จำนวนอนุภาคต่อหน่วยความแข็ง การแพร่กระจาย (และอาจรวมถึงความเร่งด้วย) ของอนุภาคในสนามแม่เหล็กคอสมิกนั้นขึ้นอยู่กับรัศมีลาร์มอร์ r L หรือความแข็งแกร่งทางแม่เหล็กของอนุภาค R ซึ่งเป็นผลคูณของรัศมีลาร์มอร์และความแรงของสนามแม่เหล็ก B : R = r L B = pc /(Ze ) โดยที่ p และ Z คือโมเมนตัมและประจุของอนุภาค (ในหน่วยของประจุอิเล็กตรอน e ) c ​​คือความเร็วแสง 2. จำนวนอนุภาคต่อหน่วยพลังงานต่อนิวคลีออน การกระจายตัวของนิวเคลียสที่แพร่กระจายผ่านก๊าซระหว่างดวงดาวขึ้นอยู่กับพลังงานต่อนิวคลีออน เนื่องจากปริมาณของนิวเคลียสจะถูกสงวนไว้โดยประมาณเมื่อนิวเคลียสถูกทำลายโดยการมีปฏิสัมพันธ์กับแก๊ส 3. จำนวนนิวคลีออนต่อหน่วยพลังงานต่อนิวคลีออน การสร้างอนุภาคทุติยภูมิในชั้นบรรยากาศขึ้นอยู่กับความเข้มของนิวคลีออนต่อหน่วยพลังงานต่อนิวคลีออน โดยไม่คำนึงว่านิวคลีออนที่ตกกระทบในชั้นบรรยากาศนั้นเป็นโปรตอนอิสระหรือเกาะกันในนิวเคลียส 4. จำนวนอนุภาคต่อหน่วยพลังงานต่อนิวเคลียส การทดลองบน ฝักบัวลมกว้างขวางซึ่งใช้บรรยากาศเป็นเครื่องวัดความร้อน โดยทั่วไปจะวัดปริมาณที่เกี่ยวข้องกับพลังงานทั้งหมดต่ออนุภาค หน่วยวัดความเข้มต่างกันของอนุภาค I คือ (cm–2 s–1 sr–1 E–1) โดยที่พลังงาน E แสดงในหน่วยของหนึ่งในสี่ตัวแปรที่แสดงไว้ข้างต้น

สเปกตรัมพลังงานที่แตกต่างที่สังเกตได้ของรังสีคอสมิกในช่วงพลังงานที่สูงกว่า 10 11 eV แสดงไว้ในรูปที่ 1 1. สเปกตรัมอธิบายโดยกฎกำลังไฟฟ้าในช่วงพลังงานที่กว้างมาก - ตั้งแต่ 10 11 ถึง 10 20 eV โดยมีการเปลี่ยนแปลงเล็กน้อยในความชันประมาณ 3 10 15 eV (หงิกงอ บางครั้งเรียกว่า "เข่า" เข่า) และประมาณ 10 19 eV ("ข้อเท้า" ข้อเท้า) ค่าฟลักซ์รวมของรังสีคอสมิกเหนือ "ข้อเท้า" มีค่าประมาณ 1 อนุภาค/(กิโลเมตร 2 ปี)

ตารางที่ 1. ความอุดมสมบูรณ์สัมพัทธ์ของนิวเคลียสต่างๆ ในรังสีคอสมิกของกาแลคซีและแสงอาทิตย์ บนดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์อื่นๆ (ปริมาณนิวเคลียสของออกซิเจนจะเท่ากับ 1.0)

แกนกลาง	รังสีคอสมิกจากแสงอาทิตย์	ดวงอาทิตย์	ดาว	รังสีคอสมิกกาแลกติก
1ชม	4600 *	1445	925	685
2 เขา	70 *	91	150	48
3ลี	?	<10 – 5	<10 – 5	0,3
4บี - 5บี	0,02	<10 – 5	<10 – 5	0,8
6ซี	0,54 *	0,60	0,26	1,8
7 น	0,20	0,10	0,20	<0,8
8 อ	1,0	1,0	1,0	1,0
9F	<0,03	10 – 3	<10 – 4	<0,1
10 เน	0,16 *	0,054	0,36	0,30
11 นา	?	0,002	0,002	0,19
12 มก	0,18 *	0,05	0,04	0,32
13 อัล	?	0,002	0,004	0,06
14ศรี	0,13 *	0,065	0,045	0,12
15 ป - 21 สค	0,06	0,032	0,024	0,13
16 ส - 20 แคลิฟอร์เนีย	0,04 *	0,028	0,02	0,11
22Ti - 28Ni	0,02	0,006	0,033	0,28
26เฟ	0,15 *	0,05	0,06	0,14

* ข้อมูลจากการสังเกตสำหรับช่วงพลังงาน 1–20 MeV/นิวคลีออน ข้อมูลส่วนที่เหลือในคอลัมน์นี้อ้างอิงถึงพลังงาน ≥ 40 MeV/นิวคลีออน ข้อผิดพลาดของค่าส่วนใหญ่ในตารางคือตั้งแต่ 10 ถึง 50%

ความเข้มของนิวคลีออนปฐมภูมิในช่วงพลังงานตั้งแต่ไม่กี่ GeV ถึง 10 TeV หรือสูงกว่าเล็กน้อยสามารถอธิบายโดยประมาณได้ด้วยพลังงานนิ่งของสูตร) ​​α γ (γ + 1) = 2.7 คือดัชนีของสเปกตรัมดิฟเฟอเรนเชียล γ คือ ดัชนีสเปกตรัมอินทิกรัล ตกลง. 79% ของนิวเคลียสปฐมภูมิเป็นโปรตอนอิสระ 70% ของอนุภาคที่เหลือเป็นนิวเคลียสที่เกาะติดกับนิวเคลียสของฮีเลียม เศษส่วน (ส่วนแบ่ง) ของนิวเคลียสปฐมภูมิเกือบจะคงที่ในช่วงพลังงานที่ระบุ (อาจมีการเปลี่ยนแปลงเล็กน้อย) บนรูป รูปที่ 2 แสดงสเปกตรัมของรังสีคอสมิกทางช้างเผือกในบริเวณพลังงานที่สูงกว่า µ400 MeV/นิวคลีออน ส่วนประกอบหลักของรังสีคอสมิกแสดงเป็นฟังก์ชันของพลังงานต่อนิวคลีออนในช่วงยุคหนึ่งของวัฏจักรสุริยะ ค่าของ J (E ) คือจำนวนอนุภาคที่มีพลังงานอยู่ในช่วงตั้งแต่ E ถึง E + δE และผ่านพื้นผิวหน่วยต่อหน่วยเวลาต่อมุมตันหน่วยในทิศทางตั้งฉากกับพื้นผิว

ตารางที่ 2. ความเข้มของรังสีคอสมิกทางช้างเผือกพร้อมพลังงานทั้งหมด อี≥ 2.5 GeV/นิวคลีออนที่อยู่นอกสนามแม่เหล็กโลกใกล้กับพารามิเตอร์ขั้นต่ำของกิจกรรมสุริยะและสเปกตรัมดิฟเฟอเรนเชียล เค เอและ γ สำหรับโปรตอน (H นิวเคลียส), อนุภาค α (He นิวเคลียส) และนิวเคลียสกลุ่มต่างๆ

แกนกลาง	ค่าใช้จ่ายหลัก ซี	ความเข้ม ฉัน(ซี) ที่ อี≥ 2.5 GeV/นิวคลีออน, m –2 วินาที –1 sr –1	ดัชนีสเปกตรัมที่แตกต่างγ	ค่าคงที่สเปกตรัม เค เอ	ช่วงเวลา อี, GeV/นิวคลีออน
ชม	1	1300	2.4±0.1	4800	4,7–16
ไม่	2	88	2.5±0.2	360	2,5–800
ลี, บี, บี	3–5	1,9
ซี เอ็น โอ เอฟ	6–9	5,6	2.6±0.1	25±5	2,4–8,0
Ne, Na, Mg, อัล, ศรี, P, S, ...	≥10	2,5	2.6±0.15	12±2	2,4–8,0
Ca, Ti, Ni, Fe, ...	≥20	0,7

ความสมบูรณ์สัมพัทธ์ของนิวเคลียสต่างๆ ในรังสีคอสมิกของดาราจักรและแสงอาทิตย์ ตลอดจน (สำหรับการเปรียบเทียบ) ในดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์อื่นๆ มีให้ไว้ในตารางที่ 1 สำหรับบริเวณที่มีพลังงานค่อนข้างต่ำ (1–20 MeV/นิวคลีออน) และพลังงาน ≥ 40 MeV/นิวคลีออน ตารางที่ 2 สรุปข้อมูลเกี่ยวกับความเข้มของอนุภาคของรังสีคอสมิกทางช้างเผือกที่มีพลังงานสูงกว่า (µ2.5 GeV/นิวคลีออน) ตารางที่ 3 แสดงการกระจายตัวของนิวเคลียสของรังสีคอสมิกที่มีพลังงาน µ10.6 GeV/นิวคลีออน

ตารางที่ 3 ความชุกสัมพัทธ์ เอฟนิวเคลียสของรังสีคอสมิกที่มีพลังงาน 10.6 GeV/นิวคลีออน (ปริมาณนิวเคลียสของออกซิเจนจะถือว่าเท่ากับ 1.0)

ค่าใช้จ่ายหลัก ซี	องค์ประกอบ	เอฟ
1	ชม	730
2	เขา	34
3–5	ลี–บี	0,4
6–8	ซี-โอ	2,2
9–10	เอฟ-เน	0,3
11–12	นา-มก	0,22
13–14	อัล-ซี	0,19
15–16	ปล	0,03
17–18	แคล-อาร์	0,01
19–20	เค-ซีเอ	0,02
21–25	วท.-ม	0,05
26–28	เฟ-นี	0,12

วิธีการศึกษารังสีคอสมิก

เนื่องจากอนุภาคของรังสีคอสมิกแตกต่างกันในด้านพลังงาน 10 15 จึงต้องใช้วิธีและเครื่องมือที่หลากหลายมากในการศึกษาอนุภาคเหล่านี้ (รูปที่ 3 ซ้าย) ในกรณีนี้มีการใช้อุปกรณ์ที่ติดตั้งบนดาวเทียมและจรวดอวกาศอย่างกว้างขวาง ในชั้นบรรยากาศของโลก การวัดจะดำเนินการโดยใช้บอลลูนขนาดเล็กและบอลลูนขนาดใหญ่ขนาดใหญ่บนพื้นผิวของมัน - ด้วยความช่วยเหลือของการติดตั้งภาคพื้นดิน บางส่วนมีขนาดถึงหลายร้อยตารางกิโลเมตรและตั้งอยู่สูงบนภูเขา ลึกใต้ดิน หรือลึกมากในมหาสมุทร ซึ่งมีเพียงอนุภาคทุติยภูมิพลังงานสูง เช่น มิวออน เท่านั้นที่ทะลุผ่านได้ (รูปที่ 3 เหลืออยู่ ). เป็นเวลากว่า 60 ปีแล้วที่เครือข่ายสถานีทั่วโลกดำเนินการบันทึกรังสีคอสมิกอย่างต่อเนื่องบนพื้นผิวโลกเพื่อศึกษาความแปรผันของรังสีคอสมิก - เครื่องตรวจนิวตรอนมาตรฐานและกล้องโทรทรรศน์มิวออน ข้อมูลอันทรงคุณค่าเกี่ยวกับรังสีคอสมิกของกาแล็กซีและแสงอาทิตย์ได้มาจากการสำรวจสิ่งอำนวยความสะดวกขนาดใหญ่ เช่น คอมเพล็กซ์บักซัน เพื่อการศึกษา ฝักบัวลมกว้างขวาง .

ในปัจจุบัน เครื่องตรวจจับประเภทหลักที่ใช้ในการศึกษารังสีคอสมิก ได้แก่ อิมัลชันภาพถ่ายและฟิล์มเอ็กซ์เรย์ ห้องไอออไนเซชัน เครื่องนับการปล่อยก๊าซ เครื่องนับนิวตรอน เชเรนคอฟและเครื่องนับแสงแวววาว เครื่องตรวจจับเซมิคอนดักเตอร์โซลิดสเตต ห้องประกายไฟและดริฟท์ .

การศึกษารังสีคอสมิกทางกายภาพและนิวเคลียร์ส่วนใหญ่ดำเนินการโดยใช้ตัวนับพื้นที่ขนาดใหญ่สำหรับบันทึกฟองอากาศขนาดใหญ่ ซึ่งค้นพบในปี พ.ศ. 2481 (P. Auger) ฝนประกอบด้วยอนุภาคทุติยภูมิจำนวนมาก ซึ่งเกิดขึ้นระหว่างการบุกรุกของอนุภาคปฐมภูมิหนึ่งอนุภาคด้วยพลังงาน ≥ 10 15 eV วัตถุประสงค์หลักของการสังเกตดังกล่าวคือเพื่อศึกษาลักษณะของการกระทำเบื้องต้นของปฏิกิริยานิวเคลียร์ที่พลังงานสูง นอกจากนี้ยังให้ข้อมูลเกี่ยวกับสเปกตรัมพลังงานของรังสีคอสมิกที่มีพลังงาน 10 15 –10 20 eV ซึ่งมีความสำคัญมากสำหรับการค้นหาแหล่งที่มาและกลไกของการเร่งความเร็วของรังสีคอสมิก

ฟลักซ์ของอนุภาคที่มี E γ 10 20 eV ที่ศึกษาโดยวิธีการโปรยอากาศแบบกระจายนั้นมีขนาดเล็กมาก ตัวอย่างเช่น มีอนุภาคเพียงอนุภาคเดียวที่มี Eµ 10 19 eV ตกลงไปที่ 1 m 2 ที่ขอบเขตบรรยากาศใน 1 ล้านปี ในการลงทะเบียนฟลักซ์ขนาดเล็กดังกล่าว จำเป็นต้องมีพื้นที่ขนาดใหญ่พร้อมอุปกรณ์ตรวจจับติดตั้งอยู่ เพื่อที่จะบันทึกเหตุการณ์ในจำนวนที่เพียงพอในเวลาที่เหมาะสม ในปี 2016 นักวิทยาศาสตร์กลุ่มต่างๆ ได้ลงทะเบียนตามการประมาณการต่างๆ ตั้งแต่ 10 ถึง 20 เหตุการณ์ที่เกิดจากอนุภาคที่มีพลังงานสูงสุดถึง 3∙10 20 eV ที่สถานที่ปฏิบัติงานนอกชายฝั่งขนาดยักษ์เพื่อบันทึกฟองอากาศที่กว้างขวาง

การสังเกตในแง่มุมจักรวาลฟิสิกส์ดำเนินการโดยวิธีการที่หลากหลายมาก ขึ้นอยู่กับพลังงานของอนุภาค ศึกษาความแปรผันของรังสีคอสมิกที่มีพลังงาน 10 9 -10 12 eV โดยใช้ข้อมูลจากเครือข่ายเครื่องตรวจวัดนิวตรอน กล้องโทรทรรศน์มิวออน และเครื่องตรวจจับอื่นๆ ทั่วโลก อย่างไรก็ตาม การติดตั้งภาคพื้นดินเนื่องจากการดูดซับของชั้นบรรยากาศ จึงไม่ไวต่ออนุภาคที่มีพลังงาน< 500 МэВ. Поэтому приборы для регистрации таких частиц поднимают на шарах-зондах в стратосферу до высот 30–35 км (рис. 3).

การตรวจวัดฟลักซ์ของรังสีคอสมิกนอกบรรยากาศด้วยพลังงาน 1–500 MeV ดำเนินการโดยใช้จรวดธรณีฟิสิกส์ ดาวเทียม และยานอวกาศอื่น ๆ (ยานสำรวจอวกาศ) การสังเกตรังสีคอสมิกโดยตรงในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์เริ่มขึ้นในทศวรรษปี 1960 ในวงโคจรโลก (ใกล้ระนาบสุริยุปราคา) ตั้งแต่ปี 1994 พวกมันถูกยึดไว้เหนือขั้วของดวงอาทิตย์ (ยานอวกาศยูลิสซิส "ยูลิซิส"). ยานสำรวจอวกาศยานโวเอเจอร์ 1 และโวเอเจอร์ 2 ยานโวเอเจอร์ 2 ซึ่งเปิดตัวในปี พ.ศ. 2520 ได้มาถึงขีดจำกัดของระบบสุริยะแล้ว ดังนั้นยานอวกาศลำแรกจึงข้ามขอบเขตของเฮลิโอสเฟียร์ในปี 2547 ครั้งที่สอง - ในปี 2550 สิ่งนี้เกิดขึ้นตามลำดับที่ระยะทาง 94 AU และ 84 ส.ค. จากดวงอาทิตย์ ในปี พ.ศ. 2559 ยานพาหนะทั้งสองดูเหมือนจะเคลื่อนที่อยู่ในกลุ่มเมฆฝุ่นระหว่างดวงดาวซึ่งระบบสุริยะจมอยู่

ผลลัพธ์อันมีค่าจำนวนหนึ่งได้มาจากวิธีไอโซโทปคอสโมเจนิก พวกมันถูกสร้างขึ้นในระหว่างปฏิกิริยาระหว่างรังสีคอสมิกกับอุกกาบาตและฝุ่นคอสมิกกับพื้นผิวของดวงจันทร์และดาวเคราะห์ดวงอื่นกับชั้นบรรยากาศหรือสสารของโลก ไอโซโทปคอสโมเจนิกนำข้อมูลเกี่ยวกับความแปรผันของรังสีคอสมิกในอดีตและเกี่ยวกับความสัมพันธ์ระหว่างดวงอาทิตย์และโลก ตัวอย่างเช่นตามเนื้อหาของเรดิโอคาร์บอน 14 C ในวงแหวนประจำปีของต้นไม้ ( การหาคู่ของเรดิโอคาร์บอน) สามารถศึกษาความแปรผันของความเข้มของรังสีคอสมิกในช่วงไม่กี่พันปีที่ผ่านมาได้ การใช้ไอโซโทปอายุยืนอื่นๆ (10 Be, 26 Al, 53 Mn ฯลฯ) ที่มีอยู่ในอุกกาบาต ดินบนดวงจันทร์ และตะกอนใต้ทะเลลึก จึงเป็นไปได้ที่จะสร้างรูปแบบการเปลี่ยนแปลงความเข้มของรังสีคอสมิกในช่วงหลายล้านที่ผ่านมาขึ้นมาใหม่ ของปี

ด้วยการพัฒนาเทคโนโลยีอวกาศและวิธีการวิเคราะห์ทางเคมีรังสี ทำให้สามารถศึกษาลักษณะของรังสีคอสมิกตามรอยทาง (ร่องรอย) ในสสารได้ รอยทางถูกสร้างขึ้นโดยนิวเคลียสของรังสีคอสมิกในอุกกาบาต สสารดวงจันทร์ ในตัวอย่างเป้าหมายพิเศษที่แสดงบนดาวเทียมและกลับมายังโลก ในหมวกของนักบินอวกาศที่ทำงานในอวกาศ ฯลฯ นอกจากนี้ยังใช้วิธีทางอ้อมเพื่อศึกษารังสีคอสมิกด้วย โดยผลกระทบไอออไนเซชันที่เกิดจากพวกมันในส่วนล่างของไอโอโนสเฟียร์โดยเฉพาะในละติจูดขั้วโลก (เช่น ผลของการเสริมการดูดกลืนคลื่นวิทยุสั้น) นอกจากผลกระทบของไอออไนเซชันแล้ว รังสีคอสมิกยังทำให้เกิดการก่อตัวของไนโตรเจนออกไซด์ในชั้นบรรยากาศอีกด้วย เมื่อรวมกับการตกตะกอน (ฝนและหิมะ) ออกไซด์จะถูกสะสมและสะสมในน้ำแข็งของกรีนแลนด์และแอนตาร์กติกาเป็นเวลาหลายปี ด้วยเนื้อหาในคอลัมน์น้ำแข็ง (วิธีที่เรียกว่าไนเตรต) เราสามารถตัดสินความเข้มของรังสีคอสมิกในอดีตได้ (หลายสิบหลายร้อยปีก่อน) ผลกระทบเหล่านี้มีความสำคัญอย่างยิ่งเมื่อรังสีคอสมิกจากแสงอาทิตย์เข้าสู่ชั้นบรรยากาศ

ต้นกำเนิดของรังสีคอสมิก

เนื่องจากรังสีคอสมิกมีไอโซโทรปีสูง การสังเกตการณ์ใกล้โลกจึงไม่อนุญาตให้เราระบุได้ว่ารังสีคอสมิกก่อตัวที่ไหนและกระจายอย่างไรในจักรวาล คำถามเหล่านี้ได้รับคำตอบครั้งแรกโดยดาราศาสตร์วิทยุที่เกี่ยวข้องกับการค้นพบรังสีคอสมิกซินโครตรอนในช่วงความถี่ 10 7 -10 9 เฮิร์ตซ์ รังสีนี้ถูกสร้างขึ้นโดยอิเล็กตรอนที่มีพลังงานสูงมาก (10 9 -10 10 eV) ขณะที่พวกมันเคลื่อนที่ในสนามแม่เหล็กของดาราจักร อิเล็กตรอนดังกล่าวซึ่งเป็นหนึ่งในองค์ประกอบของรังสีคอสมิก ครอบครองพื้นที่ขยายที่ครอบคลุมดาราจักรทั้งหมด และเรียกว่ารัศมีดาราจักร ในสนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาว อิเล็กตรอนจะเคลื่อนที่เหมือนกับอนุภาคที่มีประจุพลังงานสูงอื่นๆ ได้แก่ โปรตอนและนิวเคลียสที่หนักกว่า ข้อแตกต่างเพียงอย่างเดียวก็คือ เนื่องจากมีมวลน้อย อิเล็กตรอนจึงต่างจากอนุภาคที่หนักกว่า โดยจะแผ่คลื่นวิทยุอย่างเข้มข้น และด้วยเหตุนี้จึงเผยให้เห็นตัวเองในส่วนห่างไกลของกาแล็กซี ซึ่งเป็นเครื่องบ่งชี้รังสีคอสมิก

ในปี 1966 G. T. Zatsepin และ V. A. Kuzmin (สหภาพโซเวียต) และ K. Greisen (สหรัฐอเมริกา) แนะนำว่าสเปกตรัมของรังสีคอสมิกที่มีพลังงานสูงกว่า 3 10 19 eV ควร "ตัดออก" (งออย่างรวดเร็ว) เนื่องจากปฏิสัมพันธ์ของอนุภาคพลังงานสูง ด้วยการแผ่รังสีโบราณวัตถุ (ที่เรียกว่าเอฟเฟกต์ GZK) การลงทะเบียนของเหตุการณ์ต่างๆ ด้วยพลังงาน E γ 10 20 eV สามารถอธิบายได้หากเราถือว่าแหล่งกำเนิดของอนุภาคเหล่านี้อยู่ห่างจากเราไม่เกิน 50 Mpc ในกรณีนี้ แทบไม่มีอันตรกิริยาของรังสีคอสมิกกับโฟตอนของพื้นหลังไมโครเวฟคอสมิก เนื่องจากมีโฟตอนจำนวนน้อยบนเส้นทางของอนุภาคจากแหล่งกำเนิดไปยังผู้สังเกต ข้อมูลแรก (เบื้องต้น) ที่ได้รับในปี 2550 ภายในกรอบการทำงานของ "Project Auger" ระหว่างประเทศขนาดใหญ่ ดูเหมือนจะบ่งชี้เป็นครั้งแรกถึงการมีอยู่ของเอฟเฟกต์ GZK ที่ E > 3·10 19 eV ในทางกลับกัน นี่เป็นข้อโต้แย้งที่สนับสนุนแหล่งกำเนิด metagalactic ของรังสีคอสมิกที่มีพลังงานมากกว่า 10 20 eV ซึ่งสูงกว่าการตัดสเปกตรัมมากเนื่องจากเอฟเฟกต์ GZK มีการหยิบยกแนวคิดต่างๆ มากมายเพื่อแก้ไขความขัดแย้งของ GZK สมมติฐานข้อหนึ่งเกี่ยวข้องกับการฝ่าฝืนค่าคงที่ของลอเรนซ์ที่พลังงานสูงมาก ภายในกรอบที่ π-มีซอนที่เป็นกลางและมีประจุสามารถเป็นอนุภาคเสถียรที่มีพลังงานสูงกว่า 10 19 eV และเป็นส่วนหนึ่งของรังสีคอสมิกปฐมภูมิ

แรกเริ่ม. ทศวรรษ 1970 การศึกษารังสีคอสมิกกาแลกติกพลังงานต่ำที่ทำบนยานอวกาศนำไปสู่การค้นพบองค์ประกอบที่ผิดปกติของรังสีคอสมิก ประกอบด้วยอะตอม He, C, N, O, Ne และ Ar ที่แตกตัวเป็นไอออนไม่สมบูรณ์ พฤติกรรมที่ผิดปกติแสดงให้เห็นข้อเท็จจริงที่ว่าในช่วงพลังงานตั้งแต่หลายสิบถึงหลายสิบของ MeV/นิวคลีออน สเปกตรัมของอนุภาคแตกต่างอย่างมีนัยสำคัญจากสเปกตรัมของรังสีคอสมิกของกาแลคซี (รูปที่ 4) มีการสังเกตการเพิ่มขึ้นของฟลักซ์ของอนุภาค ซึ่งเชื่อกันว่าสัมพันธ์กับการเร่งความเร็วของไอออนบนคลื่นกระแทกที่ขอบเขตของเฮลิโอแมกนีโตสเฟียร์ และการแพร่กระจายของอนุภาคเหล่านี้ไปยังบริเวณชั้นในของเฮลิโอสเฟียร์ในเวลาต่อมา นอกจากนี้ความอุดมสมบูรณ์ขององค์ประกอบรังสีคอสมิกที่ผิดปกตินั้นแตกต่างอย่างมีนัยสำคัญจากค่าที่สอดคล้องกันของรังสีคอสมิกของกาแลคซี

ในทางกลับกันตามข้อมูลในเดือนมิถุนายน 2551 ที่ได้รับจากยานอวกาศ Voyager-1 พบว่ามีการเพิ่มขึ้นของฟลักซ์ของรังสีคอสมิกพลังงานค่อนข้างต่ำ (ไม่กี่สิบถึงสิบ MeV, รูปที่ 5) ข้อมูลแรกเกี่ยวกับรังสีคอสมิกที่ได้มาจากสื่อระหว่างดวงดาวโดยตรง ทำให้เกิดคำถามใหม่เกี่ยวกับแหล่งที่มาและธรรมชาติ (กลไกการกำเนิด) ขององค์ประกอบที่ผิดปกติของรังสีคอสมิก

กลไกการเร่งความเร็วของรังสีคอสมิก

ยังไม่มีการสร้างทฤษฎีที่สมบูรณ์ของการเร่งความเร็วของอนุภาคจักรวาลสำหรับช่วงพลังงานทั้งหมดที่มีการสังเกตพวกมัน แม้จะเกี่ยวกับรังสีคอสมิกของกาแลคซี ก็มีเพียงแบบจำลองเท่านั้นที่ได้รับการเสนอเพื่ออธิบายข้อเท็จจริงที่สำคัญที่สุด สิ่งเหล่านี้ควรรวมถึงค่าของความหนาแน่นพลังงานของรังสีคอสมิกเป็นหลัก (γ 1 eV / cm 3) รวมถึงรูปแบบพลังงานของสเปกตรัมพลังงานซึ่งไม่ได้รับการเปลี่ยนแปลงที่รุนแรงใด ๆ จนถึงพลังงาน 3 10 15 eV โดยที่ดัชนีสเปกตรัมส่วนต่างของอนุภาคทั้งหมดเปลี่ยนจาก –2.7 เป็น –3.1

ปัจจุบันการระเบิดถือเป็นแหล่งกำเนิดหลักของรังสีคอสมิกทางช้างเผือก ซุปเปอร์โนวา. ข้อกำหนดสำหรับพลังงานพลังงานของแหล่งกำเนิดรังสีคอสมิกนั้นสูงมาก (พลังในการสร้างรังสีคอสมิกควรอยู่ที่ประมาณ 3·10 33 วัตต์) ดังนั้นดาวธรรมดาในกาแล็กซีจึงไม่สามารถตอบสนองได้ อย่างไรก็ตาม พลังงานดังกล่าวสามารถได้รับจากการระเบิดซูเปอร์โนวา (V. L. Ginzburg, S. I. Syrovatsky, 1963) หากพลังงานลำดับ 1,044 J ถูกปล่อยออกมาระหว่างการระเบิดและการระเบิดเกิดขึ้นที่ความถี่ 1 ครั้งใน 30-100 ปี พลังงานรวมของมันจะอยู่ที่ประมาณ 1,035 W และเพียงไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของพลังงานของซูเปอร์โนวา การระเบิดเพียงพอที่จะให้พลังงานที่ต้องการของรังสีคอสมิก

อย่างไรก็ตาม ในกรณีนี้ ยังคงมีคำถามเกี่ยวกับการก่อตัวของสเปกตรัมของรังสีคอสมิกทางช้างเผือกที่สังเกตได้ ปัญหาคือพลังงานขนาดมหึมาของพลาสมาแม่เหล็ก (เปลือกที่ขยายตัวของซูเปอร์โนวา) จะต้องถูกถ่ายโอนไปยังอนุภาคที่มีประจุแต่ละอนุภาค ขณะเดียวกันก็มีการกระจายพลังงานที่แตกต่างจากพลังงานความร้อนอย่างมาก กลไกที่เป็นไปได้มากที่สุดในการเร่งรังสีคอสมิกของกาแลคซีให้เป็นพลังงานประมาณ 10 15 eV (และอาจสูงกว่านั้นด้วยซ้ำ) น่าจะเป็นดังต่อไปนี้ การเคลื่อนที่ของเปลือกนอกที่ถูกปล่อยออกมาระหว่างการระเบิดทำให้เกิดคลื่นกระแทกในตัวกลางระหว่างดาวที่อยู่รอบๆ (รูปที่ 6) การแพร่กระจายของอนุภาคที่มีประจุที่จับตัวอยู่ในกระบวนการเร่งความเร็วทำให้พวกมันสามารถข้ามด้านหน้าของคลื่นกระแทกซ้ำๆ ได้ (G.F. Krymsky, 1977) จุดตัดต่อเนื่องกันแต่ละคู่จะเพิ่มพลังงานของอนุภาคตามสัดส่วนของพลังงานที่ได้รับแล้ว (กลไกที่เสนอโดย E. Fermi, 1949) ซึ่งนำไปสู่การเร่งอนุภาค ด้วยการเพิ่มจำนวนการข้ามด้านหน้าของคลื่นกระแทก ความน่าจะเป็นที่จะออกจากขอบเขตความเร่งก็เพิ่มขึ้นเช่นกัน ดังนั้นเมื่อพลังงานเพิ่มขึ้น จำนวนอนุภาคจะลดลงโดยประมาณตามกฎกำลัง และความเร่งจะมีประสิทธิภาพมาก และสเปกตรัมของอนุภาคที่มีความเร่งนั้นยากมาก: µE –2

ด้วยสมมติฐานแบบจำลองบางประการ โครงการที่นำเสนอจะให้ค่าของพลังงานสูงสุด E สูงสุด ~ 10 17 Z eV โดยที่ Z คือประจุของนิวเคลียสที่มีความเร่ง สเปกตรัมที่คำนวณได้ของรังสีคอสมิกจนถึงพลังงานสูงสุดที่ทำได้นั้นยากมาก (µE –2) เพื่อชดเชยความแตกต่างระหว่างดัชนีสเปกตรัมเชิงทฤษฎี (–2) และเชิงทดลอง (–2.7) จำเป็นต้องทำให้สเปกตรัมอ่อนลงอย่างมีนัยสำคัญระหว่างการแพร่กระจายของรังสีคอสมิก การอ่อนตัวลงดังกล่าวสามารถทำได้เนื่องจากการพึ่งพาพลังงานของค่าสัมประสิทธิ์การแพร่กระจายของอนุภาคในขณะที่พวกมันเคลื่อนที่จากแหล่งกำเนิดมายังโลก

ในบรรดากลไกความเร่งอื่นๆ โดยเฉพาะอย่างยิ่ง มีการกล่าวถึงความเร่งบนคลื่นกระแทกนิ่งในระหว่างการหมุนของดาวนิวตรอนที่มีสนามแม่เหล็กกำลังสูง (~10 12 G) พลังงานอนุภาคสูงสุดในกรณีนี้สามารถเข้าถึง (10 17 –10 18) Z eV และเวลาเร่งความเร็วที่มีประสิทธิภาพอาจอยู่ที่ 10 ปี การเร่งอนุภาคยังเกิดขึ้นได้ในคลื่นกระแทกที่ก่อตัวขึ้นระหว่างการชนกันของกาแลคซี เหตุการณ์ดังกล่าวสามารถเกิดขึ้นได้โดยมีความถี่ประมาณ 1 ครั้งใน 5·10 8 ปี; พลังงานสูงสุดที่ได้รับในกรณีนี้คือประมาณไว้ที่ 3·10 19 Z eV กระบวนการเร่งความเร็วด้วยคลื่นกระแทกในไอพ่นที่เกิดจากนิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์นำไปสู่การประเมินที่คล้ายคลึงกัน ค่าประมาณเดียวกันนี้ให้ไว้โดยแบบจำลองที่เกี่ยวข้องกับการพิจารณาความเร่งจากคลื่นกระแทกที่เกิดจากการรวมตัวกันของสสารในกระจุกดาราจักร การประมาณค่าสูงสุด (ขึ้นอยู่กับพลังงานตามลำดับ 10 21 eV) สามารถหาได้จากแบบจำลองแหล่งกำเนิดทางจักรวาลวิทยาของการระเบิดของรังสีแกมมา นอกจากนี้ ยังมีการกล่าวถึงสถานการณ์ที่แปลกใหม่ซึ่งไม่จำเป็นต้องมีการเร่งอนุภาคแบบเดิมๆ เลย ในสถานการณ์เช่นนี้ รังสีคอสมิกเกิดขึ้นอันเป็นผลมาจากการสลายตัวหรือการทำลายล้างสิ่งที่เรียกว่า ข้อบกพร่องเชิงทอพอโลยี (สายคอสมิก โมโนโพล ฯลฯ) ที่ปรากฏในช่วงเวลาแรกของการขยายตัวของจักรวาล

ปัญหาและแนวโน้ม

การศึกษารังสีคอสมิกให้ข้อมูลอันมีคุณค่าเกี่ยวกับสนามแม่เหล็กไฟฟ้าในภูมิภาคต่างๆ ของอวกาศ ข้อมูลที่ "บันทึก" และ "นำ" โดยอนุภาครังสีคอสมิกระหว่างทางมายังโลกถูกถอดรหัสในการศึกษาการแปรผันของรังสีคอสมิก - การเปลี่ยนแปลงของกาลอวกาศในฟลักซ์รังสีคอสมิกภายใต้อิทธิพลของกระบวนการไดนามิก แม่เหล็กไฟฟ้า และพลาสมาในดวงดาว พื้นที่ภายในเฮลิโอสเฟียร์ (ในการไหล ลมสุริยะ) และในบริเวณใกล้เคียงกับโลก (ในสนามแม่เหล็กและชั้นบรรยากาศของโลก)

ในทางกลับกัน รังสีคอสมิกเป็นแหล่งธรรมชาติของอนุภาคพลังงานสูง จึงมีบทบาทสำคัญในการศึกษาโครงสร้างของสสารและปฏิกิริยาระหว่างอนุภาคมูลฐาน พลังงานของอนุภาคแต่ละตัวของรังสีคอสมิกนั้นสูงมากจนไม่สามารถแข่งขันได้เป็นเวลานานเมื่อเปรียบเทียบกับอนุภาคที่เร่งด้วยเครื่องเร่งปฏิกิริยาในห้องปฏิบัติการที่ทรงพลังที่สุด ดังนั้น พลังงานสูงสุดของอนุภาค (โปรตอน) ที่ได้รับในเครื่องเร่งปฏิกิริยาภาคพื้นดินสมัยใหม่ส่วนใหญ่โดยทั่วไปจะไม่เกิน 10 12 eV เฉพาะในวันที่ 3 มิถุนายน 2015 ที่ CERN ที่เครื่องชนอนุภาคแฮดรอนขนาดใหญ่เป็นครั้งแรกเท่านั้นที่สามารถเร่งโปรตอนให้เป็นพลังงาน 1.3 ∙10 13 eV (ด้วยการออกแบบพลังงานสูงสุด 1.4 ∙ 10 13 eV)

การสังเกตในระดับจักรวาลต่างๆ (กาแล็กซี ดวงอาทิตย์ แมกนีโตสเฟียร์ของโลก ฯลฯ) แสดงให้เห็นว่าการเร่งอนุภาคเกิดขึ้นในพลาสมาของจักรวาล ณ ที่ใดก็ตามที่มีการเคลื่อนที่และสนามแม่เหล็กที่ไม่เป็นเนื้อเดียวกันรุนแรงเพียงพอ อย่างไรก็ตาม ในจำนวนมากและจนถึงพลังงานที่สูงมาก อนุภาคจะสามารถถูกเร่งได้ก็ต่อเมื่อมีการส่งพลังงานจลน์ที่มีขนาดใหญ่มากไปยังพลาสมาเท่านั้น นี่คือสิ่งที่เกิดขึ้นในกระบวนการจักรวาลอันยิ่งใหญ่ เช่น การระเบิดของซูเปอร์โนวา กิจกรรมของกาแลคซีวิทยุ และควาซาร์

มีความก้าวหน้าที่สำคัญในการทำความเข้าใจกระบวนการดังกล่าวในช่วงหลายทศวรรษที่ผ่านมา แต่ยังคงมีคำถามมากมาย สถานการณ์ยังคงรุนแรงโดยเฉพาะอย่างยิ่งในพื้นที่ที่มีพลังงานสูงและสูงมากซึ่งคุณภาพของข้อมูล (สถิติข้อมูล) ยังไม่อนุญาตให้เราสรุปข้อสรุปที่ชัดเจนเกี่ยวกับแหล่งที่มาของรังสีคอสมิกและกลไกของการเร่งความเร็ว หวังว่าการทดลองที่ Large Hadron Collider จะทำให้สามารถรับข้อมูลเกี่ยวกับปฏิกิริยาของแฮดรอนได้สูงถึงพลังงาน ~ 10 17 eV และลดความไม่แน่นอนในปัจจุบันที่เกิดขึ้นเมื่อคาดการณ์แบบจำลองทางปรากฏการณ์วิทยาของปฏิสัมพันธ์ของฮาดรอนไปยังบริเวณที่สูงมาก พลังงาน สิ่งอำนวยความสะดวกรุ่นต่อไปสำหรับการศึกษาห้องอาบน้ำอากาศที่กว้างขวางควรให้การศึกษาที่แม่นยำเกี่ยวกับสเปกตรัมพลังงานและองค์ประกอบของรังสีคอสมิกในช่วงพลังงาน 10 17–10 19 eV โดยที่เห็นได้ชัดว่าการเปลี่ยนจากรังสีคอสมิกของกาแลคซีไปเป็นรังสีคอสมิกของนอกกาแลคซี ต้นกำเนิดเกิดขึ้น

นอกเหนือจากบทบาทอย่างมากของรังสีคอสมิกในกระบวนการทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์แล้ว ความสำคัญของรังสีคอสมิกในการศึกษาอดีตอันไกลโพ้นของโลก (การเปลี่ยนแปลงสภาพภูมิอากาศ วิวัฒนาการของชีวมณฑล ฯลฯ) รวมถึงการแก้ปัญหาในทางปฏิบัติบางอย่าง (เช่น การติดตามและพยากรณ์ สภาพอากาศในอวกาศและรับประกันความปลอดภัยของรังสีของนักบินอวกาศ)

แรกเริ่ม. ศตวรรษที่ 21 ความสนใจที่เพิ่มขึ้นกำลังถูกดึงไปที่บทบาทที่เป็นไปได้ของรังสีคอสมิกในกระบวนการบรรยากาศและภูมิอากาศ แม้ว่าความหนาแน่นของพลังงานของรังสีคอสมิกจะมีน้อยเมื่อเทียบกับพลังงานมหาศาลของกระบวนการบรรยากาศต่างๆ แต่รังสีคอสมิกบางส่วนก็มีบทบาทชี้ขาด ในชั้นบรรยากาศของโลกที่ระดับความสูงน้อยกว่า 30 กม. รังสีคอสมิกเป็นแหล่งผลิตไอออนหลัก กระบวนการควบแน่นและการเกิดหยดน้ำส่วนใหญ่ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นของไอออน ดังนั้นในช่วงที่ความเข้มของรังสีคอสมิกของกาแลคซีลดลงในบริเวณที่มีการรบกวนของลมสุริยะในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ที่เกิดจากเปลวสุริยะ (ที่เรียกว่าปรากฏการณ์ฟอร์บุช) ความขุ่นมัวและระดับการตกตะกอนจะลดลง หลังจากเปลวสุริยะและการมาถึงของรังสีคอสมิกจากแสงอาทิตย์บนโลก ปริมาณความขุ่นมัวและระดับฝนก็เพิ่มขึ้น การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้ทั้งในกรณีแรกและกรณีที่สองมีอย่างน้อย 10% หลังจากการบุกรุกบริเวณขั้วโลกของโลกด้วยอนุภาคเร่งขนาดใหญ่จากดวงอาทิตย์ จะสังเกตการเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิในชั้นบนของชั้นบรรยากาศ รังสีคอสมิกยังมีส่วนเกี่ยวข้องอย่างแข็งขันในการก่อตัวของกระแสไฟฟ้าฟ้าผ่า แรกเริ่ม. ศตวรรษที่ 21 อิทธิพลของรังสีคอสมิกต่อความเข้มข้นของโอโซนและกระบวนการอื่น ๆ ในชั้นบรรยากาศกำลังได้รับการศึกษาอย่างเข้มข้น

ผลกระทบทั้งหมดนี้ได้รับการศึกษาอย่างละเอียดภายใต้กรอบของปัญหาทั่วไป การเชื่อมต่อระหว่างแสงอาทิตย์กับภาคพื้นดิน. สิ่งที่น่าสนใจเป็นพิเศษคือการพัฒนากลไกของลิงก์เหล่านี้ โดยเฉพาะอย่างยิ่ง สิ่งนี้ใช้กับกลไกทริกเกอร์ ซึ่งผลกระทบปฐมภูมิที่อ่อนแออย่างมีพลังต่อระบบที่ไม่เสถียรนำไปสู่ผลกระทบรองที่เพิ่มขึ้นหลายเท่า เช่น การพัฒนาพายุไซโคลนกำลังแรง

วิทยาศาสตรดุษฎีบัณฑิต สาขาฟิสิกส์และคณิตศาสตร์ B. KHRENOV, D. V. Skobeltsyn Research Institute of Nuclear Physics, Lomonosov Moscow State University เอ็ม.วี. โลโมโนซอฟ

เนบิวลาปู ศึกษาในรังสีที่มีความยาวคลื่นต่างกัน สีน้ำเงิน - รังสีเอกซ์ (NASA, หอดูดาวรังสีเอกซ์จันทรา), สีเขียว - ช่วงแสง (NASA, หอดูดาวฮับเบิล), สีแดง - รังสีอินฟราเรด (ESA, หอดูดาว

การติดตั้ง HESS ในนามิเบีย

สเปกตรัมพลังงานของรังสีแกมมาจากปู วัดที่โรงงาน HESS (เส้นตรงประมาณสเปกตรัมนี้) ฟลักซ์ของรังสีแกมมาที่มีพลังงานเกณฑ์ 1 TeV คือ (2.26 ± 0.08) x 10 ^-11ซม ^-2·กับ ^-1.

การกระจายทิศทางการมาถึงของรังสีแกมมาด้วยพลังงาน 1-10 GeV ในพิกัดกาแลคซีตามข้อมูลของดาวเทียม EGRET

เครื่องตรวจจับอนุภาคของหอดูดาว Pierre Auger

เครื่องตรวจจับเรืองแสงในบรรยากาศ: กล้องโทรทรรศน์ 6 ตัวจะสแกนบรรยากาศในขอบเขตการมองเห็น 0-30 ^โอความสูงเหนือขอบฟ้าและในขอบเขตการมองเห็น 0-180 ^โอในราบ

แผนที่ตำแหน่งของเครื่องตรวจจับหอดูดาว Pierre Auger ในจังหวัดเมนโดซา ประเทศอาร์เจนตินา จุดคือเครื่องตรวจจับอนุภาค

เครื่องตรวจจับอวกาศ TUS จะสังเกต EAS พลังงานสูงพิเศษจากวงโคจรของโลก

ข้อมูลการทดลองเกี่ยวกับสเปกตรัมพลังงานของรังสีคอสมิกในพลังงานอนุภาคปฐมภูมิที่หลากหลาย สำหรับการแสดงข้อมูลที่มีขนาดกะทัดรัด ความเข้มฟลักซ์ของอนุภาคส่วนต่างจะถูกคูณด้วย E3

ไอพ่นของก๊าซสัมพัทธภาพพุ่งออกมาจากกาแลคซีทรงรี M87

สเปกตรัมพลังงานของแกมมาควอนต้าที่วัดที่โรงงาน HESS: สามเหลี่ยม - จากแหล่งกำเนิด M87, วงกลม - จาก Crab ฟลักซ์ของรังสีแกมมาที่มีพลังงานเกณฑ์ 1 TeV คือ (2.26 ± 0.08) x 10 ^–11ซม ^–2กับ ^– 1.

เกือบร้อยปีผ่านไปนับตั้งแต่การค้นพบรังสีคอสมิก - กระแสอนุภาคที่มีประจุมาจากส่วนลึกของจักรวาล ตั้งแต่นั้นมา มีการค้นพบมากมายที่เกี่ยวข้องกับรังสีคอสมิก แต่ก็ยังมีความลึกลับอีกมากมาย หนึ่งในนั้นอาจเป็นสิ่งที่น่าสนใจที่สุด: อนุภาคที่มีพลังงานมากกว่า 10 20 eV มาจากไหนนั่นคือเกือบพันล้านล้านล้านอิเล็กตรอนโวลต์ซึ่งมากกว่าที่จะได้รับในเครื่องเร่งความเร็วที่ทรงพลังที่สุดหนึ่งล้านเท่า - ใหญ่ แฮดรอนคอลไลเดอร์ LHC? กองกำลังและสนามใดเร่งอนุภาคให้เป็นพลังงานอันมหึมาเช่นนี้?

รังสีคอสมิกถูกค้นพบในปี พ.ศ. 2455 โดยนักฟิสิกส์ชาวออสเตรีย วิกเตอร์ เฮสส์ เขาเป็นสมาชิกของ Radium Institute of Vienna และทำการวิจัยเกี่ยวกับก๊าซไอออไนซ์ เมื่อถึงเวลานั้น เป็นที่ทราบกันดีอยู่แล้วว่าก๊าซทั้งหมด (รวมถึงบรรยากาศ) มักจะแตกตัวเป็นไอออนเล็กน้อยเสมอ ซึ่งบ่งชี้ว่ามีสารกัมมันตภาพรังสี (เช่น เรเดียม) อยู่ในองค์ประกอบของก๊าซหรือใกล้กับเครื่องมือที่ใช้วัดไอออไนซ์ ซึ่งเป็นไปได้มากที่สุด ในเปลือกโลก การทดลองด้วยการยกเครื่องตรวจจับไอออไนซ์ในบอลลูนได้รับการออกแบบมาเพื่อทดสอบสมมติฐานนี้ เนื่องจากการไอออไนซ์ของก๊าซควรลดลงตามระยะห่างจากพื้นผิวโลก คำตอบกลับกลายเป็นสิ่งที่ตรงกันข้าม: เฮสส์ค้นพบรังสีบางชนิดซึ่งมีความเข้มเพิ่มขึ้นตามความสูง สิ่งนี้ชี้ให้เห็นว่ามันมาจากนอกโลก แต่ในที่สุดมันก็เป็นไปได้ที่จะพิสูจน์ต้นกำเนิดของรังสีจากนอกโลกหลังจากการทดลองหลายครั้งเท่านั้น (W. Hess ได้รับรางวัลโนเบลในปี 1936 เท่านั้น) โปรดจำไว้ว่าคำว่า "รังสี" ไม่ได้หมายความว่ารังสีเหล่านี้เป็นแม่เหล็กไฟฟ้าโดยธรรมชาติ (เช่น แสงแดด คลื่นวิทยุ หรือรังสีเอกซ์) ใช้ในการค้นพบปรากฏการณ์ที่ยังไม่ทราบธรรมชาติ และถึงแม้ว่าในไม่ช้าจะเห็นได้ชัดว่าองค์ประกอบหลักของรังสีคอสมิกคืออนุภาคที่มีประจุเร่งหรือโปรตอน แต่คำนี้ก็ยังคงอยู่ การศึกษาปรากฏการณ์ใหม่เริ่มให้ผลลัพธ์อย่างรวดเร็วซึ่งมักมีสาเหตุมาจาก "วิทยาศาสตร์ล้ำหน้า"

การค้นพบอนุภาคจักรวาลที่มีพลังงานสูงมากในทันที (นานก่อนที่จะสร้างเครื่องเร่งโปรตอน) ทำให้เกิดคำถาม: อะไรคือกลไกในการเร่งอนุภาคมีประจุในวัตถุทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์ วันนี้เรารู้ว่าคำตอบกลายเป็นเรื่องไม่สำคัญ: เครื่องเร่ง "อวกาศ" ที่เป็นธรรมชาตินั้นแตกต่างโดยพื้นฐานจากเครื่องเร่งความเร็วที่มนุษย์สร้างขึ้น

ในไม่ช้าก็เห็นได้ชัดว่าโปรตอนของจักรวาลที่บินผ่านสสารมีปฏิกิริยากับนิวเคลียสของอะตอมทำให้เกิดอนุภาคมูลฐานที่ไม่เสถียรที่ไม่รู้จักก่อนหน้านี้ (พวกมันถูกสังเกตในชั้นบรรยากาศของโลกเป็นหลัก) การศึกษากลไกการผลิตได้เปิดเส้นทางที่มีผลในการสร้างอนุภาคมูลฐานอย่างเป็นระบบ ในห้องปฏิบัติการ โปรตอนและอิเล็กตรอนเรียนรู้ที่จะเร่งความเร็วและรับกระแสมหาศาล ซึ่งมีความหนาแน่นมากกว่าในรังสีคอสมิกอย่างหาที่เปรียบมิได้ ท้ายที่สุดแล้ว การทดลองปฏิสัมพันธ์ของอนุภาคที่ได้รับพลังงานจากเครื่องเร่งความเร็วซึ่งนำไปสู่การสร้างภาพโลกใบเล็กสมัยใหม่

ในปี 1938 นักฟิสิกส์ชาวฝรั่งเศส Pierre Auger ค้นพบปรากฏการณ์ที่น่าทึ่ง - การโปรยของอนุภาคจักรวาลทุติยภูมิซึ่งเกิดขึ้นอันเป็นผลมาจากปฏิสัมพันธ์ของโปรตอนปฐมภูมิและนิวเคลียสของพลังงานที่สูงมากกับนิวเคลียสของอะตอมในบรรยากาศ ปรากฎว่าในสเปกตรัมของรังสีคอสมิกมีอนุภาคที่มีพลังงานประมาณ 10 15 -10 18 eV ซึ่งมากกว่าพลังงานของอนุภาคที่เร่งในห้องปฏิบัติการหลายล้านเท่า นักวิชาการ Dmitry Vladimirovich Skobeltsyn ให้ความสำคัญเป็นพิเศษกับการศึกษาอนุภาคดังกล่าวและทันทีหลังสงครามในปี 1947 ร่วมกับเพื่อนร่วมงานที่ใกล้ชิดที่สุดของเขา G. T. Zatsepin และ N. A. Dobrotin ได้จัดการศึกษาที่ครอบคลุมเกี่ยวกับน้ำตกของอนุภาคทุติยภูมิในชั้นบรรยากาศที่เรียกว่าฝักบัวอาบน้ำอากาศที่กว้างขวาง (อีเอเอส). ประวัติความเป็นมาของการศึกษารังสีคอสมิกครั้งแรกสามารถพบได้ในหนังสือของ N. Dobrotin และ V. Rossi เมื่อเวลาผ่านไป โรงเรียนของ D.V. Skobeltsyn เติบโตขึ้นเป็นหนึ่งในโรงเรียนที่แข็งแกร่งที่สุดในโลกและเป็นเวลาหลายปีได้กำหนดทิศทางหลักในการศึกษารังสีคอสมิกพลังงานสูงพิเศษ วิธีการดังกล่าวทำให้สามารถขยายช่วงของพลังงานที่ศึกษาจาก 10 9 -10 13 eV ที่ลงทะเบียนบนบอลลูนและดาวเทียมเป็น 10 13 -10 20 eV สองแง่มุมทำให้การศึกษาเหล่านี้มีความน่าสนใจเป็นพิเศษ

ประการแรก มันเป็นไปได้ที่จะใช้โปรตอนพลังงานสูงที่สร้างขึ้นโดยธรรมชาติเพื่อศึกษาปฏิสัมพันธ์ของพวกมันกับนิวเคลียสของอะตอมในบรรยากาศและถอดรหัสโครงสร้างที่ดีที่สุดของอนุภาคมูลฐาน

ประการที่สอง มันเป็นไปได้ที่จะค้นหาวัตถุในอวกาศที่สามารถเร่งอนุภาคให้มีพลังงานสูงมากได้

ลักษณะแรกกลับกลายเป็นว่าไม่ประสบผลสำเร็จเท่าที่ควร การศึกษาโครงสร้างเล็กๆ น้อยๆ ของอนุภาคมูลฐานจำเป็นต้องมีข้อมูลปฏิสัมพันธ์ของโปรตอนมากกว่าที่รังสีคอสมิกจะยอมให้ได้ ในเวลาเดียวกันมีส่วนสำคัญในการทำความเข้าใจโลกใบเล็กโดยการศึกษาการพึ่งพาลักษณะทั่วไปที่สุดของปฏิสัมพันธ์ของโปรตอนกับพลังงานของพวกมัน ในระหว่างการศึกษา EAS มีการค้นพบคุณลักษณะหนึ่งในการขึ้นอยู่กับจำนวนของอนุภาคทุติยภูมิและการกระจายพลังงานของพวกมันต่อพลังงานของอนุภาคปฐมภูมิ ซึ่งสัมพันธ์กับโครงสร้างควาร์ก-กลูออนของอนุภาคมูลฐาน ข้อมูลเหล่านี้ได้รับการยืนยันในภายหลังในการทดลองเกี่ยวกับเครื่องเร่งความเร็ว

ทุกวันนี้มีการสร้างแบบจำลองที่เชื่อถือได้ของปฏิสัมพันธ์ของรังสีคอสมิกกับนิวเคลียสของอะตอมในชั้นบรรยากาศซึ่งทำให้สามารถศึกษาสเปกตรัมพลังงานและองค์ประกอบของอนุภาคปฐมภูมิที่มีพลังงานสูงสุดได้ เห็นได้ชัดว่ารังสีคอสมิกในการวิวัฒนาการของกาแล็กซีมีบทบาทไม่น้อยไปกว่าสนามและการไหลของก๊าซระหว่างดวงดาว: พลังงานจำเพาะของรังสีคอสมิก ก๊าซและสนามแม่เหล็กมีค่าประมาณเท่ากับ 1 eV ต่อ cm 3 . ด้วยความสมดุลของพลังงานในตัวกลางระหว่างดวงดาว จึงเป็นธรรมดาที่จะสันนิษฐานว่าความเร่งของอนุภาครังสีคอสมิกน่าจะเกิดขึ้นในวัตถุเดียวกันที่มีหน้าที่ในการให้ความร้อนและการปล่อยก๊าซ เช่น ในดาวใหม่และซูเปอร์โนวาในช่วง การระเบิดของพวกเขา

เอนริโก แฟร์มี เสนอกลไกการเร่งรังสีคอสมิกกลไกแรกสำหรับโปรตอนที่ชนกันแบบสุ่มกับเมฆแม่เหล็กของพลาสมาระหว่างดาว แต่ไม่สามารถอธิบายข้อมูลการทดลองทั้งหมดได้ ในปี พ.ศ. 2520 นักวิชาการเกอร์โมเกน ฟิลิปโปวิช คริมสกีแสดงให้เห็นว่ากลไกนี้ควรจะเร่งอนุภาคในเศษซูเปอร์โนวาที่แรงกว่ามากที่ด้านหน้าของคลื่นกระแทก ซึ่งมีความเร็วสูงกว่าเมฆมาก ปัจจุบันแสดงให้เห็นได้อย่างน่าเชื่อถือว่ากลไกการเร่งความเร็วของโปรตอนและนิวเคลียสคอสมิกด้วยคลื่นกระแทกในเปลือกซูเปอร์โนวามีประสิทธิภาพมากที่สุด แต่ไม่น่าเป็นไปได้ที่จะสามารถทำซ้ำได้ภายใต้สภาวะห้องปฏิบัติการ: ความเร่งค่อนข้างช้าและต้องใช้พลังงานมหาศาลในการกักเก็บอนุภาคที่มีความเร่ง ในเปลือกของซุปเปอร์โนวา สภาวะเหล่านี้เกิดขึ้นเนื่องจากธรรมชาติของการระเบิด เป็นที่น่าสังเกตว่าความเร่งของรังสีคอสมิกเกิดขึ้นในวัตถุทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์ที่มีเอกลักษณ์เฉพาะตัว ซึ่งทำให้เกิดการหลอมรวมของนิวเคลียสหนัก (หนักกว่าฮีเลียม) ซึ่งจริงๆ แล้วปรากฏอยู่ในรังสีคอสมิก

ในกาแล็กซีของเรา มีซุปเปอร์โนวาหลายแห่งที่รู้จักซึ่งมีอายุไม่ถึงพันปีซึ่งถูกสังเกตด้วยตาเปล่า ที่มีชื่อเสียงที่สุดคือเนบิวลาปูในกลุ่มดาวราศีพฤษภ (“ปู” เป็นเศษซากของการระเบิดซูเปอร์โนวาในปี 1054 ตามที่ระบุไว้ในพงศาวดารตะวันออก) แคสสิโอเปีย-เอ (สังเกตในปี 1572 โดยนักดาราศาสตร์ไทโค บราเฮ) และซูเปอร์โนวาของเคปเลอร์ ในกลุ่มดาวโอฟีอุคัส (ค.ศ. 1680) เส้นผ่านศูนย์กลางของเปลือกหอยในปัจจุบันคือ 5-10 ปีแสง (1 ปีแสง = 10 16 ม.) นั่นคือพวกมันขยายตัวด้วยความเร็วประมาณ 0.01 ของความเร็วแสงและอยู่ในระยะทางประมาณหมื่นปีแสงจาก โลก. เปลือกซูเปอร์โนวา ("เนบิวลา") ในช่วงแสง วิทยุ รังสีเอกซ์ และแกมมาถูกสังเกตการณ์โดยหอสังเกตการณ์อวกาศจันทรา ฮับเบิล และสปิตเซอร์ พวกเขาแสดงให้เห็นได้อย่างน่าเชื่อถือว่าอิเล็กตรอนและโปรตอนมีความเร่งในเปลือกหอยพร้อมกับรังสีเอกซ์

ซากซูเปอร์โนวาประมาณ 60 ก้อนที่มีอายุน้อยกว่า 2,000 ปีสามารถเติมเต็มอวกาศระหว่างดาวด้วยรังสีคอสมิกด้วยพลังงานจำเพาะที่ตรวจวัดได้ (~ 1 eV ในหน่วยเซนติเมตร 3) ในขณะที่ทราบน้อยกว่าสิบแห่ง ปัญหาการขาดแคลนนี้อธิบายได้จากข้อเท็จจริงที่ว่าในระนาบของกาแล็กซีซึ่งมีดวงดาวและซูเปอร์โนวาอยู่รวมกันเป็นจำนวนมาก มีฝุ่นจำนวนมากที่ไม่สามารถส่งแสงไปยังผู้สังเกตการณ์บนโลกได้ การสังเกตการณ์รังสีเอกซ์และรังสีแกมมาซึ่งมีชั้นฝุ่นโปร่งใส ทำให้สามารถขยายรายชื่อเปลือกซูเปอร์โนวา "อายุน้อย" ที่สังเกตการณ์ได้ เปลือกที่เพิ่งค้นพบล่าสุดคือซูเปอร์โนวา G1.9+0.3 ซึ่งสำรวจด้วยกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์จันทราตั้งแต่เดือนมกราคม พ.ศ. 2551 การประมาณขนาดและอัตราการขยายตัวของเปลือกแสดงให้เห็นว่ามันระเบิดขึ้นเมื่อประมาณ 140 ปีที่แล้ว แต่ไม่สามารถมองเห็นได้ในช่วงแสงเนื่องจากการดูดกลืนแสงโดยชั้นฝุ่นของดาราจักร

เมื่อเพิ่มข้อมูลเกี่ยวกับซุปเปอร์โนวาที่ระเบิดในกาแล็กซีทางช้างเผือกของเราแล้ว ยังมีสถิติเกี่ยวกับซุปเปอร์โนวาในกาแลคซีอื่นๆ ที่สมบูรณ์ยิ่งขึ้นอีกด้วย การยืนยันโดยตรงของการมีอยู่ของโปรตอนและนิวเคลียสเร่งคือรังสีแกมมาที่มีพลังงานโฟตอนสูงซึ่งเป็นผลมาจากการสลายตัวของไพออนที่เป็นกลาง - ผลคูณของปฏิกิริยาของโปรตอน (และนิวเคลียส) กับวัสดุแหล่งกำเนิด โฟตอนที่มีพลังงานสูงสุดดังกล่าวถูกสังเกตด้วยความช่วยเหลือของกล้องโทรทรรศน์ที่บันทึกแสงวาวิลอฟ-เชเรนคอฟที่ปล่อยออกมาจากอนุภาคทุติยภูมิ EAS เครื่องมือที่ทันสมัยที่สุดในประเภทนี้คือกล้องโทรทรรศน์ 6 ตัวที่สร้างขึ้นโดยความร่วมมือกับ HESS ในนามิเบีย รังสีแกมมาของปูถูกวัดก่อน และความเข้มของรังสีก็กลายเป็นเครื่องวัดความเข้มของแหล่งอื่น

ผลลัพธ์ที่ได้ไม่เพียงแต่ยืนยันการมีกลไกในการเร่งความเร็วของโปรตอนและนิวเคลียสในซูเปอร์โนวาเท่านั้น แต่ยังทำให้สามารถประมาณสเปกตรัมของอนุภาคที่มีความเร่งได้ เช่น สเปกตรัมของแกมมาควอนตัม "ทุติยภูมิ" และโปรตอนและนิวเคลียส "ปฐมภูมิ" อยู่ใกล้มาก สนามแม่เหล็กใน Crab และขนาดของมันทำให้โปรตอนมีความเร่งจนมีพลังงานประมาณ 10 15 eV สเปกตรัมของอนุภาครังสีคอสมิกในแหล่งกำเนิดและในตัวกลางระหว่างดวงดาวค่อนข้างจะแตกต่างกัน เนื่องจากความน่าจะเป็นที่อนุภาคจะออกจากแหล่งกำเนิดและอายุการใช้งานของอนุภาคในดาราจักรขึ้นอยู่กับพลังงานและประจุของอนุภาค การเปรียบเทียบสเปกตรัมพลังงานและองค์ประกอบของรังสีคอสมิกที่วัดใกล้โลกกับสเปกตรัมและองค์ประกอบที่แหล่งกำเนิด ทำให้สามารถเข้าใจได้ว่าอนุภาคเดินทางระหว่างดวงดาวได้นานแค่ไหน นิวเคลียสของลิเธียมเบริลเลียมและโบรอนในรังสีคอสมิกใกล้โลกมีขนาดใหญ่กว่าแหล่งกำเนิดมาก - จำนวนเพิ่มเติมปรากฏขึ้นอันเป็นผลมาจากปฏิสัมพันธ์ของนิวเคลียสที่หนักกว่ากับก๊าซระหว่างดวงดาว ด้วยการวัดความแตกต่างนี้ เราได้คำนวณปริมาณ X ของสสารที่รังสีคอสมิกส่องผ่านขณะเคลื่อนที่ในสื่อระหว่างดวงดาว ในฟิสิกส์นิวเคลียร์ ปริมาณของสสารที่อนุภาคเผชิญตามเส้นทางของมันจะวัดเป็น g/cm2 นี่เป็นเพราะความจริงที่ว่าในการคำนวณการลดลงของฟลักซ์ของอนุภาคในการชนกับนิวเคลียสของสารจำเป็นต้องทราบจำนวนการชนของอนุภาคที่มีนิวเคลียสซึ่งมีพื้นที่ต่างกัน (หน้าตัด) ตามขวาง ไปยังทิศทางของอนุภาค ในการแสดงปริมาณของสสารในหน่วยเหล่านี้ จะได้มาตราส่วนการวัดเดียวสำหรับนิวเคลียสทั้งหมด

ค่าที่ค้นพบจากการทดลอง X ~ 5-10 กรัม/ซม. 2 ทำให้สามารถประมาณอายุ t ของรังสีคอสมิกในตัวกลางระหว่างดวงดาวได้: t X/ρc โดยที่ c คือความเร็วของอนุภาค ซึ่งเท่ากับความเร็วแสงโดยประมาณ ρ ~ 10 –24 g/cm3 คือมวลสารระหว่างดวงดาวที่มีความหนาแน่นเฉลี่ย ดังนั้นรังสีคอสมิกมีอายุประมาณ 10 8 ปี เวลานี้นานกว่าเวลาบินของอนุภาคที่เคลื่อนที่ด้วยความเร็ว c เป็นเส้นตรงจากแหล่งกำเนิดมายังโลก (3·10 4 ปีสำหรับแหล่งกำเนิดที่อยู่ไกลที่สุดบนฝั่งตรงข้ามของดาราจักร) ซึ่งหมายความว่าอนุภาคไม่เคลื่อนที่เป็นเส้นตรง แต่กระจัดกระจาย สนามแม่เหล็กวุ่นวายของกาแลคซีที่มีการเหนี่ยวนำ B ~ 10–6 เกาส์ (10–10 เทสลา) เคลื่อนพวกมันไปตามวงกลมที่มีรัศมี (ไจโรเรเดียส) R = E/3 x 10 4 B โดยที่ R อยู่ในหน่วย m, E คือ พลังงานอนุภาคใน eV, V คือการเหนี่ยวนำสนามแม่เหล็กในหน่วยเกาส์ ที่พลังงานอนุภาคปานกลาง E< 10 17 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·10 20 м).

ในแนวเส้นตรงโดยประมาณ มีเพียงอนุภาคที่มีพลังงาน E > 10 19 eV เท่านั้นที่จะมาจากแหล่งกำเนิด ดังนั้นทิศทางของอนุภาคที่สร้าง EAS ด้วยพลังงานน้อยกว่า 10 19 eV ไม่ได้ระบุแหล่งกำเนิดของมัน ในช่วงพลังงานนี้ ยังคงเป็นเพียงการสังเกตรังสีทุติยภูมิที่สร้างขึ้นในแหล่งกำเนิดโดยโปรตอนและนิวเคลียสของรังสีคอสมิก ในบริเวณที่มีพลังงานรังสีแกมมาสามารถสังเกตได้ (E< 10 13 эВ) данные о направлении прихода его квантов убедительно показывают, что космические лучи излучают объекты, сконцентрированные в плоскости нашей Галактики. Там же сосредоточено и межзвёздное вещество, с которым взаимодействуют частицы космических лучей, генерируя вторичное гамма-излучение.

แนวคิดเรื่องรังสีคอสมิกในฐานะปรากฏการณ์กาแลคซี "ท้องถิ่น" กลายเป็นจริงสำหรับอนุภาคที่มีพลังงานปานกลางเท่านั้น E< 10 17 эВ. Ограниченные возможности Галактики как ускорять, так и удерживать частицы с особенно высокой энергией были убедительно продемонстрированы в опытах по измерению энергетического спектра космических лучей.

ในปี 1958 Georgy Borisovich Khristiansen และ Viktorovich Kulikov ชาวเยอรมัน ค้นพบการเปลี่ยนแปลงที่รุนแรงในรูปแบบของสเปกตรัมพลังงานของรังสีคอสมิกด้วยพลังงานประมาณ 3·10 15 eV ที่พลังงานน้อยกว่าค่านี้ ข้อมูลการทดลองเกี่ยวกับสเปกตรัมของอนุภาคมักจะถูกนำเสนอในรูปแบบ "กฎกำลัง" ดังนั้นจำนวนอนุภาค N ที่มีพลังงานที่กำหนด E ถือเป็นสัดส่วนผกผันกับพลังงานของอนุภาคต่อกำลัง γ : N(E)=a/E γ (γ คือสเปกตรัมเลขชี้กำลังส่วนต่าง) จนถึงพลังงาน 3·10 15 eV เลขชี้กำลัง γ = 2.7 แต่เมื่อเคลื่อนที่ไปสู่พลังงานที่สูงกว่า สเปกตรัมพลังงานจะเกิด "หงิกงอ": สำหรับพลังงาน E > 3·10 15 eV, γ จะกลายเป็น 3.15 เป็นเรื่องธรรมดาที่จะเชื่อมโยงการเปลี่ยนแปลงในสเปกตรัมนี้กับการเข้าใกล้ของพลังงานของอนุภาคที่มีความเร่งกับค่าสูงสุดที่เป็นไปได้ซึ่งคำนวณสำหรับกลไกการเร่งความเร็วในซุปเปอร์โนวา องค์ประกอบนิวเคลียร์ของอนุภาคปฐมภูมิในช่วงพลังงาน 10 15 -10 17 eV ยังพูดถึงคำอธิบายของการแตกสเปกตรัมเช่นกัน ข้อมูลที่น่าเชื่อถือที่สุดได้รับจากการติดตั้ง EAS ที่ซับซ้อน - "MSU", "Tunka", "ทิเบต", "Cascade" ด้วยความช่วยเหลือของพวกเขา ไม่เพียงแต่ได้รับข้อมูลเกี่ยวกับพลังงานของนิวเคลียสปฐมภูมิเท่านั้น แต่ยังรวมถึงพารามิเตอร์ที่ขึ้นอยู่กับเลขอะตอมด้วย - "ความกว้าง" ของฝักบัว อัตราส่วนระหว่างจำนวนอิเล็กตรอนและมิวออน ระหว่างจำนวนมากที่สุด อิเล็กตรอนที่มีพลังและจำนวนทั้งหมด ข้อมูลทั้งหมดนี้บ่งชี้ว่าเมื่อพลังงานของอนุภาคปฐมภูมิเพิ่มขึ้นจากขอบเขตด้านซ้ายของสเปกตรัมก่อนที่จะแตกเป็นพลังงานหลังจากการแตก มวลเฉลี่ยของพวกมันจะเพิ่มขึ้น การเปลี่ยนแปลงองค์ประกอบมวลของอนุภาคนั้นสอดคล้องกับแบบจำลองการเร่งอนุภาคในซุปเปอร์โนวา ซึ่งถูกจำกัดด้วยพลังงานสูงสุด ซึ่งขึ้นอยู่กับประจุของอนุภาค สำหรับโปรตอน พลังงานสูงสุดนี้จะอยู่ที่ประมาณ 3·10 15 eV และเพิ่มตามสัดส่วนประจุของอนุภาคที่มีความเร่ง (นิวเคลียส) ดังนั้นนิวเคลียสของเหล็กจะถูกเร่งอย่างมีประสิทธิผลจนถึง ~10 17 eV ความเข้มของฟลักซ์ของอนุภาคที่มีพลังงานเกินค่าสูงสุดจะลดลงอย่างรวดเร็ว

แต่การลงทะเบียนอนุภาคที่มีพลังงานสูงกว่า (~3·10 18 eV) แสดงให้เห็นว่าสเปกตรัมของรังสีคอสมิกไม่เพียงแต่ไม่แตกเท่านั้น แต่ยังกลับคืนสู่รูปแบบที่สังเกตได้ก่อนที่จะแตกอีกด้วย!

การวัดสเปกตรัมพลังงานในบริเวณพลังงาน "สูงพิเศษ" (E > 10 18 eV) ทำได้ยากมากเนื่องจากมีอนุภาคดังกล่าวจำนวนน้อย ในการสังเกตเหตุการณ์ที่หายากเหล่านี้ จำเป็นต้องสร้างเครือข่ายของเครื่องตรวจจับฟลักซ์อนุภาค EAS และรังสี Vavilov-Cherenkov และรังสีไอออไนเซชัน (การเรืองแสงในบรรยากาศ) ที่สร้างขึ้นในชั้นบรรยากาศบนพื้นที่หลายร้อยหรือหลายพันตารางกิโลเมตร สำหรับการติดตั้งขนาดใหญ่และซับซ้อนดังกล่าว จะเลือกไซต์ที่มีกิจกรรมทางเศรษฐกิจจำกัด แต่มีความสามารถในการให้การทำงานที่เชื่อถือได้ของเครื่องตรวจจับจำนวนมาก การติดตั้งดังกล่าวถูกสร้างขึ้นครั้งแรกบนพื้นที่หลายสิบตารางกิโลเมตร (Yakutsk, Havera Park, Akeno) จากนั้นบนหลายร้อย (AGASA, Fly's Eye, HiRes) และในที่สุด การติดตั้งบนพื้นที่หลายพันตารางกิโลเมตรก็ถูกสร้างขึ้น (ปิแอร์ หอดูดาว Auger ในอาร์เจนตินา การติดตั้ง Telescopic ในยูทาห์ สหรัฐอเมริกา)

ขั้นตอนต่อไปในการศึกษารังสีคอสมิกพลังงานสูงพิเศษคือการพัฒนาวิธีการลงทะเบียน EAS โดยการสังเกตการเรืองแสงในชั้นบรรยากาศจากอวกาศ ในความร่วมมือกับหลายประเทศ เครื่องตรวจจับอวกาศ EAS ตัวแรกคือโครงการ TUS กำลังถูกสร้างขึ้นในรัสเซีย เครื่องตรวจจับดังกล่าวอีกเครื่องหนึ่งควรจะติดตั้งที่สถานีอวกาศนานาชาติ ISS (โครงการ JEM-EUSO และ KLPVE)

เรารู้อะไรบ้างเกี่ยวกับรังสีคอสมิกพลังงานสูงพิเศษในปัจจุบัน รูปด้านล่างแสดงสเปกตรัมพลังงานของรังสีคอสมิกที่มีพลังงานสูงกว่า 10 18 eV ซึ่งได้รับจากสิ่งอำนวยความสะดวกรุ่นล่าสุด (HiRes, หอดูดาว Pierre Auger) พร้อมด้วยข้อมูลเกี่ยวกับรังสีคอสมิกที่มีพลังงานต่ำกว่า ซึ่งดังที่แสดงไว้ข้างต้นเป็นของ กาแล็กซีทางช้างเผือก จะเห็นได้ว่าที่พลังงาน 3 10 18 -3 10 19 eV ดัชนีสเปกตรัมพลังงานดิฟเฟอเรนเชียลลดลงเหลือค่า 2.7-2.8 ซึ่งเหมือนกันทุกประการกับที่สังเกตได้จากรังสีคอสมิกของกาแลคซีเมื่อพลังงานของอนุภาคมีมาก น้อยกว่าค่าสูงสุดที่เป็นไปได้สำหรับเครื่องเร่งกาแลคซี นี่ไม่ได้บ่งชี้ว่าที่พลังงานสูงเป็นพิเศษ กระแสหลักของอนุภาคถูกสร้างขึ้นโดยเครื่องเร่งที่มีต้นกำเนิดจากดาราจักรอื่นซึ่งมีพลังงานสูงสุดสูงกว่าดาราจักรมากใช่หรือไม่ การแตกของสเปกตรัมของรังสีคอสมิกทางช้างเผือกแสดงให้เห็นว่าการมีส่วนร่วมของรังสีคอสมิกนอกกาแลคซีเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วในช่วงการเปลี่ยนผ่านจากบริเวณพลังงานปานกลาง 10 14 -10 16 eV ซึ่งน้อยกว่าการมีส่วนร่วมของกาแลคซีประมาณ 30 เท่า ( สเปกตรัมที่ระบุด้วยเส้นประในรูป) ไปยังบริเวณที่มีพลังงานสูงเป็นพิเศษซึ่งเป็นส่วนที่โดดเด่น

ในทศวรรษที่ผ่านมา ข้อมูลทางดาราศาสตร์จำนวนมากได้ถูกสะสมไว้บนวัตถุนอกกาแลคซีที่สามารถเร่งอนุภาคที่มีประจุให้เป็นพลังงานที่สูงกว่า 10 19 eV มาก สัญญาณที่ชัดเจนว่าวัตถุขนาด D สามารถเร่งอนุภาคให้เป็นพลังงาน E ได้คือการมีสนามแม่เหล็ก B อยู่ทั่ววัตถุนี้ โดยที่ไจโรเรเดียสของอนุภาคนั้นน้อยกว่า D แหล่งที่มาที่เป็นไปได้ดังกล่าวรวมถึงกาแลคซีวิทยุ (ปล่อยคลื่นวิทยุที่รุนแรงออกมา ); แกนกลางของกาแลคซีกัมมันต์ที่มีหลุมดำ กาแลคซีชนกัน พวกมันทั้งหมดบรรจุไอพ่นของก๊าซ (พลาสมา) ที่เคลื่อนที่ด้วยความเร็วมหาศาลจนเข้าใกล้ความเร็วแสง เครื่องบินไอพ่นดังกล่าวมีบทบาทเป็นคลื่นกระแทกที่จำเป็นสำหรับการทำงานของคันเร่ง ในการประมาณการมีส่วนร่วมของพวกมันต่อความเข้มของรังสีคอสมิกที่สังเกตได้ จำเป็นต้องคำนึงถึงการกระจายตัวของแหล่งกำเนิดในระยะห่างจากโลกและการสูญเสียพลังงานของอนุภาคในอวกาศระหว่างดาราจักร ก่อนการค้นพบการปล่อยคลื่นวิทยุจักรวาลพื้นหลัง พื้นที่ระหว่างดาราจักรดูเหมือน "ว่างเปล่า" และโปร่งใส ไม่เพียงแต่สำหรับรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าเท่านั้น แต่ยังสำหรับอนุภาคพลังงานสูงพิเศษด้วย ตามข้อมูลทางดาราศาสตร์ ความหนาแน่นของก๊าซในอวกาศระหว่างดาราจักรนั้นต่ำมาก (10–29 g/cm3 ) แม้กระทั่งในระยะทางอันกว้างไกลหลายร้อยพันล้านปีแสง (10,24 เมตร) อนุภาคก็ไม่ตรงกับนิวเคลียสของก๊าซ อะตอม อย่างไรก็ตาม เมื่อปรากฎว่าจักรวาลเต็มไปด้วยโฟตอนพลังงานต่ำ (ประมาณ 500 โฟตอน/ซม.3 ที่มีพลังงาน E f ~ 10 -3 eV) เหลืออยู่หลังบิ๊กแบง ปรากฏชัดเจนว่าโปรตอนและนิวเคลียสที่มีพลังงานมากกว่า E ~ 5 10 19 eV ซึ่งเป็นขีดจำกัดของ Greisen - Zatsepin - Kuzmin (GZK) ควรมีปฏิกิริยากับโฟตอนและสูญเสียพลังงานส่วนใหญ่ระหว่างทางเป็นเวลากว่าสิบล้านปีแสง ดังนั้นจักรวาลส่วนใหญ่ซึ่งอยู่ห่างจากเรามากกว่า 10 7 ปีแสงจึงกลายเป็นว่าไม่สามารถเข้าถึงได้สำหรับการสังเกตในรังสีที่มีพลังงานมากกว่า 5·10 19 eV ข้อมูลการทดลองล่าสุดเกี่ยวกับสเปกตรัมของรังสีคอสมิกพลังงานสูงพิเศษ (สิ่งอำนวยความสะดวก HiRes, หอดูดาว Pierre Auger) ยืนยันการมีอยู่ของขีดจำกัดพลังงานสำหรับอนุภาคที่สังเกตได้จากโลก

ดังที่เห็นได้ เป็นเรื่องยากมากที่จะศึกษาต้นกำเนิดของรังสีคอสมิกพลังงานสูงพิเศษ แหล่งที่มาส่วนใหญ่ของรังสีคอสมิกพลังงานสูงสุดที่เป็นไปได้ (สูงกว่าขีดจำกัด GZK) อยู่ห่างไกลจนอนุภาคที่เดินทางมายังโลก สูญเสียพลังงานที่ได้รับจากแหล่งกำเนิด และที่พลังงานต่ำกว่าขีดจำกัด GZK การเบี่ยงเบนของอนุภาคโดยสนามแม่เหล็กของกาแล็กซียังคงมีขนาดใหญ่ และทิศทางของการมาถึงของอนุภาคแทบจะไม่สามารถระบุตำแหน่งของแหล่งกำเนิดบนทรงกลมท้องฟ้าได้

ในการค้นหาแหล่งกำเนิดรังสีคอสมิกพลังงานสูงพิเศษ การวิเคราะห์ความสัมพันธ์ของทิศทางที่วัดได้จากการทดลองของการมาถึงของอนุภาคที่มีพลังงานสูงเพียงพอจะถูกนำมาใช้ ซึ่งจะทำให้สนามของกาแล็กซีเบี่ยงเบนอนุภาคจากทิศทางไปยังแหล่งกำเนิดเล็กน้อย การติดตั้งรุ่นก่อนหน้ายังไม่ได้ให้ข้อมูลที่น่าเชื่อถือเกี่ยวกับความสัมพันธ์ของทิศทางการมาถึงของอนุภาคกับพิกัดของวัตถุทางดาราศาสตร์ประเภทใดประเภทหนึ่งที่โดดเด่นเป็นพิเศษ ข้อมูลล่าสุดจากหอดูดาว Pierre Auger ถือได้ว่าเป็นความหวังในการได้รับข้อมูลเกี่ยวกับบทบาทของแหล่งที่มาประเภท AGN ในการสร้างฟลักซ์อนุภาคเข้มข้นด้วยพลังงานในลำดับขีดจำกัด GZK ในปีต่อๆ ไป

สิ่งที่น่าสนใจคือสิ่งอำนวยความสะดวกของ AGASA ได้ให้ข้อบ่งชี้ของการมีอยู่ของทิศทาง "ว่างเปล่า" (ทิศทางที่ไม่ทราบแหล่งที่มา) ซึ่งอนุภาคสองหรือสามอนุภาคมาถึงในช่วงเวลาสังเกตการณ์ สิ่งนี้กระตุ้นความสนใจอย่างมากในหมู่นักฟิสิกส์ที่เกี่ยวข้องกับจักรวาลวิทยา ซึ่งเป็นศาสตร์แห่งการกำเนิดและพัฒนาการของจักรวาล ซึ่งเชื่อมโยงกับฟิสิกส์อนุภาคมูลฐานอย่างแยกไม่ออก ปรากฎว่าในบางรูปแบบของโครงสร้างของพิภพเล็ก ๆ และการพัฒนาของจักรวาล (ทฤษฎีบิ๊กแบง) คาดการณ์ว่าจะมีการอนุรักษ์อนุภาคมูลฐานมวลมหาศาลที่มีมวลประมาณ 10 23 -10 24 eV ในจักรวาลสมัยใหม่ เรื่องใดควรประกอบด้วยในช่วงแรกของบิกแบง การกระจายตัวของพวกมันในจักรวาลไม่ชัดเจนนัก พวกมันสามารถกระจายอย่างเท่าเทียมกันในอวกาศหรือ "ดึง" ไปยังพื้นที่ขนาดใหญ่ของจักรวาล คุณสมบัติหลักคืออนุภาคเหล่านี้ไม่เสถียรและสามารถสลายตัวเป็นอนุภาคที่เบากว่าได้ รวมถึงโปรตอน โฟตอน และนิวตริโนที่เสถียร ซึ่งได้รับพลังงานจลน์มหาศาล - มากกว่า 10 20 eV สถานที่ที่อนุภาคดังกล่าวถูกรักษาไว้ (ข้อบกพร่องเชิงทอพอโลยีของจักรวาล) อาจเป็นแหล่งที่มาของโปรตอน โฟตอน หรือนิวตริโนพลังงานสูงพิเศษ

เช่นเดียวกับในกรณีของแหล่งกำเนิดกาแลคซี การมีอยู่ของเครื่องเร่งนอกกาแลคซีของรังสีคอสมิกพลังงานสูงพิเศษได้รับการยืนยันโดยข้อมูลของเครื่องตรวจจับรังสีแกมมา เช่น กล้องโทรทรรศน์ของโรงงาน HESS ซึ่งมุ่งเป้าไปที่วัตถุนอกกาแลคซีที่ระบุไว้ข้างต้น - ตัวเลือกสำหรับรังสีคอสมิก แหล่งที่มา

ในหมู่พวกเขา นิวเคลียสของกาแลคซีกัมมันต์ (AGN) ที่มีไอพ่นก๊าซกลายเป็นนิวเคลียสที่มีแนวโน้มมากที่สุด วัตถุที่ได้รับการศึกษามากที่สุดแห่งหนึ่งที่ศูนย์ HESS คือกาแลคซี M87 ในกลุ่มดาวราศีกันย์ ซึ่งอยู่ห่างจากกาแลคซีของเรา 50 ล้านปีแสง ที่ใจกลางของมันคือหลุมดำซึ่งให้พลังงานสำหรับกระบวนการที่อยู่ใกล้มัน และโดยเฉพาะอย่างยิ่งสำหรับเครื่องบินเจ็ตพลาสมาขนาดยักษ์ที่อยู่ในกาแลคซีนี้ ความเร่งของรังสีคอสมิกใน M87 ได้รับการยืนยันโดยตรงจากการสังเกตรังสีแกมมา ซึ่งเป็นสเปกตรัมพลังงานของโฟตอนซึ่งมีพลังงาน 1-10 TeV (10 12 -10 13 eV) ซึ่งสังเกตได้ที่โรงงาน HESS ความเข้มของรังสีแกมมาที่สังเกตได้จาก M87 มีค่าประมาณ 3% ของความเข้มของรังสีปู เมื่อพิจารณาถึงความแตกต่างของระยะห่างจากวัตถุเหล่านี้ (5,000 เท่า) นั่นหมายความว่าความสว่างของ M87 นั้นเกินกว่าความส่องสว่างของ Crab ถึง 25 ล้านเท่า!

แบบจำลองการเร่งอนุภาคที่สร้างขึ้นสำหรับวัตถุนี้แสดงให้เห็นว่าความเข้มของอนุภาคที่ถูกเร่งใน M87 นั้นยิ่งใหญ่มากถึงขนาดที่แม้จะอยู่ในระยะไกล 50 ล้านปีแสง การมีส่วนร่วมของแหล่งกำเนิดนี้สามารถให้ความเข้มของรังสีคอสมิกที่สังเกตได้ด้วยพลังงานที่สูงกว่า 10 19 อีวี.

แต่นี่คือความลึกลับ: ในข้อมูลสมัยใหม่เกี่ยวกับ EAS ในทิศทางของแหล่งกำเนิดนี้ ไม่มีอนุภาคที่มีพลังงานมากเกินไปประมาณ 10 19 eV แต่แหล่งที่มานี้จะไม่ปรากฏตัวในผลลัพธ์ของการทดลองในอวกาศในอนาคตด้วยพลังงานดังกล่าวหรือไม่ เมื่อแหล่งกำเนิดที่อยู่ห่างไกลไม่เอื้อต่อเหตุการณ์ที่สังเกตได้อีกต่อไป สถานการณ์ที่มีการแตกของสเปกตรัมพลังงานสามารถทำซ้ำได้อีกครั้ง เช่น ที่พลังงาน 2·10 20 . แต่คราวนี้ แหล่งกำเนิดควรจะมองเห็นได้ในการวัดทิศทางของวิถีโคจรของอนุภาคปฐมภูมิ เนื่องจากพลังงาน > 2·10 20 eV นั้นสูงมากจนอนุภาคไม่ควรถูกเบี่ยงเบนไปในสนามแม่เหล็กดาราจักร

อย่างที่คุณเห็นหลังจากศึกษารังสีคอสมิกมาเป็นเวลาร้อยปี เรากำลังรอการค้นพบใหม่อีกครั้ง คราวนี้รังสีคอสมิกพลังงานสูงพิเศษ ซึ่งยังไม่ทราบธรรมชาติของธรรมชาติ แต่สามารถมีบทบาทสำคัญใน โครงสร้างของจักรวาล

วรรณกรรม

Dobrotin N.A. รังสีคอสมิก - ม.: เอ็ด. สถาบันวิทยาศาสตร์แห่งสหภาพโซเวียต 2506

Murzin V. S. ฟิสิกส์เบื้องต้นของรังสีคอสมิก - ม.: เอ็ด. มหาวิทยาลัยแห่งรัฐมอสโก 2531

พนัสยุกต์ เอ็ม.ไอ. ผู้พเนจรแห่งจักรวาล หรือเสียงสะท้อนแห่งบิ๊กแบง - ฟรียาซิโน: "Vek2", 2005.

Rossi B. รังสีคอสมิก - ม.: Atomizdat, 2509.

Khrenov B. A. อุกกาบาตเชิงสัมพัทธภาพ // วิทยาศาสตร์ในรัสเซีย, 2544, หมายเลข 4

Khrenov B. A. และ Panasyuk M. I. ผู้ส่งสารแห่งอวกาศ: ไกลหรือใกล้? // ธรรมชาติ พ.ศ. 2549 หมายเลข 2

Khrenov B. A. และ Klimov P. A. คาดว่าจะเปิด // Priroda, 2008, หมายเลข 4