Галактичні космічні промені частки альбедо. Космічні промені найвищих енергій. Методи вивчення космічних променів

космічні промені
12.12.2005 20:11 |"Соросовская Енциклопедія"

1. Введення

Кінець XIX - початок XX століття ознаменувалися новими відкриттями в області мікросвіту. Після відкриття рентгенівських променів і радіоактивності були виявлені заряджені частинки, що приходять на Землю з космічного простору. Ці частинки були названі (КЛ).

Датою відкриття космічних променів прийнято вважати 1912 рік, коли австрійський фізик В.Ф. Гесс за допомогою вдосконаленого електроскопа виміряв швидкість іонізації повітря в залежності від висоти. Виявилося, що з ростом висоти величина іонізації спочатку зменшується, а потім на висотах понад 2000 м починає різко зростати. Ионизующее випромінювання, слабо поглинається повітрям і збільшується зі збільшенням висоти, утворюється КЛ, падаючими на межу атмосфери з космічного простору.

КЛ є ядрами різних елементів, отже, є зарядженими частинками. Найбільш численні в КЛ ядра атомів водню і гелію (~ 85 і ~ 10% відповідно). Частка ядер всіх інших елементів таблиці Менделєєва не перевищує ~ 5%. Невелику частину КЛ складають і (менше 1%).

У процесах, що відбуваються у, КЛ грають важливу роль. Щільність енергії КЛ в становить ~ 1 еВ / см 3, що порівнянно з густиною енергій і галактичного магнітного поля.

За змістом в КЛ елементів літію, берилію і бору, які утворюються в результаті ядерних взаємодій космічних часток з атомами, можна визначити ту кількість речовини X, Через яке пройшли КЛ, блукаючи в міжзоряному середовищі. величина Xприблизно дорівнює 5-10 г / см 2. Час блукання КЛ в міжзоряному середовищі (або час їхнього життя) і величина Xпов'язані співвідношенням X≈ρ ct, де c- швидкість частинок (зазвичай вважають, що величина cдорівнює швидкості світла), ρ - середня щільність міжзоряного середовища, складова ~ 10 - 24 г / см 3, t- час блукання КЛ в цьому середовищі. Звідси час життя КЛ ~ 3 × 10 8 років. Воно визначається або через вихід КЛ з Галактики і гало, або їх поглинанням за рахунок непружних взаємодій з речовиною міжзоряного середовища.

На рис. 1 показані енергетичні спектри J(E) Для протонів Н, ядер гелію Не, вуглецю С і заліза Fe, які спостерігаються в космічному просторі. величина J(E) Являє собою кількість частинок, що мають енергію в діапазоні від Eдо E+δ Eі проходять через одиничну поверхню в одиницю часу в одиниці тілесного кута в напрямку, перпендикулярному поверхні. Видно, що основну частку в КЛ складають протони, потім слідують ядра гелію. Частка інших ядер невелика.

За своїм походженням КЛ можна розділити на кілька груп.

1) КЛ галактичного походження (ГКЛ). Джерелом ГКЛ є наша Галактика, в якій відбувається прискорення частинок до енергій ~ 10 18 еВ. Спектри КЛ, зображені на рис. 1, відносяться до ГКЛ.

2) КЛ метагалактіческом походження, вони мають найбільші енергії, E T> 10 18 еВ, утворюються в інших галактиках.

3) Сонячні КЛ (СКЛ), які генеруються на Сонце під час сонячних спалахів.

4) Аномальні КЛ (АКС), що утворюються в сонячній системіна периферії геліомагнітосфери.

КЛ найменших і найбільших енергій розрізняються в 10 15 разів. За допомогою тільки одного типу апаратури неможливо досліджувати такий величезний діапазон енергій, тому для вивчення КЛ використовуються різні методи і прилади: в космічному просторі - за допомогою апаратури, встановленої на супутниках і космічних ракетах, в атмосфері Землі - за допомогою малих куль-зондів і великих висотних аеростатів, на її поверхні - за допомогою наземних установок (деякі з них досягають розмірів в сотні квадратних кілометрів), розташованих або високо в горах, або глибоко під землею, або на великих глибинах в океані, куди проникають частинки високих енергій.

КЛ при своєму поширенні в міжзоряному середовищі взаємодіють з міжзоряним газом, а при попаданні на Землю - з атомами атмосфери. Результатом таких взаємодій є вторинні частки - протони і електрони, γ-кванти,.

Основними типами детекторів, які використовуються при вивченні КЛ, є фотоемульсії і рентгенівські плівки, іонізаційні камери, газорозрядні лічильники, лічильники нейтронів, черенковськие і сцинтиляційні лічильники, твердотільні напівпровідникові детектори, іскрові і дрейфові камери.

2. Галактичні космічні промені

КЛ використовуються для вивчення ядерних взаємодій частинок. В області високих енергій, які поки недосяжні на сучасних прискорювачах, космічні частинки є єдиним засобом вивчення ядерних процесів. Для вивчення взаємодій КЛ високих енергій ( E≈10 15 еВ) з речовиною використовуються іонізаційні калориметри. Ці прилади, вперше запропоновані Н.Л. Григорова з співробітниками, є кілька рядів детекторів - іонізаційних камер або сцинтиляційних лічильників, між якими розташований поглинач зі свинцю або заліза. На верхній частині калориметр міститься мішень з легкого речовини - вуглецю або алюмінію. Частка, що падає на поверхню іонізаційного калориметра, взаємодіє з ядром мішені, утворюючи вторинні частки. Їх число спочатку зростає, досягаючи деякого максимального значення, і потім поступово зменшується в міру просування в тіло калориметр. Детектори вимірюють іонізацію під кожним шаром поглинача. За кривою залежності ступеня іонізації від номера шару можна визначити енергію потрапила в калориметр частки. Цими приладами вперше в світі було виміряно спектр первинних КЛ в діапазоні енергій від ~ 10 11 до ~ 10 14 еВ. КЛ в діапазоні енергій 10 11 EJ ( E)=J 0 E - 2,75 .

Для вивчення характеристик ядерних взаємодій КЛ дуже високих енергій необхідні установки з великою площею реєстрації, так як потік високоенергічних частинок вкрай малий. Їх називають рентгенівськими камерами. Це прилади з площею поверхні до декількох сотень квадратних метрів, Що складаються з рядів рентгенівських плівок, що перемежовуються шарами свинцю. В результаті взаємодії КЛ з частинками повітря утворюються мезони, частина з яких потім розмножується в свинці, залишаючи плями на рентгенівській плівці. За кількістю і величиною цих плям, щільності їх потемніння і по розташуванню в різних шарах визначається енергія взаємодіє частки і напрямок її приходу.

Для вивчення КЛ з енергіями вище 10 14 еВ використовується властивість частинок високих енергій створювати дуже багато вторинних частинок, в основному протонів і півоній, в результаті взаємодії первинної частки з ядрами атомів в атмосфері. Які мають досить високою енергією протони і півонії в свою чергу є ядерно-активними частинками і знову взаємодіють з ядрами атомів повітря. Як заряджені (π ±), так і нейтральні (π 0) півонії - це нестабільні частинки з часом життя t≈10 - 16 с для покоїться π 0 і t≈2,6 · 10 - 8 з для покояться π ±. Півонії порівняно малих енергій не встигають вступити у взаємодію з ядром атома повітря і можуть розпастися на γ-кванти, позитивні і негативні мюони (μ ±), нейтрино (ν) і антинейтрино (ν -): π 0 → γ + γ; π ± → μ ± + ν + ν -. Мюони також є нестабільними частинками з часом життя для покоїться мюона t≈2,2 · 10 - 6 с і розпадаються за схемою μ ± → e ± + ν + ν -. Гамма-кванти і електрони (позитрони) за рахунок електромагнітної взаємодії з атомами повітря дають нові гамма-кванти і електрони. Таким чином в атмосфері утворюється каскад частинок, що складається з протонів, нейтронів і півоній (ядерний каскад), електронів (позитронів) і γ-квантів (електромагнітний каскад). Вперше зливи спостерігав Д.В. Скобельцин в кінці 20-х років.

Каскади в атмосфері, що викликаються частками високих енергій і займають великі площі, отримали назву широких атмосферних злив. Вони були відкриті французьким фізиком П. Оже і його співробітниками в 1938 році. Високоенергічних космічна частинка утворює злива з величезним числом вторинних частинок, так, наприклад, частка з E= 10 16 еВ в результаті взаємодій з атомами повітря поблизу поверхні Землі породжує приблизно 10 млн вторинних частинок, розподілених на великій площі.

Хоча потік високоенергічних КЛ, що падають на межу земної атмосфери, вкрай малий, широкі атмосферні зливи займають значні площі і можуть бути зареєстровані з високою ефективністю. Для цієї мети на поверхні землі розміщуються детектори частинок на площі в десятки квадратних кілометрів, причому реєструються тільки ті події, в яких спрацьовує відразу кілька детекторів. Широкий атмосферний злива можна спрощено представити у вигляді диска частинок, що рухається в атмосфері. На рис. 2 показано, як такий диск частинок широкого атмосферного зливи падає на детектори реєструє установки. Залежно від енергії космічної частинки розмір диска (поперечний розмір зливи) може становити від декількох десятків метрів до кілометра, а його товщина (поздовжній розмір або фронт зливи) - десятки сантиметрів. Частинки в зливі рухаються зі швидкістю, близькою до швидкості світла. Число частинок в зливі істотно зменшується при переході від центру диска до його периферії. Поперечний розмір широкого атмосферного зливи і число частинок в ньому збільшується з ростом енергії первинної частки, яка утворює цей злива. Найбільші спостерігаються на сьогоднішній день зливи від первинних частинок з E≈10 20 еВ містять кілька мільярдів вторинних частинок. Вимірюючи багатьма детекторами просторовий розподіл часток у зливі, можна знайти їх повне число і визначити енергію первинної частки, яка даний злива утворила. Потік частинок з енергіями E≈10 20 еВ дуже малий. Наприклад, на 1 м 2 на кордоні атмосфери за 1 млн років падає лише одна частинка з E≈10 19 еВ. Для реєстрації таких малих потоків необхідно мати великі площі, Покриті детекторами, щоб зареєструвати достатню кількість подій за розумний час. На гігантських установках по реєстрації широких атмосферних злив було "спіймано" кілька частинок, що мають енергії понад 10 20 ев (максимальна зареєстрована в даний час енергія частинки дорівнює ~ 3 × 10 20 ев).

Чи існують КЛ більш високих енергій? У 1966 році Г.Т. Зацепін, В.А. Кузьмін і американський фізик К. грейзени висловили припущення, що спектр КЛ при енергіях E> 3 × 10 19 еВ повинен обрізатися через взаємодію високоенергічних частинок з реліктовим випромінюванням Всесвіту. Реєстрація декількох подій з енергією E≈10 20 еВ може бути пояснена, якщо припустити, що джерела цих частинок віддалені від нас на відстані не більше 50 Мпк. В цьому випадку взаємодій КЛ з фотонами реліктового випромінювання практично не буде через малу кількість фотонів на шляху частинки від джерела до спостерігача.

В області високих енергій КЛ спостерігається кілька особливостей.

1) Спектр КЛ відчуває злам при E≈10 15 еВ. Показник нахилу спектра КЛ до зламу γ≈2,75, для частинок високих енергій спектр стає крутіше, γ≈3,0. Ця важлива особливість в спектрі КЛ була відкрита С.Н. Вернова і Г.Б. Хрістіансеном при вивченні спектру широких атмосферних ліній. Спостережуваний злам в спектрі при таких великих енергіях може бути викликано швидшим виходом КЛ з нашої Галактики в порівнянні з частинками менших енергій або може бути обумовлений зміною природи їх джерел. Можливо також зміна хімічного складу КЛ в області зламу.

2) При енергії частинок E≈10 18 еВ спектр КЛ стає ще крутіше, γ≈3,3. Це викликано, по-видимому, тим фактом, що в даному діапазоні енергій КЛ переважно метагалактіческом походження, їх спектр має інший нахил.

3) Спектр частинок з E T> 10 19 еВ стає більш пологим, γ≤3,3. Цей ефект викликаний взаємодією КЛ, що мають енергії E T> 10 19 еВ, з, в процесі якого КЛ втрачають частину своєї енергії і переходять в область менших енергій, що робить спектр частинок більш пологим.

4) Спектр КЛ з енергіями понад 10 20 ев може бути отриманий лише після тривалих спостережень, коли буде зареєстровано достатню кількість подій з такими екстремальними енергіями. Для того щоб істотно збільшити число випадків реєстрації широких атмосферних злив від частинок з енергіями E T> 10 19 еВ, в найближчі роки планується побудувати три гігантські установки з детекторами, розміщеними на площі понад 1000 км 2. З їхньою допомогою вчені сподіваються отримати відповідь на питання про спектрі КЛ в області надвисоких енергій і про максимально можливої ​​енергії космічних частинок.

КЛ надвисоких енергій будуть утримуватися в Галактиці її магнітними полями, якщо радіус кривизни траєкторії частинки багато менше розмірів Галактики. Використовуючи співвідношення між енергією частинки ( E, ЕВ), її радіусом кривизни ( r≈10 22 см - розмір Галактики) і напруженістю магнітного поля (H≈10 - 6 Е), E= 300Hr, Отримаємо максимальну енергію КЛ, які можуть утримуватися в нашій Галактиці: E max ≈10 18 еВ. Це говорить про те, що КЛ більш високих енергій можуть мати метагалактіческом походження.

3. Гамма-астрономія високих і надвисоких енергій

КЛ утворюються не тільки при вибухах наднових зірок. Джерелами КЛ можуть бути і інші космічні об'єкти (пульсари, квазари і ін.). Можна з великою впевненістю вважати, що джерела КЛ будуть також і джерелами високоенергічних γ-квантів. Гамма-кванти, на відміну від заряджених частинок, не відчувають впливу космічних магнітних полів і поширюються прямолінійно від джерела до спостерігача. Виявлення таких світних в гамма-випромінюванні космічних об'єктів могло б стати незаперечним доказом існування конкретних джерел КЛ.

Ідея експериментів, розпочатих на початку 60-х років радянським вченим А.Є. Чудакова, з пошуку зіркових джерел високоенергічних γ-квантів полягає в наступному. Гамма-квант, що падає на межу земної атмосфери, породжує зливу частинок, що складається з електронів і вторинних γ-квантів. Будь-яка заряджена частинка, що рухається зі швидкістю, що перевищує швидкість світла в середовищі, створює в ній, в даному випадку в земній атмосфері, світлове випромінювання, яке називається. Ідея експериментів полягає в тому, щоб зібрати черенковський світло від зливи вторинних заряджених частинок, утвореного γ-квантом високої енергії, що падає на поверхню атмосфери з даного напрямку. На рис. 3 схематично зображено атмосферне злива, утворений таким гамма-квантом. В установках, які реєструють черенковський світло, використовується ряд сферичних дзеркал. У фокусі кожного розташовані кілька десятків фотоелектронні помножувачі - приладів, дуже чутливих до зміни світлового потоку, що падає на дзеркало з даного напрямку. Спостереження можливі лише в ясні і безмісячні ночі.

Потрібні були великі зусилля вчених багатьох країн світу щодо вдосконалення апаратури, методів обробки інформації, перш ніж в середині 80-х років був виявлений потік високоенергічних γ-квантів від двох об'єктів: і ядра активної галактики Маркарян-421. Виявлені потоки γ-квантів були мізерно малими. Наприклад, потік гамма-квантів з Eγ T> 10 12 еВ від Крабовидной туманності склав всього Nγ ≈10 - 12 квантів · см - 2 · с - 1. На початку 1997 року декількома наземними γ-установками був відкритий найпотужніший джерело високоенергічних γ-випромінювання - галактика Маркарян-501. Потік високоенергічних γ-квантів від цього джерела змінюється з часом, його максимальне значення в кілька разів перевершує сумарну величину потоку γ-квантів від раніше відомих джерел.

4. Модуляційні ефекти в космічних променях

Інтерес до дослідження КЛ з енергіями Eсонячним вітром. Сонячний вітер зазвичай має на орбіті Землі швидкість 400-500 км / с і щільність частинок 5-10 см - 3. На відміну від сонячний вітер складається не з нейтральних молекул, а в основному з іонізованих атомів водню і електронів. Цей іонізований, але електрично нейтральний газ захоплює й несе з собою сонячне магнітне поле, яке заповнює околосолнечное простір і утворює міжпланетне магнітне поле. Через обертання Сонця навколо своєї осі з періодом 27 діб це магнітне поле закручується в спіраль. Напруженість міжпланетного магнітного поля у орбіти Землі становить приблизно 7 · 10 - 5 Е, що на багато порядків менше напруженості магнітного поля на поверхні Землі (~ 0,5 Е).

Квазісферіческая область простору навколо Сонця, що має радіус приблизно 100 а.о., заповнена рухається сонячної з вморожених в неї магнітним полем, називається геліомагнітосферой.

Геліомагнітосфера розділена нейтральним струмовим шаром на дві півкулі, в яких магнітні поля мають протилежні напрямки. Магнітні силові лінії в геліомагнітосфере мають численні вигини і злами, звані магнітними неоднорідностями, що виникають через неоднорідностей сонячного магнітного поля, змін швидкості і щільності сонячного вітру, а також залежно цих величин від геліошіроти і геліодолготи.

КЛ, поширюючись в геліомагнітосфере, розсіюються на рухомих зі швидкістю сонячного вітру магнітних неоднородностях і несуться за межі геліомагнітосфери. Для КЛ високих енергій ( E T> 10 11 еВ) процеси їх розсіювання і конвективного виносу несуттєві, і з міжзоряного середовища практично всі частинки настільки високих енергій потрапляють на орбіту Землі. Однак зі зменшенням енергії все менше число частинок здатне досягти орбіти Землі. Частка частинок галактичних КЛ (ГКЛ), яка доходить до орбіти Землі від кордону геліомагнітосфери, буде тим менше, чим менше енергія частинок і чим більше щільність магнітних неоднорідностей міжпланетного магнітного поля, а також чим більше швидкість сонячного вітру. Щільність магнітних неоднорідностей сильно залежить від рівня сонячної активності. У меншій мірі від рівня сонячної активності залежить швидкість сонячного вітру. Так що спостережувана інтенсивність ГКЛ всередині геліомагнітосфери визначається рівнем сонячної активності.

Для вивчення особливостей довготривалого поведінки КЛ було організовано їх безперервне спостереження. В кінці 50-х років до початку Міжнародного геофізичного року в усьому світі було створено мережу станцій КЛ. У нашій країні таку мережу створив С.Н. Вернов. Кожна станція включала в себе нейтронний монітор - прилад, що реєструє вторинну ядерно-активну компоненту КЛ (в основному нейтрони), які утворюються при взаємодії КЛ з ядрами атомів повітря. Так як станцій було створено досить багато і вони були розташовані більш-менш рівномірно по всій земній кулі, одночасні показання цих приладів дозволили отримувати миттєву картину розподілу потоків КЛ в міжпланетному середовищі.

Експериментальні дані показують наступне. По-перше, в КЛ спостерігається виразний 11-річний цикл. Коли Сонце спокійно і сонячна активність мінімальна, потік КЛ в геліосфері і на орбіті Землі досягає максимальних значень. При активному Сонце потік КЛ мінімальний. На рис. 4, анаведено тимчасової хід рівня сонячної активності (середньорічне число сонячних плям), а на рис. 4, б- часовий хід потоку ГКЛ. Видно циклічність і чітка протифазні наведених кривих. Крім того, на рис. 4, апоказані напрямки полярних магнітних полів Сонця в цей же період. Якщо прийняти в якості позитивної фази 22-річного сонячного магнітного циклу ті епохи, коли магнітні поля в північній полярній шапці спрямовані назовні від Сонця, а в південній полярній шапці - всередину Сонця, то на наведених кривих видно, що КЛ поводяться по-різному в позитивної та негативної фазах 22-річного сонячного магнітного циклу. В негативні фази (1960-1968 роки і 1982-1989 роки) крива зміни потоку КЛ має гостру форму. В позитивні фази (1972-1980 роки та з 1992 року по теперішній час) у тимчасових змінах потоку КЛ спостерігається плато. Така відмінність у поведінці КЛ, коли магнітні поля в міжпланетному середовищі розрізняються знаком, пов'язане з різним напрямком швидкості дрейфу заряджених частинок в квазірегулярних магнітних полях геліомагнітосфери.

Поряд з довготривалими варіаціями КЛ, пов'язаними з 11 і 22-річними сонячними циклами, КЛ відчувають більш короткопериодические зміни. До них насамперед належать 27-денні варіації КЛ, обумовлені обертанням Сонця. 27-денні варіації КЛ виразно проявляються в періоди розвиненою сонячної активності і слабо виражені в роки спокійного Сонця. Як правило, амплітуда цих варіацій не перевищує 2% від величини повного потоку.

Добові зміни КЛ пов'язані з обертанням Землі і неізотропним розподілом потоку КЛ в геліосфері. Існує клас періодичних або квазіперіодичних варіацій КЛ, пов'язаних, наприклад, з річним обертанням Землі навколо Сонця, зміною положення Землі щодо площини сонячного екватора і ін.

Поряд з квазипериодический варіаціями КЛ існують їх спорадичні зміни, звані форбуш-зниженнями, суть яких полягає в наступному. Раптово протягом декількох годин або менше потік КЛ, реєстрований наземними станціями в атмосфері Землі або на штучних супутниках, починає різко падати. У деяких випадках амплітуда цього падіння може досягати десятка відсотків. Такі події відбуваються після потужних вибухів на Сонці. Новоутворена поширюється в з величезною швидкістю, що досягає 1000 км / с і більше. Ця ударна хвиля несе перед собою посилене, яке не дозволяє заряджених частинок проникати всередину високошвидкісного потоку. Тому, коли Земля опиняється за фронтом ударної хвилі цього потоку, інтенсивність КЛ різко спадає. Оскільки спалахи на Сонці відбуваються найчастіше в роки високої і відповідно в ці періоди найбільш часто генеруються ударні хвилі, найбільш часто спостерігаються в роки активного Сонця. Часто форбуш-зниження відбуваються в періоди потужних збурень земного магнітного поля (під час геомагнітних бур), які також викликаються впливом високошвидкісного потоку сонячного вітру на магнітне поле Землі.

На початку 70-х років вивчення КЛ малих енергій, що проводиться на космічних апаратах, привело до відкриття аномальної компоненти КЛ (АКС). Її складають в повному обсязі іонізованниє атоми He, C, N, O, Ne і Ar. Аномальність проявляється в тому, що в області енергій від декількох одиниць до декількох десятків МеВ / нуклон спектр частинок АКС суттєво відрізняється від спектра ГКЛ. Тут спостерігається зростання потоку частинок, пов'язане, як вважають, з прискоренням іонів в ударній хвилі на кордоні геліомагнітосфери і подальшої дифузією цих частинок у внутрішні райони геліосфери. Крім цього, поширеність елементів АКС значно відрізняється від відповідних величин в ГКЛ.

5. Сонячні космічні промені

Сонце саме також є джерелом (СКЛ). СКЛ - це заряджені частинки, прискорені під спалахову процесах на Сонце до енергій, у багато разів перевищують теплові енергіїчастинок на його поверхні. СКЛ вперше були зареєстровані на початку 40-х років іонізаційними камерами - наземними приладами, які реєстрували високоенергійні мюони.

Що ж являє собою спалах СКЛ? Астрономи, які спостерігають за Сонцем, помітили, що під час зростання сонячної активності в активних областях на поверхні Сонця, де зосереджено багато плям і є складна конфігурація фотосферних магнітних полів, несподівано виникає яскраве світіння в оптичному діапазоні спектра. Приблизно в цей же час спостерігається збільшення радіовипромінювання Сонця і дуже часто поява рентгенівського і гамма-випромінювань, що супроводжують викид корональної речовини у вигляді потоку прискорених заряджених частинок. В даний час вважають, що основним джерелом енергії сонячного спалаху є енергія анігіляції сонячного магнітного поля в активній області і освіту нейтрального струмового шару. Заряджені частинки СКЛ, прискорені в сонячної спалаху, викидаються в міжпланетний простір і потім поширюються в ньому.

Поширення СКЛ в міжпланетному середовищі визначається умовами, які існували в ній до спалаху. Якщо умови були спокійними, тобто швидкість сонячного вітру не надто відрізнялася від середньої і магнітне поле не відчувало істотних флуктуацій, то СКЛ будуть поширюватися відповідно до закону дифузії, причому дифузія уздовж магнітних силових ліній буде визначальною. Якщо під час спалаху на Сонці генерована потужна ударна хвиля, то частинки прискорюються на фронті хвилі при її поширенні в короні Сонця і в міжпланетному середовищі. Найбільш часто СКЛ на орбіті Землі спостерігаються в тих випадках, коли магнітна силова лінія, яка перетинає місце спалаху, проходить через Землю. Статистичний аналіз числа зареєстрованих подій СКЛ з енергіями більше декількох сотень мегаелектронвольт показує, що найбільш часто реєструються СКЛ, які були прискорені у спалахах, що мали місце на західному лімбі (краї) Сонця. В останні рокиз'явилися докази того, що прискорення частинок може відбуватися на фронті ударної хвилі поблизу Сонця. Таким чином, прискорені частинки можуть реєструватися також і далеко від лінії з'єднання спалаху і спостерігача. Досить часто спалаху СКЛ відбуваються під час форбуш-знижень.

Потік заряджених частинок, прискорених у спалахах на Сонці, величезний і становить загрозу всьому живому. Магнітне поле і атмосфера рятують Землю від цієї жахливої ​​радіації. Однак космонавтам, котрі збираються в далекі космічні подорожі, наприклад до Марсу, необхідно мати завчасну інформацію про можливості появи таких подій, щоб прийняти захисні заходи. Завдання встановлення основних закономірностей виникнення спалахів СКЛ, прогнозування таких подій вирішується вченими багатьох країн світу протягом декількох десятків років. На жаль, питання про завчасне прогнозуванні СКЛ і визначенні їх основних характеристик на орбіті Землі ще далекий від вирішення.

6. Космічні промені в магнітосфері й атмосфері Землі

КЛ, перш ніж досягти поверхні Землі, повинні пройти земне магнітне поле (магнітосферу) і земну атмосферу. Магнітне поле Землі має складну структуру. Внутрішня область магнітосфери з розмірами в декілька радіусів Землі ( R⊕ = 6378 км) має дипольні структуру. На стороні Землі, зверненої до Сонця, на відстані ~ 10 R⊕ сонячний вітер і земне магнітне поле в результаті взаємодії утворюють стоячу ударну хвилю. На цій відстані сонячний вітер обтікає магнітне поле, розмикаючи частина силових ліній на передній (освітленій) кордоні магнітного поля Землі, і переносить їх на нічну сторону Землі, утворюючи хвіст магнітосфери. Хвіст магнітосфери, що складається з розімкнутих силових ліній, простягається на відстань в декілька сотень радіусів Землі. На рис. 5 схематично зображено земна магнітосфера. КЛ, потрапляючи в геомагнітосферу, рухаються в ній складним чином, так як на будь-яку заряджену частинку в магнітному полі діє сила Лоренца, що дорівнює F=(q/c)[v× B], Де q- заряд частинки, c- швидкість світла у вакуумі, v- швидкість частинки, а B- індукція магнітного поля. знаючи F, Можна визначити траєкторію частинки з рівняння

m(dv/dt)=(q/c)[v× B],

де m- маса частинки. Так як Bскладним чином залежить від координат точки спостереження, то обчислення траєкторії руху частинки в магнітному полі Землі немислимо без використання потужних обчислювальних машин та відповідного програмного забезпечення і стало можливим тільки в наш час.

На початку нашого століття рух заряджених частинок в полі магнітного диполя було розглянуто шведським вченим С. Штермер. У магнітному полі рух частинки визначається її магнітної жорсткістю R=pc/q, де p- імпульс частинки. Частинки, що володіють однаковою жорсткістю R, Будуть рухатися в одному і тому ж полі однаково. Розрахунки показали, що частка потрапить в дану точкумагнітосфери, якщо її магнітна жорсткість буде перевершувати деяку мінімальну величину, звану жорсткістю геомагнітного обрізання R min. Частинки, які мають R R min, потрапити в дану точку магнітосфери під таким кутом не можуть. зазвичай величина Rвиражається в мега- або в гігавольтах: МВ або ГВ. В полярні райони геомагнітосфери, в райони магнітних полюсів проникають частинки з дуже малими значеннями R. Однак у міру просування до геомагнитному екватора величина R min істотно збільшується і досягає значень ~ 15 ГВ. Таким чином, якщо вимірювати потік КЛ, рухаючись від полюса до екватора, то його величина буде поступово зменшуватися, так як магнітне поле Землі буде перешкоджати їх проникненню. Це явище отримало назву широтного ходу КЛ. Виявлення широтного ходу КЛ послужило доказом того, що КЛ є зарядженими частинками.

Властивість геомагнітосфери пропускати в дану точку КЛ з жорсткістю лише вище R min використовується для спостережень КЛ в різних діапазонах енергій. Для цих цілей стандартними приладами (нейтронними моніторами, кубічними телескопами, радіозонда та ін.) Вимірюють КЛ в районах полярних, середніх і екваторіальних широт, що мають різні значення R min.

Незабаром після запусків перших в 1958 році американцем Дж. Ван Алленом і радянськими вченими С.Н. Вернова і А.Є. Чудакова були відкриті внутрішній і зовнішній радіаційні пояси Землі. є магнітними пастками для заряджених частинок. Якщо частка потрапляє всередину такої пастки, то вона захоплюється і живе в ній досить довго. Тому в радіаційних поясах потоки захоплених частинок величезні в порівнянні з потоками поза поясів. Схематично радіаційні пояси показані на рис. 5. Внутрішній пояс складається в основному з протонів і знаходиться на відстані в кілька тисяч кілометрів від поверхні Землі, якщо відстань відраховувати в екваторіальній площині. Основним механізмом, який поставляє протони у внутрішній радіаційний пояс, є механізм розпаду повільних нейтронів. Нейтрони утворюються при взаємодії КЛ з ядрами елементів повітря. Це нестабільні частинки з часом життя ~ 10 хвилин. Частина нейтронів має достатню швидкість, щоб піти за межі атмосфери (межа атмосфери розташована на висоті ~ 30-35 км), потрапити в область геомагнітної пастки і там розпастися: n→p+ E - + ν. Вимірювання та розрахунки потоків нейтронів, що йдуть вгору з атмосфери Землі, показали, що це джерело є основним постачальником протонів у внутрішній радіаційний пояс. Максимум потоку захоплених протонів внутрішнього радіаційного поясу (протони з E> 35 МеВ) зафіксований на відстані приблизно в 1,5 R ⊕ .

На рис. 5 заштриховані області представляють собою області захоплення частинок - радіаційні пояси Землі. Магнітосфера Землі не симетрична на денний і нічний сторонах, тому області захоплення частинок також різні. Ця різниця викликана впливом сонячного вітру на геомагнітосферу і особливо позначається на її зовнішніх областях. Тому сильна асиметрія в розташуванні області захоплення спостерігається для частинок зовнішнього радіаційного поясу і в значно меншій мірі для частинок внутрішнього поясу.

В Останнім часомвсе більшу увагу привертає роль КЛ в атмосферних процесах. Хоча щільність енергії КЛ мала в порівнянні з відповідними величинами різних атмосферних процесів, в деяких з них КЛ грають вирішальну роль. У земній атмосфері на висотах менше 30 км КЛ є головним джерелом утворення іонів. Від щільності іонів багато в чому залежать процеси конденсації і освіти водяних крапель. Так, під час форбуш-знижень зменшується хмарність і рівень випадання опадів. Після спалахів на Сонці і приходу СКЛ на Землю величина хмарності і рівень опадів збільшуються. Ці зміни як в першому, так і в другому випадках складають значну величину - не менше 10%. Після вторгнення в полярні області Землі великих потоків малоенергічних частинок від сонячних спалахів спостерігається зміна температури у верхніх шарах атмосфери. КЛ активно беруть участь в утворенні грозового електрики. В даний час активно вивчається вплив КЛ на концентрацію озону і на інші процеси в атмосфері.

7. Висновок

КЛ є цікаве явище природи, і, як все в природі, воно тісно пов'язане з іншими процесами в зіркових об'єктах, в нашій Галактиці, на Сонце, в геліомагнітосфере і в атмосфері Землі. Людина вже багато знає про КЛ, але такі важливі питання, як причини прискорення КЛ, в тому числі до таких гігантських значень як E

Космічні промені (випромінювання) - це частинки, що заповнюють міжзоряний простір і постійно бомбардують Землю. Вони відкриті в 1912 р австрійським фізиком Гессом за допомогою іонізаційної камери на повітряній кулі. Максимальні енергії космічних променів 10 21 еВ, тобто на багато порядків перевершують енергії, доступні сучасним прискорювачів (10 12 еВ). Тому вивчення космічних променів відіграє важливу роль не тільки у фізиці космосу, але також і у фізиці елементарних частинок. Ряд елементарних частинок вперше був виявлений саме в космічних променях (позитрон - Андерсон, 1932 р .; мюон () - Неддермейер і Андерсон, 1937 р .; півонія () - Пауелл, 1947 г.). Хоча до складу космічних променів входять не тільки заряджені, але і нейтральні частинки (особливо багато фотонів і нейтрино), космічними променями зазвичай називають заряджені частинки.

Під час обговорення космічних променів слід уточнювати, про які саме променях йдеться. Розрізняють такі типи космічних променів:

1. Галактичні космічні промені - космічні частинки, що приходять на Землю з надр нашої Галактики. У їх склад не входять частинки, які генеруються Сонцем.

2. Сонячні космічні промені - космічні частинки, які генеруються Сонцем.

Потік галактичних космічних променів, що бомбардують Землю, приблизно изотропен і постійний в часі і становить 1 частка / см 2 сек (до входу в земну атмосферу). Щільність енергії галактичних космічних променів 1 еВ / см 3, що порівнянно із сумарною енергією електромагнітного випромінювання зірок, теплового руху міжзоряного газу і галактичного магнітного поля. Таким чином, космічні промені - важливий компонент Галактики.

Склад галактичних космічних променів:

ядерна компонента- 93% протонів, 6.5% ядер гелію,<1% более тяжелых ядер (т.е. отвечает распространенности ядер во Вселенной).

Електрони.Їх число 1% від числа ядер.

Позитрони.Їх число 10% від числа електронів.

Антіадронискладають менше 1%.

Енергії галактичних космічних променів охоплюють величезний діапазон - не менше 15 порядків (10 6 -10 21 еВ). Їх потік для частинок з E T> 10 9 еВ швидко зменшується з ростом енергії. Спектр енергій ядерної компоненти, за винятком низькі енергії, підкоряється висловом

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 еВ. Енергетичний спектр ядерної компоненти показаний на ріс.15.6.

Потік частинок надвисоких енергій вкрай малий. Так на площу 10 км 2 за рік потрапляє в середньому не більше однієї частинки з енергією 10 20 ев. Характер спектра для електронів з енергіями T> 10 9 еВ аналогічний наведеному на ріс.15.6. Потік галактичних космічних променів не змінювався протягом принаймні 1 млрд років.

Галактичні космічні промені, очевидно, мають нетепловое походження. Дійсно, максимальні температури (10 9 K) досягаються в центрі зірок. При цьому енергія теплового руху часток 10 5 еВ. У той же час частинки галактичних космічних променів, що досягають околиці Землі, в основному мають енергії T> 10 8 ýÂ.

Мал. 15.6. Енергетичний спектр ядерної компоненти космічних

променів. Енергія дана в системі центру мас.

Є вагомі підстави вважати, що космічні промені генеруються, головним чином, спалахами наднових (інші джерела космічних променів - пульсари, радіогалактики, квазари). У нашій Галактиці вибухи наднових відбуваються в середньому не рідше ніж один раз на 100 років. Легко підрахувати, що для підтримки спостерігається щільності енергії космічних променів (1 еВ / см 3) досить їм передавати лише кілька відсотків потужності вибуху. Викидаються при спалахах наднових протони, важчі ядра, електрони і позитрони далі прискорюються в специфічних астрофізичних процесах (про них буде сказано нижче), набуваючи енергетичні характеристики, властиві космічних променів.

У складі космічних променів практично немає метагалактіческіх променів, тобто потрапили в нашу Галактику ззовні. Всі спостережувані властивості космічних променів можна пояснити виходячи з того, що вони утворюються, накопичуються і тривалий час утримуються в нашій Галактиці, повільно витікаючи в міжгалактичний простір. Якби космічні частинки рухалися прямолінійно, вони вийшли б за межі Галактики через кілька тисяч років після свого виникнення. Настільки швидка витік привела б до непоправних втрат і різкого зниження інтенсивності космічних променів.

Насправді наявність міжзоряного магнітного поля з сильно заплутаною конфігурацією силових ліній змушує заряджені частинки рухатися по складних траєкторіях (це рух нагадує дифузію молекул), збільшуючи час перебування цих частинок в Галактиці в тисячі разів. Вік більшості частинок космічних променів оцінюють в десятки мільйонів років. Космічні частинки надвисоких енергій відхиляються галактичним магнітним полем слабо і порівняй-кові швидко залишають Галактику. Цим, можливо, пояснюється злам в спектрі космічних променів при енергії 310 15 ýÂ.

Зупинимося дуже коротко на проблемі прискорення космічних променів. Частки космічних променів рухаються в розрядженою і електрично нейтральної космічній плазмі. У ній немає значних електростатичних полів, здатних прискорювати заряджені частинки за рахунок різниці потенціалів між різними точками траєкторії. Але в плазмі можуть виникати електричні поляіндукційного і імпульсного типу. Так індукційне (вихровий) електричне поле з'являється, як відомо, при збільшенні напруженості магнітного поля з часом (так званий, Бетатрон ефект). Прискорення частинок може бути також викликано їх взаємодією з електричним полем плазмових хвиль в областях з інтенсивною турбулентністю плазми. Існують і інші механізми прискорення, на яких ми не маємо можливості зупинятися в даному курсі. Більш детальний розгляд показує, що запропоновані механізми прискорення здатні забезпечити зростання енергії заряджених частинок, викинутих під час вибухів наднових, з 10 5 äî 10 21 ýÂ.

Заряджені частинки, що випускаються Сонцем, - сонячні космічні промені - вельми важливий компонент космічного випромінювання, бомбардир Землю. Ці частинки прискорюються до високих енергій у верхній частині атмосфери Сонця під час сонячних спалахів. Сонячні спалахи схильні певним часовим циклам. Найпотужніші повторюються з періодом 11 років, менш потужні - з періодом 27 днів. Потужні сонячні спалахи можуть збільшити потік космічних променів, що падають на Землю з боку Сонця, в 10 6 разів в порівнянні з галактичним.

У порівнянні з галактичних космічними променями в сонячних космічних променях більше протонів (до 98-99% всіх ядер) і відповідно менше ядер гелію (1.5%). У них практично немає інших ядер. Зміст ядер з Z2 в сонячних космічних променях відображає склад сонячної атмосфери. Енергії частинок сонячних космічних променів змінюються в інтервалі 10 5 -10 11 еВ. Їх енергетичний спектр має вигляд статечної функції (15.5), де - зменшується від 7 до 2 зі зменшенням енергії.

Всі наведені вище характеристики космічних променів відносяться до космічних частинок до входу в атмосферу Землі, тобто до, так званого, первинному космічному випромінюванню. В результаті взаємодії з ядрами атмосфери (головним чином, киснем і азотом) високоенергійні частки первинних космічних променів (перш за все протони) створюють велике числовторинних частинок - адронів (півоній, протонів, нейтронів, антінуклонов і т.д.), лептонів (мюонів, електронів, позитронів, нейтрино) і фотонів. Розвивається складний багатоступінчастий каскадний процес. Кінетична енергія вторинних частинок витрачається в основному на іонізацію атмосфери.

Товщина земної атмосфери близько 1000 г / см 2. У той же час пробіги високоенергічних протонів в повітрі 70-80 г / см 2, а ядер гелію - 20-30 г / см 2. Таким чином, високоенергічних протон може випробувати до 15 зіткнень з ядрами атмосфери і ймовірність дійти до рівня моря у первинного протона вкрай мала. Перше зіткнення відбувається зазвичай на висоті 20 км.

Лептони і фотони з'являються в результаті слабких і електромагнітних розпадів вторинних адронів (головним чином, півоній) і народження квантів e - e + -пар в кулонівському полі ядер:

ÿäðî + ÿäðî + e - + e +.

Таким чином, замість однієї первинної частки виникає велике число вторинних, які ділять на адронів, мюонів і електронно-фотонну компоненти. Лавиноподібне наростання числа частинок може призвести до того, що в максимумі каскаду їх число може досягати 10 6 -10 9 (при енергії первинного протона H> 10 14 еВ). Такий каскад покриває велику площу (багато квадратних кілометрів) і називається широким атмосферним зливою(Ðèñ.15.7).

Після досягнення максимальних розмірів відбувається загасання каскаду в основному за рахунок втрати енергії на іонізацію атмосфери. Поверхні Землі досягають в основному релятивістські мюони. Сильніше поглинається електронно-фотонна компонента і практично повністю "вимирає" адронний складова каскаду. В цілому потік частинок космічних променів на рівні моря приблизно в 100 разів менше потоку первинних космічних променів, складаючи близько 0.01 частки / см 2 ñåê.

Космічні промені - потоки швидких заряджених частинок - протонів, електронів, ядер різних хімічних елементів, Що летять в різних напрямках в космічному просторі зі швидкістю понад 100 000 км / с. Потрапляючи в земну атмосферу, частинки космічних променів стикаються в ній з ядрами атомів азоту і кисню і руйнують їх. В результаті виникають потоки нових елементарних частинок. Такі частинки, народжені в атмосфері, називаються вторинними космічними променями. Вторинні космічні промені реєструються спеціальними приладами - лічильниками іонізующих частинок або за допомогою особливих ядерних фотоемульсій. Первинні космічні промені практично не досягають Землі, і лише невелика їх кількість реєструється високо в горах. Дослідження цих частинок проводяться в основному за межами земної атмосфери з використанням сучасної космічної техніки.

Основна маса космічних променів, що приходять до Землі, має енергію більш еВ (1 еВ дорівнює Дж). Для порівняння зазначимо, що в надрах Сонця, де речовина підігрітий до температури 15 000 000 К, середня енергія частинок плазми лише трохи перевищує 103 еВ, т. Е. Вона у багато разів менше, ніж у космічних променів.

Космічні промені щомиті пронизують буквально кожен квадратний сантиметр міжпланетного та міжзоряного простору. На майданчик з поверхнею в 1 м2 потрапляє в середньому близько 10 000 частинок в секунду. В основному це частинки порівняно невисоких енергій. Чим більше енергія космічних частинок, тим рідше вони зустрічаються. Так, частки з дуже високою енергією, що перевищує еВ, потрапляють на площу в 1 м2 в середньому раз на рік.

Вкрай рідко зустрічаються частинки з фантастичною енергією в еВ. Де вони змогли отримати таку велику енергію, поки залишається невідомим.

Більше 90% первинних космічних променів всіх енергій складають протони, близько 7% припадає на частинки (ядра атомів гелію), близько 2% - на ядра атомів, важчих, ніж у гелію, і приблизно 1% - на електрони.

За своєю природою космічні промені діляться на сонячні і галактичні.

Сонячні космічні промені мають порівняно невелику енергію і утворюються головним чином при спалахах на Сонці (див. Сонячна активність). Прискорення частинок цих космічних променів відбувається в хромосфері і короні Сонця. Потоки сонячних космічних променів після особливо сильних спалахів на Сонці можуть представляти серйозну радіаційну небезпекудля космонавтів.

Первинні космічні промені, що приходять ззовні в Сонячну систему, називаються галактичних. Вони рухаються в міжзоряному просторі за досить заплутаним траєкторіях, постійно змінюючи напрямок польоту під дією магнітного поля, існуючого між зірками нашої Галактики.

Малюнок (див. Оригінал)

Електрони, що входять до складу космічних променів, поступово гальмуються в магнітному полі, втрачаючи енергію на випромінювання радіохвиль. Таке випромінювання називається синхротронним. Воно реєструється радіотелескопами. Спостерігаючи його, можна виявити області підвищеної концентрації космічних променів. Виявилося, що космічні промені сконцентровані в основному в диску нашої Галактики, товщиною в кілька тисяч світлових років (поблизу площини Чумацького Шляху). Повна енергія всіх космічних променів в цьому шарі вимірюється гігантською цифрою - Дж.

Основним джерелом космічних променів в міжзоряному просторі є, мабуть, вибухи наднових зірок. Не випадково залишки наднових мають потужний синхротронним випромінюванням. Вносять свою лепту і швидко обертаються намагнічені нейтронні зірки. Вони здатні повідомляти заряджених частинок великі енергії. Дуже потужними джерелами космічних променів можуть бути активні ядра галактик, а також радіогалактики з характерними для них викидами речовини, що супроводжуються дуже потужним радіовипромінюванням.

Отримавши велику енергію, частки космічних променів десятки мільйонів років блукають по Галактиці в різних напрямках, перш ніж втратять свою енергію при зіткненнях з атомами розрідженого міжзоряного газу.

Вивчення космічних променів - один з захоплюючих розділів астрофізики. Спостереження космічних променів (безпосередня реєстрація їх, аналіз синхротронного випромінювання або ефектів їх взаємодії з середовищем) дозволяють глибше зрозуміти механізми виділення енергії при різних космічних процесах, з'ясувати Фізичні властивостіміжзоряного середовища, що знаходиться під безперервним впливом космічних променів. Спостереження важливі також для вивчення фізики тих елементарних частинок, які виникають при взаємодії космічних променів з речовиною. Істотним внеском в цей розділ фізики з'явилися дослідження, виконані за допомогою космічних апаратів, в тому числі запущених в 60-і рр. в СРСР чотирьох важких супутників «Протон».

Космічні ПРОМЕНІ,потоки заряджених частинок високої енергії, які приходять до Землі з усіх боків з космічного простору і постійно бомбардують її атмосферу. У складі космічних променів переважають протони, є також електрони, ядра гелію і більш важких хімічних елементів (аж до ядер з зарядом Z ≈ 30). Найбільш численні в космічних променях ядра атомів водню і гелію (≈85 і ≈10% відповідно). Частка інших ядер невелика (не перевищує ≈5%). Невелику частину космічних променів складають електрони і позитрони (менше 1%). Космічне випромінювання, падаюче на кордон земної атмосфери, включає всі стабільні заряджені частинки і ядра з часами життя близько 10 6 років і більше. По суті, істинно «первинними» космічними променями можна називати тільки частинки, прискорені в далеких астрофізичних джерелах, а «вторинними» - частинки, що утворилися в процесі взаємодії первинних космічних променів з міжзоряним газом. Так, електрони, протони і ядра гелію, а також вуглецю, кисню, заліза та ін., Синтезовані в зірках, є первинними. Навпаки, ядра літію, берилію і бору слід вважати вторинними. Антипротони і позитрони частково, а то й повністю, вторинні, однак та їх частка, яка може мати первинне походження, є нині предметом досліджень.

Історія дослідження космічних променів

У поч. 20 в. в дослідах з електроскопа і іонізаційними камерамибула виявлена ​​постійна залишкова іонізація газів, що викликається якимось проникаючим випромінюванням. На відміну від випромінювання радіоактивних речовин довкілля, Проникаюче випромінювання не могли затримати навіть товсті шари свинцю. Неземна природа виявленого проникаючого випромінювання встановлена ​​в 1912 (В. Гесс, Нобелівська премія, 1936) в експериментах з іонізаційними камерами на повітряних кулях. Було знайдено, що зі збільшенням відстані від поверхні Землі іонізація, що викликається проникаючим випромінюванням, росте. його позаземне походженняостаточно довів Р. Міллікенв 1923-26 в експериментах по поглинанню випромінювання атмосферою (саме він ввів термін «космічні промені»).

Природа космічних променів аж до 1940-х рр. залишалася неясною. Протягом цього часу інтенсивно розвивалося ядерне напрямок досліджень космічних променів (ядерно-фізичний аспект) - вивчення взаємодії космічних променів з речовиною, утворення вторинних частинок і їх поглинання в атмосфері. Ці дослідження, що проводяться за допомогою телескопів, лічильників, Вільсона камер і ядерних фотоемульсій (піднімаються на кулях-зондах в стратосферу), привели, зокрема, до відкриття нових елементарних частинок - позитрона (1932), мюона(1936), π-мезона (1947).

Систематичні дослідження впливу геомагнітного поляна інтенсивність і напрямок приходу первинних космічних променів показали, що переважна більшість частинок космічних променів має позитивний заряд. З цим пов'язана східно-західна асиметрія космічних променів: через відхилення заряджених частинок в магнітному полі Землі із заходу приходить більше частинок, ніж зі сходу. Застосування фотоемульсій дозволило встановити ядерний склад первинних космічних променів (1948): були виявлені сліди ядер важких хімічних елементів, аж до заліза. Первинні електрони в складі космічних променів вперше були зареєстровані лише в 1961 в стратосферних вимірах.

З кін. 1940-х рр. на передній план висунулися проблеми походження і тимчасових варіацій космічних променів (космофізичних аспект).

Характеристики та класифікація космічних променів

Космічні промені нагадують сильно розріджений релятивістський газ, частинки якого практично не взаємодіють один з одним, але відчувають рідкісні зіткнення з речовиною міжзоряного і міжпланетної середовищ і піддаються впливу космічних магнітних полів. Частки космічних променів володіють величезними кінетичними енергіями (аж до Е кін ~ 10 21 еВ). Поблизу Землі переважну частину потоку космічних променів складають частинки з енергіями від 10 6 еВ до 10 9 еВ, далі потік космічних променів різко слабшає. Так, при енергії ~ 10 12 еВ на межу атмосфери падає не більше 1 частки / (м 2 ∙ с), а при Е кін ~ 10 15 еВ - всього 1 частка / (м 2 ∙ год). Цим обумовлені певні труднощі у вивченні космічних променів високих і надвисоких (екстремальних) енергій. Хоча сумарний потік космічних променів у Землі невеликий (всього бл. 1 частки / (см 2 ∙ с)), щільність їх енергії (бл. 1 еВ / см 3) в межах нашої Галактики можна порівняти з щільністю енергії сумарного електромагнітного випромінювання зірок, енергії теплового руху міжзоряного газу і кінетичної енергії його турбулентних рухів, а також з щільністю енергії магнітного поля Галактики. Звідси випливає, що космічні промені повинні відігравати важливу роль у багатьох астрофізичних процесах.

Інша важлива особливість космічних променів - нетепловое походження їх енергії. Дійсно, навіть при температурі ~ 10 9 К, мабуть, близькій до максимальної для зоряних надр, середня енергія теплового руху частинок ≈3 ∙ 10 5 еВ. Основна кількість частинок космічних променів, які спостерігаються у Землі, має енергію св. 10 8 еВ. Це означає, що космічні промені набувають енергію шляхом прискорення в специфічних астрофізичних процесах плазмової і електромагнітної природи.

За своїм походженням космічні промені можна розділити на кілька груп: 1) космічні промені галактичного походження (галактичні космічні промені); їх джерелом є наша Галактика, в якій відбувається прискорення частинок до енергій близько 10 18 еВ; 2) космічні промені метагалактіческом походження (метагалактіческом космічні промені); вони утворюються в інших галактиках і мають найбільші, ультрарелятивістських енергії (св. 10 18 еВ); 3) сонячні космічні промені; генеруються на Сонце або поблизу нього під час сонячних спалахіві корональних викидів мас; їх енергія становить від 10 6 еВ до св. 10 10 еВ; 4) аномальні космічні промені; утворюються в Сонячній системі на периферії геліосфери; енергії частинок складають 1-100 МеВ / нуклон.

За змістом ядер літію, берилію і бору, які утворюються в результаті взаємодій космічних променів з атомами міжзоряного середовища, Можна визначити кількість речовини Х, через яке пройшли космічні промені, блукаючи в міжзоряному середовищі. Величина X приблизно дорівнює 5-10 г / см 2. Час блукання космічних променів в міжзоряному середовищі (або час їхнього життя) і величина X пов'язані співвідношенням X≈ ρvt, де ρ - середня щільність міжзоряного середовища, складова ~ 10 - 24 г / см 3, t - час блукання космічних променів в цьому середовищі, v - швидкість частинок. Зазвичай вважають, що величина v для ультрарелятивістських космічних променів практично дорівнює швидкості світла c, так що час їхнього життя становить бл. 3 × 10 8 років. Воно визначається або через вихід космічних променів з Галактики і її гало, або їх поглинанням за рахунок непружних взаємодій з речовиною міжзоряного середовища.

Вторгаючись в атмосферу Землі, первинні космічні промені руйнують ядра найбільш поширених в атмосфері хімічних елементів - азоту і кисню - і породжують каскадний процес, в якому беруть участь всі відомі нині елементарні частинки, Зокрема такі вторинні частки, як протони, нейтрони, мезони, електрони, а також γ-кванти і нейтрино. Прийнято характеризувати шлях, пройдений частинкою космічних променів в атмосфері до зіткнення, кількістю речовини в грамах, укладеного в стовпі перетином 1 см 2, т. Е. Висловлювати пробіг частинок в г / см 2 речовини атмосфери. Це означає, що після проходження товщі атмосфери х (г / см 2) пучком протонів з первісної інтенсивністю I 0 кількість протонів, що не зазнали зіткнення, дорівнюватиме I = I 0 exp (-x / λ), де λ - середній пробіг частинки. Для протонів, що складають основну частину первинних космічних променів, пробіг λ в повітрі дорівнює ≈70 г / см 2, для ядер гелію λ≈25 г / см 2, для більш важких ядер - ще менше. Перше зіткнення з атмосферою протони відчувають в середньому на висоті 20 км (х ≈70 г / см 2). Товщина атмосфери на рівні моря еквівалентна 1030 г / см 2, т. Е. Відповідає приблизно 15 ядерним пробігів для протонів. Звідси випливає, що ймовірність досягти поверхні Землі, не зазнавши зіткнень, для первинної частки мізерно мала. Тому на поверхні Землі космічні промені виявляються лише по слабких ефектів іонізації, створюваної вторинними частками.

Космічні промені у Землі

Космічні промені галактичного і метагалактіческом походження займають величезний діапазон енергій, що охоплює приблизно 15 порядків величини, - від 10 6 до 10 21 еВ. Енергії сонячних космічних променів, особливо під час потужних сонячних спалахів, можуть досягати великих значень, проте характерна величина їх енергії зазвичай не перевищує 10 9 еВ. Тому поділ космічних променів на галактичні і сонячні цілком виправдано, оскільки як характеристики, так і джерела сонячних і галактичних космічних променів абсолютно різні.

При енергіях нижче 10 ГеВ / нуклон інтенсивність галактичних космічних променів, яка вимірюється поблизу Землі, залежить від рівня сонячної активності (точніше від мінливого протягом сонячних циклів міжпланетного магнітного поля). В області більш високих енергій інтенсивність галактичних космічних променів практично постійна в часі. Відповідно до сучасних уявлень, власне галактичні космічні промені закінчуються в області енергій між 10 17 і 10 18 еВ. Походження космічних променів гранично високих енергій, швидше за все, з Галактикою не пов'язане.

Існує чотири способи опису спектрів різних компонент космічних променів. 1. Число частинок на одиницю жорсткості. Поширення (і, ймовірно, також прискорення) частинок в космічних магнітних полях залежить від ларморовского радіуса r L або магнітної жорсткості частки R, яка являє собою твір ларморовского радіусу на індукцію магнітного поля B: R = r LB = pc / (Ze), де р і Z - імпульс і заряд частинки (в одиницях заряду електрона е), з - швидкість світла. 2. Число частинок на одиницю енергії на один нуклон. Фрагментація ядер, що поширюються крізь міжзоряний газ, залежить від енергії на нуклон, оскільки її кількість приблизно зберігається, коли ядро ​​руйнується при взаємодії з газом. 3. Число нуклонів на одиницю енергії на один нуклон. Генерація вторинних частинок в атмосфері залежить від інтенсивності нуклонів на одиницю енергії на один нуклон, майже незалежно від того, чи є падаючі на атмосферу нуклони вільними протонами або пов'язані в ядрах. 4. Число частинок на одиницю енергії на одне ядро. експерименти по широким атмосферним злив, Які використовують атмосферу як калориметр, в загальному випадку вимірюють величину, яка пов'язана з повною енергією в розрахунку на 1 частку. Одиниці виміру диференціальної інтенсивності частинок I мають вигляд (див -2 с -1 ср -1 E -1), де енергія E представлена ​​в одиницях однієї з чотирьох змінних, перерахованих вище.

Спостережуваний диференційний енергетичний спектр космічних променів в області енергій вище 10 11 еВ показаний на рис. 1. Спектр описується статечним законом в дуже широкому діапазоні енергій - від 10 11 до 10 20 ев з невеликою зміною нахилу ок. 3 × 10 15 еВ (злам, іноді званий «коліном», knee) і бл. 10 19 еВ ( «кісточка», ankle). Інтегральний потік космічних променів вище «щиколотки» дорівнює приблизно 1 частці / (км 2 · рік).

Таблиця 1. Відносний вміст різних ядер в галактичних і сонячних космічних променях, на Сонце і інших зірок (вміст ядер кисню прийнято рівним 1,0)

ядро	Сонячні космічні промені	сонце	зірки	Галактичні космічні промені
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

* Дані спостережень для інтервалу енергій 1-20 МеВ / нуклон, інші дані в цій колонці відносяться до енергій ≥ 40 МеВ / нуклон. Похибка більшості значень в таблиці від 10 до 50%.

Інтенсивність первинних нуклонів в діапазоні енергій від декількох ГеВ до 10 ТеВ або трохи вище можна приблизно описати формулою IN (E) ≈1,8E -α нуклон / (см 2 ∙ с ∙ ср ∙ ГеВ), де Е - енергія на нуклон (включаючи енергію спокою), α ≈ (γ + 1) = 2,7 - показник диференціального спектра, γ - інтегральний спектральний індекс. Ок. 79% первинних нуклонів становлять вільні протони, ок. 70% інших частинок - це нуклони, пов'язані в ядрах гелію. Фракції (частки) первинних ядер є майже незмінними зазначеному діапазоні енергій (можливо, з невеликими варіаціями). На рис. 2 наведено спектр галактичних космічних променів в області енергій вище ≈400 МеВ / нуклон. Представлені головні компоненти космічних променів як функції енергії на нуклон для певної епохи циклу сонячної активності. Величина J (E) являє собою кількість частинок, що мають енергію в діапазоні від E до E + δE і проходять через одиничну поверхню в одиницю часу в одиниці тілесного кута в напрямку, перпендикулярному поверхні.

Таблиця 2. Інтенсивність галактичних космічних променів з повною енергією E≥ 2,5 ГеВ / нуклон за межами магнітосфери Землі поблизу мінімуму сонячної активності і параметри диференціального спектра K Aі γ для протонів (ядро H), α-частинок (ядро He) і різних груп ядер

ядро	заряд ядра Z	інтенсивність I(Z) при E≥ 2,5 ГеВ / нуклон, м -2 ∙ с -1 ∙ ср -1	Показник диференціювання ального спектра γ	Константа спектра K A	інтервал E, ГеВ / нуклон
Н	1	1300	2,4 ± 0,1	4800	4,7–16
Чи 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

Відносний вміст різних ядер в галактичних і сонячних космічних променях, а також (для порівняння) на Сонце і ін. Зірках приведено в таблиці 1 для області порівняно невисоких енергій (1-20 МеВ / нуклон) і енергій ≥ 40 МеВ / нуклон. У таблиці 2 підсумовані дані про інтенсивність частинок галактичних космічних променів більш високих енергій (≈2,5 ГеВ / нуклон). Таблиця 3 містить розподіл ядер космічних променів з енергією ≈10,6 ГеВ / нуклон.

Таблиця 3. Відносна поширеність Fядер космічних променів при енергії 10,6 ГеВ / нуклон (Зміст ядер кисню прийнято рівним 1,0)

заряд ядра Z	елемент	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

Методи вивчення космічних променів

Оскільки по своїх енергіях частки космічних променів різняться в 10 15 разів, то для їх вивчення доводиться застосовувати досить різноманітні методи і прилади (рис. 3, зліва). При цьому широко використовується апаратура, встановлена ​​на супутниках і космічних ракетах. В атмосфері Землі вимірювання проводяться за допомогою малих куль-зондів і великих висотних аеростатів, на її поверхні - за допомогою наземних установок. Деякі з них досягають розмірів в сотні квадратних кілометрів і розташовані або високо в горах, або глибоко під землею, або на великих глибинах в океані, куди проникають тільки вторинні частки високих енергій, наприклад мюони (рис. 3, зліва). Безперервну реєстрацію космічних променів на поверхні Землі вже більше 60 років здійснює світова мережа станцій для вивчення варіацій космічних променів - стандартні нейтронні монітори і мюонні телескопи. Цінну інформацію про галактичних і сонячних космічних променях дають спостереження на великих установках типу Баксанського комплексу для вивчення широких атмосферних злив .

Нині основними типами детекторів, які використовуються при вивченні космічних променів, є фотоемульсії і рентгенівські плівки, іонізаційні камери, газорозрядні лічильники, лічильники нейтронів, черенковськие і сцинтиляційні лічильники, твердотільні напівпровідникові детектори, іскрові і дрейфові камери.

Ядерно-фізичні дослідження космічних променів здійснюються в основному за допомогою счетчіковие установок великої площі для реєстрації широких атмосферних злив, відкритих в 1938 (П. Оже). Лівні містять величезну кількість вторинних частинок, які утворюються при вторгненні однієї первинної частки з енергією ≥ 10 15 еВ. Основна мета таких спостережень - вивчення характеристик елементарного акту ядерного взаємодії при високих енергіях. Поряд з цим, вони дають інформацію про енергетичний спектр космічних променів при енергіях 10 15 -10 20 еВ, що дуже важливо для пошуку джерел і механізмів прискорення космічних променів.

Потік частинок з E ≈10 20 еВ, що вивчається методами широких атмосферних злив, дуже малий. Наприклад, на 1 м 2 на кордоні атмосфери за 1 млн. Років падає лише одна частинка з E≈ 10 19 еВ. Для реєстрації таких малих потоків необхідно мати великі площі з встановленими на них детекторами, щоб зареєструвати достатню кількість подій за розумний час. На 2016 на гігантських установках по реєстрації широких атмосферних злив різними групами вчених було зареєстровано, за різними оцінками, від 10 до 20 подій, породжених частинками з максимальними енергіями до 3 ∙ 10 20 еВ.

Спостереження в космофізичних аспекті проводяться досить різноманітними методами в залежності від енергії частинок. Варіації космічних променів з енергіями 10 9 -10 12 еВ вивчаються за даними світової мережі нейтронних моніторів, мюонних телескопів і ін. Детекторів. Однак наземні установки через атмосферного поглинання нечутливі до частинкам з енергією< 500 МэВ. Поэтому приборы для регистрации таких частиц поднимают на шарах-зондах в стратосферу до высот 30–35 км (рис. 3).

Позаатмосферні вимірювання потоку космічних променів з енергією 1-500 МеВ здійснюють за допомогою геофізичних ракет, ШСЗ та інших космічних апаратів (космічних зондів). Прямі спостереження космічних променів в міжпланетному просторі, розпочаті в 1960-х рр. на орбіті Землі (поблизу площини екліптики), з 1994 проводяться над полюсами Сонця (КА «Улісс», «Ulysses»). космічні зонди«Вояджер-1» ( «Voyager 1») ​​і «Вояджер-2» ( «Voyager 2»), запущені в 1977, вже досягли меж Сонячної системи. Так, перший з цих КА перетнув кордон геліосфери в 2004, другий - в 2007. Це сталося відповідно на відстанях 94 а.о. і 84 а.о. від сонця. На 2016 обидва апарати, мабуть, рухаються в хмарі міжзоряної пилу, в яке занурена Сонячна система.

Ряд цінних результатів дав метод космогенних ізотопів. Вони утворюються при взаємодії космічних променів з метеоритами і космічним пилом, з поверхнею Місяця і ін. Планет, з атмосферою або речовиною Землі. Космогенние ізотопи несуть інформацію про варіації космічних променів в минулому і про сонячно-земних зв'язках. Наприклад, за змістом радіовуглецю 14 С в річних кільцях дерев ( радіовуглецевий метод датування) Можна вивчати варіації інтенсивності космічних променів протягом декількох останніх тисяч років. За іншими довготривалим ізотопів (10 Be, 26 Al, 53 Mn і ін.), Що містяться в метеоритах, місячному грунті, в глибоководних морських відкладеннях, можна відновити картину змін інтенсивності космічних променів за минулі мільйони років.

З розвитком космічної техніки і радіохімічних методів аналізу стало можливим вивчення характеристик космічних променів по їх треках (слідами) в речовині. Треки утворюються ядрами космічних променів в метеоритах, місячному речовині, в спеціальних зразках-мішенях, що експонуються на ШСЗ і повертаються на Землю, в шоломах космонавтів, які працювали у відкритому космосі, і т. П. Використовується також непрямий метод вивчення космічних променів по ефектах іонізації, викликаються ними в нижній частині іоносфери, особливо в полярних широтах (наприклад, ефект посилення поглинання коротких радіохвиль). Крім ефектів іонізації, космічні промені викликають також утворення оксидів азоту в атмосфері. Разом з опадами (дощ і сніг) оксиди осідають і протягом багатьох років накопичуються в льодах Гренландії і Антарктиди. За їх змістом в колонках льоду (т. Н. Нітратний метод) можна судити про інтенсивність космічних променів в минулому (десятки і сотні років назад). Ці ефекти істотні головним чином при вторгненні в атмосферу сонячних космічних променів.

Походження космічних променів

Через високу изотропии космічних променів спостереження у Землі не дозволяють встановити, де вони утворюються і як розподілені у Всесвіті. На ці питання вперше відповіла радіоастрономія в зв'язку з відкриттям космічного синхротронного випромінювання в діапазоні частот 10 7 -10 9 Гц. Це випромінювання створюється електронами дуже високої енергії (10 9 -10 10 еВ) при їх русі в магнітних полях Галактики. Такі електрони, що є однією з компонент космічних променів, займають протяжну область, що охоплює всю Галактику і звану галактичним гало. У міжзоряних магнітних полях електрони рухаються подібно до інших заряджених частинок високої енергії - протонам і більш важким ядер. Різниця полягає лише в тому, що завдяки малій масі електрони, на відміну від більш важких частинок, інтенсивно випромінює радіохвилі і тим самим виявляють себе у віддалених частинах Галактики, будучи індикатором космічних променів.

У 1966 Г. Т. Зацепін і В. А. Кузьмін (СРСР) і К. грейзени (США) висловили припущення, що спектр космічних променів при енергіях вище 3 × 10 19 еВ повинен «обрізатися» (різко загинатися) через взаємодію високоенергічних частинок з реліктовим випромінюванням (т. н. GZK-ефект). Реєстрація декількох подій з енергією E ≈10 20 еВ може бути пояснена, якщо припустити, що джерела цих частинок віддалені від нас на відстані не більше 50 Мпк. В цьому випадку взаємодій космічних променів з фотонами реліктового випромінювання практично не відбувається через малу кількість фотонів на шляху частинки від джерела до спостерігача. Перші (попередні) дані, отримані в 2007 в рамках великого міжнародного «Проекту Оже», мабуть, вперше вказують на існування GZK-ефекту при E> 3 × 10 19 еВ. У свою чергу, це є аргументом на користь метагалактіческом походження космічних променів з енергією більше 10 20 ев, що значно вище обрізання спектру за рахунок GZK-ефекту. Для вирішення парадоксу GZK висловлюються різні ідеї. Одна з гіпотез пов'язана з можливим порушенням лоренцевской інваріантності при надвисоких енергіях, в рамках якої нейтральні і заряджені π-мезони можуть бути стабільними частинками при енергіях вище 10 19 еВ і входити до складу первинних космічних променів.

У поч. 1970-х рр. вивчення галактичних космічних променів малих енергій, що проводиться на космічних апаратах, привело до відкриття аномальної компоненти космічних променів. Її складають в повному обсязі іонізованниє атоми He, C, N, O, Ne і Ar. Аномальність проявляється в тому, що в області енергій від декількох одиниць до декількох десятків МеВ / нуклон спектр частинок істотно відрізняється від спектра галактичних космічних променів (рис. 4). Спостерігається зростання потоку частинок, пов'язане, як вважають, з прискоренням іонів на ударну хвилю на кордоні геліомагнітосфери і подальшої дифузією цих частинок у внутрішні райони геліосфери. Крім того, поширеність елементів аномальних космічних променів значно відрізняється від відповідних величин для галактичних космічних променів.

З іншого боку, за даними на червень 2008, отриманим з борту КА «Вояджер-1», було відзначено збільшення потоку космічних променів порівняно невисоких енергій (одиниці - десятки МеВ, рис. 5). Ці перші відомості про космічних променях, отримані безпосередньо з міжзоряного середовища, піднімають нові питання про джерела і природу (механізмах генерації) аномальної компоненти космічних променів.

Механізми прискорення космічних променів

Завершена теорія прискорення космічних частинок для всього енергетичного діапазону, в якому вони спостерігаються, поки не створена. Навіть відносно галактичних космічних променів запропоновані лише моделі, які пояснюють найбільш істотні факти. І це слід в першу чергу віднести величину щільності енергії космічних променів (≈ 1 еВ / см 3), а також ступеневу форму їх енергетичного спектру, не що зазнає будь-яких різких змін аж до енергії ≈ 3 × 10 15 еВ, де показник диференціального спектра всіх частинок змінюється з -2,7 на -3,1.

Нині основним джерелом галактичних космічних променів вважаються вибухи наднових зірок. Вимоги до енергетичної потужності джерел, що генерують космічні промені, досить високі (потужність генерації космічних променів повинна бути близько 3 · 10 33 Вт), так що звичайні зірки Галактики не можуть їм задовольняти. Однак така потужність може бути отримана від вибухів наднових зірок (В. Л. Гінзбург, С. І. Сироватський, 1963). Якщо під час вибуху виділяється енергія близько 10 44 Дж, а вибухи відбуваються з частотою 1 раз в 30-100 років, то їх сумарна потужність становить близько 10 35 Вт, і для забезпечення необхідної потужності космічних променів досить лише кількох відсотків енергії спалаху наднової.

При цьому, однак, залишається питання про формування спостережуваного спектру галактичних космічних променів. Проблема полягає в тому, що макроскопічну енергію намагніченою плазми (розширюється оболонки наднової) необхідно передати індивідуальним заряджених частинок, забезпечивши при цьому такий розподіл енергії, яке істотно відрізняється від теплового. Найбільш імовірним механізмом прискорення галактичних космічних променів до енергії близько 10 15 еВ (а можливо, і вище) представляється наступний. Рух скинутої під час вибуху оболонки породжує в навколишньому міжзоряному середовищі ударну хвилю (рис. 6). Дифузійне поширення заряджених частинок, захоплених в процес прискорення, дозволяє їм багаторазово перетинати фронт ударної хвилі (Г. Ф. Кримський, 1977). Кожна пара послідовних перетинів збільшує енергію частинки пропорційно вже досягнутої енергії (механізм, запропонований Е. Фермі, 1949), що і призводить до прискорення частинок. Зі збільшенням числа перетинів фронту ударної хвилі зростає і ймовірність залишити область прискорення, так що в міру зростання енергії кількість частинок падає приблизно за степеневим законом, причому прискорення виявляється досить ефективним, а спектр прискорених часток - досить жорстким: μE -2.

При деяких модельних припущеннях запропонована схема дає величину максимальної енергії E макс ~ 10 17 Z еВ, де Z - заряд прискореного ядра. Розрахунковий спектр космічних променів аж до максимально досяжної енергії виходить вельми жорстким (μЕ -2). Щоб компенсувати різницю між теоретичним (-2) і експериментальним (-2,7) показниками спектра, потрібно значне пом'якшення спектра в процесі поширення космічних променів. Таке пом'якшення може бути досягнуто за рахунок енергетичної залежності коефіцієнта дифузії частинок при їх русі від джерел до Землі.

Серед інших механізмів прискорення обговорюється, зокрема, прискорення на стоячій ударної хвилі при обертанні нейтронної зірки з потужним магнітним полем (~ 10 12 Гс). Максимальна енергія частинок при цьому може досягати (10 17 -10 18) Z еВ, а час ефективного прискорення - 10 років. Прискорення частинок можливо також в ударних хвилях, що утворюються при зіткненні галактик. Така подія може здійснюватися з частотою приблизно 1 раз в 5 · 10 8 років; максимально досяжна при цьому енергія оцінюється як 3 х 10 19 Z еВ. До аналогічної оцінці призводить і процес прискорення ударними хвилями в струменях, що генеруються активними ядрами галактик. Приблизно такі ж оцінки дають моделі, пов'язані з розглядом прискорення ударними хвилями, викликаними аккрецией речовини в галактичних скупченнях. Найбільші оцінки (до енергій близько 10 21 еВ) можна отримати в рамках моделі космологічного походження гамма-сплесків. Обговорюються також екзотичні сценарії, в яких звичайного прискорення частинок не потрібно зовсім. У подібних сценаріях космічні промені виникають в результаті розпадів або анігіляції т. Н. топологічних дефектів (космічні струни, монополі і т. д.), що виникли в перші миті розширення Всесвіту.

Проблеми і перспективи

Вивчення космічних променів дає цінні відомості про електромагнітні поля в різних областях космічного простору. Інформація, «записана» і «переноситься» частинками космічних променів на їх шляху до Землі, розшифровується при дослідженні варіацій космічних променів - просторово-часових змін потоку космічних променів під впливом динамічних, електромагнітних і плазмових процесів в міжзоряному просторі, всередині геліосфери (в потоці сонячного вітру) І в околиці Землі (в земній магнітосфері й атмосфері).

З іншого боку, в якості природного джерела частинок високої енергії космічні промені грають незамінну роль при вивченні будови речовини і взаємодій між елементарними частинками. Енергії окремих частинок космічних променів настільки великі, що вони ще довго будуть залишатися поза конкуренцією в порівнянні з частинками, прискореними найпотужнішими лабораторними прискорювачами. Так, максимальна енергія частинок (протонів), отриманих в більшості сучасних наземних прискорювачів, в основному не перевищує 10 12 еВ. Лише 3.6.2015 в ЦЕРНі на Великому адронному колайдері вперше вдалося прискорити протони до енергій 1,3 ∙ 10 13 еВ (при проектній максимальної енергії 1,4 ∙ 10 13 еВ).

Спостереження в різних космічних масштабах (Галактика, Сонце, магнітосфера Землі і т. Д.) Показують, що прискорення частинок відбувається в космічній плазмі всюди, де є досить інтенсивні неоднорідні руху і магнітні поля. Однак у великій кількості і до дуже високих енергій частки можуть прискорюватися тільки там, де плазмі повідомляється дуже велика кінетична енергія. Це як раз і відбувається в таких грандіозних космічних процесах, як спалахи наднових зірок, активність радиогалактик і квазарів.

У розумінні подібних процесів за останні десятиліття було досягнуто значного прогресу, проте залишається і багато питань. Як і раніше особливо гостра ситуація в області високих і екстремально високих енергій, де якість інформації (статистика даних) все ще не дозволяє зробити однозначні висновки про джерела космічних променів і механізмах їх прискорення. Можна сподіватися, що експерименти на Великому адронному колайдері дозволять отримати інформацію щодо адронних взаємодій аж до енергії ~ 10 17 еВ і значно звузити існуючу нині невизначеність, що виникає при екстраполяції феноменологических моделей адронних взаємодій в область надвисоких енергій. Установки по вивченню широких атмосферних злив наступного покоління повинні забезпечити прецизійні дослідження енергетичного спектру і складу космічних променів в області енергій 10 17 -10 19 еВ, де, мабуть, відбувається перехід від галактичних космічних променів до космічних променів екстрагалактіческого походження.

Поряд з величезною роллю космічних променів в астрофізичних процесах, важливо їх значення для вивчення далекого минулого Землі (змін клімату, еволюції біосфери і т. Д.), А також для вирішення деяких практичних завдань (наприклад, моніторинг та прогноз космічної погодиі забезпечення радіаційної безпеки космонавтів).

У поч. 21 в. все більшу увагу привертає можлива роль космічних променів в атмосферних і кліматичних процесах. Хоча щільність енергії космічних променів мала в порівнянні з величезною енергетикою різних атмосферних процесів, в деяких з них космічні промені, мабуть, грають вирішальну роль. У земній атмосфері на висотах менше 30 км космічні промені служать головним джерелом утворення іонів. Від щільності іонів багато в чому залежать процеси конденсації і освіти водяних крапель. Так, під час знижень інтенсивності галактичних космічних променів в області збурень сонячного вітру в міжпланетному просторі, викликаних сонячними спалахами (т. Зв. Ефект Форбуша), зменшується хмарність і рівень випадання опадів. Після спалахів на Сонці і приходу сонячних космічних променів на Землю величина хмарності і рівень опадів збільшуються. Ці зміни як в першому, так і в другому випадку становлять не менше 10%. Після вторгнення в полярні області Землі великих потоків прискорених частинок від Сонця спостерігається зміна температури у верхніх шарах атмосфери. Космічні промені активно беруть участь також в утворенні грозового електрики. У поч. 21 в. посилено вивчається вплив космічних променів на концентрацію озону і на інші процеси в атмосфері.

Всі перераховані ефекти детально досліджуються в рамках більш загальної проблеми сонячно-земних зв'язків. Особливий інтерес представляє розробка механізмів цих зв'язків. Зокрема, це відноситься до тригерних механізмом, при якому енергетично слабке первинне вплив на нестійку систему призводить до багаторазового посилення вторинних ефектів, наприклад до розвитку потужного циклону.

Доктор фізико-математичних наук Б. хрін, Науково-дослідний інститут ядерної фізики імені Д. В. Скобельцина МГУ ім. М. В. Ломоносова.

Крабоподібна туманність, вивчена в променях з різною довжиною хвилі. Блакитний колір - рентгенівські промені (НАСА, рентгенівська обсерваторія Чандра), зелений - оптичний діапазон (НАСА, обсерваторія Хаббл), червоний - інфрачервоне випромінювання (ЄКА, обсерваторія

Установка HESS в Намібії.

Енергетичний спектр гамма-квантів від Краба, виміряний на установці HESS (пряма лінія аппроксимирует цей спектр). Потік гамма-квантів з порогової енергією 1 ТеВ дорівнює (2,26 ± 0,08) x 10 ^-11см ^-2· з ^-1.

Розподіл напрямки приходу гамма-випромінювання з енергією 1-10 ГеВ в галактичних координатах, за даними супутника EGRET.

Детектор частинок обсерваторії П'єр Оже.

Детектор флуоресценції атмосфери: шість телескопів переглядають атмосферу в поле зору 0-30 ^пропо висоті над горизонтом і в поле зору 0-180 ^пропо азимуту.

Карта розташування детекторів обсерваторії П'єр Оже в провінції Мендоса, Аргентина. Точки - детектори частинок.

Космічний детектор ТУС буде спостерігати шал ультрависокої енергії з орбіти Землі.

Експериментальні дані про енергетичний спектр космічних променів в широкому діапазоні енергії первинної частки. Для компактного представлення даних диференціальна інтенсивність потоку частинок помножена на Е3.

Струмінь релятивистского газу, що викидається з еліптичної галактики М87.

Енергетичні спектри гамма-квантів, виміряні на установці HESS: трикутники - від джерела М87, гуртки - від Краба. Потік гамма-квантів з порогової енергією 1 ТеВ дорівнює (2,26 ± 0,08) x 10 ^–11см ^–2з ^– 1.

Минуло без малого сто років з того моменту, як були відкриті космічні промені - потоки заряджених частинок, що приходять із глибин Всесвіту. З тих пір зроблено багато відкриттів, пов'язаних з космічними випромінюваннями, а й загадок залишається ще чимало. Одна з них, можливо, найбільш інтригуюча: звідки беруться частки з енергією більше 10 20 ев, тобто майже мільярд трильйонів електронвольт, в мільйон разів більшою, ніж буде отримана в найпотужнішому прискорювачі - Великому адронному колайдері LHC? Які сили і поля розганяють частки до таких жахливих енергій?

Космічні промені відкрив в 1912 році австрійський фізик Віктор Гесс. Він був співробітником Радієвий інституту Відня і проводив дослідження іонізованих газів. На той час уже знали, що всі гази (і атмосфера в тому числі) завжди злегка ионизована, що свідчило про присутність радіоактивної речовини (подібного радію) або в складі газу, або поблизу приладу, що вимірює іонізацію, найімовірніше - в земній корі. Досліди з підйомом детектора іонізації на повітряній кулі були задумані для перевірки цього припущення, так як з віддаленням від поверхні землі іонізація газу повинна зменшуватися. Відповідь вийшла протилежний: Гесс виявив якесь випромінювання, інтенсивність якого зростала з висотою. Це наводило на думку, що воно приходить з космосу, але остаточно довести неземне походження променів вдалося тільки після численних дослідів (Нобелівську премію В. Гессові присудили лише в 1936 році). Нагадаємо, що термін «випромінювання» не означає, що ці промені мають чисто електромагнітну природу (як сонячне світло, радіохвилі або рентгенівське випромінювання); його використовували при відкритті явища, природа якого ще не була відома. І хоча незабаром з'ясувалося, що основна компонента космічних променів - прискорені заряджені частинки, протони, термін зберігся. Вивчення нового явища швидко стало давати результати, які прийнято відносити до «передового краю науки».

Відкриття космічних частинок дуже високої енергії відразу ж (ще задовго до того, як був створений прискорювач протонів) викликало питання: який механізм прискорення заряджених частинок в астрофізичних об'єктах? Сьогодні ми знаємо, що відповідь виявився нетривіальним: природний, «космічний» прискорювач кардинально відрізняється від прискорювачів рукотворних.

Незабаром з'ясувалося, що космічні протони, пролітаючи крізь речовину, взаємодіють з ядрами його атомів, народжуючи невідомі до цього нестабільні елементарні частинки (їх спостерігали в першу чергу в атмосфері Землі). Дослідження механізму їх народження відкрило плідний шлях для побудови систематики елементарних частинок. в лабораторії протони й електрони навчилися прискорювати і отримувати величезні їх потоки, незрівнянно більш щільні, ніж в космічних променях. В кінцевому рахунку саме досліди по взаємодії частинок, які отримали енергію в прискорювачах, привели до створення сучасної картини мікросвіту.

У 1938 році французький фізик П'єр Оже відкрив чудове явище - зливи вторинних космічних частинок, які виникають в результаті взаємодії первинних протонів і ядер екстремально високих енергій з ядрами атомів атмосфери. Виявилося, що в спектрі космічних променів є частинки з енергією близько 10 15 -10 18 еВ - в мільйони разів більше енергії частинок, прискорених в лабораторії. Академік Дмитро Володимирович Скобельцина надав особливого значення вивченню таких частинок і відразу після війни, в 1947 році, разом з найближчими колегами Г. Т. Зацепіним і Н. А. Добротіним організував комплексні дослідження каскадів вторинних частинок в атмосфері, названих широкими атмосферними зливами (шал) . Історію перших досліджень космічних променів можна знайти в книгах Н. Добротін і В. Россі. Згодом школа Д. В. Скобельцина виросла в одну з найсильніших у світі і довгі роки визначала основні напрямки у вивченні космічних променів надвисоких енергій. Її методи дозволили розширити діапазон досліджуваних енергій від 10 9 -10 13 еВ, що реєструються на повітряних кулях і супутниках, до 10 13 -10 20 еВ. Особливо привабливими ці дослідження робили два аспекти.

По-перше, з'явилася можливість використовувати створені самою природою протони високої енергії для вивчення їх взаємодії з ядрами атомів атмосфери і розшифровки найтоншої структури елементарних частинок.

По-друге, з'явилася можливість відшукати в космосі об'єкти, здатні прискорити частинки до екстремально високих енергій.

Перший аспект виявився не настільки плідним, як хотілося: вивчення тонкої структури елементарних частинок зажадало набагато більше даних про взаємодію протонів, ніж дозволяють отримати космічні промені. Разом з тим важливий внесок в уявлення про мікросвіті дало вивчення залежності найзагальніших характеристик взаємодії протонів від їх енергії. Саме при вивченні шал виявили особливість в залежності кількості вторинних частинок і їх розподілу по енергіях від енергії первинної частки, пов'язану з кварк-глюонної структурою елементарних частинок. Ці дані пізніше підтвердилися в дослідах на прискорювачах.

Сьогодні побудовані достовірні моделі взаємодії космічних променів з ядрами атомів атмосфери, що дозволили вивчити енергетичний спектр і склад їх первинних частинок найвищих енергій. Стало ясно, що космічні промені в динаміці розвитку Галактики грають не меншу роль, ніж її поля і потоки міжзоряного газу: питома енергія космічних променів, газу і магнітного поля приблизно рівні 1 еВ в см 3. При такому балансі енергії в міжзоряному середовищі природно припустити, що прискорення частинок космічних променів відбувається, швидше за все, в тих же об'єктах, які відповідають за нагрівання і викид газу, наприклад в Нових і наднових зірок при їх вибуху.

Перший механізм прискорення космічних променів запропонував Енріко Фермі для протонів, хаотично стикаються з намагніченими хмарами міжзоряного плазми, але не зміг пояснити всіх експериментальних даних. У 1977 році академік Гермоген Пилипович Кримський показав, що цей механізм повинен набагато сильніше прискорювати частинки в залишках наднових на фронтах ударних хвиль, швидкості яких на порядки вище швидкостей хмар. Сьогодні достеменно показано, що механізм прискорення космічних протонів і ядер ударною хвилею в оболонках наднових найбільш ефективний. Але відтворити його в лабораторних умовах навряд чи вдасться: прискорення відбувається порівняно повільно і вимагає величезних витрат енергії для утримання прискорених частинок. В оболонках наднових ці умови існують завдяки самій природі вибуху. Чудово, що прискорення космічних променів відбувається в унікальному астрофизичному об'єкті, який відповідає за синтез важких ядер (важчих за гелій), дійсно присутніх в космічних променях.

У нашій Галактиці відомі кілька наднових віком менше тисячі років, які спостерігалися неозброєним оком. Найбільш відомі Крабовидная туманність в сузір'ї Тельця ( «Краб» - залишок спалаху наднових в 1054 році, зазначеної в східних літописах), Кассіопея-А (її спостерігав в 1572 році астроном Тихо Браге) і Наднова Кеплера в сузір'ї Змієносця (1680). Діаметри їх оболонок сьогодні складають 5-10 світлових років (1 св. Рік = 10 16 м), тобто вони розширюються зі швидкістю близько 0,01 швидкості світла і знаходяться на відстанях приблизно десять тисяч світлових років від Землі. Оболонки наднових ( «туманностей») в оптичному, в радіо-, рентгенівському і гамма-діапазонах спостерігали космічні обсерваторії Чандра, Хаббл і Спітцер. Вони достовірно показали, що в оболонках дійсно відбувається прискорення електронів і протонів, що супроводжується рентгенівським випромінюванням.

Наповнити міжзоряний простір космічними променями з виміряної питомою енергією (~ 1 еВ в см 3) могли б близько 60 залишків наднових молодше 2000 років, в той час як їх відомо менше десяти. Цей брак пояснюється тим, що в площині Галактики, там, де зосереджені зірки і наднові в тому числі, дуже багато пилу, яка не пропускає світло до спостерігача на Землі. Спостереження в рентгенівському і гамма-випромінювання, для яких пиловий шар прозорий, дозволив розширити список спостережуваних «молодих» наднових оболонок. Останньою з таких знову відкритих оболонок стала Наднова G1.9 + 0.3, яка спостерігається за допомогою рентгенівського телескопа «Чандра» починаючи з січня 2008 року. Оцінки розміру і швидкості розширення її оболонки показують, що вона спалахнула приблизно 140 років тому, але не була видна в оптичному діапазоні через повного поглинання її світла пиловим шаром Галактики.

До даних про наднових, що вибухають у нашій Галактиці Чумацький Шлях, додаються значно багатші статистичні дані про наднових в інших галактиках. Прямим підтвердженням присутності прискорених протонів і ядер служить гамма-випромінювання з високою енергією фотонів, що виникають в результаті розпаду нейтральних піонів - продуктів взаємодії протонів (і ядер) з речовиною джерела. Такі фотони найвищих енергій спостерігають за допомогою телескопів, які реєструють світіння Вавилова - Черенкова, що випромінюється вторинними частками шал. Найдосконаліший інструмент такого типу - установка з шести телескопів, створена при співпраці HESS в Намібії. Гамма-випромінювання Краба було виміряно першим, і його інтенсивність стала мірою інтенсивності для інших джерел.

Отриманий результат не тільки підтверджує наявність механізму прискорення протонів і ядер в наднових, а й дозволяє також оцінити спектр прискорених частинок: спектри «вторинних» гамма-квантів і «первинних» протонів і ядер дуже близькі. Магнітне поле в Крабі і його розмір допускають прискорення протонів до енергій близько 10 15 еВ. Спектри частинок космічних променів в джерелі і в міжзоряному середовищі дещо відрізняються, тому що ймовірність виходу частинок з джерела і час життя частинок в Галактиці залежать від енергії і заряду частинки. Порівняння енергетичного спектра і складу космічних променів, виміряних у Землі, зі спектром і складом в джерелі дозволило зрозуміти, як довго подорожують частки серед зірок. Ядер літію, берилію і бору в космічних променях у Землі виявилося значно більше, ніж в джерелі, - їх додаткова кількість з'являється в результаті взаємодії більш важких ядер з міжзоряним газом. Вимірявши цю різницю, вирахували кількість Х того речовини, через яке пройшли космічні промені, блукаючи в міжзоряному середовищі. У ядерній фізиці кількість речовини, яке зустрічає частка на своєму шляху, вимірюють в г / см 2. Це пов'язано з тим, що для обчислення зменшення потоку частинок в зіткненнях з ядрами речовини треба знати число зіткнень частинки з ядрами, що мають різну поперечну до напрямку частки площа (перетин). Висловлюючи кількість речовини в цих одиницях, для всіх ядер виходить єдина шкала вимірювання.

Експериментально знайдене значення X ~ 5-10 г / см 2 дозволяє оцінити час життя t космічних променів в міжзоряному середовищі: t X / ρc, де c - швидкість частинок, приблизно дорівнює швидкості світла, ρ ~ 10 -24 г / см3 - середня щільність міжзоряного середовища. Звідси час життя космічних променів - близько 10 8 років. Це час набагато перевищує час прольоту частинки, що рухається зі швидкістю с по прямій від джерела до Землі (3 × 10 4 років для самих далеких джерел на протилежній від нас стороні Галактики). Це означає, що частинки рухаються не по прямій, а відчувають розсіювання. Хаотичні магнітні поля галактик з індукцією В ~ 10 -6 Гаусса (10 -10 тесла) рухають їх по колу радіусом (гірорадіусом) R = E / 3 x 10 4 B, де R в м, Е - енергія частинки в еВ, В - індукція магнітного поля в гаусах. При помірних енергіях частинок Е< 10 17 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·10 20 м).

Приблизно по прямій приходити від джерела будуть тільки частинки з енергією Е H> 10 19 еВ. Тому напрямок створюють шал частинок з енергією менше 10 19 еВ не вказує на їх джерело. У цій області енергій залишається тільки спостерігати вторинні випромінювання, що генеруються в самих джерелах протонами і ядрами космічних променів. У доступній для спостереження області енергій гамма-випромінювання (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.

Подання про космічних променях як «місцевому» галактичному явище виявилося вірно лише для частинок помірних енергій 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.

У 1958 році Георгій Борисович Хрістіансен і Герман Вікторович Куликов відкрили різка зміна виду енергетичного спектра космічних променів при енергії близько 3 × 10 15 еВ. При енергіях менше цього значення експериментальні дані про спектр частинок зазвичай представляли в «статечному» вигляді так, що число часток N із заданою енергією E вважалося обернено пропорційним енергії частки в ступеня γ: N (E) = a / E γ (γ - диференційний показник спектра). До енергії 3 × 10 15 еВ показник γ = 2,7, але при переході до великих енергій енергетичний спектр відчуває «злам»: для енергій Е> 3 × 10 15 еВ γ стає 3,15. Ця зміна спектра природно пов'язати з наближенням енергії прискорених частинок до максимально можливого значення, обчисленому для механізму прискорення в наднових. На користь такого пояснення зламу спектра говорить і ядерний склад первинних частинок в області енергій 10 15 -10 17 еВ. Найбільш надійні відомості про нього дають комплексні установки шал - «МГУ», «Тунк», «Тибет», «Каскад». З їх допомогою отримують не тільки відомості про енергію первинних ядер, але і параметри, що залежать від їх атомних номерів, - «ширину» зливи, співвідношення між кількістю електронів і мюонів, між кількістю самих енергійних електронів і загальним їх кількістю. Всі ці дані свідчать, що з ростом енергії первинних частинок від лівої межі спектра до його зламу до енергії після зламу відбувається збільшення їх середньої маси. Така зміна складу частинок по масам узгоджується з моделлю прискорення частинок в наднових - воно обмежене максимальною енергією, що залежить від заряду частинки. Для протонів ця максимальна енергія близько 3 × 10 15 еВ і збільшується пропорційно заряду ускоряемой частки (ядра), так що ядра заліза ефективно прискорюються аж до ~ 10 17 еВ. Інтенсивність потоків частинок з енергією, що перевищує максимальну, швидко падає.

Але реєстрація частинок ще більших енергій (~ 3 × 10 18 еВ) показала, що спектр космічних променів не тільки не обривається, але повертається до виду, що спостерігається до зламу!

Вимірювання енергетичного спектра в області «ультрависокої» енергії (Е H> 10 18 еВ) дуже важкі через малу кількість таких частинок. Для спостереження цих рідкісних подій необхідно створювати мережу з детекторів потоку частинок шал і породжених ними в атмосфері випромінювання Вавилова - Черенкова і іонізаційного випромінювання (флуоресценції атмосфери) на площі в сотні і навіть тисячі квадратних кілометрів. Для подібних великих, комплексних установок вибирають місця з обмеженою господарською діяльністю, але з можливістю забезпечити надійну роботу величезного числа детекторів. Такі установки були побудовані спочатку на площах в десятки квадратних кілометрів (Якутськ, Хавера Парк, Акено), потім в сотні (AGASA, Fly's Eyе, HiRes), і, нарешті, зараз створюються установки в тисячі квадратних кілометрів (обсерваторія П'єр Оже в Аргентині, телескопічна установка в штаті Юта, США).

Наступним кроком у вивченні космічних променів ультрависокої енергії стане розвиток методу реєстрації шал зі спостереження флуоресценції атмосфери з космосу. В кооперації з декількома країнами в Росії створюється перший космічний детектор шал, проект ТУС. Ще один такий детектор передбачається встановити на Міжнародній космічній станції МКС (проекти JEM-EUSO і КЛПВЕ).

Що ми сьогодні знаємо про космічних променях ультрависокої енергії? На нижньому малюнку представлений енергетичний спектр космічних променів з енергією вище 10 18 еВ, який отриманий на установках останнього покоління (HiRes, обсерваторія П'єр Оже) разом з даними про космічних променях менших енергій, які, як було показано вище, належать Галактиці Чумацький Шлях. Видно, що при енергіях 3 × 10 18 -3 × 10 19 еВ показник диференціального енергетичного спектра зменшився до значення 2,7-2,8, саме такого, який спостерігається для галактичних космічних променів, коли енергії частинок набагато менше гранично можливих для галактичних прискорювачів . Чи не служить це вказівкою на те, що при ультрависоких енергіях основний потік частинок створюють прискорювачі позагалактичного походження з максимальною енергією значно більше галактичної? Злам у спектрі галактичних космічних променів показує, що внесок позагалактичних космічних променів різко змінюється при переході від області помірних енергій 10 14 -10 16 еВ, де він приблизно в 30 разів менше вкладу галактичних (спектр, позначений на малюнку пунктиром), до області ультрависоких енергій , де він стає домінуючим.

В останні десятиліття накопичені численні астрономічні дані про позагалактичних об'єктах, здатних прискорювати заряджені частинки до енергій набагато більш як 10 19 еВ. Очевидною ознакою того, що об'єкт розміром D може прискорювати частинки до енергії Е, служить наявність на всьому протязі цього об'єкта магнітного поля В такого, що гірорадіус частки менше D. До таких джерел-кандидатам відносяться радіогалактики (випускають сильні радіовипромінювання); ядра активних галактик, що містять чорні діри; зіштовхуються галактики. Всі вони містять струменя газу (плазми), що рухаються з величезними швидкостями, що наближаються до швидкості світла. Такі струменя грають роль ударних хвиль, необхідних для роботи прискорювача. Щоб оцінити їх внесок в спостережувану інтенсивність космічних променів, потрібно врахувати розподіл джерел по відстанях від Землі і втрати енергії частинок в міжгалактичному просторі. До відкриття фонового космічного радіовипромінювання міжгалактичний простір здавалося «порожнім» і прозорим не тільки для електромагнітного випромінювання, але і для частинок ультрависокої енергії. Щільність газу в міжгалактичному просторі, за астрономічними даними, настільки мала (10 -29 г / см 3), що навіть на великих відстанях в сотні мільярдів світлових років (10 24 м) частки не зустрічають ядер атомів газу. Однак, коли виявилося, що Всесвіт наповнений мало енергійними фотонами (приблизно 500 фотонів / см 3 з енергією Е ф ~ 10 -3 еВ), що залишилися після Великого вибуху, стало ясно, що протони і ядра з енергією більше Е ~ 5 · 10 19 еВ, межі грейзени - Зацепіна - Кузьміна (ДЗК), повинні взаємодіяти з фотонами і на шляху більш десятків мільйонів світлових років втрачати більшу частину своєї енергії. Таким чином, переважна частина Всесвіту, яка перебуває на відстанях більше 10 7 світлових років від нас, виявилася недоступною для спостереження в променях з енергією більше 5 · 10 19 еВ. Останні експериментальні дані про спектр космічних променів ультрависокої енергії (установка HiRes, обсерваторія П'єр Оже) підтверджують існування цього енергетичного межі для частинок, що спостерігаються з Землі.

Як видно, вивчати походження космічних променів ультрависокої енергії надзвичайно важко: основна частина можливих джерел космічних променів найвищих енергій (вище межі ДЗК) знаходяться настільки далеко, що частинки на шляху до Землі втрачають придбану в джерелі енергію. А при енергіях менше межі ГЗК відхилення частинок магнітним полем Галактики ще велике, і напрямок приходу частинок навряд чи зможе вказати положення джерела на небесній сфері.

У пошуку джерел космічних променів ультрависокої енергії використовують аналіз кореляції експериментально виміряного напрямку приходу частинок з досить високими енергіями - такими, що поля Галактики несильно відхиляють частки від напрямку на джерело. Установки попереднього покоління поки не дали переконливих даних про кореляції напрямку приходу частинок з координатами будь-якого спеціально виділеного класу астрофізичних об'єктів. Останні дані обсерваторії П'єр Оже можна розглядати як надію на отримання в найближчі роки даних про роль джерел типу AGN в створенні інтенсивних потоків частинок з енергією порядку межі ГЗК.

Цікаво, що на установці AGASA були отримані свідчення про існування «порожніх» напрямків (таких, де немає ніяких відомих джерел), за якими за час спостереження приходять дві і навіть три частки. Це викликало великий інтерес у фізиків, що займаються космологією - наукою про походження і розвиток Всесвіту, нерозривно пов'язаної з фізикою елементарних частинок. Виявляється, що в деяких моделях структури мікросвіту і розвитку Всесвіту (теорії Великого вибуху) передбачено збереження в сучасному Всесвіті надмасивних елементарних частинок з масою близько 10 23 -10 24 еВ, з яких має складатися речовина на самій ранній стадії Великого вибуху. Їх розподіл у Всесвіті не дуже ясно: вони можуть бути або рівномірно розподілені в просторі, або «притягнуті» до масивних областям Всесвіту. Головна їхня особливість у тому, що ці частинки нестабільні і можуть розпадатися на більш легкі, в тому числі на стабільні протони, фотони і нейтрино, які набувають величезні кінетичні енергії - більше 10 20 ев. Місця, де збереглися такі частинки (топологічні дефекти Всесвіту), можуть виявитися джерелами протонів, фотонів або нейтрино ультрависокої енергії.

Як і в разі галактичних джерел, існування позагалактичних прискорювачів космічних променів ультрависокої енергії підтверджують дані детекторів гамма-випромінювання, наприклад телескопи установки HESS, спрямовані на перераховані вище позагалактичні об'єкти - кандидати в джерела космічних променів.

Серед них найперспективнішими виявилися ядра активних галактик (AGN) із струменями газу. Один з найбільш добре вивчених на установці HESS об'єктів - галактика М87 в сузір'ї Діва, на відстані 50 мільйонів світлових років від нашої Галактики. В її центрі знаходиться чорна діра, яка забезпечує енергією процеси поблизу неї і, зокрема, гігантську струмінь плазми, що належить цій галактиці. Прискорення космічних променів в М87 прямо підтверджують спостереження її гамма-випромінювання, енергетичний спектр фотонів якого з енергією 1-10 ТеВ (10 12 -10 13 еВ), що спостерігається на установці HESS. Видимий інтенсивність гамма-випромінювання від М87 становить приблизно 3% від інтенсивності Краба. З урахуванням різниці в відстані до цих об'єктів (5000 разів) це означає, що світність М87 перевищує світність Краба в 25 мільйонів разів!

Моделі прискорення частинок, створені для цього об'єкта, показують, що інтенсивність частинок, прискорених в М87, може бути така велика, що навіть на відстані 50 мільйонів світлових років внесок цього джерела зможе забезпечити спостережувану інтенсивність космічних променів з енергією вище 10 19 еВ.

Але ось загадка: в сучасних даних про шал у напрямку на це джерело немає надлишку частинок з енергією близько 10 19 еВ. А не проявиться чи це джерело в результатах майбутніх космічних експериментів, при таких енергіях, коли далекі джерела вже не дають вкладу в спостережувані події? Ситуація зі зламом в енергетичному спектрі може повторитися ще раз, наприклад при енергії 2 × 10 20. Але на цей раз джерело має бути видно в вимірах напрямки траєкторії первинної частки, так як енергії> 2 × 10 20 ев настільки великі, що частки не повинні відхилятися в галактичних магнітних полях.

Як бачимо, після столітньої історії вивчення космічних променів ми знову чекаємо нових відкриттів, на цей раз космічного випромінювання ультрависокої енергії, природа якого поки невідома, але може відігравати важливу роль в будову Всесвіту.

література

Добротін Н. А. Космічні промені. - М .: Изд. АН СРСР, 1963.

Мурзін В. С. Введення в фізику космічних променів. - М .: Изд. МГУ, 1988.

Панасюк М. І. Мандрівники Всесвіту, або Відлуння Великого вибуху. - Фрязіно: «Век2», 2005.

Россі Б. Космічні промені. - М .: Атомиздат, 1966.

Хренов Б. А. Релятивістські метеори // Наука в Росії, 2001 № 4.

Хренов Б. А. та Панасюк М. І. Посланці космосу: далекого або ближнього? // Природа, 2006, № 2.

Хренов Б. А. і Клімов П. А. Очікується відкриття // Природа, 2008, № 4.