Rayos cósmicos. Rayos cósmicos: composición y origen. Efectos de modulación en rayos cósmicos

Rayos cósmicos

¿Qué son los rayos cósmicos?

Viajando por las infinitas extensiones del universo, encontrando muchas sorpresas y todo tipo de influencias externas en su camino. Y una de estas influencias resulta ser los rayos del espacio.
Rayos cósmicos - estas son partículas con y sin carga, que llegan desde las extensiones universales a la superficie de la Tierra, permaneciendo en la capa de aire de nuestro planeta. Física de rayos cósmicos se ha convertido en una zona con un futuro muy prometedor. Porque al examinar los rayos cósmicos, los científicos pueden comprender mejor los procesos que tienen lugar en Estrellas , en nuestro y no solo Galaxias ... Esas tremendas oportunidades podrán brindarnos rayos cósmicos .

Física de rayos cósmicos e historia de los descubrimientos

Rayos cósmicos se hizo conocido por casualidad en 1900 d. al medir la cantidad de ionización y conductividad eléctrica del gas, por medio de electroscopios. Físicos alemanes Julius Elster y Hans Geitel de forma autónoma entre sí, descubrieron un origen natural desconocido de la ionización del aire.

Físico escocés Charles Wilson mientras estaba en Gran Bretaña y trabajaba con cámara de ionización , concluyó que la radiación entrante tiene una causa extraterrestre. Con la ayuda de una cámara blindada, Wilson descubrió que la propiedad de penetración de la radiación desconocida es más fuerte que la de los rayos X y los rayos gamma, y ​​le dio el nombre. ionización ultra-gamma .

Lo siento, estudio de seguimiento rayos cósmicos ralentizó ligeramente el proceso de estudio de la física en esta área. Ernest Rutherford , al mismo tiempo, hizo muchos experimentos sobre la protección del detector con plomo y dio una explicación de esto, como la actividad gamma del material de construcción. Posteriormente, el electrómetro más sensible arrojó resultados que mostraron que la ionización se realizaba menos sobre los reservorios y se asumió que esta ionización es consecuencia de la radiactividad de la litosfera en el espectro gamma. Me parece muy gracioso - lo que vino de espacio interpretado como si la fuente estuviera en el suelo.
Durante mucho tiempo, los científicos han estado recopilando datos experimentales. Experimentaron tanto directamente en el suelo como en altura, por ejemplo, en la Torre Eiffel y en un globo. Y después 25 años, en 25 -th año del siglo pasado, un científico físico Robert Millikan de América llevó a cabo una serie de mediciones de la absorción de agua de la radiación a gran altitud en cuerpos de agua ubicados a una altitud 3.6 y sobre 2 -x km. Como resultado de las mediciones, resultó que radiación apuntando hacia abajo a través del aire.
Millikan llama a este fenómeno por primera vez rayos cósmicos ... Esto se verá como un verdadero avance en el estudio de este fenómeno. Pero aún, el origen de los rayos cósmicos los científicos no entendieron. Un físico soviético hizo una gran contribución a la comprensión de los rayos Dmitry Skobeltsin ... Él, a través de experimentos, estableció que rayos cósmicos estas son partículas que tienen carga eléctrica y provocan en el aire duchas partículas. Después teoría de la ducha estas partículas son elaboradas por un físico Lev Landau .
V 36 año del siglo pasado Victor Hess galardonado con el Premio Nobel por identificar rayos cósmicos . 24 Pasaron años antes de que se dieran cuenta del valor fundamental de este fenómeno. En ese momento ya estaba claro que rayos cósmicos se trata, en la mayoría de los casos, de partículas con carga positiva y muy alta energía.
Periodo de estudio desde 30 -x para 55 -s, se convirtió en una era partículas fundamentales v rayos cósmicos ... En ese momento, descubrieron paso a paso: positrones, muones, bimesones etc. Cuanto más potentes se volvían los aceleradores, mayor era el rango de energía activa en física, lo que permitió estudiar en detalle los fenómenos en rayos cósmicos ... Sin embargo, los límites superiores de energía, que en los rayos cósmicos son ahora 3x10 20 Los electronvoltios, como antes, son un orden de magnitud superior a los resultados incorporados en los laboratorios.

Por ejemplo, para entender la superioridad: en TANQUE (Gran Colisionador de Hadrones) las partículas se aceleran a una energía de 14x10 12 grado electronvoltios, que es aproximadamente 10 millones veces menos. Por cierto, recuerda el período de tiempo en el que dijiste eso TANQUE Causará agujeros negros, lo que conducirá a la muerte de la humanidad. Como se desprende de lo anterior, en la atmósfera durante mucho tiempo, los eventos han estado ocurriendo energéticamente más poderosos que los creados en TANQUE ... Y esto no impidió el desarrollo de la humanidad. Rayos cosmos como si fueran " aceleradores naturales«.
Obviamente, la mayoría rayos cósmicos llega a nosotros desde Soles ... Pero en 1960 año V.L. Ginzburg y S. I. Syrovatsky expresó la opinión de que rayos cósmicos nacen en la galaxia durante las explosiones de supernovas. Y ya despues 8 años, se detectan rayos gamma de alta energía de la galaxia. Posteriormente, se desarrollaron las teorías de los científicos para su consideración extragaláctico huellas rayos cósmicos y partículas del universo joven.
Suficiente historia de los rayos cósmicos , discutamos de qué son rayos cósmicos .

Composición y origen de los rayos cósmicos

Como se mencionó anteriormente, a través de rayos cósmicos , registró experimentalmente partículas como positrón, muón, bimesón ... Sin embargo, la composicin rayos cósmicos estas partículas son extremadamente pocas. La mayoría rayos cósmicos inventar protones , se trata de 90% de todos los rayos que vienen del espacio. Sobre 7% inventar partículas alfa , es decir. núcleos de helio , y solo una pequeña parte sobre 1% estos granos son un orden de magnitud más pesados, por ejemplo, carbón y planchar ... Sorprendentemente, estos núcleos "pesados" provienen precisamente de galaxias .
Rayos cósmicos que llegan de nuestras estrellas tienen una composición, en la mayoría de los casos, estos son protones 98% ... Qué rayos cósmicos de la galaxia consisten en núcleos pesados, es elemental que nacen como resultado de la formación (explosión) supernovas .
Por cierto, rayos cósmicos confirmado LUEGO (Teoría de la relatividad ). Lo que lo hace aún más importante rayos cósmicos .
Cuando protón interactúa con la atmósfera terrestre, surge lluvia de partículas ... Consideremos este fenómeno con más detalle. Cuando expuesto rayos cósmicos a núcleos atómicos de gases del aire, en la mayoría de los casos con núcleos N 2 y O 2 , primario rayos cósmicos , como regla, dan a luz una gran cantidad de partículas secundarias iones, protones, neutrones, muones, electrones, positrones y fotones ... Este arroyo tiene un área enorme y lleva el nombre de la gran ducha de aire ... Para una interacción, el protón, por regla general, cede aproximadamente la mitad de su potencial energético. Como resultado de este acto nacen en la mayoría de los casos. peonías ... Cada acto siguiente de la partícula primaria crea una corriente de nuevas partículas que se adhieren a la trayectoria de la partícula primaria, creando ducha ... Creado por peonías Por lo general, afectan los núcleos atómicos del aire, pero también pueden destruirse, creando muónico y electrón-fotón componentes de flujo. Como resultado, los núcleos de la partícula no llegan finalmente al suelo "reencarnando" en muones, neutrinos y cuantos gamma .

Detección de rayos cósmicos

¿Cómo se detectan los rayos del espacio y qué datos quieren obtener los científicos de este fenómeno?

Porque espectro de energía rayos cósmicos enorme de 10 6 antes de 10 20 electronvoltio , los métodos de detección y seguimiento son extremadamente diversos. Por ejemplo, se trata de estructuras terrestres de un territorio enorme para detectar grandes cascadas de aire ( duchas ). Estas estructuras pueden detectar rastros rayos cósmicos además, se observa una amplia parte del cielo. Estos detectores son capaces de trabajar más de 90% tiempo. Desafortunadamente, estas estructuras son muy sensibles a Radiación de fondo , ya veces es muy difícil distinguir entre partículas que llegan del espacio y partículas terrestres.

Radiación de Cherenkov
Otra forma de registrarse es usar Radiación de Cherenkov ... Cuando ciertas partículas, como las cósmicas, se mueven más rápido velocidad de la luz en algún entorno, aparece radiación llamado Cherenkovsky , que se detecta. Estos telescopios, aunque pueden distinguir perfectamente entre la radiactividad de fondo y rayos cósmicos , pero funcionan solo en un clima nocturno despejado, cuando no hay luna en el cielo y tienen un campo de visión diminuto. Y estos telescopios se pueden investigar durante un breve período de tiempo.

Telescopio Veritas
El telescopio más popular para registrar la radiación de Cherenkov es Veritas y Tiene ... Los telescopios detectan radiación gamma , es decir. cherenkovskoe. Pudieron hacer una enorme contribución al estudio de púlsares, quásares, cúmulos de estrellas, estallidos de rayos gamma y al estudio el origen de los rayos cósmicos fuera de la galaxia y el agujero negro supermasivo que es el centro de la Vía Láctea.
Hay otras formas de registrarse rayos cósmicos , así como las consecuencias que provocan, pero todas tienen relación solo con su efecto con algunos materiales, ya sea plástico, nitrógeno o vapor de agua sobresaturado, etc.

El uso de rayos cósmicos

¿Existe una aplicación práctica de los rayos cósmicos?

Pirámides egipcias
Definitivamente si. Por ejemplo, investigando estructuras Pirámides egipcias ... En proceso de exposición rayos cósmicos en la atmósfera, como se señaló anteriormente, aparecen muones ... Y con la ayuda radiografía de muones o como dice en "Natural" , los científicos pudieron "ver" vacíos aún inexplorados en las pirámides. En general, esto sugiere que hoy Física fundamental de partículas y rayos cósmicos , podrá hacer nuevos descubrimientos en arqueología.

Neutrino
Pero echemos un vistazo más de cerca a este fenómeno. Realmente, rayos cósmicos son las fuentes de estos "esquivos" neutrino excitando el mundo científico. Más probable, rayos cósmicos puede darnos información sobre tales " teórico»Partículas como magneto-monopolos o gravitones , que aún no podemos investigar, debido a la incapacidad de crear las condiciones necesarias con nuestros aceleradores modernos. Además, relicto de radiación esta es una de las variedades rayos cósmicos ... Y las auroras boreales también son consecuencia de la manifestación rayos cósmicos .

Los rayos cósmicos (radiación) son partículas que llenan el espacio interestelar y bombardean constantemente la Tierra. Fueron descubiertos en 1912 por el físico austriaco Hess usando una cámara de ionización en un globo. Las energías máximas de los rayos cósmicos son 10 21 eV, es decir, son muchos órdenes de magnitud superiores a las energías disponibles para los aceleradores modernos (10 12 eV). Por tanto, el estudio de los rayos cósmicos juega un papel importante no solo en la física del espacio, sino también en la física de las partículas elementales. Varias partículas elementales se descubrieron por primera vez precisamente en los rayos cósmicos (positron - Anderson, 1932; muon () - Neddermeier y Anderson, 1937; pion () - Powell, 1947). Aunque los rayos cósmicos incluyen no solo partículas cargadas, sino también neutras (especialmente una gran cantidad de fotones y neutrinos), las partículas cargadas generalmente se denominan rayos cósmicos.

Cuando se habla de rayos cósmicos, es necesario aclarar qué rayos se están discutiendo. Se distinguen los siguientes tipos de rayos cósmicos:

1. Rayos cósmicos galácticos - partículas cósmicas que llegan a la Tierra desde las entrañas de nuestra Galaxia. No incluyen partículas generadas por el sol.

2. Rayos cósmicos solares - partículas cósmicas generadas por el sol.

El flujo de rayos cósmicos galácticos que bombardean la Tierra es aproximadamente isótropo y constante en el tiempo y asciende a 1 partícula / cm 2 s (antes de entrar en la atmósfera terrestre). La densidad de energía de los rayos cósmicos galácticos es 1 eV / cm 3, que es comparable a la energía total de la radiación electromagnética de las estrellas, el movimiento térmico del gas interestelar y el campo magnético galáctico. Por tanto, los rayos cósmicos son un componente importante de la Galaxia.

Composición de los rayos cósmicos galácticos:

Componente nuclear- 93% de protones, 6,5% de núcleos de helio,<1% более тяжелых ядер (т.е. отвечает распространенности ядер во Вселенной).

Electrones. Su número es el 1% del número de núcleos.

Positrones. Su número es el 10% del número de electrones.

Anti-Hadrones componen menos del 1%.

Las energías de los rayos cósmicos galácticos cubren un amplio rango, no menos de 15 órdenes de magnitud (10 6 -10 21 eV). Su flujo de partículas con E> 10 9 eV disminuye rápidamente al aumentar la energía. El espectro energético del componente nuclear, excluidas las bajas energías, obedece a la expresión

n (E) = n o E -, (15,5)

donde n o es una constante y 2,7 ​​para E<10 15 ýÂ è 3.1-3.2 ïðè E>10 15 eV. El espectro de energía del componente nuclear se muestra en la Figura 15.6.

El flujo de partículas de energía ultra alta es extremadamente pequeño. Entonces, en promedio, no más de una partícula con una energía de 10 20 eV cae en un área de 10 km 2 por año. La naturaleza del espectro para electrones con energías> 10 9 eV es similar a la que se muestra en la figura 15.6. El flujo de rayos cósmicos galácticos no ha cambiado durante al menos mil millones de años.

Los rayos cósmicos galácticos son obviamente de origen no térmico. De hecho, las temperaturas máximas (10 9 K) se alcanzan en el centro de las estrellas. En este caso, la energía del movimiento térmico de las partículas es de 105 eV. Al mismo tiempo, las partículas de rayos cósmicos galácticos que llegan a las proximidades de la Tierra tienen generalmente energías> 10 8 ÂÂ.

Arroz. 15.6. Espectro energético del componente nuclear del espacio.

rayos. La energía se da en el centro del sistema de masa.

Hay buenas razones para creer que los rayos cósmicos se generan principalmente por explosiones de supernovas (otras fuentes de rayos cósmicos son púlsares, radiogalaxias, quásares). En nuestra galaxia, las explosiones de supernovas ocurren en promedio al menos una vez cada 100 años. Es fácil calcular que para mantener la densidad de energía observada de los rayos cósmicos (1 eV / cm 3), es suficiente que transfieran solo un pequeño porcentaje de la potencia de explosión. Los protones, núcleos más pesados, electrones y positrones expulsados ​​durante las explosiones de supernovas se aceleran aún más en procesos astrofísicos específicos (se analizarán más adelante), adquiriendo las características energéticas inherentes a los rayos cósmicos.

En la composición de los rayos cósmicos, prácticamente no hay rayos metagalácticos, es decir, atrapado en nuestra galaxia desde el exterior. Todas las propiedades observadas de los rayos cósmicos pueden explicarse sobre la base del hecho de que se forman, acumulan y mantienen durante mucho tiempo en nuestra Galaxia, fluyendo lentamente hacia el espacio intergaláctico. Si las partículas cósmicas se movieran en línea recta, dejarían la Galaxia unos pocos miles de años después de su aparición. Una fuga tan rápida conduciría a pérdidas irremplazables y a una fuerte disminución de la intensidad de los rayos cósmicos.

De hecho, la presencia de un campo magnético interestelar con una configuración altamente entrelazada de líneas de campo hace que las partículas cargadas se muevan a lo largo de trayectorias complejas (este movimiento se asemeja a la difusión de moléculas), aumentando el tiempo de residencia de estas partículas en la Galaxia en un factor de miles. . La edad de la mayor parte de las partículas de rayos cósmicos se estima en decenas de millones de años. Las partículas cósmicas de energías ultra altas son desviadas débilmente por el campo magnético galáctico y abandonan la Galaxia con relativa rapidez. Esto puede explicar la ruptura en el espectro de rayos cósmicos a una energía de 310 15 A.

Detengámonos muy brevemente en el problema de la aceleración de los rayos cósmicos. Las partículas de rayos cósmicos se mueven en un plasma cósmico descargado y eléctricamente neutro. No tiene campos electrostáticos significativos capaces de acelerar partículas cargadas debido a la diferencia de potencial entre diferentes puntos de la trayectoria. Pero en el plasma pueden surgir campos eléctricos de inducción y de tipo pulsado. Entonces, el campo eléctrico de inducción (vórtice) aparece, como se sabe, con un aumento de la intensidad del campo magnético con el tiempo (el llamado efecto betatrón). La aceleración de las partículas también puede deberse a su interacción con el campo eléctrico de las ondas de plasma en regiones con intensa turbulencia del plasma. Hay otros mecanismos de aceleración en los que no podemos detenernos en este curso. Un examen más detallado muestra que los mecanismos de aceleración propuestos son capaces de proporcionar un aumento en la energía de las partículas cargadas expulsadas en explosiones de supernovas de 10 5 a 10 21 BV.

Las partículas cargadas emitidas por el Sol, los rayos cósmicos solares, son un componente muy importante de la radiación cósmica que bombardea la Tierra. Estas partículas se aceleran a altas energías en la parte superior de la atmósfera del Sol durante las erupciones solares. Las erupciones solares están sujetas a ciclos de tiempo específicos. Los más poderosos se repiten con un período de 11 años, los menos poderosos, con un período de 27 días. Las llamaradas solares poderosas pueden aumentar el flujo de rayos cósmicos que caen sobre la Tierra desde el Sol en 10 6 veces en comparación con el galáctico.

En comparación con los rayos cósmicos galácticos, los rayos cósmicos solares contienen más protones (hasta el 98-99% de todos los núcleos) y, en consecuencia, menos núcleos de helio (1,5%). Prácticamente no hay otros núcleos en ellos. El contenido de núcleos Z2 en los rayos cósmicos solares refleja la composición de la atmósfera solar. Las energías de las partículas de los rayos cósmicos solares varían en el rango de 10 5 -10 11 eV. Su espectro de energía tiene la forma de una función de ley de potencias (15.5), donde - disminuye de 7 a 2 a medida que disminuye la energía.

Todas las características anteriores de los rayos cósmicos se refieren a partículas cósmicas antes de ingresar a la atmósfera de la Tierra, es decir, a los llamados radiación cósmica primaria... Como resultado de la interacción con los núcleos de la atmósfera (principalmente oxígeno y nitrógeno), las partículas de alta energía de los rayos cósmicos primarios (principalmente protones) crean una gran cantidad de partículas secundarias: hadrones (piones, protones, neutrones, antinucleones, etc. ), leptones (muones, electrones, positrones, neutrinos) y fotones. Se está desarrollando un complejo proceso en cascada de varias etapas. La energía cinética de las partículas secundarias se gasta principalmente en la ionización de la atmósfera.

El espesor de la atmósfera terrestre es de unos 1000 g / cm 2. Al mismo tiempo, los rangos de protones de alta energía en el aire son 70-80 g / cm 2 y los núcleos de helio son 20-30 g / cm 2. Por lo tanto, un protón de alta energía puede experimentar hasta 15 colisiones con núcleos atmosféricos y la probabilidad de alcanzar el nivel del mar cerca del protón primario es extremadamente pequeña. La primera colisión suele producirse a una altitud de 20 km.

Los leptones y fotones aparecen como resultado de desintegraciones débiles y electromagnéticas de hadrones secundarios (principalmente piones) y la producción de pares e - e + por cuantos en el campo de núcleos de Coulomb:

ÿî + îî + e - + e +.

Así, en lugar de una partícula primaria, aparece una gran cantidad de partículas secundarias, que se dividen en componentes hadrónico, muónico y electrón-fotón. Un aumento similar al de una avalancha en el número de partículas puede llevar al hecho de que en el máximo de la cascada su número puede llegar a 10 6 -10 9 (a la energía del protón primario> 10 14 eV). Tal cascada cubre un área grande (muchos kilómetros cuadrados) y se llama ducha de aire extensa(Figura 15.7).

Después de alcanzar el tamaño máximo, la cascada decae principalmente debido a la pérdida de energía por ionización de la atmósfera. Los muones principalmente relativistas llegan a la superficie de la Tierra. El componente electrón-fotón se absorbe con más fuerza y ​​el componente hadrónico de la cascada "se extingue" casi por completo. En general, el flujo de partículas de rayos cósmicos al nivel del mar es aproximadamente 100 veces menor que el flujo de rayos cósmicos primarios, lo que equivale a aproximadamente 0,01 partículas / cm 2 s.

Rayos cósmicos
Rayos cósmicos

Rayos cósmicos (radiación cósmica): partículas que llenan el espacio interestelar y bombardean constantemente la Tierra. Fueron descubiertos en 1912 por el físico austriaco W. Hess usando una cámara de ionización en un globo. Las energías máximas de los rayos cósmicos son ~ 3. 10 20 eV, es decir son varios órdenes de magnitud más altas que las energías disponibles para los aceleradores modernos en haces en colisión (la energía equivalente máxima del Tevatron es ~ 2.1015 eV, LHC es aproximadamente 1017 eV). Por tanto, el estudio de los rayos cósmicos juega un papel importante no solo en la física del espacio, sino también en la física de las partículas elementales. Varias partículas elementales fueron por primera vez
descubierto precisamente en los rayos cósmicos (positrón - K.D. Anderson, 1932; muon (μ) - K.D. Anderson y S. Neddermeier, 1937; pion (π) - S.F. Powell, 1947.). Aunque los rayos cósmicos incluyen no solo partículas cargadas, sino también neutras (especialmente una gran cantidad de fotones y neutrinos), las partículas cargadas generalmente se denominan rayos cósmicos.
Existen los siguientes tipos de rayos cósmicos (Fig.1):

1. Rayos cósmicos galácticos- partículas cósmicas que llegan a la Tierra desde nuestra galaxia. No incluyen partículas generadas por el sol.
2. Rayos cósmicos solares- partículas cósmicas generadas por el sol.

Además de estos dos tipos principales de rayos cósmicos, también consideran rayos cósmicos metagalácticos - Las partículas cósmicas se originaron fuera de nuestra galaxia. Su contribución al flujo total de rayos cósmicos es pequeña.
Los rayos cósmicos, no distorsionados por la interacción con la atmósfera de la Tierra, se denominan primario... El flujo de rayos cósmicos galácticos que bombardean la Tierra es aproximadamente isótropo y constante en el tiempo y asciende a ~ 1 partícula / cm 2 s (antes de entrar en la atmósfera terrestre). La densidad de energía de los rayos cósmicos galácticos es ~ 1 eV / cm 3, que es comparable a la energía total de la radiación electromagnética de las estrellas, el movimiento térmico del gas interestelar y el campo magnético galáctico. Por tanto, los rayos cósmicos son un componente importante de la Galaxia.
La composición de los rayos cósmicos se da en la tabla.

La figura 2 de la izquierda muestra los espectros de energía de los componentes principales de los rayos cósmicos primarios. La Figura 2 de la derecha muestra los flujos verticales de los principales componentes de los rayos cósmicos con energías> 1 GeV en la atmósfera terrestre. Además de los protones y electrones, todas las partículas surgieron como resultado de la interacción de los rayos cósmicos primarios con los núcleos de la atmósfera.

Como resultado de la interacción con los núcleos de la atmósfera, los rayos cósmicos primarios (principalmente protones) crean una gran cantidad de partículas secundarias: piones, protones, neutrones, muones, electrones, positrones y fotones. Así, en lugar de una partícula primaria, aparece una gran cantidad de partículas secundarias, que se dividen en componentes hadrónico, muónico y electrón-fotón. Tal cascada cubre un área grande y se llama ducha de aire extensa .
En un acto de interacción, un protón generalmente pierde ~ 50% de su energía y, como resultado de la interacción, aparecen principalmente piones. Cada interacción posterior de la partícula primaria agrega nuevos hadrones a la cascada, que vuelan principalmente en la dirección de la partícula primaria, formando una raíz de hadrones.
Los piones resultantes pueden interactuar con los núcleos de la atmósfera, o pueden desintegrarse, formando los componentes muónico y electrón-fotón de la lluvia. El componente hadrónico prácticamente no llega a la superficie de la Tierra, transformándose en muones, neutrinos y γ-quanta como resultado de las desintegraciones.

π 0 → 2γ,
π + (o K +) → μ + + ν μ,
π - (o K -) → μ - + μ,
K +, -, 0 → 2π,
μ + → e + + ν e + μ,
μ - → e - + e + ν μ.

Formados durante la desintegración de piones neutros, los -cuantes dan lugar a pares de electrones-positrones y a -cuantes de generaciones posteriores. Los leptones cargados pierden energía por ionización y desaceleración radiativa. Los muones relativistas llegan principalmente a la superficie de la Tierra. El componente electrón-fotón se absorbe con más fuerza.
Un protón con una energía> 10 14 eV puede crear 10 6 -10 9 partículas secundarias. En la superficie de la Tierra, los hadrones de lluvia se concentran en una región del orden de varios metros, el componente electrón-fotón está en la región de ~ 100 my el componente muón es de varios cientos de metros.
El flujo de rayos cósmicos al nivel del mar (~ 0.01 cm -2 · s -1) es aproximadamente 100 veces menor que el flujo de rayos cósmicos primarios.
Las principales fuentes de rayos cósmicos primarios son las explosiones de supernovas (rayos cósmicos galácticos) y el Sol. Grandes energías
(hasta 10 16 eV) de los rayos cósmicos galácticos se explican por la aceleración de las partículas en las ondas de choque formadas durante las explosiones de supernovas. La naturaleza de los rayos cósmicos de energía ultra alta aún no se ha interpretado sin ambigüedades.

Han pasado casi cien años desde el momento en que se descubrieron los rayos cósmicos, corrientes de partículas cargadas procedentes de las profundidades del Universo. Desde entonces, se han realizado muchos descubrimientos relacionados con la radiación cósmica, pero aún quedan muchos misterios. Uno de ellos, quizás el más intrigante: de dónde provienen las partículas con una energía de más de 1020 eV, es decir, casi mil billones de electronvoltios, un millón de veces más de lo que se obtendrá en el acelerador más poderoso: el Gran Hadrón. Colisionador LHC? ¿Qué fuerzas y campos aceleran las partículas a energías tan monstruosas?

Los rayos cósmicos fueron descubiertos en 1912 por el físico austriaco Victor Hess. Fue miembro del Vienna Radium Institute y realizó investigaciones sobre gases ionizados. En ese momento, ya sabían que todos los gases (incluida la atmósfera) siempre estaban ligeramente ionizados, lo que indicaba la presencia de una sustancia radiactiva (como el radio) ya sea en la composición del gas o cerca de un dispositivo que mide la ionización, muy probablemente en el la corteza terrestre. Los experimentos con la elevación del detector de ionización en un globo se concibieron para probar esta suposición, ya que la ionización del gas debería disminuir con la distancia desde la superficie terrestre. La respuesta fue la contraria: Hess descubrió cierta radiación, cuya intensidad aumentaba con la altura. Esto sugirió que proviene del espacio, pero fue posible probar finalmente el origen extraterrestre de los rayos solo después de numerosos experimentos (V. Hess fue galardonado con el Premio Nobel solo en 1936). Recuerde que el término "radiación" no significa que estos rayos sean de naturaleza puramente electromagnética (como la luz solar, ondas de radio o rayos X); se utilizó para descubrir un fenómeno cuya naturaleza aún no se conocía. Y aunque pronto quedó claro que el componente principal de los rayos cósmicos son las partículas cargadas aceleradas, los protones, el término ha sobrevivido. El estudio de un nuevo fenómeno rápidamente comenzó a producir resultados que se conocen comúnmente como "la vanguardia de la ciencia".

El descubrimiento de partículas cósmicas de muy alta energía inmediatamente (mucho antes de que se creara el acelerador de protones) planteó la pregunta: ¿cuál es el mecanismo de aceleración de las partículas cargadas en los objetos astrofísicos? Hoy sabemos que la respuesta resultó no ser trivial: un acelerador "espacial" natural es fundamentalmente diferente de los aceleradores artificiales.

Pronto quedó claro que los protones cósmicos, que vuelan a través de la materia, interactúan con los núcleos de sus átomos, dando lugar a partículas elementales inestables previamente desconocidas (se observaron principalmente en la atmósfera de la Tierra). El estudio del mecanismo de su nacimiento abrió un camino fructífero para la construcción de una sistemática de partículas elementales. en el laboratorio, los protones y electrones han aprendido a acelerar y recibir sus enormes flujos, incomparablemente más densos que en los rayos cósmicos. En última instancia, fueron los experimentos sobre la interacción de partículas que recibieron energía en aceleradores los que llevaron a la creación de una imagen moderna del micromundo.

En 1938, el físico francés Pierre Auger descubrió un fenómeno notable: lluvias de partículas cósmicas secundarias, que surgen como resultado de la interacción de protones primarios y núcleos de energía extremadamente alta con los núcleos de átomos en la atmósfera. Resultó que el espectro de rayos cósmicos contiene partículas con energías del orden de 1015-1018 eV, millones de veces más energía que las partículas aceleradas en el laboratorio. El académico Dmitry Vladimirovich Skobeltsyn otorgó especial importancia al estudio de tales partículas e inmediatamente después de la guerra, en 1947, junto con sus colegas más cercanos G.T.Zatsepin y N.A. ... La historia de los primeros estudios de los rayos cósmicos se puede encontrar en los libros de N. Dobrotin y V. Rossi. Con el tiempo, la escuela de D.V.Skobeltsyn se convirtió en una de las más fuertes del mundo y durante muchos años determinó las principales direcciones en el estudio de los rayos cósmicos de energía ultra alta. Sus métodos permitieron expandir el rango de energías investigadas de 109-1013 eV, registradas en globos y satélites, a 1013-1020 eV. Dos aspectos hicieron que estos estudios fueran particularmente atractivos.

Primero, fue posible utilizar protones de alta energía creados por la propia naturaleza para estudiar su interacción con los núcleos de los átomos en la atmósfera y descifrar la estructura más fina de las partículas elementales.

En segundo lugar, existe la posibilidad de encontrar objetos en el espacio que puedan acelerar partículas a energías extremadamente altas.

El primer aspecto resultó no ser tan fructífero como se deseaba: el estudio de la estructura fina de las partículas elementales requería muchos más datos sobre la interacción de los protones que los que pueden obtenerse con los rayos cósmicos. Al mismo tiempo, se realizó una importante contribución al concepto de micromundo mediante el estudio de la dependencia de las características más generales de la interacción de los protones con su energía. Fue durante el estudio de EAS que se descubrió una característica en la dependencia del número de partículas secundarias y su distribución de energía de la energía de la partícula primaria, asociada con la estructura de quark-gluón de las partículas elementales. Estos datos se confirmaron posteriormente en experimentos con aceleradores.
En la actualidad, se han construido modelos confiables de la interacción de los rayos cósmicos con los núcleos de los átomos de la atmósfera, que permitieron estudiar el espectro energético y la composición de sus partículas primarias de las más altas energías. Quedó claro que los rayos cósmicos juegan un papel no menos importante en la dinámica del desarrollo de la Galaxia que sus campos y flujos de gas interestelar: la energía específica de los rayos cósmicos, el gas y el campo magnético es aproximadamente igual a 1 eV por cm3. Con tal equilibrio de energía en el medio interestelar, es natural suponer que la aceleración de las partículas de rayos cósmicos ocurre, muy probablemente, en los mismos objetos que son responsables del calentamiento y eyección de gas, por ejemplo, en las estrellas Nuevas y Supernovas. cuando explotan.

El primer mecanismo para la aceleración de los rayos cósmicos fue propuesto por Enrico Fermi para protones que chocan aleatoriamente con nubes magnetizadas de plasma interestelar, pero no pudo explicar todos los datos experimentales. En 1977, el académico Germogen Filippovich Krymsky demostró que este mecanismo debería acelerar con mucha más fuerza las partículas de los remanentes de supernovas en los frentes de las ondas de choque, cuyas velocidades son órdenes de magnitud superiores a las velocidades de las nubes. Hoy se ha demostrado de manera confiable que el mecanismo de aceleración de los protones y núcleos cósmicos por una onda de choque en las envolturas de supernovas es el más efectivo. Pero difícilmente será posible reproducirlo en condiciones de laboratorio: la aceleración se produce de forma relativamente lenta y requiere un gran gasto de energía para retener las partículas aceleradas. En las envolturas de supernovas, estas condiciones existen debido a la naturaleza misma de la explosión. Es notable que la aceleración de los rayos cósmicos se produzca en un objeto astrofísico único, que es responsable de la síntesis de núcleos pesados ​​(más pesados ​​que el helio), que en realidad están presentes en los rayos cósmicos.

En nuestra Galaxia, hay varias supernovas conocidas de menos de mil años que se han observado a simple vista. Las más famosas son la Nebulosa del Cangrejo en la constelación de Tauro ("Cangrejo" es el remanente de un estallido de Supernova en 1054, anotado en los anales orientales), Cassiopeia-A (observada en 1572 por el astrónomo Tycho Brahe) y la Supernova de Kepler en el constelación de Ofiuco (1680). Los diámetros de sus conchas hoy son de 5 a 10 años luz (1 año luz = 1016 m), es decir, se expanden a una velocidad del orden de 0,01 la velocidad de la luz y se encuentran a una distancia de unos diez mil años luz de Tierra. Los observatorios espaciales Chandra, Hubble y Spitzer observaron envolturas de supernovas ("nebulosas") en los rangos óptico, de radio, de rayos X y gamma. Han demostrado de manera confiable que la aceleración de electrones y protones, acompañada de radiación de rayos X, realmente ocurre en las capas.

Llenar el espacio interestelar con rayos cósmicos con una energía específica medida (~ 1 eV por cm3) podría ser alrededor de 60 remanentes de supernova menores de 2000 años, mientras que se conocen menos de diez de ellos. Esta carencia se explica por el hecho de que en el plano de la Galaxia, donde se concentran las estrellas y las supernovas, hay mucho polvo, lo que no permite que la luz pase a un observador en la Tierra. Las observaciones en rayos X y rayos gamma, cuya capa de polvo es transparente, hicieron posible ampliar la lista de capas de supernovas "jóvenes" observadas. La última de estas conchas recién descubiertas es la Supernova G1.9 + 0.3, observada con el telescopio de rayos X Chandra desde enero de 2008. Las estimaciones del tamaño y la tasa de expansión de su caparazón muestran que estalló hace unos 140 años, pero no fue visible en el rango óptico debido a la completa absorción de su luz por la capa de polvo de la Galaxia.

Además de los datos sobre la explosión de supernovas en nuestra Vía Láctea, existen estadísticas significativamente más ricas sobre las supernovas en otras galaxias. Una confirmación directa de la presencia de protones y núcleos acelerados es la radiación gamma con alta energía de fotones que surgen de la desintegración de piones neutros, los productos de la interacción de protones (y núcleos) con la materia de origen. Estos fotones de las energías más altas se observan con telescopios que registran el brillo de Vavilov-Cherenkov emitido por partículas secundarias de EAS. El instrumento más sofisticado de este tipo es una configuración de seis telescopios creada en colaboración con HESS en Namibia. Primero se midieron los rayos gamma del cangrejo y su intensidad se convirtió en una medida de intensidad para otras fuentes.

El resultado obtenido no solo confirma la existencia de un mecanismo para la aceleración de protones y núcleos en la Supernova, sino que también permite estimar el espectro de partículas aceleradas: los espectros de gamma quanta "secundarios" y protones y núcleos "primarios" son muy cerca. El campo magnético del Cangrejo y su tamaño permite la aceleración de protones a energías del orden de 1015 eV. Los espectros de las partículas de rayos cósmicos en la fuente y en el medio interestelar son algo diferentes, ya que la probabilidad de que las partículas escapen de la fuente y la vida útil de las partículas en la Galaxia dependen de la energía y la carga de la partícula. La comparación del espectro de energía y la composición de los rayos cósmicos, medidos cerca de la Tierra, con el espectro y la composición en la fuente, permitió comprender cuánto tiempo viajan las partículas entre las estrellas. Los núcleos de litio, berilio y boro en los rayos cósmicos cerca de la Tierra resultaron ser mucho más grandes que en la fuente; su cantidad adicional aparece como resultado de la interacción de núcleos más pesados ​​con el gas interestelar. Medida esta diferencia, calculamos la cantidad X de la sustancia por la que pasaron los rayos cósmicos, vagando en el medio interestelar. En física nuclear, la cantidad de materia que encuentra una partícula en su camino se mide en g / cm2. Esto se debe al hecho de que para calcular la disminución del flujo de partículas en colisiones con núcleos de materia, es necesario conocer el número de colisiones de una partícula con núcleos de diferente área (sección transversal) transversal a la dirección. de la partícula. Expresando la cantidad de materia en estas unidades, se obtiene una sola escala de medición para todos los núcleos.

El valor encontrado experimentalmente X ~ 5-10 g / cm2 permite estimar la vida t de los rayos cósmicos en el medio interestelar: t ≈ X / ρc, donde c es la velocidad de la partícula, aproximadamente igual a la velocidad de la luz, ρ ~ 10-24 g / cm3 es la densidad media del medio interestelar. Por tanto, la vida útil de los rayos cósmicos es de unos 108 años. Este tiempo es mucho más largo que el tiempo de vuelo de una partícula que se mueve con velocidad c en línea recta desde la fuente a la Tierra (3 × 104 años para las fuentes más distantes en el lado opuesto de la Galaxia). Esto significa que las partículas no se mueven en línea recta, sino que se dispersan. Los campos magnéticos caóticos de galaxias con inducción B ~ 10-6 gauss (10-10 Tesla) los mueven en un círculo con un radio (giro-radio) R = E / 3 x 104B, donde R en m, E es la energía de la partícula en eV , B son los campos de inducción magnética en gauss. A energías moderadas de partículas E< 1017 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·1020 м).

Solo las partículas con energía E> 1019 eV saldrán de la fuente aproximadamente en línea recta. Por lo tanto, la dirección de las partículas EAS con energías inferiores a 1019 eV no indica su origen. En este rango de energía, solo queda observar la radiación secundaria generada en las propias fuentes por protones y núcleos de rayos cósmicos. En el rango de energía observable de la radiación gamma (E< 1013 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.

El concepto de rayos cósmicos como un fenómeno galáctico "local" resultó ser cierto solo para partículas de energías moderadas E< 1017 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.

En 1958, Georgy Borisovich Christiansen y el alemán Viktorovich Kulikov descubrieron un cambio brusco en la forma del espectro energético de los rayos cósmicos a una energía del orden de 3 × 1015 eV. A energías por debajo de este valor, los datos experimentales sobre el espectro de partículas generalmente se presentaban en forma de "ley de potencia", de modo que el número de partículas N con una energía E dada se consideraba inversamente proporcional a la energía de las partículas a la potencia γ: N (E) = a / Eγ (γ es el exponente del espectro diferencial). Hasta una energía de 3 · 1015 eV, el exponente γ = 2,7, pero al pasar a energías altas, el espectro de energía experimenta una "ruptura": para energías E> 3 · 1015 eV, γ pasa a ser 3,15. Es natural asociar este cambio en el espectro con el acercamiento de la energía de las partículas aceleradas al valor máximo posible calculado para el mecanismo de aceleración en las supernovas. La composición nuclear de partículas primarias en el rango de energía de 1015-1017 eV también habla a favor de tal explicación para la ruptura del espectro. La información más confiable al respecto es proporcionada por instalaciones complejas de EAS: "MGU", "Tunka", "Tibet", "Kaskad". Con su ayuda, no solo se obtiene información sobre la energía de los núcleos primarios, sino también parámetros que dependen de sus números atómicos: el "ancho" de la lluvia, la relación entre el número de electrones y muones, entre el número de los más energéticos. electrones y su número total. Todos estos datos indican que con un aumento en la energía de las partículas primarias desde el borde izquierdo del espectro antes de su ruptura hasta la energía después de la ruptura, su masa promedio aumenta. Tal cambio en la composición de las partículas en masa es consistente con el modelo de aceleración de partículas en las supernovas: está limitado por la energía máxima que depende de la carga de las partículas. Para los protones, esta energía máxima es del orden de 3 × 1015 eV y aumenta en proporción a la carga de la partícula acelerada (núcleo), de modo que los núcleos de hierro se aceleran efectivamente hasta ~ 1017 eV. La intensidad de los flujos de partículas con energías que exceden el máximo disminuye rápidamente.

Pero el registro de partículas de energías aún más altas (~ 3 · 1018 eV) mostró que el espectro de rayos cósmicos no solo no se rompe, ¡sino que vuelve a la forma observada antes de la ruptura!

Las mediciones del espectro de energía en la región de energía "ultra alta" (E> 1018 eV) son muy difíciles debido al pequeño número de tales partículas. Para observar estos eventos raros, es necesario crear una red de detectores de flujo de partículas EAS y radiación Vavilov-Cherenkov generada por ellos en la atmósfera y radiación de ionización (fluorescencia atmosférica) en un área de cientos e incluso miles de kilómetros cuadrados. Para instalaciones tan grandes y complejas, se eligen lugares con actividad económica limitada, pero con la capacidad de garantizar el funcionamiento confiable de una gran cantidad de detectores. Estas instalaciones se construyeron primero en áreas de decenas de kilómetros cuadrados (Yakutsk, Havera Park, Akeno), luego en cientos (AGASA, Fly's Eyе, HiRes) y, finalmente, ahora se están creando instalaciones en miles de kilómetros cuadrados (Pierre Auger Observatorio en Argentina, Instalación telescópica en Utah, EE. UU.).

El siguiente paso en el estudio de los rayos cósmicos de energía ultra alta será el desarrollo de un método para registrar EAS mediante la observación de la fluorescencia de la atmósfera desde el espacio. En cooperación con varios países, se está creando en Rusia el primer detector espacial EAS, el proyecto TUS. Se supone que se instalará otro detector de este tipo en la Estación Espacial Internacional ISS (proyectos JEM-EUSO y KLPVE).

¿Qué sabemos hoy sobre los rayos cósmicos de energía ultra alta? La figura inferior muestra el espectro de energía de los rayos cósmicos con energías superiores a 1018 eV, que se obtuvo en dispositivos de última generación (HiRes, Observatorio Pierre Auger) junto con datos sobre rayos cósmicos de energías inferiores, que, como se mostró anteriormente, pertenecen a la Vía Láctea. Se puede observar que a energías de 3 · 1018-3 · 1019 eV, el índice del espectro de energía diferencial disminuyó a un valor de 2.7-2.8, exactamente el mismo que se observa para los rayos cósmicos galácticos, cuando las energías de las partículas son mucho menos que el máximo posible para los aceleradores galácticos. ¿No sirve esto como una indicación de que a energías ultraaltas, la corriente principal de partículas es creada por aceleradores de origen extragaláctico con energías máximas mucho más altas que las galácticas? Una torcedura en el espectro de los rayos cósmicos galácticos muestra que la contribución de los rayos cósmicos extragalácticos cambia dramáticamente al pasar de la región de energías moderadas 1014-1016 eV, donde es aproximadamente 30 veces menor que la contribución de los galácticos (el espectro indicado en la figura por una línea discontinua), a la región de energías ultraaltas, donde se vuelve dominante.

En las últimas décadas, se han acumulado numerosos datos astronómicos sobre objetos extragalácticos capaces de acelerar partículas cargadas a energías mucho más altas que 1019 eV. Una señal obvia de que un objeto de tamaño D puede acelerar partículas a energía E es la presencia de un campo magnético B en todo este objeto, de modo que el radio de giro de la partícula es menor que D. Estas fuentes candidatas incluyen radiogalaxias (que emiten fuertes emisiones de radio) ; núcleos de galaxias activas que contienen agujeros negros; colisión de galaxias. Todos contienen chorros de gas (plasma) que se mueven a velocidades tremendas que se acercan a la velocidad de la luz. Dichos chorros desempeñan el papel de ondas de choque necesarias para el funcionamiento del acelerador. Para estimar su contribución a la intensidad observada de los rayos cósmicos, es necesario tener en cuenta la distribución de las fuentes a distancias de la Tierra y la pérdida de energía de las partículas en el espacio intergaláctico. Antes del descubrimiento de la emisión de radio cósmica de fondo, el espacio intergaláctico parecía "vacío" y transparente no solo para la radiación electromagnética, sino también para las partículas de energía ultra alta. La densidad del gas en el espacio intergaláctico, según datos astronómicos, es tan pequeña (10-29 g / cm3) que incluso a grandes distancias de cientos de miles de millones de años luz (1024 m), las partículas no se encuentran con los núcleos de los átomos de gas. . Sin embargo, cuando resultó que el Universo está lleno de fotones de baja energía (alrededor de 500 fotones / cm3 con una energía de Ef ~ 10–3 eV) que quedaron después del Big Bang, quedó claro que los protones y núcleos con una energía mayor que E ~ 5 · 1019 eV, el límite Greisen - Zatsepin - Kuzmin (GZK), debe interactuar con los fotones y perder la mayor parte de su energía en el camino durante decenas de millones de años luz. Así, la inmensa parte del Universo, ubicada a distancias de más de 107 años luz de nosotros, resultó inaccesible para la observación en rayos con una energía de más de 5 · 1019 eV. Datos experimentales recientes sobre el espectro de rayos cósmicos de energía ultra alta (instalación HiRes, Observatorio Pierre Auger) confirman la existencia de este límite de energía para las partículas observadas desde la Tierra.

Como se puede observar, es extremadamente difícil estudiar el origen de los rayos cósmicos de energía ultra alta: la mayor parte de las posibles fuentes de rayos cósmicos de las energías más altas (por encima del límite GZK) están tan lejos que las partículas en su camino hacia la Tierra pierde la energía adquirida en la fuente. Y a energías inferiores al límite de GZK, la desviación de las partículas por el campo magnético de la Galaxia sigue siendo grande, y es poco probable que la dirección de llegada de las partículas pueda indicar la posición de la fuente en la esfera celeste.

En la búsqueda de fuentes de rayos cósmicos de energía ultra alta, se utiliza el análisis de la correlación de la dirección de llegada medida experimentalmente de partículas con energías suficientemente altas, de modo que los campos de la Galaxia desvíen ligeramente las partículas de la dirección a la fuente. Las instalaciones de la generación anterior aún no han proporcionado datos convincentes sobre la correlación de la dirección de llegada de las partículas con las coordenadas de cualquier clase de objetos astrofísicos especialmente seleccionados. Los últimos datos del Observatorio Pierre Auger pueden considerarse una esperanza para obtener datos en los próximos años sobre el papel de las fuentes de tipo AGN en la creación de flujos intensos de partículas con energías del orden del límite GZK.

Curiosamente, la instalación de AGASA proporcionó indicaciones de la existencia de direcciones "vacías" (aquellas donde no hay fuentes conocidas) a lo largo de las cuales llegan dos o incluso tres partículas durante el período de observación. Esto despertó un gran interés entre los físicos involucrados en la cosmología, la ciencia del origen y desarrollo del Universo, indisolublemente ligada a la física de las partículas elementales. Resulta que en algunos modelos de la estructura del micromundo y el desarrollo del Universo (la teoría del Big Bang), se predice la preservación en el Universo moderno de partículas elementales supermasivas con una masa del orden de 1023-1024 eV, de qué materia debería consistir en la etapa más temprana del Big Bang. Su distribución en el Universo no es muy clara: pueden distribuirse uniformemente en el espacio o "atraerse" a regiones masivas del Universo. Su característica principal es que estas partículas son inestables y pueden descomponerse en otras más ligeras, incluidos protones, fotones y neutrinos estables, que adquieren enormes energías cinéticas, más de 1020 eV. Los lugares donde estas partículas han sobrevivido (defectos topológicos del Universo) pueden resultar ser fuentes de protones, fotones o neutrinos de energía ultra alta.

Al igual que en el caso de las fuentes galácticas, la existencia de aceleradores de rayos cósmicos extragalácticos de energía ultra alta se confirma con datos de detectores de rayos gamma, por ejemplo, telescopios de la instalación HESS dirigidos a los objetos extragalácticos enumerados anteriormente, candidatos a fuentes de rayos cósmicos.

Entre ellos, los más prometedores son los núcleos de galaxias activas (AGN) con chorros de gas. Uno de los objetos mejor estudiados en las instalaciones de HESS es la galaxia M87 en la constelación de Virgo, a una distancia de 50 millones de años luz de nuestra galaxia. En su centro hay un agujero negro, que proporciona energía para los procesos cercanos a él y, en particular, un chorro gigante de plasma perteneciente a esta galaxia. La aceleración de los rayos cósmicos en M87 se confirma directamente mediante observaciones de su radiación gamma, cuyo espectro de energía de fotones con una energía de 1-10 TeV (1012-1013 eV), observado en la instalación de HESS. La intensidad observada de la radiación gamma de M87 es aproximadamente el 3% de la del Cangrejo. Teniendo en cuenta la diferencia en la distancia a estos objetos (5000 veces), esto significa que la luminosidad de M87 excede la luminosidad del Cangrejo en 25 millones de veces.

Los modelos de aceleración de partículas creados para este objeto muestran que la intensidad de las partículas aceleradas en M87 puede ser tan grande que incluso a una distancia de 50 millones de años luz, la contribución de esta fuente puede proporcionar la intensidad observada de los rayos cósmicos con energías superiores a 1019 eV.

Pero aquí hay un misterio: en los datos modernos sobre EAS hacia esta fuente, no hay exceso de partículas con energías del orden de 1019 eV. ¿No se manifestará esta fuente en los resultados de futuros experimentos espaciales, a tales energías, cuando las fuentes distantes ya no contribuyan a los eventos observados? La situación con una ruptura en el espectro de energía se puede repetir una vez más, por ejemplo, a una energía de 2 · 1020. Pero esta vez la fuente debería ser visible en las mediciones de la dirección de la trayectoria de la partícula primaria, ya que las energías> 2 × 1020 eV son tan grandes que las partículas no deberían desviarse en campos magnéticos galácticos.

Como puede ver, después de cien años de historia de estudio de los rayos cósmicos, nuevamente estamos esperando nuevos descubrimientos, esta vez de radiación cósmica de energía ultra alta, cuya naturaleza aún se desconoce, pero que puede jugar un papel importante en la estructura del Universo.

Literatura

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1. Los rayos cósmicos (CR) son una corriente de partículas cargadas de alta energía que llegan a la superficie de la Tierra de forma aproximadamente isotrópica desde todas las direcciones del espacio exterior. Distinguir entre rayos cósmicos primarios y secundarios.

CL primario vienen a la Tierra desde la guadaña. Incluyen los CR galácticos procedentes del espacio galáctico y los CR solares que nacen en el Sol durante las llamaradas.

CL secundario nacen en la atmósfera terrestre. Se forman durante la interacción de los CR primarios con átomos de materia atmosférica.

El descubrimiento de CL estará asociado al estudio de la conductividad eléctrica del aire. A principios del siglo XX. Se ha establecido de manera confiable que V0 "B0W, contenido incluso en un recipiente sellado, siempre está ionizado. Después del descubrimiento de la radiactividad natural, quedó claro que la fuente de ionización se encuentra fuera del recipiente que contiene aire y es la radiación radiactiva de las rocas. ...

En 1912, el austriaco Victor Hess despegó en globo con un electroscopio en un recipiente herméticamente cerrado, cuya presión de aire se mantuvo constante. Encontró que durante el ascenso a los primeros 600 m, la ionización del aire disminuyó. Pero, a partir de 600 m, comenzó a aumentar cuanto más alto, más rápido. A una altitud de 4800 m, la concentración de iones se volvió 4 veces mayor que al nivel del mar. Por lo tanto, Hess sugirió que la radiación ionizante de una capacidad de penetración muy alta cae en el límite de la atmósfera terrestre desde el espacio mundial.

Los experimentos posteriores se llevaron a cabo con sondas de globo. Resultó que a una altitud de 8400 m, la ionización es 10 veces mayor que al nivel del mar; a una altitud de 20 km, alcanza un máximo y, a medida que aumenta, comienza a disminuir. Esto se explica por el hecho de que a una altitud de 20 km como resultado de la interacción (la atmósfera de los CR primarios crea la mayor concentración de partículas ionizantes secundarias.

2. Rayos cósmicos primarios (PCR)... Considere el espectro de energía, la composición, el rango y el mecanismo de aceleración de las partículas en la PCR.

a... La energía de la PCR es muy alta. Para la mayoría de las partículas, supera los 10 GeV. Por lo tanto, el principal preajuste en la detección de partículas de PCR es que las partículas se desaceleren dentro del detector. Solo entonces se puede medir su energía total.

Por primera vez, el espectro de energía de la PCR se midió directamente en los satélites Proton en 1965-69. Posteriormente, estas medidas se repitieron en los satélites de la Luna y Marte fuera del campo magnético de la Tierra. La energía de las partículas de PCR se midió usando un calorímetro de ionización. El dispositivo es un sistema de capas de objetivos nucleares, placas fotográficas y contadores. Al interactuar con los núcleos diana (metal pesado), la partícula cósmica genera un flujo de γ-cuantos duros. En las capas de plomo, estos γ-cuantos generan poderosas avalanchas de partículas ionizantes, que se registran en emulsiones y contadores. Si el grosor de las capas del calorímetro es grande y todas las partículas de la avalancha permanecen en él, entonces por su número es posible determinar la energía de la partícula cósmica primaria. Los calorímetros de ionización tienen un volumen de hasta varios metros cúbicos. metros y peso hasta 20 toneladas.

La Figura 166 muestra la dependencia de la intensidad I del flujo de partículas de PCR de su energía E en una escala logarítmica. La intensidad I se expresa por el número de partículas por 1 m 2 de la superficie terrestre desde un ángulo sólido de 1 sr en 1 s. La energía E se indica en GeV (1 GeV = 109V).

En el rango de energía E de 10 a 10 6 GeV, el espectro de energía se describe mediante la fórmula empírica I = AE - γ, alimento A = 10 18 h / m 2 sr-s, γ = 1.6.

El flujo de PCR total es de aproximadamente 104 ppt / m2 sr. La energía máxima de la PCR alcanza los 10 11 GeV, lo que significa que la PCR es una fuente única de energías ultraaltas, ya que la energía máxima obtenida en los aceleradores no supera los 10 5 GeV. Pero hay muy pocas partículas con energías E> 10 6 GeV. En promedio, una de esas partículas por año cae sobre un área de 1 m 2.

La energía de la PCR es de origen no térmico. Entonces, dentro de las estrellas, la energía promedio de las partículas es Eav = 3kT / 2 = 3 * 1.4 * 10-23 * 10 9/2 = 2.1 * 10-14 J = 0.1 MeV. Y la energía media de las partículas de PCR cercanas a la Tierra es de 100 MeV, es decir, 1000 veces más. Esto significa que las partículas cósmicas se aceleran en algunos procesos astrofísicos de naturaleza electromagnética.

B... Composición de PCL. La radiación cósmica primaria en la ubicación del sistema solar es isótropa en dirección y constante en el tiempo. Según su composición, el PCL se subdivide en los siguientes grupos.

grupo p. Contiene núcleos de hidrógeno: protones 1 1 p, deuterones 2 1 D, tritones 3 1 T

grupo α. Contiene núcleos de helio 4 2 He, 3 2 He.

L - grupo (del inglés light - light). Contiene núcleos ligeros de litio, berilio y boro.

Grupo M (mesolight - luz media). Contiene núcleos desde el carbono C hasta el flúor F.

Grupo H (pesado - pesado). Contiene núcleos pesados ​​desde neón Ne hasta potasio K.

VH - banda (muy pesada - muy pesada). Contiene núcleos desde calcio Ca (Z = 20) hasta zinc Zn (z = 30).

Banda SH (superpesado). Contiene: núcleos que comienzan con galio Ca

E - grupo. Contiene electrones e y positrones e +.

En contraste con el contenido de elementos en promedio en el Universo, se observa un mayor contenido de núcleos medios y pesados ​​en la PCR: el grupo de núcleos medios L - 150.000 veces, grupo H - 2.5 veces, grupo VH - 60 veces, grupo SH-n 14 veces ...

Destaca especialmente la concentración de núcleos en el grupo L. Se puede suponer que los núcleos del grupo L surgen en la PCR como resultado de colisiones de núcleos con z> 6 con partículas de gas interestelar, constituidas principalmente por hidrógeno y helio. Como resultado de la reacción de fragmentación, se fragmentan núcleos pesados ​​y se obtienen núcleos del grupo L. Si aceptamos esta hipótesis, entonces es posible estimar el camino promedio que recorre una partícula cósmica desde su lugar de nacimiento hasta la Tierra.

v... Rango medio de partículas en PCR. Deje que el gas cósmico de los núcleos de hidrógeno llene el espacio de manera uniforme. Un haz paralelo de partículas se propaga desde una fuente que genera partículas pesadas con una masa mayor que la masa de los núcleos del grupo a lo largo del eje OA1. Cuando las partículas pesadas chocan con los núcleos de hidrógeno, se forman núcleos ligeros del grupo I, que se mueven en la misma dirección.

Como resultado de la trituración de partículas pesadas, la intensidad I t del haz de partículas pesadas

debería disminuir con la distancia según la ley de Bouguer, I т = I т0 exp (-σNx), (25.2) donde I es la intensidad inicial del haz de partículas pesadas, N es la concentración de núcleos de hidrógeno en el gas cósmico. σ es la sección transversal efectiva de la reacción de fragmentación nuclear con la formación de núcleos del grupo L. Supongamos que en cada colisión con la desaparición de una partícula pesada, solo aparece una partícula ligera del grupo L. La intensidad del flujo de partículas I aumentará con la distancia de acuerdo con la ley I e, = I 0 - I т = I T. (25.3) La relación de la intensidad de las partículas ligeras y pesadas en la PCR debería aumentar con la distancia I l / I t = / exp (-σNx) = exp (-σNx) -1

Denotando la relación I l / I t = n, obtenemos: x = 1n (n + l) / σN. (25,5). La relación n = I l / I t = 15 / (52 + 15 + 4) = 1/5 = 0.2. A partir de estimaciones astrofísicas, la concentración de granos de polvo - núcleos de hidrógeno en el espacio es aproximadamente igual a 1 partícula en 1 cm 3, por lo que n = 10 6 m -3. La sección transversal efectiva de las reacciones de fragmentación observadas en condiciones terrestres permite tomar los valores σ = 10 -30 m 2. Por tanto, x = ln (1,2) / 10-30 * 10 6 = 2 * 10 23 m.

Las distancias espaciales en astrofísica generalmente se expresan en parsecs. Por definición, un parsec es la distancia desde la cual el diámetro de la órbita terrestre (150 millones de km) es visible en un ángulo de 1 segundo. Un parsec es una distancia muy larga, 1 ps = 3 * 10 16 m Expresado en parsecs, el camino de las partículas de PCR a la Tierra es x = 7000 kpc.

Estudios astrofísicos han establecido que nuestra galaxia tiene la forma de una lente biconvexa de 25 kpc de diámetro y hasta 2 kpc de espesor, rodeada de un gas cósmico Halo en forma de esfera. Comparación del valor de x obtenido en las estimaciones con el el tamaño de la galaxia muestra que x = 7000 kpc muchas veces

es mayor no solo el diámetro de la Galaxia (25 kpc), sino también el diámetro del Halo (30 kpc). Por lo tanto, se deduce que los PCR nacen fuera de nuestra galaxia.

Aparentemente, esta conclusión no es correcta. Primero, se asumió que en cada reacción de fragmentación solo nace una partícula del grupo L. De hecho, pueden nacer más de ellas. Por lo tanto, el aumento en el flujo de partículas del grupo L puede ocurrir más rápido y a una distancia x menor. En segundo lugar, se asumió que en todas las colisiones la dirección del movimiento de las partículas no cambia. Pero este no es el caso. La naturaleza del movimiento de las partículas de PCR está más cerca del movimiento de las partículas brownianas. Su trayectoria es una línea discontinua. Por lo tanto, las partículas de PCR pueden viajar caminos mucho más largos dentro de la galaxia en comparación con su tamaño.

Estimaciones más rigurosas llevan a la conclusión de que al menos el 90% de las partículas de PCR (rayos galácticos) nacen dentro de la galaxia. Y solo alrededor del 10% de las partículas de PCR provienen de fuera de la Galaxia (rayos metagalácticos). Debido a la naturaleza difusa del movimiento de las partículas cósmicas, se borra la información sobre la posición de las fuentes de partículas cargadas. Por lo tanto, la radiación cósmica, con la excepción de los cuantos de campo EM, es isotrópica.

GRAMO. Mecanismo de aceleración de partículas de PCR... La hipótesis de Fermi es la más probable. Sugirió que las explosiones de supernovas forman nubes de plasma magnetizadas extendidas, que se dispersan desde el epicentro de la explosión a velocidades tremendas. Las partículas cargadas en colisiones frontales con tales nubes se reflejan en ellas. De acuerdo con la ley de conservación del momento, la componente radial absoluta de la velocidad de la partícula aumenta al doble de la velocidad de la nube, υ 2 R = - υ 1 R + 2υ 0. Si la partícula alcanza a la nube, entonces su velocidad disminuye. Pero tales partículas solo pueden ser las que nacieron dentro de la estrella. Y para aquellas partículas que están fuera de la estrella, se realizan contramovimientos. Por tanto, la energía cinética de las partículas cósmicas crece con el tiempo.

3. Origen del PKJI... Se pueden distinguir cuatro fuentes principales de PCR: nuevas estrellas,

supernovas, púlsares, quásares.

una. Nuevas estrellas (Nueva Zelanda)- estos son sistemas estelares binarios cercanos con una masa total de 1-5 masas solares, que orbitan alrededor de un centro de masa común. Antes del estallido, tienen una magnitud visual de 4-5 unidades.

Durante un brote dentro de 1-100 días terrestres, su luminosidad aumenta 100-1000000 veces. Después de eso, dentro de varios años, se debilita a su valor original. Durante un destello, el NS emite aproximadamente 10 38 J de energía. Unos años después del estallido, se encuentra una envoltura de gas esférica con una velocidad de expansión radial = 1000 km / s en el sitio del NS. La masa de la cáscara es de aproximadamente 0,01 masas solares, su energía cinética es de aproximadamente 10 39 J.

La razón del estallido de NS es que la acreción ocurre en el sistema binario: el flujo de materia de una enana roja fría a una enana blanca caliente. Como resultado, en una estrella caliente, el equilibrio entre las fuerzas gravitacionales, por un lado, y las fuerzas de presión óptica y cinética del gas, por el otro, se altera. Esto conduce a la explosión de una estrella caliente.

Los flashes UZ son comunes. 100-200 NS flashes en nuestro Galaxy por año. No son de naturaleza catastrófica y se repiten en algunas estrellas después de meses y años. Alguna fracción de partículas de PCR puede originarse a partir de capas NS.

B. Supernovas (SNZ)... Las llamadas estrellas, cuya luminosidad durante un brote se vuelve proporcional a la luminosidad de la galaxia a la que pertenece. Entonces, la SNZ de 1885, en la nebulosa de Andrómeda, tenía la luminosidad de toda la galaxia. La cantidad de energía emitida durante un flash SNZ es del orden de 10 44 J. Es un millón de veces mayor que la energía de un flash NS. En nuestra galaxia, un SNZ parpadea en promedio una vez cada 300 años. La última SNZ fue observada por Kepler en 1604 (Kepler's SNZ).

La luminosidad máxima del SNZ es de 1-3 semanas. La cáscara expulsada por la estrella tiene una masa de hasta la masa del Sol y una velocidad de hasta 20.000 km / s. Muchas partículas de PCR también se originan a partir de estas capas. Después de la explosión del SNZ, se encuentran nebulosas y púlsares en su lugar. Hasta la fecha, se han encontrado unos 90 restos de SNZ. Se puede suponer que el mecanismo de formación de SNZ se basa en una regularidad: cuanto mayor es la masa de los núcleos atómicos, mayor es la temperatura de reacción de su fusión termonuclear.

Cuando una protoestrella emerge de una nebulosa de gas y polvo, todo el espacio de la nebulosa está lleno de hidrógeno. Debido a la contracción gravitacional de la nube, la temperatura aumenta gradualmente. Cuando se alcanza la temperatura T = 10 7 K, comienza una reacción lenta de síntesis de protones en deuterones. Comienza el ciclo protón-protón.

La protoestrella se calienta para brillar y se convierte en una estrella. Las fuerzas gravitacionales están equilibradas por las fuerzas de presión cinética de un gas ligero. La compresión está en pausa. Para el período de combustión del hidrógeno, se establece un equilibrio relativo.

Después de que la mayor parte del hidrógeno se convierte en helio, la estrella comienza a enfriarse y la presión de la luz disminuye rápidamente. La reacción de fusión de helio no comienza, ya que la temperatura T 1 no es suficiente para la fusión de los núcleos de helio. En el proceso de contracción gravitacional de la estrella, su temperatura aumenta gradualmente. Las fuerzas de la gravedad aumentan directamente

proporcional a l / r 2, por tanto, cuando se alcanza la temperatura T 1, no se produce el equilibrio, ya que la temperatura T 1 corresponde en este caso a un volumen menor de la estrella. La compresión y el aumento de temperatura continúan, y a una cierta temperatura T 2 = 10 8 K, comienza la reacción de fusión de los núcleos de helio: 3 4 2 He-> 12 6 C + 7.22 MeV (τ = 10 años), y luego : (25,6)

4 2 He + 12 8 C-> 16 8 O + γ, 4 2 He + 16 8 O-> 20 10 Ne + γ, 4 2 He + 20 10 Ne -> 24 12 Mg. (25,7)

Después de que el helio se quema, se forma un núcleo denso de la estrella, el contenido del núcleo de carbono C-12, oxígeno 0-16, neón Ne-20, magnesio Mg-24. Además, el curso de la evolución de una estrella puede proceder de la misma manera. A una determinada temperatura T 3> T 2, se excita la reacción de síntesis de núcleos de carbono-magnesio. Este ciclo debe terminar con la formación de núcleos de silicio Si-26 y fósforo P-31.

Y, finalmente, a una temperatura T 4> T 3, se puede excitar la última etapa de la reacción exotérmica de la síntesis de núcleos de silicio y fósforo, que debe terminar con la formación de 56 26 Fe, 59 27 Co, 57 28 Ni núcleos.

Este es un esquema idealizado. De hecho, estos procesos pueden superponerse. En el centro de una estrella, las reacciones de fusión de núcleos más pesados ​​pueden tener lugar a una temperatura más alta, y en la periferia, reacciones de fusión de núcleos menos pesados ​​a temperaturas más bajas. Y en la mayoría de los casos, la evolución de una estrella es tranquila. Pero a veces hay tal combinación de masa, composición, tamaño y otros parámetros de la estrella que se altera el equilibrio. Bajo la influencia de la gravedad, la sustancia de la estrella empuja rápidamente hacia el centro y se produce el colapso de la estrella. La alta densidad, temperatura y presión en el núcleo de una estrella pueden, en algunos casos, conducir a la rápida liberación de enormes energías. Por ejemplo, como resultado de esta reacción: 16 8 O + 16 8 O = 32 16 S + 16,5 MeV. (25,8)

La estrella explota, dando a luz a una supernova. Si tenemos en cuenta la energía de la explosión SNZ E = 10 44 J y la frecuencia de sus repeticiones, resulta que para mantener la densidad de energía media de la PCR, el 1% de la explosión SNZ es suficiente.

v. Púlsares(fuentes pulsantes de emisión de radio) son pequeñas estrellas de neutrones, de hasta 20 km de diámetro, formadas como resultado de la rápida compresión gravitacional de los remanentes de supernova. La densidad de las estrellas de neutrones alcanza los 1012 kg / m 3, que se acerca a la densidad de la materia de los núcleos atómicos.

Como resultado de la compresión de los remanentes de la estrella, la inducción del campo magnético en la superficie alcanza valores enormes del orden de 10 9 T. A modo de comparación: la inducción magnética máxima obtenida en un experimento físico (en solenoides pulsados) no supera los 10 2 T. Debido a su pequeño tamaño, la velocidad de rotación de las estrellas de neutrones puede alcanzar los 1000 Hz. Una estrella magnética que gira tan rápidamente induce un campo eléctrico de vórtice a su alrededor. Este campo acelera las partículas del plasma circundante a altas energías. Raíz de núcleos hasta 10 20 eV, electrones - hasta 10 12 eV. Habiendo dejado el púlsar, estas partículas rápidas reponen la composición de la PCR.

Las partículas cargadas que vuelan desde el espacio hacia el campo magnético del púlsar giran alrededor de las líneas de fuerza, emitiendo radiación de sincrotrón en el rango de radio. Esta radiación es especialmente fuerte en la dirección de los polos magnéticos. Dado que el eje de rotación del púlsar no coincide con el eje magnético, el haz de emisión de radio describe un cono. Si la Tierra está en la pared de este cono, periódicamente se registra una señal en él en el momento en que el haz polar de emisión de radio atraviesa la Tierra.

Debido a la pérdida de energía, aumenta el período de los púlsares. Por lo tanto, cuanto más joven es el púlsar, mayor es la frecuencia de su rotación. En la actualidad, se conocen varios cientos de púlsares, con períodos de 0,033 sa 4,8 s.

Kvazary(abreviado de la fuente de radio cuasi-estelar en inglés) - cuasi-estrellas, similares a las estrellas. Son similares a las estrellas en apariencia óptica y similares a las nebulosas en la naturaleza de sus espectros. En el espectro de los cuásares, se observa un gran corrimiento al rojo, de 2 a 6 veces mayor que el más grande conocido en la Galaxia. En el rango visible, por ejemplo, se observa la línea UV de cabeza de la serie Lyman (D = 121,6 nm en el marco de referencia del gas emisor).

Habiendo determinado mediante la fórmula del desplazamiento de frecuencia Doppler ν = ν 0 √ ((1 ± β) / (1- + β)), donde β = υ / s, la velocidad radial υ del cuásar con respecto a la Tierra, y utilizando la ley empírica de Hubble υ = Нr, donde H = 1.3-10 -18 s -1 es la constante de Hubble, se puede calcular la distancia al cuásar d. Las distancias al cuásar resultaron ser gigantescas. Su orden es r ~ 10 10 ps. Esto es un millón de veces el tamaño de nuestra galaxia. El brillo de los cuásares cambia con un período T de aproximadamente 1 hora. Dado que el diámetro de un cuásar no puede exceder c * T, donde c es la velocidad de la luz en el vacío, resulta que el tamaño de los cuásares es pequeño, no más que el diámetro de la órbita de Urano (4 * 10 12 m) . Teniendo en cuenta la gran lejanía de los quásares, resulta que deberían emitir una potencia gigantesca del orden de 10 45 W, comparable a las galaxias, en un volumen de espacio relativamente pequeño. Estos objetos superpoderosos deben arrojar corrientes de partículas de alta energía al espacio. El mecanismo energético de los cuásares no está claro. Con un consumo de energía tan grande, la etapa activa de los cuásares debería limitarse a 10 mil años. Hasta la fecha, unos 200 objetos ópticos se consideran cuásares.

4. Rayos cósmicos solares. El sol es la estrella más cercana a la Tierra. Esta estrella se encuentra en un estado estacionario y, por lo tanto, no es una fuente notable de PCR en la escala de la Galaxia. Pero como la Tierra está muy cerca del Sol, está al alcance del plasma que sale del Sol: el viento solar. El viento solar está formado por protones y electrones. Se origina en flujos dinámicos de gas ascendentes: antorchas en la capa de la fotosfera y se desarrolla en la cromosfera.

La energía de las partículas del viento solar, pero en comparación con los rayos galácticos, es muy pequeña: para electrones E ≈ 10 4 eV, para protones no más de 10 11 N eV. Durante la activación de procesos explosivos en la superficie del Sol (el período de actividad solar), la concentración de partículas en el viento solar en la órbita de la Tierra es cientos de veces mayor que la concentración de partículas en los rayos galácticos. Por lo tanto, la influencia del viento solar en los procesos terrestres durante el período de actividad solar es mucho más notable en comparación con los rayos galácticos. En este momento, la comunicación por radio se interrumpe, ocurren tormentas geomagnéticas y auroras. Pero en promedio, la contribución de los rayos cósmicos solares a la Tierra es pequeña. Tiene 1-3% de intensidad.

5. Rayos cósmicos secundarios es un flujo de partículas producido durante la interacción de la PCR con el material de la atmósfera terrestre. El paso de una partícula en una sustancia se caracteriza a menudo por su rango medio l antes de interactuar con el núcleo del medio. A menudo, el recorrido promedio se expresa por la masa de una sustancia en una columna con un área de 1 cm 2 y una altura l. Entonces, el espesor total de la atmósfera terrestre es de 1000 g / cm 2. Para los protones, el rango l corresponde a 70-80 g / cm 2, para partículas α - 25 g / cm 2, para núcleos más pesados ​​este valor es aún menor. La probabilidad de que un protón alcance la superficie de la tierra se encuentra a partir de la ley de Bouguer. I / I 0 = exp (-x / l) = exp (-1000/70) ≈10 -7. De los 10 millones de protones primarios, solo uno llegará a la Tierra. Para las partículas α y los núcleos, este número es aún menor. En los rayos cósmicos secundarios, se distinguen 3 componentes: nuclear activo (hadrónico), duro (muónico) y blando (electrón-fotón).

una. Componente activo nuclear contiene protones y neutrones que surgen de la interacción de protones y otras partículas de PCR de alta energía E 0> 1 GeV con los núcleos de los átomos de la atmósfera terrestre, principalmente nitrógeno N y oxígeno O.Cuando una partícula golpea el núcleo, aproximadamente la mitad de su la energía se gasta en eliminar varios nucleones con energías E≈0.2 GeV, para la excitación del núcleo final y para la producción múltiple de partículas relativistas. Se trata principalmente de peonías π +, π 0, π -. Su número por protón primario con energía E 0 ± 0,2 GeV puede llegar a 10. Un núcleo excitado se desintegra y emite varios nucleones o partículas α más. Los nucleones nacientes y la partícula primaria, interactuando con los núcleos de la atmósfera, conducen al desarrollo de una cascada nuclear. Los protones y otras partículas infectadas de baja energía que aparecen en cada acto de colisión se desaceleran y absorben rápidamente como resultado de las pérdidas por ionización. Los neutrones están involucrados en la multiplicación adicional de partículas nucleares activas hasta las energías más bajas.

B. Componente rígido (muón) nace en una cascada nuclear de piones cargados con energía Е≤100 GeV, decayendo según el esquema: π ± → μ ± + ν μ (ṽ μ), donde μ ± son muones cargados. Su masa en reposo es 207 m e, y la vida media en su propio marco de referencia es τ 0 = 2 * 10 6 s; ν m (ṽ m) - neutrino muónico (antineutrino). Los muones, a su vez, se desintegran de acuerdo con el esquema: μ - → e - * ṽ, μ + → e + * ν. Dado que las velocidades de los muones están cerca de la velocidad de la luz, entonces, de acuerdo con la teoría de la relatividad, el tiempo promedio de su vida en el marco de referencia conectado con la Tierra resulta ser bastante grande. Como resultado, los muones tienen tiempo para atravesar toda la atmósfera e incluso unos 20 m de suelo. Esto también se debe al hecho de que los muones y aún más los neutrinos interactúan débilmente con la materia. Es por eso que el flujo de muones y neutrinos se denomina componente duro o penetrante de los rayos cósmicos secundarios.

e. Componente blando (electrón-fotón). Su principal fuente son los piones neutros π 0, que se forman en una colisión nuclear. En comparación con los piones cargados π + y π -, cuya vida útil es de 2 * 10 -6 s, los piones neutrales se desintegran más rápido, su vida media es τ = 1.8 * 10 -16 s. Desde el lugar de su nacimiento, el pión π 0 logra salir por una distancia insignificante x≈c * τ = 3 * 10 8 * 1.8 * 10-16 = 5 * 10 -8 my se descompone en dos γ de alta energía -cuanta: π0 → γ + γ. Estos γ-cuantos energéticos en el campo de los núcleos se desintegran en pares electrón-positrón, γ → e - + e +. Cada uno de los electrones generados tiene una alta velocidad y, al chocar con los núcleos, emite bremsstrahlung γ-quanta, e - → e - + γ .. Etc. Surge un proceso similar a una avalancha.

El aumento en el número de electrones, positrones y γ-quanta continuará hasta que la energía de las partículas disminuya a 72 MeV. Después de esto, las pérdidas de energía predominantes recaen en la ionización de los átomos en las partículas y en la dispersión de Compton en los γ-cuantos. El aumento en la cantidad de partículas en la ducha se detiene y sus partículas individuales se absorben. El desarrollo máximo del componente blando se produce a una altitud de unos 15 km.

A energías muy altas de partículas primarias E 0>. 10 Las avalanchas en cascada de electrones-fotones de 5 GeV en la atmósfera terrestre adquieren las características específicas de extensas lluvias de aire. El desarrollo de dicha lluvia comienza a una altitud de 20-25 km. El número total de partículas puede llegar a 10 8 -10 9. Dado que una partícula en la ducha tiene aproximadamente una energía de 1 GeV, la energía de la partícula primaria se puede estimar a partir del número de partículas en la ducha.

La existencia de tales duchas en cascada fue descubierta en 1938 por el francés Pierre Auger. Por lo tanto, a menudo se les llama duchas Auger.