ब्रह्मांडीय किरणों। कॉस्मिक किरणें: रचना और उत्पत्ति। कॉस्मिक किरणों में मॉडुलन प्रभाव

ब्रह्मांडीय किरणों

कॉस्मिक किरणें क्या हैं?

ब्रह्मांड के अंतहीन विस्तार के माध्यम से यात्रा करना, रास्ते में कई आश्चर्य और सभी प्रकार के बाहरी प्रभावों का सामना करना। और इनमें से एक प्रभाव अंतरिक्ष से किरणें हैं।
ब्रह्मांडीय किरणों - ये ऐसे कण हैं जिनके पास चार्ज नहीं है, सार्वभौमिक विस्तार से पृथ्वी की सतह तक पहुंचते हैं, हमारे ग्रह के वायु खोल में रहते हैं। ब्रह्मांडीय किरणों का भौतिकी एक बहुत ही आशाजनक भविष्य वाला क्षेत्र बन गया है। क्योंकि कॉस्मिक किरणों का अध्ययन करके वैज्ञानिक इसमें होने वाली प्रक्रियाओं को बेहतर ढंग से समझ सकते हैं सितारे , हमारे और न केवल . में आकाशगंगाओं . इतने बड़े अवसर हमें प्रदान कर सकेंगे ब्रह्मांडीय किरणों .

ब्रह्मांडीय किरणों का भौतिकी और खोज का इतिहास

ब्रह्मांडीय किरणों दुर्घटना से ज्ञात हो गया 1900 छ. इलेक्ट्रोस्कोप के माध्यम से गैस के आयनीकरण और विद्युत चालकता की मात्रा को मापते समय। जर्मन भौतिक विज्ञानी जूलियस एल्स्टर और हंस गीतेला एक दूसरे से स्वायत्त रूप से वायु आयनीकरण की एक अज्ञात प्राकृतिक उत्पत्ति की खोज की।

स्कॉटिश भौतिक विज्ञानी चार्ल्स विल्सन यूके में रहते हुए और साथ काम कर रहे हैं आयनीकरण कक्ष , ने निष्कर्ष निकाला कि आने वाले विकिरण का एक अलौकिक कारण है। एक परिरक्षित कैमरे का उपयोग करते हुए, विल्सन ने पाया कि अज्ञात विकिरण की मर्मज्ञ संपत्ति एक्स-रे और गामा-किरणों की तुलना में अधिक मजबूत है, और इसे एक नाम दिया। अल्ट्रा-गामा आयनीकरण .

दुर्भाग्य से, बाद के अध्ययन ब्रह्मांडीय किरणों इस क्षेत्र में भौतिकी के अध्ययन की प्रक्रिया को थोड़ा धीमा कर दिया। अर्नेस्ट रदरफोर्ड उसी समय, सीसे के साथ संसूचक के संरक्षण पर कई प्रयोग किए और निर्माण सामग्री की गामा गतिविधि के रूप में इसके लिए एक स्पष्टीकरण दिया। बाद में, सबसे संवेदनशील इलेक्ट्रोमीटर ने परिणाम दिए जिससे पता चला कि जल निकायों पर आयनीकरण कम हो गया और सुझाव दिया कि यह आयनीकरण गामा स्पेक्ट्रम में लिथोस्फीयर की रेडियोधर्मिता का परिणाम है। मुझे लगता है कि यह बहुत मज़ेदार है - क्या आया स्थान व्याख्या की गई जैसे कि स्रोत पृथ्वी में था।
वैज्ञानिक बहुत लंबे समय से प्रयोगात्मक डेटा एकत्र कर रहे हैं। उन्होंने सीधे जमीन और ऊंचाई दोनों पर प्रयोग किए, उदाहरण के लिए, एफिल टॉवर और एक गुब्बारे पर। और पारित होने के बाद 25 साल, में 25 पिछली सदी का वां वर्ष, वैज्ञानिक भौतिक विज्ञानी रॉबर्ट मिलिकेन अमेरिका से ऊंचाई पर स्थित जलाशयों में उच्च ऊंचाई वाले विकिरण के जल अवशोषण के मापन की एक श्रृंखला की गई 3.6 और के बारे में 2 -एक्स किमी। माप के परिणामस्वरूप, यह पता चला कि विकिरण हवा के माध्यम से नीचे निर्देशित।
Milliken पहली बार इस घटना को बुला रहे हैं ब्रह्मांडीय किरणों . हम इसे इस घटना के अध्ययन में एक वास्तविक सफलता के रूप में मानेंगे। लेकिन अभी भी, ब्रह्मांडीय किरणों की उत्पत्ति वैज्ञानिकों को समझ में नहीं आया। सोवियत भौतिक विज्ञानी द्वारा किरणों की समझ में बहुत बड़ा योगदान दिया गया था दिमित्री स्कोबेल्टसिन . उन्होंने प्रयोगों के माध्यम से स्थापित किया कि ब्रह्मांडीय किरणों ये ऐसे कण होते हैं जिनमें विद्युत आवेश होता है और हवा में कारण होता है बारिश कण। बाद में स्नान सिद्धांत इन कणों का अध्ययन एक भौतिक विज्ञानी द्वारा किया जा रहा है लेव लैंडौस .
में 36 पिछली सदी का वर्ष विक्टर हेसो खोज के लिए नोबेल पुरस्कार से सम्मानित किया गया ब्रह्मांडीय किरणों . 24 इस घटना के मौलिक मूल्य का एहसास होने से पहले साल बीत गए। उस समय तक, यह पहले से ही स्पष्ट था कि ब्रह्मांडीय किरणों ये ज्यादातर मामलों में, सकारात्मक चार्ज और बहुत अधिक ऊर्जा वाले कण होते हैं।
से अध्ययन अवधि 30 -x से 55 का, एक युग बन गया मौलिक कण में ब्रह्मांडीय किरणों . उस समय कदम से कदम मिला: पॉज़िट्रॉन, म्यूऑन, द्वि-मेसन्स आदि। त्वरक जितने अधिक शक्तिशाली होते गए, भौतिकी में ऊर्जा का सक्रिय क्षेत्र उतना ही ऊंचा होता गया, जिससे घटनाओं का विस्तार से अध्ययन करना संभव हो गया। ब्रह्मांडीय किरणों . हालाँकि, ऊर्जा की ऊपरी सीमाएँ, जो अब कॉस्मिक किरणों में हैं 3x10 20 इलेक्ट्रॉन वोल्ट, पहले की तरह, प्रयोगशालाओं में सन्निहित परिणामों से बेहतर परिमाण का एक क्रम है।

उदाहरण के लिए, श्रेष्ठता को समझने के लिए: in टैंक (लार्ज हैड्रान कोलाइडर) कणों को ऊर्जा में त्वरित किया जाता है 14x10 12 इलेक्ट्रॉन वोल्ट की डिग्री, जो लगभग . है एक करोड़ गुना कम। वैसे, वो दौर याद है जब उन्होंने कहा था कि टैंक ब्लैक होल के उद्भव का कारण होगा, जिससे मानव जाति की मृत्यु हो जाएगी। ऊपर से निम्नानुसार, वातावरण में बहुत लंबे समय से ऐसी घटनाएं हुई हैं जो ऊर्जावान रूप से अधिक शक्तिशाली हैं जो कि बनाई गई हैं टैंक . और इसने मानव जाति के विकास को नहीं रोका। कॉस्मोलुचि मानो वे हैं प्राकृतिक त्वरक«.
जाहिर है, अधिकांश ब्रह्मांडीय किरणों से हमारे पास उड़ता है रवि . लेकीन मे 1960 वर्ष वी.एल. गिन्ज़बर्ग और एस. आई. सिरोवत्स्की राय व्यक्त की कि ब्रह्मांडीय किरणों सुपरनोवा विस्फोट के दौरान आकाशगंगा में पैदा होते हैं। और पहले से ही बाद में 8 वर्षों से, आकाशगंगा से आने वाली उच्च-ऊर्जा गामा किरणों का पता लगाया जाता है। भविष्य में, वैज्ञानिकों के सिद्धांत विचार के लिए विकसित हुए एक्ट्रागैलेटिक निशान ब्रह्मांडीय किरणों और युवा ब्रह्मांड से कण।
पर्याप्त ब्रह्मांडीय किरणों का इतिहास , क्या से चर्चा करते हैं ब्रह्मांडीय किरणों से मिलकर बनता है .

ब्रह्मांडीय किरणों की संरचना और उत्पत्ति

जैसा कि पहले उल्लेख किया गया है, के माध्यम से ब्रह्मांडीय किरणों , अनुभवजन्य रूप से ऐसे कणों को दर्ज किया गया है पॉज़िट्रॉन, म्यूऑन, द्वि-मेसन . हालांकि, भीतर ब्रह्मांडीय किरणों ये कण बहुत कम हैं। अधिकांश ब्रह्मांडीय किरणों गठित करना प्रोटान , इसके बारे में 90% अंतरिक्ष से आने वाली सभी किरणों से। के बारे में 7% गठित करना अल्फा कण , अर्थात। हीलियम नाभिक , और लगभग . का केवल एक छोटा सा हिस्सा 1% ये नाभिक भारी परिमाण के क्रम हैं, उदाहरण के लिए, कार्बन और लोहा . हैरानी की बात है कि ये "भारी" नाभिक आते हैं आकाशगंगाओं .
ब्रह्मांडीय किरणों हमारे तारे से आने की एक संरचना होती है, ज्यादातर मामलों में, ये प्रोटॉन होते हैं 98% . क्या ब्रह्मांडीय किरणों आकाशगंगा से भारी नाभिक होते हैं, यह प्राथमिक रूप से समझाया गया है कि वे गठन (विस्फोट) के परिणामस्वरूप पैदा हुए हैं सुपरनोवा .
वैसे, ब्रह्मांडीय किरणों की पुष्टि फिर (सापेक्षता का सिद्धांत ) क्या इसे और भी महत्वपूर्ण बनाता है ब्रह्मांडीय किरणों .
कब प्रोटोन पृथ्वी के वायुमंडल के साथ परस्पर क्रिया करता है कणों की बौछार . आइए इस घटना पर अधिक विस्तार से विचार करें। उजागर होने पर ब्रह्मांडीय किरणों वायु गैसों के परमाणु नाभिक में, ज्यादातर मामलों में नाभिक के साथ एन 2 और O2 , मुख्य ब्रह्मांडीय किरणों , एक नियम के रूप में, बड़ी संख्या में माध्यमिक कणों को जन्म देते हैं आयन, प्रोटॉन, न्यूट्रॉन, म्यूऑन, इलेक्ट्रॉन, पॉज़िट्रॉन और फोटॉन . इस धारा का एक विशाल क्षेत्र है और इसे बड़ा नाम दिया गया है वायुमंडलीय बौछार . एक बातचीत के लिए, प्रोटॉन, एक नियम के रूप में, अपनी ऊर्जा क्षमता का लगभग आधा हिस्सा छोड़ देता है। इस अधिनियम के परिणामस्वरूप ज्यादातर मामलों में पैदा होते हैं चपरासी . प्राथमिक कण का प्रत्येक बाद का कार्य नए कणों की एक धारा बनाता है जो प्राथमिक कण के प्रक्षेपवक्र का पालन करता है, बनाता है बौछार . बनाया था चपरासी एक नियम के रूप में, वे हवा के परमाणु नाभिक को प्रभावित करते हैं, लेकिन उन्हें नष्ट भी किया जा सकता है म्यूओनिक और इलेक्ट्रॉन-फोटोनिक प्रवाह घटक। नतीजतन, कण नाभिक अंततः "पुनर्जन्म" पृथ्वी पर नहीं पहुंचते हैं म्यूऑन, न्यूट्रिनो और गामा किरणें .

कॉस्मिक किरणों का पता लगाना

अंतरिक्ष से किरणों का पता कैसे लगाया जाता है और वैज्ञानिक इस घटना से क्या डेटा प्राप्त करना चाहते हैं?

इसलिये ऊर्जा स्पेक्ट्रम ब्रह्मांडीय किरणों बहुत बड़ा 10 6 इससे पहले 10 20 इलेक्ट्रॉन-वोल्ट , उनकी पहचान और निगरानी के तरीके बेहद विविध हैं। उदाहरण के लिए, ये बड़े एयर कैस्केड का पता लगाने के लिए एक विशाल क्षेत्र की जमीनी संरचनाएं हैं ( बारिश ) ये संरचनाएं निशान प्रकट कर सकती हैं ब्रह्मांडीय किरणों , आकाश का एक विस्तृत भाग देखा जा रहा है। ये डिटेक्टर ओवर ऑपरेशन करने में सक्षम हैं 90% समय। दुर्भाग्य से, ये सुविधाएं के प्रति बहुत संवेदनशील हैं पृष्ठभूमि विकिरण , और कभी-कभी अंतरिक्ष से आने वाले कणों और स्थलीय कणों के बीच अंतर करना बहुत मुश्किल होता है।

चेरेनकोव विकिरण
पंजीकरण करने का दूसरा तरीका उपयोग करना है चेरेनकोव विकिरण . जब कुछ कण, जैसे ब्रह्मांडीय कण, तेजी से चलते हैं प्रकाश की गति कुछ वातावरण में, प्रकट होता है विकिरण बुलाया चेरेनकोव , जिसका पता चला है। ये दूरबीनें, हालांकि वे पृष्ठभूमि रेडियोधर्मिता और के बीच पूरी तरह से अंतर कर सकती हैं ब्रह्मांडीय किरणों , लेकिन वे केवल स्पष्ट रात के मौसम में कार्य करते हैं, जब आकाश में कोई चंद्रमा नहीं होता है और उनके पास देखने का एक छोटा सा क्षेत्र होता है। और ऐसे टेलिस्कोप थोड़े समय के लिए एक्सप्लोर कर सकते हैं।

टेलीस्कोप वेरिटास
चेरेनकोव विकिरण का पता लगाने वाला सबसे लोकप्रिय दूरबीन है वेरिटास और है . टेलीस्कोप का पता लगाते हैं गामा विकिरण , अर्थात। चेरेनकोव। वे पल्सर, क्वासर, स्टार क्लस्टर, गामा-रे बर्स्ट के अध्ययन और अध्ययन में एक बड़ा योगदान देने में सक्षम थे। ब्रह्मांडीय किरणों की उत्पत्ति , आकाशगंगा और सुपरमैसिव ब्लैक होल के बाहर स्थित है, जो आकाशगंगा का केंद्र है।
पंजीकरण करने के अन्य तरीके हैं ब्रह्मांडीय किरणों , साथ ही उनके कारण होने वाले परिणाम, लेकिन वे सभी केवल किसी न किसी सामग्री के संपर्क में आने से जुड़े होते हैं, चाहे वह प्लास्टिक, नाइट्रोजन या सुपरसैचुरेटेड जल ​​वाष्प, आदि हो।

कॉस्मिक किरणों का उपयोग

क्या कॉस्मिक किरणों का कोई व्यावहारिक अनुप्रयोग है?!

मिस्र के पिरामिड
निश्चित रूप से हाँ। उदाहरण के लिए, संरचनाओं का अध्ययन मिस्र के पिरामिड . एक्सपोजर की प्रक्रिया में ब्रह्मांडीय किरणों जैसा कि ऊपर उल्लेख किया गया है, वातावरण पर प्रकट होता है म्यून्स . और मदद से म्यूऑन रेडियोग्राफी या, जैसा कि में कहा गया है "प्राकृतिक" , वैज्ञानिक पिरामिडों में अभी भी अस्पष्टीकृत रिक्तियों को "देखने" में सक्षम थे। सामान्य तौर पर, इससे पता चलता है कि वर्तमान मौलिक कण भौतिकी और ब्रह्मांडीय किरणों पुरातत्व में नई खोज करने में सक्षम होंगे।

न्युट्रीनो
लेकिन आइए इस घटना पर एक व्यापक नज़र डालें। वास्तव में, ब्रह्मांडीय किरणों इन "मायावी" के स्रोत के रूप में कार्य करें न्युट्रीनो वैज्ञानिक दुनिया को परेशान कर रहा है। संभवत, ब्रह्मांडीय किरणों हमें ऐसी जानकारी दे सकते हैं सैद्धांतिक» कणों की तरह मैग्नेटो मोनोपोल या गुरुत्वाकर्षण , जिसकी हम अभी तक जांच नहीं कर पाए हैं, हमारे आधुनिक त्वरक के साथ आवश्यक स्थितियां बनाने में असमर्थता के कारण। के अतिरिक्त, पृष्ठभूमि विकिरण यह किस्मों में से एक है ब्रह्मांडीय किरणों . और उत्तरी रोशनी भी अभिव्यक्ति का एक परिणाम है ब्रह्मांडीय किरणों .

कॉस्मिक किरणें (विकिरण) ऐसे कण हैं जो तारे के बीच का स्थान भरते हैं और लगातार पृथ्वी पर बमबारी करते हैं। उन्हें 1912 में ऑस्ट्रियाई भौतिक विज्ञानी हेस द्वारा एक गुब्बारे में आयनीकरण कक्ष का उपयोग करके खोजा गया था। ब्रह्मांडीय किरणों की अधिकतम ऊर्जा 10 21 eV है, अर्थात। आधुनिक त्वरक (10 12 eV) के लिए उपलब्ध ऊर्जा से अधिक परिमाण के कई क्रम हैं। इसलिए, ब्रह्मांडीय किरणों का अध्ययन न केवल ब्रह्मांडीय भौतिकी में, बल्कि प्राथमिक कण भौतिकी में भी महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है। ब्रह्मांडीय किरणों (पॉज़िट्रॉन - एंडरसन, 1932; म्यूऑन () - नेडरमेयर और एंडरसन, 1937; पियोन () - पॉवेल, 1947) में पहली बार कई प्राथमिक कणों की खोज की गई थी। हालांकि कॉस्मिक किरणों में न केवल आवेशित, बल्कि तटस्थ कण (विशेषकर कई फोटॉन और न्यूट्रिनो) भी शामिल होते हैं, आवेशित कणों को आमतौर पर कॉस्मिक किरणें कहा जाता है।

कॉस्मिक किरणों की चर्चा करते समय, यह स्पष्ट करना आवश्यक है कि किन किरणों की चर्चा की जा रही है। कॉस्मिक किरणें निम्नलिखित प्रकार की होती हैं:

1. गेलेक्टिक कॉस्मिक किरणें - हमारी आकाशगंगा के आँतों से ब्रह्मांडीय कण पृथ्वी पर आ रहे हैं। इनमें सूर्य द्वारा उत्पन्न कण शामिल नहीं हैं।

2. सौर ब्रह्मांडीय किरणें सूर्य द्वारा उत्पन्न ब्रह्मांडीय कण हैं।

पृथ्वी पर बमबारी करने वाली गांगेय ब्रह्मांडीय किरणों का प्रवाह लगभग आइसोट्रोपिक और समय में स्थिर है और 1 कण/सेमी 2 सेकंड (पृथ्वी के वायुमंडल में प्रवेश करने से पहले) के बराबर है। गांगेय ब्रह्मांडीय किरणों का ऊर्जा घनत्व 1 eV/cm3 है, जो तारों से विद्युत चुम्बकीय विकिरण की कुल ऊर्जा, अंतरतारकीय गैस की तापीय गति और गांगेय चुंबकीय क्षेत्र के बराबर है। इस प्रकार, ब्रह्मांडीय किरणें आकाशगंगा का एक महत्वपूर्ण घटक हैं।

गांगेय ब्रह्मांडीय किरणों की संरचना:

परमाणु घटक- 93% प्रोटॉन, 6.5% हीलियम नाभिक,<1% более тяжелых ядер (т.е. отвечает распространенности ядер во Вселенной).

इलेक्ट्रॉन।उनकी संख्या कोर की संख्या का 1% है।

पॉज़िट्रॉन।इनकी संख्या इलेक्ट्रॉनों की संख्या का 10% है।

एंटी-हैड्रोन 1% से कम हैं।

गांगेय ब्रह्मांडीय किरणों की ऊर्जा एक विशाल सीमा को कवर करती है - परिमाण के कम से कम 15 क्रम (10 6 -10 21 eV)। E>10 9 eV वाले कणों के लिए उनका प्रवाह ऊर्जा बढ़ने के साथ तेजी से घटता है। परमाणु घटक का ऊर्जा स्पेक्ट्रम, निम्न ऊर्जाओं को छोड़कर, अभिव्यक्ति का पालन करता है

एन (ई) = एन ओ ई - , (15.5)

जहाँ n o एक अचर है, और E . पर 2.7<10 15 ýÂ è 3.1-3.2 ïðè E>10 15 ईवी। परमाणु घटक का ऊर्जा स्पेक्ट्रम चित्र 15.6 में दिखाया गया है।

अल्ट्राहाई-ऊर्जा कणों का प्रवाह अत्यंत छोटा है। तो, औसतन, 10 20 ईवी की ऊर्जा वाला एक से अधिक कण 10 किमी 2 प्रति वर्ष के क्षेत्र में नहीं गिरता है। >10 9 eV ऊर्जा वाले इलेक्ट्रॉनों के लिए स्पेक्ट्रम की प्रकृति चित्र 15.6 में दर्शाए गए स्पेक्ट्रम के समान है। गांगेय ब्रह्मांडीय किरणों का प्रवाह कम से कम 1 अरब वर्षों से नहीं बदला है।

गेलेक्टिक कॉस्मिक किरणों का स्पष्ट रूप से एक गैर-थर्मल मूल है। दरअसल, तारों के केंद्र में अधिकतम तापमान (10 9 K) पहुंच जाता है। इस स्थिति में कणों की ऊष्मीय गति की ऊर्जा 10 5 eV है। इसी समय, पृथ्वी के आस-पास पहुंचने वाली गांगेय ब्रह्मांडीय किरणों के कणों में मुख्य रूप से ऊर्जा>10 8ýÂ होती है।

चावल। 15.6. अंतरिक्ष के परमाणु घटक का ऊर्जा स्पेक्ट्रम

किरणें। द्रव्यमान प्रणाली के केंद्र में ऊर्जा दी जाती है।

यह मानने के अच्छे कारण हैं कि कॉस्मिक किरणें मुख्य रूप से सुपरनोवा विस्फोटों से उत्पन्न होती हैं (कॉस्मिक किरणों के अन्य स्रोत पल्सर, रेडियो आकाशगंगा, क्वासर हैं)। हमारी आकाशगंगा में, हर 100 वर्षों में औसतन कम से कम एक बार सुपरनोवा विस्फोट होते हैं। यह गणना करना आसान है कि ब्रह्मांडीय किरणों (1 eV/cm 3) के प्रेक्षित ऊर्जा घनत्व को बनाए रखने के लिए, यह उन्हें विस्फोट शक्ति का केवल कुछ प्रतिशत ही संचारित करने के लिए पर्याप्त है। सुपरनोवा विस्फोटों के दौरान निकाले गए प्रोटॉन, भारी नाभिक, इलेक्ट्रॉनों और पॉज़िट्रॉन को विशिष्ट खगोलीय प्रक्रियाओं (जिस पर नीचे चर्चा की जाएगी) में और तेज किया जाता है, जो ब्रह्मांडीय किरणों में निहित ऊर्जा विशेषताओं को प्राप्त करते हैं।

कॉस्मिक किरणों की संरचना में व्यावहारिक रूप से कोई मेटागैलेक्टिक किरणें नहीं होती हैं; हमारी आकाशगंगा में बाहर से फंसा हुआ है। ब्रह्मांडीय किरणों के सभी देखे गए गुणों को इस आधार पर समझाया जा सकता है कि वे लंबे समय तक हमारी आकाशगंगा में बनते, संचित और बनाए रखते हैं, धीरे-धीरे अंतरिक्ष में बहते हुए। यदि ब्रह्मांडीय कण एक सीधी रेखा में चलते हैं, तो वे अपनी उत्पत्ति के कुछ हज़ार साल बाद आकाशगंगा छोड़ देंगे। इस तरह के तेजी से रिसाव से अपूरणीय क्षति होगी और कॉस्मिक किरणों की तीव्रता में तेज कमी आएगी।

वास्तव में, क्षेत्र रेखाओं के अत्यधिक उलझे हुए विन्यास के साथ एक अंतरतारकीय चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति आवेशित कणों को जटिल प्रक्षेप पथों के साथ गति करने के लिए मजबूर करती है (यह आंदोलन अणुओं के प्रसार जैसा दिखता है), आकाशगंगा में इन कणों के निवास समय को हजारों गुना बढ़ा देता है। . ब्रह्मांडीय किरण कणों के मुख्य द्रव्यमान की आयु दसियों लाख वर्ष आंकी गई है। अल्ट्राहाई ऊर्जा के ब्रह्मांडीय कण गैलेक्टिक चुंबकीय क्षेत्र द्वारा कमजोर रूप से विक्षेपित होते हैं और अपेक्षाकृत जल्दी गैलेक्सी छोड़ देते हैं। यह ब्रह्मांडीय किरणों के स्पेक्ट्रम में 310 15 की ऊर्जा पर विराम की व्याख्या कर सकता है।

आइए हम संक्षेप में कॉस्मिक किरणों के त्वरण की समस्या पर ध्यान दें। ब्रह्मांडीय किरण कण एक दुर्लभ और विद्युत रूप से तटस्थ ब्रह्मांडीय प्लाज्मा में चलते हैं। प्रक्षेपवक्र के विभिन्न बिंदुओं के बीच संभावित अंतर के कारण इसमें महत्वपूर्ण इलेक्ट्रोस्टैटिक क्षेत्र नहीं होते हैं जो आवेशित कणों को तेज करने में सक्षम होते हैं। लेकिन प्लाज्मा में, प्रेरण और पल्स प्रकार के विद्युत क्षेत्र उत्पन्न हो सकते हैं। तो प्रेरण (भंवर) विद्युत क्षेत्र प्रकट होता है, जैसा कि आप जानते हैं, समय के साथ चुंबकीय क्षेत्र की ताकत में वृद्धि (तथाकथित बीटाट्रॉन प्रभाव) के साथ। कणों का त्वरण तीव्र प्लाज्मा अशांति वाले क्षेत्रों में प्लाज्मा तरंगों के विद्युत क्षेत्र के साथ उनकी बातचीत के कारण भी हो सकता है। त्वरण के अन्य तंत्र हैं, जिन पर हम इस पाठ्यक्रम में ध्यान नहीं दे पा रहे हैं। एक अधिक विस्तृत परीक्षा से पता चलता है कि प्रस्तावित त्वरण तंत्र सुपरनोवा विस्फोटों में 10 5 से 10 21 तक निकाले गए आवेशित कणों की ऊर्जा में वृद्धि प्रदान करने में सक्षम हैं।

सूर्य द्वारा उत्सर्जित आवेशित कण - सौर ब्रह्मांडीय किरणें - पृथ्वी पर बमबारी करने वाले ब्रह्मांडीय विकिरण का एक बहुत ही महत्वपूर्ण घटक। इन कणों को सौर ज्वालाओं के दौरान सूर्य के वायुमंडल के ऊपरी भाग में उच्च ऊर्जा के लिए त्वरित किया जाता है। सोलर फ्लेयर्स निश्चित समय चक्रों के अधीन होते हैं। 11 साल की अवधि के साथ सबसे शक्तिशाली पुनरावृत्ति, कम शक्तिशाली - 27 दिनों की अवधि के साथ। शक्तिशाली सौर ज्वालाएं पृथ्वी पर सूर्य की दिशा से होने वाली ब्रह्मांडीय किरणों के प्रवाह को गांगेय की तुलना में 106 गुना बढ़ा सकती हैं।

गांगेय ब्रह्मांडीय किरणों की तुलना में, सौर ब्रह्मांडीय किरणों में अधिक प्रोटॉन (सभी नाभिकों का 98-99% तक) और, तदनुसार, कम हीलियम नाभिक (1.5%) होते हैं। उनमें व्यावहारिक रूप से कोई अन्य नाभिक नहीं होते हैं। सौर ब्रह्मांडीय किरणों में Z2 के साथ नाभिक की सामग्री सौर वातावरण की संरचना को दर्शाती है। सौर ब्रह्मांडीय किरण कणों की ऊर्जा 10 5 -10 11 eV की सीमा में भिन्न होती है। उनके ऊर्जा स्पेक्ट्रम में एक पावर फंक्शन (15.5) का रूप होता है, जहां - ऊर्जा घटने पर 7 से घटकर 2 हो जाती है।

ब्रह्मांडीय किरणों की उपरोक्त सभी विशेषताएं पृथ्वी के वायुमंडल में प्रवेश करने से पहले ब्रह्मांडीय कणों को संदर्भित करती हैं, अर्थात। तथाकथित के लिए प्राथमिक ब्रह्मांडीय विकिरण. वायुमंडलीय नाभिक (मुख्य रूप से ऑक्सीजन और नाइट्रोजन) के साथ बातचीत के परिणामस्वरूप, प्राथमिक ब्रह्मांडीय किरणों (मुख्य रूप से प्रोटॉन) के उच्च-ऊर्जा कण बड़ी संख्या में माध्यमिक कण बनाते हैं - हैड्रॉन (पियोन, प्रोटॉन, न्यूट्रॉन, एंटीन्यूक्लियॉन, आदि), लेप्टन (म्यूऑन, इलेक्ट्रॉन, पॉज़िट्रॉन, न्यूट्रिनो) और फोटॉन। एक जटिल बहु-चरण कैस्केड प्रक्रिया विकसित होती है। द्वितीयक कणों की गतिज ऊर्जा मुख्य रूप से वायुमंडल के आयनीकरण पर खर्च होती है।

पृथ्वी के वायुमंडल की मोटाई लगभग 1000 g/cm2 है। इसी समय, हवा में उच्च-ऊर्जा प्रोटॉन की सीमा 70-80 ग्राम/सेमी 2 है, और हीलियम नाभिक की सीमा 20-30 ग्राम/सेमी 2 है। इस प्रकार, एक उच्च-ऊर्जा प्रोटॉन वायुमंडलीय नाभिक के साथ 15 टकराव का अनुभव कर सकता है, और प्राथमिक प्रोटॉन के लिए समुद्र के स्तर तक पहुंचने की संभावना बहुत कम है। पहली टक्कर आमतौर पर 20 किमी की ऊंचाई पर होती है।

लेप्टान और फोटॉन माध्यमिक हैड्रॉन (मुख्य रूप से पियोन) के कमजोर और विद्युत चुम्बकीय क्षय और नाभिक के कूलम्ब क्षेत्र में क्वांटा द्वारा ई-ई + -पेयर के निर्माण के परिणामस्वरूप दिखाई देते हैं:

कोर + कोर + ई - + ई +।

इस प्रकार, एक प्राथमिक कण के बजाय, बड़ी संख्या में द्वितीयक कण उत्पन्न होते हैं, जो हैड्रॉन, म्यूऑन और इलेक्ट्रॉन-फोटॉन घटकों में विभाजित होते हैं। कणों की संख्या में हिमस्खलन जैसी वृद्धि इस तथ्य को जन्म दे सकती है कि अधिकतम कैस्केड पर उनकी संख्या 10 6 -10 9 (प्राथमिक प्रोटॉन> 10 14 eV की ऊर्जा पर) तक पहुंच सकती है। ऐसा झरना एक बड़े क्षेत्र (कई वर्ग किलोमीटर) को कवर करता है और कहा जाता है व्यापक हवा की बौछार(चित्र 15.7)।

अधिकतम आयामों तक पहुंचने के बाद, मुख्य रूप से वायुमंडलीय आयनीकरण के लिए ऊर्जा की हानि के कारण कैस्केड का क्षय होता है। पृथ्वी की सतह पर मुख्य रूप से आपेक्षिक म्यूऑन द्वारा पहुँचा जाता है। इलेक्ट्रॉन-फोटॉन घटक अधिक मजबूती से अवशोषित होता है और कैस्केड का हैड्रोनिक घटक लगभग पूरी तरह से "मर जाता है"। कुल मिलाकर, समुद्र तल पर ब्रह्मांडीय किरण कण प्रवाह प्राथमिक ब्रह्मांडीय किरण प्रवाह से लगभग 100 गुना कम है, जो लगभग 0.01 कण/सेमी 2 सेकंड के बराबर है।

ब्रह्मांडीय किरणों
ब्रह्मांडीय किरणों

ब्रह्मांडीय किरणों (कॉस्मिक रेडिएशन) - वे कण जो इंटरस्टेलर स्पेस को भरते हैं और लगातार पृथ्वी पर बमबारी करते हैं। उन्हें 1912 में ऑस्ट्रियाई भौतिक विज्ञानी डब्ल्यू। हेस द्वारा एक गुब्बारे में आयनीकरण कक्ष का उपयोग करके खोजा गया था। ब्रह्मांडीय किरणों की अधिकतम ऊर्जा ~3 है। 10 20 ईवी, यानी। आधुनिक टकराने वाले बीम त्वरक के लिए उपलब्ध ऊर्जा से अधिक परिमाण के कई आदेशों द्वारा (टेवेट्रॉन की अधिकतम समकक्ष ऊर्जा ~ 2.10 15 ईवी है, एलएचसी लगभग 10 17 ईवी है)। इसलिए, ब्रह्मांडीय किरणों का अध्ययन न केवल ब्रह्मांडीय भौतिकी में, बल्कि प्राथमिक कण भौतिकी में भी महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है। कई प्राथमिक कण पहले थे
कॉस्मिक किरणों में सटीक रूप से खोजा गया (पॉज़िट्रॉन - के.डी. एंडरसन, 1932; म्यूऑन (μ) - के.डी. एंडरसन और एस। नेडरमेयर, 1937; pion (π) - एस.एफ. पॉवेल, 1947।)। यद्यपि ब्रह्मांडीय किरणों में न केवल आवेशित, बल्कि तटस्थ कण (विशेषकर कई फोटॉन और न्यूट्रिनो) भी शामिल होते हैं, आवेशित कणों को आमतौर पर कॉस्मिक किरणें कहा जाता है।
निम्नलिखित प्रकार की ब्रह्मांडीय किरणें प्रतिष्ठित हैं (चित्र 1):

1. गेलेक्टिक कॉस्मिक किरणेंब्रह्मांडीय कण हैं जो हमारी आकाशगंगा से पृथ्वी पर आते हैं। इनमें सूर्य द्वारा उत्पन्न कण शामिल नहीं हैं।
2. सौर ब्रह्मांडीय किरणेंसूर्य द्वारा उत्पन्न ब्रह्मांडीय कण हैं।

इन दो मुख्य प्रकार की ब्रह्मांडीय किरणों के अलावा, एक यह भी मानता है मेटागैलेक्टिक ब्रह्मांडीय किरणें - हमारी आकाशगंगा के बाहर उत्पन्न होने वाले ब्रह्मांडीय कण। कुल ब्रह्मांडीय किरण प्रवाह में उनका योगदान छोटा है।
कॉस्मिक किरणें जो पृथ्वी के वायुमंडल के साथ परस्पर क्रिया द्वारा विकृत नहीं होती हैं, कहलाती हैं मुख्य. पृथ्वी पर बमबारी करने वाली गांगेय ब्रह्मांडीय किरणों का प्रवाह लगभग आइसोट्रोपिक और समय में स्थिर है और ~ 1 कण/सेमी 2 एस (पृथ्वी के वायुमंडल में प्रवेश करने से पहले) के बराबर है। गांगेय ब्रह्मांडीय किरणों का ऊर्जा घनत्व ~1 eV/cm3 है, जो तारों से विद्युत चुम्बकीय विकिरण की कुल ऊर्जा, अंतरतारकीय गैस की तापीय गति और गांगेय चुंबकीय क्षेत्र के बराबर है। इस प्रकार, ब्रह्मांडीय किरणें आकाशगंगा का एक महत्वपूर्ण घटक हैं।
ब्रह्मांडीय किरणों की संरचना तालिका में दी गई है।

बाईं ओर चित्र 2 प्राथमिक ब्रह्मांडीय किरणों के मुख्य घटकों के ऊर्जा स्पेक्ट्रा को दर्शाता है। दाईं ओर चित्र 2 पृथ्वी के वायुमंडल में 1 GeV ऊर्जा के साथ ब्रह्मांडीय किरणों के प्रमुख घटकों के ऊर्ध्वाधर प्रवाह को दर्शाता है। प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों के अलावा, सभी कण वायुमंडल के नाभिक के साथ प्राथमिक ब्रह्मांडीय किरणों की बातचीत के परिणामस्वरूप उत्पन्न हुए।

वायुमंडल के नाभिक के साथ बातचीत के परिणामस्वरूप, प्राथमिक ब्रह्मांडीय किरणें (मुख्य रूप से प्रोटॉन) बड़ी संख्या में माध्यमिक कणों का निर्माण करती हैं - पायन, प्रोटॉन, न्यूट्रॉन, म्यूऑन, इलेक्ट्रॉन, पॉज़िट्रॉन और फोटॉन। इस प्रकार, एक प्राथमिक कण के बजाय, बड़ी संख्या में द्वितीयक कण उत्पन्न होते हैं, जो हैड्रोनिक, म्यूऑन और इलेक्ट्रॉन-फोटॉन घटकों में विभाजित होते हैं। ऐसा झरना एक बड़े क्षेत्र को कवर करता है और कहलाता है व्यापक हवा की बौछार .
बातचीत के एक कार्य में, प्रोटॉन आमतौर पर अपनी ऊर्जा का ~ 50% खो देता है, और बातचीत के परिणामस्वरूप, मुख्य रूप से पायन का उत्पादन होता है। प्राथमिक कण की प्रत्येक बाद की बातचीत कैस्केड में नए हैड्रॉन जोड़ती है, जो मुख्य रूप से प्राथमिक कण की दिशा में उड़ती है, जिससे शॉवर का हैड्रॉन कोर बनता है।
परिणामस्वरूप पायन वायुमंडल के नाभिक के साथ बातचीत कर सकते हैं, या वे क्षय कर सकते हैं, जिससे शॉवर के म्यूऑन और इलेक्ट्रॉन-फोटॉन घटक बन सकते हैं। हैड्रोनिक घटक व्यावहारिक रूप से पृथ्वी की सतह तक नहीं पहुंचता है, क्षय के परिणामस्वरूप म्यूऑन, न्यूट्रिनो और γ-क्वांटा में बदल जाता है।

0 → 2γ ,
π + (या के +) → μ + + μ ,
- (या के -) → μ - + μ,
के+,–,0 → 2π,
μ + → ई + + ν ई + μ ,
μ - → ई - + ई + ν μ।

तटस्थ पायनों के क्षय के दौरान बनने वाला -क्वांटा इलेक्ट्रॉन-पॉज़िट्रॉन जोड़े और बाद की पीढ़ियों के -क्वांटा को जन्म देता है। आवेशित लेप्टान आयनीकरण और विकिरणकारी ब्रेकिंग के कारण ऊर्जा खो देते हैं। पृथ्वी की सतह पर मुख्य रूप से आपेक्षिक म्यून्स द्वारा पहुँचा जाता है। इलेक्ट्रॉन-फोटॉन घटक अधिक दृढ़ता से अवशोषित होता है।
ऊर्जा वाला एक प्रोटॉन> 10 14 eV 10 6 -10 9 द्वितीयक कण बना सकता है। पृथ्वी की सतह पर, शॉवर हैड्रॉन कई मीटर के क्रम के क्षेत्र में केंद्रित होते हैं, इलेक्ट्रॉन-फोटॉन घटक, ~ 100 मीटर के क्षेत्र में, और म्यूऑन घटक, कई सैकड़ों मीटर।
समुद्र तल पर ब्रह्मांडीय किरणों का प्रवाह (~0.01 सेमी -2 एस -1) प्राथमिक ब्रह्मांडीय किरणों के प्रवाह से लगभग 100 गुना कम है।
प्राथमिक ब्रह्मांडीय किरणों के मुख्य स्रोत सुपरनोवा विस्फोट (गांगेय ब्रह्मांडीय किरणें) और सूर्य हैं। बड़ी ऊर्जा
(10 16 eV तक) गांगेय ब्रह्मांडीय किरणों को सुपरनोवा विस्फोटों के दौरान बनने वाली शॉक वेव्स पर कणों के त्वरण द्वारा समझाया गया है। अल्ट्राहाई-ऊर्जा ब्रह्मांडीय किरणों की प्रकृति की अभी तक स्पष्ट व्याख्या नहीं है।

ब्रह्मांड की गहराई से आने वाले आवेशित कणों की धाराओं - ब्रह्मांडीय किरणों की खोज को लगभग सौ साल बीत चुके हैं। तब से लेकर अब तक कॉस्मिक रेडिएशन से जुड़ी कई खोजें हुई हैं, लेकिन अभी भी कई रहस्य हैं। उनमें से एक शायद सबसे दिलचस्प है: 1020 ईवी से अधिक ऊर्जा वाले कण कहां से आते हैं, यानी लगभग एक अरब ट्रिलियन इलेक्ट्रॉन वोल्ट, सबसे शक्तिशाली त्वरक - लार्ज हैड्रॉन में एक लाख गुना अधिक प्राप्त होगा कोलाइडर एलएचसी? ऐसी राक्षसी ऊर्जा के लिए कौन से बल और क्षेत्र कणों को गति प्रदान करते हैं?

कॉस्मिक किरणों की खोज 1912 में ऑस्ट्रियाई भौतिक विज्ञानी विक्टर हेस ने की थी। वे वियना के रेडियम संस्थान के सदस्य थे और उन्होंने आयनित गैसों पर शोध किया। उस समय तक, यह पहले से ही ज्ञात था कि सभी गैसें (वायुमंडल सहित) हमेशा थोड़ा आयनित होती हैं, जो एक रेडियोधर्मी पदार्थ (जैसे रेडियम) की उपस्थिति का संकेत देती है या तो गैस की संरचना में या एक उपकरण के पास जो आयनीकरण को मापता है, सबसे अधिक संभावना है पृथ्वी की पपड़ी में। एक गुब्बारे में आयनीकरण डिटेक्टर को ऊपर उठाने के प्रयोगों को इस धारणा का परीक्षण करने के लिए डिज़ाइन किया गया था, क्योंकि गैस का आयनीकरण पृथ्वी की सतह से दूरी के साथ कम होना चाहिए। उत्तर इसके विपरीत निकला: हेस ने किसी प्रकार के विकिरण की खोज की, जिसकी तीव्रता ऊंचाई के साथ बढ़ती गई। इसने सुझाव दिया कि यह बाहरी अंतरिक्ष से आता है, लेकिन अंततः कई प्रयोगों के बाद ही किरणों की अलौकिक उत्पत्ति को साबित करना संभव था (डब्ल्यू। हेस को केवल 1936 में नोबेल पुरस्कार से सम्मानित किया गया था)। याद रखें कि "विकिरण" शब्द का अर्थ यह नहीं है कि ये किरणें प्रकृति में विशुद्ध रूप से विद्युत चुम्बकीय हैं (जैसे सूरज की रोशनी, रेडियो तरंगें या एक्स-रे); इसका उपयोग एक ऐसी घटना की खोज में किया गया था जिसकी प्रकृति अभी तक ज्ञात नहीं थी। और यद्यपि यह जल्द ही स्पष्ट हो गया कि ब्रह्मांडीय किरणों का मुख्य घटक त्वरित आवेशित कण, प्रोटॉन हैं, इस शब्द को संरक्षित किया गया है। एक नई घटना के अध्ययन ने जल्दी से परिणाम देना शुरू कर दिया जो आमतौर पर "विज्ञान के अत्याधुनिक" के लिए जिम्मेदार होते हैं।

बहुत अधिक ऊर्जा वाले ब्रह्मांडीय कणों की खोज (प्रोटॉन त्वरक के निर्माण से बहुत पहले) ने सवाल उठाया: खगोलीय वस्तुओं में आवेशित कणों को तेज करने की क्रियाविधि क्या है? आज हम जानते हैं कि उत्तर गैर-तुच्छ निकला: एक प्राकृतिक, "ब्रह्मांडीय" त्वरक मानव निर्मित त्वरक से मौलिक रूप से अलग है।

यह जल्द ही स्पष्ट हो गया कि ब्रह्मांडीय प्रोटॉन, पदार्थ के माध्यम से उड़ते हुए, अपने परमाणुओं के नाभिक के साथ बातचीत करते हैं, जो पहले अज्ञात अस्थिर प्राथमिक कणों को जन्म देते हैं (वे मुख्य रूप से पृथ्वी के वायुमंडल में देखे गए थे)। उनके उत्पादन के तंत्र के अध्ययन ने प्राथमिक कणों के एक व्यवस्थित निर्माण के लिए एक उपयोगी मार्ग खोल दिया है। प्रयोगशाला में, प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों ने ब्रह्मांडीय किरणों की तुलना में अतुलनीय रूप से सघन, अपने विशाल प्रवाह को तेज करना और प्राप्त करना सीखा। अंततः, यह कणों की परस्पर क्रिया पर प्रयोग थे जो त्वरक में ऊर्जा प्राप्त करते थे जिससे माइक्रोवर्ल्ड की एक आधुनिक तस्वीर का निर्माण हुआ।

1938 में, फ्रांसीसी भौतिक विज्ञानी पियरे ऑगर ने एक उल्लेखनीय घटना की खोज की - द्वितीयक ब्रह्मांडीय कणों की बौछार, जो वायुमंडलीय परमाणुओं के नाभिक के साथ प्राथमिक प्रोटॉन और अत्यंत उच्च ऊर्जा के नाभिक की बातचीत के परिणामस्वरूप उत्पन्न होती है। यह पता चला कि ब्रह्मांडीय किरणों के स्पेक्ट्रम में 1015-1018 eV के क्रम की ऊर्जा वाले कण होते हैं - प्रयोगशाला में त्वरित कणों की ऊर्जा से लाखों गुना अधिक। शिक्षाविद दिमित्री व्लादिमीरोविच स्कोबेल्टसिन ने ऐसे कणों के अध्ययन को विशेष महत्व दिया और युद्ध के तुरंत बाद, 1947 में, अपने निकटतम सहयोगियों जीटी ज़त्सेपिन और एनए डोब्रोटिन के साथ, वातावरण में माध्यमिक कणों के कैस्केड का एक व्यापक अध्ययन आयोजित किया, जिसे व्यापक वायु वर्षा कहा जाता है। (ईएएस)। ब्रह्मांडीय किरणों के पहले अध्ययन का इतिहास एन. डोब्रोटिन और वी. रॉसी की पुस्तकों में पाया जा सकता है। समय के साथ, डी। वी। स्कोबेल्टसिन का स्कूल दुनिया में सबसे मजबूत में से एक में विकसित हुआ और कई वर्षों तक अल्ट्राहाई-एनर्जी कॉस्मिक किरणों के अध्ययन में मुख्य दिशाओं को निर्धारित किया। इसकी विधियों ने गुब्बारों और उपग्रहों पर दर्ज 109-1013 eV से अध्ययन की गई ऊर्जाओं की सीमा को 1013-1020 eV तक विस्तारित करना संभव बना दिया। दो पहलुओं ने इन अध्ययनों को विशेष रूप से आकर्षक बना दिया।

सबसे पहले, वायुमंडलीय परमाणुओं के नाभिक के साथ उनकी बातचीत का अध्ययन करने और प्राथमिक कणों की बेहतरीन संरचना को समझने के लिए प्रकृति द्वारा बनाए गए उच्च-ऊर्जा प्रोटॉन का उपयोग करना संभव हो गया।

दूसरे, अंतरिक्ष में ऐसी वस्तुओं को खोजना संभव हो गया जो कणों को अत्यधिक उच्च ऊर्जाओं तक ले जाने में सक्षम हों।

पहला पहलू उतना फलदायी नहीं निकला जितना कोई चाहेगा: प्राथमिक कणों की बारीक संरचना के अध्ययन के लिए कॉस्मिक किरणों की तुलना में प्रोटॉन की परस्पर क्रिया पर बहुत अधिक डेटा की आवश्यकता होती है, जो किसी को प्राप्त करने की अनुमति देता है। इसी समय, माइक्रोवर्ल्ड की समझ में एक महत्वपूर्ण योगदान उनकी ऊर्जा पर प्रोटॉन की बातचीत की सबसे सामान्य विशेषताओं की निर्भरता के अध्ययन द्वारा किया गया था। ईएएस के अध्ययन के दौरान प्राथमिक कणों की क्वार्क-ग्लूऑन संरचना से जुड़े प्राथमिक कणों की ऊर्जा पर माध्यमिक कणों की संख्या और उनके ऊर्जा वितरण की निर्भरता में एक विशेषता की खोज की गई थी। इन आंकड़ों की बाद में त्वरक पर प्रयोगों में पुष्टि की गई।
आज, वायुमंडलीय परमाणुओं के नाभिक के साथ ब्रह्मांडीय किरणों की बातचीत के विश्वसनीय मॉडल बनाए गए हैं, जिससे ऊर्जा स्पेक्ट्रम और उच्चतम ऊर्जा के उनके प्राथमिक कणों की संरचना का अध्ययन करना संभव हो गया है। यह स्पष्ट हो गया कि आकाशगंगा के विकास में ब्रह्मांडीय किरणें इसके क्षेत्रों और अंतरतारकीय गैस के प्रवाह से कम भूमिका नहीं निभाती हैं: कॉस्मिक किरणों, गैस और चुंबकीय क्षेत्र की विशिष्ट ऊर्जा लगभग 1 eV प्रति सेमी3 के बराबर होती है। तारे के बीच के माध्यम में ऊर्जा के इस तरह के संतुलन के साथ, यह मान लेना स्वाभाविक है कि ब्रह्मांडीय किरण कणों का त्वरण उन्हीं वस्तुओं में होता है जो गैस के ताप और उत्सर्जन के लिए जिम्मेदार होते हैं, उदाहरण के लिए, न्यू और सुपरनोवा सितारों में उनका विस्फोट।

पहला ब्रह्मांडीय किरण त्वरण तंत्र एनरिको फर्मी द्वारा प्रस्तावित किया गया था, जो इंटरस्टेलर प्लाज्मा के चुंबकीय बादलों के साथ यादृच्छिक रूप से टकराने वाले प्रोटॉन के लिए था, लेकिन सभी प्रयोगात्मक डेटा की व्याख्या नहीं कर सका। 1977 में, शिक्षाविद जर्मोजेन फिलिपोविच क्रिम्स्की ने दिखाया कि इस तंत्र को सुपरनोवा अवशेषों में कणों को शॉक वेव मोर्चों पर अधिक मजबूत करना चाहिए, जिनके वेग बादलों की तुलना में अधिक परिमाण के क्रम हैं। आज, यह विश्वसनीय रूप से दिखाया गया है कि सुपरनोवा गोले में एक शॉक वेव द्वारा कॉस्मिक प्रोटॉन और नाभिक के त्वरण का तंत्र सबसे कुशल है। लेकिन यह संभावना नहीं है कि इसे प्रयोगशाला परिस्थितियों में पुन: पेश करना संभव होगा: त्वरण अपेक्षाकृत धीमा है और त्वरित कणों को धारण करने के लिए ऊर्जा के भारी व्यय की आवश्यकता होती है। सुपरनोवा के गोले में, विस्फोट की प्रकृति के कारण ये स्थितियां मौजूद हैं। यह उल्लेखनीय है कि ब्रह्मांडीय किरणों का त्वरण एक अद्वितीय खगोलीय वस्तु में होता है, जो वास्तव में ब्रह्मांडीय किरणों में मौजूद भारी नाभिक (हीलियम से भारी) के संलयन के लिए जिम्मेदार होता है।

हमारी आकाशगंगा में, एक हज़ार साल से भी कम पुराने कई ज्ञात सुपरनोवा हैं जिन्हें नग्न आंखों से देखा गया है। सबसे प्रसिद्ध नक्षत्र वृषभ में क्रैब नेबुला ("केकड़ा" - 1054 में एक सुपरनोवा विस्फोट के अवशेष, पूर्वी इतिहास में उल्लेख किया गया), कैसिओपिया-ए (यह खगोलशास्त्री टाइको ब्राहे द्वारा 1572 में देखा गया था) और केप्लर के सुपरनोवा में सबसे प्रसिद्ध हैं। नक्षत्र ओफ़िचस (1680)। उनके गोले का व्यास आज 5-10 प्रकाश वर्ष (1 प्रकाश वर्ष = 1016 मीटर) है, अर्थात वे प्रकाश की गति के लगभग 0.01 की गति से विस्तार कर रहे हैं और लगभग दस हजार प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित हैं। धरती। ऑप्टिकल, रेडियो, एक्स-रे और गामा श्रेणियों में सुपरनोवा गोले ("निहारिका") चंद्रा, हबल और स्पिट्जर अंतरिक्ष वेधशालाओं द्वारा देखे गए थे। उन्होंने मज़बूती से दिखाया कि इलेक्ट्रॉनों और प्रोटॉन का त्वरण वास्तव में एक्स-रे विकिरण के साथ गोले में होता है।

2000 वर्ष से कम उम्र के लगभग 60 सुपरनोवा अवशेष एक विशिष्ट विशिष्ट ऊर्जा (~ 1 eV सेमी3 में) के साथ ब्रह्मांडीय किरणों के साथ इंटरस्टेलर स्पेस को भर सकते हैं, जबकि उनमें से दस से कम ज्ञात हैं। इस कमी को इस तथ्य से समझाया गया है कि आकाशगंगा के विमान में, जहां तारे और सुपरनोवा केंद्रित होते हैं, वहां बहुत अधिक धूल होती है जो पृथ्वी पर एक पर्यवेक्षक को प्रकाश संचारित नहीं करती है। एक्स-रे और गामा विकिरण में अवलोकन, जिसके लिए धूल की परत पारदर्शी है, ने देखे गए "युवा" सुपरनोवा गोले की सूची का विस्तार करना संभव बना दिया। इन नए खोजे गए गोले में नवीनतम सुपरनोवा G1.9+0.3 था, जिसे जनवरी 2008 से चंद्रा एक्स-रे टेलीस्कोप के साथ देखा गया था। इसके खोल के आकार और विस्तार की दर के अनुमान बताते हैं कि यह लगभग 140 साल पहले भड़क गया था, लेकिन आकाशगंगा की धूल की परत द्वारा इसके प्रकाश के पूर्ण अवशोषण के कारण ऑप्टिकल रेंज में दिखाई नहीं दे रहा था।

हमारी अपनी मिल्की वे गैलेक्सी में सुपरनोवा विस्फोट के आंकड़ों में जोड़ा गया है, अन्य आकाशगंगाओं में सुपरनोवा पर अधिक समृद्ध आंकड़े हैं। त्वरित प्रोटॉन और नाभिक की उपस्थिति की प्रत्यक्ष पुष्टि उच्च फोटॉन ऊर्जा के साथ गामा विकिरण है, जो तटस्थ पियोन के क्षय से उत्पन्न होती है - स्रोत सामग्री के साथ प्रोटॉन (और नाभिक) की बातचीत के उत्पाद। उच्चतम ऊर्जा वाले ऐसे फोटॉन टेलीस्कोप की मदद से देखे जाते हैं जो ईएएस माध्यमिक कणों द्वारा उत्सर्जित वाविलोव-चेरेनकोव चमक को पंजीकृत करते हैं। इस प्रकार का सबसे उन्नत उपकरण नामीबिया में HESS के सहयोग से निर्मित छह-टेलीस्कोप सुविधा है। क्रैब गामा विकिरण को पहले मापा गया, और इसकी तीव्रता अन्य स्रोतों के लिए तीव्रता का माप बन गई।

प्राप्त परिणाम न केवल एक सुपरनोवा में प्रोटॉन और नाभिक के त्वरण के लिए एक तंत्र के अस्तित्व की पुष्टि करता है, बल्कि त्वरित कणों के स्पेक्ट्रम का अनुमान लगाना भी संभव बनाता है: "माध्यमिक" गामा क्वांटा और "प्राथमिक" प्रोटॉन और नाभिक का स्पेक्ट्रा बहुत करीब हैं। केकड़े और उसके आकार में चुंबकीय क्षेत्र 1015 eV के क्रम की ऊर्जा तक प्रोटॉन के त्वरण की अनुमति देता है। स्रोत में और तारे के बीच के माध्यम में ब्रह्मांडीय किरण कणों का स्पेक्ट्रा कुछ भिन्न होता है, क्योंकि स्रोत से कणों के बाहर निकलने की संभावना और आकाशगंगा में कणों का जीवनकाल कण की ऊर्जा और आवेश पर निर्भर करता है। स्रोत पर स्पेक्ट्रम और संरचना के साथ पृथ्वी के पास मापी गई ब्रह्मांडीय किरणों की ऊर्जा स्पेक्ट्रम और संरचना की तुलना से यह समझना संभव हो गया कि तारे के बीच कण कितनी देर तक यात्रा करते हैं। पृथ्वी के पास ब्रह्मांडीय किरणों में लिथियम, बेरिलियम और बोरॉन के नाभिक स्रोत की तुलना में बहुत बड़े निकले - उनकी अतिरिक्त संख्या इंटरस्टेलर गैस के साथ भारी नाभिक की बातचीत के परिणामस्वरूप दिखाई देती है। इस अंतर को मापकर हमने उस पदार्थ की मात्रा X की गणना की, जिससे ब्रह्मांडीय किरणें अंतरतारकीय माध्यम में भटकते हुए गुजरीं। परमाणु भौतिकी में, एक कण अपने रास्ते में जितने पदार्थ का सामना करता है, उसे g/cm2 में मापा जाता है। यह इस तथ्य के कारण है कि किसी पदार्थ के नाभिक के साथ टकराव में कण प्रवाह में कमी की गणना करने के लिए, एक कण के नाभिक के साथ टकराव की संख्या जानना आवश्यक है जिसमें एक अलग क्षेत्र (क्रॉस सेक्शन) अनुप्रस्थ है कण की दिशा में। इन इकाइयों में पदार्थ की मात्रा को व्यक्त करते हुए, सभी नाभिकों के लिए एक एकल माप पैमाना प्राप्त किया जाता है।

X ~ 5-10 g/cm2 का प्रयोगात्मक रूप से पाया गया मान इंटरस्टेलर माध्यम में ब्रह्मांडीय किरणों के जीवनकाल t का अनुमान लगाना संभव बनाता है: t X/ρc, जहां c कण वेग है, लगभग प्रकाश की गति के बराबर, ~ 10-24 ग्राम/सेमी3 औसत घनत्व अंतरतारकीय माध्यम है। इसलिए कॉस्मिक किरणों का जीवनकाल लगभग 108 वर्ष है। यह समय स्रोत से पृथ्वी तक एक सीधी रेखा में गति c से गतिमान एक कण के उड़ान के समय की तुलना में बहुत लंबा है (आकाशगंगा के विपरीत दिशा में सबसे दूर के स्रोतों के लिए 3 104 वर्ष)। इसका मतलब है कि कण एक सीधी रेखा में नहीं चलते हैं, बल्कि बिखरे हुए हैं। B ~ 10–6 गॉस (10–10 टेस्ला) के प्रेरण के साथ आकाशगंगाओं के अराजक चुंबकीय क्षेत्र उन्हें एक त्रिज्या (ग्योरोरेडियस) R = E/3 x 104B के साथ एक वृत्त के साथ ले जाते हैं, जहाँ R m में है, E कण है ईवी में ऊर्जा, बी गॉस में चुंबकीय क्षेत्र का प्रेरण है। मध्यम कण ऊर्जा E . पर< 1017 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·1020 м).

लगभग एक सीधी रेखा में, स्रोत से केवल E > 1019 eV ऊर्जा वाले कण ही ​​आएंगे। इसलिए, 1019 eV से कम ऊर्जा वाले ईएएस-निर्माण कणों की दिशा उनके स्रोत का संकेत नहीं देती है। इस ऊर्जा रेंज में, कॉस्मिक किरणों के प्रोटॉन और नाभिक द्वारा स्वयं स्रोतों में उत्पन्न माध्यमिक विकिरण का निरीक्षण करना ही शेष है। गामा विकिरण ऊर्जा के क्षेत्र में अवलोकन के लिए सुलभ (ई .)< 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.

"स्थानीय" गांगेय घटना के रूप में ब्रह्मांडीय किरणों की अवधारणा केवल मध्यम ऊर्जा ई के कणों के लिए सही साबित हुई।< 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.

1958 में, जॉर्जी बोरिसोविच ख्रीस्तियनसेन और जर्मन विक्टरोविच कुलिकोव ने 3·1015 eV के क्रम की ऊर्जा पर ब्रह्मांडीय किरणों के ऊर्जा स्पेक्ट्रम के रूप में एक तीव्र परिवर्तन की खोज की। इस मान से कम ऊर्जा पर, कणों के स्पेक्ट्रम पर प्रयोगात्मक डेटा आमतौर पर "शक्ति" रूप में प्रस्तुत किया जाता था, ताकि कणों की संख्या एन को किसी ऊर्जा ई के साथ कण ऊर्जा के विपरीत आनुपातिक माना जाता है : N(E)=a/Eγ (γ स्पेक्ट्रम का डिफरेंशियल इंडेक्स है)। 3·1015 eV की ऊर्जा तक, घातांक = 2.7, लेकिन उच्च ऊर्जा में जाने पर, ऊर्जा स्पेक्ट्रम एक "किंक" का अनुभव करता है: ऊर्जा E > 3·1015 eV के लिए, 3.15 हो जाता है। सुपरनोवा में त्वरण तंत्र के लिए गणना किए गए अधिकतम संभव मूल्य के लिए त्वरित कणों की ऊर्जा के दृष्टिकोण के साथ स्पेक्ट्रम में इस परिवर्तन को जोड़ना स्वाभाविक है। 1015-1017 ईवी ऊर्जा रेंज में प्राथमिक कणों की परमाणु संरचना भी स्पेक्ट्रम ब्रेक के इस तरह के स्पष्टीकरण के पक्ष में बोलती है। इसके बारे में सबसे विश्वसनीय जानकारी ईएएस जटिल प्रतिष्ठानों द्वारा दी गई है - "एमजीयू", "टुनका", "तिब्बत", "कस्कड"। उनकी मदद से, न केवल प्राथमिक नाभिक की ऊर्जा के बारे में जानकारी प्राप्त की जाती है, बल्कि पैरामीटर भी जो उनके परमाणु संख्या पर निर्भर करते हैं - शॉवर की "चौड़ाई", इलेक्ट्रॉनों और म्यूऑन की संख्या के बीच का अनुपात, सबसे अधिक की संख्या के बीच ऊर्जावान इलेक्ट्रॉन और उनकी कुल संख्या। इन सभी आंकड़ों से संकेत मिलता है कि जैसे-जैसे प्राथमिक कणों की ऊर्जा स्पेक्ट्रम की बाईं सीमा से ब्रेक के बाद ऊर्जा तक बढ़ती है, वैसे-वैसे उनका औसत द्रव्यमान बढ़ता है। कणों की द्रव्यमान संरचना में ऐसा परिवर्तन सुपरनोवा में कण त्वरण के मॉडल के अनुरूप है - यह अधिकतम ऊर्जा द्वारा सीमित है, जो कण के चार्ज पर निर्भर करता है। प्रोटॉन के लिए, यह अधिकतम ऊर्जा लगभग 3·1015 eV है और त्वरित कण (नाभिक) के आवेश के अनुपात में बढ़ जाती है, ताकि लोहे के नाभिक प्रभावी रूप से ~ 1017 eV तक त्वरित हो जाएं। अधिकतम से अधिक ऊर्जा के साथ कण प्रवाह की तीव्रता तेजी से गिरती है।

लेकिन इससे भी अधिक ऊर्जा (~3·1018 eV) के कणों के पंजीकरण से पता चला कि कॉस्मिक किरणों का स्पेक्ट्रम न केवल टूटता है, बल्कि ब्रेक से पहले देखे गए रूप में वापस आ जाता है!

"अल्ट्राहाई" ऊर्जा क्षेत्र (ई> 1018 ईवी) में ऊर्जा स्पेक्ट्रम का मापन ऐसे कणों की कम संख्या के कारण बहुत मुश्किल है। इन दुर्लभ घटनाओं का निरीक्षण करने के लिए, सैकड़ों या हजारों वर्ग किलोमीटर के क्षेत्र में वातावरण में उनके द्वारा उत्पन्न ईएएस कण प्रवाह डिटेक्टरों और वाविलोव-चेरेनकोव विकिरण और आयनीकरण विकिरण (वायुमंडलीय प्रतिदीप्ति) का एक नेटवर्क बनाना आवश्यक है। ऐसे बड़े, जटिल प्रतिष्ठानों के लिए, सीमित आर्थिक गतिविधि वाली साइटों को चुना जाता है, लेकिन बड़ी संख्या में डिटेक्टरों के विश्वसनीय संचालन प्रदान करने की क्षमता के साथ। इस तरह के प्रतिष्ठान पहले दसियों वर्ग किलोमीटर (याकुत्स्क, हावेरा पार्क, अकेनो) के क्षेत्रों में बनाए गए थे, फिर सैकड़ों (AGASA, फ्लाई की आंख, HiRes), और अंत में, हजारों वर्ग किलोमीटर के प्रतिष्ठान अब बनाए जा रहे हैं (पियरे ऑगर ऑब्जर्वेटरी) अर्जेंटीना में, यूटा, यूएसए में टेलीस्कोपिक इंस्टॉलेशन)।

अल्ट्राहाई-एनर्जी कॉस्मिक किरणों के अध्ययन में अगला कदम अंतरिक्ष से वायुमंडलीय फ्लोरोसेंस देखकर ईएएस को पंजीकृत करने के लिए एक विधि का विकास होगा। कई देशों के सहयोग से, रूस में पहला EAS स्पेस डिटेक्टर, TUS प्रोजेक्ट बनाया जा रहा है। ऐसा ही एक और डिटेक्टर अंतरराष्ट्रीय अंतरिक्ष स्टेशन आईएसएस (जेईएम-ईयूएसओ और केएलपीवीई परियोजनाओं) में स्थापित किया जाना है।

आज हम अल्ट्रा-हाई एनर्जी कॉस्मिक किरणों के बारे में क्या जानते हैं? निचला आंकड़ा 1018 eV से ऊपर की ऊर्जाओं के साथ ब्रह्मांडीय किरणों के ऊर्जा स्पेक्ट्रम को दर्शाता है, जो कि नवीनतम पीढ़ी की सुविधाओं (HiRes, पियरे ऑगर वेधशाला) पर कम ऊर्जा ब्रह्मांडीय किरणों के डेटा के साथ प्राप्त किया गया था, जो कि ऊपर दिखाया गया है, मिल्की से संबंधित है रास्ता आकाशगंगा। यह देखा जा सकता है कि 3 1018-3 1019 ईवी की ऊर्जाओं पर, विभेदक ऊर्जा स्पेक्ट्रम का सूचकांक घटकर 2.7-2.8 के मान पर आ गया, ठीक उसी तरह जैसा कि गांगेय ब्रह्मांडीय किरणों के लिए देखा जाता है, जब कण ऊर्जा की तुलना में बहुत कम होती है। गांगेय त्वरक के लिए अधिकतम संभव। क्या यह इंगित नहीं करता है कि अल्ट्राहाई ऊर्जा पर कणों का मुख्य प्रवाह एक्सट्रैगैलेक्टिक मूल के त्वरक द्वारा बनाया जाता है जिसमें अधिकतम ऊर्जा गैलेक्टिक से काफी अधिक होती है? गेलेक्टिक कॉस्मिक किरणों के स्पेक्ट्रम में ब्रेक से पता चलता है कि एक्सट्रैगैलेक्टिक कॉस्मिक किरणों का योगदान 1014-1016 eV की मध्यम ऊर्जा के क्षेत्र से संक्रमण में तेजी से बदलता है, जहां यह गैलेक्टिक (स्पेक्ट्रम) के योगदान से लगभग 30 गुना कम है। चित्र में बिंदीदार रेखा द्वारा इंगित), अल्ट्राहाई ऊर्जा के क्षेत्र में, जहां वह प्रमुख हो जाता है।

हाल के दशकों में, एक्सट्रैगैलेक्टिक वस्तुओं पर कई खगोलीय डेटा जमा किए गए हैं जो आवेशित कणों को 1019 eV से अधिक ऊर्जा में गति देने में सक्षम हैं। एक स्पष्ट संकेत है कि आकार डी की एक वस्तु ऊर्जा ई में कणों को तेज कर सकती है, इस वस्तु में एक चुंबकीय क्षेत्र बी की उपस्थिति है, जैसे कि कण का जीरोरेडियस डी से कम है। ऐसे उम्मीदवार स्रोतों में रेडियो आकाशगंगाएं शामिल हैं (मजबूत रेडियो उत्सर्जन उत्सर्जित करना) ); ब्लैक होल युक्त सक्रिय आकाशगंगाओं के कोर; आकाशगंगाओं का टकराना। उन सभी में गैस के जेट (प्लाज्मा) होते हैं जो प्रकाश की गति के करीब जबरदस्त गति से चलते हैं। ऐसे जेट एक्सीलरेटर के संचालन के लिए आवश्यक शॉक वेव्स की भूमिका निभाते हैं। ब्रह्मांडीय किरणों की प्रेक्षित तीव्रता में उनके योगदान का अनुमान लगाने के लिए, पृथ्वी से दूरियों पर स्रोतों के वितरण और अंतरिक्ष अंतरिक्ष में कण ऊर्जा के नुकसान को ध्यान में रखना आवश्यक है। पृष्ठभूमि ब्रह्मांडीय रेडियो उत्सर्जन की खोज से पहले, अंतरिक्ष अंतरिक्ष न केवल विद्युत चुम्बकीय विकिरण के लिए, बल्कि अल्ट्राहाई ऊर्जा के कणों के लिए भी "खाली" और पारदर्शी लग रहा था। खगोलीय आंकड़ों के अनुसार, अंतरिक्ष में गैस का घनत्व इतना कम (10–29 ग्राम/सेमी3) है कि सैकड़ों अरबों प्रकाश वर्ष (1024 मीटर) की विशाल दूरी पर भी कण गैस परमाणुओं के नाभिक से नहीं मिलते हैं। हालांकि, जब यह पता चला कि बिग बैंग के बाद ब्रह्मांड कम ऊर्जा वाले फोटॉन (लगभग 500 फोटॉन / सेमी 3 ऊर्जा Eph ~ 10–3 eV के साथ) से भरा हुआ है, तो यह स्पष्ट हो गया कि ई ~ से अधिक ऊर्जा वाले प्रोटॉन और नाभिक 5 1019 eV, सीमा Greisen - Zatsepin - Kuzmin (GZK), को फोटॉन के साथ बातचीत करनी चाहिए और दसियों लाख से अधिक प्रकाश वर्ष के रास्ते में अपनी अधिकांश ऊर्जा खो देनी चाहिए। इस प्रकार, ब्रह्मांड का विशाल बहुमत, हमसे 107 प्रकाश वर्ष से अधिक की दूरी पर स्थित है, 5 1019 eV से अधिक की ऊर्जा वाली किरणों में अवलोकन के लिए दुर्गम निकला। अल्ट्रा-हाई एनर्जी कॉस्मिक किरणों (HiRes सुविधा, पियरे ऑगर वेधशाला) के स्पेक्ट्रम पर नवीनतम प्रयोगात्मक डेटा पृथ्वी से देखे गए कणों के लिए इस ऊर्जा सीमा के अस्तित्व की पुष्टि करते हैं।

जैसा कि देखा जा सकता है, अल्ट्राहाई-ऊर्जा ब्रह्मांडीय किरणों की उत्पत्ति का अध्ययन करना बेहद मुश्किल है: उच्चतम-ऊर्जा ब्रह्मांडीय किरणों (जीजेडके सीमा से ऊपर) के अधिकांश संभावित स्रोत इतनी दूर हैं कि कण पृथ्वी के रास्ते में हैं स्रोत में अर्जित ऊर्जा को खो देते हैं। और GZK सीमा से नीचे की ऊर्जा पर, आकाशगंगा के चुंबकीय क्षेत्र द्वारा कणों का विक्षेपण अभी भी बड़ा है, और कण आगमन की दिशा शायद ही आकाशीय क्षेत्र पर स्रोत की स्थिति का संकेत दे सकती है।

अल्ट्राहाई एनर्जी कॉस्मिक किरणों के स्रोतों की खोज में, पर्याप्त रूप से उच्च ऊर्जा वाले कणों के आगमन की प्रयोगात्मक रूप से मापी गई दिशा के सहसंबंध के विश्लेषण का उपयोग किया जाता है - जैसे कि गैलेक्सी के क्षेत्र दिशा से स्रोत तक कणों को थोड़ा विक्षेपित करते हैं। पिछली पीढ़ी के प्रतिष्ठानों ने अभी तक किसी भी विशेष रूप से प्रतिष्ठित वर्ग के खगोलीय पिंडों के निर्देशांक के साथ कणों के आगमन की दिशा के संबंध पर ठोस डेटा प्रदान नहीं किया है। पियरे ऑगर वेधशाला के नवीनतम डेटा को आने वाले वर्षों में GZK सीमा के क्रम की ऊर्जा के साथ तीव्र कण प्रवाह के निर्माण में AGN- प्रकार के स्रोतों की भूमिका पर डेटा प्राप्त करने की आशा के रूप में माना जा सकता है।

दिलचस्प बात यह है कि आगसा सुविधा ने "खाली" दिशाओं (जहां कोई ज्ञात स्रोत नहीं हैं) के अस्तित्व के संकेत दिए हैं, जिसके साथ अवलोकन समय के दौरान दो या तीन कण आते हैं। इसने ब्रह्मांड विज्ञान में शामिल भौतिकविदों के बीच बहुत रुचि पैदा की - ब्रह्मांड की उत्पत्ति और विकास का विज्ञान, प्राथमिक कण भौतिकी के साथ अटूट रूप से जुड़ा हुआ है। यह पता चला है कि सूक्ष्म जगत की संरचना और ब्रह्मांड के विकास (बिग बैंग सिद्धांत) के कुछ मॉडलों में, लगभग 1023-1024 ईवी के द्रव्यमान के साथ सुपरमैसिव प्राथमिक कणों का संरक्षण, जिसमें जल्द से जल्द पदार्थ शामिल होना चाहिए आधुनिक ब्रह्मांड में बिग बैंग के चरण की भविष्यवाणी की गई है। ब्रह्मांड में उनका वितरण बहुत स्पष्ट नहीं है: उन्हें या तो समान रूप से अंतरिक्ष में वितरित किया जा सकता है, या ब्रह्मांड के विशाल क्षेत्रों में "आकर्षित" किया जा सकता है। उनकी मुख्य विशेषता यह है कि ये कण अस्थिर होते हैं और स्थिर प्रोटॉन, फोटॉन और न्यूट्रिनो सहित हल्के में क्षय हो सकते हैं, जो विशाल गतिज ऊर्जा प्राप्त करते हैं - 1020 eV से अधिक। ऐसे स्थान जहां ऐसे कण संरक्षित हैं (ब्रह्मांड के स्थलीय दोष) प्रोटॉन, फोटॉन या अल्ट्रा-हाई एनर्जी न्यूट्रिनो के स्रोत हो सकते हैं।

जैसा कि गांगेय स्रोतों के मामले में, गामा-रे डिटेक्टरों के डेटा द्वारा अल्ट्राहाई एनर्जी कॉस्मिक किरणों के एक्सट्रैगैलेक्टिक त्वरक के अस्तित्व की पुष्टि की जाती है, उदाहरण के लिए, ऊपर सूचीबद्ध एक्सट्रैगैलेक्टिक वस्तुओं के उद्देश्य से HESS सुविधा के टेलीस्कोप - कॉस्मिक किरण के लिए उम्मीदवार स्रोत।

उनमें से, गैस जेट के साथ सक्रिय आकाशगंगाओं (AGN) के नाभिक सबसे अधिक आशाजनक निकले। HESS सुविधा में सबसे अच्छी तरह से अध्ययन की जाने वाली वस्तुओं में से एक M87 आकाशगंगा है, जो हमारी आकाशगंगा से 50 मिलियन प्रकाश वर्ष की दूरी पर है। इसके केंद्र में एक ब्लैक होल है, जो इसके पास की प्रक्रियाओं के लिए और विशेष रूप से, इस आकाशगंगा से संबंधित एक विशाल प्लाज्मा जेट के लिए ऊर्जा प्रदान करता है। M87 में कॉस्मिक किरणों के त्वरण की पुष्टि सीधे इसके गामा विकिरण के अवलोकन से होती है, जिसके फोटॉनों का ऊर्जा स्पेक्ट्रम 1-10 TeV (1012-1013 eV) की ऊर्जा के साथ HESS सुविधा में देखा जाता है। M87 से गामा विकिरण की देखी गई तीव्रता केकड़े की लगभग 3% है। इन वस्तुओं (5000 गुना) की दूरी में अंतर को ध्यान में रखते हुए, इसका मतलब है कि M87 की चमक केकड़े की चमक से 25 मिलियन गुना अधिक है!

इस वस्तु के लिए बनाए गए कण त्वरण के मॉडल बताते हैं कि M87 में त्वरित कणों की तीव्रता इतनी अधिक हो सकती है कि 50 मिलियन प्रकाश वर्ष की दूरी पर भी, इस स्रोत का योगदान 1019 eV से ऊपर की ऊर्जा के साथ ब्रह्मांडीय किरणों की प्रेक्षित तीव्रता प्रदान कर सकता है। .

लेकिन यहां रहस्य है: इस स्रोत की दिशा में ईएएस पर आधुनिक डेटा में, 1019 ईवी के क्रम की ऊर्जा वाले कणों की अधिकता नहीं है। लेकिन क्या यह स्रोत भविष्य के अंतरिक्ष प्रयोगों के परिणामों में खुद को प्रकट नहीं करेगा, ऐसी ऊर्जाओं पर, जब दूर के स्रोत अब देखी गई घटनाओं में योगदान नहीं करते हैं? ऊर्जा स्पेक्ट्रम में एक विराम के साथ स्थिति को एक बार फिर दोहराया जा सकता है, उदाहरण के लिए, 2 1020 की ऊर्जा पर। लेकिन इस बार, स्रोत प्राथमिक कण के प्रक्षेपवक्र की दिशा के मापन में दिखाई देना चाहिए, क्योंकि ऊर्जा> 2·1020 eV इतनी अधिक है कि कणों को गांगेय चुंबकीय क्षेत्रों में विक्षेपित नहीं किया जाना चाहिए।

जैसा कि आप देख सकते हैं, कॉस्मिक किरणों के अध्ययन के सौ साल के इतिहास के बाद, हम फिर से नई खोजों की प्रतीक्षा कर रहे हैं, इस बार अल्ट्रा-हाई-एनर्जी कॉस्मिक रेडिएशन, जिसकी प्रकृति अभी भी अज्ञात है, लेकिन इसमें महत्वपूर्ण भूमिका निभा सकती है ब्रह्मांड की संरचना।

साहित्य

डोब्रोटिन एन ए कॉस्मिक किरणें। - एम .: एड। यूएसएसआर की विज्ञान अकादमी, 1963।

मुर्ज़िन वी.एस. कॉस्मिक किरणों के भौतिकी का परिचय। - एम .: एड। मॉस्को स्टेट यूनिवर्सिटी, 1988।

पनास्युक एम.आई. वांडरर्स ऑफ़ द यूनिवर्स, या द इको ऑफ़ द बिग बैंग। - फ्रायज़िनो: "वीके 2", 2005।

रॉसी बी. कॉस्मिक किरणें। - एम .: एटोमिज़दत, 1966।

ख्रेनोव बी.ए. रिलेटिविस्टिक उल्का // रूस में विज्ञान, 2001, नंबर 4।

ख्रेनोव बी.ए. और पनास्युक एम.आई. बाहरी अंतरिक्ष के संदेशवाहक: दूर या निकट? // प्रकृति, 2006, नंबर 2।

1. ब्रह्मांडीय किरणें (सीआर) उच्च ऊर्जा के आवेशित कणों की एक धारा है जो बाहरी अंतरिक्ष की सभी दिशाओं से पृथ्वी की सतह पर लगभग समस्थानिक रूप से आती है। प्राथमिक और द्वितीयक ब्रह्मांडीय किरणें हैं।

प्राथमिक सीएलकोसस से पृथ्वी पर आते हैं इनमें गांगेय अंतरिक्ष से आने वाले गांगेय सीआर और ज्वाला के दौरान सूर्य पर पैदा होने वाले सौर सीआर शामिल हैं।

माध्यमिक सीएलपृथ्वी के वातावरण में पैदा हुआ। वे वायुमंडलीय पदार्थ के परमाणुओं के साथ प्राथमिक सीआर की बातचीत के दौरान बनते हैं।

सीएल की खोज हवा की विद्युत चालकता के अध्ययन से जुड़ी है। XX सदी की शुरुआत में। यह विश्वसनीय रूप से स्थापित किया गया था कि ^V0" B0W, जो एक सीलबंद बर्तन में भी समाहित है, हमेशा आयनित होता है। प्राकृतिक रेडियोधर्मिता की खोज के बाद, यह स्पष्ट हो गया कि आयनीकरण का स्रोत वायु युक्त पोत के बाहर है, और चट्टानों का रेडियोधर्मी विकिरण है अत: ऊँचाई बढ़ने के साथ वायु का आयनन कम होना चाहिए।

1912 में, ऑस्ट्रियाई विक्टर हेस एक गर्म हवा के गुब्बारे में चढ़े, एक हर्मेटिकली सीलबंद पोत में एक इलेक्ट्रोस्कोप के साथ, जिसमें हवा का दबाव स्थिर रहा। उन्होंने पाया कि पहले 600 मीटर की चढ़ाई के दौरान हवा का आयनीकरण कम हो गया। लेकिन, 600 मीटर से शुरू होकर, यह उतनी ही तेजी से बढ़ने लगा। 4800 मीटर की ऊंचाई पर, आयनों की सांद्रता समुद्र तल से 4 गुना अधिक हो गई। इसलिए, हेस ने सुझाव दिया कि बहुत अधिक मर्मज्ञ शक्ति का आयनकारी विकिरण विश्व अंतरिक्ष से पृथ्वी के वायुमंडल की सीमा पर पड़ता है।

बाद में गुब्बारों के साथ प्रयोग किए गए। यह पता चला कि 8400 मीटर की ऊंचाई पर, आयनीकरण समुद्र तल से 10 गुना अधिक है। 20 किमी की ऊंचाई पर, यह अधिकतम तक पहुंच जाता है, और आगे बढ़ने के साथ यह घटने लगता है। यह इस तथ्य से समझाया गया है कि 20 किमी की ऊंचाई पर, बातचीत के परिणामस्वरूप (प्राथमिक सीआर का वातावरण, माध्यमिक आयनकारी कणों की उच्चतम सांद्रता बनाई जाती है।

2. प्राथमिक ब्रह्मांडीय किरणें (पीसीआर). आइए हम पीसीआर में कण त्वरण के ऊर्जा स्पेक्ट्रम, संरचना, सीमा और तंत्र पर विचार करें

लेकिन. पीसीआर ऊर्जा बहुत अधिक है। अधिकांश कणों के लिए, यह 10 GeV से अधिक है। इसलिए, पीसीआर कणों का पता लगाने में मुख्य कार्य यह है कि डिटेक्टर के भीतर कण धीमे हो जाते हैं। केवल इस मामले में उनकी कुल ऊर्जा को मापना संभव है।

पहली बार, 1965-69 में प्रोटॉन श्रृंखला के उपग्रहों पर पीसीआर ऊर्जा स्पेक्ट्रम को सीधे मापा गया था। बाद में, इन मापों को पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र के बाहर चंद्रमा और मंगल के उपग्रहों पर दोहराया गया। एक आयनीकरण कैलोरीमीटर का उपयोग करके पीसीएल कणों की ऊर्जा को मापा गया। उपकरण परमाणु लक्ष्यों, फोटोग्राफिक प्लेटों और काउंटरों की परतों की एक प्रणाली है। लक्ष्य नाभिक (भारी धातु) के साथ बातचीत करते हुए, ब्रह्मांडीय कण कठोर γ-क्वांटा की एक धारा उत्पन्न करता है। सीसे की परतों में, ये -क्वांटा आयनकारी कणों के शक्तिशाली हिमस्खलन उत्पन्न करते हैं, जो फोटोग्राफिक इमल्शन और काउंटरों में पंजीकृत होते हैं। यदि कैलोरीमीटर की परतों की मोटाई अधिक हो और हिमस्खलन के सभी कण उसमें रह जाएं, तो प्राथमिक ब्रह्मांडीय कण की ऊर्जा उनकी संख्या से निर्धारित की जा सकती है। आयनीकरण कैलोरीमीटर में कई घन मीटर तक की मात्रा होती है। मीटर और वजन 20 टन तक।

चित्र 166 एक लघुगणकीय पैमाने पर उनकी ऊर्जा E पर PCR कणों के प्रवाह की तीव्रता I की निर्भरता को दर्शाता है। तीव्रता I को पृथ्वी की सतह के प्रति 1 मीटर 2 में 1 sr के ठोस कोण से 1 s में कणों की संख्या द्वारा व्यक्त किया जाता है। ऊर्जा E गिगाइलेक्ट्रॉनवोल्ट (1 GeV = 109V) में दी गई है।

ऊर्जा श्रेणी ई में 10 से 10 6 GeV तक, ऊर्जा स्पेक्ट्रम का वर्णन अनुभवजन्य सूत्र I = AE - , ede A = 10 18 कण/m 2 sr-s, γ=1.6 द्वारा किया जाता है।

कुल पीसीआर फ्लक्स लगभग 104 कण/एम 2 एसआर है। अधिकतम पीसीआर ऊर्जा 10 11 जीवी तक पहुंचती है इसका मतलब है कि पीसीआर अल्ट्राहाई ऊर्जा का एक अनूठा स्रोत है, क्योंकि त्वरक में प्राप्त अधिकतम ऊर्जा 10 5 जीवी से अधिक नहीं होती है। लेकिन ऊर्जा E> 10 6 GeV वाले बहुत कम कण होते हैं। प्रति वर्ष औसतन एक ऐसे कण के लिए 1 मीटर 2 का क्षेत्र होता है।

पीसीआर ऊर्जा गैर-तापीय मूल की है। तो, तारों के अंदर औसत कण ऊर्जा Еср = 3kT/2 = 3*1.4*10 -23 *10 9 /2 = 2.1*10 -14 J=0.1 MeV के बराबर होती है। और पृथ्वी के पास पीसीआर कणों की औसत ऊर्जा 100 MeV यानी 1000 गुना ज्यादा होती है। इसका मतलब यह है कि एक विद्युत चुम्बकीय प्रकृति की कुछ खगोल भौतिकी प्रक्रियाओं में ब्रह्मांडीय कण त्वरित होते हैं।

बी. पीसीएल रचना। सौर मंडल के स्थान पर प्राथमिक ब्रह्मांडीय विकिरण दिशा में और समय में स्थिर है। पीसीएल की संरचना के अनुसार निम्नलिखित समूहों में बांटा गया है।

आर समूह। हाइड्रोजन नाभिक होते हैं - प्रोटॉन 1 1 पी, ड्यूटेरॉन 2 1 डी, ट्राइटन 3 1 टी

α-समूह। हीलियम नाभिक शामिल हैं 4 2 He, 3 2 He।

एल - समूह (अंग्रेजी प्रकाश से - प्रकाश)। इसमें लिथियम, बेरिलियम और बोरॉन के हल्के नाभिक होते हैं।

एम-समूह (मेसोलाइट - मध्यम प्रकाश)। इसमें कार्बन सी से लेकर फ्लोरीन एफ तक के नाभिक होते हैं।

एच - समूह (भारी - भारी)। नियॉन ने से लेकर पोटेशियम के तक भारी नाभिक होते हैं।

वीएच - समूह (बहुत भारी - बहुत भारी)। कैल्शियम Ca (Z=20) से जिंक Zn (z=30) तक नाभिक होते हैं।

एसएच समूह (सुपरहेवी - सुपर हेवी)। इसमें शामिल हैं - नाभिक, गैलियम Ca . से शुरू होता है

ई - समूह। इलेक्ट्रॉन ई और पॉज़िट्रॉन ई + शामिल हैं।

ब्रह्मांड में औसतन तत्वों की प्रचुरता के विपरीत, पीसीआर में मध्यम और भारी नाभिक की बढ़ी हुई सामग्री होती है: मध्यम नाभिक के समूह एल - 150,000 बार, समूह एच - 2.5 गुना, समूह वीएच - 60 बार, समूह एसएच- एन 14 बार।

एल समूह में नाभिक की प्रचुरता विशेष रूप से बाहर खड़ी है। यह माना जा सकता है कि एल समूह के नाभिक पीसीआर में उत्पन्न होते हैं, जो नाभिक के टकराव के परिणामस्वरूप z> 6 के साथ इंटरस्टेलर गैस के कणों के साथ होता है, जिसमें मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम होते हैं। . विखंडन प्रतिक्रिया के परिणामस्वरूप, भारी नाभिक कुचल जाते हैं और एल समूह के नाभिक प्राप्त होते हैं। यदि इस परिकल्पना को स्वीकार कर लिया जाता है, तो एक ब्रह्मांडीय कण द्वारा अपने जन्म स्थान से पृथ्वी तक यात्रा करने वाले औसत पथ का अनुमान लगाना संभव है।

में. पीसीएल में कणों का औसत पथ। बता दें कि हाइड्रोजन नाभिक से ब्रह्मांडीय गैस बाहरी स्थान को समान रूप से भरती है। एक समानांतर कण बीम OA1 अक्ष के साथ एक स्रोत से फैलता है जो भारी कण उत्पन्न करता है जिसका द्रव्यमान समूह नाभिक के द्रव्यमान से अधिक होता है। जब भारी कण हाइड्रोजन के नाभिक से टकराते हैं तो समूह I के हल्के नाभिक एक ही दिशा में गति करते हुए बनते हैं।

भारी कणों के कुचलने के परिणामस्वरूप, भारी कणों के बीम की तीव्रता I t

बौगुएर नियम के अनुसार दूरी के साथ घटनी चाहिए, I t = I 0 exp(-σNx), (25.2) जहां मैं भारी कणों के बीम की प्रारंभिक तीव्रता है, N ब्रह्मांडीय गैस में हाइड्रोजन नाभिक की एकाग्रता है। समूह L के नाभिक के निर्माण के साथ परमाणु विखंडन प्रतिक्रिया का प्रभावी क्रॉस सेक्शन है। समूह L का केवल एक प्रकाश कण एक भारी कण के गायब होने के साथ प्रत्येक टकराव में दिखाई देता है। कण प्रवाह I की तीव्रता के साथ वृद्धि होगी कानून के अनुसार दूरी मैं ई, = मैं 0 - मैं टी = आई टी। (25.3) पीसीआर में प्रकाश और भारी कणों का तीव्रता अनुपात I l /I t = /exp(-σNx)= exp(-σNx)-1 दूरी के साथ बढ़ना चाहिए

I l / I t \u003d n के अनुपात को दर्शाते हुए, हमें मिलता है: x \u003d 1p (n + l) / N। (25.5)। अनुपात n= मैं l /I t = 15/(52+15+4)=1/5=0.2. खगोलभौतिकीय अनुमानों से, अंतरिक्ष में धूल के कणों - हाइड्रोजन नाभिक की सांद्रता लगभग 1 सेमी 3 में 1 कण के बराबर होती है, जिससे कि n = 10 6 m -3। स्थलीय परिस्थितियों में देखी गई विखंडन प्रतिक्रियाओं का प्रभावी क्रॉस सेक्शन हमें σ= 10 -30 मीटर 2 के मूल्यों को स्वीकार करने की अनुमति देता है। इसलिए x \u003d ln (1,2) / 10 -30 * 10 6 \u003d 2 * 10 23 मीटर।

खगोल भौतिकी में ब्रह्मांडीय दूरियां आमतौर पर पारसेक में व्यक्त की जाती हैं। परिभाषा के अनुसार, एक पारसेक वह दूरी है जिससे पृथ्वी की कक्षा का व्यास (150 मिलियन किमी) 1 सेकंड के कोण पर दिखाई देता है। एक पारसेक एक बहुत लंबी दूरी है, 1 पीएस = 3*10 16 मीटर। पारसेक में व्यक्त, पृथ्वी पर पीसीआर कणों का पथ x = 7000 kps है।

खगोलभौतिकीय अध्ययनों ने स्थापित किया है कि हमारी आकाशगंगा में 25 kpc के व्यास और 2 kpc तक की मोटाई के साथ एक उभयलिंगी लेंस का आकार है, जो एक गेंद के रूप में एक ब्रह्मांडीय गैस हेलो से घिरा हुआ है।

न केवल गैलेक्सी के व्यास (25 केपीसी) से अधिक है, बल्कि हेलो के व्यास (30 केपीसी) से भी अधिक है। इसलिए यह इस प्रकार है कि पीसीआर हमारी गैलेक्सी के बाहर पैदा होते हैं।

जाहिर है, यह निष्कर्ष सही नहीं है। सबसे पहले, यह माना गया कि प्रत्येक विखंडन प्रतिक्रिया में समूह L का केवल एक कण पैदा होता है। वास्तव में, उनमें से अधिक पैदा हो सकते हैं। इसलिए, समूह L के कणों के प्रवाह में वृद्धि तेजी से और कम दूरी x पर हो सकती है। दूसरा, यह माना गया कि सभी टकरावों में कण गति की दिशा नहीं बदलती है। लेकिन ऐसा नहीं है। पीसीआर कणों की गति की प्रकृति ब्राउनियन कणों की गति के करीब होती है। उनका प्रक्षेपवक्र एक टूटी हुई रेखा है। इसलिए, पीसीआर कण अपने आयामों की तुलना में गैलेक्सी के अंदर अधिक लंबी दूरी तय कर सकते हैं।

अधिक कड़े अनुमानों से यह निष्कर्ष निकलता है कि कम से कम 90% पीसीआर कण (गैलेक्टिक किरणें) गैलेक्सी के अंदर पैदा होते हैं। और केवल 10% पीसीआर कण गैलेक्सी (मेटागैलेक्टिक किरण) के बाहर से आते हैं। ब्रह्मांडीय कणों की गति की विसरित प्रकृति के कारण, आवेशित कणों के स्रोतों की स्थिति के बारे में जानकारी मिट जाती है। इसलिए, ईएम फील्ड क्वांटा के अपवाद के साथ ब्रह्मांडीय विकिरण, आइसोट्रोपिक है।

जी. पीसीआर कण त्वरण तंत्र. फर्मी की परिकल्पना सबसे अधिक संभावित है। उन्होंने सुझाव दिया कि सुपरनोवा के विस्फोटों के दौरान, विस्तारित चुंबकीय प्लाज्मा बादल बनते हैं, जो विस्फोट के उपरिकेंद्र से जबरदस्त गति से बिखरते हैं। ऐसे बादलों से आने वाली टक्कर में आवेशित कण इनसे परावर्तित होते हैं। संवेग के संरक्षण के नियम के अनुसार, कण वेग का निरपेक्ष रेडियल घटक इस मामले में बादल की गति से दोगुना बढ़ जाता है, 2 R = - υ 1 R + 2υ 0। यदि कण बादल को पकड़ लेता है, तो उसकी गति कम हो जाती है। लेकिन ऐसे कण केवल वही हो सकते हैं जो तारे के अंदर पैदा हुए हों। और उन कणों के लिए जो तारे के बाहर हैं, काउंटर गतियों का एहसास होता है। अतः ब्रह्मांडीय कणों की गतिज ऊर्जा समय के साथ बढ़ती जाती है।

3. पीकेजेआई की उत्पत्ति. पीसीआर के 4 मुख्य स्रोत हैं: नोवा,

सुपरनोवा, पल्सर, क्वासर।

लेकिन। नए सितारे (न्यूज़ीलैंड)- ये करीब बाइनरी स्टार सिस्टम हैं जिनका कुल द्रव्यमान 1-5 सौर द्रव्यमान है, जो द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र के चारों ओर घूमते हैं। प्रकोप से पहले, उनके पास 4-5 इकाइयों का दृश्य परिमाण होता है।

1-100 पृथ्वी दिनों के भीतर एक फ्लैश के दौरान, उनकी चमक 100-1,000,000 गुना बढ़ जाती है। उसके बाद, कई वर्षों के दौरान, यह अपने मूल मूल्य तक कमजोर हो जाता है। फ्लैश के दौरान, एनएस लगभग 10 38 जे ऊर्जा विकीर्ण करता है। विस्फोट के कुछ साल बाद, एनएस के स्थल पर रेडियल विस्तार वेग = 1000 किमी/सेकेंड वाला एक गोलाकार गैसीय खोल पाया जाता है। खोल का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 0.01 है, इसकी गतिज ऊर्जा लगभग 10 39 J है।

NS के फटने का कारण यह है कि एक बाइनरी सिस्टम में अभिवृद्धि होती है - एक ठंडे लाल बौने से एक गर्म सफेद बौने तक पदार्थ का प्रवाह। नतीजतन, एक तरफ गुरुत्वाकर्षण बलों के बीच संतुलन, और दूसरी तरफ, ऑप्टिकल और गैस-गतिज दबाव के बल, एक गर्म तारे में परेशान होते हैं। इसके परिणामस्वरूप एक गर्म तारे का विस्फोट होता है।

NZ फ्लैश एक लगातार होने वाली घटना है। एक साल में, हमारी गैलेक्सी में 100-200 NZ भड़क उठते हैं। वे विनाशकारी प्रकृति के नहीं हैं और कुछ सितारों में महीनों और वर्षों में दोहराए जाते हैं। पीसीआर कणों का एक निश्चित अंश एनएस गोले से उत्पन्न हो सकता है।

बी। सुपरनोवा (SNZ). यह उन तारों का नाम है, जिनकी चमक उस आकाशगंगा की चमक के अनुरूप हो जाती है, जिससे वह संबंधित है। तो, 1885 के एसएनजेड, एंड्रोमेडा नेबुला में, पूरी आकाशगंगा की चमक थी। एसएनजेड विस्फोट के दौरान उत्सर्जित ऊर्जा की मात्रा लगभग 10 44 जे है। यह एनएस विस्फोट ऊर्जा से दस लाख गुना अधिक है। हमारे गैलेक्सी में, एक एसएनजेड औसतन हर 300 साल में एक बार जलता है। अंतिम SNZ को केप्लर द्वारा 1604 में देखा गया था (केप्लर का SNZ)।

एसएनजेड की अधिकतम चमक 1-3 सप्ताह है। तारे द्वारा बहाए गए शेल में 10.000 सौर द्रव्यमान तक का द्रव्यमान और 20,000 किमी / सेकंड तक की गति होती है। इन गोले से कई पीसीआर कण भी निकलते हैं। एसएनजेड के विस्फोट के बाद, नेबुला और पल्सर उनके स्थान पर पाए जाते हैं। आज तक, एसएनजेड के लगभग 90 अवशेष मिले हैं। यह माना जा सकता है कि एसएनजेड के गठन का तंत्र नियमितता पर आधारित है: परमाणु नाभिक का द्रव्यमान जितना अधिक होता है, तापमान उतना ही अधिक होता है जिस पर उनके थर्मोन्यूक्लियर संलयन की प्रतिक्रिया होती है।

जब एक गैस और धूल नीहारिका से एक प्रोटोस्टार उत्पन्न होता है, तो निहारिका का पूरा स्थान हाइड्रोजन से भर जाता है। बादल के गुरुत्वीय संकुचन के कारण तापमान में धीरे-धीरे वृद्धि होती है। जब तापमान T=10 7K पहुंच जाता है, तो प्रोटॉन के ड्यूटेरॉन में संश्लेषण की धीमी प्रतिक्रिया शुरू हो जाती है। प्रोटॉन-प्रोटॉन चक्र शुरू होता है।

प्रोटोस्टार चमकने के लिए गर्म होता है और एक तारे में बदल जाता है। गुरुत्वाकर्षण बल हल्के गैस-गतिज दबाव की ताकतों द्वारा संतुलित होते हैं। संपीड़न निलंबित है। हाइड्रोजन दहन की अवधि के लिए सापेक्ष संतुलन स्थापित किया जाता है।

हाइड्रोजन के थोक को हीलियम में बदलने के बाद, तारा ठंडा होने लगता है, प्रकाश का दबाव तेजी से कम हो जाता है। हीलियम संलयन प्रतिक्रिया शुरू नहीं होती है क्योंकि तापमान T1 हीलियम नाभिक के संलयन के लिए पर्याप्त नहीं है। किसी तारे के गुरुत्वाकर्षण संकुचन की प्रक्रिया में, उसका तापमान धीरे-धीरे बढ़ता है। गुरुत्वाकर्षण बल सीधे बढ़ जाते हैं

एल/आर 2 के समानुपाती, इसलिए, जब तापमान टी 1 तक पहुंच जाता है, तो संतुलन नहीं होता है, क्योंकि तापमान टी 1 इस मामले में तारे के छोटे आयतन से मेल खाता है। संपीड़न और तापमान वृद्धि जारी है, और एक निश्चित तापमान पर टी 2 = 10 8 के, हीलियम नाभिक के संलयन की प्रतिक्रिया शुरू होती है: 3 4 2 हे-> 12 6 सी + 7.22 मेव (τ = 10 वर्ष), और आगे: ( 25.6)

4 2 He + 12 8 C-> 16 8 O + , 4 2 He + 16 8 O-> 20 10 Ne + γ, 4 2 He + 20 10 Ne -> 24 12 Mg। (25.7)

हीलियम को जलाने के बाद, एक तारे का घना कोर बनता है, कोर की सामग्री C-12 कार्बन, ऑक्सीजन 0-16, नियॉन Ne-20, मैग्नीशियम Mg-24 है। इसके अलावा, एक तारे के विकास की प्रक्रिया इसी तरह आगे बढ़ सकती है। एक निश्चित तापमान T3>T2 पर, कार्बन-मैग्नीशियम नाभिक के संलयन की प्रतिक्रिया उत्तेजित होती है। इस चक्र को सिलिकॉन नाभिक Si-26 और फास्फोरस P-31 के गठन से पूरा किया जाना चाहिए।

और, अंत में, तापमान टी 4> टी 3 पर, सिलिकॉन और फास्फोरस नाभिक के संश्लेषण की एक्ज़ोथिर्मिक प्रतिक्रिया का अंतिम चरण शुरू किया जा सकता है, जो नाभिक के गठन के साथ समाप्त होना चाहिए 56 26 Fe, 59 27 Co, 57 28 नि.

यह एक आदर्श योजना है। वास्तव में, ये प्रक्रियाएं ओवरलैप हो सकती हैं। तारे के केंद्र में, भारी नाभिकों की संलयन प्रतिक्रियाएँ उच्च तापमान पर हो सकती हैं, और परिधि पर, कम तापमान पर कम भारी नाभिकों की संलयन प्रतिक्रियाएँ हो सकती हैं। और ज्यादातर मामलों में, एक तारे का विकास सुचारू रूप से चलता है। लेकिन कभी-कभी तारे के द्रव्यमान, संरचना, आकार और अन्य मापदंडों का ऐसा संयोजन होता है कि संतुलन गड़बड़ा जाता है। गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में, तारे का पदार्थ तेजी से केंद्र की ओर धकेलता है और तारा ढह जाता है। एक तारे के मूल में उच्च घनत्व, तापमान और दबाव, कुछ मामलों में, भारी ऊर्जाओं को तेजी से जारी कर सकता है। उदाहरण के लिए, इस तरह की प्रतिक्रिया के परिणामस्वरूप: 16 8 ओ + 16 8 ओ \u003d 32 16 एस + 16.5 मेव। (25.8)

एक सुपरनोवा को जन्म देते हुए तारा फट जाता है। यदि हम एसएनजेड विस्फोट ई = 10 44 जे की ऊर्जा और उनके दोहराव की आवृत्ति को ध्यान में रखते हैं, तो यह पता चलता है कि एसएनजेड विस्फोट का 1% पीसीआर के औसत ऊर्जा घनत्व को बनाए रखने के लिए पर्याप्त है।

में. पल्सर(रेडियो उत्सर्जन के स्पंदित स्रोत) छोटे, व्यास में 20 किमी तक, न्यूट्रॉन तारे होते हैं जो सुपरनोवा अवशेषों के तेजी से गुरुत्वाकर्षण संपीड़न के परिणामस्वरूप उत्पन्न हुए। न्यूट्रॉन सितारों का घनत्व 1012 किग्रा/मीटर 3 तक पहुँच जाता है, जो परमाणु नाभिक में पदार्थ के घनत्व के करीब है।

तारे के अवशेषों के संपीड़न के परिणामस्वरूप, सतह पर चुंबकीय क्षेत्र का प्रेरण 10 9 टी के क्रम के विशाल मूल्यों तक पहुँच जाता है। तुलना के लिए: भौतिक प्रयोग (स्पंदित सोलेनोइड्स में) में प्राप्त अधिकतम चुंबकीय क्षेत्र प्रेरण 10 2 टी से अधिक नहीं होता है। अपने छोटे आकार के कारण न्यूट्रॉन तारों की घूर्णन गति 1000 Hz तक पहुँच सकती है। ऐसा तेजी से घूमने वाला चुंबकीय तारा अपने चारों ओर एक भंवर विद्युत क्षेत्र को प्रेरित करता है। यह क्षेत्र पल्सर के आसपास के प्लाज्मा के कणों को उच्च ऊर्जा तक गति प्रदान करता है। नाभिक 10 20 eV, इलेक्ट्रॉनों - 10 12 eV तक का त्वरण करता है। पल्सर से दूर जाने के बाद, ये तेज कण पीसीआर संरचना की भरपाई करते हैं।

आवेशित कण अंतरिक्ष से पल्सर के चुंबकीय क्षेत्र में उड़ते हुए बल की रेखाओं के चारों ओर घूमते हैं, रेडियो रेंज में सिंक्रोट्रॉन विकिरण उत्सर्जित करते हैं। यह विकिरण चुंबकीय ध्रुवों की दिशा में विशेष रूप से प्रबल होता है। चूंकि पल्सर के घूर्णन की धुरी चुंबकीय अक्ष के साथ मेल नहीं खाती है, रेडियो उत्सर्जन की किरण एक शंकु का वर्णन करती है। यदि पृथ्वी इस शंकु की दीवार में है, तो समय-समय पर उस पर एक संकेत दर्ज किया जाता है जब रेडियो उत्सर्जन का ध्रुवीय बीम पृथ्वी को पार करता है।

ऊर्जा की कमी के कारण पल्सर की अवधि बढ़ जाती है। इसलिए, पल्सर जितना छोटा होगा, उसके घूमने की आवृत्ति उतनी ही अधिक होगी। वर्तमान में, कई सौ पल्सर ज्ञात हैं, उनकी अवधि 0.033 एस से 4.8 एस तक भिन्न होती है।

कैसर(अंग्रेजी अर्ध-तारकीय रेडियो स्रोत के लिए संक्षिप्त) - अर्ध-सितारे, सितारों के समान। वे ऑप्टिकल उपस्थिति में सितारों के समान हैं और स्पेक्ट्रा की प्रकृति में नीहारिकाओं के समान हैं। क्वासर के स्पेक्ट्रा में, एक विशाल रेडशिफ्ट है, जो गैलेक्सी में ज्ञात सबसे बड़े से 2-6 गुना अधिक है। दृश्यमान रेंज में, उदाहरण के लिए, लाइमैन श्रृंखला की हेड यूवी लाइन देखी जाती है (उत्सर्जक गैस के संदर्भ फ्रेम में डी = 121.6 एनएम)।

डॉपलर फ़्रीक्वेंसी शिफ्ट =ν 0 ((1±β)/(1-+β)) के सूत्र द्वारा निर्धारित होने के बाद, जहां β=υ/с, पृथ्वी के सापेक्ष क्वासर का रेडियल वेग , और हबल के अनुभवजन्य नियम υ = Нr का उपयोग करते हुए, जहां H=1.3-10 -18 s -1 हबल स्थिरांक है, आप क्वासर r से दूरी की गणना कर सकते हैं। क्वासर की दूरी विशाल निकली। उनका क्रम r~10 10 ps है। यह हमारी आकाशगंगा के आकार का एक लाख गुना है। क्वासर की चमक लगभग 1 घंटे की अवधि T के साथ बदलती रहती है। चूँकि क्वासर का व्यास c * T से अधिक नहीं हो सकता, जहाँ c निर्वात में प्रकाश की गति है, यह पता चलता है कि क्वासर का आकार छोटा है, यूरेनस की कक्षा के व्यास से अधिक नहीं (4 * 10 12 मीटर) . क्वासर की महान दूरदर्शिता को ध्यान में रखते हुए, यह पता चला है कि उन्हें अंतरिक्ष की अपेक्षाकृत कम मात्रा में, आकाशगंगाओं की तुलना में 10 45 डब्ल्यू के क्रम की एक विशाल शक्ति का विकिरण करना चाहिए। ऐसी सुपर-शक्तिशाली वस्तुओं को उच्च-ऊर्जा कणों की धाराओं को अंतरिक्ष में फेंकना चाहिए। क्वासर का ऊर्जा तंत्र स्पष्ट नहीं है। इतनी बड़ी ऊर्जा खपत के साथ, क्वासर का सक्रिय चरण 10 हजार वर्ष तक सीमित होना चाहिए। आज तक, ऑप्टिकल वस्तुओं में से लगभग 200 को क्वासर माना जाता है।

4. सौर ब्रह्मांडीय किरणें।सूर्य पृथ्वी के सबसे निकट का तारा है। यह तारा स्थिर अवस्था में है और इसलिए गैलेक्सी के पैमाने पर पीसीआर का कोई ध्यान देने योग्य स्रोत नहीं है। लेकिन चूंकि पृथ्वी सूर्य के बहुत करीब है, इसलिए यह सूर्य से बहने वाले प्लाज्मा - सौर हवा की पहुंच के भीतर है। सौर हवा प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों से बनी होती है। यह आरोही गैस-गतिशील प्रवाह में उत्पन्न होता है - प्रकाशमंडल परत में मशालें और क्रोमोस्फीयर में विकसित होती हैं।

सौर हवा के कणों की ऊर्जा लेकिन गांगेय किरणों की तुलना में बहुत कम है: इलेक्ट्रॉनों के लिए E≈10 4 eV, प्रोटॉन के लिए 10 11 N eV से अधिक नहीं। सूर्य की सतह (सौर गतिविधि की अवधि) पर विस्फोटक प्रक्रियाओं की सक्रियता के दौरान, पृथ्वी की कक्षा में सौर हवा में कणों की सांद्रता गांगेय किरणों में कणों की सांद्रता से सैकड़ों गुना अधिक होती है। इसलिए, सौर गतिविधि की अवधि के दौरान स्थलीय प्रक्रियाओं पर सौर हवा का प्रभाव गांगेय किरणों की तुलना में बहुत अधिक ध्यान देने योग्य है। इस समय, रेडियो संचार बाधित होता है, भू-चुंबकीय तूफान और अरोरा होते हैं। लेकिन औसतन, पृथ्वी पर सौर ब्रह्मांडीय किरणों का योगदान छोटा है। यह तीव्रता में 1-3% है।

5. द्वितीयक ब्रह्मांडीय किरणेंपृथ्वी के वायुमंडल के मामले के साथ पीसीआर की बातचीत के दौरान उत्पन्न कणों का प्रवाह है। अक्सर किसी पदार्थ में एक कण के पारित होने की विशेषता उसके औसत पथ l द्वारा होती है, जो माध्यम के मूल के साथ बातचीत से पहले होती है। अक्सर, औसत रन एक स्तंभ में एक पदार्थ के द्रव्यमान द्वारा 1 सेमी 2 के क्षेत्र और ऊंचाई एल के साथ व्यक्त किया जाता है। इस प्रकार, पृथ्वी के वायुमंडल की संपूर्ण मोटाई 1000 g/cm2 है। प्रोटॉन के लिए, रेंज l 70-80 g/cm 2 से मेल खाती है, α-कणों के लिए - 25 g/cm 2, भारी नाभिक के लिए यह मान और भी कम है। एक प्रोटॉन के पृथ्वी की सतह पर पहुँचने की प्रायिकता Bouguer के नियम से ज्ञात की जाती है। मैं/मैं 0 =exp(-x/l)=exp(-1000/70)≈10 -7 । 10 मिलियन प्राथमिक प्रोटॉनों में से केवल एक ही पृथ्वी पर पहुंचेगा। α-कणों और नाभिकों के लिए, यह संख्या और भी छोटी होती है। द्वितीयक ब्रह्मांडीय किरणों में, 3 घटक प्रतिष्ठित हैं: परमाणु-सक्रिय (हैड्रोन), कठोर (म्यूऑन) और नरम (इलेक्ट्रॉन-फोटॉन)।

लेकिन। परमाणु सक्रिय घटकइसमें प्रोटॉन और उच्च-ऊर्जा PCR E 0> 1 GeV के अन्य कणों की पृथ्वी के वायुमंडल के परमाणुओं के नाभिक, मुख्य रूप से नाइट्रोजन N और ऑक्सीजन O के साथ परस्पर क्रिया से उत्पन्न होने वाले प्रोटॉन और न्यूट्रॉन होते हैं। जब कोई कण एक नाभिक से टकराता है, तो लगभग आधा इसकी ऊर्जा E≈0.2 GeV ऊर्जा वाले कई नाभिकों को नष्ट करने, अंतिम नाभिक के उत्तेजन पर और आपेक्षिक कणों के बहु-उत्पादन पर खर्च होती है। मूल रूप से, ये पायन + , π 0 , - हैं। ऊर्जा E 0 0.2 GeV के साथ प्रति प्राथमिक प्रोटॉन की उनकी संख्या 10 तक पहुंच सकती है। एक उत्तेजित नाभिक, क्षय हो रहा है, कई और न्यूक्लियॉन या α-कणों का उत्सर्जन करता है। उभरते हुए नाभिक और प्राथमिक कण, वातावरण के नाभिक के साथ बातचीत करते हुए, एक परमाणु झरना के विकास की ओर ले जाते हैं। प्रत्येक टक्कर की घटना में दिखाई देने वाले प्रोटॉन और अन्य कम-ऊर्जा दूषित कण तेजी से धीमा हो जाते हैं और आयनीकरण नुकसान के परिणामस्वरूप अवशोषित हो जाते हैं। दूसरी ओर, न्यूट्रॉन सबसे कम ऊर्जा वाले परमाणु-सक्रिय कणों के आगे गुणन में भाग लेते हैं।

बी। कठोर (म्यूऑन) घटक E≤100 GeV की ऊर्जा के साथ चार्ज किए गए पियोन के परमाणु कैस्केड में पैदा हुआ है, योजना के अनुसार क्षय हो रहा है: ± →μ ± + μ (ṽ μ), जहां μ ± चार्ज म्यूऑन हैं। उनका बाकी द्रव्यमान 207m e है, और औसत जीवनकाल उनके अपने संदर्भ के फ्रेम में τ 0 =2*10 6 s; मी (ṽ मी) - म्यूऑन न्यूट्रिनो (एंटीन्यूट्रिनो)। Muons, बदले में, योजना के अनुसार क्षय: μ - →e - *ṽ, μ + →e + *ν। चूंकि म्यूऑन की गति प्रकाश की गति के करीब होती है, इसलिए सापेक्षता के सिद्धांत के अनुसार, पृथ्वी से जुड़े संदर्भ फ्रेम में उनका औसत जीवनकाल काफी बड़ा हो जाता है। नतीजतन, म्यूऑन के पास पूरे वातावरण और यहां तक ​​​​कि लगभग 20 मीटर मिट्टी से गुजरने का समय होता है। यह इस तथ्य के कारण भी है कि म्यूऑन और इससे भी अधिक न्यूट्रिनो पदार्थ के साथ कमजोर रूप से बातचीत करते हैं। इसीलिए म्यूऑन और न्यूट्रिनो के फ्लक्स को सेकेंडरी कॉस्मिक किरणों का कठोर या मर्मज्ञ घटक कहा जाता है।

ई. शीतल (इलेक्ट्रॉन-फोटॉन) घटक।इसका मुख्य स्रोत न्यूट्रल पायन 0 है जो परमाणु टक्कर में बनता है। चार्ज किए गए पियोन π + और π - की तुलना में, जिनका जीवनकाल 2*10 -6 s है, तटस्थ पियॉन तेजी से क्षय होते हैं, उनका औसत जीवनकाल τ=1.8*10 -16 s होता है। अपने जन्म के स्थान से, 0 -pion के पास एक नगण्य दूरी x≈c*τ= 3*10 8 *1.8*10 -16 = 5*10 -8 m जाने का समय है और दो उच्च-ऊर्जा में क्षय होता है -क्वांटा: 0 → γ + । नाभिक के क्षेत्र में ये ऊर्जावान γ-क्वांटा इलेक्ट्रॉन-पॉज़िट्रॉन जोड़े में क्षय हो जाते हैं, → ई - + ई +। परिणामी इलेक्ट्रॉनों में से प्रत्येक की एक उच्च गति होती है और, जब नाभिक से टकराती है, तो ब्रेम्सस्ट्रालंग γ-क्वांटा, ई - → का उत्सर्जन करती है। ई - + .. आदि। हिमस्खलन जैसी प्रक्रिया होती है।

इलेक्ट्रॉनों, पॉज़िट्रॉन और γ-क्वांटा की संख्या में वृद्धि तब तक होगी जब तक कि कण ऊर्जा घटकर 72 MeV न हो जाए। इसके बाद, प्रमुख ऊर्जा हानि कणों में परमाणुओं के आयनीकरण और किरणों में बिखरने के कारण होती है। शावर में कणों की संख्या में वृद्धि रुक ​​जाती है, और इसके अलग-अलग कण अवशोषित हो जाते हैं। नरम घटक का अधिकतम विकास लगभग 15 किमी की ऊंचाई पर होता है।

प्राथमिक कणों की अत्यधिक उच्च ऊर्जा पर E0 >. पृथ्वी के वायुमंडल में 10 5 GeV इलेक्ट्रॉन-फोटॉन कैस्केड हिमस्खलन व्यापक वायु वर्षा की विशिष्ट विशेषताओं को प्राप्त करते हैं। इस तरह के शॉवर का विकास 20-25 किमी की ऊंचाई से शुरू होता है। कणों की कुल संख्या 10 8 -10 9 तक पहुंच सकती है। चूंकि शावर में एक कण लगभग 1 GeV होता है, प्राथमिक कण की ऊर्जा का अनुमान शॉवर में कणों की संख्या से लगाया जा सकता है।

इस तरह के कैस्केडिंग शावर के अस्तित्व की खोज 1938 में फ्रांसीसी पियरे ऑगर ने की थी। इसलिए, उन्हें अक्सर बरमा वर्षा कहा जाता है।