Kosminiai spinduliai. Kosminiai spinduliai: sudėtis ir kilmė. Moduliacijos efektai kosminiuose spinduliuose

Kosminiai spinduliai

Kas yra kosminiai spinduliai?

Keliaudamas per begalines visatos platybes, sutikdamas daugybę netikėtumų ir įvairiausių išorinių poveikių. Ir viena iš šių įtakų pasirodo kaip spinduliai iš kosmoso.
Kosminiai spinduliai - tai dalelės su įkrovimu ir be jo, atkeliaujančios iš visuotinių platybių į Žemės paviršių, tvyrančios mūsų planetos oro apvalkale. Kosminių spindulių fizika tapo sritimi su labai perspektyvia ateitimi. Nes tyrinėdami kosminius spindulius, mokslininkai gali geriau suprasti procesus, vykstančius Žvaigždės , mūsų ir ne tik Galaktikos ... Tokios milžiniškos galimybės mums suteiks kosminiai spinduliai .

Kosminių spindulių fizika ir atradimų istorija

Kosminiai spinduliai tapo žinomas atsitiktinai 1900 d) matuojant dujų jonizacijos kiekį ir elektrinį laidumą, naudojant elektroskopus. Vokiečių fizikų Julius Elsteris ir Hansas Geitelis nepriklausomai vienas nuo kito, jie atrado nežinomą natūralią oro jonizacijos kilmę.

Škotų fizikas Charlesas Wilsonas būdamas Didžiojoje Britanijoje ir dirbdamas su jonizacijos kamera , padarė išvadą, kad gaunama spinduliuotė turi nežemišką priežastį. Naudodamas ekranuotą kamerą, Wilsonas išsiaiškino, kad nepažįstamos spinduliuotės skvarbioji savybė yra stipresnė nei rentgeno ir gama spindulių, ir davė jai pavadinimą ultra-gama jonizacija .

Atsiprašome, tolesnis tyrimas kosminiai spinduliai šiek tiek sulėtino fizikos studijų procesą šioje srityje. Ernestas Rutherfordas , tuo pačiu metu atliko daug eksperimentų dėl detektoriaus apsaugos su švinu ir paaiškino tai kaip statybinės medžiagos gama aktyvumą. Vėliau jautriausias elektrometras davė rezultatus, kurie parodė, kad jonizacija buvo atlikta mažiau per rezervuarus ir buvo manoma, kad ši jonizacija yra gama spektro litosferos radioaktyvumo pasekmė. Man atrodo, kad tai labai juokinga - kas atsirado erdvės aiškinama taip, tarsi šaltinis būtų žemėje.
Labai ilgą laiką mokslininkai rinko eksperimentinius duomenis. Jie eksperimentavo ir tiesiai ant žemės, ir aukštyje, pavyzdžiui, ant Eifelio bokšto ir ant baliono. Ir po to 25 metų, m 25 -praėjusio šimtmečio metai, mokslininkas fizikas Robertas Millikanas iš Amerikos atliko daugybę didelio aukščio spinduliuotės vandens absorbcijos matavimų vandens telkiniuose, esančiuose aukštyje 3.6 ir apie 2 -x km. Atlikus matavimus paaiškėjo, kad radiacija rodydamas žemyn oru.
Millikanas šį reiškinį vadina pirmą kartą kosminiai spinduliai ... Tai bus vertinama kaip tikras proveržis tiriant šį reiškinį. Bet vis tiek, kosminių spindulių kilmė nesuprato mokslininkai. Didžiulį indėlį į spindulių supratimą padarė sovietų fizikas Dmitrijus Skobeltsinas ... Jis, atlikdamas eksperimentus, tai nustatė kosminiai spinduliai tai dalelės, turinčios elektros krūvį ir sukeliančios ore dušai dalelės. Vėliau dušo teorija šias daleles išdirba fizikas Levas Landau .
V 36 praėjusio šimtmečio metus Viktoras Hessas apdovanotas Nobelio premija už tapatybę kosminiai spinduliai . 24 praėjo daug metų, kol jie suprato esminę šio reiškinio vertę. Tuo metu jau buvo aišku, kad kosminiai spinduliai tai dažniausiai yra dalelės, turinčios teigiamą krūvį ir labai didelę energiją.
Studijų laikotarpis nuo 30 -x iki 55 -tapo era pagrindinės dalelės v kosminiai spinduliai ... Tuo metu jie žingsnis po žingsnio atrado: pozitronai, muonai, bi-mezonai ir kt. Kuo galingesni greitintuvai, tuo didesnis fizinės aktyviosios energijos diapazonas, o tai leido išsamiai ištirti reiškinius kosminiai spinduliai ... Tačiau viršutinės energijos ribos, kurios dabar yra kosminiuose spinduliuose 3x1020 elektronų voltai, kaip ir anksčiau, yra didesni už laboratorijose įkūnytus rezultatus.

Pavyzdžiui, norint suprasti pranašumą: į TANKAS (Didelis hadronų greitintuvas) dalelės pagreitėja iki energijos 14x10 12 laipsnių elektronų voltų, tai yra apie 10 milijonų kartų mažiau. Beje, prisiminkite laikotarpį, kai tai sakėte TANKAS sukels juodąsias skyles, o tai sukels žmonijos mirtį. Kaip matyti iš to, kas išdėstyta pirmiau, atmosferoje labai ilgą laiką vyksta įvykiai, kurie yra energetiškai galingesni už tuos, kurie buvo sukurti TANKAS ... Ir tai nesutrukdė žmonijos vystymuisi. Kosminiai spinduliai tarsi jie būtų " natūralūs greitintuvai«.
Akivaizdu, kad dauguma kosminiai spinduliai atvyksta pas mus iš Saulės ... Bet į vidų 1960 metus V.L. Ginzburgas ir S. I. Syrovatsky išreiškė nuomonę, kad kosminiai spinduliai gimsta galaktikoje per supernovos sprogimus. Ir jau po 8 metų aptinkami didelės energijos gama spinduliai iš galaktikos. Vėliau mokslininkų teorijos buvo sukurtos svarstyti ekstragalaktinis pėdsakai kosminiai spinduliai ir dalelės iš jaunos visatos.
Užteks kosminių spindulių istorija , aptarkime nuo ko yra kosminiai spinduliai .

Kosminių spindulių sudėtis ir kilmė

Kaip minėta anksčiau, per kosminiai spinduliai , eksperimentiškai užfiksavo tokias daleles kaip pozitronas, muonas, bi-mezonas ... Tačiau kompozicija kosminiai spinduliai šių dalelių yra labai mažai. Dauguma kosminiai spinduliai makiažas protonų , tai apie 90% nuo visų iš kosmoso sklindančių spindulių. Apie 7% makiažas alfa dalelės , t.y. helio branduoliai , ir tik maža dalis apie 1% šie branduoliai yra didesniu mastu sunkesni, pvz. anglies ir geležies ... Keista, kad šie „sunkieji“ branduoliai atkeliauja būtent iš galaktikų .
Kosminiai spinduliai atvykstantys iš mūsų žvaigždžių turi kompoziciją, dažniausiai tai yra protonai 98% ... Ką kosminiai spinduliai iš galaktikos susideda iš sunkių branduolių, elementaru, kad jie gimsta susidarius (sprogus) supernovos .
Beje, kosminiai spinduliai patvirtino TAIP (Reliatyvumo teorija ). Dėl to jis tampa dar svarbesnis kosminiai spinduliai .
Kada protonas sąveikauja su žemės atmosfera, atsiranda dalelių dušas ... Panagrinėkime šį reiškinį išsamiau. Kai eksponuojamas kosminiai spinduliai į oro dujų atominius branduolius, dažniausiai su branduoliais N 2 ir O 2 , pirminis kosminiai spinduliai paprastai pagimdo daugybę antrinių dalelių jonai, protonai, neutronai, muonai, elektronai, pozitronai ir fotonai ... Šis upelis turi didžiulį plotą ir turi didžiojo vardą oro dušas ... Vienos sąveikos metu protonas, kaip taisyklė, atiduoda apie pusę savo energijos potencialo. Dėl šio veiksmo daugeliu atvejų gimsta bijūnai ... Kiekvienas kitas pirminės dalelės veiksmas sukuria naujų dalelių srautą, kuris prilimpa prie pirminės dalelės trajektorijos, sukurdamas dušas ... Sukurta bijūnai paprastai veikia oro atominius branduolius, bet taip pat gali būti sunaikinti, sukuriant muoniškas ir elektronas-fotonas srauto komponentai. Dėl to dalelės branduoliai galiausiai nepasiekia žemės, „reinkarnuodamiesi“ į miuonai, neutrinai ir gama kvantos .

Kosminių spindulių aptikimas

Kaip aptinkami kosmoso spinduliai ir kokius duomenis mokslininkai nori gauti iš šio reiškinio?

Kadangi energijos spektras kosminiai spinduliai didžiulis nuo 10 6 anksčiau 10 20 elektronų voltų , jų aptikimo ir stebėjimo metodai yra labai įvairūs. Pavyzdžiui, tai yra didžiulės teritorijos antžeminės konstrukcijos didelėms oro kaskadoms aptikti ( dušai ). Šios struktūros gali aptikti pėdsakus kosminiai spinduliai , ir stebima plati dangaus dalis. Šie detektoriai gali dirbti daugiau nei 90% laikas. Deja, šios struktūros yra labai jautrios foninė spinduliuotė , o kartais labai sunku atskirti iš kosmoso atvykstančias daleles nuo sausumos dalelių.

Cherenkovo ​​spinduliuotė
Kitas registracijos būdas yra naudoti Cherenkovo ​​spinduliuotė ... Kai tam tikros dalelės, pavyzdžiui, kosminės dalelės, juda greičiau šviesos greitis atsiranda tam tikroje aplinkoje radiacija paskambino Čerenkovskis , kuris yra aptiktas. Šie teleskopai, nors ir puikiai atskiria foninį radioaktyvumą nuo kosminiai spinduliai , tačiau jie veikia tik giedru nakties oru, kai danguje nėra mėnulio ir jie turi mažą matymo lauką. Ir tokius teleskopus galima tirti trumpai.

„Veritas“ teleskopas
Populiariausias Cherenkovo ​​spinduliuotės fiksavimo teleskopas yra Veritas ir Turi ... Aptinka teleskopai gama spinduliuotė , t.y. cherenkovskoe. Jie galėjo labai prisidėti prie pulsarų, kvazarų, žvaigždžių spiečių, gama spindulių pliūpsnių tyrimo ir tyrimo. kosminių spindulių kilmė už galaktikos ribų ir supermasyvios juodosios skylės, kuri yra Paukščių Tako centras.
Yra ir kitų registracijos būdų kosminiai spinduliai , taip pat jų sukeltas pasekmes, tačiau jos visos yra susijusios tik su jų poveikiu kai kurioms medžiagoms, nesvarbu, ar tai būtų plastikas, azotas ar perpildyti vandens garai ir pan.

Kosminių spindulių naudojimas

Ar yra praktinis kosminių spindulių pritaikymas?!

Egipto piramidės
Tikrai taip. Pavyzdžiui, tiriant struktūras Egipto piramidės ... Ekspozicijos procese kosminiai spinduliai atmosferoje, kaip minėta aukščiau muonai ... Ir su pagalba miuono rentgenografija arba kaip sakoma "Natūralus" , mokslininkams pavyko „įžvelgti“ dar neištirtas tuštybes piramidėse. Apskritai tai rodo, kad šiandien pagrindinė dalelių fizika ir kosminiai spinduliai , galės padaryti naujų atradimų archeologijoje.

Neutrinas
Tačiau pažvelkime atidžiau į šį reiškinį. Tiesą sakant, kosminiai spinduliai yra šių „nesuprantamų“ šaltiniai neutrinas įdomus mokslo pasaulis. Labiausiai tikėtina, kosminiai spinduliai gali mums suteikti informacijos apie tokius “ teorinis»Dalelės patinka magneto-monopoliai arba gravitonai , kurių dar negalime ištirti, nes nesugebame sukurti reikiamų sąlygų su mūsų moderniais greitintuvais. Be to, relikvinė spinduliuotė tai yra viena iš veislių kosminiai spinduliai ... Ir šiaurės pašvaistė taip pat yra pasireiškimo pasekmė kosminiai spinduliai .

Kosminiai spinduliai (spinduliuotė) yra dalelės, užpildančios tarpžvaigždinę erdvę ir nuolat bombarduojančios Žemę. Juos 1912 metais atrado austrų fizikas Hessas, naudodamas baliono jonizacijos kamerą. Maksimali kosminių spindulių energija yra 10 21 eV, t.y. yra daug kartų aukštesnės už šiuolaikiniams akceleratoriams prieinamą energiją (10 12 eV). Todėl kosminių spindulių tyrimas atlieka svarbų vaidmenį ne tik erdvės, bet ir elementariųjų dalelių fizikoje. Nemažai elementarių dalelių pirmą kartą buvo atrastos būtent kosminiuose spinduliuose (pozitronas - Andersonas, 1932; muonas () - Neddermeieris ir Andersonas, 1937; pionas () - Powellas, 1947). Nors kosminiai spinduliai apima ne tik įkrautas, bet ir neutralias daleles (ypač daug fotonų ir neutrinų), įkrautos dalelės paprastai vadinamos kosminiais spinduliais.

Aptariant kosminius spindulius, būtina išsiaiškinti, kokie spinduliai yra aptariami. Skiriami šie kosminių spindulių tipai:

1. Galaktiniai kosminiai spinduliai - kosminės dalelės, ateinančios į Žemę iš mūsų galaktikos žarnų. Į juos neįeina Saulės sukurtos dalelės.

2. Saulės kosminiai spinduliai - saulės sukurtos kosminės dalelės.

Žemę bombarduojančių galaktinių kosminių spindulių srautas yra maždaug izotropinis ir pastovus laike ir yra 1 dalelė / cm 2 sek. (Prieš patekdamas į Žemės atmosferą). Galaktinių kosminių spindulių energijos tankis yra 1 eV / cm 3, o tai prilygsta visai žvaigždžių elektromagnetinės spinduliuotės energijai, tarpžvaigždinių dujų šiluminiam judėjimui ir galaktiniam magnetiniam laukui. Taigi kosminiai spinduliai yra svarbi galaktikos sudedamoji dalis.

Galaktinių kosminių spindulių sudėtis:

Branduolinis komponentas- 93% protonų, 6,5% helio branduolių,<1% более тяжелых ядер (т.е. отвечает распространенности ядер во Вселенной).

Elektronai. Jų skaičius yra 1% branduolių skaičiaus.

Pozitronai. Jų skaičius yra 10% elektronų skaičiaus.

Anti-Hadronai sudaro mažiau nei 1%.

Galaktinių kosminių spindulių energija apima didžiulį diapazoną - ne mažiau kaip 15 dydžių (10 6 -10 21 eV). Jų srautas dalelėms, kurių E> 10 9 eV, sparčiai mažėja didėjant energijai. Branduolinio komponento energijos spektras, neįskaitant mažos energijos, paklūsta išraiškai

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

kur n o yra konstanta, o 2,7 - E<10 15 ýÂ è 3.1-3.2 ïðè E>10 15 eV. Branduolinio komponento energijos spektras parodytas 15.6 paveiksle.

Itin didelės energijos dalelių srautas yra labai mažas. Taigi vidutiniškai 10 km 2 ploto per metus patenka ne daugiau kaip viena dalelė, kurios energija yra 10 20 eV. Elektronų, kurių energija> 10 9 eV, spektro pobūdis yra panašus į pavaizduotą 15.6 pav. Galaktinių kosminių spindulių srautas nesikeičia mažiausiai 1 milijardą metų.

Akivaizdu, kad galaktiniai kosminiai spinduliai yra neterminės kilmės. Iš tiesų, didžiausia temperatūra (10 9 K) pasiekiama žvaigždžių centre. Šiuo atveju dalelių šiluminio judėjimo energija yra 10 5 eV. Tuo pačiu metu galaktinių kosminių spindulių dalelės, pasiekiančios Žemės apylinkes, paprastai turi energiją> 10 8 ÂÂ.

Ryžiai. 15.6. Branduolinio kosmoso komponento energijos spektras

spinduliai. Energija pateikiama masės sistemos centre.

Yra pagrindo manyti, kad kosminius spindulius daugiausia sukuria supernovos sprogimai (kiti kosminių spindulių šaltiniai yra pulsarai, radijo galaktikos, kvazarai). Mūsų galaktikoje supernovos sprogimai įvyksta vidutiniškai bent kartą per 100 metų. Nesunku apskaičiuoti, kad norint išlaikyti stebimą kosminių spindulių energijos tankį (1 eV / cm 3), jiems pakanka perduoti tik kelis procentus sprogimo galios. Supernovos sprogimų metu išmetami protonai, sunkesni branduoliai, elektronai ir pozitronai dar labiau pagreitinami vykdant specifinius astrofizinius procesus (jie bus aptarti toliau), įgyjant energijos savybes, būdingas kosminiams spinduliams.

Kosminių spindulių sudėtyje praktiškai nėra metagalaktinių spindulių, t.y. įstrigę mūsų galaktikoje iš išorės. Visas pastebėtas kosminių spindulių savybes galima paaiškinti tuo, kad jos susidaro, kaupiasi ir ilgai laikosi mūsų galaktikoje, lėtai išplaukiančios į tarpgalaktinę erdvę. Jei kosminės dalelės judėtų tiesia linija, jos po kelių tūkstančių metų nuo jų atsiradimo paliktų galaktiką. Toks greitas nutekėjimas sukeltų nepakeičiamų nuostolių ir smarkiai sumažėtų kosminių spindulių intensyvumas.

Tiesą sakant, tarpžvaigždinis magnetinis laukas, turintis labai susipynusią lauko linijų konfigūraciją, leidžia įkrautoms dalelėms judėti sudėtingomis trajektorijomis (šis judėjimas primena molekulių sklaidą), padidindamas šių dalelių buvimo laiką galaktikoje tūkstančius kartų . Didžiosios kosminių spindulių dalelių amžius yra dešimtys milijonų metų. Itin didelės energijos kosminės dalelės silpnai nukreipiamos dėl galaktinio magnetinio lauko ir gana greitai palieka Galaktiką. Tai gali paaiškinti kosminių spindulių spektro lūžimą esant 310 15 A.

Labai trumpai pasigilinkime į kosminių spindulių pagreičio problemą. Kosminių spindulių dalelės juda išsikrovusioje ir elektra neutralioje kosminėje plazmoje. Jis neturi reikšmingų elektrostatinių laukų, galinčių pagreitinti įkrautas daleles dėl galimo skirtumo tarp skirtingų trajektorijos taškų. Tačiau plazmoje gali atsirasti indukcinio ir impulsinio tipo elektriniai laukai. Taigi, kaip žinoma, atsiranda indukcinis (sūkurinis) elektrinis laukas, laikui bėgant didėjant magnetinio lauko stiprumui (vadinamasis betatrono efektas). Dalelių pagreitį taip pat gali lemti jų sąveika su plazminių bangų elektriniu lauku regionuose, kuriuose yra intensyvi plazmos turbulencija. Yra ir kitų pagreičio mechanizmų, kurių šiuo metu negalime apsvarstyti. Išsamesnis tyrimas rodo, kad siūlomi pagreičio mechanizmai gali padidinti supernovos sprogimų metu išmetamų dalelių energiją nuo 10 5 iki 10 21 BV.

Saulės skleidžiamos įkrautos dalelės - saulės kosminiai spinduliai - yra labai svarbi Žemę bombarduojančios kosminės spinduliuotės sudedamoji dalis. Saulės pliūpsnių metu šios dalelės pagreitėja iki didelės energijos viršutinėje Saulės atmosferos dalyje. Saulės pliūpsniams taikomi tam tikri laiko ciklai. Galingiausi kartojami 11 metų, mažiau galingi - 27 dienas. Galingi saulės pliūpsniai gali padidinti į Žemę nuo Saulės krintančių kosminių spindulių srautą 10 6 kartus, palyginti su galaktiniu.

Palyginti su galaktiniais kosminiais spinduliais, saulės kosminiuose spinduliuose yra daugiau protonų (iki 98–99% visų branduolių) ir atitinkamai mažiau helio branduolių (1,5%). Kitų branduolių juose praktiškai nėra. Z2 branduolių kiekis saulės kosminiuose spinduliuose atspindi saulės atmosferos sudėtį. Saulės kosminių spindulių dalelių energija svyruoja nuo 10 5 -10 11 eV. Jų energijos spektras turi galios dėsnio funkciją (15.5), kur - mažėjant energijai sumažėja nuo 7 iki 2.

Visos minėtos kosminių spindulių charakteristikos nurodo kosmines daleles prieš patekimą į Žemės atmosferą, t.y. prie vadinamųjų pirminė kosminė spinduliuotė... Dėl sąveikos su atmosferos branduoliais (daugiausia deguonies ir azoto) didelės energijos pirminių kosminių spindulių dalelės (pirmiausia protonai) sukuria daugybę antrinių dalelių - hadronų (pionų, protonų, neutronų, antinukleonų ir kt.). ), leptonai (muonai, elektronai, pozitronai, neutrinai) ir fotonai. Vystosi sudėtingas daugiapakopis kaskados procesas. Antrinių dalelių kinetinė energija išleidžiama daugiausia atmosferos jonizacijai.

Žemės atmosferos storis yra apie 1000 g / cm 2. Tuo pačiu metu didelės energijos protonų diapazonas ore yra 70–80 g / cm 2, o helio branduoliai-20–30 g / cm 2. Taigi didelės energijos protonas gali patirti iki 15 susidūrimų su atmosferos branduoliais, o tikimybė pasiekti jūros lygį netoli pirminio protono yra labai maža. Pirmasis susidūrimas paprastai įvyksta 20 km aukštyje.

Leptonai ir fotonai atsiranda dėl silpnų ir elektromagnetinių antrinių hadronų (daugiausia pionų) skilimo ir e -e + porų gamybos kvantų Kulono branduolio lauke:

ÿÿî + î + e - + e +.

Taigi vietoj vienos pirminės dalelės atsiranda daugybė antrinių, suskirstytų į hadroninius, miuoninius ir elektronų-fotonų komponentus. Į laviną panašus dalelių skaičiaus padidėjimas gali lemti tai, kad maksimaliai kaskadoje jų skaičius gali siekti 10 6 -10 9 (esant pirminio protono energijai> 10 14 eV). Toks kaskadas apima didelį plotą (daug kvadratinių kilometrų) ir vadinamas platus oro dušas(15.7 pav.).

Pasiekus maksimalų dydį, kaskadas suyra daugiausia dėl energijos praradimo atmosferos jonizacijai. Daugiausia reliatyvistiniai muonai pasiekia Žemės paviršių. Elektronų-fotonų komponentas absorbuojamas stipriau, o hadroninis kaskados komponentas „visiškai išnyksta“. Apskritai, kosminių spindulių dalelių srautas jūros lygyje yra maždaug 100 kartų mažesnis nei pirminių kosminių spindulių srautas, kuris yra apie 0,01 dalelės / cm 2 s.

Kosminiai spinduliai
Kosminiai spinduliai

Kosminiai spinduliai (kosminė spinduliuotė) - dalelės, užpildančios tarpžvaigždinę erdvę ir nuolat bombarduojančios Žemę. Juos 1912 metais atrado austrų fizikas W. Hessas, naudodamas baliono jonizacijos kamerą. Didžiausia kosminių spindulių energija yra ~ 3. 10 20 eV, t.y. yra keliais laipsniais didesnės už energiją, kurią turi šiuolaikiniai greitintuvai ant susiduriančių sijų (didžiausia lygiavertė „Tevatron“ energija yra ~ 2,10 15 eV, LHC - apie 10 17 eV). Todėl kosminių spindulių tyrimas atlieka svarbų vaidmenį ne tik erdvės, bet ir elementariųjų dalelių fizikoje. Keletas elementarių dalelių buvo pirmą kartą
atrastas būtent kosminiuose spinduliuose (pozitronas - K. D. Andersonas, 1932; muonas (μ) - K. D. Andersonas ir S. Neddermeieris, 1937; pionas (π) - S. F. Powellas, 1947). Nors kosminiai spinduliai apima ne tik įkrautas, bet ir neutralias daleles (ypač daug fotonų ir neutrinų), įkrautos dalelės paprastai vadinamos kosminiais spinduliais.
Yra šie kosminių spindulių tipai (1 pav.):

1. Galaktiniai kosminiai spinduliai- kosminės dalelės, ateinančios į Žemę iš mūsų galaktikos. Į juos neįeina Saulės sukurtos dalelės.
2. Saulės kosminiai spinduliai- saulės sukurtos kosminės dalelės.

Be šių dviejų pagrindinių kosminių spindulių tipų, jie taip pat svarsto metagalaktiniai kosminiai spinduliai - kosminės dalelės, kilusios už mūsų galaktikos ribų. Jų indėlis į bendrą kosminių spindulių srautą yra nedidelis.
Kosminiai spinduliai, neiškraipyti sąveikos su Žemės atmosfera, vadinami pirminis... Žemę bombarduojančių galaktinių kosminių spindulių srautas yra maždaug izotropinis ir pastovus laike ir yra ~ 1 dalelė / cm 2. s (prieš patekdamas į Žemės atmosferą). Galaktinių kosminių spindulių energijos tankis yra ~ 1 eV / cm 3, o tai prilygsta visai žvaigždžių elektromagnetinės spinduliuotės energijai, tarpžvaigždinių dujų šiluminiam judėjimui ir galaktiniam magnetiniam laukui. Taigi kosminiai spinduliai yra svarbi galaktikos sudedamoji dalis.
Kosminių spindulių sudėtis pateikta lentelėje.

2 paveikslėlyje kairėje pavaizduoti pirminių kosminių spindulių pagrindinių komponentų energijos spektrai. 2 paveiksle dešinėje pavaizduoti vertikalūs pagrindinių kosminių spindulių komponentų srautai, kurių energija> 1 GeV Žemės atmosferoje. Be protonų ir elektronų, visos dalelės atsirado dėl pirminių kosminių spindulių sąveikos su atmosferos branduoliais.

Dėl sąveikos su atmosferos branduoliais pirminiai kosminiai spinduliai (daugiausia protonai) sukuria daugybę antrinių dalelių - pionų, protonų, neutronų, muonų, elektronų, pozitronų ir fotonų. Taigi vietoj vienos pirminės dalelės atsiranda daug antrinių dalelių, kurios yra suskirstytos į hadroninius, miuoninius ir elektronų-fotonų komponentus. Toks kaskadas apima didelį plotą ir vadinamas platus oro dušas .
Vieno sąveikos veiksmo metu protonas paprastai praranda ~ 50% savo energijos, o dėl sąveikos daugiausia atsiranda pionų. Kiekviena paskesnė pirminės dalelės sąveika į kaskadą prideda naujų hadronų, kurie skrenda daugiausia pirminės dalelės kryptimi, sudarydami hadrono šaknį.
Susidarę pionai gali sąveikauti su atmosferos branduoliais arba suyra, sudarydami dušo miuoninius ir elektronų-fotonų komponentus. Hadroninis komponentas praktiškai nepasiekia Žemės paviršiaus, dėl skilimo virsta muonais, neutrinu ir γ-kvantomis.

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

Susidarę neutralių pionų skilimo metu, -kiekiai sukuria elektronų -pozitronų poras ir vėlesnių kartų kiekius. Įkrauti leptonai praranda energiją dėl jonizacijos ir spinduliavimo lėtėjimo. Santykiniai muonai daugiausia pasiekia Žemės paviršių. Elektronų-fotonų komponentas absorbuojamas stipriau.
Vienas protonas, kurio energija> 10 14 eV, gali sukurti 10 6 -10 9 antrinių dalelių. Žemės paviršiuje dušo hadronai yra sutelkti į kelių metrų plotą, elektronų-fotonų komponentas yra ~ 100 m, o muonų komponentas-kelis šimtus metrų.
Kosminis spindulių srautas jūros lygyje (~ 0,01 cm -2 · s -1) yra maždaug 100 kartų mažesnis už pirminį kosminių spindulių srautą.
Pagrindiniai pirminių kosminių spindulių šaltiniai yra supernovos sprogimai (galaktiniai kosminiai spinduliai) ir Saulė. Didelės energijos
(iki 10 16 eV) galaktinių kosminių spindulių paaiškinama dalelių pagreičiu ant smūginių bangų, susidariusių supernovos sprogimų metu. Ypač didelės energijos kosminių spindulių prigimtis dar nebuvo aiškinama vienareikšmiškai.

Praėjo beveik šimtas metų nuo to momento, kai buvo atrasti kosminiai spinduliai - įkrautų dalelių srautai, sklindantys iš Visatos gelmių. Nuo to laiko buvo padaryta daug atradimų, susijusių su kosmine spinduliuote, tačiau vis dar yra daug paslapčių. Vienas iš jų, galbūt labiausiai intriguojantis: kur dalelės, kurių energija didesnė nei 1020 eV, tai yra beveik milijardas trilijonų elektronų voltų, milijoną kartų didesnis nei bus gautas galingiausiu greitintuvu - dideliu hadronų greitintuvu LHC ? Kokios jėgos ir laukai pagreitina daleles iki tokių monstriškų energijų?

Kosminius spindulius 1912 metais atrado austrų fizikas Viktoras Hessas. Jis buvo Vienos radžio instituto narys ir atliko jonizuotų dujų tyrimus. Iki to laiko jie jau žinojo, kad visos dujos (įskaitant atmosferą) visada buvo šiek tiek jonizuotos, o tai rodo, kad dujų sudėtyje arba šalia jonizacijos matavimo prietaiso yra radioaktyvi medžiaga (pvz., Radis), greičiausiai Žemės pluta. Siekiant patikrinti šią prielaidą, buvo sukurti eksperimentai su jonizacijos detektoriaus iškėlimu balione, nes dujų jonizacija turėtų mažėti, kai atstumas nuo žemės paviršiaus yra mažesnis. Atsakymas buvo priešingas: Hessas atrado tam tikrą spinduliuotę, kurios intensyvumas didėjo augant. Tai leido manyti, kad jis kilęs iš kosmoso, tačiau galutinai įrodyti nežemišką spindulių kilmę buvo įmanoma tik po daugybės eksperimentų (V. Hessas buvo apdovanotas Nobelio premija tik 1936 m.). Prisiminkite, kad terminas „spinduliuotė“ nereiškia, kad šie spinduliai yra grynai elektromagnetinio pobūdžio (pavyzdžiui, saulės spinduliai, radijo bangos ar rentgeno spinduliai); jis buvo naudojamas atrasti reiškinį, kurio prigimtis dar nebuvo žinoma. Ir nors netrukus paaiškėjo, kad pagrindinis kosminių spindulių komponentas yra pagreitintos įkrautos dalelės, protonai, terminas išliko. Naujo reiškinio tyrimas greitai pradėjo duoti rezultatų, kurie paprastai vadinami „mokslo pažanga“.

Iš karto (daug anksčiau nei buvo sukurtas protonų greitintuvas) atrastos labai didelės energijos kosminės dalelės iškėlė klausimą: koks yra įkrautų dalelių pagreičio mechanizmas astrofiziniuose objektuose? Šiandien mes žinome, kad atsakymas pasirodė nesvarbus: natūralus, „kosminis“ greitintuvas iš esmės skiriasi nuo žmogaus sukurtų greitintuvų.

Netrukus paaiškėjo, kad kosminiai protonai, skrendantys per materiją, sąveikauja su jos atomų branduoliais, todėl susidaro anksčiau nežinomos nestabilios elementarios dalelės (jos pirmiausia buvo stebimos Žemės atmosferoje). Jų gimimo mechanizmo tyrimas atvėrė vaisingą kelią elementarių dalelių sistematikai sukurti. laboratorijoje protonai ir elektronai išmoko pagreitinti ir priimti didžiulius jų srautus, nepalyginamai tankesnius nei kosminiuose spinduliuose. Galų gale, eksperimentai su dalelių sąveika, gavusia energiją greitintuvuose, paskatino sukurti šiuolaikinį mikropasaulio vaizdą.

1938 metais prancūzų fizikas Pierre'as Augeris atrado nuostabų reiškinį - antrinių kosminių dalelių lietus, atsirandantis dėl pirminių protonų ir itin didelės energijos branduolių sąveikos su atmosferos atomų branduoliais. Paaiškėjo, kad kosminių spindulių spektre yra dalelių, kurių energija yra 1015–1018 eV - milijonus kartų daugiau energijos nei laboratorijoje pagreitintos dalelės. Akademikas Dmitrijus Vladimirovičius Skobeltsynas ypatingą dėmesį skyrė tokių dalelių tyrimui ir iškart po karo, 1947 m., Kartu su artimiausiais kolegomis G.T.Zatsepinu ir N.A. Pirmųjų kosminių spindulių tyrimų istoriją galima rasti N. Dobrotino ir V. Rossi knygose. Laikui bėgant D.V.Skobeltsyno mokykla išaugo į vieną stipriausių pasaulyje ir daugelį metų nustatė pagrindines kryptis tiriant itin didelės energijos kosminius spindulius. Jos metodai leido išplėsti tiriamų energijų diapazoną nuo 109–1013 eV, įrašytų balionuose ir palydovuose, iki 1013–1020 eV. Du aspektai padarė šiuos tyrimus ypač patrauklius.

Pirma, tapo įmanoma naudoti pačios energijos sukurtus didelės energijos protonus, kad ištirtume jų sąveiką su atmosferos atomų branduoliais ir iššifruotume geriausią elementarių dalelių struktūrą.

Antra, yra galimybė kosmose rasti objektų, kurie gali pagreitinti daleles iki itin didelės energijos.

Pirmasis aspektas pasirodė ne toks vaisingas, kaip norėta: smulkių elementariųjų dalelių struktūros tyrimui reikėjo daug daugiau duomenų apie protonų sąveiką, nei galima gauti naudojant kosminius spindulius. Tuo pačiu metu svarbus indėlis į mikropasaulio koncepciją buvo atliktas tiriant bendriausių protonų sąveikos charakteristikų priklausomybę nuo jų energijos. EAS tyrimo metu buvo atrasta savybė, susijusi su antrinių dalelių skaičiaus ir jų energijos pasiskirstymo priklausomybe nuo pirminės dalelės energijos, susieta su elementariųjų dalelių kvarko-gliūno struktūra. Šie duomenys vėliau buvo patvirtinti akceleratoriaus eksperimentuose.
Šiandien buvo sukurti patikimi kosminių spindulių sąveikos su atmosferos atomais modeliai, kurie leido ištirti energijos spektrą ir jų pirminių didžiausių dalelių sudėtį. Tapo aišku, kad kosminiai spinduliai vaidina ne mažesnį vaidmenį Galaktikos vystymosi dinamikoje nei jos laukai ir tarpžvaigždinių dujų srautai: specifinė kosminių spindulių, dujų ir magnetinio lauko energija yra maždaug lygi 1 eV / cm3. Esant tokiam energijos balansui tarpžvaigždinėje terpėje, natūralu manyti, kad kosminių spindulių dalelės pagreitėja greičiausiai tuose pačiuose objektuose, kurie yra atsakingi už šildymą ir dujų išmetimą, pavyzdžiui, Naujųjų ir Supernovos žvaigždėse kai jie sprogsta.

Pirmąjį kosminių spindulių pagreičio mechanizmą Enrico Fermi pasiūlė protonams, kurie atsitiktinai susiduria su įmagnetintais tarpžvaigždinės plazmos debesimis, tačiau negalėjo paaiškinti visų eksperimentinių duomenų. 1977 m. Akademikas Germogenas Filippovičius Krymsky parodė, kad šis mechanizmas turėtų žymiai stipriau pagreitinti daleles supernovų liekanose smūginių bangų frontuose, kurių greitis yra didesniu mastu didesnis nei debesų greitis. Šiandien patikimai įrodyta, kad kosminių protonų ir branduolių pagreičio smūgio banga supernovos vokuose mechanizmas yra efektyviausias. Tačiau vargu ar bus įmanoma jį atkurti laboratorinėmis sąlygomis: pagreitis vyksta palyginti lėtai ir reikalauja didelių energijos sąnaudų pagreitintoms dalelėms laikyti. Supernovos vokuose šios sąlygos egzistuoja dėl paties sprogimo pobūdžio. Pažymėtina, kad kosminių spindulių pagreitis vyksta unikaliame astrofiziniame objekte, kuris yra atsakingas už sunkiųjų branduolių (sunkesnių už helį), kurie iš tikrųjų yra kosminiuose spinduliuose, sintezę.

Mūsų galaktikoje yra keletas žinomų supernovų, jaunesnių nei tūkstantis metų, kurios buvo pastebėtos plika akimi. Garsiausi yra Krabų ūkas Tauro žvaigždyne („Krabas“ yra supernovos protrūkio liekana 1054 m., Pažymėtas rytiniuose metraščiuose), „Cassiopeia-A“ (1572 m. Pastebėtas astronomo Tycho Brahe) ir Keplerio supernova žvaigždynas Ophiuchus (1680). Jų apvalkalų skersmuo šiandien yra 5-10 šviesmečių (1 šviesmetis = 1016 m), tai yra, jie plečiasi maždaug 0,01 greičio šviesos greičiu ir yra maždaug dešimties tūkstančių šviesmečių atstumu nuo Žemė. Supernovos vokus („ūkus“) optiniuose, radijo, rentgeno ir gama diapazonuose stebėjo kosmoso observatorijos „Chandra“, „Hubble“ ir „Spitzer“. Jie patikimai parodė, kad elektronų ir protonų pagreitis, lydimas rentgeno spinduliuotės, iš tikrųjų vyksta korpusuose.

Užpildykite tarpžvaigždinę erdvę kosminiais spinduliais, kurių išmatuota specifinė energija (~ 1 eV / cm3), gali būti apie 60 supernovos liekanų, jaunesnių nei 2000 metų, o žinoma mažiau nei dešimt. Šis trūkumas paaiškinamas tuo, kad galaktikos plokštumoje, kur sutelktos žvaigždės ir supernovos, yra daug dulkių, kurios neleidžia šviesai praeiti stebėtojui Žemėje. Stebėjimai rentgeno ir gama spinduliais, kurių dulkių sluoksnis yra skaidrus, leido išplėsti stebimų „jaunų“ Supernovos kriauklių sąrašą. Naujausias iš šių naujai atrastų apvalkalų yra „Supernova G1.9 + 0.3“, stebimas naudojant „Chandra“ rentgeno teleskopą nuo 2008 m. Skaičiavimai apie jo apvalkalo dydį ir išsiplėtimo greitį rodo, kad jis užsidegė maždaug prieš 140 metų, tačiau nebuvo matomas optiniame diapazone, nes dulkėtas galaktikos sluoksnis visiškai sugeria jo šviesą.

Be duomenų apie Supernovas, sprogstančias mūsų Paukščių Tako galaktikoje, yra žymiai turtingesnė supernovų statistika kitose galaktikose. Tiesioginis pagreitintų protonų ir branduolių buvimo patvirtinimas yra gama spinduliuotė, turinti didelę fotonų energiją, atsirandančią dėl neutralių jonų skilimo - protonų (ir branduolių) sąveikos su šaltinio medžiaga. Tokie didžiausios energijos fotonai stebimi naudojant teleskopus, registruojančius antrinių EAS dalelių skleidžiamą Vavilovo - Čerenkovo ​​švytėjimą. Įmantriausias tokio tipo instrumentas yra šešių teleskopų sąranka, sukurta bendradarbiaujant su HESS Namibijoje. Pirmiausia buvo išmatuoti krabų gama spinduliai, o jo intensyvumas tapo kitų šaltinių intensyvumo matas.

Gautas rezultatas ne tik patvirtina protonų ir branduolių pagreičio Supernovoje mechanizmo egzistavimą, bet ir leidžia įvertinti pagreitintų dalelių spektrą: „antrinių“ gama kvantų ir „pirminių“ protonų bei branduolių spektrai labai arti. Krabų magnetinis laukas ir jo dydis leidžia protonus pagreitinti iki 1015 eV energijos. Kosminių spindulių dalelių spektrai šaltinyje ir tarpžvaigždinėje terpėje šiek tiek skiriasi, nes dalelių pabėgimo nuo šaltinio tikimybė ir dalelių gyvenimo trukmė Galaktikoje priklauso nuo dalelės energijos ir krūvio. Palyginus šalia Žemės išmatuotų kosminių spindulių energijos spektrą ir sudėtį su spektru ir kompozicija šaltinyje, buvo galima suprasti, kiek laiko dalelės keliauja tarp žvaigždžių. Ličio, berilio ir boro branduolių skaičius kosminiuose spinduliuose netoli Žemės pasirodė daug didesnis nei šaltinyje - jų papildomas kiekis atsiranda dėl sunkesnių branduolių sąveikos su tarpžvaigždinėmis dujomis. Išmatavę šį skirtumą, mes apskaičiavome medžiagos X kiekį, per kurį praėjo kosminiai spinduliai, klaidžiojantys tarpžvaigždinėje terpėje. Branduolinėje fizikoje medžiagos kiekis, su kuriuo susiduria dalelė, matuojamas g / cm2. Taip yra dėl to, kad norint apskaičiuoti dalelių srauto sumažėjimą susidūrus su materijos branduoliais, būtina žinoti dalelių susidūrimų skaičių su branduoliais, kurių skerspjūvis yra kitoks iš dalelės. Išreiškiant medžiagos kiekį šiuose vienetuose, gaunama viena matavimo skalė visiems branduoliams.

Eksperimentiškai nustatyta vertė X ~ 5-10 g / cm2 leidžia įvertinti kosminių spindulių tarnavimo laiką tarpžvaigždinėje terpėje: t ≈ X / ρc, kur c yra dalelių greitis, maždaug lygus šviesos greičiui, ρ ~ 10-24 g / cm3 yra vidutinis tarpžvaigždinės terpės tankis. Taigi kosminių spindulių tarnavimo laikas yra apie 108 metus. Šis laikas yra daug ilgesnis už dalelės, judančios c greičiu tiesia linija nuo šaltinio iki Žemės, skrydžio laiką (3 × 104 metai tolimiausiems šaltiniams, esantiems priešingoje galaktikos pusėje nuo mūsų). Tai reiškia, kad dalelės nejuda tiesia linija, bet išsisklaido. Chaotiški galaktikų magnetiniai laukai su indukcija B ~ 10-6 gausai (10-10 Tesla) juos perkelia apskritimu, kurio spindulys (giroskopas) R = E / 3 x 104B, kur R m, E yra dalelių energija eV , B yra magnetiniai indukcijos laukai gausu. Esant vidutinei dalelių energijai E< 1017 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·1020 м).

Tik dalelės, kurių energija E> 1019 eV, ateis iš šaltinio maždaug tiesia linija. Todėl EAS dalelių, kurių energija mažesnė nei 1019 eV, kryptis nenurodo jų šaltinio. Šiame energijos diapazone lieka tik stebėti antrinę spinduliuotę, kurią patys šaltiniai sukuria kosminių spindulių protonai ir branduoliai. Stebimame gama spinduliuotės energijos diapazone (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.

Kosminių spindulių kaip „vietinio“ galaktikos reiškinio samprata pasirodė esanti teisinga tik vidutinės energijos dalelėms 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.

1958 m. Georgijus Borisovičius Christiansenas ir vokietis Viktorovičius Kulikovas atrado staigų kosminių spindulių energijos spektro pasikeitimą, kurio energija buvo maždaug 3 × 1015 eV. Esant energijai, mažesnei už šią vertę, eksperimentiniai duomenys apie dalelių spektrą paprastai buvo pateikiami „galios dėsnio“ forma, todėl dalelių skaičius su tam tikra energija E buvo laikomas atvirkščiai proporcingu dalelių energijai galiai γ: N (E) = a / Eγ (γ yra diferencinio spektro rodiklis). Iki 3 · 1015 eV energijos eksponentas γ = 2,7, tačiau einant į aukštesnes energijas, energijos spektras patiria „lūžį“: energijoms E> 3 · 1015 eV γ tampa 3,15. Natūralu šį spektro pokytį susieti su pagreitintų dalelių energijos prieiga prie didžiausios įmanomos vertės, apskaičiuotos supernovų pagreičio mechanizmui. Pirminių dalelių, esančių 1015–1017 eV energijos diapazone, branduolinė sudėtis taip pat pasisako už tokį spektro lūžio paaiškinimą. Patikimiausią informaciją apie tai teikia sudėtingi EAS įrenginiai - „MGU“, „Tunka“, „Tibet“, „Kaskad“. Jų pagalba gaunama ne tik informacija apie pirminių branduolių energiją, bet ir parametrai, priklausantys nuo jų atominių skaičių - dušo „plotis“, santykis tarp elektronų ir muonų, tarp energingiausių skaičių. elektronų ir jų bendras skaičius. Visi šie duomenys rodo, kad padidėjus pirminių dalelių energijai nuo kairiojo spektro krašto iki jos pertraukos iki energijos po pertraukos, jų vidutinė masė didėja. Toks dalelių masės masės pokytis atitinka Supernovos dalelių pagreičio modelį - jį riboja maksimali energija, priklausanti nuo dalelių krūvio. Protonų atveju ši maksimali energija yra 3 × 1015 eV dydžio ir didėja proporcingai pagreitintos dalelės (branduolio) krūviui, todėl geležies branduoliai efektyviai pagreitėja iki ~ 1017 eV. Dalelių srautų intensyvumas, kai energija viršija maksimumą, greitai mažėja.

Tačiau dar didesnės energijos (~ 3 · 1018 eV) dalelių registracija parodė, kad kosminių spindulių spektras ne tik nenutrūksta, bet ir grįžta į formą, stebėtą prieš pertrauką!

Energijos spektro matavimas „itin aukšto“ energijos regione (E> 1018 eV) yra labai sunkus, nes tokių dalelių yra nedaug. Norint stebėti šiuos retus įvykius, būtina sukurti EAS dalelių srauto detektorių ir jų sukurtos atmosferoje Vavilovo - Čerenkovo ​​spinduliuotės ir šimtų ir net tūkstančių kvadratinių kilometrų ploto jonizacijos spinduliuotės (atmosferos fluorescencijos) tinklą. Tokiems dideliems, sudėtingiems įrenginiams jie pasirenka ribotos ekonominės veiklos vietas, tačiau turi galimybę užtikrinti patikimą daugybės detektorių veikimą. Tokie įrenginiai iš pradžių buvo pastatyti dešimtis kvadratinių kilometrų plotuose (Jakutskas, Havera parkas, Akeno), vėliau - šimtuose (AGASA, „Fly's Eyе“, „HiRes“), ir galiausiai dabar kuriami tūkstančių kvadratinių kilometrų įrenginiai (Pierre Auger) observatorija Argentinoje, teleskopinė instaliacija Jutoje, JAV).

Kitas itin didelės energijos kosminių spindulių tyrimo žingsnis bus EAS registravimo metodo sukūrimas stebint atmosferos fluorescenciją iš kosmoso. Bendradarbiaujant su keliomis šalimis, Rusijoje kuriamas pirmasis EAS erdvės detektorius - TUS projektas. Kitas toks detektorius turėtų būti sumontuotas Tarptautinėje kosminėje stotyje ISS (projektai JEM-EUSO ir KLPVE).

Ką šiandien žinome apie itin didelės energijos kosminius spindulius? Apatiniame paveikslėlyje parodytas kosminių spindulių, kurių energija didesnė kaip 1018 eV, spektras, gautas naudojant naujausios kartos prietaisus („HiRes“, Pierre'o Augerio observatorija), kartu su duomenimis apie mažesnės energijos kosminius spindulius, kurie, kaip parodyta aukščiau, priklauso į Paukščių Tako galaktiką. Galima pastebėti, kad esant 3 · 1018–3 1019 eV energijai, diferencinės energijos spektro indeksas sumažėjo iki 2,7–2,8 vertės, lygiai tokios pat, kaip ir galaktikos kosminiuose spinduliuose, kai dalelių energijos yra daug mažesnis nei maksimalus galimas galaktikos greitintuvams. Ar tai nereiškia, kad esant itin aukštai energijai, pagrindinę dalelių srovę sukuria ekstragalaktinės kilmės greitintuvai, kurių maksimali energija yra daug didesnė nei galaktikų? Galaktinių kosminių spindulių spektro vingis rodo, kad ekstragalaktinių kosminių spindulių indėlis smarkiai kinta, kai išeina iš vidutinės 1014–1016 eV energijos regiono, kur jis yra maždaug 30 kartų mažesnis už galaktikos indėlį (nurodytas spektras). pagal punktyrinę liniją paveiksle), į itin aukštų energijų sritį, kur jis tampa dominuojančiu.

Pastaraisiais dešimtmečiais buvo sukaupta daugybė astronominių duomenų apie ekstragalaktinius objektus, galinčius pagreitinti įkrautas daleles iki daug didesnės nei 1019 eV energijos. Akivaizdus ženklas, kad D dydžio objektas gali pagreitinti daleles į energiją E, yra magnetinis laukas B, esantis visame objekte taip, kad dalelių girosklaidos spindulys yra mažesnis nei D. Šie šaltiniai yra radijo galaktikos (skleidžia stiprios radijo spinduliuotės) ; aktyvių galaktikų branduoliai, kuriuose yra juodųjų skylių; susidūrusios galaktikos. Visuose juose yra dujų (plazmos) srovės, judančios milžinišku greičiu, artėjančiu prie šviesos greičio. Tokie purkštukai atlieka smūginių bangų, būtinų akceleratoriaus veikimui, vaidmenį. Norint įvertinti jų indėlį į stebimą kosminių spindulių intensyvumą, būtina atsižvelgti į šaltinių pasiskirstymą per atstumus nuo Žemės ir dalelių energijos praradimą tarpgalaktinėje erdvėje. Prieš atrandant foninę kosminę radijo spinduliuotę, tarpgalaktinė erdvė atrodė „tuščia“ ir skaidri ne tik elektromagnetinei spinduliuotei, bet ir itin didelės energijos dalelėms. Dujų tankis tarpgalaktinėje erdvėje, remiantis astronominiais duomenimis, yra toks mažas (10–29 g / cm3), kad net didžiuliais šimtų milijardų šviesmečių atstumais (1024 m) dalelės neatitinka dujų atomų branduolių . Tačiau paaiškėjus, kad Visata yra užpildyta mažos energijos fotonais (apie 500 fotonų / cm3, kurių energija Ef ~ 10–3 eV), likę po Didžiojo sprogimo, paaiškėjo, kad protonai ir branduoliai, kurių energija daugiau nei E ~ 5 · 1019 eV, riba Greisen - Zatsepin - Kuzmin (GZK), turi sąveikauti su fotonais ir prarasti didžiąją dalį savo energijos kelyje per dešimtis milijonų šviesmečių. Taigi didžioji Visatos dalis, esanti daugiau nei 107 šviesmečių atstumu nuo mūsų, pasirodė nepasiekiama stebėti spinduliuose, kurių energija didesnė kaip 5 1019 eV. Naujausi eksperimentiniai duomenys apie itin didelės energijos kosminių spindulių spektrą („HiRes“ įrenginys, Pierre'o Augerio observatorija) patvirtina šios energijos ribos egzistavimą dalelėms, stebimoms iš Žemės.

Kaip matyti, labai sunku ištirti itin didelės energijos kosminių spindulių kilmę: pagrindinė galimų aukščiausios energijos (viršijamos GZK ribos) kosminių spindulių šaltinių dalis yra taip toli, kad dalelės pakeliui į Žemė praranda šaltinyje įgytą energiją. Ir esant energijai, mažesnei už GZK ribą, dalelių nukrypimas galaktikos magnetiniu lauku vis dar yra didelis, o dalelių atvykimo kryptis vargu ar galės parodyti šaltinio padėtį dangaus sferoje.

Ieškant itin didelės energijos kosminių spindulių šaltinių, naudojama eksperimentiškai išmatuotos dalelių su pakankamai didele energija atvykimo krypties koreliacijos analizė, kad galaktikos laukai šiek tiek nukreiptų daleles iš krypties į šaltinį. Ankstesnės kartos įrenginiai dar nepateikė įtikinamų duomenų apie dalelių atvykimo krypties koreliaciją su bet kurios specialiai pasirinktos astrofizinių objektų klasės koordinatėmis. Naujausius Pierre Auger observatorijos duomenis galima laikyti viltimi per ateinančius metus gauti duomenų apie AGN tipo šaltinių vaidmenį kuriant intensyvius dalelių srautus, kurių energija yra maždaug GZK riba.

Įdomu tai, kad AGASA įrenginys pateikė požymių, kad egzistuoja „tuščios“ kryptys (tos, kuriose nėra žinomų šaltinių), per kurias stebėjimo laikotarpiu atkeliauja dvi ar net trys dalelės. Tai sukėlė didelį susidomėjimą tarp fizikų, užsiimančių kosmologija - mokslu apie Visatos kilmę ir vystymąsi, neatsiejamai susietą su elementariųjų dalelių fizika. Pasirodo, kai kuriuose mikropasaulio struktūros ir Visatos vystymosi modeliuose (Didžiojo sprogimo teorija) prognozuojama, kad šiuolaikinėje Visatoje bus išsaugotos supermasyvios elementariosios dalelės, kurių masė yra 1023–1024 eV, iš kurių materija turėtų susidaryti ankstyviausiame Didžiojo sprogimo etape. Jų pasiskirstymas Visatoje nėra labai aiškus: jie gali būti tolygiai pasiskirstę erdvėje arba „pritraukti“ į didžiulius Visatos regionus. Pagrindinis jų bruožas yra tas, kad šios dalelės yra nestabilios ir gali suskaidyti į lengvesnes, įskaitant stabilius protonus, fotonus ir neutrinus, kurie įgauna didžiulę kinetinę energiją - daugiau nei 1020 eV. Vietos, kuriose tokios dalelės išliko (topologiniai Visatos defektai), gali pasirodyti kaip itin didelės energijos protonų, fotonų ar neutrinų šaltiniai.

Kaip ir galaktikos šaltinių atveju, ekstragalaktinių itin didelės energijos kosminių spindulių greitintuvų egzistavimą patvirtina gama spindulių detektorių duomenys, pavyzdžiui, HESS įrenginio teleskopai, nukreipti į aukščiau išvardytus ekstragalaktinius objektus-kandidatus į kosminių spindulių šaltinius.

Tarp jų perspektyviausi yra aktyvių galaktikų (AGN) branduoliai su dujų srove. Vienas iš labiausiai ištirtų HESS objekto objektų yra M87 galaktika Mergelės žvaigždyne, 50 milijonų šviesmečių atstumu nuo mūsų galaktikos. Jo centre yra juodoji skylė, suteikianti energijos šalia jos vykstantiems procesams ir ypač milžiniška plazmos srovė, priklausanti šiai galaktikai. Kosminių spindulių pagreitį M87 tiesiogiai patvirtina jo gama spinduliuotės stebėjimai, kurių fotonų energijos spektras yra 1-10 TeV (1012-1013 eV), stebimas HESS įrenginyje. Stebimas gama spinduliuotės nuo M87 intensyvumas yra maždaug 3% krabų. Atsižvelgiant į atstumo iki šių objektų skirtumą (5000 kartų), tai reiškia, kad M87 šviesumas 25 milijonus kartų viršija Krabų šviesumą!

Šiam objektui sukurti dalelių pagreičio modeliai rodo, kad M87 pagreitintų dalelių intensyvumas gali būti toks didelis, kad net 50 milijonų šviesmečių atstumu šio šaltinio indėlis gali užtikrinti stebimą kosminių spindulių intensyvumą, kurio energija didesnė nei 1019 eV.

Bet čia yra paslaptis: šiuolaikiniuose EAS duomenų šaltiniuose šio šaltinio atžvilgiu nėra dalelių pertekliaus, kurių energija yra 1019 eV. Ar šis šaltinis nepasireikš būsimų kosmoso eksperimentų rezultatuose, esant tokioms energijoms, kai tolimi šaltiniai nebepadeda prie stebimų įvykių? Situaciją, kai energijos spektras nutrūksta, galima pakartoti dar kartą, pavyzdžiui, esant 2,1020 energijai. Tačiau šį kartą šaltinis turėtų būti matomas matuojant pirminės dalelės trajektorijos kryptį, nes> 2 × 1020 eV energijos yra tokios didelės, kad dalelės neturėtų būti nukreiptos galaktiniuose magnetiniuose laukuose.

Kaip matote, po šimto metų kosminių spindulių tyrimo istorijos mes vėl laukiame naujų atradimų, šį kartą itin didelės energijos kosminės spinduliuotės, kurios pobūdis vis dar nežinomas, tačiau gali atlikti svarbų vaidmenį Visatos sandara.

Literatūra

Dobrotin N.A. Kosminiai spinduliai. - M.: Red. SSRS mokslų akademija, 1963 m.

Murzinas V.S. Įvadas į kosminių spindulių fiziką. - M.: Red. Maskvos valstybinis universitetas, 1988 m.

Panasyuk MI Visatos klajūnai arba Didžiojo sprogimo aidas. - Fryazino: „Vek2“, 2005 m.

Rossi B. Kosminiai spinduliai. - M.: „Atomizdat“, 1966 m.

Chrenovo BA reliatyvistiniai meteorai // Mokslas Rusijoje, 2001, Nr. 4.

B. A. Khrenovas ir M. I. Panasyukas Kosmoso pasiuntiniai: toli ar arti? // Gamta, 2006, Nr. 2.

1. Kosminiai spinduliai (CR) yra įkrautų didelės energijos dalelių srautas, patenkantis į Žemės paviršių maždaug izotropiškai iš visų kosmoso krypčių. Atskirkite pirminius ir antrinius kosminius spindulius.

Pirminis CL ateina į Žemę iš dalgio. Jie apima galaktinius CR, gautus iš galaktinės erdvės, ir saulės CR, kurie gimsta Saulėje pliūpsnių metu.

Antrinis CL gimsta žemės atmosferoje. Jie susidaro sąveikaujant pirminiams CR su atmosferos medžiagos atomais.

CL atradimas bus susijęs su oro elektros laidumo tyrimu. XX amžiaus pradžioje. Patikimai nustatyta, kad V0 "B0W, esantis net sandariame inde, visada yra jonizuotas. Atradus natūralų radioaktyvumą paaiškėjo, kad jonizacijos šaltinis yra už indo, kuriame yra oras, ir yra uolienų radioaktyviosios spinduliuotės. ..

1912 metais austras Viktoras Hessas pakilo balionu su elektroskopu hermetiškai uždarytame inde, kurio oro slėgis išliko pastovus. Jis nustatė, kad pakilus iki pirmųjų 600 m oro jonizacija sumažėjo. Tačiau, pradedant nuo 600 m, jis pradėjo didėti kuo greičiau. 4800 m aukštyje jonų koncentracija tapo 4 kartus didesnė nei jūros lygyje. Todėl Hessas pasiūlė, kad jonizuojančioji spinduliuotė, pasižyminti labai dideliu skvarbumu, patenka ant žemės atmosferos ribos iš pasaulio erdvės.

Vėliau eksperimentai buvo atlikti su balionų zondais. Paaiškėjo, kad 8400 m aukštyje jonizacija yra 10 kartų didesnė nei jūros lygyje; 20 km aukštyje ji pasiekia maksimumą, o toliau kylant pradeda mažėti. Tai paaiškinama tuo, kad 20 km aukštyje dėl sąveikos (pirminių CR atmosfera sukuria didžiausią antrinių jonizuojančių dalelių koncentraciją.

2. Pirminiai kosminiai spinduliai (PGR)... Apsvarstykite PGR dalelių energijos spektrą, sudėtį, diapazoną ir pagreičio mechanizmą

a... PGR energija yra labai didelė. Daugeliui dalelių jis viršija 10 GeV. Todėl pagrindinis iš anksto nustatytas PGR dalelių nustatymas yra tas, kad dalelės sulėtėja detektoriuje. Tik šiuo atveju galima išmatuoti bendrą jų energiją.

Pirmą kartą PGR energijos spektras buvo tiesiogiai matuojamas „Proton“ palydovuose 1965–1969 m. Vėliau šie matavimai buvo pakartoti Mėnulio ir Marso palydovuose už Žemės magnetinio lauko ribų. PGR dalelių energija buvo matuojama naudojant jonizacijos kalorimetrą. Prietaisas yra branduolinių taikinių, fotografinių plokštelių ir skaitiklių sluoksnių sistema. Sąveikaudama su tiksliniais branduoliais (sunkusis metalas), kosminė dalelė sukuria kietų γ-kvantų srautą. Švino sluoksniuose šie γ-kvantai sukuria galingas jonizuojančių dalelių lavas, kurios užfiksuojamos emulsijose ir skaitikliuose. Jei kalorimetro sluoksnių storis yra didelis ir joje lieka visos lavinos dalelės, tai pagal jų skaičių galima nustatyti pirminės kosminės dalelės energiją. Jonizacijos kalorimetrų tūris yra iki kelių kubinių metrų. metrų ir sveria iki 20 tonų.

166 paveiksle parodyta PGR dalelių srauto I intensyvumo priklausomybė nuo jų energijos E logaritminėje skalėje. I intensyvumas išreiškiamas dalelių skaičiumi 1 m 2 žemės paviršiaus iš 1 sr kieto kampo per 1 s. Energija E nurodyta GeV (1 GeV = 109V).

Energijos diapazone E nuo 10 iki 10 6 GeV energijos spektras apibūdinamas empirine formule I = AE - γ, maistas A = 10 18 h / m 2 sr -s, γ = 1,6.

Bendras PGR srautas yra maždaug 104 ppt / m2 sr. Didžiausia PGR energija pasiekia 10 11 GeV.Tai reiškia, kad PGR yra unikalus itin didelės energijos šaltinis, nes maksimali greitintuvuose gaunama energija neviršija 10 5 GeV. Tačiau yra labai nedaug dalelių, kurių energija E> 10 6 GeV. Vidutiniškai viena tokia dalelė per metus patenka į 1 m 2 plotą.

PGR energija yra ne terminės kilmės. Taigi, žvaigždžių viduje vidutinė dalelių energija yra Еср = 3kT / 2 = 3 * 1,4 * 10-23 * 10 9/2 = 2,1 * 10-14 J = 0,1 MeV. O vidutinė PGR dalelių energija šalia Žemės yra 100 MeV, tai yra 1000 kartų daugiau. Tai reiškia, kad kosminės dalelės pagreitėja kai kuriuose astrofiziniuose elektromagnetinio pobūdžio procesuose.

b... PCL sudėtis. Pirminė kosminė spinduliuotė Saulės sistemos vietoje yra izotropinė kryptimi ir pastovi laiku. Pagal savo sudėtį PCL yra suskirstytas į šias grupes.

p grupė. Sudėtyje yra vandenilio branduolių - protonai 1 1 p, deuteronai 2 1 D, tritonai 3 1 T

α-grupė. Sudėtyje yra helio branduolių 4 2 He, 3 2 He.

L - grupė (iš anglų kalbos - šviesa). Sudėtyje yra lengvų ličio, berilio ir boro branduolių.

M grupė (mesolight - vidutinė šviesa). Sudėtyje yra branduolių nuo anglies C iki fluoro F.

H grupė (sunki - sunki). Sudėtyje yra sunkių branduolių nuo neono Ne iki kalio K.

VH - juosta (labai sunki - labai sunki). Sudėtyje yra branduolių nuo kalcio Ca (Z = 20) iki cinko Zn (z = 30).

SH juosta (itin sunki). Sudėtyje yra - branduoliai, prasidedantys galio Ca

E grupė. Sudėtyje yra elektronų e ir pozitronų e +.

Priešingai nei vidutiniškai elementų kiekis Visatoje, PGR pastebimas padidėjęs vidutinių ir sunkių branduolių kiekis: vidutinių branduolių grupė L - 150 000 kartų, H grupė - 2,5 karto, VH grupė - 60 kartų, grupė SH-n 14 kartų ...

Ypač pastebima L grupės branduolių gausa. Galima daryti prielaidą, kad L grupės branduoliai atsiranda PGR dėl branduolių susidūrimo su z> 6 su tarpžvaigždinių dujų dalelėmis, kurias daugiausia sudaro vandenilis ir helis. Dėl suskaidymo reakcijos sunkūs branduoliai yra suskaidomi ir gaunami L grupės branduoliai.Jei priimsime šią hipotezę, tuomet galima įvertinti vidutinį kelią, kurį praeina kosminė dalelė nuo gimimo vietos iki Žemės.

v... Vidutinis dalelių diapazonas PGR. Tegul kosminės dujos iš vandenilio branduolių tolygiai užpildo erdvę. Lygiagretus dalelių pluoštas sklinda iš šaltinio, generuojančio sunkias daleles, kurių masė didesnė už grupės branduolių masę išilgai OA1 ašies. Kai sunkios dalelės susiduria su vandenilio branduoliais, susidaro lengvi I grupės branduoliai, judantys ta pačia kryptimi.

Dėl sunkiųjų dalelių susmulkinimo sunkiųjų dalelių pluošto intensyvumas I t

turėtų mažėti pagal atstumą pagal Bouguerio dėsnį, I т = I т0 exp (-σNx), (25.2) kur I tada yra pradinis sunkiųjų dalelių pluošto intensyvumas, N-vandenilio branduolių koncentracija kosminėse dujose. σ yra efektyvus branduolio suskaidymo reakcijos, susidarančios L grupės branduoliams, skerspjūvis. Tegul kiekviename susidūrime su sunkios dalelės išnykimu pasirodo tik viena lengva L grupės dalelė. Dalelių srauto intensyvumas I didės pagal atstumą pagal įstatymą I e, = I 0 - I т = I T. (25.3) Lengvų ir sunkių dalelių intensyvumo santykis PGR turėtų didėti, kai atstumas I l ​​/ I t = / exp (-σNx) = exp (-σNx) -1

Žymėdami santykį I l / I t = n, gauname: x = 1n (n + l) / σN. (25.5). Santykis n = I l / I t = 15 / (52 + 15 + 4) = 1/5 = 0,2. Remiantis astrofiziniais vertinimais, dulkių dalelių - vandenilio branduolių koncentracija erdvėje yra maždaug lygi 1 dalelei 1 cm 3, taigi n = 10 6 m -3. Efektyvus suskaidymo reakcijų skerspjūvis, stebimas sausumos sąlygomis, leidžia paimti reikšmes σ = 10 -30 m 2. Vadinasi, x = ln (1,2) / 10-30 * 10 6 = 2 * 10 23 m.

Erdvės atstumai astrofizikoje paprastai išreiškiami parsekais. Pagal apibrėžimą vienas parsekas yra atstumas, nuo kurio 1 sekundės kampu matomas žemės orbitos skersmuo (150 milijonų km). Parsekas yra labai didelis atstumas, 1 ps = 3 * 10 16 m. Išreikštas parsekais, PGR dalelių kelias į Žemę yra x = 7000 kpc.

Astrofiziniai tyrimai parodė, kad mūsų galaktika yra abipus išgaubto lęšio formos, kurios skersmuo yra 25 kpc, o storis - iki 2 kpc, apsuptas kosminių dujų Halo rutulio pavidalu. X gautos vertės palyginimas galaktikos dydžio įvertinimai rodo, kad x = 7000 kpc daug kartų

yra didesnis ne tik „Galaxy“ skersmuo (25 kpc), bet ir „Halo“ skersmuo (30 kpc). Vadinasi, PCR gimsta už mūsų galaktikos ribų.

Matyt, ši išvada nėra teisinga. Pirma, buvo daroma prielaida, kad kiekvienoje suskaidymo reakcijoje gimsta tik viena L grupės dalelė, iš tikrųjų jų gali gimti daugiau. Todėl L grupės dalelių srauto padidėjimas gali įvykti greičiau ir mažesniu atstumu x. Antra, buvo manoma, kad visų susidūrimų metu dalelių judėjimo kryptis nesikeičia. Bet taip nėra. PGR dalelių judėjimo pobūdis yra arčiau Brauno dalelių judėjimo. Jų trajektorija yra nutrūkusi linija. Todėl PGR dalelės gali keliauti daug ilgesniais keliais galaktikos viduje, palyginti su jos dydžiu.

Tikslesni įvertinimai leidžia daryti išvadą, kad mažiausiai 90% PGR dalelių (galaktikos spindulių) gimsta galaktikos viduje. Ir tik apie 10% PGR dalelių yra iš galaktikos (metagalaktinių spindulių). Dėl difuzinio kosminių dalelių judėjimo pobūdžio informacija apie įkrautų dalelių šaltinių padėtį ištrinama. Todėl kosminė spinduliuotė, išskyrus EM lauko kvantus, yra izotropinė.

G. PGR dalelių pagreičio mechanizmas... Labiausiai tikėtina Fermi hipotezė. Jis pasiūlė, kad supernovos sprogimai suformuotų išplėstus įmagnetintus plazmos debesis, milžinišku greičiu sklindančius iš sprogimo epicentro. Įkrautos dalelės, susidūrusios su tokiais debesimis, atsispindi nuo jų. Remiantis impulsų išsaugojimo įstatymu, absoliutus radialinis dalelių greičio komponentas padidėja dvigubai greičiau nei debesis, υ 2 R = - υ 1 R + 2υ 0. Jei dalelė pasivys debesį, tada jo greitis sumažės. Tačiau tokios dalelės gali būti tik tos, kurios gimė žvaigždės viduje. Ir toms dalelėms, kurios yra už žvaigždės ribų, realizuojami priešiniai judesiai. Todėl kosminių dalelių kinetinė energija su laiku auga.

3. PKJI kilmė... Galima išskirti keturis pagrindinius PGR šaltinius: naujas žvaigždes,

supernovos, pulsarai, kvazarai.

a. Naujosios žvaigždės (NZ)- tai artimos dvejetainės žvaigždžių sistemos, kurių bendra masė yra 1–5 saulės masės, skriejančios aplink bendrą masės centrą. Prieš protrūkį jų vizualinis dydis yra 4-5 vienetai.

Per protrūkį per 1–100 Žemės dienų jų šviesumas padidėja 100–1000000 kartų. Po to per kelerius metus jis susilpnėja iki pradinės vertės. Blykstės metu NS skleidžia apie 10 38 J energijos. Praėjus keleriems metams po protrūkio, NS vietoje yra sferinis dujų apvalkalas, kurio radialinis plėtimosi greitis = 1000 km / s. Korpuso masė yra apie 0,01 saulės masės, jo kinetinė energija yra apie 10 39 J.

NS protrūkio priežastis yra ta, kad kaupimasis vyksta dvejetainėje sistemoje - medžiagos srautas iš šalto raudono nykštuko į karštą baltą nykštuką. Dėl to karštoje žvaigždėje sutrinka pusiausvyra tarp gravitacinių jėgų ir optinio bei dujų kinetinio slėgio jėgų. Tai veda prie karštos žvaigždės sprogimo.

UZ blyksniai yra dažni. Per metus mūsų galaktikoje mirksi 100–200 NS. Jie nėra katastrofiško pobūdžio ir kartojasi kai kuriose žvaigždėse po mėnesių ir metų. Dalis PGR dalelių gali kilti iš NS apvalkalų.

b. Supernovos (SNZ)... Vadinamosios žvaigždės, kurių šviesumas protrūkio metu tampa proporcingas galaktikos, kuriai ji priklauso, šviesumui. Taigi, 1885 m. SNZ, esantis Andromedos ūkyje, spindėjo visa galaktika. SNZ blykstės metu skleidžiamos energijos kiekis yra maždaug 10 44 J. Jis yra milijoną kartų didesnis už NS blykstės energiją. Mūsų galaktikoje vienas SNZ mirksi vidutiniškai kartą per 300 metų. Paskutinį SNZ Kepleris pastebėjo 1604 m. (Keplerio SNZ).

Maksimalus SNZ spindesys yra 1-3 savaitės. Žvaigždės išmestas apvalkalas yra iki Saulės masės, o greitis - iki 20 000 km / s. Daugelis PGR dalelių taip pat yra kilusios iš šių apvalkalų. Po SNZ sprogimo jų vietoje randami ūkai ir pulsarai. Iki šiol buvo rasta apie 90 SNZ liekanų. Galima daryti prielaidą, kad SNZ susidarymo mechanizmas pagrįstas dėsningumu: kuo didesnė atominių branduolių masė, tuo aukštesnė temperatūra vyksta jų termobranduolinės sintezės reakcija.

Kai iš dujų ir dulkių ūko atsiranda protostar, visa ūko erdvė užpildoma vandeniliu. Dėl gravitacinio debesies susitraukimo temperatūra palaipsniui kyla. Pasiekus temperatūrą T = 10 7 K, prasideda vangi protonų sintezės į deuteronus reakcija. Prasideda protonų-protonų ciklas.

Protostar įkaista iki švytėjimo ir virsta žvaigžde. Gravitacines jėgas subalansuoja lengvų dujų kinetinio slėgio jėgos. Suspaudimas pristabdytas. Vandenilio degimo laikotarpiu nustatoma santykinė pusiausvyra.

Kai didžioji dalis vandenilio virsta heliu, žvaigždė pradeda atvėsti, o šviesos slėgis greitai mažėja. Helio suliejimo reakcija neprasideda, nes temperatūros T 1 nepakanka helio branduoliams sulieti. Gravitacinio žvaigždės susitraukimo metu jos temperatūra palaipsniui didėja. Gravitacijos jėgos tiesiogiai didėja

proporcingas l / r 2, todėl pasiekus temperatūrą T 1 pusiausvyra neįvyksta, nes temperatūra T 1 šiuo atveju atitinka mažesnį žvaigždės tūrį. Suspaudimas ir temperatūros padidėjimas tęsiasi, o esant tam tikrai temperatūrai T 2 = 10 8 K, prasideda helio branduolių suliejimo reakcija: 3 4 2 He-> 12 6 C + 7,22 MeV (τ = 10 metų), ir tada : (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)

Išdegus heliui, susidaro tanki žvaigždės šerdis, kurioje yra anglies C-12, deguonies 0-16, neono Ne-20, magnio Mg-24. Be to, žvaigždės evoliucijos eiga gali vykti tuo pačiu būdu. Esant tam tikrai temperatūrai T 3> T 2, sužadinama anglies ir magnio branduolių sintezės reakcija. Šis ciklas turėtų baigtis susidarius silicio šerdims Si-26 ir fosforui P-31.

Galiausiai, esant temperatūrai T 4> T 3, gali būti sužadintas paskutinis silicio ir fosforo branduolių sintezės egzoterminės reakcijos etapas, kuris turėtų baigtis 56 26 Fe, 59 27 Co, 57 28 Ni susidarymu. branduoliai.

Tai idealizuota schema. Tiesą sakant, šie procesai gali sutapti. Žvaigždės centre sunkesnių branduolių sintezės reakcijos gali vykti aukštesnėje temperatūroje, o periferijoje - mažiau sunkių branduolių suliejimo reakcijos žemesnėje temperatūroje. Ir daugeliu atvejų žvaigždės evoliucija yra rami. Tačiau kartais yra toks žvaigždės masės, sudėties, dydžio ir kitų parametrų derinys, kad pusiausvyra sutrinka. Veikiant gravitacijai, žvaigždės medžiaga greitai stumia link centro, ir žvaigždė griūva. Didelis tankis, temperatūra ir slėgis žvaigždės šerdyje kai kuriais atvejais gali sukelti greitą didžiulės energijos išsiskyrimą. Pavyzdžiui, dėl šios reakcijos: 16 8 O + 16 8 O = 32 16 S + 16,5 MeV. (25,8)

Žvaigždė sprogsta ir pagimdo supernovą. Jei atsižvelgsime į SNZ sprogimo energiją E = 10 44 J ir jų pasikartojimų dažnį, paaiškės, kad norint išlaikyti vidutinį PGR energijos tankį, pakanka 1% SNZ sprogimo.

v. Pulsarai(pulsuojantys radijo spinduliavimo šaltiniai) yra mažos neutroninės žvaigždės, kurių skersmuo iki 20 km, susidarę dėl greito supernovos liekanų suspaudimo. Neutroninių žvaigždžių tankis siekia 1012 kg / m 3, o tai artima atominių branduolių materijos tankiui.

Dėl žvaigždės likučių suspaudimo magnetinio lauko indukcija paviršiuje pasiekia milžiniškas 10 9 T. Palyginimui: didžiausia magnetinė indukcija, gauta atliekant fizinį eksperimentą (impulsiniuose solenoiduose), neviršija 10 2 T. Dėl mažo dydžio neutronų žvaigždžių sukimosi greitis gali siekti 1000 Hz. Tokia greitai besisukanti magnetinė žvaigždė aplink save sukelia sūkurinį elektrinį lauką. Šis laukas pagreitina aplinkinės plazmos daleles iki didelės energijos. Branduolių šaknys iki 10 20 eV, elektronai - iki 10 12 eV. Palikusios pulsarą, šios greitos dalelės papildo PGR sudėtį.

Įkrautos dalelės, skrendančios iš kosmoso į pulsaro magnetinį lauką, sukasi aplink jėgos linijas, spinduliuoja sinchroninę spinduliuotę radijo diapazone. Ši spinduliuotė yra ypač stipri magnetinių polių kryptimi. Kadangi pulso sukimosi ašis nesutampa su magnetine ašimi, radijo spindulių pluoštas apibūdina kūgį. Jei Žemė yra šio kūgio sienoje, tada periodiškai į ją įrašomas signalas tuo metu, kai polinis radijo spindulių pluoštas kerta Žemę.

Dėl energijos praradimo pulsų periodas pailgėja. Todėl kuo jaunesnis pulsaras, tuo didesnis jo sukimosi dažnis. Šiuo metu žinomi keli šimtai pulsarų, jų laikotarpiai nuo 0,033 s iki 4,8 s.

Kvazary(sutrumpintai iš anglų kvazi-žvaigždžių radijo šaltinio)-kvazi-žvaigždės, panašios į žvaigždes. Jie yra panašūs į žvaigždes optine išvaizda ir savo spektro pobūdžiu panašūs į ūkus. Kvazarų spektruose pastebimas didžiulis raudonas poslinkis, 2–6 kartus didesnis nei didžiausias žinomas galaktikoje. Matomame diapazone, pavyzdžiui, stebima Lyman serijos galvos UV linija (D = 121,6 nm spinduliuojančių dujų atskaitos sistemoje).

Pagal Doplerio dažnio poslinkio formulę ν = ν 0 √ ((1 ± β) / (1- + β)), kur β = υ / s, kvazaro radialinį greitį υ Žemės atžvilgiu, ir naudojant empirinį Hablo dėsnį υ = Нr, kur H = 1,3-10 -18 s -1 yra Hablo konstanta, galite apskaičiuoti atstumą iki kvazaro D. Atstumai iki kvazaro pasirodė milžiniški. Jų tvarka yra ~ 10 10 ps. Tai milijoną kartų didesnė už mūsų galaktiką. Kvazarų ryškumas kinta maždaug per 1 valandą. Kadangi kvazaro skersmuo negali viršyti c * T, kur c yra šviesos greitis vakuume, paaiškėja, kad kvazarų dydis yra mažas, ne didesnis kaip Urano orbitos skersmuo (4 * 10 12 m) . Atsižvelgiant į didžiulį kvazarų atstumą, paaiškėja, kad jie turėtų skleisti milžinišką 10 45 W galią, panašią į galaktikas, palyginti nedidelėje erdvėje. Tokie itin galingi objektai turi išmesti į kosmosą didelės energijos dalelių srautus. Kvazarų energetinis mechanizmas neaiškus. Esant tokioms didžiulėms energijos sąnaudoms, aktyvioji kvazarų stadija turėtų būti apribota iki 10 tūkstančių metų. Iki šiol kvazarais laikoma apie 200 optinių objektų.

4. Saulės kosminiai spinduliai. Saulė yra arčiausiai Žemės esanti žvaigždė. Ši žvaigždė yra nejudančioje būsenoje, todėl nėra pastebimas PGR šaltinis galaktikos skalėje. Bet kadangi Žemė yra labai arti Saulės, ji yra pasiekiama iš Saulės tekančios plazmos - saulės vėjo. Saulės vėjas susideda iš protonų ir elektronų. Jis kyla didėjančiais dujų dinaminiais srautais - degikliais fotosferos sluoksnyje ir vystosi chromosferoje.

Saulės vėjo dalelių energija, bet, palyginti su galaktiniais spinduliais, yra labai maža: elektronams E ≈ 10 4 eV, protonams ne daugiau kaip 10 11 N eV. Suaktyvėjus sprogstamiems procesams Saulės paviršiuje (Saulės aktyvumo laikotarpis), Saulės vėjo dalelių koncentracija Žemės orbitoje yra šimtus kartų didesnė nei dalelių koncentracija galaktiniuose spinduliuose. Todėl saulės vėjo įtaka sausumos procesams saulės aktyvumo laikotarpiu yra daug labiau pastebima, palyginti su galaktiniais spinduliais. Šiuo metu sutrinka radijo ryšys, kyla geomagnetinės audros ir auros. Tačiau vidutiniškai saulės kosminių spindulių indėlis į Žemę yra mažas. Jis yra 1-3% intensyvumo.

5. Antriniai kosminiai spinduliai yra dalelių srautas, susidaręs sąveikaujant PGR su Žemės atmosferos medžiaga. Dalelės praėjimas medžiagoje dažnai būdingas vidutiniu jos diapazonu l prieš sąveikaujant su terpės branduoliu. Dažnai vidutinį važiavimą išreiškia medžiagos masė stulpelyje, kurio plotas 1 cm 2 ir aukštis l. Taigi visas žemės atmosferos storis yra 1000 g / cm 2. Protonų diapazonas l atitinka 70-80 g / cm 2, α dalelėms-25 g / cm 2, sunkesniems branduoliams ši vertė yra dar mažesnė. Tikimybė, kad protonas pasieks žemės paviršių, nustatoma iš Bouguerio dėsnio. I / I 0 = exp (-x / l) = exp (-1000/70) ≈10 -7. Iš 10 milijonų pirminių protonų tik vienas pasieks Žemę. Α dalelėms ir branduoliams šis skaičius yra dar mažesnis. Antriniuose kosminiuose spinduliuose išskiriami 3 komponentai: branduolinis (hadroninis), kietasis (muoninis) ir minkštasis (elektronų-fotonų).

a. Branduolinis aktyvus komponentas yra protonų ir neutronų, atsirandančių sąveikaujant protonams ir kitoms didelės energijos PGR dalelėms E 0> 1 GeV su žemės atmosferos atomų branduoliais, daugiausia azotu N ir deguonimi O. Kai dalelė patenka į branduolį, maždaug pusė jo energija išleidžiama išmušant kelis nukleonus, kurių energija yra E≈0.2 GeV, galutinio branduolio sužadinimui ir daugkartinei reliatyvistinių dalelių gamybai. Tai daugiausia bijūnai π +, π 0, π -. Jų skaičius vienam pirminiam protonui su energija E 0 ≈0,2 GeV gali siekti 10. Susijaudinęs branduolys suyra ir išskiria dar kelis nukleonus ar α daleles. Besiformuojantys nukleonai ir pirminė dalelė, sąveikaujantys su atmosferos branduoliais, lemia branduolinės kaskados vystymąsi. Protonai ir kitos mažos energijos užkrėstos dalelės, atsirandančios kiekviename susidūrimo veiksme, greitai sulėtėja ir absorbuojamos dėl jonizacijos nuostolių. Neutronai taip pat dalyvauja tolesniame branduoliškai aktyvių dalelių dauginime iki mažiausios energijos.

b. Tvirtas (muoninis) komponentas gimsta įkrautų jonų, kurių energija Е≤100 GeV, branduolinėje kaskadoje, skyla pagal schemą: π ± → μ ± + ν μ (ṽ μ), kur μ ± yra įkrauti mionai. Jų poilsio masė yra 207 m e, o vidutinis tarnavimo laikas jų pačių atskaitos sistemoje yra τ 0 = 2 * 10 6 s; ν m (ṽ m) - muoninis neutrinas (antineutrino). Muonai savo ruožtu irsta pagal schemą: μ - → e - * ṽ, μ + → e + * ν. Kadangi miuonų greitis yra artimas šviesos greičiui, tai, remiantis reliatyvumo teorija, vidutinis jų gyvenimo laikas su žeme susijusiame atskaitos sistemoje pasirodo gana didelis. Dėl to muonai turi laiko apeiti visą atmosferą ir net apie 20 m dirvožemio. Taip yra ir dėl to, kad muonai ir juo labiau neutrinai silpnai sąveikauja su medžiaga. Štai kodėl muonų ir neutrinų srautas vadinamas kietu arba prasiskverbiančiu antrinių kosminių spindulių komponentu.

e. minkštas (elektronų-fotonų) komponentas. Pagrindinis jos šaltinis yra neutralūs pionai π 0, kurie susidaro branduolinio susidūrimo metu. Palyginti su įkrautais pionais π + ir π -, kurių gyvenimo trukmė yra 2 * 10 -6 s, neutralūs pionai suyra greičiau, jų vidutinis tarnavimo laikas yra τ = 1,8 * 10 -16 s. Nuo gimimo vietos π 0 -pionas sugeba palikti nereikšmingą atstumą x≈c * τ = 3 * 10 8 * 1.8 * 10 -16 = 5 * 10 -8 m ir suyra į dvi didelės energijos γ -kvantai: π0 → γ + γ. Šie energetiniai γ-kvantai branduolių srityje suskyla į elektronų-pozitronų poras, γ → e- + e +. Kiekvienas iš sukurtų elektronų turi didelį greitį ir, susidūręs su branduoliais, išskiria briaunų γ-kvantus, e-→ e - + γ .. ir tt Atsiranda į laviną panašus procesas.

Elektronų, pozitronų ir γ-kvantų skaičiaus didėjimas tęsis tol, kol dalelių energija sumažės iki 72 MeV. Po to vyraujančius energijos nuostolius lemia atomų jonizacija dalelėse ir Komptono sklaida γ-kvantuose. Dalelių skaičiaus padidėjimas duše sustoja, o atskiros jo dalelės absorbuojamos. Maksimalus minkšto komponento vystymasis vyksta maždaug 15 km aukštyje.

Esant labai didelei pirminių dalelių energijai E 0>. 10 5 GeV elektronų-fotonų kaskados lavinos žemės atmosferoje įgyja ypatingų didelių oro dušų ypatybių. Tokio dušo kūrimas prasideda 20-25 km aukštyje. Bendras dalelių skaičius gali siekti 10 8-10 9. Kadangi viena dušo dalelė turi maždaug 1 GeV energiją, pirminės dalelės energiją galima apskaičiuoti pagal dalelių skaičių duše.

Tokių kaskadinių dušų egzistavimą 1938 metais atrado prancūzas Pierre'as Augeris. Todėl jie dažnai vadinami Auger dušais.