Raze cosmice. Raze cosmice: compoziție și origine. Efecte de modulare în razele cosmice

raze cosmice

Ce sunt razele cosmice?

Călătorind prin întinderile nesfârșite ale universului, întâlnind multe surprize și tot felul de influențe externe pe parcurs. Și una dintre aceste influențe sunt razele din spațiu.
raze cosmice - acestea sunt particule care au și nu au încărcătură, sosind din întinderile universale la suprafața Pământului, zăbovind în învelișul de aer al planetei noastre. Fizica razelor cosmice a devenit o zonă cu un viitor foarte promițător. Pentru că, studiind razele cosmice, oamenii de știință pot înțelege mai bine procesele care au loc în stele , la noi și nu numai Galaxii . Astfel de oportunități uriașe ne vor putea oferi raze cosmice .

Fizica razelor cosmice și istoria descoperirilor

raze cosmice devenit cunoscut din întâmplare 1900 g. la măsurarea cantității de ionizare și a conductibilității electrice a gazului, cu ajutorul electroscoapelor. fizicienii germani Julius Elster și Hans Geitel autonom unul de celălalt a făcut descoperirea unei origini naturale necunoscute a ionizării aerului.

fizician scoțian Charles Wilson în timp ce se afla în Marea Britanie și lucrează cu camera de ionizare , a concluzionat că radiația primită are o cauză extraterestră. Folosind o cameră ecranată, Wilson a descoperit că proprietatea de penetrare a radiațiilor necunoscute este mai puternică decât cea a razelor X și a razelor gamma și i-a dat un nume. ionizare ultra-gama .

Din păcate, studiul ulterior raze cosmice a încetinit ușor procesul de studiere a fizicii în acest domeniu. Ernest Rutherford , în același timp, a făcut multe experimente privind protecția detectorului cu plumb și a dat o explicație pentru aceasta, ca activitatea gama a materialului de construcție. Mai târziu, cel mai sensibil electrometru a dat rezultate care au arătat că ionizarea a devenit mai mică peste corpurile de apă și s-a sugerat că această ionizare este o consecință a radioactivității litosferei în spectrul gamma. Cred că este foarte amuzant - din ce a venit spaţiu interpretat ca și cum sursa ar fi în pământ.
Oamenii de știință au colectat date experimentale de foarte mult timp. Au experimentat atât direct pe sol, cât și la înălțime, de exemplu, pe Turnul Eiffel și pe un balon. Și după trecere 25 ani, în 25 al secolului trecut, fizician de știință Robert Milliken din America a efectuat o serie de măsurători ale absorbției de apă a radiațiilor de mare altitudine în rezervoare situate la înălțime 3.6 și despre 2 -x km. În urma măsurătorilor, s-a dovedit că radiatii îndreptată în jos prin aer.
Milliken prima dată când numesc acest fenomen raze cosmice . Vom considera acest lucru drept o adevărată descoperire în studiul acestui fenomen. Dar inca, originea razelor cosmice oamenii de știință nu au înțeles. O contribuție uriașă la înțelegerea razelor a fost făcută de fizicianul sovietic Dmitri Skobeltsin . El a stabilit prin experimente că raze cosmice Acestea sunt particule care au o sarcină electrică și provoacă în aer dusuri particule. Ulterior teoria dușului aceste particule sunt studiate de un fizician Lev Landau .
LA 36 anul secolului trecut Victor Hess a primit Premiul Nobel pentru descoperire raze cosmice . 24 au trecut ani înainte ca valoarea fundamentală a acestui fenomen să se realizeze. Până atunci, era deja clar că raze cosmice acestea sunt, în majoritatea cazurilor, particule cu sarcină pozitivă și energie foarte mare.
Perioada de studiu de la 30 -x la 55 a devenit o epocă particule fundamentale în raze cosmice . La acel moment descoperit pas cu pas: pozitroni, muoni, bimezoni etc. Cu cât acceleratoarele au devenit mai puternice, cu atât regiunea activă a energiei în fizică a crescut, ceea ce a făcut posibilă studierea în detaliu a fenomenelor din raze cosmice . Cu toate acestea, limitele superioare ale energiei, care în razele cosmice sunt acum 3x10 20 electronvolții, ca și înainte, sunt cu un ordin de mărime superior rezultatelor concretizate în laboratoare.

De exemplu, pentru a înțelege superioritatea: în REZERVOR (Ciocnitorul mare de hadroni) particulele sunt accelerate la energie în 14x10 12 gradul de electron volt, care este de aproximativ 10 milioane ori mai putin. Apropo, amintiți-vă perioada în care au spus asta REZERVOR va provoca apariția găurilor negre, care vor duce la moartea omenirii. După cum reiese din cele de mai sus, în atmosferă de foarte mult timp au existat evenimente care sunt energetic mai puternice decât sunt create în REZERVOR . Și acest lucru nu a împiedicat dezvoltarea omenirii. Cosmoluchi de parcă sunt acceleratori naturali«.
Evident, majoritatea raze cosmice zboară la noi de la soare . Dar în 1960 an V.L. Ginzburg și S. I. Syrovatsky a exprimat opinia că raze cosmice se nasc în galaxie în timpul exploziei unei supernove. Și deja mai târziu 8 ani, sunt detectate raze gamma de înaltă energie care provin din galaxie. În viitor, teoriile oamenilor de știință s-au dezvoltat pentru a fi luate în considerare extragalactic urme raze cosmice și particule din universul tânăr.
Suficient istoria razelor cosmice , hai sa discutam din ce constau din raze cosmice .

Compoziția razelor cosmice și originea

După cum am menționat mai devreme, prin raze cosmice , au înregistrat empiric astfel de particule ca pozitron, muon, bimezon . Cu toate acestea, în interiorul raze cosmice aceste particule sunt foarte puține. Cel mai raze cosmice constitui protoni , este despre 90% din toate razele care vin din spațiu. Aproape 7% constitui particule alfa , adică nuclee de heliu , și doar o mică parte din aproximativ 1% aceste nuclee sunt cu un ordin de mărime mai grele, de exemplu, carbon și fier . În mod surprinzător, aceste nuclee „grele” provin galaxii .
raze cosmice sosiți din steaua noastră au o compoziție, în majoritatea cazurilor, aceștia sunt protoni 98% . Ce raze cosmice din galaxie constau din nuclee grele, se explică elementar că acestea se nasc ca urmare a formării (exploziei) supernove .
Apropo, raze cosmice confirmat APOI (Teoria relativitatii ). Ceea ce îl face și mai important raze cosmice .
Când proton interacționează cu atmosfera pământului ploaie de particule . Să luăm în considerare acest fenomen mai detaliat. Când sunt expuse raze cosmice în nuclee atomice ale gazelor din aer, în majoritatea cazurilor cu nuclee N 2 și O2 , primar raze cosmice , de regulă, dau naștere unui număr mare de particule secundare ioni, protoni, neutroni, muoni, electroni, pozitroni și fotoni . Acest pârâu are o suprafață imensă și este numit mare duș atmosferic . Pentru o interacțiune, protonul, de regulă, renunță la aproximativ jumătate din potențialul său energetic. Ca urmare a acestui act se nasc în cele mai multe cazuri bujori . Fiecare act ulterior al particulei primare creează un flux de noi particule care aderă la traiectoria particulei primare, creând duș . Creată bujori de regulă, ele afectează nucleele atomice ale aerului, dar pot fi și distruse, creând muonic și electron-fotonic componentele fluxului. Ca rezultat, nucleele particulelor nu ajung în cele din urmă pe pământ „reîncarnându-se”. muoni, neutrini și raze gamma .

Detectarea razelor cosmice

Cum sunt detectate razele din spațiu și ce date doresc oamenii de știință să primească de la acest fenomen?

pentru că spectrul energetic raze cosmice uriaș off 10 6 inainte de 10 20 electron-volt , metodele de detectare și monitorizare a acestora sunt extrem de diverse. De exemplu, acestea sunt structuri de sol ale unui teritoriu vast pentru detectarea cascadelor mari de aer ( dusuri ). Aceste structuri pot dezvălui urme raze cosmice , cu o mare parte a cerului fiind observată. Acești detectori sunt capabili să funcționeze peste 90% timp. Din păcate, aceste facilități sunt foarte sensibile la radiații de fond și uneori este foarte dificil să se facă distincția între particulele care au sosit din spațiu și particulele terestre.

radiația Cherenkov
O altă modalitate de înregistrare este utilizarea radiația Cherenkov . Când anumite particule, cum ar fi particulele cosmice, se mișcă mai repede viteza luminii într-un mediu, apare radiatii numit Cerenkov , care este detectat. Aceste telescoape, deși pot distinge perfect între radioactivitatea de fond și raze cosmice , dar funcționează doar pe vreme senină de noapte, când nu există lună pe cer și au un câmp vizual mic. Și astfel de telescoape pot explora pentru o perioadă scurtă de timp.

Telescopul Veritas
Cel mai popular telescop care detectează radiația Cherenkov este Veritas și Are . Telescoapele detectează radiații gama , adică Cerenkov. Au fost capabili să aducă o contribuție uriașă la studiul pulsarilor, quasarelor, clusterelor de stele, exploziilor de raze gamma și la studiu originea razelor cosmice , situat în afara galaxiei și a găurii negre supermasive, care este centrul Căii Lactee.
Există și alte modalități de înregistrare raze cosmice , precum și consecințele cauzate de acestea, dar toate sunt asociate doar cu expunerea lor la unele materiale, fie că este vorba de plastic, azot sau vapori de apă suprasaturați etc.

Utilizarea razelor cosmice

Există vreo aplicație practică a razelor cosmice?!

Piramidele Egiptului
Categoric da. De exemplu, studiul structurilor Piramidele egiptene . În procesul de expunere raze cosmice pe atmosferă, după cum sa menționat mai sus, apar muonii . Și cu ajutorul radiografie muonică sau, după cum se precizează în "Natural" , oamenii de știință au reușit să „vadă” golurile încă neexplorate din piramide. În general, acest lucru sugerează că curentul fizica fundamentală a particulelor și raze cosmice va putea face noi descoperiri în arheologie.

Neutrino
Dar să aruncăm o privire mai amplă asupra acestui fenomen. De fapt, raze cosmice servesc drept surse ale acestor „evazive” neutrini tulburând lumea științifică. Cel mai probabil, raze cosmice ne poate oferi informații despre acest lucru teoretic» particule precum magnetomonopoli sau gravitonii , pe care încă nu suntem în măsură să-l investigăm, din cauza incapacității de a crea condițiile necesare cu acceleratoarele noastre moderne. In afara de asta, radiații de fond acesta este unul dintre soiuri raze cosmice . Și aurora boreală sunt și ele o consecință a manifestării raze cosmice .

Razele cosmice (radiațiile) sunt particule care umplu spațiul interstelar și bombardează în mod constant Pământul. Au fost descoperite în 1912 de către fizicianul austriac Hess folosind o cameră de ionizare într-un balon. Energiile maxime ale razelor cosmice sunt 10 21 eV, i.e. sunt cu multe ordine de mărime mai mari decât energiile disponibile acceleratoarelor moderne (10 12 eV). Prin urmare, studiul razelor cosmice joacă un rol important nu numai în fizica cosmică, ci și în fizica particulelor elementare. O serie de particule elementare au fost descoperite pentru prima dată tocmai în razele cosmice (pozitron - Anderson, 1932; muon () - Neddermeyer și Anderson, 1937; pion () - Powell, 1947). Deși compoziția razelor cosmice include nu numai particule încărcate, ci și neutre (în special mulți fotoni și neutrini), particulele încărcate sunt de obicei numite raze cosmice.

Când discutăm despre raze cosmice, este necesar să clarificăm despre ce raze se discută. Există următoarele tipuri de raze cosmice:

1. Raze cosmice galactice - particule cosmice care vin pe Pământ din intestinele galaxiei noastre. Ele nu includ particule generate de Soare.

2. razele cosmice solare sunt particule cosmice generate de Soare.

Fluxul razelor cosmice galactice care bombardează Pământul este aproximativ izotrop și constant în timp și se ridică la 1 particulă/cm 2 sec (înainte de a intra în atmosfera terestră). Densitatea de energie a razelor cosmice galactice este de 1 eV/cm 3 , ceea ce este comparabil cu energia totală a radiației electromagnetice de la stele, mișcarea termică a gazului interstelar și câmpul magnetic galactic. Astfel, razele cosmice sunt o componentă importantă a Galaxiei.

Compoziția razelor cosmice galactice:

Componenta nucleara- 93% protoni, 6,5% nuclee de heliu,<1% более тяжелых ядер (т.е. отвечает распространенности ядер во Вселенной).

Electronii. Numărul lor este de 1% din numărul de nuclee.

Pozitroni. Numărul lor este de 10% din numărul de electroni.

anti-hadrone sunt mai mici de 1%.

Energiile razelor cosmice galactice acoperă o gamă uriașă - cel puțin 15 ordine de mărime (10 6 -10 21 eV). Fluxul lor pentru particulele cu E>10 9 eV scade rapid odată cu creșterea energiei. Spectrul energetic al componentei nucleare, excluzând energiile joase, se supune expresiei

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

unde n o este o constantă și 2,7 la E<10 15 ýÂ è 3.1-3.2 ïðè E>10 15 eV. Spectrul energetic al componentei nucleare este prezentat în Fig. 15.6.

Fluxul de particule de energie ultraînaltă este extrem de mic. Deci, în medie, nu mai mult de o particulă cu o energie de 10 20 eV cade pe o suprafață de 10 km 2 pe an. Natura spectrului pentru electronii cu energii >10 9 eV este similară cu cea prezentată în Fig. 15.6. Fluxul razelor cosmice galactice nu s-a schimbat de cel puțin 1 miliard de ani.

Razele cosmice galactice au, evident, o origine non-termică. Într-adevăr, temperaturile maxime (10 9 K) sunt atinse în centrul stelelor. În acest caz, energia mișcării termice a particulelor este de 10 5 eV. În același timp, particulele de raze cosmice galactice care ajung în vecinătatea Pământului au în principal energii >10 8 ýÂ.

Orez. 15.6. Spectrul energetic al componentei nucleare a spațiului

razele. Energia este dată în sistemul de centru de masă.

Există motive întemeiate să credem că razele cosmice sunt generate în principal de exploziile supernovelor (alte surse de raze cosmice sunt pulsarii, radiogalaxiile, quasarii). În galaxia noastră, exploziile de supernove au loc în medie cel puțin o dată la 100 de ani. Este ușor de calculat că pentru a menține densitatea energetică observată a razelor cosmice (1 eV/cm 3 ), este suficient să le transmitem doar câteva procente din puterea de explozie. Protonii, nucleele mai grele, electronii și pozitronii ejectați în timpul exploziilor supernovei sunt accelerați în continuare în procese astrofizice specifice (care vor fi discutate mai jos), dobândind caracteristici energetice inerente razelor cosmice.

Practic nu există raze metagalactice în compoziția razelor cosmice; prinși în galaxia noastră din exterior. Toate proprietățile observate ale razelor cosmice pot fi explicate pe baza faptului că acestea sunt formate, acumulate și reținute în galaxia noastră pentru o lungă perioadă de timp, curgând încet în spațiul intergalactic. Dacă particulele cosmice s-ar mișca în linie dreaptă, ele ar părăsi galaxia la câteva mii de ani de la origine. O astfel de scurgere rapidă ar duce la pierderi de neînlocuit și la o scădere bruscă a intensității razelor cosmice.

De fapt, prezența unui câmp magnetic interstelar cu o configurație foarte încâlcită a liniilor de câmp forțează particulele încărcate să se miște de-a lungul traiectoriilor complexe (această mișcare seamănă cu difuzia moleculelor), crescând timpul de rezidență al acestor particule în galaxie de mii de ori. . Vârsta masei principale a particulelor de raze cosmice este estimată la zeci de milioane de ani. Particulele cosmice de energii ultraînalte sunt slab deviate de câmpul magnetic galactic și părăsesc relativ repede Galaxia. Acest lucru poate explica ruptura în spectrul razelor cosmice la o energie de 310 15 ýÂ.

Să ne oprim foarte pe scurt asupra problemei accelerării razelor cosmice. Particulele de raze cosmice se mișcă într-o plasmă cosmică rarefiată și neutră din punct de vedere electric. Nu are câmpuri electrostatice semnificative capabile să accelereze particulele încărcate din cauza diferenței de potențial dintre diferitele puncte ale traiectoriei. Dar în plasmă pot apărea câmpuri electrice de tip inducție și puls. Deci câmpul electric de inducție (vortex) apare, după cum se știe, cu o creștere a intensității câmpului magnetic în timp (așa-numitul efect betatron). Accelerația particulelor poate fi cauzată și de interacțiunea lor cu câmpul electric al undelor de plasmă în regiunile cu turbulență intensă a plasmei. Există și alte mecanisme de accelerare, asupra cărora nu ne putem opri în acest curs. O examinare mai detaliată arată că mecanismele de accelerare propuse sunt capabile să asigure o creștere a energiei particulelor încărcate ejectate în exploziile supernovei de la 10 5 la 10 21 ýÂ.

Particulele încărcate emise de Soare - razele cosmice solare - o componentă foarte importantă a radiației cosmice care bombardează Pământul. Aceste particule sunt accelerate la energii mari în partea superioară a atmosferei Soarelui în timpul erupțiilor solare. Erupțiile solare sunt supuse anumitor cicluri de timp. Cele mai puternice reapar cu o perioadă de 11 ani, cele mai puțin puternice - cu o perioadă de 27 de zile. Erupțiile solare puternice pot crește fluxul de raze cosmice incidente pe Pământ din direcția Soarelui cu un factor de 106 în comparație cu cel galactic.

În comparație cu razele cosmice galactice, razele cosmice solare conțin mai mulți protoni (până la 98-99% din toate nucleele) și, în consecință, mai puține nuclee de heliu (1,5%). Practic nu există alte nuclee în ele. Conținutul nucleelor ​​cu Z2 în razele cosmice solare reflectă compoziția atmosferei solare. Energiile particulelor de raze cosmice solare variază în intervalul 10 5 -10 11 eV. Spectrul lor de energie are forma unei funcții de putere (15.5), unde - scade de la 7 la 2 pe măsură ce energia scade.

Toate caracteristicile de mai sus ale razelor cosmice se referă la particule cosmice înainte de a intra în atmosfera Pământului, adică. la așa-numitul radiația cosmică primară. Ca rezultat al interacțiunii cu nucleele atmosferice (în principal oxigen și azot), particulele cu energie înaltă ale razelor cosmice primare (în primul rând protoni) creează un număr mare de particule secundare - hadroni (pioni, protoni, neutroni, antinucleoni etc.), leptoni (muoni, electroni, pozitroni, neutrini) și fotoni. Se dezvoltă un proces complex în cascadă în mai multe etape. Energia cinetică a particulelor secundare este cheltuită în principal pentru ionizarea atmosferei.

Grosimea atmosferei terestre este de aproximativ 1000 g/cm2. În același timp, intervalul de protoni de înaltă energie din aer este de 70-80 g/cm 2 , iar cel al nucleelor ​​de heliu este de 20-30 g/cm 2 . Astfel, un proton de înaltă energie poate experimenta până la 15 ciocniri cu nucleele atmosferice, iar probabilitatea de a atinge nivelul mării pentru un proton primar este extrem de mică. Prima coliziune are loc de obicei la o altitudine de 20 km.

Leptonii și fotonii apar ca urmare a descompunerilor slabe și electromagnetice ale hadronilor secundari (în principal pioni) și a creării de perechi e - e + de către cuante în câmpul coulombian al nucleelor:

miez + miez + e - + e + .

Astfel, în loc de o particulă primară, apar un număr mare de particule secundare, care sunt împărțite în componente hadron, muon și electron-foton. O creștere asemănătoare unei avalanșe a numărului de particule poate duce la faptul că la maximul cascadei numărul acestora poate ajunge la 10 6 -10 9 (la energia protonului primar >10 14 eV). O astfel de cascadă acoperă o suprafață mare (mulți kilometri pătrați) și se numește duș cu aer extins(Figura 15.7).

După atingerea dimensiunii maxime, cascada se descompune în principal din cauza pierderii de energie pentru ionizarea atmosferică. Suprafața Pământului este atinsă în principal de muoni relativiști. Componenta electron-foton este absorbită mai puternic, iar componenta hadronică a cascadei „se stinge” aproape complet. În ansamblu, fluxul de particule de raze cosmice la nivelul mării este de aproximativ 100 de ori mai mic decât fluxul de raze cosmice primare, în valoare de aproximativ 0,01 particule/cm2 sec.

raze cosmice
Raze cosmice

raze cosmice (radiația cosmică) - particule care umplu spațiul interstelar și bombardează în mod constant Pământul. Au fost descoperite în 1912 de către fizicianul austriac W. Hess folosind o cameră de ionizare într-un balon. Energiile maxime ale razelor cosmice sunt ~3. 10 20 eV, adică cu câteva ordine de mărime mai mari decât energiile disponibile pentru acceleratoarele moderne de fascicul de ciocnire (energia echivalentă maximă a Tevatronului este de ~2,10 15 eV, LHC este de aproximativ 10 17 eV). Prin urmare, studiul razelor cosmice joacă un rol important nu numai în fizica cosmică, ci și în fizica particulelor elementare. Un număr de particule elementare au fost primele
descoperit tocmai în razele cosmice (pozitron - K.D. Anderson, 1932; muon (μ) - K.D. Anderson și S. Neddermeyer, 1937; pion (π) - S.F. Powell, 1947 .). Deși compoziția razelor cosmice include nu numai particule încărcate, ci și neutre (în special mulți fotoni și neutrini), particulele încărcate sunt de obicei numite raze cosmice.
Se disting următoarele tipuri de raze cosmice (Fig. 1):

1. Raze cosmice galactice sunt particule cosmice care vin pe Pământ din galaxia noastră. Ele nu includ particule generate de Soare.
2. razele cosmice solare sunt particule cosmice generate de Soare.

Pe lângă aceste două tipuri principale de raze cosmice, se ia în considerare și razele cosmice metagalactice - particule cosmice care provin din afara galaxiei noastre. Contribuția lor la fluxul total de raze cosmice este mică.
Se numesc razele cosmice care nu sunt distorsionate prin interacțiunea cu atmosfera Pământului primar. Fluxul razelor cosmice galactice care bombardează Pământul este aproximativ izotrop și constant în timp și se ridică la ~1 particulă/cm 2. s (înainte de a intra în atmosfera Pământului). Densitatea de energie a razelor cosmice galactice este de ~1 eV/cm 3 , ceea ce este comparabil cu energia totală a radiației electromagnetice de la stele, mișcarea termică a gazului interstelar și câmpul magnetic galactic. Astfel, razele cosmice sunt o componentă importantă a Galaxiei.
Compoziția razelor cosmice este dată în tabel.

Figura 2 din stânga prezintă spectrele energetice ale principalelor componente ale razelor cosmice primare. Figura 2 din dreapta arată fluxurile verticale ale principalelor componente ale razelor cosmice cu energie > 1 GeV în atmosfera Pământului. Pe lângă protoni și electroni, toate particulele au apărut ca urmare a interacțiunii razelor cosmice primare cu nucleele atmosferei.

Ca urmare a interacțiunii cu nucleele atmosferei, razele cosmice primare (în principal protoni) creează un număr mare de particule secundare - pioni, protoni, neutroni, muoni, electroni, pozitroni și fotoni. Astfel, în loc de o particulă primară, apar un număr mare de particule secundare, care sunt împărțite în componente hadronice, muonice și electron-foton. O astfel de cascadă acoperă o suprafață mare și se numește duș cu aer extins .
Într-un act de interacțiune, protonul pierde de obicei ~50% din energia sa și, ca urmare a interacțiunii, se produc în principal pioni. Fiecare interacțiune ulterioară a particulei primare adaugă noi hadroni în cascadă, care zboară în principal în direcția particulei primare, formând miezul de hadron al dușului.
Pionii rezultați pot interacționa cu nucleele atmosferei sau se pot descompune, formând componentele muoni și electroni-fotoni ale dușului. Componenta hadronică practic nu ajunge la suprafața Pământului, transformându-se în muoni, neutrini și γ-quanta ca urmare a descompunerilor.

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

-quantele formate în timpul dezintegrarii pionilor neutri dau naștere la perechi electron-pozitron și -cuante ale generațiilor ulterioare. Leptonii încărcați pierd energie prin ionizare și frânare radiativă. Suprafața Pământului este atinsă în principal de muoni relativiști. Componenta electron-foton este absorbită mai puternic.
Un proton cu energie > 10 14 eV poate crea 10 6 -10 9 particule secundare. Pe suprafața Pământului, hadronii de duș sunt concentrați într-o regiune de ordinul a câțiva metri, componenta electron-foton, într-o regiune de ~100 m, iar componenta muon, câteva sute de metri.
Fluxul razelor cosmice la nivelul mării (~0,01 cm -2 s -1) este de aproximativ 100 de ori mai mic decât fluxul razelor cosmice primare.
Principalele surse de raze cosmice primare sunt exploziile de supernove (razele cosmice galactice) și Soarele. Mari energii
(până la 10 16 eV) razelor cosmice galactice se explică prin accelerarea particulelor pe undele de șoc formate în timpul exploziilor supernovei. Natura razelor cosmice de ultraînaltă energie nu are încă o interpretare clară.

Au trecut aproape o sută de ani de la descoperirea razelor cosmice - fluxuri de particule încărcate care vin din adâncurile Universului. De atunci, s-au făcut multe descoperiri legate de radiațiile cosmice, dar există încă multe mistere. Una dintre ele este poate cea mai intrigantă: de unde provin particulele cu o energie mai mare de 1020 eV, adică aproape un miliard de trilioane de electroni volți, de un milion de ori mai mult decât se va obține în cel mai puternic accelerator - Hadronul Mare Colider LHC? Ce forțe și câmpuri accelerează particulele la astfel de energii monstruoase?

Razele cosmice au fost descoperite în 1912 de către fizicianul austriac Victor Hess. A fost membru al Institutului Radium din Viena și a făcut cercetări asupra gazelor ionizate. Până atunci, se știa deja că toate gazele (inclusiv atmosfera) sunt întotdeauna ușor ionizate, ceea ce indica prezența unei substanțe radioactive (cum ar fi radiul) fie în compoziția gazului, fie în apropierea unui instrument care măsoară ionizarea, cel mai probabil. în scoarța terestră. Experimentele cu ridicarea detectorului de ionizare într-un balon au fost concepute pentru a testa această ipoteză, deoarece ionizarea gazului ar trebui să scadă odată cu distanța de la suprafața pământului. Răspunsul s-a dovedit a fi invers: Hess a descoperit un fel de radiație, a cărei intensitate creștea odată cu înălțimea. Aceasta a sugerat că provine din spațiul cosmic, dar a fost posibil să se dovedească în cele din urmă originea extraterestră a razelor doar după numeroase experimente (W. Hess a primit Premiul Nobel abia în 1936). Amintiți-vă că termenul „radiație” nu înseamnă că aceste raze sunt de natură pur electromagnetică (cum ar fi lumina soarelui, undele radio sau razele X); a fost folosit în descoperirea unui fenomen a cărui natură nu era încă cunoscută. Și deși în curând a devenit clar că componenta principală a razelor cosmice sunt particulele încărcate accelerate, protonii, termenul a fost păstrat. Studiul unui nou fenomen a început rapid să dea rezultate care sunt de obicei atribuite „de vârf a științei”.

Descoperirea particulelor cosmice de energie foarte mare imediat (cu mult înainte de crearea acceleratorului de protoni) a ridicat întrebarea: care este mecanismul de accelerare a particulelor încărcate în obiectele astrofizice? Astăzi știm că răspunsul s-a dovedit a fi nebanal: un accelerator natural, „cosmic” este fundamental diferit de acceleratorii artificiali.

Curând a devenit clar că protonii cosmici, care zboară prin materie, interacționează cu nucleele atomilor ei, dând naștere unor particule elementare instabile necunoscute anterior (au fost observate în principal în atmosfera Pământului). Studiul mecanismului de producere a acestora a deschis o cale fructuoasă pentru construirea unei sistematici a particulelor elementare. în laborator, protonii și electronii au învățat să accelereze și să-și primească fluxurile uriașe, incomparabil mai dense decât în ​​razele cosmice. În cele din urmă, experimentele privind interacțiunea particulelor care au primit energie în acceleratoare au condus la crearea unei imagini moderne a microlumii.

În 1938, fizicianul francez Pierre Auger a descoperit un fenomen remarcabil - ploaie de particule cosmice secundare, care apar ca urmare a interacțiunii protonilor primari și a nucleelor ​​de energii extrem de mari cu nucleele atomilor atmosferici. S-a dovedit că în spectrul razelor cosmice există particule cu o energie de ordinul 1015-1018 eV - de milioane de ori mai mult decât energia particulelor accelerată în laborator. Academicianul Dmitri Vladimirovici Skobeltsyn a acordat o importanță deosebită studiului unor astfel de particule și imediat după război, în 1947, împreună cu cei mai apropiați colegi ai săi G. T. Zatsepin și N. A. Dobrotin, a organizat un studiu cuprinzător al cascadelor de particule secundare din atmosferă, numite averse extinse de aer. (EAS). Istoria primelor studii ale razelor cosmice se regăsește în cărțile lui N. Dobrotin și V. Rossi. De-a lungul timpului, școala lui D. V. Skobeltsyn a devenit una dintre cele mai puternice din lume și timp de mulți ani a determinat direcțiile principale în studiul razelor cosmice de ultraînaltă energie. Metodele sale au făcut posibilă extinderea gamei de energii studiate de la 109-1013 eV, înregistrate pe baloane și sateliți, la 1013-1020 eV. Două aspecte au făcut aceste studii deosebit de atractive.

În primul rând, a devenit posibil să se utilizeze protoni de înaltă energie creați de natura însăși pentru a studia interacțiunea lor cu nucleele atomilor atmosferici și a descifra cea mai fină structură a particulelor elementare.

În al doilea rând, a devenit posibil să se găsească obiecte în spațiu capabile să accelereze particulele la energii extrem de mari.

Primul aspect s-a dovedit a nu fi atât de fructuos pe cât s-ar dori: studiul structurii fine a particulelor elementare a necesitat mult mai multe date despre interacțiunea protonilor decât permit razele cosmice să se obțină. În același timp, o contribuție importantă la înțelegerea microlumii a avut-o studiul dependenței celor mai generale caracteristici ale interacțiunii protonilor de energia lor. În timpul studiului EAS-urilor a fost descoperită o caracteristică în dependența numărului de particule secundare și a distribuției lor de energie de energia particulei primare, asociată cu structura quarc-gluon a particulelor elementare. Aceste date au fost ulterior confirmate în experimente pe acceleratoare.
Astăzi, au fost construite modele fiabile ale interacțiunii razelor cosmice cu nucleele atomilor atmosferici, ceea ce a făcut posibilă studierea spectrului energetic și a compoziției particulelor lor primare de cele mai înalte energii. A devenit clar că razele cosmice în evoluția Galaxiei joacă un rol nu mai puțin decât câmpurile și fluxurile sale de gaz interstelar: energia specifică a razelor cosmice, a gazului și a câmpului magnetic este aproximativ egală cu 1 eV pe cm3. Cu un astfel de echilibru de energie în mediul interstelar, este firesc să presupunem că accelerarea particulelor de raze cosmice are loc cel mai probabil în aceleași obiecte care sunt responsabile pentru încălzirea și emisia de gaz, de exemplu, în stele New și Supernova în timpul explozia lor.

Primul mecanism de accelerare a razelor cosmice a fost propus de Enrico Fermi pentru protonii care se ciocnesc aleatoriu cu norii magnetizați de plasmă interstelară, dar nu a putut explica toate datele experimentale. În 1977, academicianul Germogen Filippovich Krymsky a arătat că acest mecanism ar trebui să accelereze particulele din resturile de supernove mult mai puternice pe fronturile undelor de șoc, ale căror viteze sunt ordine de mărime mai mari decât cele ale norilor. Astăzi, s-a demonstrat în mod fiabil că mecanismul de accelerare a protonilor și nucleelor ​​cosmice de către o undă de șoc în învelișurile supernovei este cel mai eficient. Dar este puțin probabil să se poată reproduce în condiții de laborator: accelerația este relativ lentă și necesită cheltuieli uriașe de energie pentru a reține particulele accelerate. În învelișurile supernovelor, aceste condiții există datorită naturii însăși a exploziei. Este remarcabil faptul că accelerarea razelor cosmice are loc într-un obiect astrofizic unic, care este responsabil de fuziunea nucleelor ​​grele (mai grele decât heliul) care sunt de fapt prezenți în razele cosmice.

În Galaxia noastră, există câteva supernove cunoscute cu o vechime mai mică de o mie de ani care au fost observate cu ochiul liber. Cele mai faimoase sunt Nebuloasa Crabului din constelația Taur ("Crabul" - rămășița unei explozii de supernovă în 1054, remarcată în cronicile estice), Cassiopeia-A (a fost observată în 1572 de astronomul Tycho Brahe) și Supernova lui Kepler. în constelația Ophiuchus (1680). Diametrele cochiliilor lor astăzi sunt de 5-10 ani lumină (1 an lumină = 1016 m), adică se extind cu o viteză de aproximativ 0,01 din viteza luminii și sunt situate la distanțe de aproximativ zece mii de ani lumină de Pământ. Învelișurile de supernovă („nebuloase”) în domeniile optice, radio, raze X și gamma au fost observate de observatoarele spațiale Chandra, Hubble și Spitzer. Ei au arătat în mod fiabil că electronii și protonii accelerează într-adevăr în cochilii, însoțiți de raze X.

Aproximativ 60 de rămășițe de supernove mai vechi de 2000 de ani ar putea umple spațiul interstelar cu raze cosmice cu o energie specifică măsurată (~1 eV în cm3), în timp ce mai puțin de zece dintre ele sunt cunoscute. Acest deficit se explică prin faptul că în planul Galaxiei, unde sunt concentrate stelele și supernovele, există mult praf care nu transmite lumină unui observator de pe Pământ. Observațiile în raze X și radiații gamma, pentru care stratul de praf este transparent, au făcut posibilă extinderea listei de învelișuri de supernove „tinere” observate. Cel mai recent dintre aceste cochilii nou descoperite a fost Supernova G1.9+0.3, observată cu telescopul cu raze X Chandra din ianuarie 2008. Estimările cu privire la dimensiunea și viteza de expansiune a carcasei sale arată că acesta a izbucnit în urmă cu aproximativ 140 de ani, dar nu a fost vizibil în intervalul optic din cauza absorbției complete a luminii sale de către stratul de praf al Galaxiei.

La datele despre supernovele care explodează în propria noastră galaxie, Calea Lactee, se adaugă statistici mult mai bogate despre supernovele din alte galaxii. O confirmare directă a prezenței protonilor și nucleelor ​​accelerate este radiația gamma cu energie fotonică mare, rezultată din dezintegrarea pionilor neutri - produsele interacțiunii protonilor (și nucleelor) cu materialul sursă. Astfel de fotoni de cele mai înalte energii sunt observați cu ajutorul telescoapelor care înregistrează strălucirea Vavilov-Cherenkov emisă de particulele secundare EAS. Cel mai avansat instrument de acest tip este o instalație cu șase telescoape construită în colaborare cu HESS din Namibia. Radiația gamma de crab a fost măsurată mai întâi, iar intensitatea acesteia a devenit o măsură a intensității pentru alte surse.

Rezultatul obținut nu numai că confirmă existența unui mecanism de accelerare a protonilor și nucleelor ​​într-o supernovă, dar face posibilă și estimarea spectrului particulelor accelerate: spectrele cuantelor gamma „secundare” și protonii și nucleele „primare”. sunt foarte aproape. Câmpul magnetic din Crab și dimensiunea acestuia permit accelerarea protonilor până la energii de ordinul a 1015 eV. Spectrele particulelor de raze cosmice din sursă și din mediul interstelar sunt oarecum diferite, deoarece probabilitatea ieșirii particulelor din sursă și durata de viață a particulelor din galaxie depind de energia și sarcina particulei. Compararea spectrului de energie și a compoziției razelor cosmice măsurate în apropierea Pământului cu spectrul și compoziția de la sursă a făcut posibilă înțelegerea cât timp parcurg particulele printre stele. Nucleele de litiu, beriliu și bor din razele cosmice din apropierea Pământului s-au dovedit a fi mult mai mari decât în ​​sursă - numărul lor suplimentar apare ca urmare a interacțiunii nucleelor ​​mai grele cu gazul interstelar. Măsurând această diferență, am calculat cantitatea X de substanță prin care au trecut razele cosmice în timp ce rătăceau în mediul interstelar. În fizica nucleară, cantitatea de materie pe care o întâlnește o particulă de-a lungul căii sale este măsurată în g/cm2. Acest lucru se datorează faptului că, pentru a calcula scăderea fluxului de particule în ciocnirile cu nucleele unei substanțe, este necesar să se cunoască numărul de ciocniri ale unei particule cu nuclee care au o zonă (secțiune transversală) diferită transversală. pe direcția particulei. Exprimând cantitatea de materie din aceste unități, se obține o singură scară de măsură pentru toate nucleele.

Valoarea găsită experimental a X ~ 5-10 g/cm2 face posibilă estimarea duratei de viață t a razelor cosmice în mediul interstelar: t ≈ X/ρc, unde c este viteza particulei, aproximativ egală cu viteza luminii, ρ ~ 10–24 g/cm3 este mediul interstelar cu densitate medie. Prin urmare, durata de viață a razelor cosmice este de aproximativ 108 ani. Acest timp este mult mai lung decât timpul de zbor al unei particule care se deplasează cu o viteză c în linie dreaptă de la sursă la Pământ (3 104 ani pentru cele mai îndepărtate surse de pe partea opusă a Galaxiei față de noi). Aceasta înseamnă că particulele nu se mișcă în linie dreaptă, ci sunt împrăștiate. Câmpurile magnetice haotice ale galaxiilor cu o inducție de B ~ 10–6 gauss (10–10 Tesla) le deplasează de-a lungul unui cerc cu o rază (giroradius) R = E/3 x 104B, unde R este în m, E este particula energia în eV, B este inducerea câmpurilor magnetice în gauss. La energii moderate ale particulelor E< 1017 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·1020 м).

Aproximativ în linie dreaptă, numai particulele cu energii E > 1019 eV vor veni de la sursă. Prin urmare, direcția particulelor care creează EAS cu energii mai mici de 1019 eV nu indică sursa lor. În acest interval de energie, rămâne doar observarea radiațiilor secundare generate în sursele înseși de protoni și nuclee de raze cosmice. În regiunea radiațiilor gamma, energiile accesibile pentru observare (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.

Conceptul razelor cosmice ca fenomen galactic „local” sa dovedit a fi adevărat numai pentru particulele cu energii moderate 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.

În 1958, Georgy Borisovich Khristiansen și germanul Viktorovich Kulikov au descoperit o schimbare bruscă în forma spectrului energetic al razelor cosmice la o energie de ordinul a 3·1015 eV. La energii mai mici decât această valoare, datele experimentale privind spectrul particulelor au fost de obicei prezentate sub formă de „putere”, astfel încât numărul de particule N cu o energie dată E a fost considerat invers proporțional cu energia particulelor cu puterea γ: N(E)=a/Eγ (γ este indicele diferenţial al spectrului). Până la o energie de 3·1015 eV, exponentul γ = 2,7, dar mergând la energii superioare, spectrul de energie experimentează o „întortire”: pentru energiile E > 3·1015 eV, γ devine 3,15. Este firesc să asociem această modificare a spectrului cu apropierea energiei particulelor accelerate la valoarea maximă posibilă calculată pentru mecanismul de accelerare din supernove. Compoziția nucleară a particulelor primare în intervalul de energie 1015-1017 eV vorbește, de asemenea, în favoarea unei astfel de explicații a rupturii spectrului. Cele mai fiabile informații despre aceasta sunt date de instalațiile complexe EAS - „MGU”, „Tunka”, „Tibet”, „Kaskad”. Cu ajutorul lor se obțin nu numai informații despre energia nucleelor ​​primare, ci și parametri care depind de numărul lor atomic - „lățimea” dușului, raportul dintre numărul de electroni și muoni, dintre numărul celor mai electroni energetici și numărul lor total. Toate aceste date indică faptul că, pe măsură ce energia particulelor primare crește de la limita stângă a spectrului înainte de rupere până la energia de după rupere, masa lor medie crește. O astfel de modificare a compoziției de masă a particulelor este în concordanță cu modelul de accelerare a particulelor în supernove - este limitată de energia maximă, care depinde de sarcina particulei. Pentru protoni, această energie maximă este de aproximativ 3·1015 eV și crește proporțional cu sarcina particulei accelerate (nucleul), astfel încât nucleele de fier sunt accelerate efectiv până la ~1017 eV. Intensitatea fluxurilor de particule cu energii care depășesc maximul scade rapid.

Dar înregistrarea particulelor de energii și mai mari (~3·1018 eV) a arătat că spectrul razelor cosmice nu numai că nu se rupe, dar revine la forma observată înainte de rupere!

Măsurătorile spectrului de energie în regiunea de energie „ultraînaltă” (E > 1018 eV) sunt foarte dificile din cauza numărului mic de astfel de particule. Pentru a observa aceste evenimente rare, este necesar să se creeze o rețea de detectoare de flux de particule EAS și radiații Vavilov-Cherenkov și radiații de ionizare (fluorescență atmosferică) generate de aceștia în atmosferă pe o suprafață de sute și chiar mii de kilometri pătrați. Pentru instalații atât de mari, complexe, sunt alese site-uri cu activitate economică limitată, dar cu capacitatea de a asigura funcționarea fiabilă a unui număr mare de detectoare. Astfel de instalații au fost mai întâi construite pe suprafețe de zeci de kilometri pătrați (Yakutsk, Havera Park, Akeno), apoi sute (AGASA, Fly's Eye, HiRes) și, în cele din urmă, sunt create instalații de mii de kilometri pătrați (Pierre Auger). Observator din Argentina, Instalație telescopică din Utah, SUA).

Următorul pas în studiul razelor cosmice de ultraînaltă energie va fi dezvoltarea unei metode de înregistrare a EAS prin observarea fluorescenței atmosferice din spațiu. În cooperare cu mai multe țări, în Rusia este creat primul detector spațial EAS, proiectul TUS. Încă un astfel de detector ar trebui să fie instalat la Stația Spațială Internațională ISS (proiectele JEM-EUSO și KLPVE).

Ce știm astăzi despre razele cosmice de ultra-înaltă energie? Figura de jos arată spectrul energetic al razelor cosmice cu energii de peste 1018 eV, care a fost obținut pe instalațiile de ultimă generație (HiRes, Observatorul Pierre Auger) împreună cu date privind razele cosmice cu energie mai joasă, care, așa cum se arată mai sus, aparțin Lăptoasei. Calea Galaxy. Se poate observa că la energii de 3 1018-3 1019 eV, indicele spectrului de energie diferenţială a scăzut la o valoare de 2,7-2,8, exact aceeaşi care se observă pentru razele cosmice galactice, când energiile particulelor sunt mult mai mici decât maximul posibil pentru acceleratorii galactici. Nu indică asta că la energii ultraînalte fluxul principal de particule este creat de acceleratori de origine extragalactică cu o energie maximă mult mai mare decât cea galactică? Ruperea spectrului razelor cosmice galactice arată că contribuția razelor cosmice extragalactice se modifică brusc în trecerea de la regiunea energiilor moderate de 1014-1016 eV, unde este de aproximativ 30 de ori mai mică decât contribuția celor galactice (spectrul indicat prin linia punctată din figură), în regiunea energiilor ultraînalte, unde el devine dominant.

În ultimele decenii, s-au acumulat numeroase date astronomice pe obiecte extragalactice capabile să accelereze particulele încărcate la energii mult mai mari de 1019 eV. Un semn evident că un obiect de dimensiunea D poate accelera particulele la energia E este prezența unui câmp magnetic B în întregul obiect, astfel încât raza giroscopică a particulei este mai mică decât D. Astfel de surse candidate includ galaxiile radio (emițând emisii radio puternice). ); nuclee de galaxii active care conțin găuri negre; galaxii care se ciocnesc. Toate conțin jeturi de gaz (plasmă) care se mișcă cu viteze extraordinare care se apropie de viteza luminii. Astfel de jeturi joacă rolul undelor de șoc necesare funcționării acceleratorului. Pentru a estima contribuția lor la intensitatea observată a razelor cosmice, este necesar să se țină cont de distribuția surselor pe distanțe față de Pământ și de pierderea energiei particulelor în spațiul intergalactic. Înainte de descoperirea emisiei radio cosmice de fundal, spațiul intergalactic părea „gol” și transparent nu numai pentru radiația electromagnetică, ci și pentru particulele de energie ultraînaltă. Densitatea gazului în spațiul intergalactic, conform datelor astronomice, este atât de scăzută (10–29 g/cm3) încât chiar și la distanțe mari de sute de miliarde de ani lumină (1024 m) particulele nu se întâlnesc cu nucleele atomilor de gaz. Cu toate acestea, când s-a dovedit că Universul este plin cu fotoni de joasă energie (aproximativ 500 fotoni/cm3 cu energie Eph ~ 10–3 eV) rămase după Big Bang, a devenit clar că protoni și nuclee cu energii mai mari decât E ~ 5 1019 eV, limita Greisen - Zatsepin - Kuzmin (GZK), ar trebui să interacționeze cu fotonii și să-și piardă cea mai mare parte a energiei pe drumul a mai mult de zeci de milioane de ani lumină. Astfel, marea majoritate a Universului, situat la distanțe de peste 107 ani lumină de noi, s-a dovedit a fi inaccesibil pentru observare în raze cu o energie mai mare de 5 1019 eV. Cele mai recente date experimentale privind spectrul razelor cosmice de ultra-înaltă energie (instalația HiRes, observatorul Pierre Auger) confirmă existența acestei limite de energie pentru particulele observate de pe Pământ.

După cum se poate observa, este extrem de dificil să studiezi originea razelor cosmice de ultraînaltă energie: majoritatea surselor posibile ale razelor cosmice cu cea mai mare energie (peste limita GZK) sunt atât de îndepărtate încât particulele în drum spre Pământ. pierde energia dobândită în sursă. Și la energii sub limita GZK, deviația particulelor de către câmpul magnetic al Galaxiei este încă mare, iar direcția de sosire a particulelor cu greu poate indica poziția sursei pe sfera cerească.

În căutarea surselor de raze cosmice de ultraînaltă energie, se utilizează o analiză a corelației direcției de sosire măsurată experimental a particulelor cu energii suficient de mari - astfel încât câmpurile Galaxiei să devieze ușor particulele din direcția către sursă. Instalațiile din generația anterioară nu au furnizat încă date convingătoare cu privire la corelarea direcției de sosire a particulelor cu coordonatele oricărei clase deosebit de distinse de obiecte astrofizice. Cele mai recente date de la observatorul Pierre Auger pot fi privite ca o speranță pentru obținerea în anii următori a datelor despre rolul surselor de tip AGN în crearea fluxurilor intense de particule cu o energie de ordinul limitei GZK.

Interesant este că unitatea AGASA a oferit indicii despre existența unor direcții „vide” (cele în care nu există surse cunoscute) de-a lungul cărora ajung două sau chiar trei particule în timpul de observare. Acest lucru a stârnit un mare interes în rândul fizicienilor implicați în cosmologie - știința originii și dezvoltării Universului, indisolubil legată de fizica particulelor elementare. Se dovedește că în unele modele ale structurii microcosmosului și dezvoltării Universului (teoria Big Bang), conservarea particulelor elementare supermasive cu o masă de aproximativ 1023-1024 eV, care ar trebui să constea din materie la stadiu incipient al Big Bang-ului, este prezis în Universul modern. Distribuția lor în Univers nu este foarte clară: pot fi fie distribuite uniform în spațiu, fie „atrase” de regiuni masive ale Universului. Caracteristica lor principală este că aceste particule sunt instabile și se pot descompune în altele mai ușoare, inclusiv protoni stabili, fotoni și neutrini, care dobândesc energii cinetice uriașe - mai mult de 1020 eV. Locurile în care astfel de particule sunt conservate (defecte topologice ale Universului) pot fi surse de protoni, fotoni sau neutrini de energie ultra-înaltă.

Ca și în cazul surselor galactice, existența acceleratorilor extragalactici ai razelor cosmice de ultraînaltă energie este confirmată de datele detectorilor de raze gamma, de exemplu, telescoapele instalației HESS, care vizează obiectele extragalactice enumerate mai sus - candidate pentru raze cosmice. surse.

Dintre acestea, nucleele galaxiilor active (AGN) cu jeturi de gaz s-au dovedit a fi cele mai promițătoare. Unul dintre cele mai bine studiate obiecte de la instalația HESS este galaxia M87 din constelația Fecioarei, la o distanță de 50 de milioane de ani lumină de Galaxia noastră. În centrul ei se află o gaură neagră, care furnizează energie pentru procesele din apropierea ei și, în special, pentru un jet de plasmă gigant aparținând acestei galaxii. Accelerația razelor cosmice în M87 este confirmată direct de observațiile radiației sale gamma, al căror spectru energetic al fotonilor cu o energie de 1-10 TeV (1012-1013 eV), observați la instalația HESS. Intensitatea observată a radiațiilor gamma de la M87 este de aproximativ 3% din cea a Crabului. Luând în considerare diferența de distanță până la aceste obiecte (5000 de ori), aceasta înseamnă că luminozitatea lui M87 depășește luminozitatea Crabului de 25 de milioane de ori!

Modelele de accelerație a particulelor create pentru acest obiect arată că intensitatea particulelor accelerate în M87 poate fi atât de mare încât chiar și la o distanță de 50 de milioane de ani lumină, contribuția acestei surse poate furniza intensitatea observată a razelor cosmice cu energii de peste 1019 eV. .

Dar iată misterul: în datele moderne despre EAS-uri în direcția acestei surse, nu există un exces de particule cu o energie de ordinul a 1019 eV. Dar nu se va manifesta această sursă în rezultatele viitoarelor experimente spațiale, la astfel de energii, când sursele îndepărtate nu mai contribuie la evenimentele observate? Situația cu o întrerupere a spectrului energetic poate fi repetată încă o dată, de exemplu, la o energie de 2 1020. Dar de această dată, sursa ar trebui să fie vizibilă în măsurătorile direcției traiectoriei particulei primare, deoarece energiile > 2·1020 eV sunt atât de mari încât particulele nu ar trebui să fie deviate în câmpurile magnetice galactice.

După cum puteți vedea, după un secol de studiere a razelor cosmice, așteptăm din nou noi descoperiri, de data aceasta radiații cosmice de ultra-înaltă energie, a cărei natură este încă necunoscută, dar poate juca un rol important în structura Universului. .

Literatură

Dobrotin N. A. Raze cosmice. - M.: Ed. Academia de Științe a URSS, 1963.

Murzin V. S. Introducere în fizica razelor cosmice. - M.: Ed. Universitatea de Stat din Moscova, 1988.

Panasyuk M. I. Rătăcitori ai Universului sau Ecoul Big Bang-ului. - Fryazino: „Vek2”, 2005.

Rossi B. Raze cosmice. - M.: Atomizdat, 1966.

Khrenov B. A. Meteorii relativiști // Știința în Rusia, 2001, nr. 4.

Khrenov B. A. și Panasyuk M. I. Mesageri ai spațiului cosmic: departe sau aproape? // Natura, 2006, nr. 2.

1. Razele cosmice (CR) sunt un flux de particule încărcate de energie mare care vin la suprafața Pământului aproximativ izotrop din toate direcțiile spațiului cosmic. Există raze cosmice primare și secundare.

CL primar vin pe Pământ din cosus Acestea includ CR galactice care vin din spațiu galactic și CR solare născute pe Soare în timpul erupțiilor.

CL secundar născut în atmosfera pământului. Ele se formează în timpul interacțiunii CR primare cu atomii materiei atmosferice.

Descoperirea CL este legată de studiul conductivității electrice a aerului. La începutul secolului XX. s-a stabilit în mod sigur că ^V0" B0W, conținut chiar și într-un vas etanș, este întotdeauna ionizat. După descoperirea radioactivității naturale, a devenit clar că sursa de ionizare se află în afara vasului care conține aer și este radiația radioactivă a rocilor. Prin urmare, odată cu creșterea altitudinii, ionizarea aerului ar trebui să scadă.

În 1912, austriacul Victor Hess a urcat într-un balon cu aer cald, cu un electroscop într-un vas închis ermetic, în care presiunea aerului a rămas constantă. El a constatat că în timpul ascensiunii spre primii 600 m, ionizarea aerului a scăzut. Dar, începând de la 600 m, a început să crească cu cât mai sus, cu atât mai repede. La o altitudine de 4800 m, concentrația de ioni a devenit de 4 ori mai mare decât la nivelul mării. Prin urmare, Hess a sugerat că radiațiile ionizante cu putere de penetrare foarte mare cad la limita atmosferei terestre din spațiul mondial.

Ulterior au fost efectuate experimente cu baloane. S-a dovedit că la o altitudine de 8400 m, ionizarea este de 10 ori mai mare decât la nivelul mării.La o altitudine de 20 km, atinge un maxim, iar odată cu creșterea în continuare începe să scadă. Acest lucru se explică prin faptul că la o altitudine de 20 km, ca urmare a interacțiunii (atmosfera CR primare, se creează cea mai mare concentrație de particule ionizante secundare.

2. Raze cosmice primare (PCR). Să luăm în considerare spectrul de energie, compoziția, intervalul și mecanismul de accelerare a particulelor în PCR

A. Energia PCR este foarte mare. Pentru majoritatea particulelor, aceasta depășește 10 GeV. Prin urmare, sarcina principală în detectarea particulelor PCR este ca particulele să încetinească în interiorul detectorului. Numai în acest caz este posibilă măsurarea energiei lor totale.

Pentru prima dată, spectrul de energie PCR a fost măsurat direct pe sateliții din seria Proton în 1965-69. Mai târziu, aceste măsurători au fost repetate pe sateliții Lunii și Marte în afara câmpului magnetic al Pământului. Energia particulelor de PCL a fost măsurată folosind un calorimetru de ionizare. Dispozitivul este un sistem de straturi de ținte nucleare, plăci fotografice și contoare. Interacționând cu nucleele țintă (metale grele), particula cosmică generează un flux de γ-quanta dure. În straturile de plumb, aceste γ - quante generează avalanșe puternice de particule ionizante, care sunt înregistrate în emulsii și contoare fotografice. Dacă grosimea straturilor calorimetrului este mare și toate particulele avalanșei rămân în ea, atunci energia particulei cosmice primare poate fi determinată din numărul lor. Calorimetrele cu ionizare au un volum de până la câțiva metri cubi. metri și cântărind până la 20 de tone.

Figura 166 arată dependența intensității I a fluxului de particule PCR de energia lor E pe o scară logaritmică. Intensitatea I se exprimă prin numărul de particule pe 1 m 2 de suprafață terestră dintr-un unghi solid de 1 sr în 1 s. Energia E este dată în gigaelectronvolți (1 GeV = 109V).

În intervalul de energie E de la 10 la 10 6 GeV, spectrul de energie este descris prin formula empirică I = AE - γ, ede A = 10 18 particule/m 2 sr-s, γ=1,6.

Fluxul total PCR este de aproximativ 104 particule/m2 sr. Energia maximă PCR ajunge la 10 11 GeV Aceasta înseamnă că PCR este o sursă unică de energii ultraînalte, deoarece energia maximă obținută în acceleratoare nu depășește 10 5 GeV. Dar există foarte puține particule cu energie E> 10 6 GeV. O suprafață de 1 m 2 reprezintă în medie o astfel de particule pe an.

Energia PCR este de origine netermică. Deci, în interiorul stelelor, energia medie a particulei este egală cu Еср = 3kT/2 = 3*1,4*10 -23 *10 9 /2 = 2,1*10 -14 J=0,1 MeV. Iar energia medie a particulelor PCR din apropierea Pământului este de 100 MeV, adică de 1000 de ori mai mult. Aceasta înseamnă că particulele cosmice sunt accelerate în unele procese astrofizice de natură electromagnetică.

b. Compoziția PCL. Radiația cosmică primară la locul sistemului solar este izotropă în direcție și constantă în timp. În funcție de compoziția PCL este împărțit în următoarele grupuri.

grupa r. Conține nuclee de hidrogen - protoni 1 1 p, deuteroni 2 1 D, tritoni 3 1 T

grupa α. Conține nuclee de heliu 4 2 He, 3 2 He.

L - grup (din engleza light - light). Conține nuclee ușoare de litiu, beriliu și bor.

Grupul M (mesolight - lumină medie). Conține nuclee de la carbon C la fluor F.

H - grupa (grea - grea). Conține nuclee grele de la neon Ne până la potasiu K.

VH - grup (foarte greu - foarte greu). Conține nuclee de la calciu Ca (Z=20) până la zinc Zn (z=30).

Grupa SH (supergrea - super grea). Conține - nuclee, începând cu galiu Ca

E - grup. Conține electroni e și pozitroni e + .

Spre deosebire de abundența de elemente în medie în Univers, în PCR există un conținut crescut de nuclee medii și grele: grupuri de nuclee medii L - de 150.000 de ori, grupurile H - de 2,5 ori, grupurile VH - de 60 de ori, grupurile SH- n de 14 ori .

Se remarcă în special abundența nucleelor ​​din grupul L. Se poate presupune că nucleele grupului L apar în PCR ca urmare a ciocnirilor nucleelor ​​cu z > 6 cu particule de gaz interstelar, constând în principal din hidrogen și heliu. . Ca urmare a reacției de fragmentare, nucleele grele sunt zdrobite și se obțin nuclee din grupa L. Dacă această ipoteză este acceptată, atunci este posibil să se estimeze calea medie parcursă de o particulă cosmică de la locul său de naștere până la Pământ.

în. Calea medie a particulelor în PCL. Lăsați gazul cosmic din nucleele de hidrogen să umple uniform spațiul cosmic. Un fascicul paralel de particule se propagă de-a lungul axei OA1 dintr-o sursă care generează particule grele a căror masă este mai mare decât masa nucleelor ​​grupului. Când particulele grele se ciocnesc cu nucleele de hidrogen, se formează nuclee ușoare din grupa I, mișcându-se în aceeași direcție.

Ca urmare a strivirii particulelor grele, intensitatea I t a fasciculului de particule grele

ar trebui să scadă cu distanța conform legii Bouguer, I t = I 0 exp(-σNx), (25.2) unde I este atunci intensitatea inițială a fasciculului de particule grele, N este concentrația nucleelor ​​de hidrogen din gazul cosmic. σ este secțiunea transversală efectivă a reacției de fragmentare nucleară cu formarea nucleelor ​​grupului L. Fie ca la fiecare ciocnire cu dispariția unei particule grele să apară doar o particulă ușoară din grupa L. Intensitatea fluxului de particule I va crește cu distanta conform legii I e , = I 0 - I t = I t . (25.3) Raportul de intensitate al particulelor ușoare și grele în PCR ar trebui să crească cu distanța I l /I t = /exp(-σNx)= exp(-σNx)-1

Indicând raportul I l / I t \u003d n, obținem: x \u003d 1p (n + l) / σN. (25,5). Raportul n= I l /I t = 15/(52+15+4)=1/5=0,2. Din estimări astrofizice, concentrația particulelor de praf - nuclee de hidrogen în spațiu este aproximativ egală cu 1 particulă în 1 cm 3, astfel încât n = 10 6 m -3. Secțiunea transversală efectivă a reacțiilor de fragmentare observate în condiții terestre ne permite să acceptăm valorile σ= 10 -30 m 2 . Prin urmare, x \u003d ln (1,2) / 10 -30 * 10 6 \u003d 2 * 10 23 m.

Distanțele cosmice în astrofizică sunt de obicei exprimate în parsecs. Prin definiție, un parsec este distanța de la care diametrul orbitei pământului (150 milioane km) este vizibil la un unghi de 1 secundă. Un parsec este o distanță foarte mare, 1 ps = 3*10 16 m. Exprimat în parsec, calea particulelor PCR către Pământ este x = 7000 kps.

Studiile astrofizice au stabilit că galaxia noastră are forma unei lentile biconvexe cu un diametru de 25 kpc și o grosime de până la 2 kpc, înconjurată de un Halo de gaz cosmic sub formă de minge.

mai mare decât nu numai diametrul Galaxy (25 kpc), ci și diametrul Halo (30 kpc). Prin urmare, rezultă că PCR-urile se nasc în afara galaxiei noastre.

Aparent, această concluzie nu este corectă. În primul rând, sa presupus că în fiecare reacție de fragmentare se naște doar o particulă din grupul L. De fapt, se pot naște mai multe dintre ele. Prin urmare, creșterea fluxului de particule din grupul L poate avea loc mai rapid și la o distanță x mai mică. În al doilea rând, s-a presupus că direcția de mișcare a particulelor nu se schimbă în toate coliziunile. Dar nu este. Natura mișcării particulelor PCR este mai apropiată de mișcarea particulelor browniene. Traiectoria lor este o linie întreruptă. Prin urmare, particulele PCR pot călători pe distanțe mult mai mari în interiorul galaxiei în comparație cu dimensiunile sale.

Estimări mai stricte duc la concluzia că cel puțin 90% dintre particulele PCR (razele galactice) se nasc în interiorul galaxiei. Și doar aproximativ 10% din particulele PCR provin din afara Galaxiei (razele metagalactice). Datorită naturii difuze a mișcării particulelor cosmice, informațiile despre poziția surselor de particule încărcate sunt șterse. Prin urmare, radiația cosmică, cu excepția cuantelor câmpului EM, este izotropă.

G. Mecanismul de accelerare a particulelor PCR. Ipoteza lui Fermi este cea mai probabilă. El a sugerat că în timpul exploziilor supernovelor se formează nori de plasmă magnetizată extinsă, care se împrăștie din epicentrul exploziei cu viteze extraordinare. Particulele încărcate în coliziunile viitoare cu astfel de nori sunt reflectate de ei. În conformitate cu legea conservării impulsului, componenta radială absolută a vitezei particulelor crește în acest caz de două ori viteza norului, υ 2 R = - υ 1 R + 2υ 0 . Dacă particula ajunge din urmă cu norul, atunci viteza acestuia scade. Dar astfel de particule pot fi doar cele care s-au născut în interiorul stelei. Și pentru acele particule care se află în afara stelei, se realizează contra mișcări. Prin urmare, energia cinetică a particulelor cosmice crește cu timpul.

3. Originea PKJI. Există 4 surse principale de PCR: novae,

supernove, pulsari, quasari.

A. Stele noi (NZ)- Acestea sunt sisteme stelare binare apropiate, cu o masă totală de 1-5 mase solare, care se rotesc în jurul unui centru de masă comun. Înainte de focar, au o magnitudine vizuală de 4-5 unități.

În timpul unui fulger în decurs de 1-100 de zile pământești, luminozitatea lor crește de 100-1.000.000 de ori. După aceea, pe parcursul mai multor ani, scade la valoarea sa inițială. În timpul fulgerului, NS radiază aproximativ 10 38 J de energie. La câțiva ani după izbucnire, la locul NS se găsește un înveliș gazos sferic cu o viteză de expansiune radială = 1000 km/s. Masa cochiliei este de aproximativ 0,01 din masa Soarelui, energia sa cinetică este de aproximativ 10 39 J.

Motivul izbucnirii NS este că acreția are loc într-un sistem binar - fluxul de materie de la o pitică roșie rece la o pitică albă fierbinte. Ca urmare, echilibrul dintre forțele gravitaționale, pe de o parte, și forțele de presiune optică și gaz-cinetică, pe de altă parte, este perturbat într-o stea fierbinte. Aceasta are ca rezultat explozia unei stele fierbinți.

Flash-urile NZ sunt frecvente. Într-un an, 100-200 de NZ-uri izbucnesc în galaxia noastră. Ele nu sunt de natură catastrofală și se repetă în unele stele în luni și ani. O anumită fracțiune de particule PCR poate proveni din învelișuri NS.

b. Supernove (SNZ). Acesta este numele stelelor, a căror luminozitate în timpul izbucnirii devine proporțională cu luminozitatea galaxiei căreia îi aparține. Deci, SNZ din 1885, în nebuloasa Andromeda, avea luminozitatea întregii galaxii. Cantitatea de energie emisă în timpul exploziei SNZ este de aproximativ 10 44 J. Este de un milion de ori mai mare decât energia exploziei NS. În Galaxia noastră, un SNZ se aprinde în medie o dată la 300 de ani. Ultimul SNZ a fost observat de Kepler în 1604 (SNZ-ul lui Kepler).

Luminozitatea maximă a SNZ este de 1-3 săptămâni. Cochilia vărsată de stea are o masă de până la 10.000 de mase solare și o viteză de până la 20.000 km/s. Multe particule PCR provin, de asemenea, din aceste învelișuri. După explozia SNZ-ului, în locul lor se găsesc nebuloase și pulsari. Până în prezent, au fost găsite aproximativ 90 de rămășițe de SNZ. Se poate presupune că mecanismul de formare a SNZ se bazează pe regularitatea: cu cât masa nucleelor ​​atomice este mai mare, cu atât este mai mare temperatura la care are loc reacția fuziunii lor termonucleare.

Când o protostea ia naștere dintr-o nebuloasă de gaz și praf, întregul spațiu al nebuloasei este umplut cu hidrogen. Datorită contracției gravitaționale a norului, temperatura crește treptat. Când se atinge temperatura T=10 7 K, începe reacția lentă de sinteză a protonilor în deuteroni. Începe ciclul proton-proton.

Protostea se încălzește pentru a străluci și se transformă într-o stea. Forțele gravitaționale sunt echilibrate de forțele presiunii gaz-cinetice ușoare. Compresia este suspendată. Echilibrul relativ este stabilit pentru perioada de ardere a hidrogenului.

După ce cea mai mare parte a hidrogenului este transformată în heliu, steaua începe să se răcească, presiunea luminii scade rapid. Reacția de fuziune a heliului nu începe deoarece temperatura T1 nu este suficientă pentru fuziunea nucleelor ​​de heliu. În procesul de contracție gravitațională a unei stele, temperatura acesteia crește treptat. Forțele gravitației cresc direct

proporţional cu l/r 2 , prin urmare, la atingerea temperaturii T 1, echilibrul nu are loc, întrucât temperatura T 1 corespunde în acest caz unui volum mai mic al stelei. Comprimarea și creșterea temperaturii continuă, iar la o anumită temperatură T 2 =10 8 K începe reacția de fuziune a nucleelor ​​de heliu: 3 4 2 He-> 12 6 C + 7,22 MeV (τ = 10 ani), iar mai departe: ( 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)

După arderea heliului, se formează un nucleu dens al unei stele, conținutul nucleului este carbon C-12, oxigen 0-16, neon Ne-20, magneziu Mg-24. Mai mult, cursul evoluției unei stele poate continua într-un mod similar. La o anumită temperatură T 3 > T 2, reacția de fuziune a nucleelor ​​carbon-magneziu este excitată. Acest ciclu ar trebui finalizat prin formarea nucleelor ​​de siliciu Si-26 și fosfor P-31.

Și, în final, la o temperatură T 4 > T 3 se poate iniția ultima etapă a reacției exoterme de sinteza a nucleelor ​​de siliciu și fosfor, care ar trebui să se încheie cu formarea nucleelor ​​56 26 Fe, 59 27 Co, 57 28 Ni.

Aceasta este o schemă idealizată. De fapt, aceste procese se pot suprapune. În centrul stelei, reacțiile de fuziune ale nucleelor ​​mai grele pot avea loc la o temperatură mai mare, iar la periferie pot avea loc reacții de fuziune ale nucleelor ​​mai puțin grele la temperaturi mai scăzute. Și în cele mai multe cazuri, evoluția unei stele decurge fără probleme. Dar uneori există o astfel de combinație de masă, compoziție, dimensiune și alți parametri ai stelei, încât echilibrul este perturbat. Sub influența gravitației, materia stelei se împinge rapid spre centru, iar steaua se prăbușește. Densitatea mare, temperatura și presiunea din miezul unei stele pot duce, în unele cazuri, la o eliberare rapidă de energii enorme. De exemplu, ca rezultat al unei astfel de reacții: 16 8 O + 16 8 O \u003d 32 16 S + 16,5 MeV. (25,8)

Steaua explodează, dând naștere unei supernove. Dacă luăm în considerare energia exploziei SNZ E = 10 44 J și frecvența repetărilor acestora, rezultă că 1% din explozia SNZ este suficientă pentru a menține densitatea medie de energie a PCR.

în. Pulsari(surse pulsatorii de emisie radio) sunt stele neutronice mici, de până la 20 km în diametru, care au apărut ca urmare a comprimării gravitaționale rapide a resturilor de supernove. Densitatea stelelor neutronice ajunge la 1012 kg/m 3 , ceea ce este aproape de densitatea materiei din nucleele atomice.

Ca urmare a comprimării rămășițelor stelei, inducția câmpului magnetic la suprafață atinge valori enorme de ordinul a 10 9 T. Pentru comparație: inducția maximă a câmpului magnetic obținut într-un experiment fizic (în solenoizi pulsați) nu depășește 10 2 T. Datorită dimensiunilor reduse, viteza de rotație a stelelor neutronice poate ajunge la 1000 Hz. O astfel de stea magnetică care se rotește rapid induce un câmp electric vortex în jurul ei. Acest câmp accelerează particulele de plasmă care înconjoară pulsarul la energii mari. Nucleii accelerează până la 10 20 eV, electronii - până la 10 12 eV. După ce se îndepărtează de pulsar, aceste particule rapide reînnoiesc compoziția PCR.

Particulele încărcate care zboară din spațiu în câmpul magnetic al pulsarului se rotesc în jurul liniilor de forță, emitând radiații sincrotron în domeniul radio. Această radiație este deosebit de puternică în direcția polilor magnetici. Deoarece axa de rotație a pulsarului nu coincide cu axa magnetică, fasciculul de emisie radio descrie un con. Dacă Pământul se află în peretele acestui con, atunci un semnal este înregistrat periodic pe el în momentul în care fasciculul polar de emisie radio traversează Pământul.

Din cauza pierderii de energie, perioada pulsarilor crește. Prin urmare, cu cât pulsarul este mai tânăr, cu atât frecvența de rotație a acestuia este mai mare. În prezent, se cunosc câteva sute de pulsari, perioadele lor variază de la 0,033 s la 4,8 s.

Quazari(Prescurtare pentru sursa radio cvasi-stelară în engleză) - cvasi-stele, asemănătoare stelelor. Ele sunt asemănătoare stelelor în aspect optic și similare cu nebuloasele în natura spectrelor. În spectrele quasarelor, există o deplasare către roșu uriașă, de 2-6 ori mai mare decât cea mai mare cunoscută din Galaxie. În domeniul vizibil, de exemplu, se observă linia UV a capului din seria Lyman (D = 121,6 nm în cadrul de referință al gazului care emite).

După ce s-a determinat prin formula deplasării de frecvență Doppler ν=ν 0 √((1±β)/(1-+β)), unde β=υ/с, viteza radială υ a quasarului în raport cu Pământul și folosind legea empirică Hubble υ = Нr, unde H=1,3-10 -18 s -1 este constanta Hubble, puteți calcula distanța până la quasarul r. Distanțele până la quasar s-au dovedit a fi gigantice. Ordinea lor este r~10 10 ps. Aceasta este de un milion de ori mai mare decât galaxia noastră. Luminozitatea quasarului variază cu o perioadă T de aproximativ 1 oră. Deoarece diametrul unui quasar nu poate depăși c * T, unde c este viteza luminii în vid, se dovedește că dimensiunea quasarului este mică, nu mai mult decât diametrul orbitei lui Uranus (4 * 10 12 m) . Ținând cont de marea depărtare a quasarelor, reiese că aceștia trebuie să radieze o putere gigantică de ordinul a 10 45 W, comparabilă cu Galaxiile, într-un volum relativ mic de spațiu. Astfel de obiecte super-puternice ar trebui să arunce în spațiu fluxuri de particule de înaltă energie. Mecanismul energetic al quasarelor este neclar. Cu un consum atât de mare de energie, stadiul activ al quasarului ar trebui limitat la 10 mii de ani. Până în prezent, dintre obiectele optice, aproximativ 200 sunt considerate quasari.

4. Raze cosmice solare. Soarele este cea mai apropiată stea de Pământ. Această stea se află într-o stare staționară și, prin urmare, nu este nicio sursă vizibilă de PCR la scara galaxiei. Dar, deoarece Pământul este foarte aproape de Soare, este la îndemâna plasma care curge din Soare - vântul solar. Vântul solar este format din protoni și electroni. Are originea în fluxuri gazodinamice ascendente - torțe în stratul fotosferă și se dezvoltă în cromosferă.

Energia particulelor vântului solar, dar în comparație cu razele galactice, este foarte mică: pentru electroni E≈10 4 eV, pentru protoni nu mai mult de 10 11 N eV. În timpul activării proceselor explozive de la suprafața Soarelui (perioada activității solare), concentrația de particule din vântul solar pe orbita Pământului este de sute de ori mai mare decât concentrația de particule din razele galactice. Prin urmare, influența vântului solar asupra proceselor terestre în timpul perioadei de activitate solară este mult mai vizibilă în comparație cu razele galactice. În acest moment, comunicația radio este întreruptă, apar furtuni geomagnetice și aurore. Dar, în medie, contribuția razelor cosmice solare la Pământ este mică. Este de 1-3% în intensitate.

5. Raze cosmice secundare este fluxul de particule produse în timpul interacțiunii PCR cu materia atmosferei Pământului. Adesea trecerea unei particule într-o substanță este caracterizată de calea medie l înainte de interacțiunea cu miezul mediului. Adesea, cursa medie este exprimată prin masa unei substanțe într-o coloană cu o suprafață de 1 cm 2 și o înălțime l. Astfel, întreaga grosime a atmosferei terestre este de 1000 g/cm2. Pentru protoni, intervalul l corespunde la 70-80 g/cm 2 , pentru particulele α - 25 g/cm 2 , pentru nucleele mai grele această valoare este chiar mai mică. Probabilitatea ca un proton să ajungă la suprafața pământului se găsește din legea lui Bouguer. I/I 0 =exp(-x/l)=exp(-1000/70)≈10 -7 . Din cele 10 milioane de protoni primari, doar unul va ajunge pe Pământ. Pentru particulele α și nuclee, acest număr este și mai mic. În razele cosmice secundare se disting 3 componente: nuclear-activ (hadron), dur (muon) și moale (electron-foton).

A. Componentă activă nucleară conține protoni și neutroni care provin din interacțiunea dintre protoni și alte particule de PCR de înaltă energie E 0 > 1 GeV cu nucleele atomilor din atmosfera terestră, în principal azot N și oxigen O. Când o particulă lovește un nucleu, aproximativ jumătate din energia sa este cheltuită pentru eliminarea mai multor nucleoni cu energii E≈0,2 GeV, pentru excitarea nucleului final și pentru producerea multiplă de particule relativiste. Practic, aceștia sunt pioni π + , π 0 , π - . Numărul lor per proton primar cu energie E 0 ≈0,2 GeV poate ajunge până la 10. Un nucleu excitat, în descompunere, emite mai mulți nucleoni sau particule α. Nucleonii emergenti si particula primara, care interactioneaza cu nucleii atmosferei, duc la dezvoltarea unei cascade nucleare. Protonii și alte particule contaminate cu energie scăzută care apar în fiecare eveniment de coliziune sunt încetinite rapid și absorbite ca urmare a pierderilor de ionizare. Neutronii, pe de altă parte, participă la multiplicarea în continuare a particulelor nuclear-active până la cele mai joase energii.

b. Componenta tare (muonica). se naște într-o cascadă nucleară de pioni încărcați cu o energie de E≤100 GeV, care se descompun după schema: π ± →μ ± + ν μ (ṽ μ), unde μ ± sunt muoni încărcați. Masa lor în repaus este de 207m e , iar durata medie de viață în propriul cadru de referință τ 0 =2*10 6 s; ν m (ṽ m) - neutrin muon (antineutrin). Muonii, la rândul lor, se descompun conform schemei: μ - →e - *ṽ, μ + →e + *ν. Deoarece vitezele muonilor sunt apropiate de viteza luminii, atunci, în conformitate cu teoria relativității, durata lor medie de viață în cadrul de referință asociat cu Pământul se dovedește a fi destul de mare. Drept urmare, muonii au timp să treacă prin întreaga atmosferă și chiar prin aproximativ 20 m de sol. Acest lucru se datorează și faptului că muonii și cu atât mai mult neutrinii interacționează slab cu materia. De aceea, fluxul de muoni și neutrini este numit componenta dura sau penetrantă a razelor cosmice secundare.

e. Componentă moale (electron-foton). Sursa sa principală sunt pionii neutri π 0 formați într-o coliziune nucleară. În comparație cu pionii încărcați π + și π - , a căror durată de viață este de 2*10 -6 s, pionii neutri se descompun mai repede, durata lor medie de viață este τ=1,8*10 -16 s. De la locul nașterii, pionul π 0 are timp să parcurgă o distanță nesemnificativă x≈c*τ= 3*10 8 *1,8*10 -16 = 5*10 -8 m și se descompune în două γ de înaltă energie. -quanta: π0 → γ + γ. Aceste γ-quante energetice din câmpul nucleelor ​​se descompun în perechi electron-pozitron, γ → e - + e +.Fiecare dintre electronii rezultați are o viteză mare și, la ciocnirea cu nucleele, emite bremsstrahlung γ-quanta, e - → e - + γ.. Și așa mai departe. Are loc un proces asemănător unei avalanșe.

O creștere a numărului de electroni, pozitroni și γ-quanta va avea loc până când energia particulelor scade la 72 MeV. După aceea, pierderile predominante de energie se datorează ionizării atomilor din particule și împrăștierii Comptoion în razele γ. Creșterea numărului de particule din duș se oprește, iar particulele sale individuale sunt absorbite. Dezvoltarea maximă a componentei moale are loc la o altitudine de aproximativ 15 km.

La energii foarte mari ale particulelor primare E 0 >. Avalanșele în cascadă de electroni-fotoni de 10 5 GeV din atmosfera Pământului dobândesc caracteristicile specifice unor averse de aer extinse. Dezvoltarea unui astfel de duș începe la o altitudine de 20-25 km. Numărul total de particule poate ajunge la 10 8 -10 9 . Deoarece o particulă din duș are o energie de aproximativ 1 GeV, energia particulei primare poate fi estimată din numărul de particule din duș.

Existența unor astfel de averse în cascadă a fost descoperită în 1938 de francezul Pierre Auger. Prin urmare, ele sunt adesea numite dușuri Auger.