Kosmiska strålar. Kosmiska strålar: sammansättning och ursprung. Modulationseffekter i kosmiska strålar

kosmiska strålar

Vad är kosmiska strålar?

Reser genom universums oändliga vidder, möter många överraskningar och alla möjliga yttre influenser längs vägen. Och en av dessa influenser är strålar från rymden.
kosmiska strålar - det här är partiklar som har och inte har en laddning, som kommer från de universella vidderna till jordens yta och dröjer kvar i vår planets luftskal. Fysik av kosmiska strålar har blivit ett område med en mycket lovande framtid. För genom att studera kosmiska strålar kan forskare bättre förstå de processer som sker i stjärnor , i vår och inte bara Galaxer . Sådana enorma möjligheter kommer att kunna ge oss kosmiska strålar .

Kosmiska strålars fysik och upptäcktens historia

kosmiska strålar blev känd av en slump 1900 t.ex. vid mätning av mängden jonisering och elektrisk ledningsförmåga hos gasen, med hjälp av elektroskop. tyska fysiker Julius Elster och Hans Geitel autonomt från varandra gjorde upptäckten av ett okänt naturligt ursprung för luftjonisering.

skotsk fysiker Charles Wilson medan du är i Storbritannien och arbetar med joniseringskammare , drog slutsatsen att den inkommande strålningen har en utomjordisk orsak. Med hjälp av en skärmad kamera fann Wilson att den penetrerande egenskapen hos okänd strålning är starkare än den hos röntgenstrålar och gammastrålar, och gav den ett namn. ultra-gamma jonisering .

Tyvärr, efterföljande studie kosmiska strålar något saktade ner processen att studera fysik inom detta område. Ernest Rutherford , gjorde samtidigt många experiment på skyddet av detektorn med bly och gav en förklaring till detta, som konstruktionsmaterialets gammaaktivitet. Senare gav den känsligaste elektrometern resultat som visade att joniseringen blev mindre över vattenkroppar och det föreslogs att denna jonisering är en konsekvens av litosfärens radioaktivitet i gammaspektrat. Jag tycker det är väldigt roligt – det som kom ifrån Plats tolkas som om källan fanns i jorden.
Forskare har samlat in experimentella data under mycket lång tid. De experimenterade både direkt på marken och på höjden, till exempel på Eiffeltornet och på en ballong. Och efter passagen 25 år, i 25 förra seklets år, vetenskapsman fysiker Robert Milliken från Amerika genomförde en serie mätningar av vattenabsorption av strålning på hög höjd i reservoarer belägna på en höjd 3.6 och om 2 -x km. Som ett resultat av mätningarna visade det sig att strålning riktad ner genom luften.
Milliken första gången jag kallar detta fenomen kosmiska strålar . Vi kommer att betrakta detta som ett verkligt genombrott i studiet av detta fenomen. Men ändå, ursprunget till kosmiska strålar forskarna förstod inte. Ett stort bidrag till förståelsen av strålar gjordes av den sovjetiska fysikern Dmitry Skobeltsin . Det slog han fast genom experiment kosmiska strålar Dessa är partiklar som har en elektrisk laddning och orsakar i luften duschar partiklar. Senare duschteori dessa partiklar studeras av en fysiker Lev Landau .
PÅ 36 år av förra seklet Victor Hess belönades med Nobelpriset för att ha upptäckt kosmiska strålar . 24 år gick innan det grundläggande värdet av detta fenomen insågs. Vid den tiden var det redan klart att kosmiska strålar dessa är i de flesta fall partiklar med positiv laddning och mycket hög energi.
Studietid fr.o.m 30 -x till 55 s, blev en era grundläggande partiklar i kosmiska strålar . Vid den tiden upptäckte steg för steg: positroner, myoner, bi-mesoner etc. Ju kraftfullare acceleratorerna blev, desto högre steg den aktiva energiregionen i fysiken, vilket gjorde det möjligt att i detalj studera fenomenen i kosmiska strålar . Men de övre gränserna för energi, som i kosmiska strålar är nu 3x10 20 elektronvolt, som tidigare, är en storleksordning överlägsen resultaten i laboratorier.

Till exempel, för att förstå överlägsenhet: in TANK (Stor Hadron Collider) partiklar accelereras till energi i 14x10 12 grad av elektronvolt, vilket är ca 10 miljoner gånger mindre. Förresten, kom ihåg den tidsperiod då de sa det TANK kommer att orsaka uppkomsten av svarta hål, vilket kommer att leda till mänsklighetens död. Som följer av ovanstående har det i atmosfären under mycket lång tid förekommit händelser som är energimässigt mer kraftfulla än vad som skapas i TANK . Och detta hindrade inte mänsklighetens utveckling. Cosmoluchi som om de är det naturliga acceleratorer«.
Uppenbarligen de flesta kosmiska strålar flyger till oss från Sol . Men i 1960 år V.L. Ginzburg och S. I. Syrovatsky uttryckte den uppfattningen att kosmiska strålar föds i galaxen under en supernovaexplosion. Och redan senare 8 år detekteras högenergigammastrålar som kommer från galaxen. I framtiden utvecklades forskarnas teorier för övervägande extragalaktisk spår kosmiska strålar och partiklar från det unga universum.
Tillräckligt historien om kosmiska strålar , låt oss diskutera utifrån vad består av kosmiska strålar .

Sammansättning av kosmiska strålar och ursprung

Som nämnts tidigare, genom kosmiska strålar , empiriskt registrerade sådana partiklar som positron, myon, bi-meson . Däremot inom kosmiska strålar dessa partiklar är mycket få. Mest kosmiska strålar utgöra protoner , det handlar om 90% från alla strålar som kommer från rymden. Nära 7% utgöra alfapartiklar , dvs. heliumkärnor , och bara en liten del av ca 1% dessa kärnor är en storleksordning tyngre, t.ex. kol och järn . Överraskande nog kommer dessa "tunga" kärnor ifrån galaxer .
kosmiska strålar anländer från vår stjärna har en sammansättning, i de flesta fall är dessa protoner 98% . Vad kosmiska strålar från galaxen består av tunga kärnor, förklaras det elementärt att de föds som ett resultat av bildningen (explosion) supernovor .
Förresten, kosmiska strålar bekräftad SEDAN (Relativitetsteorin ). Det som gör det ännu viktigare kosmiska strålar .
När proton interagerar med jordens atmosfär dusch av partiklar . Låt oss överväga detta fenomen mer detaljerat. När den exponeras kosmiska strålar in i atomkärnor av luftgaser, i de flesta fall med kärnor N 2 och O2 , primär kosmiska strålar , som regel ger upphov till ett stort antal sekundära partiklar joner, protoner, neutroner, myoner, elektroner, positroner och fotoner . Denna bäck har ett enormt område och heter stor stämningsfull dusch . För en interaktion ger protonen som regel upp ungefär hälften av sin energipotential. Som ett resultat av denna handling är födda i de flesta fall pioner . Varje efterföljande handling av primärpartikeln skapar en ström av nya partiklar som fäster vid primärpartikelns bana, vilket skapar dusch . Skapad pioner som regel påverkar de luftens atomkärnor, men de kan också förstöras och skapa muonic och elektron-fotonisk flödeskomponenter. Som ett resultat når partikelkärnorna så småningom inte jorden "reinkarnerande" in muoner, neutriner och gammastrålar .

Detektering av kosmiska strålar

Hur upptäcks strålar från rymden och vilka data vill forskare få från detta fenomen?

Därför att energispektrum kosmiska strålar enormt av 10 6 innan 10 20 elektron-volt , metoderna för deras upptäckt och övervakning är extremt olika. Till exempel är dessa markstrukturer av ett stort territorium för att detektera stora luftkaskader ( duschar ). Dessa strukturer kan avslöja spår kosmiska strålar , med en bred del av himlen som observeras. Dessa detektorer kan fungera över 90% tid. Tyvärr är dessa anläggningar mycket känsliga för bakgrundsstrålning , och ibland är det mycket svårt att skilja mellan partiklar som anlände från rymden och jordlevande partiklar.

Cherenkov strålning
Ett annat sätt att registrera sig är att använda Cherenkov strålning . När vissa partiklar, som kosmiska partiklar, rör sig snabbare ljusets hastighet i någon miljö, dyker upp strålning kallad Cherenkov , som upptäcks. Dessa teleskop, även om de perfekt kan skilja mellan bakgrundsradioaktivitet och kosmiska strålar , men de fungerar bara vid klart nattväder, när det inte finns någon måne på himlen och de har ett litet synfält. Och sådana teleskop kan utforska under en kort tid.

Teleskop Veritas
Det mest populära teleskopet som upptäcker Cherenkov-strålning är Veritas och Har . Teleskop upptäcker gammastrålning , dvs. Cherenkov. De kunde ge ett enormt bidrag till studiet av pulsarer, kvasarer, stjärnhopar, gammastrålningskurar och till studien ursprunget till kosmiska strålar , som ligger utanför galaxen och det supermassiva svarta hålet, som är Vintergatans centrum.
Det finns andra sätt att registrera sig kosmiska strålar , såväl som konsekvenserna som orsakas av dem, men alla är bara förknippade med deras exponering för något material, oavsett om det är plast, kväve eller övermättad vattenånga, etc.

Användningen av kosmiska strålar

Finns det någon praktisk tillämpning av kosmiska strålar?!

Egyptens pyramider
Defenitivt Ja. Till exempel studier av byggnader Egyptiska pyramider . I exponeringsprocessen kosmiska strålar på atmosfären, som nämnts ovan myoner . Och med hjälp muon-röntgen eller, som det står i "Naturlig" , kunde forskare "se" de fortfarande outforskade tomrummen i pyramiderna. I allmänhet talar detta för att nuvarande grundläggande partikelfysik och kosmiska strålar kommer att kunna göra nya upptäckter inom arkeologi.

Neutrino
Men låt oss ta en bredare titt på detta fenomen. Faktiskt, kosmiska strålar tjäna som källor till dessa "glippiga" neutrino stör den vetenskapliga världen. Mest troligt, kosmiska strålar kan ge oss information om sådant teoretisk» partiklar som magneto monopoler eller gravitationer , som vi ännu inte kan undersöka, på grund av oförmågan att skapa de nödvändiga förutsättningarna med våra moderna acceleratorer. Förutom, bakgrundsstrålning detta är en av sorterna kosmiska strålar . Och norrskenet är också en konsekvens av manifestationen kosmiska strålar .

Kosmisk strålning (strålning) är partiklar som fyller det interstellära rymden och ständigt bombarderar jorden. De upptäcktes 1912 av den österrikiska fysikern Hess med hjälp av en joniseringskammare i en ballong. De maximala energierna för kosmiska strålar är 10 21 eV, dvs. är många storleksordningar högre än de energier som finns tillgängliga för moderna acceleratorer (10 12 eV). Därför spelar studiet av kosmiska strålar en viktig roll inte bara i kosmisk fysik, utan också i elementarpartikelfysik. Ett antal elementarpartiklar upptäcktes först just i kosmiska strålar (positron - Anderson, 1932; myon () - Neddermeyer och Anderson, 1937; pion () - Powell, 1947). Även om sammansättningen av kosmiska strålar inte bara inkluderar laddade, utan även neutrala partiklar (särskilt många fotoner och neutriner), brukar laddade partiklar kallas kosmiska strålar.

När man diskuterar kosmiska strålar är det nödvändigt att klargöra vilka strålar som diskuteras. Det finns följande typer av kosmiska strålar:

1. Galaktiska kosmiska strålar - kosmiska partiklar som kommer till jorden från tarmarna i vår galax. De inkluderar inte partiklar som genereras av solen.

2. solens kosmiska strålar är kosmiska partiklar som genereras av solen.

Flödet av galaktiska kosmiska strålar som bombarderar jorden är ungefär isotropiskt och konstant i tid och uppgår till 1 partikel/cm 2 sek (innan de går in i jordens atmosfär). Energitätheten för galaktiska kosmiska strålar är 1 eV/cm 3 , vilket är jämförbart med den totala energin av elektromagnetisk strålning från stjärnor, termisk rörelse av interstellär gas och det galaktiska magnetfältet. Således är kosmiska strålar en viktig komponent i galaxen.

Sammansättning av galaktiska kosmiska strålar:

Nukleär komponent- 93 % protoner, 6,5 % heliumkärnor,<1% более тяжелых ядер (т.е. отвечает распространенности ядер во Вселенной).

Elektroner. Deras antal är 1% av antalet kärnor.

Positroner. Deras antal är 10% av antalet elektroner.

anti-hadronerär mindre än 1 %.

Energierna hos galaktiska kosmiska strålar täcker ett enormt område - minst 15 storleksordningar (10 6 -10 21 eV). Deras flöde för partiklar med E>10 9 eV minskar snabbt med ökande energi. Kärnkomponentens energispektrum, exklusive lågenergier, lyder uttrycket

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

där no är en konstant och 2,7 vid E<10 15 ýÂ è 3.1-3.2 ïðè E>10 15 eV. Energispektrumet för den nukleära komponenten visas i fig. 15.6.

Flödet av ultrahögenergipartiklar är extremt litet. Så i genomsnitt faller inte mer än en partikel med en energi på 10 20 eV på ett område på 10 km 2 per år. Spektrumets natur för elektroner med energier >10 9 eV liknar den som visas i fig. 15.6. Flödet av galaktiska kosmiska strålar har inte förändrats på minst 1 miljard år.

Galaktiska kosmiska strålar har uppenbarligen ett icke-termiskt ursprung. I själva verket nås maximala temperaturer (10 9 K) i mitten av stjärnor. I detta fall är energin för partiklarnas termiska rörelse 10 5 eV. Samtidigt har partiklar av galaktiska kosmiska strålar som når jordens närhet huvudsakligen energier >10 8 ýÂ.

Ris. 15.6. Energispektrumet för den nukleära komponenten i rymden

strålar. Energi ges i masscentrumsystemet.

Det finns goda skäl att tro att kosmiska strålar genereras främst av supernovaexplosioner (andra källor till kosmisk strålning är pulsarer, radiogalaxer, kvasarer). I vår galax inträffar supernovaexplosioner i genomsnitt minst en gång vart 100:e år. Det är lätt att räkna ut att för att upprätthålla den observerade energitätheten hos kosmiska strålar (1 eV/cm 3 ), är det tillräckligt att överföra endast några få procent av explosionskraften till dem. Protoner, tyngre kärnor, elektroner och positroner som skjuts ut under supernovaexplosioner accelereras ytterligare i specifika astrofysiska processer (vilka kommer att diskuteras nedan), och förvärvar energiegenskaper som är inneboende i kosmiska strålar.

Det finns praktiskt taget inga metagalaktiska strålar i sammansättningen av kosmiska strålar; fångade i vår galax utifrån. Alla observerade egenskaper hos kosmiska strålar kan förklaras utifrån att de bildas, ackumuleras och hålls kvar i vår galax under lång tid, långsamt flyter ut i det intergalaktiska rymden. Om kosmiska partiklar rörde sig i en rak linje skulle de lämna galaxen några tusen år efter deras ursprung. En sådan snabb läcka skulle leda till oersättliga förluster och en kraftig minskning av intensiteten av kosmiska strålar.

Faktum är att närvaron av ett interstellärt magnetfält med en mycket intrasslad konfiguration av fältlinjer tvingar laddade partiklar att röra sig längs komplexa banor (denna rörelse liknar diffusion av molekyler), vilket ökar uppehållstiden för dessa partiklar i galaxen med tusentals gånger . Åldern för huvudmassan av kosmiska strålpartiklar uppskattas till tiotals miljoner år. Kosmiska partiklar av ultrahög energi avleds svagt av det galaktiska magnetfältet och lämnar galaxen relativt snabbt. Detta kan förklara brottet i spektrumet av kosmiska strålar vid en energi på 310 15 ýÂ.

Låt oss uppehålla oss mycket kort vid problemet med accelerationen av kosmiska strålar. Kosmiska strålpartiklar rör sig i ett försålt och elektriskt neutralt kosmiskt plasma. Den har inga betydande elektrostatiska fält som kan accelerera laddade partiklar på grund av potentialskillnaden mellan olika punkter i banan. Men i plasma kan elektriska fält av induktion och pulstyper uppstå. Så det elektriska induktionsfältet (virvel) uppträder, som bekant, med en ökning av magnetfältets styrka över tiden (den så kallade betatroneffekten). Accelerationen av partiklar kan också orsakas av deras interaktion med plasmavågornas elektriska fält i områden med intensiv plasmaturbulens. Det finns andra accelerationsmekanismer som vi inte kan uppehålla oss vid i denna kurs. En mer detaljerad undersökning visar att de föreslagna accelerationsmekanismerna är kapabla att ge en ökning av energin hos laddade partiklar som skjuts ut i supernovaexplosioner från 10 5 till 10 21 ýÂ.

Laddade partiklar som sänds ut av solen - solens kosmiska strålar - en mycket viktig komponent i kosmisk strålning som bombarderar jorden. Dessa partiklar accelereras till höga energier i den övre delen av solens atmosfär under solutbrott. Solflammor är föremål för vissa tidscykler. Den mest kraftfulla återkommer med en period på 11 år, den mindre kraftfulla - med en period på 27 dagar. Kraftfulla solutbrott kan öka flödet av kosmiska strålar som infaller på jorden från solens riktning med en faktor på 106 jämfört med den galaktiska.

Jämfört med galaktiska kosmiska strålar innehåller solens kosmiska strålar fler protoner (upp till 98-99% av alla kärnor) och följaktligen färre heliumkärnor (1,5%). Det finns praktiskt taget inga andra kärnor i dem. Innehållet av kärnor med Z2 i solens kosmiska strålar återspeglar sammansättningen av solatmosfären. Energierna hos solpartiklarnas kosmiska strålar varierar i intervallet 10 5 -10 11 eV. Deras energispektrum har formen av en effektfunktion (15,5), där - minskar från 7 till 2 när energin minskar.

Alla ovanstående egenskaper hos kosmiska strålar hänvisar till kosmiska partiklar innan de kommer in i jordens atmosfär, d.v.s. till den sk primär kosmisk strålning. Som ett resultat av interaktion med atmosfäriska kärnor (främst syre och kväve), skapar högenergipartiklar av primär kosmisk strålning (främst protoner) ett stort antal sekundära partiklar - hadroner (pioner, protoner, neutroner, antinukleoner, etc.), leptoner (myoner, elektroner, positroner, neutriner) och fotoner. En komplex flerstegs kaskadprocess utvecklas. Den kinetiska energin hos sekundära partiklar spenderas huvudsakligen på jonisering av atmosfären.

Tjockleken på jordens atmosfär är cirka 1000 g/cm2. Samtidigt är intervallet för högenergiprotoner i luft 70-80 g/cm 2 och det för heliumkärnor är 20-30 g/cm 2 . Således kan en högenergiproton uppleva upp till 15 kollisioner med atmosfäriska kärnor, och sannolikheten att nå havsnivån för en primär proton är extremt liten. Den första kollisionen sker vanligtvis på en höjd av 20 km.

Leptoner och fotoner uppträder som ett resultat av svaga och elektromagnetiska sönderfall av sekundära hadroner (främst pioner) och skapandet av e - e + -par av kvanta i Coulomb-fältet av kärnor:

kärna + kärna + e - + e + .

I stället för en primär partikel uppstår alltså ett stort antal sekundära partiklar, som är uppdelade i hadron-, myon- och elektron-fotonkomponenter. En lavinliknande ökning av antalet partiklar kan leda till att deras antal vid kaskadens maximum kan nå 10 6 -10 9 (vid den primära protonens energi >10 14 eV). En sådan kaskad täcker ett stort område (många kvadratkilometer) och kallas omfattande luftdusch(Figur 15.7).

Efter att ha nått den maximala storleken sönderfaller kaskaden främst på grund av förlusten av energi för atmosfärisk jonisering. Jordens yta nås huvudsakligen av relativistiska myoner. Elektron-fotonkomponenten absorberas starkare, och den hadroniska komponenten i kaskaden "dör ut" nästan helt. På det hela taget är det kosmiska strålens partikelflöde vid havsnivån cirka 100 gånger mindre än det primära kosmiska strålflödet, vilket uppgår till cirka 0,01 partikel/cm2 sek.

kosmiska strålar
Kosmiska strålar

kosmiska strålar (kosmisk strålning) - partiklar som fyller det interstellära rymden och ständigt bombarderar jorden. De upptäcktes 1912 av den österrikiske fysikern W. Hess med hjälp av en joniseringskammare i en ballong. Den maximala energin för kosmiska strålar är ~3. 10 20 eV, dvs. med flera storleksordningar högre än de energier som är tillgängliga för moderna kolliderande strålacceleratorer (den maximala ekvivalenta energin för Tevatron är ~2,10 15 eV, LHC är cirka 10 17 eV). Därför spelar studiet av kosmiska strålar en viktig roll inte bara i kosmisk fysik, utan också i elementarpartikelfysik. Ett antal elementarpartiklar var först
upptäcktes just i kosmiska strålar (positron - K.D. Anderson, 1932; muon (μ) - K.D. Anderson och S. Neddermeyer, 1937; pion (π) - S.F. Powell, 1947 .). Även om kosmisk strålning inte bara inkluderar laddade, utan även neutrala partiklar (särskilt många fotoner och neutriner), brukar laddade partiklar kallas kosmiska strålar.
Följande typer av kosmiska strålar urskiljs (Fig. 1):

1. Galaktiska kosmiska strålarär kosmiska partiklar som kommer till jorden från vår galax. De inkluderar inte partiklar som genereras av solen.
2. solens kosmiska strålarär kosmiska partiklar som genereras av solen.

Förutom dessa två huvudtyper av kosmiska strålar, överväger man också metagalaktiska kosmiska strålar - kosmiska partiklar som har sitt ursprung utanför vår galax. Deras bidrag till det totala kosmiska strålflödet är litet.
Kosmiska strålar som inte förvrängs av interaktion med jordens atmosfär kallas primär. Flödet av galaktiska kosmiska strålar som bombarderar jorden är ungefär isotropiskt och konstant i tid och uppgår till ~1 partikel/cm 2. s (innan det går in i jordens atmosfär). Energitätheten för galaktiska kosmiska strålar är ~1 eV/cm 3 , vilket är jämförbart med den totala energin av elektromagnetisk strålning från stjärnor, termisk rörelse av interstellär gas och det galaktiska magnetfältet. Således är kosmiska strålar en viktig komponent i galaxen.
Sammansättningen av kosmiska strålar anges i tabellen.

Figur 2 till vänster visar energispektra för huvudkomponenterna i primära kosmiska strålar. Figur 2 till höger visar de vertikala flödena av de huvudsakliga komponenterna i kosmiska strålar med energi > 1 GeV i jordens atmosfär. Förutom protoner och elektroner uppstod alla partiklar som ett resultat av interaktionen av primära kosmiska strålar med atmosfärens kärnor.

Som ett resultat av interaktion med atmosfärens kärnor skapar primära kosmiska strålar (främst protoner) ett stort antal sekundära partiklar - pioner, protoner, neutroner, myoner, elektroner, positroner och fotoner. I stället för en primär partikel uppstår alltså ett stort antal sekundära partiklar, som är uppdelade i hadroniska, muon- och elektron-fotonkomponenter. En sådan kaskad täcker ett stort område och kallas omfattande luftdusch .
I en växelverkan förlorar protonen vanligtvis ~50 % av sin energi, och som ett resultat av växelverkan produceras främst pioner. Varje efterföljande interaktion av primärpartikeln tillför nya hadroner till kaskaden, som flyger huvudsakligen i riktning mot primärpartikeln och bildar en hadronkärna i duschen.
De resulterande pionerna kan interagera med atmosfärens kärnor, eller så kan de sönderfalla och bilda muon- och elektron-fotonkomponenterna i duschen. Den hadroniska komponenten når praktiskt taget inte jordens yta, och förvandlas till myoner, neutriner och γ-kvanter som ett resultat av sönderfall.

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

De -kvanta som bildas under sönderfallet av neutrala pioner ger upphov till elektron-positronpar och -kvanter av efterföljande generationer. Laddade leptoner förlorar energi till jonisering och strålningsbromsning. Jordens yta nås huvudsakligen av relativistiska myoner. Elektron-foton-komponenten absorberas starkare.
En proton med energi > 10 14 eV kan skapa 10 6 -10 9 sekundära partiklar. På jordens yta är duschhadroner koncentrerade i ett område av storleksordningen flera meter, elektron-fotonkomponenten, i en region av ~100 m, och myonkomponenten, flera hundra meter.
Flödet av kosmiska strålar vid havsnivån (~0,01 cm -2 s -1) är ungefär 100 gånger mindre än flödet av primära kosmiska strålar.
De huvudsakliga källorna till primära kosmiska strålar är supernovaexplosioner (galaktiska kosmiska strålar) och solen. Stora energier
(upp till 10 16 eV) av galaktiska kosmiska strålar förklaras av accelerationen av partiklar på stötvågor som bildas under supernovaexplosioner. Naturen hos ultrahögenergi kosmiska strålar har ännu inte en entydig tolkning.

Nästan hundra år har gått sedan upptäckten av kosmiska strålar - strömmar av laddade partiklar som kommer från universums djup. Sedan dess har många upptäckter gjorts relaterade till kosmisk strålning, men det finns fortfarande många mysterier. En av dem är kanske den mest spännande: var kommer partiklar med en energi på mer än 1020 eV ifrån, det vill säga nästan en miljard biljoner elektronvolt, en miljon gånger mer än vad som kommer att erhållas i den mest kraftfulla acceleratorn - Large Hadron Kolliderar LHC? Vilka krafter och fält accelererar partiklar till sådana monstruösa energier?

Kosmiska strålar upptäcktes 1912 av den österrikiske fysikern Victor Hess. Han var medlem av Radiuminstitutet i Wien och forskade om joniserade gaser. Vid den tiden var det redan känt att alla gaser (inklusive atmosfären) alltid är svagt joniserade, vilket antydde närvaron av ett radioaktivt ämne (som radium) antingen i gasens sammansättning eller nära ett instrument som mäter jonisering, troligen i jordskorpan. Experiment med att lyfta joniseringsdetektorn i en ballong utformades för att testa detta antagande, eftersom joniseringen av gasen bör minska med avståndet från jordens yta. Svaret visade sig vara det motsatta: Hess upptäckte någon sorts strålning, vars intensitet växte med höjden. Detta antydde att det kommer från yttre rymden, men det var möjligt att slutligen bevisa strålarnas utomjordiska ursprung först efter många experiment (W. Hess tilldelades Nobelpriset först 1936). Kom ihåg att termen "strålning" inte betyder att dessa strålar är rent elektromagnetiska till sin natur (som solljus, radiovågor eller röntgenstrålar); det användes vid upptäckten av ett fenomen vars natur ännu inte var känd. Och även om det snart blev klart att huvudkomponenten i kosmisk strålning är accelererade laddade partiklar, protoner, har termen bevarats. Studiet av ett nytt fenomen började snabbt ge resultat som vanligtvis tillskrivs "vetenskapens framkant".

Upptäckten av kosmiska partiklar med mycket hög energi omedelbart (långt innan protonacceleratorn skapades) väckte frågan: vad är mekanismen för att accelerera laddade partiklar i astrofysiska objekt? Idag vet vi att svaret visade sig vara icke-trivialt: en naturlig, "kosmisk" accelerator skiljer sig fundamentalt från konstgjorda acceleratorer.

Det blev snart klart att kosmiska protoner, som flyger genom materia, interagerar med kärnorna i dess atomer, vilket ger upphov till tidigare okända instabila elementarpartiklar (de observerades främst i jordens atmosfär). Studiet av mekanismen för deras produktion har öppnat en fruktbar väg för att konstruera en systematik av elementarpartiklar. i laboratoriet lärde sig protoner och elektroner att accelerera och ta emot sina enorma flöden, ojämförligt tätare än i kosmiska strålar. I slutändan var det experimenten om samverkan mellan partiklar som fick energi i acceleratorer som ledde till skapandet av en modern bild av mikrovärlden.

År 1938 upptäckte den franske fysikern Pierre Auger ett anmärkningsvärt fenomen - duschar av sekundära kosmiska partiklar, som uppstår som ett resultat av interaktionen mellan primära protoner och kärnor med extremt höga energier med kärnorna i atmosfäriska atomer. Det visade sig att det i spektrumet av kosmiska strålar finns partiklar med en energi i storleksordningen 1015-1018 eV - miljontals gånger mer än energin hos partiklar som accelereras i laboratoriet. Akademikern Dmitrij Vladimirovich Skobeltsyn lade särskild vikt vid studiet av sådana partiklar och omedelbart efter kriget, 1947, organiserade han tillsammans med sina närmaste kollegor G. T. Zatsepin och N. A. Dobrotin en omfattande studie av kaskader av sekundära partiklar i atmosfären, kallad omfattande luftdusch. (EAS). Historien om de första studierna av kosmiska strålar kan hittas i böckerna av N. Dobrotin och V. Rossi. Med tiden växte D. V. Skobeltsyns skola till en av de starkaste i världen och bestämde under många år huvudriktningarna i studiet av ultrahögenergi kosmiska strålar. Dess metoder gjorde det möjligt att utöka utbudet av studerade energier från 109-1013 eV, inspelade på ballonger och satelliter, till 1013-1020 eV. Två aspekter gjorde dessa studier särskilt attraktiva.

Först blev det möjligt att använda högenergiprotoner skapade av naturen själv för att studera deras interaktion med atmosfäriska atomers kärnor och dechiffrera den finaste strukturen hos elementarpartiklar.

För det andra blev det möjligt att hitta föremål i rymden som kan accelerera partiklar till extremt höga energier.

Den första aspekten visade sig inte vara så fruktbar som man skulle vilja: studiet av den fina strukturen hos elementarpartiklar krävde mycket mer data om interaktionen mellan protoner än vad kosmiska strålar tillåter en att få. Samtidigt gjordes ett viktigt bidrag till förståelsen av mikrovärlden genom studiet av beroendet av de mest allmänna egenskaperna för interaktionen mellan protoner på deras energi. Det var under studiet av EAS som en funktion upptäcktes i beroendet av antalet sekundära partiklar och deras energifördelning på energin hos den primära partikeln, associerad med kvarg-gluonstrukturen hos elementarpartiklar. Dessa data bekräftades senare i experiment på acceleratorer.
Idag har tillförlitliga modeller av kosmiska strålars växelverkan med atmosfäriska atomers kärnor byggts, vilket gjorde det möjligt att studera energispektrumet och sammansättningen av deras primära partiklar av de högsta energierna. Det blev tydligt att kosmiska strålar i galaxens utveckling inte spelar mindre roll än dess fält och flöden av interstellär gas: den specifika energin hos kosmiska strålar, gas och magnetfält är ungefär lika med 1 eV per cm3. Med en sådan energibalans i det interstellära mediet är det naturligt att anta att accelerationen av kosmiska strålpartiklar med största sannolikhet sker i samma objekt som är ansvariga för uppvärmning och utsläpp av gas, till exempel i New och Supernova stjärnor under deras explosion.

Den första accelerationsmekanismen för kosmisk strålning föreslogs av Enrico Fermi för protoner som slumpmässigt kolliderar med magnetiserade moln av interstellär plasma, men kunde inte förklara alla experimentella data. 1977 visade akademikern Germogen Filippovich Krymsky att denna mekanism skulle accelerera partiklar i supernovarester mycket starkare vid stötvågsfronter, vars hastigheter är storleksordningar högre än molnens. Idag har det på ett tillförlitligt sätt visats att mekanismen för acceleration av kosmiska protoner och kärnor genom en stötvåg i supernovaskal är den mest effektiva. Men det är osannolikt att det kommer att vara möjligt att reproducera det under laboratorieförhållanden: accelerationen är relativt långsam och kräver enorma energikostnader för att hålla de accelererade partiklarna. I skalen på supernovor existerar dessa förhållanden på grund av själva explosionens natur. Det är anmärkningsvärt att accelerationen av kosmiska strålar sker i ett unikt astrofysiskt objekt, som är ansvarigt för sammansmältningen av tunga kärnor (tyngre än helium) som faktiskt finns i kosmiska strålar.

I vår galax finns det flera kända supernovor som är mindre än tusen år gamla som har observerats med blotta ögat. De mest kända är krabbanebulosan i stjärnbilden Oxen ("Krabba" - resterna av en supernovaexplosion 1054, noterad i de östra annalerna), Cassiopeia-A (den observerades 1572 av astronomen Tycho Brahe) och Keplers supernova i stjärnbilden Ophiuchus (1680). Diametrarna på deras skal idag är 5-10 ljusår (1 ljusår = 1016 m), det vill säga de expanderar med en hastighet av cirka 0,01 av ljusets hastighet och är belägna på avstånd av cirka tio tusen ljusår från Jorden. Supernovaskal ("nebulosor") i det optiska, radio-, röntgen- och gammaområdet observerades av rymdobservatorierna Chandra, Hubble och Spitzer. De visade tillförlitligt att elektroner och protoner verkligen accelererar i skal, åtföljda av röntgenstrålar.

Omkring 60 supernovarester yngre än 2000 år gamla skulle kunna fylla det interstellära utrymmet med kosmiska strålar med en uppmätt specifik energi (~1 eV i cm3), medan mindre än tio av dem är kända. Denna brist förklaras av det faktum att i galaxens plan, där stjärnor och supernovor är koncentrerade, finns det mycket damm som inte överför ljus till en observatör på jorden. Observationer i röntgen- och gammastrålning, för vilka dammskiktet är transparent, gjorde det möjligt att utöka listan över observerade "unga" supernovaskal. Det senaste av dessa nyupptäckta skal var Supernova G1.9+0.3, som observerats med Chandra-röntgenteleskopet sedan januari 2008. Uppskattningar av storleken och expansionshastigheten för dess skal visar att det flammade upp för cirka 140 år sedan, men var inte synligt i det optiska området på grund av den fullständiga absorptionen av dess ljus av galaxens dammskikt.

Till data om supernovor som exploderar i vår egen Vintergatans galax finns mycket rikare statistik om supernovor i andra galaxer. En direkt bekräftelse på närvaron av accelererade protoner och kärnor är gammastrålning med hög fotonenergi, som härrör från sönderfallet av neutrala pioner - produkterna av interaktionen mellan protoner (och kärnor) med källmaterialet. Sådana fotoner med de högsta energierna observeras med hjälp av teleskop som registrerar Vavilov-Cherenkov-glöden som sänds ut av EAS sekundära partiklar. Det mest avancerade instrumentet av denna typ är en anläggning med sex teleskop byggd i samarbete med HESS i Namibia. Krabbens gammastrålning mättes först, och dess intensitet blev ett mått på intensiteten för andra källor.

Det erhållna resultatet bekräftar inte bara existensen av en mekanism för acceleration av protoner och kärnor i en supernova, utan gör det också möjligt att uppskatta spektrumet av accelererade partiklar: spektra av "sekundära" gammakvanta och "primära" protoner och kärnor är mycket nära. Magnetfältet i krabban och dess storlek tillåter acceleration av protoner upp till energier i storleksordningen 1015 eV. Spektran för kosmiska strålpartiklar i källan och i det interstellära mediet är något annorlunda, eftersom sannolikheten för att partiklar kommer ut från källan och livslängden för partiklar i galaxen beror på partikelns energi och laddning. Jämförelse av energispektrum och sammansättning av kosmiska strålar uppmätt nära jorden med spektrum och sammansättning vid källan gjorde det möjligt att förstå hur länge partiklar färdas bland stjärnor. Kärnorna av litium, beryllium och bor i kosmiska strålar nära jorden visade sig vara mycket större än i källan - deras ytterligare antal visas som ett resultat av interaktionen mellan tyngre kärnor och interstellär gas. Genom att mäta denna skillnad beräknade vi mängden X av ämnet genom vilken kosmiska strålar passerade medan de vandrade i det interstellära mediet. Inom kärnfysik mäts mängden materia som en partikel möter längs sin väg i g/cm2. Detta beror på det faktum att för att beräkna minskningen av partikelflödet vid kollisioner med kärnorna i ett ämne, är det nödvändigt att veta antalet kollisioner av en partikel med kärnor som har en annan yta (tvärsnitt) i tvärriktningen till partikelns riktning. Genom att uttrycka mängden materia i dessa enheter erhålls en enda mätskala för alla kärnor.

Det experimentellt hittade värdet på X ~ 5-10 g/cm2 gör det möjligt att uppskatta livslängden t för kosmiska strålar i det interstellära mediet: t ≈ X/ρc, där c är partikelhastigheten, ungefär lika med ljusets hastighet, ρ ~ 10–24 g/cm3 är det interstellära mediet med medeldensitet. Därför är livslängden för kosmiska strålar cirka 108 år. Denna tid är mycket längre än flygtiden för en partikel som rör sig med en hastighet c i en rak linje från källan till jorden (3 104 år för de mest avlägsna källorna på motsatt sida av galaxen från oss). Det betyder att partiklarna inte rör sig i en rak linje, utan är utspridda. Kaotiska magnetfält för galaxer med en induktion av B ~ 10–6 gauss (10–10 Tesla) flyttar dem längs en cirkel med en radie (gyroradius) R = E/3 x 104B, där R är i m, E är partikeln energi i eV, B är induktionen av magnetfälten i gauss. Vid måttliga partikelenergier E< 1017 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·1020 м).

Ungefär i en rät linje kommer endast partiklar med energier E > 1019 eV från källan. Därför indikerar inte riktningen för EAS-skapande partiklar med energier mindre än 1019 eV deras källa. I detta energiområde återstår bara att observera sekundär strålning som genereras i själva källorna av protoner och kosmiska strålkärnor. I området för gammastrålningsenergier tillgängliga för observation (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.

Begreppet kosmisk strålning som ett "lokalt" galaktiskt fenomen visade sig vara sant endast för partiklar med måttlig energi 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 upptäckte Georgy Borisovich Khristiansen och tysken Viktorovich Kulikov en kraftig förändring i formen av energispektrumet för kosmiska strålar vid en energi av storleksordningen 3·1015 eV. Vid energier mindre än detta värde presenterades experimentella data om partikelspektrumet vanligtvis i en "kraft"-form, så att antalet partiklar N med en given energi E ansågs vara omvänt proportionell mot partikelenergin mot effekten γ: N(E)=a/Ey (y är differentialindexet för spektrumet). Upp till en energi på 3·1015 eV är exponenten γ = 2,7, men när man går till högre energier upplever energispektrumet en "kink": för energier E > 3·1015 eV blir γ 3,15. Det är naturligt att associera denna förändring i spektrumet med närmande av energin hos accelererade partiklar till det maximala möjliga värdet beräknat för accelerationsmekanismen i supernovor. Kärnsammansättningen av primära partiklar i energiområdet 1015-1017 eV talar också för en sådan förklaring av spektrumbrottet. Den mest tillförlitliga informationen om det ges av EAS komplexa installationer - "MGU", "Tunka", "Tibet", "Kaskad". Med deras hjälp erhålls inte bara information om energin hos primära kärnor, utan också parametrar som beror på deras atomnummer - duschens "bredd", förhållandet mellan antalet elektroner och myoner, mellan antalet av de mest energiska elektroner och deras totala antal. Alla dessa data indikerar att när energin hos primära partiklar ökar från den vänstra gränsen av spektrumet före dess brott till energin efter brottet, ökar deras medelmassa. En sådan förändring i partiklarnas masssammansättning överensstämmer med modellen för partikelacceleration i supernovor - den begränsas av den maximala energin, som beror på partikelns laddning. För protoner är denna maximala energi cirka 3·1015 eV och ökar i proportion till laddningen av den accelererade partikeln (kärnan), så att järnkärnor effektivt accelereras upp till ~1017 eV. Intensiteten av partikelflöden med energier som överstiger maximinivån faller snabbt.

Men registrering av partiklar med ännu högre energier (~3·1018 eV) visade att spektrumet av kosmiska strålar inte bara inte går sönder, utan återgår till den form som observerades före pausen!

Mätningar av energispektrumet i den "ultrahöga" energiregionen (E > 1018 eV) är mycket svåra på grund av det lilla antalet sådana partiklar. För att observera dessa sällsynta händelser är det nödvändigt att skapa ett nätverk av EAS-partikelflödesdetektorer och Vavilov-Cherenkov-strålning och joniseringsstrålning (atmosfärisk fluorescens) som genereras av dem i atmosfären över ett område på hundratals och till och med tusentals kvadratkilometer. För sådana stora, komplexa installationer väljs platser med begränsad ekonomisk aktivitet, men med förmågan att tillhandahålla tillförlitlig drift av ett stort antal detektorer. Sådana installationer byggdes först på områden på tiotals kvadratkilometer (Yakutsk, Havera Park, Akeno), sedan hundratals (AGASA, Fly's Eye, HiRes), och slutligen skapas nu installationer på tusentals kvadratkilometer (Pierre Auger Observatory i Argentina, teleskopinstallation i Utah, USA).

Nästa steg i studiet av ultrahögenergi kosmisk strålning kommer att vara utvecklingen av en metod för att registrera EAS genom att observera atmosfärisk fluorescens från rymden. I samarbete med flera länder skapas den första EAS-rymddetektorn, TUS-projektet, i Ryssland. Ytterligare en sådan detektor är tänkt att installeras vid den internationella rymdstationen ISS (projekt JEM-EUSO och KLPVE).

Vad vet vi om ultrahögenergi kosmiska strålar idag? Den nedre figuren visar energispektrumet för kosmiska strålar med energier över 1018 eV, som erhölls på den senaste generationens anläggningar (HiRes, Pierre Auger-observatoriet) tillsammans med data om lägre energi kosmiska strålar, som, som visas ovan, tillhör Milky Sätt Galaxy. Det kan ses att vid energier på 3 1018-3 1019 eV, minskade indexet för differentialenergispektrumet till ett värde på 2,7-2,8, exakt samma som observeras för galaktiska kosmiska strålar, när partikelenergierna är mycket mindre än maximalt möjligt för galaktiska acceleratorer. Indikerar inte detta att vid ultrahöga energier skapas huvudflödet av partiklar av acceleratorer av extragalaktiskt ursprung med en maximal energi som är mycket högre än den galaktiska? Avbrottet i spektrumet för galaktiska kosmiska strålar visar att bidraget från extragalaktiska kosmiska strålar förändras kraftigt i övergången från området med måttliga energier på 1014-1016 eV, där det är ungefär 30 gånger mindre än bidraget från galaktiska (spektrumet). indikeras med den streckade linjen i figuren), till regionen med ultrahöga energier, där han blir dominant.

Under de senaste decennierna har många astronomiska data samlats på extragalaktiska objekt som kan accelerera laddade partiklar till energier mycket högre än 1019 eV. Ett uppenbart tecken på att ett objekt av storlek D kan accelerera partiklar till energi E är närvaron av ett magnetfält B i hela detta objekt, så att partikelns gyroradius är mindre än D. Sådana kandidatkällor inkluderar radiogalaxer (som sänder ut starka radioemissioner) ); kärnor av aktiva galaxer som innehåller svarta hål; kolliderande galaxer. Alla av dem innehåller strålar av gas (plasma) som rör sig med enorma hastigheter som närmar sig ljusets hastighet. Sådana jetstrålar spelar rollen som stötvågor som är nödvändiga för driften av acceleratorn. För att uppskatta deras bidrag till den observerade intensiteten av kosmiska strålar är det nödvändigt att ta hänsyn till fördelningen av källor över avstånd från jorden och förlusten av partikelenergi i det intergalaktiska rymden. Innan upptäckten av kosmisk radioemission i bakgrunden verkade det intergalaktiska rymden "tom" och genomskinlig, inte bara för elektromagnetisk strålning, utan också för partiklar med ultrahög energi. Gasdensiteten i det intergalaktiska rymden är, enligt astronomiska data, så låg (10–29 g/cm3) att inte ens på stora avstånd av hundratals miljarder ljusår (1024 m) träffar partiklarna gasatomernas kärnor. Men när det visade sig att universum är fyllt med lågenergifotoner (cirka 500 fotoner/cm3 med energi Eph ~ 10–3 eV) kvar efter Big Bang, blev det klart att protoner och kärnor med energier större än E ~ 5 1019 eV, gränsen Greisen - Zatsepin - Kuzmin (GZK), bör interagera med fotoner och förlora det mesta av sin energi på vägen av mer än tiotals miljoner ljusår. Således visade den stora majoriteten av universum, som ligger på avstånd av mer än 107 ljusår från oss, vara otillgänglig för observation i strålar med en energi på mer än 5 1019 eV. De senaste experimentella data om spektrumet av kosmiska strålar med ultrahög energi (HiRes-anläggningen, Pierre Auger-observatoriet) bekräftar existensen av denna energigräns för partiklar som observerats från jorden.

Som man kan se är det extremt svårt att studera ursprunget till kosmiska strålar med ultrahög energi: de flesta möjliga källorna till de mest energirika kosmiska strålarna (över GZK-gränsen) är så långt borta att partiklar är på väg till jorden förlora den energi som förvärvats i källan. Och vid energier under GZK-gränsen är avböjningen av partiklar av galaxens magnetfält fortfarande stor, och riktningen för partikelns ankomst kan knappast indikera källans position på himlaklotet.

I sökandet efter källor till kosmisk strålning med ultrahög energi används en analys av korrelationen mellan den experimentellt uppmätta ankomstriktningen för partiklar med tillräckligt höga energier - så att galaxens fält avböjer partiklarna något från riktningen till källan. Installationer av den tidigare generationen har ännu inte gett övertygande data om korrelationen mellan ankomstriktningen för partiklar med koordinaterna för någon speciellt framstående klass av astrofysiska objekt. De senaste uppgifterna från Pierre Auger-observatoriet kan betraktas som ett hopp om att under de kommande åren få data om vilken roll källor av AGN-typ spelar i skapandet av intensiva partikelflöden med en energi i storleksordningen GZK-gränsen.

Intressant nog har AGASA-anläggningen gett indikationer på förekomsten av "tomma" riktningar (de där det inte finns några kända källor) längs vilka två eller till och med tre partiklar anländer under observationstiden. Detta väckte stort intresse bland fysiker involverade i kosmologi - vetenskapen om universums ursprung och utveckling, oupplösligt kopplad till elementarpartikelfysik. Det visar sig att i vissa modeller av mikrokosmos struktur och utvecklingen av universum (Big Bang-teorin), bevarandet av supermassiva elementarpartiklar med en massa på cirka 1023-1024 eV, som tidigast bör bestå av materia skede av Big Bang, förutspås i det moderna universum. Deras fördelning i universum är inte särskilt tydlig: de kan antingen vara jämnt fördelade i rymden eller "attraheras" till massiva delar av universum. Deras huvudsakliga egenskap är att dessa partiklar är instabila och kan sönderfalla till lättare, inklusive stabila protoner, fotoner och neutriner, som förvärvar enorma kinetiska energier - mer än 1020 eV. Platser där sådana partiklar finns bevarade (topologiska defekter i universum) kan vara källor till protoner, fotoner eller ultrahögenergineutriner.

Precis som i fallet med galaktiska källor bekräftas förekomsten av extragalaktiska acceleratorer av kosmisk strålning med ultrahög energi av data från gammastrålningsdetektorer, till exempel teleskop från HESS-anläggningen, riktade mot de extragalaktiska objekt som anges ovan - kandidater för kosmisk strålning källor.

Bland dem visade sig kärnorna i aktiva galaxer (AGN) med gasstrålar vara de mest lovande. Ett av de mest välstuderade föremålen vid HESS-anläggningen är galaxen M87 i stjärnbilden Jungfrun, på ett avstånd av 50 miljoner ljusår från vår galax. I dess centrum finns ett svart hål, som tillhandahåller energi för processer nära det och i synnerhet för en gigantisk plasmajet som tillhör denna galax. Accelerationen av kosmiska strålar i M87 bekräftas direkt av observationer av dess gammastrålning, vars energispektrum av fotoner med en energi på 1-10 TeV (1012-1013 eV), observerade vid HESS-anläggningen. Den observerade intensiteten av gammastrålning från M87 är ungefär 3 % av krabbans. Om man tar hänsyn till skillnaden i avståndet till dessa objekt (5000 gånger), betyder detta att ljusstyrkan hos M87 överstiger krabbans ljusstyrka med 25 miljoner gånger!

Modeller av partikelacceleration byggda för detta objekt visar att intensiteten hos partiklar som accelereras i M87 kan vara så stor att även på ett avstånd av 50 miljoner ljusår kan bidraget från denna källa ge den observerade intensiteten av kosmiska strålar med energier över 1019 eV .

Men här är mysteriet: i moderna data om EAS i riktning mot denna källa finns det inget överskott av partiklar med en energi i storleksordningen 1019 eV. Men kommer inte denna källa att visa sig i resultaten av framtida rymdexperiment, vid sådana energier, när avlägsna källor inte längre bidrar till de observerade händelserna? Situationen med ett avbrott i energispektrumet kan upprepas en gång till, till exempel vid en energi på 2 1020. Men den här gången ska källan vara synlig i mätningar av riktningen för primärpartikelns bana, eftersom energierna > 2·1020 eV är så höga att partiklarna inte bör avböjas i de galaktiska magnetfälten.

Som du kan se, efter hundra års historia av att studera kosmiska strålar, väntar vi återigen på nya upptäckter, denna gång ultrahögenergi kosmisk strålning, vars natur fortfarande är okänd, men kan spela en viktig roll i universums struktur.

Litteratur

Dobrotin N. A. Kosmiska strålar. - M.: Ed. USSR:s vetenskapsakademi, 1963.

Murzin V. S. Introduktion till de kosmiska strålarnas fysik. - M.: Ed. Moscow State University, 1988.

Panasyuk M. I. Universums vandrare, eller Big Bangs eko. - Fryazino: "Vek2", 2005.

Rossi B. Kosmiska strålar. - M.: Atomizdat, 1966.

Khrenov B. A. Relativistiska meteorer // Vetenskap i Ryssland, 2001, nr 4.

Khrenov B. A. och Panasyuk M. I. Budbärare från yttre rymden: långt eller nära? // Nature, 2006, nr 2.

1. Kosmisk strålning (CR) är en ström av laddade partiklar med hög energi som kommer till jordens yta ungefär isotropiskt från alla riktningar i yttre rymden. Det finns primära och sekundära kosmiska strålar.

Primär CL kommer till jorden från cosus De inkluderar galaktiska CR som kommer från galaktiska rymden och sol CR som föds på solen under utbrott.

Sekundär CL född i jordens atmosfär. De bildas under interaktionen av primära CR med atomer av atmosfäriskt material.

Upptäckten av CL är kopplad till studiet av luftens elektriska ledningsförmåga. I början av XX-talet. det fastställdes tillförlitligt att ^V0" B0W, som finns även i ett förseglat kärl, alltid är joniserat.

1912 steg österrikaren Victor Hess upp i en luftballong, med ett elektroskop i ett hermetiskt tillslutet kärl, i vilket lufttrycket förblev konstant. Han fann att under uppstigningen till de första 600 m minskade joniseringen av luften. Men från 600 m började den öka ju högre desto snabbare. På en höjd av 4800 m blev jonkoncentrationen 4 gånger större än vid havsnivån. Därför föreslog Hess att joniserande strålning med mycket hög penetrerande kraft faller på gränsen för jordens atmosfär från världsrymden.

Senare experiment utfördes med ballonger. Det visade sig att på en höjd av 8400 m är joniseringen 10 gånger större än vid havsnivån. På en höjd av 20 km når den ett maximum, och med ytterligare uppgång börjar den minska. Detta förklaras av det faktum att på en höjd av 20 km, som ett resultat av interaktionen (atmosfären av primära CR, skapas den högsta koncentrationen av sekundära joniserande partiklar.

2. Primära kosmiska strålar (PCR). Låt oss överväga energispektrum, sammansättning, räckvidd och mekanism för partikelacceleration i PCR

a. PCR-energin är mycket hög. För de flesta partiklar överstiger den 10 GeV. Därför är huvuduppgiften vid detektering av PCR-partiklar att partiklarna saktar ner i detektorn. Endast i detta fall är det möjligt att mäta deras totala energi.

För första gången mättes PCR-energispektrumet direkt på satelliter i Proton-serien 1965-69. Senare upprepades dessa mätningar på månens och Mars satelliter utanför jordens magnetfält. Energin hos PCL-partiklar mättes med användning av en joniseringskalorimeter. Enheten är ett system av lager av kärnvapenmål, fotografiska plattor och räknare. Genom att interagera med målkärnorna (tungmetall), genererar den kosmiska partikeln en ström av hårda y-kvanta. I blyskikten genererar dessa γ - kvanta kraftfulla laviner av joniserande partiklar, som registreras i fotografiska emulsioner och räknare. Om tjockleken på kalorimeterns skikt är stor och alla lavinpartiklar förblir i den, kan energin hos den primära kosmiska partikeln bestämmas från deras antal. Joniseringskalorimetrar har en volym på upp till flera kubikmeter. meter och väger upp till 20 ton.

Figur 166 visar beroendet av intensiteten I för flödet av PCR-partiklar på deras energi E på en logaritmisk skala. Intensiteten I uttrycks som antalet partiklar per 1 m 2 av jordens yta från en rymdvinkel på 1 sr på 1 s. Energin E anges i gigaelektronvolt (1 GeV = 109V).

I energiområdet E från 10 till 10 6 GeV beskrivs energispektrat med den empiriska formeln I = AE - γ, ede A = 10 18 partiklar/m 2 sr-s, γ=1,6.

Det totala PCR-flödet är cirka 104 partiklar/m 2 sr. Den maximala PCR-energin når 10 11 GeV Detta betyder att PCR är en unik källa för ultrahög energi, eftersom den maximala energin som erhålls i acceleratorer inte överstiger 10 5 GeV. Men det finns väldigt få partiklar med energi E> 10 6 GeV. En yta på 1 m 2 står för i genomsnitt en sådan partikel per år.

PCR-energin är av icke-termiskt ursprung. Så inuti stjärnorna är medelpartikelenergin lika med Еср = 3kT/2 = 3*1,4*10 -23 *10 9 /2 = 2,1*10 -14 J=0,1 MeV. Och den genomsnittliga energin för PCR-partiklar nära jorden är 100 MeV, det vill säga 1000 gånger mer. Detta innebär att kosmiska partiklar accelereras i vissa astrofysiska processer av elektromagnetisk natur.

b. PCL-sammansättning. Primär kosmisk strålning vid platsen för solsystemet är isotrop i riktning och konstant i tid. Enligt sammansättningen av PCL är indelad i följande grupper.

r grupp. Innehåller vätekärnor - protoner 1 1 p, deuteroner 2 1 D, tritoner 3 1 T

a-grupp. Innehåller heliumkärnor 4 2 He, 3 2 He.

L - grupp (från engelska light - light). Innehåller lätta kärnor av litium, beryllium och bor.

M-grupp (mesolight - medium ljus). Innehåller kärnor från kol C till fluor F.

H - grupp (tung - tung). Innehåller tunga kärnor från neon Ne till kalium K.

VH - grupp (mycket tung - mycket tung). Innehåller kärnor från kalcium Ca (Z=20) till zink Zn (z=30).

SH-grupp (supertung - supertung). Innehåller - kärnor, som börjar med gallium Ca

E - grupp. Innehåller elektronerna e och positronerna e + .

I motsats till mängden element i genomsnitt i universum finns det i PCR ett ökat innehåll av medelstora och tunga kärnor: grupper av medelstora kärnor L - 150 000 gånger, grupper H - 2,5 gånger, grupper VH - 60 gånger, grupper SH -n 14 gånger.

Särskilt utmärker sig förekomsten av kärnor i gruppen L. Man kan anta att kärnorna i gruppen L uppstår i PCR som ett resultat av kollisioner av kärnor med z > 6 med partiklar av interstellär gas, huvudsakligen bestående av väte och helium . Som ett resultat av fragmenteringsreaktionen krossas tunga kärnor och kärnor av L-gruppen erhålls. Om denna hypotes accepteras är det möjligt att uppskatta den genomsnittliga vägen som en kosmisk partikel färdas från dess födelseort till jorden.

i. Genomsnittlig väg för partiklar i PCL. Låt den kosmiska gasen från vätekärnor jämnt fylla det yttre rymden. En parallell partikelstråle utbreder sig längs OA1-axeln från en källa som genererar tunga partiklar vars massa är större än massan av gruppkärnorna. När tunga partiklar kolliderar med vätekärnor bildas lätta kärnor i grupp I som rör sig i samma riktning.

Som ett resultat av krossningen av tunga partiklar, intensiteten I t av strålen av tunga partiklar

bör minska med avståndet enligt Bouguers lag, I t = I 0 exp(-σNx), (25.2) där I då är initialintensiteten för strålen av tunga partiklar, N är koncentrationen av vätekärnor i den kosmiska gasen. σ är det effektiva tvärsnittet av kärnfragmenteringsreaktionen med bildandet av kärnor i grupp L. Låt endast en lätt partikel av grupp L uppträda i varje kollision när en tung partikel försvinner. Intensiteten av partikelflödet I kommer att öka med avstånd enligt lagen I e , = I 0 - I t = I t . (25.3) Intensitetsförhållandet mellan lätta och tunga partiklar i PCR bör öka med avståndet I l /I t = /exp(-σNx)= exp(-σNx)-1

Betecknar förhållandet I l / I t \u003d n, vi får: x \u003d 1p (n + l) / σN. (25,5). Förhållandet n= Il/It = 15/(52+15+4)=1/5=0,2. Från astrofysiska uppskattningar är koncentrationen av stoftpartiklar - vätekärnor i rymden ungefär lika med 1 partikel på 1 cm 3, så att n = 10 6 m -3. Det effektiva tvärsnittet av fragmenteringsreaktioner som observerats under terrestra förhållanden tillåter oss att acceptera värdena σ= 10 -30 m 2 . Därför x \u003d ln (1,2) / 10 -30 * 10 6 \u003d 2 * 10 23 m.

Kosmiska avstånd i astrofysik uttrycks vanligtvis i parsecs. Per definition är en parsec det avstånd från vilket diametern på jordens omloppsbana (150 miljoner km) är synlig i en vinkel på 1 sekund. En parsec är ett mycket långt avstånd, 1 ps = 3*10 16 m. Uttryckt i parsec är vägen för PCR-partiklar till jorden x = 7000 kps.

Astrofysiska studier har fastställt att vår galax har formen av en bikonvex lins med en diameter på 25 kpc och en tjocklek på upp till 2 kpc, omgiven av en kosmisk gas Halo i form av en boll.

större än inte bara diametern på Galaxy (25 kpc), utan också diametern på Halo (30 kpc). Därav följer att PCR föds utanför vår galax.

Tydligen är denna slutsats inte korrekt. För det första antogs det att i varje fragmenteringsreaktion föds bara en partikel av gruppen L. Faktum är att fler av dem kan födas. Därför kan ökningen av flödet av partiklar i grupp L ske snabbare och på ett mindre avstånd x. För det andra antogs det att partikelrörelsens riktning inte ändras vid alla kollisioner. Men det är inte. Naturen hos PCR-partiklarnas rörelse är närmare rörelsen hos Brownska partiklar. Deras bana är en bruten linje. Därför kan PCR-partiklar resa mycket längre sträckor inuti galaxen jämfört med dess dimensioner.

Strängare uppskattningar leder till slutsatsen att minst 90 % av PCR-partiklarna (galaktiska strålar) föds inuti galaxen. Och endast cirka 10 % av PCR-partiklarna kommer från utsidan av galaxen (metagalaktiska strålar). På grund av den diffusa karaktären hos kosmiska partiklars rörelse raderas information om positionen för källor till laddade partiklar. Därför är kosmisk strålning, med undantag för EM-fältkvanta, isotropisk.

G. PCR-partikelaccelerationsmekanism. Fermis hypotes är den mest sannolika. Han föreslog att under explosionerna av supernovor bildas utvidgade magnetiserade plasmamoln, som sprider sig från explosionens epicentrum med enorma hastigheter. Laddade partiklar i mötande kollisioner med sådana moln reflekteras från dem. I enlighet med lagen om bevarande av momentum ökar den absoluta radiella komponenten av partikelhastigheten i detta fall med två gånger molnets hastighet, υ 2 R = - υ 1 R + 2υ 0 . Om partikeln kommer ikapp molnet, minskar dess hastighet. Men sådana partiklar kan bara vara de som föddes inuti stjärnan. Och för de partiklar som är utanför stjärnan realiseras motrörelser. Därför ökar den kinetiska energin hos kosmiska partiklar med tiden.

3. Ursprunget till PKJI. Det finns fyra huvudsakliga källor till PCR: novaer,

supernovor, pulsarer, kvasarer.

a. New Stars (NZ)– Det här är nära binära stjärnsystem med en total massa på 1-5 solmassor, som roterar runt ett gemensamt masscentrum. Innan utbrottet har de en visuell magnitud på 4-5 enheter.

Under en blixt inom 1-100 jorddagar ökar deras ljusstyrka med 100-1 000 000 gånger. Efter det, under flera år, försvagas den till sitt ursprungliga värde. Under blixten utstrålar NS cirka 10 38 J energi. Några år efter utbrottet hittas ett sfäriskt gasformigt skal med en radiell expansionshastighet = 1000 km/s på platsen för NS. Skalets massa är cirka 0,01 av solens massa, dess kinetiska energi är cirka 10 39 J.

Anledningen till NS-utbrottet är att ackretion sker i ett binärt system - flödet av materia från en kall röd dvärg till en varm vit dvärg. Som ett resultat störs jämvikten mellan gravitationskrafterna å ena sidan och krafterna för optiskt och gaskinetiskt tryck å andra sidan i en het stjärna. Detta resulterar i explosionen av en het stjärna.

NZ-blixtar är en frekvent förekomst. På ett år blossar 100-200 NZs upp i vår galax. De är inte av katastrofal karaktär och upprepas i vissa stjärnor i månader och år. En viss del av PCR-partiklarna kan härröra från NS-skal.

b. Supernovor (SNZ). Detta är namnet på stjärnorna, vars ljusstyrka under utbrottet blir proportionerligt med ljusstyrkan i galaxen som den tillhör. Så SNZ från 1885, i Andromeda-nebulosan, hade ljusstyrkan för hela galaxen. Mängden energi som avges under SNZ-skuren är cirka 10 44 J. Den är en miljon gånger större än NS-skurenergin. I vår galax blossar en SNZ upp i genomsnitt en gång vart 300:e år. Den sista SNZ observerades av Kepler 1604 (Kepler's SNZ).

Den maximala ljusstyrkan för SNZ är 1-3 veckor. Skalet som stjärnan utgjuter har en massa på upp till 10 000 solmassor och en hastighet på upp till 20 000 km/s. Många PCR-partiklar kommer också från dessa skal. Efter explosionen av SNZ hittas nebulosor och pulsarer i deras ställe. Hittills har cirka 90 rester av SNZ hittats. Det kan antas att mekanismen för bildande av SNZ är baserad på regelbundenhet: ju större massa atomkärnor är, desto högre temperatur vid vilken reaktionen av deras termonukleära fusion fortskrider.

När en protostjärna uppstår från en gas- och stoftnebulosa fylls hela nebulosans utrymme med väte. På grund av molnets gravitationssammandragning stiger temperaturen gradvis. När temperaturen T=10 7 K uppnås börjar den tröga reaktionen av syntes av protoner till deuteroner. Proton-proton-cykeln startar.

Protostjärnan värms upp för att glöda och förvandlas till en stjärna. Gravitationskrafter balanseras av krafterna från lätt gaskinetiskt tryck. Kompressionen avbryts. Relativ jämvikt upprättas för perioden av väteförbränning.

Efter att huvuddelen av vätet omvandlats till helium börjar stjärnan svalna, ljustrycket minskar snabbt. Heliumfusionsreaktionen startar inte eftersom temperaturen Ti inte är tillräcklig för syntesen av heliumkärnor. I processen med gravitationssammandragning av en stjärna ökar dess temperatur gradvis. Tyngdkrafterna ökar direkt

proportionell mot l/r 2 uppstår därför inte jämvikt när temperaturen T 1 uppnås, eftersom temperaturen T 1 i detta fall motsvarar en mindre volym av stjärnan. Kompression och temperaturökning fortsätter, och vid en viss temperatur T 2 =10 8 K, startar reaktionen av fusion av heliumkärnor: 3 4 2 He-> 12 6 C + 7,22 MeV (τ = 10 år), och vidare: ( 25,6)

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

Efter att ha brunnit ut helium bildas en tät kärna av en stjärna, innehållet i kärnan är C-12 kol, syre 0-16, neon Ne-20, Magnesium Mg-24. Vidare kan utvecklingsförloppet för en stjärna fortsätta på ett liknande sätt. Vid en viss temperatur T 3 > T 2 exciteras reaktionen av fusion av kol-magnesiumkärnor. Denna cykel bör fullbordas genom bildandet av kiselkärnor Si-26 och fosfor P-31.

Och slutligen, vid en temperatur T 4 > T 3 kan det sista steget av den exoterma reaktionen av syntesen av kisel- och fosforkärnor initieras, vilket bör sluta med bildningen av kärnor 56 26 Fe, 59 27 Co, 57 28 Ni .

Detta är ett idealiserat schema. Faktum är att dessa processer kan överlappa varandra. I mitten av stjärnan kan fusionsreaktioner av tyngre kärnor ske vid högre temperatur, och i periferin kan fusionsreaktioner av mindre tunga kärnor vid lägre temperaturer ske. Och i de flesta fall går utvecklingen av en stjärna smidigt. Men ibland finns det en sådan kombination av massa, sammansättning, storlek och andra parametrar hos stjärnan att balansen störs. Under påverkan av gravitationen trycker stjärnans materia snabbt mot mitten och stjärnan kollapsar. Den höga densiteten, temperaturen och trycket i kärnan av en stjärna kan i vissa fall leda till ett snabbt frigörande av enorma energier. Till exempel, som ett resultat av en sådan reaktion: 16 8 O + 16 8 O \u003d 32 16 S + 16,5 MeV. (25,8)

Stjärnan exploderar och ger upphov till en supernova. Om vi ​​tar hänsyn till energin för SNZ-explosionen E = 10 44 J och frekvensen av deras upprepningar, visar det sig att 1 % av SNZ-explosionen är tillräckligt för att upprätthålla den genomsnittliga energitätheten för PCR.

i. Pulsarer(pulserande radioemissionskällor) är små, upp till 20 km i diameter, neutronstjärnor som uppstod som ett resultat av den snabba gravitationskompressionen av supernovarester. Neutronstjärnornas täthet når 1012 kg/m 3 , vilket är nära materiadensiteten i atomkärnor.

Som ett resultat av komprimeringen av resterna av stjärnan når magnetfältsinduktionen på ytan enorma värden i storleksordningen 10 9 T. Som jämförelse: den maximala magnetfältsinduktion som erhålls i ett fysiskt experiment (i pulsade solenoider) överstiger inte 10 2 T. På grund av deras ringa storlek kan rotationshastigheten för neutronstjärnor nå 1000 Hz. En sådan snabbt roterande magnetisk stjärna inducerar ett elektriskt virvelfält runt sig själv. Detta fält accelererar partiklarna i plasman som omger pulsaren till höga energier. Kärnor accelererar upp till 10 20 eV, elektroner - upp till 10 12 eV. Efter att ha flyttat bort från pulsaren fyller dessa snabba partiklar på PCR-kompositionen.

Laddade partiklar som flyger från rymden in i pulsarens magnetfält snurrar runt kraftlinjerna och sänder ut synkrotronstrålning i radioområdet. Denna strålning är särskilt stark i riktning mot de magnetiska polerna. Eftersom pulsarens rotationsaxel inte sammanfaller med den magnetiska axeln, beskriver strålen av radioemission en kon. Om jorden är i väggen av denna kon, registreras en signal med jämna mellanrum på den i det ögonblick då den polära radiostrålen korsar jorden.

På grund av förlusten av energi ökar perioden för pulsarer. Därför, ju yngre pulsaren är, desto högre frekvens av dess rotation. För närvarande är flera hundra pulsarer kända, deras perioder varierar från 0,033 s till 4,8 s.

kvasarer(förkortning för engelsk quasi-stellar radio source) - kvasi-stjärnor, liknande stjärnor. De liknar stjärnor i optiskt utseende och liknar nebulosor i spektrats natur. I kvasarspektra finns en enorm rödförskjutning, 2-6 gånger större än den största kända i galaxen. I det synliga området observeras till exempel huvudets UV-linje i Lyman-serien (D = 121,6 nm i referensramen för den emitterande gasen).

Efter att ha bestämt med formeln för dopplerfrekvensförskjutningen ν=ν 0 √((1±β)/(1-+β)), där β=υ/с, kvasarens radiella hastighet υ i förhållande till jorden, och med hjälp av Hubbles empiriska lag υ = Нr, där H=1,3-10 -18 s -1 är Hubble-konstanten, kan du beräkna avståndet till kvasaren r. Avstånden till kvasaren visade sig vara gigantiska. Deras beställning är r~10 10 ps. Detta är en miljon gånger storleken på vår galax. Ljusstyrkan hos kvasarer varierar med en period T på cirka 1 timme. Eftersom diametern på en kvasar inte kan överstiga c * T, där c är ljusets hastighet i vakuum, visar det sig att storleken på kvasarer är liten, inte mer än diametern på Uranus bana (4 * 10 12 m) . Med hänsyn till kvasarernas stora avlägsna läge visar det sig att de måste utstråla en gigantisk effekt av storleksordningen 10 45 W, jämförbar med galaxer, i en relativt liten rymdvolym. Sådana superkraftiga föremål borde kasta strömmar av högenergipartiklar ut i rymden. Energimekanismen för kvasarer är oklar. Med en sådan enorm energiförbrukning bör det aktiva skedet av kvasarer begränsas till 10 tusen år. Hittills, bland optiska objekt, anses cirka 200 kvasarer.

4. Solens kosmiska strålar. Solen är den stjärna som ligger närmast jorden. Denna stjärna är i ett stationärt tillstånd och är därför inte någon märkbar källa till PCR på Galaxys skala. Men eftersom jorden är väldigt nära solen är den inom räckhåll för plasman som strömmar från solen - solvinden. Solvinden består av protoner och elektroner. Det har sitt ursprung i stigande gasdynamiska flöden - facklor i fotosfärskiktet och utvecklas i kromosfären.

Energin hos solvindens partiklar men jämfört med galaktiska strålar är mycket liten: för elektroner E≈10 4 eV, för protoner inte mer än 10 11 N eV. Under aktiveringen av explosiva processer på solens yta (perioden för solaktivitet) är koncentrationen av partiklar i solvinden i jordens omloppsbana hundratals gånger högre än koncentrationen av partiklar i galaktiska strålar. Därför är solvindens inverkan på markprocesser under solaktivitetsperioden mycket mer märkbar i jämförelse med galaktiska strålar. Vid denna tidpunkt är radiokommunikationen störd, geomagnetiska stormar och norrsken uppstår. Men i genomsnitt är bidraget från solens kosmiska strålar till jorden litet. Det är 1-3% i intensitet.

5. Sekundära kosmiska strålarär flödet av partiklar som produceras under interaktionen mellan PCR och jordens atmosfär. Ofta kännetecknas passagen av en partikel i ett ämne av dess genomsnittliga väg l före interaktion med mediets kärna. Ofta uttrycks den genomsnittliga körningen som massan av ett ämne i en kolumn med en yta på 1 cm 2 och en höjd l. Alltså är hela tjockleken av jordens atmosfär 1000 g/cm2. För protoner motsvarar intervallet l 70-80 g/cm 2 , för α-partiklar - 25 g/cm 2, för tyngre kärnor är detta värde ännu mindre. Sannolikheten för att en proton når jordens yta finns från Bouguers lag. I/Io =exp(-x/l)=exp(-1000/70)≈10-7. Av de 10 miljoner primära protonerna kommer bara en att nå jorden. För α-partiklar och kärnor är detta antal ännu mindre. I sekundära kosmiska strålar särskiljs 3 komponenter: kärnaktiv (hadron), hård (myon) och mjuk (elektron-foton).

a. Nukleärt aktiv komponent innehåller protoner och neutroner som härrör från växelverkan mellan protoner och andra partiklar av högenergi-PCR E 0 > 1 GeV med kärnorna av atomer i jordens atmosfär, främst kväve N och syre O. När en partikel träffar en kärna, kommer ungefär hälften av dess energi spenderas på att slå ut flera nukleoner med energier E≈0,2 GeV, på exciteringen av den slutliga kärnan och på multipel produktion av relativistiska partiklar. I grund och botten är dessa pioner π + , π 0 , π - . Deras antal per primär proton med energi E 0 ≈0,2 GeV kan nå upp till 10. En exciterad kärna, som sönderfaller, avger flera fler nukleoner eller α-partiklar. De framväxande nukleonerna och den primära partikeln, som interagerar med atmosfärens kärnor, leder till utvecklingen av en kärnkaskad. Protoner och andra lågenergiförorenade partiklar som förekommer vid varje kollisionshändelse saktas snabbt ned och absorberas som ett resultat av joniseringsförluster. Neutroner, å andra sidan, deltar i den ytterligare förökningen av kärnaktiva partiklar ner till de lägsta energierna.

b. Hård (muon) komponent föds i en kärnkaskad av laddade pioner med en energi på E≤100 GeV, sönderfallande enligt schemat: π ± →μ ± + ν μ (ṽ μ), där μ ± är laddade myoner. Deras vilomassa är 207m e, och medellivslängden i deras egen referensram τ 0 =2*10 6 s; ν m (ṽ m) - myonneutrino (antineutrino). Myoner sönderfaller i sin tur enligt schemat: μ - →e - *ṽ, μ + →e + *ν. Eftersom myonernas hastigheter är nära ljusets hastighet, visar sig, i enlighet med relativitetsteorin, deras genomsnittliga livslängd i referensramen förknippad med jorden vara ganska stor. Som ett resultat hinner myoner passera genom hela atmosfären och till och med cirka 20 m jord. Detta beror också på att myoner och ännu mer neutriner interagerar svagt med materia. Det är därför som flödet av myoner och neutriner kallas den hårda eller penetrerande komponenten av sekundära kosmiska strålar.

e. Mjuk (elektron-foton) komponent. Dess huvudsakliga källa är neutrala pioner π 0 bildade vid en kärnkraftskollision. Jämfört med laddade pioner π + och π -, vars livslängd är 2*10 -6 s, sönderfaller neutrala pioner snabbare, deras medellivslängd är τ=1,8*10 -16 s. Från födelseplatsen hinner π 0 -pionen gå en obetydlig sträcka x≈c*τ= 3*10 8 *1,8*10 -16 = 5*10 -8 m och sönderfaller till två högenergiska γ -kvanta: π0 → γ + γ. Dessa energiska γ-kvanta i kärnans fält sönderfaller till elektron-positronpar, γ → e - + e +. Var och en av de resulterande elektronerna har en hög hastighet och, när de kolliderar med kärnor, avger de bremsstrahlung γ-quanta, e - → e - + γ.. Och så vidare. En lavinliknande process inträffar.

En ökning av antalet elektroner, positroner och y-kvanta kommer att ske tills partikelenergin minskar till 72 MeV. Därefter beror de dominerande energiförlusterna på jonisering av atomer i partiklarna och på Comptoion-spridning i y-strålarna. Tillväxten av antalet partiklar i duschen stoppar och dess individuella partiklar absorberas. Den maximala utvecklingen av den mjuka komponenten sker på en höjd av cirka 15 km.

Vid mycket höga energier av primärpartiklar E 0 >. 10 5 GeV elektron-fotonkaskadlaviner i jordens atmosfär får de specifika egenskaperna hos omfattande luftskurar. Utvecklingen av en sådan dusch börjar på en höjd av 20–25 km. Det totala antalet partiklar kan nå 10 8 -10 9 . Eftersom en partikel i duschen har en energi på cirka 1 GeV, kan primärpartikelns energi uppskattas utifrån antalet partiklar i duschen.

Förekomsten av sådana fallande duschar upptäcktes 1938 av fransmannen Pierre Auger. Därför kallas de ofta Auger showers.