Zloženie a spektrá sekundárneho kozmického žiarenia. Kozmické lúče najvyšších energií

Fyzika kozmického žiarenia považovaný za súčasť fyzika vysokých energií a časticová fyzika.

Fyzika kozmického žiareniaštúdium:

• procesy vedúce k vzniku a zrýchleniu kozmického žiarenia;
• častice kozmického žiarenia, ich povaha a vlastnosti;
• javy spôsobené časticami kozmického žiarenia vo vesmíre, atmosfére Zeme a planét.

Štúdium tokov vysokoenergeticky nabitých a neutrálnych kozmických častíc dopadajúcich na hranicu zemskej atmosféry je najdôležitejším experimentálnym problémom.

Klasifikácia podľa pôvodu kozmického žiarenia:

• mimo našej Galaxie;
• v galaxii;
• na slnku;
• v medziplanetárnom priestore.

Primárny nazývané extragalaktické, galaktické a slnečné kozmické žiarenie.

Sekundárne Kozmické žiarenie sa zvyčajne nazýva prúdy častíc, ktoré vznikajú pôsobením primárneho kozmického žiarenia v zemskej atmosfére a sú zaznamenané na zemskom povrchu.

kozmické lúče sú súčasťou prirodzeného žiarenia (žiarenie pozadia) na povrchu Zeme a v atmosfére.

Pred vývojom technológie urýchľovačov slúžilo kozmické žiarenie ako jediný zdroj vysokoenergetických elementárnych častíc. Pozitron a mión boli teda prvýkrát nájdené v kozmickom žiarení.

Energetické spektrum kozmického žiarenia pozostáva zo 43 % energie protónov, ďalších 23 % energie jadier hélia (častice alfa) a 34 % energie prenášanej zvyšnými časticami [ ] .

Podľa počtu častíc tvorí kozmické žiarenie 92 % protónov, 6 % jadier hélia, asi 1 % ťažších prvkov a asi 1 % elektrónov. Pri štúdiu zdrojov kozmického žiarenia mimo Slnečnej sústavy sa protónovo-jadrová zložka deteguje najmä tokom gama žiarenia, ktorý vytvára obiehajúcimi teleskopmi gama žiarenia, a elektrónová zložka sa deteguje synchrotrónovým žiarením, ktoré generuje a ktoré dopadá na rádiový rozsah (najmä na metrových vlnách - pri žiarení v magnetickom poli medzihviezdneho prostredia) a v silných magnetických poliach v oblasti zdroja kozmického žiarenia - a do vyšších frekvenčných rozsahov. Elektronickú súčiastku je preto možné detekovať aj pozemnými astronomickými prístrojmi.

Tradične sa častice pozorované v CR delia do nasledujúcich skupín: p (Z = 1), (\displaystyle (Z=1),) α (Z = 2), (\displaystyle (Z=2),) L (Z = 3...5) , (\displaystyle (Z=3...5),) M (Z = 6...9) , (\displaystyle (Z=6...9),) H (Z ≥ 10) , (\displaystyle (Z\geqslant 10),) vh (Z ≥ 20) (\displaystyle (Z\geqslant 20))(resp. protóny, častice alfa, ľahké, stredné, ťažké a superťažké). Charakteristickým znakom chemického zloženia primárneho kozmického žiarenia je anomálne vysoký (niekoľkotisíckrát) obsah jadier skupiny L (lítium, berýlium, bór) v porovnaní so zložením hviezd a medzihviezdneho plynu. Tento jav sa vysvetľuje skutočnosťou, že mechanizmus tvorby kozmických častíc urýchľuje predovšetkým ťažké jadrá, ktoré sa pri interakcii s protónmi medzihviezdneho média rozpadajú na ľahšie jadrá. Tento predpoklad potvrdzuje skutočnosť, že CR majú veľmi vysoký stupeň izotropie.

História fyziky kozmického žiarenia

Prvýkrát sa podarilo získať náznak o možnosti existencie ionizujúceho žiarenia mimozemského pôvodu na začiatku 20. storočia pri pokusoch o štúdiu vodivosti plynov. Zistené spontánne elektriny v plyne nemožno vysvetliť ionizáciou vznikajúcou prirodzenou rádioaktivitou Zeme. Pozorované žiarenie sa ukázalo byť natoľko prenikavé, že v ionizačných komorách tienených hrubými vrstvami olova bol stále pozorovaný zvyškový prúd. V rokoch 1911-1912 sa uskutočnilo množstvo experimentov s ionizačnými komorami na balónoch. Hess zistil, že žiarenie rastie s výškou, zatiaľ čo ionizácia spôsobená rádioaktivitou Zeme by musela s výškou klesať. V Kolchersterových pokusoch sa dokázalo, že toto žiarenie smeruje zhora nadol.

V rokoch 1921-1925 americký fyzik Millikan pri štúdiu absorpcie kozmického žiarenia v zemskej atmosfére v závislosti od výšky pozorovania zistil, že v olove sa toto žiarenie absorbuje rovnako ako gama žiarenie jadier. Millikan bol prvý, kto toto žiarenie nazval kozmické lúče.

V roku 1925 sovietski fyzici L. A. Tuvim a L. V. Mysovsky zmerali absorpciu kozmického žiarenia vo vode: ukázalo sa, že toto žiarenie bolo absorbované desaťkrát slabšie ako gama žiarenie jadier. Myšovský a Tuwim tiež zistili, že intenzita žiarenia závisí od barometrického tlaku – objavili „barometrický efekt“. Experimenty D. V. Skobeltsyna s oblakovou komorou umiestnenou v konštantnom magnetickom poli umožnili „vidieť“ vďaka ionizácii stopy (stopy) kozmických častíc. DV Skobeltsyn objavil spŕšky kozmických častíc.

Experimenty s kozmickým žiarením umožnili urobiť množstvo zásadných objavov pre fyziku mikrosveta.

Kozmické žiarenie s ultra vysokou energiou

Energia niektorých častíc (napríklad častice "Oh-My-God") prekračuje limit GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) - teoretický energetický limit pre kozmické žiarenie 5⋅10 19 eV, spôsobené ich interakciou s fotónmi reliktného žiarenia. Niekoľko desiatok takýchto častíc za rok zaregistrovalo observatórium AGASA. (Angličtina)ruský. Tieto pozorovania zatiaľ nemajú dostatočne podložené vedecké vysvetlenie.

Registrácia kozmického žiarenia

Metódy ich registrácie sa ešte dlho po objavení kozmického žiarenia nelíšili od metód registrácie častíc v urýchľovačoch, najčastejšie počítadlách plynových výbojov alebo jadrových fotografických emulziách vynesených do stratosféry alebo do kozmického priestoru. ale túto metódu neumožňuje systematické pozorovanie vysokoenergetických častíc, pretože sa objavujú pomerne zriedkavo a priestor, v ktorom môže takéto počítadlo vykonávať pozorovania, je obmedzený jeho veľkosťou.

Moderné observatóriá fungujú na iných princípoch. Keď častica s vysokou energiou vstúpi do atmosféry, interaguje s atómami vzduchu počas prvých 100 g/cm² a vytvorí záplavu častíc, väčšinou piónov a miónov, ktoré zase vytvárajú ďalšie častice atď. Vznikne kužeľ častíc, ktorý sa nazýva sprcha. Takéto častice sa pohybujú rýchlosťou presahujúcou rýchlosť svetla vo vzduchu, vďaka čomu dochádza k Cherenkovovej žiare, zaznamenanej ďalekohľadmi. Táto technika vám umožňuje sledovať oblasti oblohy s rozlohou stoviek štvorcových kilometrov.

Význam pre vesmírne lety

Vizuálny fenomén kozmického žiarenia (Angličtina)

Astronauti ISS, keď zatvoria oči, nevidia záblesky svetla viac ako raz za 3 minúty, možno tento jav súvisí s dopadom vysokoenergetických častíc vstupujúcich do sietnice oka. Experimentálne sa to však nepotvrdilo, je možné, že tento účinok má výlučne psychologický základ.

Žiarenie

Dlhodobé vystavenie kozmickému žiareniu môže mať veľmi negatívny vplyv na ľudské zdravie. Pre ďalšiu expanziu ľudstva na ďalšie planéty slnečnej sústavy je potrebné vyvinúť spoľahlivú ochranu proti takýmto nebezpečenstvám – vedci z Ruska a USA už hľadajú spôsoby, ako tento problém vyriešiť.

kozmické lúče

Diferenciálne energetické spektrum kozmického žiarenia má mocninový charakter (na dvojnásobnej logaritmickej škále - naklonená priamka) (minimálne energie - žltá zóna, slnečná modulácia, priemerné energie - modrá zóna, GCR, maximálne energie - fialová zóna, extragalaktická CR)

Kozmické lúče- elementárne častice a jadrá atómov pohybujúce sa s vysokými energiami vo vesmíre.

Základné informácie

Fyzika kozmického žiarenia považovaný za súčasť fyzika vysokých energií a časticová fyzika.

Fyzika kozmického žiareniaštúdium:

• procesy vedúce k vzniku a zrýchleniu kozmického žiarenia;
• častice kozmického žiarenia, ich povaha a vlastnosti;
• javy spôsobené časticami kozmického žiarenia vo vesmíre, atmosfére Zeme a planét.

Štúdium tokov vysokoenergeticky nabitých a neutrálnych kozmických častíc dopadajúcich na hranicu zemskej atmosféry je najdôležitejším experimentálnym problémom.

Klasifikácia podľa pôvodu kozmického žiarenia:

• mimo našej galaxie
• v galaxii
• na slnku
• v medziplanetárnom priestore

Primárny nazývané extragalaktické a galaktické lúče. Sekundárne Je zvykom nazývať toky častíc prechádzajúce a transformujúce sa v zemskej atmosfére.

Kozmické žiarenie je súčasťou prirodzeného žiarenia (žiarenia pozadia) na povrchu Zeme a v atmosfére.

Pred vývojom technológie urýchľovačov slúžilo kozmické žiarenie ako jediný zdroj vysokoenergetických elementárnych častíc. Pozitron a mión boli teda prvýkrát nájdené v kozmickom žiarení.

Pokiaľ ide o počet častíc, kozmické žiarenie tvorí 90 percent protónov, 7 percent jadier hélia, asi 1 percento ťažších prvkov a asi 1 percento elektrónov. Pri štúdiu zdrojov kozmického žiarenia mimo Slnečnej sústavy sa protónovo-jadrová zložka deteguje najmä tokom gama žiarenia, ktorý vytvára obiehajúcimi teleskopmi gama žiarenia, a elektrónová zložka sa deteguje synchrotrónovým žiarením, ktoré generuje a ktoré dopadá na rádiový rozsah (najmä na metrových vlnách - pri žiarení v magnetickom poli medzihviezdneho prostredia) a v silných magnetických poliach v oblasti zdroja kozmického žiarenia - a do vyšších frekvenčných rozsahov. Elektronickú súčiastku je preto možné detekovať aj pozemnými astronomickými prístrojmi.

Tradične sa častice pozorované v CR delia do nasledujúcich skupín: L, M, H, VH (v tomto poradí ľahké, stredné, ťažké a superťažké). Charakteristickým znakom chemického zloženia primárneho kozmického žiarenia je anomálne vysoký (niekoľkotisíckrát) obsah jadier skupiny L (lítium, berýlium, bór) v porovnaní so zložením hviezd a medzihviezdneho plynu. Tento jav sa vysvetľuje tým, že častice CR pod vplyvom galaktického magnetického poľa náhodne blúdia vesmírom asi 7 miliónov rokov, kým sa dostanú na Zem. Počas tejto doby môžu jadrá skupiny VH neelasticky interagovať s protónmi medzihviezdneho plynu a rozpadnúť sa na ľahšie frakcie. Tento predpoklad potvrdzuje skutočnosť, že CR majú veľmi vysoký stupeň izotropie.

História fyziky kozmického žiarenia

Prvýkrát sa podarilo získať náznak o možnosti existencie ionizujúceho žiarenia mimozemského pôvodu na začiatku 20. storočia pri pokusoch o štúdiu vodivosti plynov. Pozorovaný spontánny elektrický prúd v plyne sa nedal vysvetliť ionizáciou vznikajúcou v dôsledku prirodzenej rádioaktivity Zeme. Pozorované žiarenie sa ukázalo byť natoľko prenikavé, že v ionizačných komorách, tienených hrubými vrstvami olova, bol ešte pozorovaný zvyškový prúd. V rokoch 1911-1912 sa uskutočnilo množstvo experimentov s ionizačnými komorami na balónoch. Hess zistil, že žiarenie rastie s výškou, zatiaľ čo ionizácia spôsobená rádioaktivitou Zeme by musela s výškou klesať. V Kolchersterových pokusoch sa dokázalo, že toto žiarenie smeruje zhora nadol.

V rokoch 1921-1925 americký fyzik Millikan pri štúdiu absorpcie kozmického žiarenia v zemskej atmosfére v závislosti od výšky pozorovania zistil, že v olove sa toto žiarenie absorbuje rovnako ako gama žiarenie jadier. Millikan bol prvý, kto toto žiarenie nazval kozmické lúče. V roku 1925 sovietski fyzici L. A. Tuvim a L. V. Mysovsky zmerali absorpciu kozmického žiarenia vo vode: ukázalo sa, že toto žiarenie bolo absorbované desaťkrát slabšie ako gama žiarenie jadier. Myšovský a Tuwim tiež zistili, že intenzita žiarenia závisí od barometrického tlaku – objavili „barometrický efekt“. Experimenty D. V. Skobeltsyna s oblakovou komorou umiestnenou v konštantnom magnetickom poli umožnili „vidieť“ vďaka ionizácii stopy (stopy) kozmických častíc. DV Skobeltsyn objavil spŕšky kozmických častíc. Experimenty s kozmickým žiarením umožnili urobiť množstvo zásadných objavov pre fyziku mikrosveta.

slnečné kozmické lúče

Slnečné kozmické žiarenie (SCR) sú energetické nabité častice – elektróny, protóny a jadrá – vstrekované Slnkom do medziplanetárneho priestoru. Energia SCR sa pohybuje od niekoľkých keV do niekoľkých GeV. V spodnej časti tohto rozsahu SCR hraničia s protónmi vysokorýchlostných prúdov slnečného vetra. Častice SCR sa objavujú v dôsledku slnečných erupcií.

Kozmické žiarenie s ultra vysokou energiou

Energia niektorých častíc presahuje Greisenov-Zatsepinov-Kuzminov limit - teoretický energetický limit pre kozmické žiarenie je 6·10 19 eV. Niekoľko desiatok takýchto častíc za rok zaregistrovalo observatórium AGASA. (Angličtina) ruský . Tieto pozorovania zatiaľ nemajú dostatočne podložené vedecké vysvetlenie.

Registrácia kozmického žiarenia

Spôsoby ich registrácie sa ešte dlho po objavení kozmického žiarenia nelíšili od metód registrácie častíc v urýchľovačoch, najčastejšie počítadlách plynových výbojov alebo jadrových fotografických emulzií vynesených do stratosféry, prípadne do kozmického priestoru. Táto metóda však neumožňuje systematické pozorovanie vysokoenergetických častíc, pretože sa objavujú pomerne zriedkavo a priestor, v ktorom môže takéto počítadlo vykonávať pozorovania, je obmedzený jeho veľkosťou.

Moderné observatóriá fungujú na iných princípoch. Keď častica s vysokou energiou vstúpi do atmosféry, interaguje s atómami vzduchu v prvých 100 g / cm², čím vznikne celá vlna častíc, najmä pionov a miónov, z ktorých zase vznikajú ďalšie častice atď. Vytvára sa kužeľ častíc, ktorý sa nazýva sprcha. Takéto častice sa pohybujú rýchlosťou presahujúcou rýchlosť svetla vo vzduchu, vďaka čomu dochádza k Cherenkovovej žiare, zaznamenanej ďalekohľadmi. Táto technika vám umožňuje sledovať oblasti oblohy s rozlohou stoviek štvorcových kilometrov.

Význam pre vesmírne lety

Astronauti ISS, keď zatvoria oči, nevidia záblesky svetla viac ako raz za 3 minúty, možno tento jav súvisí s dopadom vysokoenergetických častíc vstupujúcich do sietnice oka. Experimentálne sa to však nepotvrdilo, je možné, že tento účinok má výlučne psychologický základ.

Dlhodobé vystavenie kozmickému žiareniu môže mať veľmi negatívny vplyv na ľudské zdravie. Pre ďalšiu expanziu ľudstva na ďalšie planéty slnečnej sústavy je potrebné vyvinúť spoľahlivú ochranu proti takýmto nebezpečenstvám – vedci z Ruska a USA už hľadajú spôsoby, ako tento problém vyriešiť.

pozri tiež

Poznámky

Literatúra

• S. V. Murzin. Úvod do fyziky kozmického žiarenia. Moskva, M.: Atomizdat, 1979.
• Model vesmíru - M.: Vydavateľstvo Moskovskej štátnej univerzity, v 3 zväzkoch.
• A. D. Filonenko Rádioastronomická metóda na meranie ultravysokých energetických tokov kozmických častíc (ruština) // UFN. - 2012. - T. 182. - S. 793-827.

Odkazy

• Vedecký a vzdelávací otvorený projekt o štúdiu kozmického žiarenia

medzihviezdne médium
Komponenty	Medzihviezdny plyn Medzihviezdny prach Medzihviezdny oblak kozmické lúče· Magnetické pole
hmloviny	Difúzna (svetlá) hmlovina Tmavá hmlovina Emisná hmlovina Reflexná hmlovina Pozostatok supernovy Planetárna hmlovina Protoplanetárna hmlovina
Oblasti vzniku hviezd	Molekulárny oblak Globula Oblasť H II
Cirkumhviezdne útvary	Akrečný disk Protoplanetárny disk Polárny prúd prúdi objekt Herbig-Haro
Žiarenie	Hviezdny vietor CMB

Nadácia Wikimedia. 2010.

Kozmické žiarenie (CR) sa zvyčajne chápe ako prúdy nabitých relativistických častíc, od protónov a jadier hélia cez jadrá ťažších prvkov až po urán, ktoré sa rodia a urýchľujú na vysoké a extrémne vysoké (až 10 20 eV) energie mimo Zeme. V tomto prípade dominuje príspevok Slnka v toku častíc s energiami do 10 9 eV, pričom častice s vyššou energiou sú galaktického (a prípadne extragalaktického pri najvyšších energiách) pôvodu.
Prirodzene, protóny a jadrá nevyčerpávajú celú škálu žiarenia prichádzajúceho na Zem z vesmíru. Nie sú tu však zahrnuté otázky súvisiace so štúdiom ďalších zložiek, ktoré tvoria kozmické žiarenie: elektróny, pozitróny, antiprotóny, neutrína, gama žiarenie, ako aj rôzne elektromagnetické žiarenie.
Protóny prevládajú v zložení galaktického kozmického žiarenia (GCR), zatiaľ čo zvyšné jadrá tvoria menej ako 10 %. Dominantnou zložkou zostávajú protóny, prinajmenšom do energií ~ 1 TeV, hoci podiel jadier sa zvyšuje so zvyšujúcou sa energiou častíc. Na obrázku 1 je relatívna abundancia jadier v CR porovnaná so zastúpením prvkov v slnečnej sústave (Simpson, 1997). Vo všeobecnosti existuje podobnosť, s dvoma výnimkami: skupina Li, Be, B a prvky od Cl po Mn.

Ryža. 1 Zastúpenie prvkov. Tmavé bodky – CR, svetlé bodky – slnečná sústava.

Ako je možné vidieť z obrázku, množstvo ľahkých jadier (s nábojom Z od 3 do 5) v GCR prevyšuje ich množstvo vo hviezdach o niekoľko rádov. Okrem toho sú GCR charakterizované výrazne vyššou prítomnosťou ťažkých jadier (Z> 20) v porovnaní s ich prirodzeným množstvom. Anomálne vysoký výskyt týchto prvkov je spojený s dodatočným príspevkom zo štiepenia ťažších prvkov v medzihviezdnom médiu. Oba tieto faktory sú veľmi dôležité pre objasnenie otázky pôvodu GCR.

Slnko je tiež zdrojom CR a toky slnečného kozmického žiarenia (SCR), najmä počas slnečných erupcií, môžu dosahovať veľmi vysoké hodnoty, ale ich charakteristická energia spravidla nepresahuje 109 eV, pričom GCR sú rozložené na veľmi široký energetický rozsah od 109 do 1020 eV. Preto rozdelenie CR na galaktickú a slnečnú odráža podstatu veci, keďže charakteristiky aj zdroje SCR a GCR sú úplne odlišné. Pri energiách pod 10 GeV/nukleón závisí intenzita GCR nameraná v blízkosti Zeme od úrovne slnečnej aktivity (presnejšie od zmeny magnetického poľa počas slnečných cyklov).
Pri vyšších energiách je intenzita GCR konštantná v čase. Podľa existujúcich predstáv sa samotné GCR končia v energetickom rozsahu medzi 10 17 a 10 18 eV. Preto je pri energiách nad 10 18 eV správnejšie používať označenie jednoducho CR, keďže pôvod kozmických lúčov extrémne vysokých energií s najväčšou pravdepodobnosťou nesúvisí s galaxiou. Pozorované diferenciálne energetické spektrum CR (Cronin, 1999) je znázornené na obr.2. Spektrum je opísané mocninovým zákonom vo veľmi širokom energetickom rozsahu od 10 11 do 10 20 eV s miernou zmenou sklonu asi 3 10 15 eV (koleno, niekedy nazývané koleno) a asi 10 19 eV (členok, členok). Integrálny tok CR nad členkom je približne 1 častica na km2 za rok.

Obr.2 Energetické spektrum kozmického žiarenia.

Mocenskoprávny charakter energetického spektra CR naznačuje netepelný pôvod ich energie, a to zase kladie na zdroje CR určité požiadavky, ktoré musia zabezpečiť vytvorenie mocenského energetického spektra. Maximálna energia častíc CR, ktorá bola zaznamenaná z pozorovaní rozsiahlych vzdušných spŕch, je 3,10 20 eV a existuje viac ako 10 udalostí, ktorých energie sú > 10 20 eV. Takéto energie len ťažko môžu poskytnúť zdroje nachádzajúce sa v našej Galaxii. Interakcia extrémne vysokoenergetických CR s kozmickým mikrovlnným žiarením pozadia s teplotou 2,75ºK zároveň obmedzuje rozsah vzdialeností, z ktorých by častice s takýmito energiami mohli prísť do oblasti lokálnej superkopy galaxií a v nej , rovnako ako v našej Galaxii, ani tu neexistujú žiadne objekty, ktoré by mohli poskytnúť zrýchlenie tak vysokým energiám. Tento problém priťahuje veľkú pozornosť výskumníkov a na jeho vyriešenie sa vytvárajú inštalácie, ktoré majú obrovské citlivé oblasti, keďže intenzita častíc extrémne vysokých energií je extrémne malá (pozri obr. 2).

Hustota energie prenášaná kozmickým žiarením je ~1 eV/cm3, pričom najväčší podiel na tejto hodnote v dôsledku strmo klesajúceho spektra majú relatívne nízkoenergetické častice. Medzitým je významné, že hodnota hustoty energie GCR sa ukazuje byť porovnateľná s hustotou energie tepelného pohybu medzihviezdneho plynu a jeho turbulentných pohybov, s hustotou celkového elektromagnetického žiarenia hviezd v našej Galaxii a s hustotou energie obsiahnutou v magnetickom poli Galaxie. To znamená, že úloha GCR v energetickej bilancii procesov prebiehajúcich vo vesmíre je pomerne veľká a túto okolnosť by mala brať do úvahy teória pôvodu kozmického žiarenia (Astrophysics KL, 1990).

Tok GCR sa vyznačuje vysokým stupňom izotropie. Hodnoty koeficientu anizotropie do 1014 eV nepresahujú 0,1 %, s ďalším nárastom energie koeficient anizotropie CR stúpa a dosahuje niekoľko desiatok percent pri energiách >1019 eV, štatistická významnosť experimentu výsledky v oblasti ultravysokých a extrémne vysokých energií (1015 20 eV) sú spravidla malé.

Teória pôvodu GCR, ktorá by sa dala nazvať celkom úplná, v súčasnosti chýba, najmä ak vezmeme do úvahy pôvod GCR s ultravysokými energiami (> 10 15 eV), hoci za posledných 10–15 rokov v chápaní všeobecná povaha procesov, v ktorých sa kozmické žiarenie objavuje a urýchľuje, a bol dosiahnutý významný pokrok. Kompletná teória pôvodu GCR by mala vysvetliť hlavné charakteristiky GCR: mocninovú formu energetického spektra, hustotu energie, hmotnostné (chemické) zloženie primárnych CR vrátane údajov o tokoch antiprotónov, elektrónov, pozitróny, gama lúče, praktická stálosť intenzity GCR v čase a veľmi slabá ich anizotropia. Ešte na konci 50. rokov viedli energetické úvahy (Ginzburg a Syrovatsky 1963) k záveru, že výbuchy supernov v našej Galaxii by sa mali považovať za zdroj GCR (aspoň ich hlavnej hmoty). Kvantitatívna teória transformácie energie výbuchu supernovy na energetické spektrum kozmického žiarenia urýchľovaním nabitých častíc rázovými vlnami v rozpínajúcich sa obaloch supernov sa začala rozvíjať koncom 70-tych rokov (Krymsky, 1977) a v súčasnosti sa stala všeobecne akceptovanou, hoci ešte nedostalo konečné experimentálne potvrdenie. Táto teória umožňuje popísať vznik spektra mocninového zákona GCR do energií ~10 15 .Z eV, kde Z je náboj zrýchleného iónu, a dokonca do ~10 17 .Z eV (Ptuskin a Zirakashvili, 2005), berúc do úvahy veľkú magnetohydrodynamickú turbulenciu vznikajúcu v dôsledku nestability toku CR na skoré štádium vývoj supernovy, ale je potrebné ďalšie úsilie na pochopenie toho, ako sa častice urýchľujú až na energie 10 20 eV.

Energetické spektrum GCR a ich hmotnostné zloženie pozorované v blízkosti Zeme sú tvorené ako výsledok transformácie počas prechodu zo zdrojov distribuovaných hlavne v centrálnej časti galaktického disku do slnečnej sústavy umiestnenej na periférii Galaxie. Pretože v Galaxii existujú pravidelné aj náhodné magnetické polia, ktorých charakteristická sila je ~3,10 -6 G, častice GCR sa šíria po veľmi zložitých trajektóriách a ich pohyb možno s dobrou aproximáciou opísať ako difúziu. Hlavné argumenty v prospech prítomnosti difúzie sú spojené s takmer úplnou izotropiou toku GCR a prítomnosťou ľahkých jadier (Li, Be, B) v toku GCR v množstvách stotisíckrát väčších, ako je ich počet v galaxie. Životnosť GCR, teda čas ich pobytu v Galaxii, je ~3,10 7 rokov, čo je o 4 rády dlhšie ako čas potrebný na prekročenie Galaxie pri pohybe v priamom smere. Počas tejto doby bude rozsah jadier stredných prvkov (C, N, O) v medzihviezdnom plyne 5–10 g/cm 2 , čo je dostatočné na tvorbu ľahkých jadier. Životnosť GCR a množstvo hmoty, ktorou prechádzajú, klesá so zvyšujúcou sa energiou častíc; častice extrémne vysokých difúznych energií už prakticky nezažívajú.
Energetické spektrum a hmotnostné zloženie GCR je možné merať buď priamo, t. j. ako výsledok priamej detekcie častíc GCR v experimentoch uskutočňovaných na balónoch a satelitoch, alebo pomocou nepriamych metód založených na štúdiu charakteristík rozsiahlych vzduchových spŕch (EAS). vznikajúce v dôsledku vývoja kaskádového procesu v atmosfére. Výhodou metódy EAS je, že niektoré zložky spŕch možno detekovať vo veľmi veľkých vzdialenostiach od trajektórie primárnej častice, ktorá generovala EAS (až desiatky kilometrov pri detekcii fluorescencie generovanej nabitými časticami spŕšky v atmosfére), čím sa dosiahne obrovský nárast efektívnej oblasti detekcie udalostí. To umožňuje prekonať nevyhnutné obmedzenie štatistiky, ktoré je vlastné priamym experimentom a neumožňuje ich použitie na štúdium GCR nad určitým energetickým prahom, ktorý závisí od geometrického faktora detektora. V súčasnosti je energetická hodnota dosiahnutá pri experimentoch na satelitoch série Proton (1968) rekordná a je ~ 2,10 15 eV. Pre väčšinu priamych experimentov je táto hranica stále oveľa nižšia, takže hranica medzi priamymi a nepriamymi experimentmi je medzi energiami 10 14 – 10 15 eV. Cenou za využitie výhod nepriamych metód je však nutnosť určiť energetické a hmotnostné číslo primárnej častice z výsledkov vývoja kaskády v atmosfére, s čím je spojená značná neistota aj keď je presne známa ako prebieha elementárna interakcia. Medzitým sú naše znalosti o interakciách hadrón-nukleón obmedzené energiou 2,10 15 eV (ekvivalentná energia Tevatronu v laboratórnom systéme). Zároveň je potrebné zdôrazniť, že rovnaká neistota by bola vlastná aj experimentom uskutočňovaným pomocou ionizačných kalorimetrov na satelitoch a balónoch, ak by tieto experimenty boli zamerané na oblasť energie, pre ktorú neexistujú žiadne experimentálne údaje o interakciách hadrón-nukleón.

2. METÓDY ŠTÚDIA KOZMICKÉHO LÚČENIA

Pre veľký rozsah energetického spektra CR a pre jeho strmo klesajúci charakter je potrebné použiť rôzne metódy merania.

2.1 Priame metódy

Experimentálne štúdium GCR priamymi metódami naznačuje možnosť priameho merania náboja a energie primárnych častíc. Ako už bolo spomenuté v úvode, horná hranica energetického rozsahu, v rámci ktorého je možné v súčasnosti aplikovať priame metódy, je približne 10 15 eV. Tento limit je určený na základe prirodzenej požiadavky na dosiahnutie minimálnej prijateľnej štatistickej presnosti v primeranom čase experimentu. Aj keď je táto hodnota oveľa menšia ako horná hranica spektra CR (~ 10 20 eV), v tomto prípade sa energetický rozsah, v ktorom sa štúdie uskutočňujú priamymi metódami, rozširuje o 5 rádov, čo vedie k potreba použiť rôzne metódy na meranie náboja a energie (alebo hybnosti) primárnych častíc.
Ako je známe, magnetické pole Zeme môže slúžiť ako analyzátor magnetickej tuhosti častíc, čo v minulosti umožnilo získať prvé informácie o energetickom spektre GCR v oblasti približne do 10 GeV. Interval od 10 GeV do 10 15 eV bol študovaný pomocou fotografických emulzií, ionizačných kalorimetrov, magnetických spektrometrov, röntgenových emulzných komôr a niektorých ďalších zariadení namontovaných na satelitoch alebo zdvihnutých na balónoch.

Ionizačný kalorimeter je pomerne hrubý blok hmoty prepojený s ionizačnými detektormi, ktorý umožňuje pomocou údajov z detektora určiť celkovú ionizáciu vytvorenú kaskádou generovanou primárnou časticou a potom nájsť primárnu energiu pomocou jedného modelovania kaskády. proces alebo kalibrácia ionizačného kalorimetra na urýchľovači. V ideálnom prípade by mal ionizačný kalorimeter úplne absorbovať celú kaskádu vytvorenú primárnou časticou v látke. Pri umiestnení ionizačného kalorimetra na družici alebo balóne je však takáto požiadavka nerealizovateľná, takže kalorimeter môže priamo merať len časť energie primárnej častice, a preto sa chyby merania energie zvyšujú s rastúcou časticou. energie. Ionizačný kalorimeter môže existovať vo fotoemulznej verzii a môže byť tiež kombináciou vrstiev rôntgenového emulzného filmu používaného ako ionizačný detektor, meraný optickou hustotou sčernenia filmu, s absorpčnými vrstvami; je možné použiť aj polovodičové ionizačné detektory. Ak je hrúbka kalorimetra malá, takže sú len 1-2 vrstvy ionizačných detektorov, potom sa kalorimeter zmení na takzvanú tlačnú inštaláciu (stlačenie je výbuch ionizácie v detektore počas prechodu lavíny nabitých častíc). Na rozdiel od kalorimetrov umožňujú joggingové zariadenia merať iba počet nabitých častíc v maxime kaskády a nie celkovú ionizáciu vytvorenú kaskádou.

Na meranie náboja primárnej častice sa spravidla používajú špeciálne detektory. Tieto detektory využívajú skutočnosť, že straty ionizáciou aj Čerenkovovým žiarením sú úmerné Z2, druhej mocnine náboja primárnej častice. To umožňuje vykonávať separáciu podľa Z, buď podľa ionizačnej straty častice, alebo podľa toku Čerenkovovho žiarenia vytvoreného časticou (Čerenkovov počítač).

Výskum vo vesmíre začal v 60. rokoch 20. storočia Grigorov a jeho spolupracovníci v experimentoch na satelitoch série Protón (Bugakov et al., 1970). V týchto experimentoch sa určoval náboj a smer pohybu častíc pomocou Čerenkovových počítačov s plexi žiaričmi a na stanovenie energie bol použitý ionizačný kalorimeter (obr. 3), obsahujúci 140 g/cm 2 Pb a 855 g/cm 2 Fe. ako absorbér medzi 16 vrstvami ionizačných komôr (dodnes je tento kalorimeter rekordný z hľadiska hmotnosti a svietivosti).

Ryža. 3 Schematický diagram spektrometra IK-15 na štúdium častíc kozmického žiarenia s vysokou energiou; М – výmenné grafitové a polyetylénové terče, CHS – Čerenkovove počítadlá, ТМ – tenké grafitové terče, DN – časticové nábojové a smerové detektory, IR – ionizačné komory, PS – proporcionálne počítadlá.

V experimentoch na satelitoch radu Protón bolo merané energetické spektrum všetkých častíc pri energiách 10 11 –10 15 eV a zvlášť spektrá protónov a α-častíc.

Vývoj technológií, ktorý pokračoval aj v ďalších rokoch, viedol k realizácii troch veľkých experimentov vo vesmíre: HEAO-3, SOKOL a CRN, v ktorých boli merané spektrá až do energií ~1 TeV/nukleón pre prvky až po železo. V 70. rokoch sa začali balónové experimenty na meranie spektier rôznych prvkov pri energiách nad 100 GeV/nukleón.
V súvislosti s vývojom metódy emulzných komôr boli možné dlhé lety, ktoré poskytujú veľkú expozíciu. Bola vykonaná séria experimentov: MUBEE, JACEE, RUNJOB. Typická emulzná komora používaná na priame merania CR a ich interakcií v hornej časti atmosféry v spolupráci JACEE (Asakimori, 1998) je znázornená na obr. štyri.

> Táto komora bola navrhnutá na meranie primárneho zloženia pri vystavení viac ako 99,5 % atmosféry. Horná časť komory pozostáva z vrstiev citlivej emulzie oddelených vrstvami plastu. Náboj dopadajúceho primárneho jadra sa meria pred jeho interakciou stupňom stmavnutia stopy v emulzii. Stredná časť kamery je navrhnutá tak, aby sledovala stopy s minimálnou pravdepodobnosťou interakcie. To umožňuje, aby sa dráhy dostatočne oddelili, takže kaskády generované interakciami v kalorimetrickej časti komory možno individuálne merať.

Ryža. 4 - Emulzná komora v experimente JACEE.

Základnými prvkami kalorimetra sú röntgenové filmy a olovené platne. Elektromagnetické kaskády, generované buď priamo elektrónmi alebo fotónmi, alebo fotónmi z rozpadu π 0 mezónov, sa v olove rýchlo rozvíjajú a ich energiu možno určiť súčtom meraní sčernenia vo vrstvách röntgenového filmu pozdĺž každej kaskády. Charakteristiky množstva experimentov vo vesmíre a balónoch, ako aj údaje o plánovaných budúcich experimentoch sú zhrnuté v tabuľke 1 (Wefel, 2003).

Tabuľka 1. Pokusy o štúdiu spektier a chemického zloženia galaktického kozmického žiarenia

Na obr. Obrázok 5 ukazuje schematický diagram prístroja pre experiment AMS (Casaus et al, 2003).

Ryža. 5 Schematický diagram prístroja AMS.

Pri zvažovaní výsledkov merania spektier a zloženia GCR priamymi metódami (pozri nižšie) sú zrejmé štatistické obmedzenia údajov, takže je nevyhnutné kvalitatívne a kvantitatívne zlepšenie experimentálnej situácie. Berúc do úvahy klesajúcu povahu energetického spektra GCR, čo vedie k prudkému poklesu intenzity toku GCR so zvýšením energie detekovaných častíc, detektor s plochou 1 m 2 na hranici atmosféra zaznamená približne 100 udalostí ročne s energiou > 10 15 eV. Z toho vyplýva, že energia ≈ 10 15 eV oddeľuje oblasť energie, v ktorej je možné použiť priame metódy, od oblasti supervysokých energií, kde možno v súčasnosti očakávať použitie iba nepriamych metód.

2.2 Nepriame metódy

Možnosť získania informácií o ultravysokoenergetických GCR je spôsobená existenciou zemskej atmosféry, v ktorej primárna častica vyvíja hadrónovo-elektromagnetickú kaskádu pozostávajúcu z veľkého počtu sekundárnych častíc a nazývanú rozsiahla vzduchová sprcha (EAS). Tento názov je spôsobený skutočnosťou, že sekundárne častice vznikajúce v dôsledku interakcií a rozpadov môžu byť detekované v dostatočne veľkých vzdialenostiach od osi EAS - priamky, ktorá sa zhoduje so smerom pohybu primárnej častice. V závislosti od primárnej energie môže registrácia EAS prebiehať vo vzdialenostiach rádovo stoviek alebo dokonca tisícok metrov od osi, takže efektívna plocha môže dosahovať desiatky kilometrov štvorcových. To všetko umožňuje študovať EAS pomocou systému izolovaných detektorov umiestnených tak, aby pokryli čo najväčšiu plochu (Christiansen et al. 1975).

Na implementáciu metódy EAS sú potrebné veľkoplošné detektory určené na dlhodobú expozíciu, čo je spôsobené malým tokom častíc takýchto energií. Najbežnejším spôsobom je vybudovanie zariadení na zemskom povrchu, ktoré môžu pokrývať oblasti merané v kilometroch štvorcových a môžu byť prevádzkované roky.
Metóda EAS je stále najúčinnejšou metódou na získanie informácií o PCR s energiami nad 10 15 eV. Práve táto metóda, až po najvyššie pozorované energie ~ 3,10 20 eV, získala väčšinu údajov o hlavných charakteristikách PCR: energetické spektrum, hmotnostné zloženie a anizotropiu (Kalmykov a Khristiansen, 1995).

Historicky prvou metódou použitou na štúdium EAS bola metóda detekcie EAS pomocou detekcie tokov nabitých častíc a pre svoju relatívnu jednoduchosť je dodnes široko používaná. Vlastnosti EAS a metodologické problémy sú podrobne popísané v prehľade Greisena (1958), ktorý dodnes nestratil svoj význam.


Základom EAS je hadrónová kaskáda v atmosfére, vyvíjajúca sa z primárnej častice – protónu alebo jadra (obr. 6), ktoré interagovali na hranici atmosféry.

Ryža. 6—Schéma evolúcie EAS (Haungs, 2003).

Ako sa kaskáda vyvíja, vznikajú ďalšie zložky EAS - elektrónovo-fotónová zložka, miónová zložka, ako aj optické žiarenie (Čerenkov a fluorescencia) vznikajúce pri prechode nabitých častíc atmosférou. Medzi nabitými časticami EAS sú najpočetnejšie elektróny, na ktoré sa zvyčajne vzťahujú pozitróny. Počet miónov je približne 10 % počtu elektrónov (pre počet elektrónov Ne ≈105–106). Počet gama kvánt je približne dvojnásobkom počtu elektrónov a hadróny tvoria ~ 1 % z celkového počtu častíc v EAS.
K rozvoju spŕšky v atmosfére dochádza tak, že počet častíc v EAS sa najprv zvýši, potom dosiahne maximum a potom sa zníži, keď energia rastúceho počtu častíc klesne pod prah pre ďalšiu tvorbu častíc. Častice EAS tvoria tenký disk relativistických častíc. Vysokoenergetické hadróny, ktoré tvoria kmeň EAS, napájajú elektromagnetickú časť sprchy, hlavne fotónmi z rozpadu neutrálnych piónov. Nukleóny a iné vysokoenergetické hadróny prispievajú k hadrónovej kaskáde. Nabité pióny a kaóny s nižšou energiou sa rozpadajú, čo prispieva k miónovej zložke. (Vzťah medzi rozpadom a interakciou závisí od energie a hĺbky v atmosfére.)
Pri každej hadrónovej interakcii sa o niečo viac ako tretina energie prenesie na elektromagnetickú zložku. Keďže väčšina hadrónov interaguje opakovane, väčšina primárnej energie sa postupne prenáša do elektromagnetickej zložky. Brzdné žiarenie fotónov elektrónmi a pozitrónmi, ako aj vytváranie elektrón-pozitrónových párov fotónmi vedie k rýchlemu množeniu častíc v elektromagnetických kaskádach, takže počet elektrónov a pozitrónov v spŕške sa zvyšuje. Keď sprcha prejde maximom, počet elektrónov a pozitrónov začne klesať, pretože v dôsledku rozdelenia energie medzi časticami sa ich charakteristická energia zníži ako kritická energia (Ec ~ 80 MeV), po ktorej rýchlo elektróny a pozitróny stratiť zostávajúcu energiu na ionizáciu. Preto sa väčšina energie sprchy nakoniec rozptýli v dôsledku ionizačných strát elektrónov a pozitrónov. Až na malý podiel F(E0) energia odvádzaná miónmi a neutrínami, primárna energia E0 je určená celkovou dĺžkou dráh všetkých elektrónov v atmosfére (integrál dĺžky dráhy):

Kde N(x) je počet nabitých častíc v sprche v hĺbke x (merané pozdĺž osi sprchy) a α je strata energie na jednotku dĺžky dráhy v atmosfére.

Príklad nastavenia na štúdium EAS je znázornený na obr. 7.
Spolu s registráciou EAS z toku nabitých častíc sa rozšírili aj metódy detekcie EAS založené na detekcii optického žiarenia sprevádzajúceho EAS - Čerenkovovo žiarenie a ionizačná žiara alebo fluorescencia.

Ryža. 7 – Nastavenie KASCADE (Klages a kol., 1997).

Je príznačné, že toky Čerenkovovho svetla aj fluorescencie sú určené najmä charakteristikami elektrón-fotónových kaskád, ktoré možno vypočítať s lepšou presnosťou ako charakteristiky hadrónových kaskád, a preto sú toky Čerenkovovho žiarenia a fluorescencie menej predmetom. na modelovú závislosť. Je to dôležitá výhoda, hoci implementácia metódy predpokladá prevádzku zariadenia len za jasných bezmesačných nocí, čím sa reálny čas experimentu skracuje na 5–10 % astronomického. Fluorescenčné detektory sú nevyhnutnou súčasťou zariadenia Pierra Augera a pri primárnej energii ~ 10 20 eV umožňujú registrovať prechod EAS vo vzdialenosti až 40 km od detektora. Vyvíjajú sa projekty, ktoré zabezpečujú registráciu fluorescencie produkovanej EAS v atmosfére vo vesmírnych zariadeniach.

Zaujímavé údaje podstatné pre určenie hmotnostného zloženia GCR pochádzajú zo štúdie hadrónovej zložky EAS. Hadrónové toky sú však výrazne nižšie ako toky elektrónových a miónových zložiek a vybavenie potrebné na detekciu hadrónov je pomerne zložité (ionizačný kalorimeter) a drahé, takže hadrónová zložka sa v moderných zariadeniach na detekciu EAS študuje len zriedka.
Ako perspektívne sa javí použitie veľkoplošných röntgenových emulzných komôr do ~1000 m 2 (obr. 8), ako v experimente Pamir (Bayburina et al., 1984), v rámci inštalácií EAS na meranie vysoko- energetickú centrálnu časť EAS, ktoré umožňujú detekovať častice TeV s priestorovým rozlíšením 300 µm.

Ryža. 8 Schéma použitia röntgenovej emulznej kamery (Kempa, 1997).

Na získanie informácií o primárnych CR z údajov EAS je potrebný integrovaný prístup na nájdenie čo najväčšieho počtu charakteristík v každej sprche. Súčasná registrácia miónovej zložky spolu s elektrónovou umožňuje extrahovať informácie o hmotnostnom zložení primárneho žiarenia. Na rovnaký účel možno použiť informácie o pozdĺžnom vývoji elektrón-fotónovej kaskády v atmosfére, ako aj o funkciách priestorového rozloženia určitých zložiek.
Použitie EAS na určenie energetického spektra a hmotnostného zloženia GCR je nevyhnutne spojené s potrebou obnoviť parametre primárnej častice (energiu, hmotnostné číslo a smer jej príchodu) z odoziev detektorov zahrnutých v nastavení. . Takáto rekonštrukcia je nemožná, ak nemáme model tohto javu založený na extrapolácii údajov z urýchľovača o charakteristikách hadrónových interakcií do oblasti supervysokých energií, kde takéto údaje chýbajú. Formálne údaje z urýchľovača teraz končia na ekvivalentnej laboratórnej energii 1,8,10 15 eV, ale množstvo dôležitých charakteristík interakcií hadrón-nukleón a najmä interakcie hadrón-jadro je známych len do energií ~1 TeV. Keďže v súčasnosti používané modely hadrónových interakcií sú fenomenologické, potom, prísne vzaté, spoľahlivosť ich predpovedí nemôže byť zaručená mimo energetického rozsahu, v ktorom boli stanovené parametre modelu. Túto okolnosť treba mať vždy na pamäti pri interpretácii experimentálnych údajov získaných štúdiom EAS.

3. KOZMICKÉ LÚČENIA V BLÍZKOSTI ZEME

3.1 Oblasť efektov modulácie

Častice s najnižšou energiou nemožno pozorovať priamo v blízkosti Zeme, pretože slnečný vietor bráni týmto časticiam dostať sa do našej heliosféry. Táto heliosférická modulácia klesá so zvyšujúcou sa energiou a vedie k solárnemu cyklu zmien intenzity CR pri nízkych energiách. K významným zmenám dochádza v intenzite a spektre GCR vstupujúcich do heliosféry. Tieto zmeny súvisia predovšetkým s interakciou toku kozmického žiarenia so slnečným vetrom a magnetickými poľami zamrznutými v tomto vetre. V dôsledku toho sa energetické spektrum galaktického kozmického žiarenia merané v blízkosti Zeme výrazne líši od spektra GCR v medzihviezdnom médiu. Obrázok 9 ukazuje výsledky meraní spektra galaktického kozmického žiarenia v časových úsekoch zodpovedajúcich rôznym fázam slnečnej aktivity (Heber, 2001).

Ryža. 9 Energetické spektrum rôznych prvkov merané v blízkosti Zeme v roku minimálnej slnečnej aktivity (horné krivky) a v roku maxima (dolné krivky).

Je možné vidieť, že pri energiách nad 10 GeV/nukleón sa intenzity GCR v rôznych fázach slnečnej aktivity nevýznamne líšia. Zároveň sa pri energiách ~10 MeV môžu intenzity spektier líšiť rádovo.
Pri zvažovaní rôznych javov v heliosfére v priebehu niekoľkých desaťročí je ich určujúcim faktorom 11-ročná a 22-ročná cyklickosť slnečného procesu, ktorá sa vyznačuje množstvom jasne stanovených zákonitostí týkajúcich sa úrovne slnečnej aktivity, umiestnenia aktívnych oblasti na fotosfére a magnetické pole aktívnych útvarov. Hranica modulačnej oblasti sa nachádza vo vzdialenosti ~100 AU.
Obrázok 10 ukazuje moduláciu intenzity CR v 11-ročnom slnečnom cykle (Bazilevskaya et al. 2005). Intenzita GCR sa mení v protifáze s počtom slnečných škvŕn. Ukazuje sa však, že procesy slnečnej modulácie sú pomerne zložité a nemožno ich zredukovať len na antikoreláciu s počtom slnečných škvŕn.

Teoretickým základom pre transport GCR v heliosfére je Parkerova prenosová rovnica (Parker, 1965):

Kde je distribučná funkcia kozmického žiarenia, R je tuhosť, r a t sú vzdialenosť od Slnka a čas. V je rýchlosť slnečného vetra. Pravá strana rovnice obsahuje pojmy popisujúce konvekciu častíc, pozdĺžny a priečny drift, difúziu, adiabatické zmeny energie a zdroj častíc. Zdroj častíc môže byť akýkoľvek heliosférický zdroj. K je tenzor, ktorého symetrická časť popisuje difúziu a antisymetrická časť tenzora popisuje drift častíc v heliosférickom magnetickom poli s priemernou rýchlosťou V D . V posledných rokoch je obzvlášť dôležité brať do úvahy difúziu v smere kolmom na magnetické pole.
Rovnica (1) sa zvyčajne rieši numericky. Jeho riešenie v princípe umožňuje získať hodnoty modulácie vo vnútri heliosféry. Rôznorodosť prírodných procesov a vzťahov, na ktorých sa CR podieľa, je však taká veľká, že pri riešení tejto rovnice vzniká problém - potreba detailnej znalosti priestorových, časových a energetických závislostí hlavných parametrov rovnice na rozmery a geometria modulačnej oblasti.

Ryža. 10 Intenzita CR s energiou > 100 MeV na hranici atmosféry v Murmanskej oblasti podľa údajov stratosférických meraní. Plná čiara označuje intenzitu CR a bodkovaná čiara označuje počet slnečných škvŕn.

Vzhľadom na zložitosť problému sa v poslednej dobe veľmi aktívne zdokonaľujú modulačné modely založené na trojrozmernej, energeticky závislej numerickej simulácii. Výsledky výpočtov možno porovnať s experimentálnymi údajmi získanými na balónoch a vesmírnych dopravných prostriedkoch. V (Bonino et al, 2001) je pomocou približného riešenia transportnej rovnice prezentované energeticko-diferenciálne spektrum protónov, ktoré závisí od parametra slnečnej modulácie M:

Tu je T kinetická energia na nukleón a E0 je pokojová energia nukleónu. V tej istej práci sú analyzované experimentálne údaje z pozorovaní spektra galaktického kozmického žiarenia na balónoch a kozmických lodiach. Zvažuje sa 29 rôznych experimentov. Porovnaním výsledkov výpočtov pomocou vzorca (2) s týmito údajmi boli stanovené parametre solárnej modulácie M, ktoré najlepšie vystihujú hodnoty experimentálnej intenzity. (Obr. 11)

Ryža. 11 Diferenciálne spektrá kozmického žiarenia získané na základe rovnice (2) pre rôzne hodnoty slnečnej modulácie M = 390, 600, 820, 1080 MeV (krivky 1,2,3,4, resp.) v porovnaní s experimentálnymi údajmi získané na balónoch a kozmických zariadeniach v rokoch 1965, 1968, 1980 a 1989. resp.

Existuje semiempirický dynamický model (Nymmik, 2005), ktorý umožňuje opísať toky častíc GCR so Z od 1 do 92 a s energiami od 5 do 105 MeV/nukleón. Model zohľadňuje závislosť tokov od úrovne slnečnej aktivity, ako aj veľkosti a smeru slnečného magnetického poľa.

3.2 Energetický rozsah 10 11 –10 17 eV

3.2.1 Priame experimenty

Nad energiami ~10,Z GeV je modulácia vplyvom magnetického poľa heliosféry zanedbateľne malá a pri prvom priblížení môžeme predpokladať, že spektrá jednotlivých prvkov zahrnutých v GCR sa riadia mocninným zákonom. Rovnaká poznámka platí aj pre všetky častice GCR. Index spektra sa mení pri energii 3-4 PeV z približne –2,7 na –3,1 a tento zlom v spektre sa často nazýva „koleno“. Pôvod kolena objavený takmer pred 50 rokmi (Kulikov a Christiansen, 1958) je stále predmetom diskusie. Rôzne možnosti výskytu zlomu spôsobené buď zmenou v povahe šírenia GCR v našej Galaxii alebo zmenou v procese urýchľovania častíc sú zvažované nižšie v častiach 4 a 5. Treba však zdôrazniť, že v oboch prípadoch energia, pri ktorej by mal nastať zlom pre jadrá s nábojom Z sa ukáže byť úmerný Z.

Na obr. Na obrázkoch 12, 13, 14 sú výsledky priamych experimentov pri štúdiu tokov protónov, jadier hélia a jadier železa (Horandel, 2003), ako aj aproximácie zostrojené podľa tabuľky z tej istej práce.

3.2.2 Metóda stanovenia energetického spektra a hmotnostného zloženia GCR z údajov EAS

Pri použití EAS ako nástroja na štúdium ultravysokoenergetického kozmického žiarenia sa ukazuje, že určenie primárnej energie a zloženia hmoty sú vo všeobecnosti vzájomne prepojené. Používané metódy sú totiž založené buď na súčasnom meraní viacerých komponentov jednotlivého EAS na danej úrovni pozorovania, alebo na informáciách o jeho longitudinálnom vývoji. Vývoj EAS závisí od energie primárnej častice, ktorá vytvorila sprchu, ako aj od jej hmotnostného čísla. Najpoužívanejšou metódou na získanie informácie o hmotnostnom čísle primárnej častice je štúdium vzťahu medzi počtom elektrónov Ne a počtom miónov Nμ. V priemere sa EAS z primárnych jadier vyvíjajú v atmosfére rýchlejšie a majú väčší počet miónov.
Priestorové rozloženie rôznych komponentov EAS a najmä Čerenkovovo žiarenie nesú informácie o tvare kaskádovej krivky a následne o tom, ako rýchlo sa spŕška v atmosfére vyvíja. Štúdium rozdelenia časov príchodu rôznych komponentov EAS na pozorovacej úrovni (Čerenkovovo alebo fluorescenčné svetlo, mióny) tiež poskytuje informácie o reálnom vývoji EAS a využíva sa v experimentálnej praxi.
Vyvodzovanie fyzikálnych záverov z analýzy experimentálne pozorovaných EAS je pomerne komplikovaný proces vzhľadom na skutočnosť, že existujú fluktuácie spojené s náhodným charakterom kaskádových procesov, ako aj rôzne druhy systematických neistôt, ktoré vznikajú pri registrácii EAS. Vo všeobecnom prípade by sa charakteristiky primárnej častice, ktoré nás zaujímajú, mali určiť s čo najpresnejším zohľadnením tak fluktuácií, ktoré sú vlastné kaskádovým procesom, ako aj všetkých potrebných detailov procesu merania.
Za účelom modelovania vývoja EAS bolo vyvinutých niekoľko programov Monte Carlo: CORSIKA (Heck a kol., 1998), MOCCA (Hillas, 1981), AIRES (Sciutto, 1999) a stále sa vyvíjajú nové. Keďže priame použitie metódy Monte Carlo z primárnej energie častíc na prahovú energiu priamo detekovaných častíc vyžaduje značný počítačový čas, pri primárnych energiách >10 16 eV sa spravidla používajú schémy so zavedením štatistických váh (Hillas , 1997), čo môže viesť k umelým výkyvom. Použitie numerických metód umožňuje výrazne skrátiť čas na výpočet priemerných charakteristík procesu, ale ukazuje sa ako oveľa menej pohodlný nástroj, ak je potrebné brať do úvahy výkyvy a simulovať proces registrácie EAS. Najsľubnejším smerom vo vývoji výpočtových metód je preto syntéza prístupov Monte Carlo a numerických metód (Kalmykov et al, 1997).

Na určenie energetického spektra GCR v oblasti prvého zlomu (1015–1017 eV) je potrebné mať odhad energie EAS a odhad kalorimetrického typu, pokiaľ je to možné, nezávisle od hmotnostného čísla častice, ktorá generovala danú sprchu, by najlepšie vyhovovala vzniknutému problému. Bohužiaľ to nie je vždy možné, takže rôzne nastavenia používajú rôzne spôsoby prechodu z pozorovaných spektier na energetické spektrá.
Odhad energie a hmotnostného čísla primárnej častice na základe výsledkov registrácie tokov sekundárnych zložiek EAS redukuje na riešenie inverzného problému. Aplikované metódy sú rozdelené do dvoch v podstate odlišných tried: použitie dekonvolučného (rozvíjacieho) postupu, pri ktorom sa energetické spektrum a hmotnostné zloženie extrahuje z experimentálne nameraných spektier pre Ne, Nμ atď., a použitie rôznych metód. teórie rozpoznávania vzorov, kde porovnaním s teoretickými rozdeleniami priraďujeme jednotlivým registrovaným EAS jedno alebo druhé hmotnostné číslo.
Dekonvolučná metóda sa používa na riešenie Fredholmovej integrálnej rovnice 1. druhu, ktorá vo vzťahu k nastolenému problému môže byť zapísaná nasledovne:

Kde F(Ne(μ)) je experimentálne namerané spektrum elektrónov (alebo miónov), Ii(E) je energetické spektrum primárnych častíc patriacich do skupiny i (protóny, jadrá hélia, jadrá skupiny CNO atď. až po jadrá železo) je pravdepodobnosť, že primárna častica s energiou E a hmotnostným číslom zodpovedajúcim skupine jadier i vytvorí spŕšku s požadovaným počtom elektrónov alebo miónov.
Na zlepšenie presnosti riešenia problému je žiaduce zvážiť súčasne čo najviac údajov, napríklad pri analýze údajov KASCADE boli použité spektrá elektrónov a miónov v niekoľkých rozsahoch zenitových uhlov (Roth et al, 2003 ). Ako odhad energie v experimente KASCADE sa používa takzvaný „skrátený“ (skrátený) počet miónov, ktorý sa rovná integrálu hustoty miónov v rozsahu od 40 do 200 m od osi EAS. Ako je známe, na získanie jedinečného riešenia Fredholmovej integrálnej rovnice 1. druhu sú potrebné špeciálne dodatočné opatrenia (regularizácia (Blobel, 1985), kladnosť prenosovej funkcie (Gold, 1964) alebo požiadavka hladkosti riešenia (D 'Agostini, 1995)). Treba tiež poznamenať, že výpočet pravdepodobnosti si vyžaduje veľké výpočtové náklady a štatistika banky teoretických udalostí je zatiaľ horšia ako experimentálna. Prekonanie tejto situácie si vyžaduje vývoj kombinovaných výpočtových metód.

Rozpoznávanie vzorov možno považovať za úlohu odhadu hustoty distribúcie vo viacrozmernom priestore, po ktorej nasleduje rozdelenie študovanej oblasti na sekcie, pričom zasiahnutie sa interpretuje ako priradenie primárnej častice, ktorá generovala daný EAS, jednej alebo druhej skupine jadier. . Teoreticky je najlepší takzvaný Bayesovský klasifikátor, ktorý minimalizuje pravdepodobnosť chyby klasifikácie (Fukunaga, 1972). Používajú sa však aj iné metódy, najmä metóda neurónových sietí (Bishop, 1995). Aplikácia klasifikácie jednotlivých dejov (Glasmacher et al, 1999) funguje najlepšie, keď skúmaná vzorka obsahuje a priori len dva rôzne typy častíc (napríklad štiepenie na ľahké a ťažké jadrá). Pri väčšom počte skupín sa účinnosť metódy znižuje v dôsledku nárastu klasifikačnej chyby.

3.2.3 Energetické spektrum GCR z údajov EAS

Keďže povaha zlomu v energetickom spektre GCR pri energii ~ 3 10 15 eV ešte nie je úplne objasnená, je v súčasnosti ťažké navrhnúť výpočtový model, ktorý by umožnil popísať spektrá jednotlivých jadier, vrátane oblasti prerušenia bez toho, aby to vyvolalo akékoľvek pochybnosti. Spektrá jednotlivých skupín jadier získané v experimente KASCADE (Horandel, 2003) preukazujú prítomnosť zlomov, pričom energia zlomov je úmerná jadrovému náboju. Intenzity jednotlivých spektier však závisia od akceptovaného interakčného modelu, ktorý v súčasnosti nie je možné definitívne stanoviť. Napriek tomu analýza údajov z priamych experimentov a nastavení na štúdium EAS umožnila navrhnúť fenomenologický model zlomu (Horandel, 2003), ktorý úspešne popisuje dostupné experimentálne údaje.
Energetická závislosť toku častice s nábojom Z je vyjadrená v nasledujúcom tvare:

Pod energiou zlomu E Z majú spektrá zvyčajný mocninový tvar a γZ závisí od Z. Táto závislosť je určená z priamych meraní. Pri energiách oveľa vyšších ako EZ je spektrum určené exponentom γc, pričom |γc|>|γZ|. Hodnota εc určuje, ako náhle dôjde k prechodu z jedného režimu do druhého. Parametre EZ, γc a εc sú určené z výsledkov analýzy dát z nastavenia KASCADE.

Najzaujímavejší výsledok tejto analýzy je nasledujúci. Napriek prítomnosti modelovej závislosti hodnôt I0Z spektrum všetkých častíc prakticky žiadnu takúto závislosť nevykazuje. Extrapolácia údajov z priamych meraní v súlade s predpokladanou formou energetických spektier I Z (E) sa navyše dobre zhoduje s výsledkami získanými z analýzy údajov z veľkého počtu zariadení EAS, najmä ak dôjde k určitej renormalizácii energetických spektier GCR. sa vykonáva rekonštrukcia z údajov EAS (pozri obr. Obr. 15). V tomto prípade spravidla stačí zmena energie len o niekoľko percent. Optimálne hodnoty EZ, γc a εc sú: EZ=Z Ep, kde Er=(4,51±0,52) PeV; γc=–4,68±0,23; ec = 1,87 ± 0,18.

Ryža. 15 Diferenciálne energetické spektrá všetkých častíc.

Indexy parciálnych spektier sa teda po zlome zvyšujú takmer o 2,0. Hodnota εc≈2 zodpovedá oblasti prechodu z γZ do γc, ktorá zaberá asi polovicu rádu. S prihliadnutím na prítomnosť prvkov v GCR až po urán, ktorý zažíva zlom pri energii ~4,10 17 eV, navrhovaný fenomenologický model umožňuje popísať energetické spektrum GCR približne do indikovanej energie. Pri vysokých energiách treba predpokladať, že kozmické žiarenie má iný, s najväčšou pravdepodobnosťou, extragalaktický pôvod.

3.3 Výsledky štúdia anizotropie CR

Jednou z hlavných charakteristík CR je ich možná anizotropia. Merania anizotropie sú dôležité z hľadiska odhalenia priestorového rozloženia zdrojov v Galaxii a charakteru pohybu relativisticky nabitých častíc. Informácie o anizotropii sú obzvlášť zaujímavé na interpretáciu zlomu v energetickom spektre GCR pri E 0 ≈ 3·10 15 eV.
Jedným zo zdrojov anizotropie je anizotropia spojená so zvláštnym pohybom slnečnej sústavy vzhľadom na celkovú hmotnosť hviezd, medzihviezdneho plynu a veľkoplošného magnetického poľa Galaxie (Comtonov-Gettingov efekt). Výsledná anizotropia je rádovo σ ≈3·10-4. Ďalšími dôvodmi objavenia sa anizotropie je všeobecný odtok kozmického žiarenia generovaného v našej Galaxii do metagalaktického priestoru bez výraznejšej úlohy spätného toku a prispenia jednotlivých blízkych zdrojov (pulzarov, zvyškov supernov).

Spoľahlivé informácie o anizotropii kozmického žiarenia v Galaxii pomocou pozemských meraní možno získať len pre častice s energiami nad 5·10 11 –10 12 eV, keďže pohyb častíc s nižšími energiami je silne skreslený magnetickým poľom solárny systém.
Štúdium anizotropie CR je zvyčajne založené na analýze závislosti ich intenzity I(t) na hviezdnom čase t. Intenzitu možno znázorniť ako Fourierovu sériu:

kde A 0 je izotropná zložka, ω = 2π/T, T je trvanie hviezdneho dňa, An je amplitúda a φn je fáza n-tej harmonickej. Zvyčajne sa obmedzujú na nájdenie A1 a φ1, pričom sa celé obdobie merania rozdelí na samostatné intervaly, počas ktorých sú teplotné a barometrické rozdiely relatívne malé.
(Barometrický koeficient je 1% na 1 mm Hg a teplotný koeficient je asi 1% na 10C. Preto pri štúdiu porušenia anizotropie s chybou rádovo percent je potrebné presne vypočítať barometrické a teplotné efekty je nevyhnutné.)
Z definície anizotropie

A dostaneme výrazy pre I(t), pričom zanedbáme harmonické druhého a vyššieho rádu

Použitie difúznych modelov na výpočet anizotropie je obmedzené, pretože anizotropia môže byť do značnej miery určená miestnou štruktúrou magnetického poľa v blízkosti slnečnej sústavy.
Vzťah medzi hodnotou anizotropie δ a koncentračným gradientom CR

Izotropná difúzia vznikajúca v modeli je narušená v dôsledku tenzorovej povahy difúzie spojenej s „magnetizáciou“ relativistického plynu CR.

Výsledky meraní anizotropie: amplitúda prvej harmonickej A a jej fáza φ, teda smer k maximu intenzity, sú znázornené na obrázku 16 (Ambrosio et al, 2003).

Obr.16 – Anizotropia CR. Amplitúda prvej harmonickej (a) a jej fázy (b)

Uvádzajú sa len najspoľahlivejšie údaje, pre ktoré je A/σ≥3, kde σ je štandardná chyba. Ako je zrejmé z obrázku, amplitúda a fáza anizotropie nevykazujú výraznú závislosť od energie do energie E0≤10 15 eV.
Pri vysokých energiách sú v súčasnosti dostupné údaje o anizotropii CR veľmi neisté, najmä kvôli nedostatku štatistík, a umožňujú odhadnúť iba hornú hranicu anizotropie. Zrejme však možno hovoriť o tendencii k zvýšeniu anizotropie a zmene jej smeru.

Pri energiách Е ≥ 10 15 eV je anizotropia spôsobená najmä odtokom GCR z Galaxie v dôsledku difúzie a koeficient difúzie závisí od energie ako D~E 0 0,6 . Pri týchto energiách môže byť príspevok k anizotropii v dôsledku driftu častíc v pravidelnom magnetickom poli Galaxie významný. V dôsledku driftového efektu (Hallova difúzia) GCR (Zirakashvili et al., 1991) vo všeobecnom pravidelnom magnetickom poli Galaxie je anizotropia δ~D(E) a anizotropia ~10-2 je prípustná pri Е0≈ 10 17 eV.

3.4 Kozmické žiarenie nad 10 17 eV

Oddelenie CR s energiami nad 10 17 eV do samostatného bodu je účelné z dvoch dôvodov. Po prvé, energia 10 17 eV je hraničná energia zadržiavania častíc tejto energie v Galaxii magnetickými nehomogenitami s charakteristickou mierkou ~100 pc. Po druhé, z experimentálneho hľadiska pri týchto energiách dochádza k prechodu od kompaktných EAS zariadení, ktoré umožňujú určiť celkový počet častíc v sprche na pozorovacej úrovni, ktorá odráža energiu primárnej častice, k rozšíreným zariadeniam. , v ktorej sa na nájdenie primárnej energie používa jeden alebo druhý klasifikačný parameter.
Väčšina údajov pri energiách nad 10 17 eV bola získaná v zariadeniach EAS: Havera Park, Jakutsk, AGASA a pomocou detektorov, ktoré zaznamenávajú fluorescenčné svetlo z atómov dusíka excitovaných v atmosfére: Fly’s Eye a HiRes. Bohužiaľ, inštalácie Havera Park, AGASA a Fly's Eye boli ukončené.

Obr.17 Diferenciálne energetické spektrum CR s energiami nad 10 17 eV.

Obrázok 17 ukazuje diferenciálne energetické spektrá PCR pri energiách nad 1017 eV, merané v Jakutsku (Glushkov a kol., 2003), v experimentoch AGASA (Sakaki a kol., 2001) a HiRes (Abbasi a kol., 2005).
Z obrázku je vidieť, že intenzita CR podľa údajov Yakutskej skupiny je citeľne vyššia (faktorom 2,5 v porovnaní s HiRes) a spektrum je o niečo strmšie.
Pre celý súbor experimentálnych údajov je energetické spektrum charakterizované nasledujúcimi vlastnosťami: spektrum sa zväčšuje na E-3..3 nad 10 17,7 eV (pokles) a potom sa splošťuje na E -2,7 pri 10 18,5 eV (uhol ). Najbežnejšia interpretácia členku je, že nad 10 18,5 eV začína nad galaktickou zložkou dominovať nová populácia extragalaktického kozmického žiarenia (Cocconi, 1996).
Túto hypotézu podporujú údaje o anizotropii. Pri energii okolo 10 17 eV sú odchýlky od izotropie malé. Podľa údajov z Havera Parku (Lloyd-Evans a Watson, 1983) a Jakutska (Mikhailov a Pravdin, 1997) je možná anizotropia (1,52±0,44)% a (1,35±0,36)%. Fázy anizotropie sa však líšia o 90º (212º±17º a 123º), takže s výsledkami treba zaobchádzať opatrne. Pri energii okolo 10 18 eV uhlová distribúcia EAS v experimente AGASA (Hyashida et al, 1999) koreluje s galaktickým centrom (~4% anizotropia), zatiaľ čo pri vyšších energiách (>410 19 eV) anizotropia mizne.

Pre výber z možných modelov pôvodu je dôležitá aj informácia o zložení hmoty. Dostupné výsledky sú veľmi neisté. Pri energiách 1017–3×1017 eV, podľa polí EAS MGU (Khristiansen et al, 1994) a Fly's Eye (Bird et al, 1993), je obohatenie CR v ťažkých jadrách pozorované v dôsledku prerušenia spektra CR pri energiu ~3,10 15 eV. Pri energiách nad 1018 eV (Abbasi et al, 2005) a nad 1019 eV (Shinozaki et al, 2003) údaje nie sú v rozpore s predpokladom o protónovom zložení CR.
Pokiaľ ide o extrémne vysoké energie, všimneme si zjavne preukázanú skutočnosť, že v CR existujú častice s energiou vyššou ako 10 20 eV, ktorá je oveľa vyššia ako hranica spektra v dôsledku efektu GZK (Greisen, 1966 Zatsepin a Kuzmin, 1966), v dôsledku interakcie CR s reliktnými fotónmi. K dnešnému dňu bolo podľa rôznych odhadov zaregistrovaných 10 až 20 udalostí, pričom maximálna energia bola ~3,10 20 eV.
Na vyriešenie paradoxu GZK boli predložené rôzne nápady, o ktorých sa bude diskutovať v časti Pôvod CL. Tu uvádzame jednu z hypotéz spojených s možným porušením Lorentzovej invariantnosti pri supervysokých energiách (Kirzhnits a Chechin 1971), podľa ktorej (Coleman a Glashow, 1999) neutrálne a nabité pióny môžu byť stabilnými časticami pri energiách nad 1019 eV a byť časť primárneho CL.

4. ŠÍRENIE KOZMICKÉHO LÚČENIA V GALAXII

4.1 Hlavné parametre medzihviezdneho média

Hlavnými znakmi medzihviezdneho prostredia sú jeho nestacionárnosť a široká škála fyzikálnych podmienok (Astrophysics KL, 1990). Medzihviezdny plyn, ktorého hmotnosť je 5·10 9 M O, existuje v niekoľkých modifikáciách. Horúci plyn vznikajúci v dôsledku výbuchov supernov je charakterizovaný hustotou n≈3·10 -3 /cm3, teplotou T≈10 6 K a v galaktickom disku zaberá zlomok f≈0,2-0,8. Okrem toho je tu teplé medzioblakové prostredie (n≈0,1 cm -3, T≈104 K, f≈0,2-0,8), oblaky atómového vodíka (n≈40 cm -3, T≈100 K, f≈0,03) , molekulárne oblaky (n≈200 cm -3, T≈10 K, f≈3 10 -3). Priemerná koncentrácia vodíkových jadier v galaktickom disku je ≈1 cm-3>.

Väčšina medzihviezdneho plynu Galaxie, podobne ako väčšina mladých hviezd, je sústredená v špirálových ramenách Galaxie, ktorých šírka v galaktickej rovine je niekoľko stoviek parsekov. Hmotnosti atómového a molekulárneho vodíka sú približne rovnaké (~2·109 MO). Horúci plyn z disku by mal preniknúť aj do halo, ktoré môže obsahovať asi niekoľko percent celkovej hmotnosti plynu; koncentrácia vodíkových jadier v halo je ≈0,01/cm3.
Pozorovania uskutočnené rôznymi metódami naznačujú existenciu viditeľných náhodných pohybov medzihviezdneho média s maximálnou mierkou ≈100 pc. Celková hustota energie spojená s náhodnými pohybmi je asi 1 eV/cm -3, tj porovnateľná s hustotou energie kozmického žiarenia.

Rozloženie supernov v Galaxii tiež nie je rovnomerné a okrem jednotlivých supernov existujú aj ich zhluky. V dôsledku postupných výbuchov supernov v rámci asociácie OB hviezd vznikajú obrovské horúce jaskyne (superbubliny) s rozmermi 10 2 -10 3 ks as celkovou uvoľnenou energiou rádovo 10 54 erg. Frekvencia takýchto procesov v Galaxii sa odhaduje na 10-4 za rok a životnosť dutiny je ~107 rokov.
V jaskyniach by sa mala očakávať zvýšená úroveň turbulencie, ktorá poskytuje ďalšie príležitosti na urýchľovanie kozmického žiarenia (Bykov a Toptygin 1995).

Proces šírenia kozmického žiarenia v Galaxii samozrejme závisí od štruktúry magnetických polí. Siločiary pravidelného poľa ležia v galaktickej rovine a prebiehajú približne pozdĺž špirálových ramien. Priemerná amplitúda intenzity poľa je (2-3)·10-6 Gs. Náhodnú zložku magnetického poľa Galaxie charakterizuje hlavná stupnica L≈100 pc a amplitúda presahujúca amplitúdu regulárneho poľa, takže () 1/2 /B reg ≈(1-3). Spektrum nehomogenít magnetického poľa je v súčasnosti presne neznáme, nemožno však vylúčiť, že toto spektrum, podobne ako spektrum nehomogenít plynov, je blízke Kolmogorovovmu v intervale mierky od 10 12 cm do 100 ks. Magnetické pole existuje aj v halo a v literatúre neexistuje jediný pohľad na jeho veľkosť.

4.2 Difúzia CR v galaktických magnetických poliach

Už vyššie sme spomenuli, že kozmické žiarenie sa nešíri priamočiaro, ale difunduje v magnetických poliach Galaxie. Experimentálne pozorovaný pomer tokov ľahkých a stredných jadier je (pre jadrá s energiami nad 2,5 GeV/nukleón) NL/NM=0,3±0,05, pričom zodpovedajúca hodnota pre hviezdy je 10 -6. V dôsledku toho je kozmické žiarenie extrémne obohatené o ľahké jadrá, a keďže tieto jadrá v zdrojoch prakticky chýbajú, objavujú sa v dôsledku interakcií ťažších jadier. Aby sa tak stalo, je potrebné, ako ukazujú odhady, prejsť cez medzihviezdne médium množstvo hmoty x g = (5–10) g/cm2. Táto hodnota by sa mala porovnať s množstvom hmoty Galaxie, ktorá prechádza pozdĺž priamky x og =ρ·RG ≈0,01 g/cm2. Pomer xg/xog≈103, čo znamená potrebu difúzie. Pri energii niekoľkých GeV na nukleón je životnosť kozmického žiarenia ≈3,10 7 rokov a potom klesá.

Navyše, keďže Slnečná sústava sa nachádza na okraji Galaxie, pri absencii difúzie (alebo slabej difúzie) by prúdenie zo stredu Galaxie mohlo výrazne prevyšovať prúdenie z opačného smeru. Údaje o anizotropii toku kozmického žiarenia však naznačujú, že anizotropia zostáva malá až do energií 10 14 eV (Difúzia v magnetickom poli má skôr tenzorový ako skalárny charakter. Nech je Ni(E,r,t) koncentrácia jadier skupiny i s energiou E vo vzdialenosti r (merané napr. od stredu Galaxie) v čase t. Difúzna rovnica splnená Ni(E,r,t) má tvar

Kde Di je difúzny tenzor, bi(E) opisuje kontinuálne straty energie častíc, Ti a Tk sú doby životnosti častíc vo vzťahu k nepružnej interakcii, Pki sú fragmentačné koeficienty špecifikujúce priemerný počet jadier skupiny i, ktoré vznikajú v neelastickej interakcii. interakcie jadier skupiny k, Q(E ,r,t) je zdrojová funkcia.

Uvažujme o najjednoduchšom prípade, kedy je možné zanedbať jadrové interakcie a kontinuálne energetické straty (to druhé platí takmer vždy pre ultravysokoenergetické kozmické žiarenie, pričom zanedbanie jadrových interakcií je v niektorých prípadoch neprijateľné, ako napr. tok jadier skupiny L). Za týchto podmienok má stacionárna difúzna rovnica pre akúkoľvek skupinu jadier tvar (Astrophysics KL, 1990):

Komponenty Dij difúzneho tenzora sú definované takto:

Dij=(D II -D ⊥)bibj +D⊥δij+DAe ijn b n ,

kde bi=BOi/BO je zložka jednotkového vektora magnetického poľa; D II ,D ⊥ a DA sú koeficienty paralelnej, kolmej a Hallovej difúzie, v tomto poradí, δij je Kroneckerov symbol, e ijn je absolútny antisymetrický tenzor, index definujúci skupinu jadier je vynechaný.

V reálnych podmienkach našej Galaxie zohrávajú najvýznamnejšiu úlohu difúzne koeficienty D ⊥ a DA. Všimnite si, že Hallova difúzia „v inom jazyku“ je drift častíc vo veľkom pravidelnom magnetickom poli Galaxie (Ptuskin et al, 1993). Pri nízkych energiách, oveľa nižších ako je energia 3,10 15 eV, pri ktorej je pozorovaný zlom v energetickom spektre GCR, dominuje D ⊥ a prebieha obyčajná skalárna difúzia s difúznym koeficientom D=D ⊥ , kde D ⊥ je definované nasledovne:

D⊥~D⊥0 (E/3 GeV)m, m=(0,1-0,2).

Hallov difúzny koeficient DA je úmerný Larmorovmu polomeru častice, t.j. DA~E.
Zdôrazňujeme dôležitú okolnosť, ktorá je vlastná riešeniam difúznej rovnice: ak je koeficient difúzie funkciou energie, potom sa energetické spektrum kozmického žiarenia v blízkosti Zeme I(E) bude líšiť od ich spektra v zdrojoch Q(E), menovite I(E ~Q(E)/ D(E).
Informáciu o energetickej závislosti difúzneho koeficientu možno získať štúdiom anizotropie δ ako funkcie energie.

Dostupné údaje o anizotropii v energetickom rozsahu 10 12 – 10 15 eV (pozri obr. 16) je ťažké zosúladiť s predpokladom, že D (a následne δ) rastie s energiou ako E 0,6-0,7, čo je potrebné na získať experimentálne pozorované spektrum GCR zo spektra získaného v modeli zrýchlenia CR na rázových frontoch rozpínajúcich sa obalov supernov s . Požiadavky na rast D s energiou (až D~E 0,3) je možné mierne znížiť uvažovaním o procese dodatočného urýchľovania častíc pri ich šírení v Galaxii. Závislosť typu D~E (0,6-0,7) zároveň nie je v rozpore s výsledkami štúdia energetickej závislosti pomeru L/M pri energiách do 10 11 eV/nukleón.

4.3 Vplyv driftu v pravidelnom magnetickom poli Galaxie

Nepravidelnosť v primárnom energetickom spektre pri E~3,10 15 eV (pozri obr. 15) bola objavená asi pred 50 rokmi, ale otázka, čo spôsobuje tento zlom, nebola definitívne vyriešená. Preto je možné zlom interpretovať ako výsledok šírenia kozmického žiarenia v Galaxii. Keďže existencia energetickej závislosti difúzneho koeficientu mení spektrum kozmického žiarenia v porovnaní so zdrojom, požadovaný výsledok možno dosiahnuť, ak do 3,10 15 eV D(E) slabo závisí od E a potom sa táto závislosť zvyšuje. . Keďže hodnota DA je úmerná Larmorovmu polomeru častice, potom od určitej energie bude dominovať efekt Hallovej difúzie a dôjde k zmene režimu šírenia s prechodom na silnejšiu závislosť D(E). ). Pri tomto prístupe je možné správne reprodukovať primárne energetické spektrum v energetickom rozsahu až do 10 17 eV. Pri vyšších energiách sa difúzna aproximácia stáva neadekvátnou a je potrebné použiť priamu simuláciu pohybu nabitých častíc v magnetických poliach Galaxie.
V oblasti relatívne nízkych energií (Е≤10 11 eV) sa namiesto difúznej aproximácie používa homogénny model (inak nazývaný model leaky box), ktorý je zjednodušenou verziou difúzneho modelu (Astrophysics KL, 1990). . V homogénnom modeli je druhý člen difúznej rovnice nahradený Ni(T)/T CR (hom), kde parameter T CR (hom) je charakteristický výstupný čas kozmického žiarenia z Galaxie. V tomto prípade sa predpokladá, že k difúzii dochádza pomerne rýchlo a koncentrácia kozmického žiarenia v Galaxii ako celku je konštantná.
Homogénny model možno formálne získať ako limitný prípad difúzneho modelu za podmienky slabého úniku častíc zo systému. Výpočty v rámci homogénneho modelu sa ukazujú byť oveľa jednoduchšie ako proces riešenia difúznych rovníc, čo je dôvodom jeho veľkej popularity, výhodnejšie je však, samozrejme, použitie difúzneho modelu.

4.4 Fraktálna difúzia

V posledných rokoch sa rozšírili myšlienky (Lagutin a Tyumentsev 2003), podľa ktorých by sa difúzia v Galaxii mala považovať skôr za difúziu v médiu fraktálového typu a nie za „obyčajnú“ difúziu v médiu so spojitými parametrami. Základom takéhoto prístupu je prítomnosť nehomogenít v priestorovom rozložení hmoty a následne aj magnetických polí v Galaxii. V tomto prípade je mimoriadne dôležité, aby sa spomínané nehomogenity, ktoré podmieňujú chaotický pohyb kozmického žiarenia, pozorovali v rôznych mierkach. To všetko stimuluje vývoj nových prístupov k šíreniu kozmického žiarenia v Galaxii. Najmä prijatie predpokladu, že rozloženie nehomogenít má fraktálny charakter, znamená, že je potrebné prejsť z bežnej difúzie v homogénnom alebo kvázi homogénnom médiu na difúziu v médiu fraktálového typu (tzv. anomálna difúzia ). Opísaný prístup sa úspešne rozvíja, no práca v tomto smere doteraz neviedla k odmietnutiu tradičného matematického aparátu.

5. VZNIK KOZMICKÝCH LÚČENÍ

Ak vezmeme do úvahy celý energetický rozsah, v ktorom sa kozmické žiarenie pozoruje, potom, samozrejme, treba uznať, že neexistuje úplná teória tejto problematiky. Aj s ohľadom na vznik GCR možno v súčasnosti len ťažko tvrdiť viac ako len vytvorenie rozumných modelov, ktoré vysvetľujú najvýznamnejšie fakty.
Tie by mali v prvom rade zahŕňať hodnotu hustoty energie kozmického žiarenia (~ 10-12 erg / cm 3), ako aj mocninovú formu energetického spektra GCR, ktorá neprechádza žiadnymi prudkými zmenami smerom nahor. na energiu ~ 3 10 15 eV, kde sa index diferenciálneho energetického spektra všetkých častíc mení od -2,7 do -3,1.

5.1 Výbuchy supernov ako hlavný zdroj galaktickej CR

Požiadavky na energetický výkon zdrojov generujúcich kozmické žiarenie sú veľmi vysoké, takže bežné hviezdy v Galaxii ich nedokážu uspokojiť (výkon PCR je asi 3·10 40 erg/s). Takúto silu však možno získať z výbuchov supernov (táto myšlienka bola predložená asi pred 50 rokmi (Ginzburg a Syrovatsky, 1963)). Ak sa počas výbuchu uvoľní energia ~10 51 erg a výbuchy nastanú s frekvenciou 1-krát za 30–100 rokov, potom je výkon generovaný pri výbuchoch supernov ~10 42 erg/cm 3 a iba niekoľko percent blesková energia.
Otázka vzniku experimentálne pozorovaného energetického spektra GCR nie je ani zďaleka triviálna. Je potrebné preniesť makroskopickú energiu zmagnetizovanej plazmy (rozpínajúceho sa obalu vybuchnutej supernovy) na jednotlivé nabité častice a zároveň zabezpečiť také rozloženie energie, ktoré sa výrazne líši od tepelného.

5.2 Štandardný model zrýchlenia CR rázovými vlnami

Najpravdepodobnejší mechanizmus pre zrýchlenie GCR na energiu ~ 10 15 eV a možno ešte vyššiu sa zdá byť nasledujúci. Pohyb škrupiny spadnutej počas explózie generuje rázovú vlnu v okolitom medzihviezdnom médiu. Difúzne šírenie nabitých častíc zachytených v procese zrýchľovania im umožňuje opakovane prechádzať čelom rázovej vlny (Krymsky, 1977). Každý pár po sebe idúcich prechodov zvyšuje energiu častice v pomere k už dosiahnutej energii (mechanizmus navrhnutý Fermi), čo vedie k zrýchleniu GCR. So zvyšujúcim sa počtom prechodov čela rázovej vlny sa zvyšuje aj pravdepodobnosť opustenia oblasti zrýchlenia, takže počet častíc klesá so zvyšujúcou sa energiou približne mocninovým spôsobom. Akcelerácia sa ukazuje ako veľmi účinná a spektrum zrýchlených častíc je ťažké: ~E -2 až ~Emax – maximálna dosiahnuteľná energia zrýchlených častíc.
Preto je potrebné počítať so spätným pôsobením kozmického žiarenia (úloha protónov je najvýznamnejšia, keďže ťažšie jadrá možno považovať za drobné nečistoty) na médium, čo vedie k modifikácii rázovej vlny a k vzhľad, okrem obvyklého tepelného čela, hladkého rozšíreného úseku, takzvaného predného dielu. Táto modifikácia zasa ovplyvňuje spektrum kozmického žiarenia. Vo všeobecnom prípade teda nemožno použiť aproximáciu, keď sa neberie do úvahy spätný účinok kozmického žiarenia na médium, a je potrebné použiť samokonzistentné riešenie, ktorého proces ešte nie je úplne rozvinutý. (v tom zmysle, že možno ešte neboli plne zohľadnené všetky potrebné faktory) . Táto okolnosť sa odráža v takmer nepretržitom náraste teoretického odhadu maximálnej dosiahnuteľnej energie pozorovanej za posledných 10 rokov. V (Berezhko a Ksenofontov, 1999) je teda uvedený nasledujúci odhad maximálnej dosiahnuteľnej energie Emax:

Emax=5 10 14 Z (ES SN /10 51 erg)1/2 (M ej /1,4 M O) -1/6 (N H /3 10 -3 cm -3) 1/3 (B 0 /3 μGs), eV,

Kde Z je náboj zrýchlenej častice, ESN je energia záblesku, Mej je hmotnosť vymršteného obalu, NH je koncentrácia atómov vodíka, B 0 je sila magnetického poľa. Zhoda medzi výsledkami výpočtov (Berezhko, 2001) a experimentálnymi spektrami (Shibata, 1995), ako je vidieť na obr. 18, je celkom dobrá.

Vyššie uvedený vzorec predpokladá použitie Bohmovej limity pre difúzny koeficient D B =(1/3)?R L .c, kde RL je Larmorov polomer častice.
Platnosť tejto tradičnej aproximácie vo všeobecnosti nie je zrejmá a možno ju spochybniť. Všimnite si, že pri aproximácii, ktorá neberie do úvahy spätný účinok kozmického žiarenia na rázovú vlnu, je odhad Emax približne o rád nižší. Čas zrýchlenia dosahuje ~10 4 rokov, ale jeho účinnosť (chápaná ako možnosť generovania častíc s energiami blízkymi Emax) s časom klesá, takže čas, počas ktorého môžu byť častice s najvyššími energiami urýchlené, je ~10 3 rokov.

Obr.18. Intenzita CR v blízkosti Zeme ako funkcia kinetickej energie. Krivky - výpočet, body - experimentálne údaje.

Zo vzorca tiež vyplýva, že zmenou charakteristík erupcie (napr. energia uvoľnená pri erupciách tzv. Hypernov môže výrazne presiahnuť 10 51 erg) a pri zohľadnení distribúcie erupcií po ESN možno výrazne zvýšiť limit Emax. Navyše, rázová vlna sa môže šíriť nie v priemernom medzihviezdnom médiu, ale v médiu modulovanom predtým emitovaným hviezdnym vetrom a charakterizovanom oveľa vyššou intenzitou magnetického poľa (ako u Wolf-Rayetových hviezd). Nakoniec, berúc do úvahy skutočnosť, že nestabilita toku zrýchlených častíc v predčelí rázovej vlny vedie k vzniku silnej magnetodynamickej turbulencie, ktorá tiež zvyšuje maximálnu energiu zrýchlených častíc. V dôsledku toho nie je možné vylúčiť, že odhad sa môže dostať až na Emax~10 17 .Z eV.

Situácia s experimentálnou detekciou zrýchlenia rázovými vlnami teraz nevyzerá celkom definitívne. Najmä analýza údajov z astronómie gama žiarenia ukazuje, že vysokoenergetické (~1 TeV) záblesky gama žiarenia nie sú vždy pozorované z blízkych zvyškov supernov a naopak, existujú zdroje vysokoenergetických kvánt gama žiarenia, ktoré sú nie sú viditeľné ani v optickom, ani v röntgenovom rozsahu. Preto je možné, že pôvod GCR nie je spôsobený výlučne výbuchmi supernov.
Treba poznamenať, že vypočítané spektrum kozmického žiarenia až do maximálnej dosiahnuteľnej energie sa ukazuje ako veľmi tvrdé (E -2), takže na vyrovnanie rozdielu medzi teoretickým (-2) a experimentálnym (-2,7 ) spektrálnych indikátorov, výrazné zmäkčenie energetického spektra pri šírení si vyžaduje kozmické žiarenie zo zdrojov. Takéto zmäkčenie možno dosiahnuť, ak je difúzny koeficient D~E 0,7, ale tento predpoklad vedie k nadmerne silnej anizotropii GCR pri energiách pod 1014 eV, čo je v rozpore s experimentálnymi údajmi. Prirodzenejšia sa preto javí závislosť typu D ~ E 0,3 (čo približne zodpovedá Kolmogorovovmu spektru turbulencií) a dodatočného zrýchlenia častíc v procese šírenia.

Možno konštatovať, že pri vhodnom výbere parametrov vstrekovania (zatiaľ nie je vytvorená rigorózna teória vstrekovania), ktoré určujú počet vstrekovaných častíc a ich rýchlosť, a pri zohľadnení strmosti spektra GCR v porovnaní s tzv. spektra v zdrojoch v dôsledku závislosti koeficientu difúzie od energie, teória zrýchlenia GCR na rázových vlnách umožňuje dobrý popis energetických spektier protónov a jadier až po energiu zodpovedajúcu zlomu v spektre.
Ako je uvedené vyššie, výbuchy Svernovye sa môžu vyskytnúť v asociáciách O-, B-hviezd a v tomto prípade sa ukáže, že výbuchy sú korelované v čase a priestore (životnosť asociácií je ~ 107 rokov, ich počet dosahuje niekoľko tisíc, a frekvencia výbuchov sa odhaduje na 10 -5 - 10 -6 za rok). Výsledkom je vytvorenie kaverny (superbubliny) s horúcou plazmou nízkej hustoty a veľkosti dosahujúcej stovky parsekov. V tejto dutine môžu byť generované náhodné magnetické polia so stupnicou L až po niekoľko parsekov a amplitúdami B v desiatkach mikrogaussov. Pri energiách nepresahujúcich Emax sa zrýchlenie uskutočňuje na samostatných rázových vlnách a pri energiách presahujúcich Emax sa zrýchlenie uskutočňuje súborom rázových vĺn a magnetických polí existujúcich v dutine (Bykov a Toptygin, 1995). Model zrýchlenia v asociáciách supernov umožňuje kvalitatívne vysvetliť spektrum GCR v energetickom rozsahu 1015–1018 eV. V tomto prístupe sa prerušenie energetického spektra GCR interpretuje ako zmena v režime zrýchlenia.

5.3 Iné urýchľovacie mechanizmy

Pri diskusii o výbuchoch supernov je potrebné poznamenať, že zrýchlenie GCR môže prebiehať nielen v ich rozpínajúcich sa obaloch, ale aj počas vývoja zvyškov explodovaných hviezd. V tomto prípade je zdrojom energie rotačná energia neutrónovej hviezdy, dosahujúca (pre hmotnosť 1,4.M O a polomer 10 6 cm) hodnotu 2 10 50 erg/(T 10) 2, kde T 10 je doba rotácie v jednotkách 10 milisekúnd. Keďže magnetické pole na povrchu hviezdy dosahuje 10 12 G, neutrónová hviezda musí rýchlo strácať energiu na magnetické dipólové žiarenie. Keďže však prirodzená frekvencia plazmy v blízkosti hviezdy je oveľa väčšia ako rotačná frekvencia dipólu, nedôjde k šíreniu elektromagnetickej vlny a proces zrýchlenia bude prebiehať stojatou rázovou vlnou. Odhad maximálnej energie je ~(10 17 – 10 18).Z eV a čas efektívneho zrýchlenia sa odhaduje na približne ~10 rokov (Gaisser, 1990).

Ak je neutrónová hviezda súčasťou binárneho systému, potom k zrýchleniu môže dôjsť aj v dôsledku procesu akrécie – toku hmoty na povrch neutrónovej hviezdy; v tomto prípade zrýchlenie kozmického žiarenia zabezpečuje gravitačná energia.
Vzhľadom na skutočnosť, že v toku CR sú častice s energiami presahujúcimi 10 20 eV, je potrebné zvážiť dostupné možnosti zrýchlenia na takéto energie. Zdrojom častíc s takými energiami, ako je napríklad uvedené v (Ptuskin, 1995), môže byť Fermiho proces prvého rádu, ktorý sa však vyskytuje počas kolízie galaxií. Takáto udalosť sa môže vyskytnúť s frekvenciou asi 1 krát za 5,10 8 rokov. Maximálna dosiahnuteľná energia sa odhaduje na 3,10 19 .Z eV. Proces urýchľovania rázovými vlnami v prúdoch generovaných aktívnymi galaktickými jadrami vedie k podobnému hodnoteniu. Približne rovnakú sumu uvádzajú odhady v modeloch, ktoré súvisia s uvažovaním zrýchlenia rázovými vlnami spôsobenými akréciou v galaktických kopách.
Najvyššie odhady možno získať v rámci modelu kozmologického pôvodu gama zábleskov. V tomto modeli sa v dôsledku splynutia neutrónových hviezd alebo čiernych dier generujú ultrarelativistické rázové vlny, ktoré sa šíria v prostredí s Lorentzovým faktorom Г~10 3 . Energia pokojového protónu v laboratórnom systéme v dôsledku odrazu spredu rázovej vlny vzrastie na hodnotu Г 2 Ms 2 . Len v jednom cykle sa teda energia môže zvýšiť o faktor 106 a po dvoch cykloch môže dosiahnuť 1021 eV.
Treba však uznať, že všetky odhady tohto druhu sú zatiaľ na semi-kvalitatívnej úrovni a otázky získania potrebnej intenzity a tvaru energetického spektra ultravysokoenergetických CR ešte len čakajú na svoje riešenie.

Krátko po objave kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia Greisen (1966) v USA a Zatsepin a Kuzmin (1966) v ZSSR súčasne dospeli k záveru, že prítomnosť kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia by mala najvážnejšie ovplyvniť tvar energetického spektra. extrémne vysokoenergetických CR, a to: nazývané reliktné (alebo čierne teleso) odrezanie spektra v oblasti extrémne vysokých energií, nazývané aj efekt GZK. Pri diskusii o probléme zdrojov častíc s energiami ≥5,10 19 eV prekračujúcich prah efektu GZK je potrebné mať na pamäti, že vzdialenosti, z ktorých môžu častice takýchto energií dosiahnuť Zem, sú zjavne obmedzené limitmi lokálnej superkopy. galaxií.
Medzitým v nej nie sú žiadne galaxie, ktoré by mali nejaké výhody v porovnaní s našou galaxiou, pokiaľ ide o možnosti urýchľovania kozmického žiarenia. Ale aj keď vezmeme do úvahy obmedzenie vzdialeností k zdrojom, existuje pomerne veľa kandidátov na úlohu zdrojov častíc extrémne vysokých energií.

Zdroje extrémne vysokoenergetických častíc sa môžu vytvárať v rámci dvoch zásadne odlišných skupín scenárov (Nagano a Watson, 2000). Prvá skupina (zdola nahor) je charakterizovaná prítomnosťou zrýchlenia; v tomto prípade, aby sa prekonalo obmedzenie vzdialeností k zdrojom, sa niekedy zvažujú nové častice, ktoré vznikajú z obyčajných, ale nezaznamenávajú straty vedúce k objaveniu sa limitu GZK. Do tejto skupiny patria aj modely, v ktorých je existencia významných tokov častíc s energiami nad prahom GZK efektu spojená s hypotetickým porušením Lorentzovej invariantnosti. Druhú skupinu (zhora nadol) tvoria scenáre, ktoré si nevyžadujú zrýchlenie, keďže v nich CR vznikajú v dôsledku rozpadu alebo anihilácie takzvaných topologických defektov (kozmické struny, monopóly atď.), ktoré sa objavili v prvé momenty rozpínania vesmíru v dôsledku fázových prechodov zodpovedajúcich oddeleniu silnej interakcie od elektroslabej (pri teplote 10 15 –10 16 GeV) a následne oddelenie elektromagnetickej interakcie od slabej (pri teplota ~102 GeV).

6. ZÁVER

Výskum GCR, ktorý prebieha už niekoľko desaťročí, však neviedol k uzavretiu „prázdnych miest“ v tejto zaujímavej oblasti, hoci mnohé problémy boli úspešne vyriešené. Dá sa napríklad konštatovať, že nahromadené informácie úplne postačujú na odhadnutie príspevku GCR k žiareniu pozadia na obežných dráhach kozmických lodí. So zvyšujúcou sa energiou častíc sa však kvalita informácie zhoršuje. Nedostatočná svietivosť inštalácií používaných vo vysokých nadmorských výškach a vo vesmíre neumožňuje študovať oblasť 1014–1015 eV priamymi metódami s dostatočnou štatistikou, nehovoriac o prechode do energetickej oblasti, v ktorej došlo k prerušeniu spektra GCR. vyskytuje. Dôsledkom tejto situácie je určitá nestabilita experimentálnych údajov, ktoré v oblasti nad 1012 eV po nových experimentoch menia odhady intenzity o 20–30 %. Bezprostrednou a naliehavou úlohou preto zostáva vytvorenie zariadenia s veľkými geometrickými faktormi, ktoré by umožnilo študovať oblasť zlomu priamymi metódami.

Použitie nepriamych metód (predovšetkým štúdium EAS) umožnilo za posledné desaťročie dosiahnuť určitý pokrok v štúdiu energetického spektra GCR, aj keď problém modelovej závislosti výsledkov stále existuje. V súčasnosti problém získavania spektier jednotlivých skupín jadier začal nachádzať experimentálne riešenie. Dá sa bezpečne predpokladať, že nadchádzajúci štart urýchľovača LHC v roku 2007 umožní získať informácie o hadrónových interakciách až do ekvivalentnej energie ~10 17 eV a výrazne zúžiť v súčasnosti existujúcu neistotu vyplývajúcu z extrapolácie fenomenologických modelov. hadrónových interakcií do oblasti ultravysokých energií.
Zariadenia EAS ďalšej generácie by mali poskytovať presné štúdie energetického spektra a zloženia kozmického žiarenia v oblasti 10 17 – 10 19 eV. V tejto oblasti zrejme dochádza k prechodu z GCR na CR extragalaktického pôvodu.
Možno tiež dúfať, že v najbližších rokoch bude definitívne vyriešená otázka existencie efektu GZK, čo je teraz výrazne naznačené.

Literatúra

Astrofyzika kozmického žiarenia. Ed. V.L. Ginzburg. M.: Veda. 1990. 528 s.
Bazilevskaya GA, Makhmutov VS, Svirzhevskaya AK, Svirzhevsky NS, Stozhkov Yu.I., Dlhodobé merania kozmického žiarenia v atmosfére Zeme, Izv. RAN. Ser. Phys., T.69, č. 6, S.835-837, 2005.
Baiburina S.A., Borisov A.S., Guseva Z.M. atď Experiment "Pamir". Interakcie hadrónov kozmického žiarenia so supervysokou energiou. M.: Veda. 1984. Zborník FIAN. T.154. S.3-217. Berezhko E.G., Ksenofontov L.T., Zloženie kozmického žiarenia zrýchleného vo zvyškoch supernov, ZhETF, V.116, S.737-759, 1999.
Bugakov V.V., Belyakov S.A., Grigorov N.L., Gubin Yu.V., Kalinkin L.F., Kakhidze G.P., Rapoport I.D., Savenko I.A., Smirnov A V. V., Shiryaeva V. Ya., Shishkov P. P., Yaguov M., Shesterikov B., Shesterikov B. F. “, Izv. Akadémia vied ZSSR, Ser. Fiz., T.34, S.1818-1828, 1970.
Bykov, A.M., Toptygin, I.N., Spektrá vysokoenergetických častíc generovaných v OB asociáciách, Izv. RAN. Ser. Phys., T.59, č. 4, S.162-165, 1995.
Ginzburg V.L., Syrovatsky S.I., Pôvod kozmického žiarenia, Moskva: Akadémia vied ZSSR. 1963. 384 s.
Greisen K., Rozsiahle vzduchové sprchy. In: "Fyzika kozmických lúčov". Ed. J. Wilson. M.: IL. 1958. V.3. č.7-141.
Zatsepin G.T., Kuzmin V.A., O hornej hranici spektra kozmického žiarenia, JETP Letters, V.4, S.114-116, 1966.
Zirakashvili V.N., Klepach E.G., Ptuskin V.S., Rogovaya S.I., Khristiansen G.B., Chuvilgin L.G., Difúzia vysokoenergetických kozmických lúčov v Galaxii, Izv. Akadémie vied ZSSR. Ser. Fiz., T.55, S.2049-2051, 1991.
Kirzhnits D.A., Chechin V.A., Kozmické žiarenie a elementárna dĺžka, JETP Letters, V.14, S.261-262, 1971.
Krymsky G.F., Pravidelný mechanizmus urýchľovania nabitých častíc na čele rázovej vlny., DAN SSSR, T. 234, P. 1306-1308, 1977.
Kulikov G.V., Khristiansen G.B., O spektre rozsiahlych vzduchových spŕch podľa počtu častíc, ZhETF, V.35, S.635-640, 1958.
Lagutin A.A., Tyumentsev A.G., Energetické spektrá kozmického žiarenia v galaktickom médiu fraktálového typu, Izv. RAN. Ser. Phys., T.67, č. 4, S.439-442, 2003.
Mikhailov A.A., Pravdin M.I., Hľadanie anizotropie kozmického žiarenia s ultravysokou energiou, JETP Letters, V.66, S.289-292, 1997.
Nymmik RA, Semiempirický dynamický model tokov častíc galaktického kozmického žiarenia. (verzie ISO a 2005), Space Model, SINP MGU, 2006
Christiansen G.B., Kulikov G.V., Fomin Yu.A., Kozmické žiarenie supervysokej energie, M.: Atomizdat. 1975. 254 s.
Abbasi R.U., Abu-Zayyad T., Amman J.F., Archbold G.C., Bellido J.A., Belov K., Belz J.W., Bergman D.R., Cao Z., Clay R.W., Monokulárne meranie spektra UHE kozmického žiarenia detektorom FADC detektora HiRes experiment, Astropart.Phys., 23, str. 157-174, 2005.
Ambrosio M. pre Macro Collaboration, Hľadanie siderálnych a slnečných denných modulácií v súbore MACRO miónových údajov, Phys. Rev. D 67, 042002 (2003).
Asakimori K., Burnett T.H., Cherry M.L., Chevli K., Christ M.J., Dake S., Derrickson J.H., Fountain W.F., Fuki M., Gregory J.C., Hayashi T., Holynsky R., Iwai J., Iyono A., Johnson J., Kobayashi M., Lord J., Miyamura O., Moon K.,H., Nilsen B.S., Oda H., Ogata T., Olson E.D., Parnell T.A., Roberts F.E., Sengupta K., Shiina T. , Strausz S.C., Sugitate T., Takahashi Y., Tominaga T., Watts J.W., Wefel J.P., Wilczynska B., Wilczynski H., Wilkes R.J., Wolter W., Yokomi H. a Zager E., Cosmic ray proton and héliové spektrá: výsledky z experimentu JACEE, Astrophys. J., zväzok 502, str. 278-283, 1998.
Berezhko E.G., Zrýchlenie častíc vo zvyškoch supernov, Inv. Rapp. zvýrazniť papiere. 27. MVČK, Hamburg, 2001, str. 226-233.
Bird D.J., Corbato S.C., Dai H.Y., Dawson B.R., Elbert J.W., Gaisser T.K., Huang M.H.A., Kieda D.B., Ko S., Larsen C.G., Loh E.C., Salamon M.H., Smith J.D., Stanmer Sokolsky P., Stanmer Sokolsky P. ., Tilav T., Tang J.k.k., Thomas S.B., Zloženie kozmického žiarenia nad 0,1 EeV, v Proc. 23. MVČK, Calgary, 1993, zväzok 2, str. 38-42.
Bishop C.M., Neurónové siete pre rozpoznávanie vzorov, Oxford Univ. tlač, 1995, 504 s.
Blobel V., Rozvíjanie metód v experimentoch vo fyzike vysokých energií, správa CERN 85-09, str. 88-127, 1985.
Bonino G., Castagnoli G. Cini, Cane D., Taricco C., Bhandari N., Slnečná modulácia spektier galaktického kozmického žiarenia od Maunderovho minima, v Proc. 27. MVČK, Hamburg, 2001, zväzok 9, str. 3769-3772. Casaus J. v mene AMS.02 Collaboration. Astrofyzika kozmického žiarenia s AMS.02, v Proc. 28. MVČK, Cukuba, 2003, zväzok 4, s. 2149-2152.
Cocconi G., O najenergetickejších kozmických lúčoch, Astropart. Phys., zväzok 4, strany 281-283, 1996.
Coleman S., Glashow S.L., Vysokoenergetické testy Lorentzovej invariantnosti, Phys. Rev. D 59, 116008 (1999)
Cronin J.W., Kozmické žiarenie: najenergetickejšie častice vo vesmíre, Rev. Mod. Phys., zväzok 71, str. 165-172, 1999.
D"Agostini G., Viacrozmerná metóda odvíjania založená na Bayesovej" vete, Nucl. Instr. Meth., zväzok A362, strany 487-498, 1995.
Fukunaga K., Úvod do štatistického rozpoznávania vzorov, N-Y: Academic press, 1972, 592 s.
Gaisser T.K., Kozmické žiarenie a fyzika častíc, Cambridge University. tlač, 1990, 279 s.
Glasmacher M.A.K., Catanese M.A., Chantell M.C., Covault C.E., Cronin J.W., Fick B.E., Fortson L.F., Fowler J.W., Green K.D., Kieda D.B. et al, Energetické spektrum kozmického žiarenia medzi 1014 a 1016 eV, Astropart. Phys., zväzok 10, strany 291-302, 1999.
Glushkov A.V., Egorova V.P., Ivanov S.P., Knurenko S.P., Kolosov V.A., Krasilnikov A.D., Makarov I.T., Mikhailov A.A., Olzoyev V.V., Pisarev V.V., Pravdin M.I., Slepcov I. V. energie, primár Sleptsova A.V. energetická oblasť 1017 – 1020 eV podľa údajov Yakutského poľa, v Proc. 28. MVČK, Cukuba, 2003, zväzok 1, s. 389-392.
Gold R., O metóde iteratívneho rozkladania pre matrice odozvy., Argonne National Lab. správa. ANL?6984., 1964. 39 s.
Greisen K., Koniec spektra kozmického žiarenia?, Phys. Rev. Lett., Vol.16, pp.748-750, 1966. Haungs A., Rebel H., Roth M., Energetické spektrum a hmotnostné zloženie vysokoenergetického kozmického žiarenia, Rep. Prog. Phys., zväzok 66, str. 1145-1206, 2003.
Hayashida N., Nagano M., Nishikawa D., Ohoka H., Sakaki N., Sasaki M., Takeda M., Teshima M., Torii R., Yamamoto T. a kol. Anizotropia smerov príchodu kozmického žiarenia okolo 1018 eV, Astropart. Phys., zväzok 10, strany 303-311, 1999.
Heber B., Galaktické a anomálne kozmické lúče v heliosfére, Pozvaný, Spravodajca a Hlavné správy. 27. MVČK, Hamburg, 2001, s. 118-135.
Heck D., Knapp J., Capdevielle J.N., Schatz G., Thouw T., Správa Forschungszentrum Karlsruhe, FZKA 6019, 1998, 90 s.
Hillas A.M., Dve zaujímavé techniky pre Monte-Carlo simulácie hadrónových kaskád s veľmi vysokou energiou, v Proc.17th ICRC, Paris, 1981, Vol.8, str.193-196.
Hillas A.M., Simulácia sprchy: Lekcie z MOCCA, Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.), 52B, 29-42, 1997.
Hrandel J.R., Na kolene v energetickom spektre kozmického žiarenia, Astropart. Phys., zväzok 19, str. 193-220, 2003.
Kalmykov N.N., Khristiansen G.B., Kozmické lúče supervysokých a ultravysokých energií, J. Phys. G: Nucl. Časť. Phys., zväzok 21, str. 1279-1301, 1995.
Kalmykov N.N., Ostapchenko S.S., Pavlov A.I., Quark-gluon string model and EAS simulation problems at ultra-vysokých energií, Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.), 52B, 17-28, 1997.
Kempa J., Štúdie kozmického žiarenia emulznou metódou. – Techniky a výsledky, Nucl. Phys. B. (Proc. Suppl.), zväzok 52B, strany 43-55, 1997.
Khristiansen G.B., Fomin Yu.A., Kalmykov N.N., Kulikov G.V., Motova M.V., Ostapchenko S.S., Sulakov V.P., Trubitsyn A.V., Zloženie hmoty primárneho kozmického žiarenia pri energiách 1015 - 1017 eV, merané sústavou MSUpart EAS. Phys., zväzok 2, str. 127-136, 1994.
Klages H.O. za KASCADE Collaboration, Rozsiahly experiment vzduchovej sprchy KASCADE – prvé výsledky, v Proc. 25. MVČK, Durban, 1997, zväzok 8, str. 297-306.
Lloyd-Evans, Watson A.A., Merania anizotropie nad 1015 eV, Invited Talks. 8. Európa. CR Symp. Ed. N. Iucci a kol. Bologna, 1983, s. 81-97.
Nagano M., Watson A.A., Pozorovania a dôsledky kozmického žiarenia s ultravysokou energiou, Rev. Mod. Phys., zväzok 72, č. 3, str. 689-732, 2000.
Parker E.N., Prechod energetických častíc medziplanetárnym priestorom, Planéta. priestor. Sci., zväzok 13, strany 9-17, 1965.
Ptuskin V.S., Rogovaya S.T., Zirakashvili V.N., Chuvilgin L.G., Khristiansen G.B., Klepach E.G., Kulikov G.V., Difúzia a drift kozmických lúčov s veľmi vysokou energiou v galaktických magnetických poliach, Astron.?Astroph., 757pp., Vol.26 , 1993.
Ptuskin V.S., Šírenie kozmického žiarenia v galaxii, Inv. Rapp. zvýrazniť papiere. 24. MVČK, Rím, 1995, s.755-764.
Ptuskin V.S., Zirakashvili V.N., O spektre vysokoenergetického kozmického žiarenia produkovaného zvyškami supernov v prítomnosti silnej nestability prúdenia kozmického žiarenia a rozptylu vĺn, Astron.? Astroph., zväzok 429, str. 755-765, 2005.
Roth M., Antoni T., Apel W.D. et al. pre KASCADE Collab., Stanovenie primárnej energie a hmotnosti v oblasti PeV pomocou Bayesovských techník odvíjania, Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.), Vol. 122, str. 317-320, 2003.
Sakaki N., Chikawa M., Fukushima M., Hayashida N., Honda K., Inoue N., Kadota K., Kakimoto F., Kamata K., Kawaguchi S., Kawakami S., Kawasaki Y., Kawasumi N ., Kusano E., Mahrous A.M., Mase K., Mizobuchi S., Morizane Y., Nagano M., Ohoka H., Sakurai N., Sasaki M., Sasano M., Shinozaki K., Takeda M., Teshima M., Torii R., Tsushima I., Uchihori Y., Yamamoto T., Yoshida S. a Yoshii H., energetické spektrum kozmického žiarenia nad 3x1018 eV pozorované s AGASA, v Proc. 27. MVČK, Hamburg, 2001, zväzok 1, strany 333-336.
Sciutto S.J., AIRES: Systém pre simulácie vzduchových spŕch (Verzia 2.2.0), astro-ph/9911331 (216 strán) Shibata T., Spektrum a zloženie kozmického žiarenia; priame pozorovanie, Inv. Rapp. zvýrazniť papiere. 24. MVČK, Rím, 1995, s.713-736.
Shinozaki K., Chikawa M., Fukushima M., Hayashida N., Honda K., Inoue N., Kadota K., Kakimoto F., Kamata K., Kawaguchi S., Kawakami S., Kawasaki Y., Kawasumi N ., Maze K., Mizobuchi S., Nagano M., Ohoka H., Osone S., Sakaki N., Sakurai N., Sasaki M., Sasano M., Shimizu H.M., Takeda M., Teshima M., Torii R., Tsushima I., Uchihori Y., Yamamoto T., Yoshida S. a Yoshii H., Chemical Composition of Ultra-high Energy Cosmic Rays Observed by AGASA, in Proc. 28. MVČK, Cukuba, 2003, zväzok 1, s. 401-404.
Simpson J.A., Kozmické žiarenie: prehľad darček a budúcnosť, v Proc. 25. MVČK, Durban, 1997, zväzok 8, s. 4-23.
Wefel J.P., K vyššej energii: balónové a satelitné vyšetrenia okolo kolena, J. Phys. G., zväzok 29, str. 821-830, 2003.
Wiebel-Sooth B., Biermann P.L., Meyer H., Kozmické žiarenie. VII. Jednotlivé spektrá prvkov: predpoveď a dáta, Astron.? Astroph., zväzok 330, str. 389-398, 1998.

Prechod na ďalšie stránky projektu "SiZiF"

Encyklopedický YouTube

1 / 5

✪ Kozmické žiarenie: čo to je?

✪ NASA: Štúdium KOZMICKÝCH LÚČENÍ

✪ Kozmické žiarenie s ultra vysokou energiou - Sergej Troitsky

✪ TAJOMSTVO KOZMICKÝCH LÚČENÍ

✪ Skvelé v malom. Experiment kozmického žiarenia

titulky

Základné informácie

Fyzika kozmického žiarenia považovaný za súčasť fyzika vysokých energií a časticová fyzika.

Fyzika kozmického žiareniaštúdium:

• procesy vedúce k vzniku a zrýchleniu kozmického žiarenia;
• častice kozmického žiarenia, ich povaha a vlastnosti;
• javy spôsobené časticami kozmického žiarenia vo vesmíre, atmosfére Zeme a planét.

Štúdium tokov vysokoenergeticky nabitých a neutrálnych kozmických častíc dopadajúcich na hranicu zemskej atmosféry je najdôležitejším experimentálnym problémom.

Klasifikácia podľa pôvodu kozmického žiarenia:

• mimo našej galaxie
• v galaxii
• na slnku
• v medziplanetárnom priestore

Primárny nazývané extragalaktické a galaktické lúče. Sekundárne Je zvykom nazývať toky častíc prechádzajúce a transformujúce sa v zemskej atmosfére.

Kozmické žiarenie je súčasťou prirodzeného žiarenia (žiarenia pozadia) na povrchu Zeme a v atmosfére.

Pred vývojom technológie urýchľovačov slúžilo kozmické žiarenie ako jediný zdroj vysokoenergetických elementárnych častíc. Pozitron a mión boli teda prvýkrát nájdené v kozmickom žiarení.

Energetické spektrum kozmického žiarenia tvorí 43 % energie protónov, ďalších 23 % energie hélia (častice alfa) a 34 % energie prenášanej zvyškom častíc.

Podľa počtu častíc tvorí kozmické žiarenie 92 % protónov, 6 % jadier hélia, asi 1 % ťažších prvkov a asi 1 % elektrónov. Pri štúdiu zdrojov kozmického žiarenia mimo Slnečnej sústavy sa protónovo-jadrová zložka deteguje najmä tokom gama žiarenia, ktorý vytvára obiehajúcimi teleskopmi gama žiarenia, a elektrónová zložka sa deteguje synchrotrónovým žiarením, ktoré generuje a ktoré dopadá na rádiový rozsah (najmä na metrových vlnách - pri žiarení v magnetickom poli medzihviezdneho prostredia) a v silných magnetických poliach v oblasti zdroja kozmického žiarenia - a do vyšších frekvenčných rozsahov. Elektronickú súčiastku je preto možné detekovať aj pozemnými astronomickými prístrojmi.

Tradične sa častice pozorované v CR delia do nasledujúcich skupín: p (Z = 1) , α (Z = 2) , L (Z = 3 − 5) , M (Z = 6 − 9) , H (Z ⩾ 10) , V H (Z ⩾ 20) (\displaystyle p( Z=1),\alfa (Z=2),L(Z=3-5),M(Z=6-9),H(Z\šikmý sklon 10),VH(Z\šikmý sklon 20))(resp. protóny, častice alfa, ľahké, stredné, ťažké a superťažké). Charakteristickým znakom chemického zloženia primárneho kozmického žiarenia je anomálne vysoký (niekoľkotisíckrát) obsah jadier skupiny L (lítium, berýlium, bór) v porovnaní so zložením hviezd a medzihviezdneho plynu. Tento jav sa vysvetľuje skutočnosťou, že mechanizmus tvorby kozmických častíc urýchľuje predovšetkým ťažké jadrá, ktoré sa pri interakcii s protónmi medzihviezdneho média rozpadajú na ľahšie jadrá. Tento predpoklad potvrdzuje skutočnosť, že CR majú veľmi vysoký stupeň izotropie.

História fyziky kozmického žiarenia

Prvýkrát sa podarilo získať náznak o možnosti existencie ionizujúceho žiarenia mimozemského pôvodu na začiatku 20. storočia pri pokusoch o štúdiu vodivosti plynov. Pozorovaný spontánny elektrický prúd v plyne sa nedal vysvetliť ionizáciou vznikajúcou v dôsledku prirodzenej rádioaktivity Zeme. Pozorované žiarenie sa ukázalo byť natoľko prenikavé, že v ionizačných komorách, tienených hrubými vrstvami olova, bol ešte pozorovaný zvyškový prúd. V rokoch 1911-1912 sa uskutočnilo množstvo experimentov s ionizačnými komorami na balónoch. Hess zistil, že žiarenie rastie s výškou, zatiaľ čo ionizácia spôsobená rádioaktivitou Zeme by musela s výškou klesať. V Kolchersterových pokusoch sa dokázalo, že toto žiarenie smeruje zhora nadol.

V rokoch 1921-1925 americký fyzik Millikan pri štúdiu absorpcie kozmického žiarenia v zemskej atmosfére v závislosti od výšky pozorovania zistil, že v olove sa toto žiarenie absorbuje rovnako ako gama žiarenie jadier. Millikan bol prvý, kto toto žiarenie nazval kozmické lúče. V roku 1925 sovietski fyzici L. A. Tuvim a L. V. Mysovsky zmerali absorpciu kozmického žiarenia vo vode: ukázalo sa, že toto žiarenie bolo absorbované desaťkrát slabšie ako gama žiarenie jadier. Myšovský a Tuwim tiež zistili, že intenzita žiarenia závisí od barometrického tlaku – objavili „barometrický efekt“. Experimenty D. V. Skobeltsyna s oblakovou komorou umiestnenou v konštantnom magnetickom poli umožnili „vidieť“ vďaka ionizácii stopy (stopy) kozmických častíc. DV Skobeltsyn objavil spŕšky kozmických častíc. Experimenty s kozmickým žiarením umožnili urobiť množstvo zásadných objavov pre fyziku mikrosveta.

slnečné kozmické lúče

Slnečné kozmické žiarenie (SCR) sú energetické nabité častice – elektróny, protóny a jadrá – vstrekované Slnkom do medziplanetárneho priestoru. Energia SCR sa pohybuje od niekoľkých keV do niekoľkých GeV. V dolnej časti tohto rozsahu SCR hraničia s protónmi vysokorýchlostných prúdov slnečného vetra. Častice SCR sa objavujú v dôsledku slnečných erupcií.

Kozmické žiarenie s ultra vysokou energiou

Energia niektorých častíc prekračuje limit GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) - teoretický energetický limit pre kozmické žiarenie 5⋅10 19 eV, spôsobený ich interakciou s fotónmi kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia. Niekoľko desiatok takýchto častíc za rok zaregistrovalo observatórium AGASA. (Angličtina) ruský. Tieto pozorovania zatiaľ nemajú dostatočne podložené vedecké vysvetlenie.

Registrácia kozmického žiarenia

Spôsoby ich registrácie sa ešte dlho po objavení kozmického žiarenia nelíšili od metód registrácie častíc v urýchľovačoch, najčastejšie počítadlách plynových výbojov alebo jadrových fotografických emulzií vynesených do stratosféry, prípadne do kozmického priestoru. Táto metóda však neumožňuje systematické pozorovanie vysokoenergetických častíc, pretože sa objavujú pomerne zriedkavo a priestor, v ktorom môže takéto počítadlo vykonávať pozorovania, je obmedzený jeho veľkosťou.

Moderné observatóriá fungujú na iných princípoch. Keď častica s vysokou energiou vstúpi do atmosféry, interaguje s atómami vzduchu v prvých 100 g/cm² a vytvorí záplavu častíc, najmä pionov a miónov, ktoré zase vytvárajú ďalšie častice atď. Vznikne kužeľ častíc, ktorý sa nazýva sprcha. Takéto častice sa pohybujú rýchlosťou presahujúcou rýchlosť svetla vo vzduchu, vďaka čomu sa objavuje Cherenkovova žiara, ktorú zaznamenávajú teleskopy. Táto technika vám umožňuje sledovať oblasti oblohy s rozlohou stoviek štvorcových kilometrov.

Význam pre vesmírne lety

Astronauti ISS, keď zatvoria oči, nevidia záblesky svetla viac ako raz za 3 minúty, možno tento jav súvisí s dopadom vysokoenergetických častíc vstupujúcich do sietnice oka. Experimentálne sa to však nepotvrdilo, je možné, že tento účinok má výlučne psychologický základ.

KOZMICKÉ LÚČE(CL) - prietok náboja. vysokoenergetické častice, prem. protóny prichádzajúce na Zem približne izotropne zo všetkých smerov vesmíru. priestor. CR sa do slnečnej sústavy dostávajú hlavne z medzihviezdneho priestoru zo zdrojov nachádzajúcich sa v našej Galaxii - galaktické CR (GCR): najúspornejšie častice majú zjavne extragalaktické. pôvod - metagalaktický CR; určitá časť CR pochádza zo Slnka po silných slnečných erupciách - solárna CR (SCR). Pomenované CL sú primárne. Pri vstupe do zemskej atmosféry pri zrážke s jadrami atómov vzduchu vzniká v nich veľké množstvo sekundárnych častíc (protónov, elektrónov, mezónov, fotónov atď.) - sekundárne CR, ktoré sú následne zaznamenávané prístrojmi na Zemi.

Všeobecná charakteristika CL. Existenciu CL založil v roku 1912 V. Hossa na základe vzduchu, ktorý produkujú; nárast ionizácie s výškou dokázal ich mimozemský pôvod; odchýlka CL v magnet. pole [R. Millikan (R. A. Millikan), 1923; D. V. Skobeltsyn, 1927: S. N. Vernov, 1935] ukázali, že primárne CR predstavujú tok náboja. častice.

CL pripomínajú vysoko riedky plyn, ktorého častice sa navzájom prakticky nezrážajú, ale interagujú s hmotou a e-magn. polia medzihviezdneho a medziplanetárneho priestoru. Jadrá atómov rozkl. prvky, ktoré tvoria CL, úplne bez elektrónov a majú obrovskú kinetiku. energie (do 10 20 eV). Hoci celkový tok primárnej CR na hranici so zemskou atmosférou je malý (1 častica/cm 2 * s), porov. ich hustota energie (1 eV/cm3) je porovnateľná s porov. hustota žiarivej energie hviezd v medzihviezdnom prostredí, energia tepelného pohybu medzihviezdneho plynu a kinetická. energie jeho turbulentných pohybov, ako aj porov. hustota magnetickej energie. polia galaxie.

Dôležitou vlastnosťou CR je netepelný pôvod ich energie. Pri teplote 10 9 K, ktorá je zrejme charakteristická pre interiéry hviezd, totiž energia tepelného pohybu častíc nepresahuje 10 5 eV. Hlavné Na druhej strane hmotnosť častíc CR pozorovaných v blízkosti Zeme má energie od 10 8 eV a vyššie. To znamená, že CL získava energiu špecifickým spôsobom. astrofyzikálny spracováva e-magn. a plazmový charakter.

Štúdia CL poskytuje cenné informácie o e-magn. podmienkach v rôznych priestorové oblasti priestor. Rozsah otázok súvisiacich so štúdiom pôvodu CR, ich zloženia, spektra, časových variácií a ich úlohy v astrofyzike. javy, predstavuje kozmofyzikálny aspekt kozmického žiarenia.

Na druhej strane sú CR ako príroda nenahraditeľní. zdrojom vysokoenergetických častíc pri štúdiu elementárnej štruktúry hmoty a interakcií medzi . Výskum tohto druhu patrí k jadrovo-fyzikálnemu aspektu ČR. Práve podrobné štúdium nábojov a hmotností sekundárneho kozmického žiarenia viedlo k objavu pozitrónov (1932), miónov (1937), - a K-mezónov (1947), ako aj A 0 -, -hyperónov. Výskumy CL v jadrovej fyzike. aspekt pokračovať najmä s cieľom určiť charakteristiky elementárneho aktu jadrovej interakcie pri energiách >10 15 eV; okrem toho poskytujú informácie o intenzite, spektre a anizotropii častíc pri 10 15 -10 20 eV, čo je veľmi dôležité pre hľadanie zdrojov CR a mechanizmov ich urýchľovania. CR zostane ešte dlho jedinečným zdrojom ultravysokoenergetických častíc, keďže najvýkonnejší moderný urýchľovače max. dosiahnutá energia ešte nepresahuje 10 14 eV.

Metódy pozorovania CR. Kvôli obrovskej energii rozsah CR (10 6 -10 20 eV), spôsoby ich registrácie a pozorovania sú veľmi rôznorodé. Ide o pozemné pultové inštalácie veľkej plochy na registráciu tzv. široký atm. sprchy (pozri nižšie) a svetovú sieť neutrónových monitorov a pultových teleskopov, ionizáciu. fotoaparáty, fotonukleárne emulzie vznesené na balónoch, geofyz. rakety, satelity a medziplanetárne automaty. staníc. S rozvojom vesmíru technológie a rádiochémie. metódami bolo možné študovať charakteristiky CR pomocou rádioizotopov a stôp, ktoré vytvárajú v meteoritoch, mesačnej pôde atď.

Používajú sa aj nepriame metódy na štúdium CR - podľa pozorovaní kozmickej rádiovej emisie. elektrónov, podľa údajov o gama žiarení z rozpadu neutrálnych piónov tvorených CR v medzihviezdnom priestore, podľa e-mag. slnečné erupcie, účinkami ionizácie spôsobenej CR v dol. časti Zeme (najmä v polárnych šírkach počas invázie SCR) atď.

Zloženie kozmického žiarenia. Viac ako 90 % častíc CR všetkých energií sú protóny, 7 % tvoria jadrá hélia (-častice) a len malý zlomok (1 %) tvoria jadrá ťažších prvkov (tieto čísla sa týkajú častíc s energiou 2,5 GeV / nukleón). Týka sa obsah jadier prvkov v CL je uvedený v tabuľke.

Relatívny priemerný obsah jadier prvkov v ČR, na Slnku a vo hviezdach

* Pozorované údaje pre energetický interval =1 - 20 MeV/nukleón, ostatné čísla v tomto stĺpci sa vzťahujú na >40 MeV/nukleón. Presnosť hodnôt je 10-50%. ** Počet kyslíkových jadier sa berie ako jeden.

Toto zloženie CL približne zodpovedá porov. hojnosť prvkov vo vesmíre s dvomi výraznými odchýlkami: v CR je oveľa viac ľahkých jadier (Li, Be, B) a ťažkých jadier s Z 20. Veľký počet jadier Li, Be, B v porovnaní s porov. Jeho prevalencia je pravdepodobne spojená so štiepením ťažkých jadier pri zrážkach s jadrami atómov v medzihviezdnom prostredí. Z pozorovaného počtu jadier svetelných skupín a izotopového zloženia jadier Be sa odhaduje vzdialenosť, ktorú prekonali CR v medzihviezdnom médiu (3 g/cm 2 alebo 3*10 25 cm) a životnosť CR v Galaxii ( 10 8 rokov). CR obsahujú aj 1 % relativistických elektrónov s energiami 1 GeV, ako aj pozitróny a pozorovaný pomer ich intenzít je 0,1. V rokoch 1979-1981 boli získané experimenty. dôkaz o tom, čo znamená KL. počet antiprotónov (10 -4 vo vzťahu k protónom).

energetické spektrum má tvar nemonotonickej krivky s maximom pri 300–500 MeV/nukleón a minimom pri =20–30 MeV/nukleón (obr. 1). Pokles intenzity CR pri 400 MeV/nukleón je vysvetlený moduláciou vykonávanou medziplanetárnymi magnetmi. polia prenášané slnečným vetrom, hoci povaha primárneho spektra mimo slnečnej sústavy nie je známa. Charakteristický pokles spektra v rozsahu 10-40 MeV je pravdepodobne výsledkom najviac eff. rozptyl častíc na nehomogenitách medziplanetárneho magnetu. poliach.

Ryža. 1. Diferenciálne spektrum kozmického žiarenia (protónov) s napr k 10 GeV v medziplanetárnom priestore blízko obežnej dráhy Zeme v roku 1965.

V oblasti energie naľavo od minima (10 MeV) spektrum zažíva silné a časté nepravidelné zmeny spôsobené tokmi SCR. Energia SCR spektrum v blízkosti Zeme sa značne líši od vzplanutia k erupcii, má približne mocninový charakter s exponentom 3-7 (pozri obr. slnečné kozmické lúče).V pokojných obdobiach, kedy toky SCR majú minimálnu intenzitu a sú relatívne stabilné, je v medziplanetárnom priestore kvázistacionárne pozadie nízkoenergetických CR so spektrom znázorneným na obr. 1 (vľavo od minima).

Nižšia energetický limit SCR je neurčitý a predstavuje 10 6 eV. Hore. energetický limit SCR 2 10 9 eV; sú oddelené návod na registráciu slnečných protónov s energiami do 10 10 eV.

V oblasti energie nad 10 10 eV rôzne. spektrum už nepodlieha modulácii a je dobre opísané výkonovou funkciou s exponentom 2,7 až 10 15 eV. Pri 10 15 eV nastáva zlom v spektre, spektrum sa stáva strmším (g3.2). V oblasti e to 10 18 eV tvar spektra je málo známy, ale existujú náznaky, že spektrum bude opäť plochejšie. Pri ek 10 19 -10 20 eV by sa spektrum malo náhle odrezať v dôsledku úniku častíc do medzigalaktického priestoru. priestor a interakcie s fotónom žiarenie pozadia. Tok ultravysokoenergetických častíc je veľmi malý: v priemere na plochu 10 km 2 nedopadá za rok viac ako jedna častica. e to 10 20 eV.

Energetická forma. spektrum a-častíc a ťažších jadier je blízke tvaru spektra protónov; to znamená, že chem. Zloženie CR slabo závisí od energie, ale údaje o zložení CR vo vysokoenergetickom regióne sú veľmi vzácne. Spektrum elektrónov pri dostatočne vysokých energiách je tiež blízke výkonovému spektru c = 2,7.

CL variácie. Primárne GCR, ktoré prenikajú do slnečnej sústavy, interagujú s medziplanetárnym magnetom. pole heliosféry, ktoré je tvorené plazmou pohybujúcou sa radiálne od Slnka ( slnečný vietor V Slnečnej sústave sa ustanoví rovnováha medzi konvekčným tokom CR vykonávaným slnečným vetrom a tokom smerujúcim do systému. Vplyv medziplanetárneho poľa „cítia“ častice relatívne nízkych energií ( e do 10 10 eV), ktorého Larmorov polomer je porovnateľný s veľkosťou nehomogenít medziplanetárneho magnetu. poliach. Parametre heliosféry sa menia so zmenou slnečnej aktivity počas 11-ročného cyklu a v GCR dochádza k modulácii intenzity, tzv. 11 ročná variácia. Intenzita CR sa mení v protifáze so slnečnou aktivitou. Amplitúda variácií je rôzna pre rôzne energie a integrálny tok GCR sa mení približne dvojnásobne.

Okrem 11-ročného existujú aj 27-dňové, solárno-denné variácie, Forbush efekt a kol., 27-dňová variácia CR s amplitúdou 10 % v medziplanetárnom priestore na obežnej dráhe Zeme zodpovedá perióde rotácie Slnka a je spôsobená asymetriou magnetického toku. nehomogenity slnečného vetra. Slnečná-denná variácia s amplitúdou 2% súvisí s dennou rotáciou Zeme a je spôsobená rozdielom vo vlastnostiach slnečného vetra v smere k Slnku a v antisolárnom smere. Forbush efekt je krátky čas. pokles intenzity CR (o 50% v medziplanetárnom priestore a až 25-30% na povrchu Zeme), zvyčajne spojený s geomagnetizmom. búrka. Tento efekt je spôsobený rozptylom GCR magn. polia unášané slnečnými korpuskulárnymi prúdmi po erupciách na Slnku, keď sú polia blízko Zeme a akoby ju „zatvárali“ od CR.

Štúdie variácií GCR a SCR umožnili odhadnúť silu kvázi pravidelného medziplanetárneho magnetu. poľa (porovnaj hodnotu na obežnej dráhe Zeme 10 -6 G). Nehomogenity medziplanetárneho magnetu. polia majú charakteristické rozmery 10 10 -10 11 cm (pre porovnanie, priemer Zeme je 1,28 * 10 9 cm). Variácie v CR dávajú jedinečná príležitosťštudovať vlastnosti slnečného vetra kolmého na rovinu ekliptiky vo veľkých vzdialenostiach od Slnka. Štúdie variácií CR pomáhajú pri štúdiu vlastností magnetosféry Zeme (určenie parametrov prstencového prúdu, ktorý sa vyskytuje počas vývoja geomagnetickej búrky), ionosféry (tvorba ionizovanej vrstvy v dôsledku GCR a zvýšenej ionizácie v polárnom ionosféra počas erupcií SCR).

Dostať sa do magnetu. poľa Zeme, GKL sa odchyľujú od originálu. smeroch v dôsledku pôsobenia na ne Lorenzova sila. Častice prichádzajú do danej zemepisnej šírky v blízkosti Zeme z daného smeru len s energiou presahujúcou určitú prahovú hodnotu. Tento efekt sa nazýva geomagnetické obriezka. Vychyľovací účinok magnetu. pole sa prejavuje tým silnejšie, čím je geomagn. zemepisná šírka miesta pozorovania. Takže napríklad protóny s energiou sa dostanú k rovníku len z vertikálneho smeru e k 1,5 * 10 10 eV, na geomagnete. zemepisná šírka 51° - s energiou e to 2,5 * 109 eV. Keďže GCR majú klesajúce spektrum, ich intenzita na rovníku je menšia ako vo vysokých zemepisných šírkach, tzv. šírkový efekt KL.

Interakcia CR s atmosférou Zeme. Vysokoenergetické primárne CR (protóny a iné jadrá) sa dostávajú do zemskej atmosféry a zažívajú kolízie s jadrami atómov vzduchu (hlavne dusíka a kyslíka). Výsledkom interakcie je štiepenie jadier a vznik nestabilných elementárnych častíc (tzv. viaceré procesy). St nabehnúť na jadrovú interakciu v atmosfére pre protóny 80 g/cm 2, čo je časť celej hrúbky atmosféry, teda protón stihne niekoľko. čas na interakciu s jadrami atómov vzduchu. Preto je pravdepodobnosť dosiahnutia hladiny mora pre primárne CR extrémne malá. Vo veľkých hĺbkach atmosféry sa zaznamenáva sekundárne žiarenie, ktoré sa podľa charakteru a vlastností delí na jadrovo-aktívnu, miónovú a elektrónovo-fotónovú zložku (obr. 2).

V elementárnom akte interakcie primárnej častice CR s jadrami atómov vzduchu sa rodia takmer všetky známe elementárne častice, medzi ktoré patrí aj Ch. úlohu zohrávajú -mezóny, nabité aj neutrálne. Nukleóny a -mezóny, ktoré sa nestihli rozpadnúť, tvoria jadrovo aktívnu zložku sekundárneho žiarenia. Interakciou s jadrami atómov vzduchu, podobne ako primárna častica CR, vznikajú nové kaskády častíc, kým ich energia neklesne na 10 9 eV. Menej ako 1 % jadrovo aktívnych častíc zostáva na hladine mora.

Miónové a neutrínové zložky vznikajú rozpadom nabitých mezónov

Vysokoenergetické mióny interagujú s hmotou, takže sa dostanú na hladinu mora a preniknú hlboko pod zem. Neutróny a mióny sekundárneho žiarenia neustále registruje sieť pozemných staníc. Na základe týchto meraní sa študujú variácie v intenzite primárnych CR.

Ryža. 2. Schéma interakcie kozmického žiarenia s atmosférou Zeme: 1 - elektrón-fotonický, 2 - mionic, 3 - nukleónové zložky.

Vzhľad elektrón-fotónovej zložky je spojený s rozpadom -mezónov: . V Coulombovom poli jadier každý g-fotón vytvára pár elektrón-pozitrón . V dôsledku brzdného žiarenia tohto páru sa znovu objavujú -fotóny, z ktorých zase vznikajú páry elektrón-pozitrón. Opakovanie tohto procesu vedie k lavínovitému znásobovaniu počtu častíc, až kým pri určitom roji neprevládnu konkurenčné procesy straty energie - fotóny a elektróny (pozitróny). Potom sa kaskáda utlmí. Počet častíc v maxime kaskády je úmerný. energie primárnej častice. Kaskády vytvorené počas CR s >10 14 eV obsahujú 10 6 - 10 9 častíc; volajú sa rozsiahle vzduchové sprchy (EAS). EAS sa používa na štúdium CR v oblasti supervysokých energií.

Pôvod CL. GCR pozorované v blízkosti Zeme sa vyznačujú vysokým stupňom izotropie: s presnosťou 0,1% je intenzita častíc s 10 11 -10 15 eV rovnaká vo všetkých smeroch. Pri vyšších energiách sa amplitúda anizotropie postupne zvyšuje (obr. 3) a v rozsahu =10 19 -10 20 eV dosahuje niekoľkonásobok. desiatky %. Anizotropia 0,1% s maximom blízko 19 n hviezdny čas sa približne zhoduje so smerom magnetického. galaktické polia. špirály, v ktorých sa nachádza Slnko; pravdepodobne to súvisí s odlivom CR z Galaxie. Smer max. Intenzita GCR s energiou >10 17 eV zodpovedá vzhľadu driftového toku cez siločiary galaxie. magp. poliach. Je možné, že zdroje CR v našej Galaxii už nie sú pre tieto energie efektívne a CR prichádzajú na Zem z iných galaxií.

Ryža. 3. Amplitúda anizotropie kozmického žiarenia v závislosti od anergie v rozsahu = 10 11 -10 20 eV.

Vzhľadom na vysokú izotropiu GCR nám pozorovania v blízkosti Zeme neumožňujú jednoznačne určiť, kde sa rodia a ako sú distribuované vo vesmíre. Odpovedať na tieto otázky by mohla rádioastronómia v súvislosti s objavovaním vesmíru. synchrotrónové žiarenie v rádiovej frekvencii f 107 -109 Hz. V galaktickom magn. polia sa relativistické elektróny pohybujú ako iné náboje. vysokoenergetické častice (protóny a ťažšie jadrá), ale na rozdiel od nich pre svoju nízku hmotnosť intenzívne vyžarujú a tým sa odhaľujú v odľahlých častiach Galaxie, čo sú indikátory CR vo všeobecnosti. Relativistické elektróny zaberajú rozšírenú oblasť, pokrývajú celú Galaxiu a tzv. galaktické halo.

Okrem všeobecnej galaktickej rádiového vyžarovania boli zistené jeho diskrétne zdroje: náboje supernovy, pulzary, jadro Galaxie, kvasary.Je prirodzené očakávať, že všetky tieto objekty sú zdrojmi CR. Magn. polia týchto objektov sa vyznačujú vysokou intenzitou, preto elektróny v takýchto poliach môžu generovať aj röntgenové lúče. žiarenie synchrotrónovej povahy, ktoré dáva prídavné. informácie o zdrojoch CL.

Dôležitým ukazovateľom zdrojov CR je kozmický. gama žiarenie vznikajúce v dôsledku rozpadu neutrálnych piónov vznikajúcich pri zrážkach CR s časticami medzihviezdneho plynu. Gama lúče nie sú ovplyvnené magnetmi. polia, tak smer ich príchodu priamo ukazuje na zdroj CR. Na rozdiel od takmer izotropnej distribúcie CR pozorovanej vo vnútri slnečnej sústavy sa distribúcia gama žiarenia na oblohe ukázala ako veľmi nerovnomerná a podobná distribúcii supernov nad galaxiami. zemepisná dĺžka. Tento fakt svedčí v prospech hypotézy, že zdrojom kozmického žiarenia sú supernovy. V prospech supernov ako hlavných Zdroje CR sú indikované aj odhadmi ich uvoľňovania energie počas erupcií. Celkový výkon všetkých zdrojov CR v Galaxii je 10 40 erg*s -1 . Energia uvoľnená z jednej explózie supernovy sa zvyčajne považuje za 10 49 -10 51 erg. Supernovy v Galaxii vybuchujú v priemere každých 10-30 rokov, takže porov. sila ich uvoľnenia energie je 10 40 -3 * 10 42 erg * s -1. Supernovy sú teda najviac pravdepodobné zdroje GCR. Nemali by sme však vylúčiť nejaký príspevok z inej galaxie Zdroje CR, najmä pulzary, kde je možné zrýchlenie na veľmi vysoké energie, a galaktické. jadrá, kde prebiehajú výbušné procesy, podobné výbuchom supernov. CR s > 10 17 eV sú s najväčšou pravdepodobnosťou urýchlené v extragalaktickej oblasti. zdrojov.

Mechanizmy zrýchlenia. Otázka zrýchľovania častíc na vysoké energie (premena energie magnetického poľa a pohybov na energiu rýchlych častíc) ešte nie je do detailov dokončená. riešenia. Vo všeobecnosti je však základný aspekt procesu zrýchlenia jasný. Aby sa uskutočnil elementárny akt zvýšenia energie náboja. častice, potrebujete zdroj energie vo forme el. poliach. Vo vesmíre plazma nemôže existovať žiadnym spôsobom. elektrostatické polia, k-žito by urýchlilo náboj. častice v dôsledku potenciálneho rozdielu medzi bodmi poľa. Ale v plazme sa môžu vyskytnúť elektrické. polia impulzívneho alebo induktívneho charakteru. Impulzný elektrický polia sa objavia napríklad pri lámaní neutrálny prúdový list, vznikajúce v oblasti opätovného spojenia magnet. polia s opačnou polaritou. Indukčná elektrická pole sa objaví, keď sa magnetická sila zvýši. polia v priebehu času.

Začiatok štádium zrýchlenia môže byť spôsobené aj interakciou častíc s elektr. polia plazmových vĺn v oblastiach s intenzívnym turbulentným pohybom plazmy (pozri obr. Interakcia častíc s vlnami). Na rozdiel od pravidelného zrýchlenia v poliach impulzného alebo indukčného typu má zrýchlenie plazmovými vlnami štatistický efekt. charakter. Medzi štatistikami Platí aj Fermiho model, pri ktorom dochádza k zrýchleniu pri zrážkach častíc s pohyblivými magnetmi. nehomogenít („oblaky“). Povaha zrýchlenia častíc počas ich interakcie so silnými rázovými vlnami je podobná, najmä keď sa dve rázové vlny priblížia k sebe a vytvárajú reflexné magnetické polia. „steny“ pre urýchlené častice.

V medzihviezdnom médiu štatistické zrýchlenie sa zdá byť neefektívne, snáď s výnimkou relatívne nízkoenergetických častíc (-3 GeV). V obaloch supernov sú pozorované intenzívne turbulentné pohyby, takže účinnosť štatistických. zrýchlenie by sa malo zvýšiť.

Spolu s obrovskou úlohou CR v astrofyzike. procesov, je potrebné poznamenať ich význam pre štúdium dávnej minulosti Zeme (história klímy, vývoj biosféry a pod.) a pre riešenie niektorých praktických problémov. úloh súčasnosti (zabezpečenie radiačnej bezpečnosti vesmírnych letov, hodnotenie možného príspevku ČR k meteorologickým vplyvom a pod.). Hlavné podiel na celkovej radiácii. Pozadie v blízkosti obežnej dráhy Zeme prináša solárna CR.

Lit.: Ginzburg V. L., Syrovatsky S. I., Pôvod kozmického žiarenia, M., 1963; Miroshničenko L. I., kozmické lúče v medziplanetárnom priestore. M., 1973; Dorman L. I., Experimental and teoretický základ astrofyzika kozmického žiarenia, Moskva, 1975; Murzin V. S., Úvod do fyziky kozmického žiarenia, M., 1979; Toptygin I. N., Kozmické žiarenie v medziplanetárnych magnetických poliach, M., 1983; Miroshnichenko L.I., Petrov V.M., Radiačné podmienky vo vesmíre, M., 1985. L. I. Mirošničenko.