Kosmische Strahlung. Kosmische Strahlung – Physik und ihre Zusammensetzung Raumteilchen

Physik der kosmischen Strahlung als Teil betrachtet Hochenergiephysik Und Teilchenphysik.

Physik der kosmischen Strahlung Studien:

Prozesse, die zur Entstehung und Beschleunigung kosmischer Strahlung führen;
Teilchen der kosmischen Strahlung, ihre Natur und Eigenschaften;
Phänomene, die durch Teilchen der kosmischen Strahlung im Weltraum, in der Erdatmosphäre und auf Planeten verursacht werden.

Die Untersuchung der Ströme hochenergetischer geladener und neutraler kosmischer Teilchen, die auf die Grenze der Erdatmosphäre fallen, ist die wichtigste experimentelle Aufgabe.

Einteilung nach dem Ursprung der kosmischen Strahlung:

außerhalb unserer Galaxie;
in der Galaxie;
in der Sonne;
im interplanetaren Raum.

Primär Es ist üblich, extragalaktische, galaktische und solare kosmische Strahlung zu nennen.

Sekundär Als kosmische Strahlung werden üblicherweise Teilchenströme bezeichnet, die unter dem Einfluss der primären kosmischen Strahlung in der Erdatmosphäre entstehen und auf der Erdoberfläche registriert werden.

Kosmische Strahlung ist ein Bestandteil der natürlichen Strahlung (Hintergrundstrahlung) auf der Erdoberfläche und in der Atmosphäre.

Vor der Entwicklung der Beschleunigertechnik war die kosmische Strahlung die einzige Quelle hochenergetischer Elementarteilchen. So wurden Positron und Myon erstmals in der kosmischen Strahlung gefunden.

Das Energiespektrum der kosmischen Strahlung besteht zu 43 % aus der Energie von Protonen, zu weiteren 23 % aus der Energie von Heliumkernen (Alphateilchen) und zu 34 % aus der von anderen Teilchen übertragenen Energie [ ] .

Gemessen an der Teilchenzahl besteht die kosmische Strahlung zu 92 % aus Protonen, zu 6 % aus Heliumkernen, zu etwa 1 % aus schwereren Elementen und zu etwa 1 % aus Elektronen. Bei der Untersuchung von Quellen kosmischer Strahlung außerhalb des Sonnensystems wird die Protonen-Kern-Komponente hauptsächlich durch den von orbitalen Gammastrahlenteleskopen erzeugten Gammastrahlenfluss nachgewiesen, und die Elektronenkomponente wird durch die von ihr erzeugte Synchrotronstrahlung nachgewiesen, die in auftritt im Radiobereich (insbesondere bei Meterwellen - bei Strahlung im Magnetfeld des interstellaren Mediums) und bei starken Magnetfeldern im Bereich der Quelle der kosmischen Strahlung - und in höhere Frequenzbereiche. Daher kann die elektronische Komponente auch von bodengestützten astronomischen Instrumenten nachgewiesen werden.

Traditionell werden in der kosmischen Strahlung beobachtete Teilchen in die folgenden Gruppen eingeteilt: 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))(bzw. Protonen, Alphateilchen, leicht, mittel, schwer und superschwer). Ein Merkmal der chemischen Zusammensetzung der primären kosmischen Strahlung ist der ungewöhnlich hohe (mehrere tausendfache) Gehalt an Kernen der Gruppe L (Lithium, Beryllium, Bor) im Vergleich zur Zusammensetzung von Sternen und interstellarem Gas. Dieses Phänomen wird durch die Tatsache erklärt, dass der Mechanismus der Erzeugung kosmischer Teilchen in erster Linie schwere Kerne beschleunigt, die bei Wechselwirkung mit Protonen des interstellaren Mediums in leichtere Kerne zerfallen. Diese Annahme wird durch die Tatsache bestätigt, dass die kosmische Strahlung einen sehr hohen Grad an Isotropie aufweist.

Geschichte der Physik der kosmischen Strahlung

Der erste Hinweis auf die Möglichkeit der Existenz ionisierender Strahlung außerirdischen Ursprungs wurde zu Beginn des 20. Jahrhunderts durch Experimente zur Untersuchung der Leitfähigkeit von Gasen gewonnen. Der festgestellte spontane elektrische Strom im Gas konnte nicht durch Ionisierung aufgrund der natürlichen Radioaktivität der Erde erklärt werden. Die beobachtete Strahlung erwies sich als so durchdringend, dass in den Ionisationskammern, abgeschirmt durch dicke Bleischichten, immer noch ein Reststrom beobachtet wurde. In den Jahren 1911-1912 wurden mehrere Experimente mit Ionisationskammern an Ballons durchgeführt. Hess entdeckte, dass die Strahlung mit der Höhe zunimmt, wohingegen die durch die Radioaktivität der Erde verursachte Ionisierung mit der Höhe abnehmen sollte. Colhersters Experimente bewiesen, dass diese Strahlung von oben nach unten gerichtet ist.

In den Jahren 1921-1925 entdeckte der amerikanische Physiker Millikan, der die Absorption kosmischer Strahlung in der Erdatmosphäre in Abhängigkeit von der Beobachtungshöhe untersuchte, dass diese Strahlung in Blei auf die gleiche Weise absorbiert wird wie Gammastrahlung von Kernen. Millikan war der erste, der diese Strahlung kosmische Strahlung nannte.

Im Jahr 1925 maßen die sowjetischen Physiker L.A. Tuvim und L.V. Mysovsky die Absorption kosmischer Strahlung in Wasser: Es stellte sich heraus, dass diese Strahlung zehnmal weniger absorbiert wurde als die Gammastrahlung von Kernen. Mysovsky und Tuwim entdeckten auch, dass die Intensität der Strahlung vom Luftdruck abhängt – sie entdeckten den „barometrischen Effekt“. D.V. Skobeltsyns Experimente mit einer Nebelkammer in einem konstanten Magnetfeld ermöglichten es, durch Ionisierung Spuren (Spuren) kosmischer Teilchen zu „sehen“. D. V. Skobeltsyn entdeckte Schauer kosmischer Teilchen.

Experimente mit kosmischer Strahlung ermöglichten eine Reihe grundlegender Entdeckungen für die Physik der Mikrowelt.

Ultrahochenergetische kosmische Strahlung

Die Energie einiger Teilchen (zum Beispiel des Oh-My-God-Teilchens) überschreitet die GZK-Grenze (Greisen – Zatsepin – Kuzmin) – die theoretische Energiegrenze für kosmische Strahlung 5⋅10 19 eV, verursacht durch ihre Wechselwirkung mit Photonen der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung. Mehrere Dutzend solcher Teilchen wurden im Laufe eines Jahres vom AGASA-Observatorium registriert. (Englisch)Russisch. Für diese Beobachtungen gibt es noch keine ausreichend fundierte wissenschaftliche Erklärung.

Nachweis kosmischer Strahlung

Lange Zeit nach der Entdeckung der kosmischen Strahlung unterschieden sich die Methoden zu ihrer Registrierung nicht von den Methoden zur Registrierung von Teilchen in Beschleunigern, meist Gasentladungszählern oder in die Stratosphäre oder in den Weltraum beförderten nuklearen Fotoemulsionen. Diese Methode erlaubt jedoch keine systematische Beobachtung hochenergetischer Teilchen, da diese recht selten vorkommen und der Raum, in dem ein solcher Zähler Beobachtungen durchführen kann, durch seine Größe begrenzt ist.

Moderne Observatorien arbeiten nach unterschiedlichen Prinzipien. Wenn ein hochenergetisches Teilchen in die Atmosphäre eindringt, interagiert es mit Luftatomen in den ersten 100 g/cm², wodurch ein Wirbel von Teilchen entsteht, hauptsächlich Pionen und Myonen, die wiederum andere Teilchen hervorbringen und so weiter . Es bildet sich ein Partikelkegel, der als Schauer bezeichnet wird. Solche Teilchen bewegen sich mit Geschwindigkeiten, die über der Lichtgeschwindigkeit in der Luft liegen, was zu Tscherenkow-Glühen führt, das von Teleskopen nachgewiesen wird. Mit dieser Technik ist es möglich, Himmelsbereiche von Hunderten von Quadratkilometern zu überwachen.

Auswirkungen auf die Raumfahrt

Visuelles Phänomen der kosmischen Strahlung (Englisch)

ISS-Astronauten sehen, wenn sie ihre Augen schließen, höchstens alle drei Minuten Lichtblitze; möglicherweise hängt dieses Phänomen mit dem Aufprall hochenergetischer Partikel zusammen, die in die Netzhaut eindringen. Experimentell konnte dies jedoch nicht bestätigt werden, es ist möglich, dass dieser Effekt ausschließlich psychologische Grundlagen hat.

Strahlung

Eine langfristige Exposition gegenüber kosmischer Strahlung kann sehr negative Auswirkungen auf die menschliche Gesundheit haben. Für die weitere Ausbreitung der Menschheit auf andere Planeten des Sonnensystems sollte ein zuverlässiger Schutz vor solchen Gefahren entwickelt werden – Wissenschaftler aus Russland und den USA suchen bereits nach Möglichkeiten, dieses Problem zu lösen.

Doktor der physikalischen und mathematischen Wissenschaften B. KHRENOV, Wissenschaftliches Forschungsinstitut für Kernphysik, benannt nach D. V. Skobeltsyn, Moskauer Staatliche Universität. M. V. Lomonossow.

Der Krebsnebel, untersucht in Strahlen unterschiedlicher Wellenlänge. Blaue Farbe – Röntgenstrahlung (NASA, Chandra-Röntgenobservatorium), grün – optischer Bereich (NASA, Hubble-Observatorium), rot – Infrarotstrahlung (ESA, Observatorium).

Installation von HESS in Namibia.

Das Energiespektrum der Gammastrahlen der Krabbe, gemessen an der HESS-Anlage (eine gerade Linie nähert sich diesem Spektrum an). Der Fluss von Gammaquanten mit einer Schwellenenergie von 1 TeV beträgt (2,26 ± 0,08) x 10 ^-11 cm ^-2·Mit ^-1.

Verteilung der Einfallsrichtung von Gammastrahlung mit einer Energie von 1-10 GeV in galaktischen Koordinaten, gemäß EGRET-Satellitendaten.

Teilchendetektor des Pierre-Auger-Observatoriums.

Atmosphärischer Fluoreszenzdetektor: Sechs Teleskope scannen die Atmosphäre in einem Sichtfeld von 0–30 ^Ö in der Höhe über dem Horizont und im Sichtfeld 0-180 ^Ö im Azimut.

Karte der Detektorstandorte am Pierre-Auger-Observatorium in der Provinz Mendoza, Argentinien. Die Punkte sind Teilchendetektoren.

Der TUS-Weltraumdetektor wird ultrahochenergetische EASs aus der Erdumlaufbahn beobachten.

Experimentelle Daten zum Energiespektrum der kosmischen Strahlung in einem breiten Bereich primärer Teilchenenergien. Für eine kompakte Darstellung der Daten wird die differenzielle Partikelflussintensität mit E3 multipliziert.

Ein Strahl relativistischen Gases, der aus der elliptischen Galaxie M87 ausgestoßen wird.

Energiespektren von Gammaquanten, gemessen an der HESS-Anlage: Dreiecke – von der M87-Quelle, Kreise – von der Krabbe. Der Fluss von Gammaquanten mit einer Schwellenenergie von 1 TeV beträgt (2,26 ± 0,08) x 10 ^–11 cm ^–2 Mit ^– 1.

Fast hundert Jahre sind seit der Entdeckung der kosmischen Strahlung vergangen – Ströme geladener Teilchen, die aus den Tiefen des Universums kommen. Seitdem wurden viele Entdeckungen im Zusammenhang mit der kosmischen Strahlung gemacht, aber es bleiben immer noch viele Geheimnisse bestehen. Eine davon ist vielleicht die faszinierendste: Woher kommen Teilchen mit einer Energie von mehr als 10 20 eV, also fast einer Milliarde Billionen Elektronenvolt, eine Million Mal mehr als im stärksten Beschleuniger – dem Large? Hadron Collider LHC? Welche Kräfte und Felder beschleunigen Teilchen auf solch monströse Energien?

Die kosmische Strahlung wurde 1912 vom österreichischen Physiker Victor Hess entdeckt. Er war Mitarbeiter des Radium-Instituts in Wien und forschte über ionisierte Gase. Zu diesem Zeitpunkt wussten sie bereits, dass alle Gase (einschließlich der Atmosphäre) immer leicht ionisiert sind, was auf das Vorhandensein einer radioaktiven Substanz (wie Radium) entweder im Gas oder in der Nähe eines Geräts zur Messung der Ionisation, höchstwahrscheinlich in der Erdkruste, hindeutet. Experimente mit dem Heben eines Ionisationsdetektors in einem Ballon sollten diese Annahme überprüfen, da die Gasionisierung mit der Entfernung von der Erdoberfläche abnehmen sollte. Die Antwort war das Gegenteil: Hess entdeckte Strahlung, deren Intensität mit der Höhe zunahm. Dies legte die Idee nahe, dass es aus dem Weltraum kam, doch der außerirdische Ursprung der Strahlen konnte erst nach zahlreichen Experimenten endgültig nachgewiesen werden (W. Hess erhielt erst 1936 den Nobelpreis). Denken wir daran, dass der Begriff „Strahlung“ nicht bedeutet, dass diese Strahlen rein elektromagnetischer Natur sind (wie Sonnenlicht, Radiowellen oder Röntgenstrahlen); Es wurde verwendet, um ein Phänomen zu entdecken, dessen Natur noch nicht bekannt war. Und obwohl bald klar wurde, dass der Hauptbestandteil der kosmischen Strahlung beschleunigte geladene Teilchen, Protonen, sind, wurde der Begriff beibehalten. Die Erforschung des neuen Phänomens führte schnell zu Ergebnissen, die üblicherweise als „der neueste Stand der Wissenschaft“ angesehen werden.

Die Entdeckung sehr energiereicher kosmischer Teilchen unmittelbar (lange vor der Entwicklung des Protonenbeschleunigers) warf die Frage auf: Welcher Mechanismus dient zur Beschleunigung geladener Teilchen in astrophysikalischen Objekten? Heute wissen wir, dass die Antwort nicht trivial war: Ein natürlicher, „kosmischer“ Beschleuniger unterscheidet sich radikal von künstlichen Beschleunigern.

Es wurde schnell klar, dass kosmische Protonen, die durch Materie fliegen, mit den Kernen ihrer Atome interagieren und so bisher unbekannte instabile Elementarteilchen hervorbringen (sie wurden hauptsächlich in der Erdatmosphäre beobachtet). Die Untersuchung des Mechanismus ihrer Entstehung hat einen fruchtbaren Weg für die Erstellung einer Taxonomie der Elementarteilchen eröffnet. Im Labor lernten Protonen und Elektronen, sie zu beschleunigen und riesige Ströme davon zu erzeugen, die unvergleichlich dichter sind als in der kosmischen Strahlung. Letztlich waren es Experimente zur Wechselwirkung von Teilchen, die in Beschleunigern Energie erhielten, die zur Entstehung eines modernen Bildes der Mikrowelt führten.

Im Jahr 1938 entdeckte der französische Physiker Pierre Auger ein bemerkenswertes Phänomen – Schauer sekundärer kosmischer Teilchen, die durch die Wechselwirkung von Primärprotonen und Kernen extrem hoher Energie mit den Kernen atmosphärischer Atome entstehen. Es stellte sich heraus, dass es im Spektrum der kosmischen Strahlung Teilchen mit einer Energie in der Größenordnung von 10 15 -10 18 eV gibt – millionenfach mehr als die Energie von im Labor beschleunigten Teilchen. Der Akademiker Dmitri Wladimirowitsch Skobeltsyn legte besonderen Wert auf die Erforschung solcher Teilchen und organisierte unmittelbar nach dem Krieg 1947 zusammen mit seinen engsten Kollegen G. T. Zatsepin und N. A. Dobrotin umfassende Studien über Kaskaden von Sekundärteilchen in der Atmosphäre, sogenannte ausgedehnte Luftschauer ( EAS). Die Geschichte der ersten Studien zur kosmischen Strahlung findet sich in den Büchern von N. Dobrotin und V. Rossi. Im Laufe der Zeit entwickelte sich die Schule von D. V. Skobeltsyn zu einer der stärksten der Welt und bestimmte viele Jahre lang die Hauptrichtungen bei der Erforschung der ultrahochenergetischen kosmischen Strahlung. Ihre Methoden ermöglichten es, den Bereich der untersuchten Energien von 10 9 -10 13 eV, aufgezeichnet auf Ballons und Satelliten, auf 10 13 -10 20 eV zu erweitern. Zwei Aspekte machten dieses Studium besonders attraktiv.

Erstens wurde es möglich, von der Natur selbst erzeugte hochenergetische Protonen zu nutzen, um ihre Wechselwirkung mit den Kernen atmosphärischer Atome zu untersuchen und die feinste Struktur von Elementarteilchen zu entschlüsseln.

Zweitens wurde es möglich, im Weltraum Objekte zu finden, die Teilchen auf extrem hohe Energien beschleunigen können.

Der erste Aspekt erwies sich als nicht so fruchtbar wie erhofft: Die Untersuchung der Feinstruktur von Elementarteilchen erforderte viel mehr Daten über die Wechselwirkung von Protonen, als kosmische Strahlung liefern kann. Gleichzeitig wurde ein wichtiger Beitrag zum Verständnis der Mikrowelt geleistet, indem die Abhängigkeit der allgemeinsten Eigenschaften der Wechselwirkung von Protonen von ihrer Energie untersucht wurde. Während der Untersuchung von EAS wurde ein Merkmal in der Abhängigkeit der Anzahl der Sekundärteilchen und ihrer Energieverteilung von der Energie des Primärteilchens entdeckt, das mit der Quark-Gluon-Struktur von Elementarteilchen zusammenhängt. Diese Daten wurden später in Experimenten an Beschleunigern bestätigt.

Heute wurden zuverlässige Modelle der Wechselwirkung der kosmischen Strahlung mit den Kernen atmosphärischer Atome erstellt, die es ermöglichten, das Energiespektrum und die Zusammensetzung ihrer Primärteilchen mit den höchsten Energien zu untersuchen. Es wurde deutlich, dass die kosmische Strahlung in der Dynamik der Entwicklung der Galaxie keine geringere Rolle spielt als ihre Felder und interstellaren Gasströme: Die spezifische Energie der kosmischen Strahlung, des Gases und des Magnetfelds beträgt ungefähr 1 eV pro cm 3. Bei einem solchen Energiegleichgewicht im interstellaren Medium liegt die Annahme nahe, dass die Beschleunigung der Teilchen der kosmischen Strahlung höchstwahrscheinlich in denselben Objekten stattfindet, die für die Erwärmung und Freisetzung von Gas verantwortlich sind, beispielsweise in Novae und Supernovae während ihrer Explosion.

Der erste Mechanismus der Beschleunigung der kosmischen Strahlung wurde von Enrico Fermi für Protonen vorgeschlagen, die chaotisch mit magnetisierten Wolken interstellaren Plasmas kollidieren, konnte jedoch nicht alle experimentellen Daten erklären. 1977 zeigte der Akademiker Hermogenes Filippovich Krymsky, dass dieser Mechanismus Teilchen in Supernova-Überresten an Stoßwellenfronten, deren Geschwindigkeit um Größenordnungen höher ist als die Geschwindigkeit von Wolken, viel stärker beschleunigen sollte. Heute wurde zuverlässig gezeigt, dass der Mechanismus der Beschleunigung kosmischer Protonen und Kerne durch eine Stoßwelle in den Hüllen von Supernovae am effektivsten ist. Es ist jedoch unwahrscheinlich, dass es unter Laborbedingungen reproduziert werden kann: Die Beschleunigung erfolgt relativ langsam und erfordert enorme Energiemengen, um beschleunigte Teilchen festzuhalten. Bei Supernova-Granaten herrschen diese Bedingungen aufgrund der Natur der Explosion. Es ist bemerkenswert, dass die Beschleunigung der kosmischen Strahlung in einem einzigartigen astrophysikalischen Objekt stattfindet, das für die Synthese schwerer Kerne (schwerer als Helium) verantwortlich ist, die tatsächlich in der kosmischen Strahlung vorkommen.

In unserer Galaxie sind mehrere Supernovae bekannt, die weniger als tausend Jahre alt sind und mit bloßem Auge beobachtet wurden. Die bekanntesten sind der Krebsnebel im Sternbild Stier („Der Krebs“ ist der Überrest der Supernova-Explosion im Jahr 1054, die in den östlichen Chroniken erwähnt wird), Cassiopeia-A (beobachtet im Jahr 1572 vom Astronomen Tycho Brahe) und die Kepler-Supernova im Sternbild Schlangenträger (1680). Die Durchmesser ihrer Schalen betragen heute 5-10 Lichtjahre (1 Lichtjahr = 10 16 m), das heißt, sie dehnen sich mit einer Geschwindigkeit in der Größenordnung von 0,01 Lichtgeschwindigkeit aus und befinden sich in Entfernungen von etwa zehntausend Licht Jahre von der Erde entfernt. Die Hüllen von Supernovae („Nebel“) wurden von den Weltraumobservatorien Chandra, Hubble und Spitzer im optischen, Radio-, Röntgen- und Gammastrahlenbereich beobachtet. Sie zeigten zuverlässig, dass es in den Hüllen tatsächlich zu einer Beschleunigung von Elektronen und Protonen, begleitet von Röntgenstrahlung, kommt.

Etwa 60 Supernova-Überreste, die jünger als 2000 Jahre sind, könnten den interstellaren Raum mit kosmischer Strahlung mit einer gemessenen spezifischen Energie (~1 eV pro cm 3) füllen, während weniger als zehn davon bekannt sind. Dieser Mangel erklärt sich aus der Tatsache, dass es in der Ebene der Galaxie, in der sich Sterne und Supernovae konzentrieren, viel Staub gibt, der kein Licht zum Beobachter auf der Erde durchlässt. Beobachtungen in Röntgen- und Gammastrahlen, für die die Staubschicht transparent ist, ermöglichten es, die Liste der beobachteten „jungen“ Supernova-Hüllen zu erweitern. Die letzte wiederentdeckte Muschel dieser Art war die Supernova G1.9+0.3, die ab Januar 2008 mit dem Röntgenteleskop Chandra beobachtet wurde. Schätzungen zur Größe und Expansionsrate seiner Hülle deuten darauf hin, dass er vor etwa 140 Jahren aufflammte, aber aufgrund der vollständigen Absorption seines Lichts durch die Staubschicht der Galaxie im optischen Bereich nicht sichtbar war.

Die Daten über Supernovae, die in unserer Milchstraße explodieren, werden durch viel umfangreichere Statistiken über Supernovae in anderen Galaxien ergänzt. Ein direkter Beweis für das Vorhandensein beschleunigter Protonen und Kerne ist Gammastrahlung mit hochenergetischen Photonen, die beim Zerfall neutraler Pionen entstehen – Produkte der Wechselwirkung von Protonen (und Kernen) mit der Ausgangsmaterie. Solche Photonen höchster Energie werden mit Teleskopen beobachtet, die das von sekundären EAS-Partikeln emittierte Vavilov-Cherenkov-Glühen aufzeichnen. Das fortschrittlichste Instrument dieser Art ist ein Array aus sechs Teleskopen, das in Zusammenarbeit mit HESS in Namibia entwickelt wurde. Die Gammastrahlen des Krebses waren die ersten, die gemessen wurden, und ihre Intensität wurde zum Maß für die Intensität anderer Quellen.

Das erhaltene Ergebnis bestätigt nicht nur das Vorhandensein eines Mechanismus zur Beschleunigung von Protonen und Kernen in einer Supernova, sondern ermöglicht uns auch die Abschätzung des Spektrums beschleunigter Teilchen: Es handelt sich um die Spektren „sekundärer“ Gammastrahlen und „primärer“ Protonen und Kerne sehr nah. Das Magnetfeld im Krebs und seine Größe ermöglichen die Beschleunigung von Protonen auf Energien in der Größenordnung von 10 15 eV. Die Spektren der Teilchen der kosmischen Strahlung in der Quelle und im interstellaren Medium unterscheiden sich etwas, da die Wahrscheinlichkeit, dass Teilchen die Quelle verlassen, und die Lebensdauer der Teilchen in der Galaxie von der Energie und Ladung des Teilchens abhängen. Der Vergleich des Energiespektrums und der Zusammensetzung der in der Nähe der Erde gemessenen kosmischen Strahlung mit dem Spektrum und der Zusammensetzung an der Quelle ermöglichte es zu verstehen, wie lange sich Teilchen zwischen Sternen bewegen. In der kosmischen Strahlung in der Nähe der Erde befanden sich deutlich mehr Lithium-, Beryllium- und Borkerne als in der Quelle – ihre zusätzliche Anzahl scheint auf die Wechselwirkung schwererer Kerne mit interstellarem Gas zurückzuführen zu sein. Durch Messung dieser Differenz haben wir die Menge X der Substanz berechnet, die kosmische Strahlung bei ihrer Wanderung durch das interstellare Medium durchquert hat. In der Kernphysik wird die Menge an Materie, die ein Teilchen auf seinem Weg trifft, in g/cm2 gemessen. Dies liegt daran, dass zur Berechnung der Verringerung des Partikelflusses bei Kollisionen mit Materiekernen die Anzahl der Kollisionen eines Partikels mit Kernen bekannt sein muss, die quer zur Richtung unterschiedliche Flächen (Abschnitte) aufweisen des Teilchens. Durch die Angabe der Materiemenge in diesen Einheiten erhält man eine einheitliche Maßskala für alle Kerne.

Der experimentell gefundene Wert von X ~ 5–10 g/cm 2 ermöglicht es uns, die Lebensdauer t der kosmischen Strahlung im interstellaren Medium abzuschätzen: t ~10 –24 g/cm3 ist die durchschnittliche Dichte des interstellaren Mediums. Daher beträgt die Lebensdauer der kosmischen Strahlung etwa 10 8 Jahre. Diese Zeit ist viel länger als die Flugzeit eines Teilchens, das sich mit der Geschwindigkeit c geradlinig von der Quelle zur Erde bewegt (3·10 4 Jahre für die am weitesten entfernten Quellen auf der uns gegenüberliegenden Seite der Galaxie). Dies bedeutet, dass sich die Teilchen nicht geradlinig bewegen, sondern gestreut werden. Chaotische Magnetfelder von Galaxien mit einer Induktion B ~ 10 –6 Gauss (10 –10 Tesla) bewegen sie auf einem Kreis mit einem Radius (Gyroradius) R = E/3 x 10 4 B, wobei R in m ist und E das Teilchen ist Energie in eV, V - Magnetfeldinduktion in Gauß. Bei moderaten Teilchenenergien E< 10 17 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·10 20 м).

Annähernd geradlinig kommen aus der Quelle nur Teilchen mit einer Energie E > 10 19 eV. Daher gibt die Richtung von Teilchen mit Energien unter 10 19 eV, die EAS erzeugen, keinen Aufschluss über ihre Quelle. In diesem Energiebereich bleibt nur noch die Beobachtung der Sekundärstrahlung, die in den Quellen selbst durch Protonen und Kerne der kosmischen Strahlung erzeugt wird. Im beobachtbaren Energiebereich der Gammastrahlung (E< 10 13 эВ) данные о направлении прихода его квантов убедительно показывают, что космические лучи излучают объекты, сконцентрированные в плоскости нашей Галактики. Там же сосредоточено и межзвёздное вещество, с которым взаимодействуют частицы космических лучей, генерируя вторичное гамма-излучение.

Die Idee der kosmischen Strahlung als „lokales“ galaktisches Phänomen erwies sich nur für Teilchen mittlerer Energie E als wahr< 10 17 эВ. Ограниченные возможности Галактики как ускорять, так и удерживать частицы с особенно высокой энергией были убедительно продемонстрированы в опытах по измерению энергетического спектра космических лучей.

Im Jahr 1958 entdeckten Georgiy Borisovich Christiansen und German Viktorovich Kulikov eine starke Veränderung im Erscheinungsbild des Energiespektrums der kosmischen Strahlung bei einer Energie in der Größenordnung von 3·10 15 eV. Bei Energien unterhalb dieses Wertes wurden experimentelle Daten zum Spektrum von Teilchen normalerweise in einer „Potenz“-Form dargestellt, sodass die Anzahl der Teilchen N mit einer gegebenen Energie E als umgekehrt proportional zur Teilchenenergie zur Potenz γ betrachtet wurde: N(E )=a/E γ (γ ist das Differentialexponentenspektrum). Bis zu einer Energie von 3·10 15 eV beträgt der Indikator γ = 2,7, beim Übergang zu höheren Energien erfährt das Energiespektrum jedoch einen „Knick“: Für Energien E > 3·10 15 eV wird γ zu 3,15. Es ist naheliegend, diese Änderung im Spektrum mit der Annäherung der Energie beschleunigter Teilchen an den maximal möglichen Wert in Verbindung zu bringen, der für den Beschleunigungsmechanismus in Supernovae berechnet wurde. Diese Erklärung des Bruchs im Spektrum wird auch durch die Kernzusammensetzung von Primärteilchen im Energiebereich 10 15 -10 17 eV gestützt. Die zuverlässigsten Informationen darüber liefern komplexe EAS-Installationen – „MGU“, „Tunka“, „Tibet“, „Cascade“. Mit ihrer Hilfe erhält man nicht nur Informationen über die Energie der Primärkerne, sondern auch Parameter in Abhängigkeit von ihrer Ordnungszahl – die „Breite“ des Schauers, das Verhältnis zwischen der Zahl der Elektronen und Myonen, zwischen der Zahl der energiereichsten Elektronen und ihre Gesamtzahl. Alle diese Daten deuten darauf hin, dass mit zunehmender Energie der Primärteilchen von der linken Grenze des Spektrums vor ihrem Bruch bis zur Energie nach dem Bruch ihre durchschnittliche Masse zunimmt. Diese Änderung der Massenzusammensetzung von Teilchen steht im Einklang mit dem Modell der Teilchenbeschleunigung in Supernovae – sie wird durch die maximale Energie begrenzt, die von der Ladung des Teilchens abhängt. Für Protonen liegt diese maximale Energie in der Größenordnung von 3·10 15 eV und steigt proportional zur Ladung des beschleunigten Teilchens (Kerns), sodass Eisenkerne effektiv auf ~10 17 eV beschleunigt werden. Die Intensität von Teilchenströmen, deren Energie das Maximum übersteigt, nimmt schnell ab.

Aber die Registrierung von Teilchen mit noch höheren Energien (~3·10 18 eV) zeigte, dass das Spektrum der kosmischen Strahlung nicht nur nicht bricht, sondern zu der vor dem Bruch beobachteten Form zurückkehrt!

Messungen des Energiespektrums im „ultrahohen“ Energiebereich (E > 10 18 eV) sind aufgrund der geringen Anzahl solcher Teilchen sehr schwierig. Um diese seltenen Ereignisse zu beobachten, ist es notwendig, ein Netzwerk von Detektoren für den Fluss von EAS-Partikeln und die von ihnen in der Atmosphäre erzeugte Vavilov-Cherenkov-Strahlung und Ionisationsstrahlung (atmosphärische Fluoreszenz) auf einer Fläche von Hunderten und sogar Tausenden zu schaffen von Quadratkilometern. Für solch große, komplexe Installationen werden Standorte mit begrenzter wirtschaftlicher Aktivität gewählt, die jedoch den zuverlässigen Betrieb einer großen Anzahl von Detektoren gewährleisten können. Solche Anlagen wurden zuerst auf Flächen von mehreren zehn Quadratkilometern errichtet (Jakutsk, Havera-Park, Akeno), dann auf Hunderten (AGASA, Fly's Eye, HiRes) und schließlich entstehen jetzt Anlagen von Tausenden von Quadratkilometern (Pierre-Auger-Observatorium in Argentinien, Teleskopinstallation in Utah, USA).

Der nächste Schritt bei der Untersuchung ultrahochenergetischer kosmischer Strahlung wird die Entwicklung einer Methode zum Nachweis von EAS durch Beobachtung der atmosphärischen Fluoreszenz aus dem Weltraum sein. In Zusammenarbeit mit mehreren Ländern entwickelt Russland den ersten Weltraum-EAS-Detektor, das TUS-Projekt. Ein weiterer solcher Detektor soll voraussichtlich auf der Internationalen Raumstation ISS installiert werden (JEM-EUSO- und KLPVE-Projekte).

Was wissen wir heute über ultrahochenergetische kosmische Strahlung? Die untere Abbildung zeigt das Energiespektrum der kosmischen Strahlung mit Energien über 10 18 eV, das mit Anlagen der neuesten Generation (HiRes, Pierre-Auger-Observatorium) gewonnen wurde, zusammen mit Daten über kosmische Strahlung niedrigerer Energien, zu denen, wie oben gezeigt, gehört die Milchstraße. Es ist ersichtlich, dass bei Energien von 3·10 18 -3·10 19 eV der Differentialenergiespektrumindex auf einen Wert von 2,7–2,8 abnahm, genau derselbe, der für galaktische kosmische Strahlung beobachtet wurde, wenn die Teilchenenergien viel geringer sind als der maximal für galaktische Beschleuniger möglich. Bedeutet dies nicht, dass bei ultrahohen Energien der Hauptstrom der Teilchen von Beschleunigern extragalaktischen Ursprungs erzeugt wird, deren maximale Energie deutlich über der galaktischen liegt? Der Bruch im Spektrum der galaktischen kosmischen Strahlung zeigt, dass sich der Beitrag der extragalaktischen kosmischen Strahlung beim Übergang aus dem Bereich mittlerer Energien von 10 14 -10 16 eV stark ändert, wo er etwa 30-mal geringer ist als der Beitrag der galaktischen Strahlung (das Spektrum). (angezeigt durch die gestrichelte Linie in der Abbildung) in den Bereich ultrahoher Energien, wo es dominant wird.

In den letzten Jahrzehnten wurden zahlreiche astronomische Daten über extragalaktische Objekte gesammelt, die geladene Teilchen auf Energien weit über 10 19 eV beschleunigen können. Ein offensichtliches Zeichen dafür, dass ein Objekt der Größe D Teilchen auf die Energie E beschleunigen kann, ist das Vorhandensein eines Magnetfelds B in diesem Objekt, so dass der Gyroradius des Teilchens kleiner als D ist. Zu diesen möglichen Quellen gehören Radiogalaxien (die starke Radioemissionen aussenden). ; Kerne aktiver Galaxien, die Schwarze Löcher enthalten; kollidierende Galaxien. Sie alle enthalten Gasstrahlen (Plasma), die sich mit enormer Geschwindigkeit bewegen und sich der Lichtgeschwindigkeit nähern. Solche Jets spielen die Rolle von Stoßwellen, die für den Betrieb des Beschleunigers notwendig sind. Um ihren Beitrag zur beobachteten Intensität der kosmischen Strahlung abzuschätzen, müssen die Verteilung der Quellen über Entfernungen von der Erde und die Energieverluste von Teilchen im intergalaktischen Raum berücksichtigt werden. Vor der Entdeckung der kosmischen Radioemission im Hintergrund schien der intergalaktische Raum „leer“ und nicht nur für elektromagnetische Strahlung, sondern auch für ultrahochenergetische Teilchen transparent zu sein. Die Gasdichte im intergalaktischen Raum ist laut astronomischen Daten so gering (10 –29 g/cm 3), dass selbst in enormen Entfernungen von Hunderten Milliarden Lichtjahren (10 24 m) Teilchen nicht auf die Gaskerne treffen Atome. Als sich jedoch herausstellte, dass das Universum nach dem Urknall mit Photonen niedriger Energie (ungefähr 500 Photonen/cm 3 mit einer Energie E f ~ 10 –3 eV) gefüllt ist, die nach dem Urknall übrig blieben, wurde klar, dass Protonen und Kerne mit Energien größer als E ~ 5 · 10 · 19 eV, die Greisen-Zatsepin-Kuzmin-Grenze (GZK), muss mit Photonen interagieren und auf einem Weg von mehr als mehreren zehn Millionen Lichtjahren den größten Teil ihrer Energie verlieren. Somit erwies sich der überwiegende Teil des Universums, der mehr als 10 7 Lichtjahre von uns entfernt liegt, für die Beobachtung in Strahlen mit einer Energie von mehr als 5·10 19 eV unzugänglich. Aktuelle experimentelle Daten zum Spektrum ultrahochenergetischer kosmischer Strahlung (HiRes-Installation, Pierre-Auger-Observatorium) bestätigen die Existenz dieser Energiegrenze für von der Erde aus beobachtete Teilchen.

Wie Sie sehen, ist es äußerst schwierig, den Ursprung ultrahochenergetischer kosmischer Strahlung zu untersuchen: Die meisten möglichen Quellen kosmischer Strahlung höchster Energie (über der GZK-Grenze) sind so weit entfernt, dass die Teilchen die aufgenommene Energie verlieren an der Quelle auf dem Weg zur Erde. Und bei Energien unterhalb der GZK-Grenze ist die Ablenkung der Teilchen durch das Magnetfeld der Galaxie immer noch groß, und es ist unwahrscheinlich, dass die Ankunftsrichtung der Teilchen einen Hinweis auf die Position der Quelle auf der Himmelssphäre geben kann.

Bei der Suche nach Quellen ultrahochenergetischer kosmischer Strahlung wird eine Analyse der Korrelation der experimentell gemessenen Ankunftsrichtung von Teilchen mit ausreichend hohen Energien verwendet – so dass die Felder der Galaxie die Teilchen leicht aus der Richtung ablenken Quelle. Installationen früherer Generationen haben noch keine überzeugenden Daten über die Korrelation der Ankunftsrichtung von Teilchen mit den Koordinaten einer speziell ausgewählten Klasse astrophysikalischer Objekte geliefert. Die neuesten Daten des Pierre-Auger-Observatoriums können als Hoffnung angesehen werden, in den kommenden Jahren Daten über die Rolle von Quellen vom AGN-Typ bei der Erzeugung intensiver Teilchenströme mit Energien in der Größenordnung der GZK-Grenze zu erhalten.

Interessanterweise erhielt die AGASA-Installation Hinweise auf die Existenz „leerer“ Richtungen (solche, in denen es keine bekannten Quellen gibt), entlang derer während der Beobachtung zwei oder sogar drei Partikel ankommen. Dies weckte großes Interesse bei Physikern, die sich mit der Kosmologie befassen – der Wissenschaft vom Ursprung und der Entwicklung des Universums, die untrennbar mit der Physik der Elementarteilchen verbunden ist. Es stellt sich heraus, dass einige Modelle der Struktur des Mikrokosmos und der Entwicklung des Universums (Urknalltheorie) die Erhaltung supermassiver Elementarteilchen mit einer Masse in der Größenordnung von 10 23 -10 24 eV im modernen Universum vorhersagen Materie sollte im frühesten Stadium des Urknalls bestehen. Ihre Verteilung im Universum ist nicht ganz klar: Sie können entweder gleichmäßig im Raum verteilt sein oder von massiven Regionen des Universums „angezogen“ werden. Ihr Hauptmerkmal ist, dass diese Teilchen instabil sind und in leichtere Teilchen zerfallen können, darunter stabile Protonen, Photonen und Neutrinos, die enorme kinetische Energien erreichen – mehr als 10 20 eV. Orte, an denen solche Teilchen erhalten bleiben (topologische Defekte des Universums), können sich als Quellen für Protonen, Photonen oder Neutrinos mit ultrahoher Energie erweisen.

Wie im Fall galaktischer Quellen wird die Existenz extragalaktischer Ultrahochenergie-Beschleuniger für kosmische Strahlung durch Daten von Gammastrahlendetektoren, beispielsweise den HESS-Teleskopen, bestätigt, die auf die oben genannten extragalaktischen Objekte ausgerichtet sind – Kandidaten für kosmische Strahlungsquellen.

Unter ihnen waren die aktiven galaktischen Kerne (AGNs) mit Gasstrahlen die vielversprechendsten. Eines der am besten untersuchten Objekte der HESS-Installation ist die Galaxie M87 im Sternbild Jungfrau, 50 Millionen Lichtjahre von unserer Galaxie entfernt. In seinem Zentrum befindet sich ein Schwarzes Loch, das die Prozesse in seiner Nähe und insbesondere den riesigen Plasmastrahl dieser Galaxie mit Energie versorgt. Die Beschleunigung der kosmischen Strahlung in M87 wird direkt durch Beobachtungen seiner Gammastrahlung bestätigt, dem Energiespektrum von Photonen mit einer Energie von 1-10 TeV (10 12 -10 13 eV), beobachtet an der HESS-Installation. Die beobachtete Gammastrahlenintensität von M87 beträgt etwa 3 % der Intensität des Krebses. Unter Berücksichtigung des Abstandsunterschieds zu diesen Objekten (5000-fach) bedeutet dies, dass die Leuchtkraft von M87 die Leuchtkraft des Krebses um das 25-Millionen-fache übersteigt!

Für dieses Objekt erstellte Teilchenbeschleunigungsmodelle deuten darauf hin, dass die Intensität der in M87 beschleunigten Teilchen so groß sein könnte, dass selbst in einer Entfernung von 50 Millionen Lichtjahren der Beitrag dieser Quelle die beobachtete Intensität kosmischer Strahlung mit Energien über 10 19 eV erzeugen könnte .

Aber hier ist ein Rätsel: In modernen Daten zu EASs in Richtung dieser Quelle gibt es keinen Überschuss an Teilchen mit einer Energie in der Größenordnung von 10 19 eV. Aber wird diese Quelle nicht in den Ergebnissen zukünftiger Weltraumexperimente auftauchen, bei solchen Energien, wenn entfernte Quellen nicht mehr zu den beobachteten Ereignissen beitragen? Die Situation mit einem Bruch im Energiespektrum kann sich erneut wiederholen, beispielsweise bei einer Energie von 2·10 20 . Diesmal sollte die Quelle jedoch in Messungen der Richtung der Flugbahn des Primärteilchens sichtbar sein, da Energien > 2·10 20 eV so hoch sind, dass die Teilchen in galaktischen Magnetfeldern nicht abgelenkt werden sollten.

Wie wir sehen, warten wir nach einem Jahrhundert der Erforschung der kosmischen Strahlung erneut auf neue Entdeckungen, dieses Mal auf ultrahochenergetische kosmische Strahlung, deren Natur noch unbekannt ist, die aber eine wichtige Rolle in der Struktur des Universums spielen kann.

Literatur

Dobrotin N. A. Kosmische Strahlung. - M.: Verlag. Akademie der Wissenschaften der UdSSR, 1963.

Murzin V. S. Einführung in die Physik der kosmischen Strahlung. - M.: Verlag. Staatliche Universität Moskau, 1988.

Panasyuk M. I. Wanderers of the Universe oder Echo of the Big Bang. - Frjasino: „Vek2“, 2005.

Rossi B. Kosmische Strahlung. - M.: Atomizdat, 1966.

Khrenov B.A. Relativistische Meteore // Wissenschaft in Russland, 2001, Nr. 4.

Khrenov B. A. und Panasyuk M. I. Boten des Weltraums: fern oder nah? // Natur, 2006, Nr. 2.

Khrenov B. A. und Klimov P. A. Entdeckung erwartet // Nature, 2008, Nr. 4.

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✪ DAS GEHEIMNIS DER KOSMISCHEN STRAHLUNG

✪ Großartig in klein. Experiment zur kosmischen Strahlung

Untertitel

Grundinformation

Physik der kosmischen Strahlung als Teil betrachtet Hochenergiephysik Und Teilchenphysik.

Physik der kosmischen Strahlung Studien:

Prozesse, die zur Entstehung und Beschleunigung kosmischer Strahlung führen;
Teilchen der kosmischen Strahlung, ihre Natur und Eigenschaften;
Phänomene, die durch Teilchen der kosmischen Strahlung im Weltraum, in der Erdatmosphäre und auf Planeten verursacht werden.

Die Untersuchung der Ströme hochenergetischer geladener und neutraler kosmischer Teilchen, die auf die Grenze der Erdatmosphäre fallen, ist die wichtigste experimentelle Aufgabe.

Einteilung nach dem Ursprung der kosmischen Strahlung:

außerhalb unserer Galaxie
in der Galaxie
in der Sonne
im interplanetaren Raum

Primär Es ist üblich, extragalaktische und galaktische Strahlung zu nennen. Sekundär Es ist üblich, als Teilchenströme zu bezeichnen, die in der Erdatmosphäre vorbeiziehen und sich dort umwandeln.

Kosmische Strahlung ist ein Bestandteil der natürlichen Strahlung (Hintergrundstrahlung) auf der Erdoberfläche und in der Atmosphäre.

Vor der Entwicklung der Beschleunigertechnik war die kosmische Strahlung die einzige Quelle hochenergetischer Elementarteilchen. Also, Positron Und Myon wurden erstmals in der kosmischen Strahlung gefunden.

Das Energiespektrum der kosmischen Strahlung besteht zu 43 % aus Energie Protonen, weitere 23 % - aus Energie Helium(Alphateilchen) und 34 % der von den übrigen Teilchen übertragenen Energie.

Gemessen an der Teilchenzahl besteht die kosmische Strahlung zu 92 % aus Protonen, zu 6 % aus Heliumkernen, zu etwa 1 % aus schwereren Elementen und zu etwa 1 % aus Elektronen. Bei der Untersuchung kosmischer Strahlungsquellen im Freien Sonnensystem Die Protonen-Kern-Komponente wird hauptsächlich durch den von ihr erzeugten Fluss erfasst gamma Strahlen orbitale Gammastrahlenteleskope und die elektronische Komponente - entsprechend der von ihnen erzeugten Strahlung Synchrotronstrahlung, was auffällt Radioband(insbesondere für Meterwellen – wenn sie in einem Magnetfeld abgestrahlt werden interstellares Medium) und mit starken Magnetfeldern im Bereich der Quelle der kosmischen Strahlung – und in höhere Frequenzbereiche. Daher kann die elektronische Komponente auch von bodengestützten astronomischen Instrumenten nachgewiesen werden.

Traditionell werden in der kosmischen Strahlung beobachtete Teilchen in die folgenden Gruppen eingeteilt: 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),\alpha (Z=2),L(Z=3-5),M(Z=6-9),H(Z\geqslant 10),VH(Z\geqslant 20))(bzw. Protonen, Alphateilchen, leicht, mittel, schwer und superschwer). Ein Merkmal der chemischen Zusammensetzung der primären kosmischen Strahlung ist der ungewöhnlich hohe (mehrere tausendfache) Gehalt an Kernen der Gruppe L ( Lithium , Beryllium , Bor) im Vergleich zur Zusammensetzung von Sternen und interstellares Gas. Dieses Phänomen wird durch die Tatsache erklärt, dass der Mechanismus der Erzeugung kosmischer Teilchen in erster Linie schwere Kerne beschleunigt, die bei Wechselwirkung mit Protonen des interstellaren Mediums in leichtere Kerne zerfallen. Diese Annahme wird durch die Tatsache bestätigt, dass CLs einen sehr hohen Grad haben Isotropie.

Geschichte der Physik der kosmischen Strahlung

1921-1925, amerikanischer Physiker Milliken Als sie die Absorption kosmischer Strahlung in der Erdatmosphäre in Abhängigkeit von der Beobachtungshöhe untersuchten, stellten sie fest, dass diese Strahlung in Blei auf die gleiche Weise absorbiert wird wie Gammastrahlung Kerne. Millikan war der erste, der diese Strahlung kosmische Strahlung nannte. Im Jahr 1925 wurden die sowjetischen Physiker L.A. Tuvim und L. V. Mysovsky maß die Absorption kosmischer Strahlung in Wasser: Es stellte sich heraus, dass diese Strahlung zehnmal weniger absorbiert wurde als die Gammastrahlung von Kernen. Mysovsky und Tuwim entdeckten auch, dass die Intensität der Strahlung vom Luftdruck abhängt – sie entdeckten den „barometrischen Effekt“. Experimente D. V. Skobeltsyna Mit einer Nebelkammer, die in einem konstanten Magnetfeld angebracht war, ermöglichten sie es, durch Ionisierung Spuren (Spuren) kosmischer Teilchen zu „sehen“. D. V. Skobeltsyn entdeckte Schauer kosmischer Teilchen. Experimente mit kosmischer Strahlung ermöglichten eine Reihe grundlegender Entdeckungen für die Physik der Mikrowelt.

Sonnenkosmische Strahlung

Solare kosmische Strahlung (SCR) sind energiegeladene Teilchen – Elektronen, Protonen und Kerne –, die von der Sonne in den interplanetaren Raum injiziert werden. Die SCR-Energie reicht von mehreren keV bis zu mehreren GeV. Im unteren Teil dieses Bereichs grenzen SCRs an Protonen schneller Strömungen Sonnenwind. SCR-Partikel entstehen durch Sonneneruptionen.

Ultrahochenergetische kosmische Strahlung

Die Energie einiger Teilchen übersteigt GZK-Grenze(Greisen – Zatsepin – Kuzmina) – theoretische Energiegrenze für kosmische Strahlung 5⋅10 19 e.V, verursacht durch ihre Wechselwirkung mit Photonen kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung. Mehrere Dutzend solcher Teilchen wurden im Laufe eines Jahres vom AGASA-Observatorium registriert. (Englisch) Russisch. Für diese Beobachtungen gibt es noch keine ausreichend fundierte wissenschaftliche Erklärung.

Nachweis kosmischer Strahlung

Lange Zeit nach der Entdeckung der kosmischen Strahlung unterschieden sich die Methoden zu ihrer Registrierung nicht von den Methoden zur Registrierung von Teilchen in Beschleunigern, meistens - Gasentladungszähler oder nukleare fotografische Emulsionen, in die Stratosphäre oder in den Weltraum gehoben. Diese Methode erlaubt jedoch keine systematische Beobachtung hochenergetischer Teilchen, da diese recht selten vorkommen und der Raum, in dem ein solcher Zähler Beobachtungen durchführen kann, durch seine Größe begrenzt ist.

Moderne Observatorien arbeiten nach unterschiedlichen Prinzipien. Wenn ein hochenergetisches Teilchen in die Atmosphäre gelangt, interagiert es mit Luftatomen in den ersten 100 g/cm², wodurch hauptsächlich ein ganzer Teilchenhagel entsteht Pfingstrosen Und Myonen, die wiederum andere Teilchen hervorbringen und so weiter. Es bildet sich ein Partikelkegel, der als Schauer bezeichnet wird. Solche Partikel bewegen sich mit Geschwindigkeiten, die über der Lichtgeschwindigkeit in der Luft liegen und verursachen Cherenkov Glühen, von Teleskopen aufgezeichnet. Mit dieser Technik ist es möglich, Himmelsbereiche von Hunderten von Quadratkilometern zu überwachen.

Auswirkungen auf die Raumfahrt

Astronauten ISS Wenn sie ihre Augen schließen, höchstens alle 3 Minuten, sehen sie Lichtblitze; möglicherweise hängt dieses Phänomen mit dem Aufprall energiereicher Partikel zusammen, die in die Netzhaut eindringen. Experimentell konnte dies jedoch nicht bestätigt werden, es ist möglich, dass dieser Effekt ausschließlich psychologische Grundlagen hat.

Boris Arkadjewitsch Chrenow,
Doktor der physikalischen und mathematischen Wissenschaften, Nach ihm benanntes Forschungsinstitut für Kernphysik. D. V. Skobeltsyn Moskauer Staatliche Universität. M. V. Lomonosova
„Wissenschaft und Leben“ Nr. 10, 2008

Fast hundert Jahre sind seit der Entdeckung der kosmischen Strahlung vergangen – Ströme geladener Teilchen, die aus den Tiefen des Universums kommen. Seitdem wurden viele Entdeckungen im Zusammenhang mit der kosmischen Strahlung gemacht, aber es bleiben immer noch viele Geheimnisse bestehen. Eine davon ist vielleicht die faszinierendste: Woher kommen Teilchen mit einer Energie von mehr als 10 20 eV, also fast einer Milliarde Billionen Elektronenvolt, eine Million Mal größer als das, was im leistungsstärksten Beschleuniger erreicht wird – dem? Large Hadron Collider? Welche Kräfte und Felder beschleunigen Teilchen auf solch monströse Energien?

Es wurde schnell klar, dass kosmische Protonen, die durch Materie fliegen, mit den Kernen ihrer Atome interagieren und so bisher unbekannte instabile Elementarteilchen hervorbringen (sie wurden hauptsächlich in der Erdatmosphäre beobachtet). Die Untersuchung des Mechanismus ihrer Entstehung hat einen fruchtbaren Weg für die Erstellung einer Taxonomie der Elementarteilchen eröffnet. Im Labor lernten sie, Protonen und Elektronen zu beschleunigen und daraus riesige Ströme zu erzeugen, die unvergleichlich dichter sind als die kosmische Strahlung. Letztlich waren es Experimente zur Wechselwirkung von Teilchen, die in Beschleunigern Energie erhielten, die zur Entstehung eines modernen Bildes der Mikrowelt führten.

Im Jahr 1938 entdeckte der französische Physiker Pierre Auger ein bemerkenswertes Phänomen – Schauer sekundärer kosmischer Teilchen, die durch die Wechselwirkung von Primärprotonen und Kernen extrem hoher Energie mit den Kernen atmosphärischer Atome entstehen. Es stellte sich heraus, dass es im Spektrum der kosmischen Strahlung Teilchen mit einer Energie in der Größenordnung von 10 15 –10 18 eV gibt – millionenfach mehr als die Energie von im Labor beschleunigten Teilchen. Der Akademiker Dmitri Wladimirowitsch Skobeltsyn legte besonderen Wert auf die Erforschung solcher Teilchen und organisierte unmittelbar nach dem Krieg 1947 zusammen mit seinen engsten Kollegen G. T. Zatsepin und N. A. Dobrotin umfassende Studien über Kaskaden von Sekundärteilchen in der Atmosphäre, sogenannte ausgedehnte Luftschauer ( EAS). Die Geschichte der ersten Studien zur kosmischen Strahlung findet sich in den Büchern von N. Dobrotin und V. Rossi. Im Laufe der Zeit hat sich die Schule von D.V. Skobeltsyna entwickelte sich zu einem der mächtigsten der Welt und bestimmte viele Jahre lang die Hauptrichtungen bei der Erforschung ultrahochenergetischer kosmischer Strahlung. Ihre Methoden ermöglichten es, den Bereich der untersuchten Energien von 10 9 –10 13 eV, aufgezeichnet auf Ballons und Satelliten, auf 10 13 –10 20 eV zu erweitern. Zwei Aspekte machten dieses Studium besonders attraktiv.

Zweitens wurde es möglich, im Weltraum Objekte zu finden, die Teilchen auf extrem hohe Energien beschleunigen können.

In unserer Galaxie sind mehrere Supernovae bekannt, die weniger als tausend Jahre alt sind und mit bloßem Auge beobachtet wurden. Die bekanntesten sind der Krebsnebel im Sternbild Stier („Der Krebs“ ist der Überrest der Supernova-Explosion im Jahr 1054, die in den östlichen Chroniken erwähnt wird), Cassiopeia-A (beobachtet im Jahr 1572 vom Astronomen Tycho Brahe) und die Kepler-Supernova im Sternbild Schlangenträger (1680). Die Durchmesser ihrer Schalen betragen heute 5–10 Lichtjahre (1 Lichtjahr = 10 16 m), das heißt, sie dehnen sich mit einer Geschwindigkeit in der Größenordnung von 0,01 Lichtgeschwindigkeit aus und befinden sich in Entfernungen von etwa zehntausend Licht Jahre von der Erde entfernt. Die Hüllen von Supernovae („Nebel“) wurden von den Weltraumobservatorien Chandra, Hubble und Spitzer im optischen, Radio-, Röntgen- und Gammastrahlenbereich beobachtet. Sie zeigten zuverlässig, dass es in den Hüllen tatsächlich zu einer Beschleunigung von Elektronen und Protonen, begleitet von Röntgenstrahlung, kommt.

Etwa 60 Supernova-Überreste, die jünger als 2000 Jahre sind, könnten den interstellaren Raum mit kosmischer Strahlung mit einer gemessenen spezifischen Energie (~1 eV pro cm 3) füllen, während weniger als zehn davon bekannt sind. Dieser Mangel erklärt sich aus der Tatsache, dass es in der Ebene der Galaxie, in der sich Sterne und Supernovae konzentrieren, viel Staub gibt, der kein Licht zum Beobachter auf der Erde durchlässt. Beobachtungen in Röntgen- und Gammastrahlen, für die die Staubschicht transparent ist, haben es ermöglicht, die Liste der beobachteten „jungen“ Supernova-Hüllen zu erweitern. Die letzte wiederentdeckte Muschel dieser Art war die Supernova G1.9+0.3, die ab Januar 2008 mit dem Röntgenteleskop Chandra beobachtet wurde. Schätzungen zur Größe und Expansionsrate seiner Hülle deuten darauf hin, dass er vor etwa 140 Jahren aufflammte, aber aufgrund der vollständigen Absorption seines Lichts durch die Staubschicht der Galaxie im optischen Bereich nicht sichtbar war.

Die Daten über Supernovae, die in unserer Milchstraße explodieren, werden durch viel umfangreichere Statistiken über Supernovae in anderen Galaxien ergänzt. Ein direkter Beweis für das Vorhandensein beschleunigter Protonen und Kerne ist Gammastrahlung mit hochenergetischen Photonen, die beim Zerfall neutraler Pionen entstehen – Produkte der Wechselwirkung von Protonen (und Kernen) mit der Ausgangsmaterie. Solche hochenergetischen Photonen werden mit Teleskopen beobachtet, die das von sekundären EAS-Partikeln emittierte Vavilov-Cherenkov-Glühen erfassen. Das fortschrittlichste Instrument dieser Art ist ein Array aus sechs Teleskopen, das in Zusammenarbeit mit HESS in Namibia entwickelt wurde. Die Gammastrahlen des Krebses waren die ersten, die gemessen wurden, und ihre Intensität wurde zum Maß für die Intensität anderer Quellen.

Das erhaltene Ergebnis bestätigt nicht nur das Vorhandensein eines Mechanismus zur Beschleunigung von Protonen und Kernen in einer Supernova, sondern ermöglicht uns auch die Abschätzung des Spektrums beschleunigter Teilchen: Es handelt sich um die Spektren „sekundärer“ Gammastrahlen und „primärer“ Protonen und Kerne sehr nah. Das Magnetfeld im Krebs und seine Größe ermöglichen die Beschleunigung von Protonen auf Energien in der Größenordnung von 10 15 eV. Die Spektren der Teilchen der kosmischen Strahlung in der Quelle und im interstellaren Medium unterscheiden sich etwas, da die Wahrscheinlichkeit, dass Teilchen die Quelle verlassen, und die Lebensdauer der Teilchen in der Galaxie von der Energie und Ladung des Teilchens abhängen. Der Vergleich des Energiespektrums und der Zusammensetzung der in der Nähe der Erde gemessenen kosmischen Strahlung mit dem Spektrum und der Zusammensetzung an der Quelle ermöglichte es zu verstehen, wie lange sich Teilchen zwischen Sternen bewegen. In der kosmischen Strahlung in der Nähe der Erde befanden sich deutlich mehr Lithium-, Beryllium- und Borkerne als in der Quelle – ihre zusätzliche Anzahl scheint auf die Wechselwirkung schwererer Kerne mit interstellarem Gas zurückzuführen zu sein. Durch Messung dieser Differenz haben wir den Betrag berechnet X die Substanz, durch die kosmische Strahlen hindurchgehen, während sie im interstellaren Medium wandern. In der Kernphysik wird die Menge an Materie, die ein Teilchen auf seinem Weg trifft, in g/cm2 gemessen. Dies liegt daran, dass zur Berechnung der Verringerung des Partikelflusses bei Kollisionen mit Materiekernen die Anzahl der Kollisionen eines Partikels mit Kernen bekannt sein muss, die quer zur Richtung unterschiedliche Flächen (Abschnitte) aufweisen des Teilchens. Durch die Angabe der Materiemenge in diesen Einheiten erhält man eine einheitliche Maßskala für alle Kerne.

Experimentell gefundener Wert X~ 5–10 g/cm2 ermöglicht eine Abschätzung der Lebensdauer T Kosmische Strahlung im interstellaren Medium: T ≈ X/ρ C, Wo C- Teilchengeschwindigkeit, die ungefähr der Lichtgeschwindigkeit entspricht, ρ ~10 –24 g/cm 3 - durchschnittliche Dichte des interstellaren Mediums. Daher beträgt die Lebensdauer der kosmischen Strahlung etwa 10 8 Jahre. Diese Zeit ist viel länger als die Flugzeit eines sich mit hoher Geschwindigkeit bewegenden Teilchens Mit in einer geraden Linie von der Quelle zur Erde (3·10 4 Jahre für die am weitesten entfernten Quellen auf der uns gegenüberliegenden Seite der Galaxie). Dies bedeutet, dass sich die Teilchen nicht geradlinig bewegen, sondern gestreut werden. Chaotische Magnetfelder von Galaxien mit einer Induktion B ~ 10 –6 Gauss (10 –10 Tesla) bewegen sie um einen Kreis mit einem Radius (Gyroradius) R = E/3 × 10 4 B, wo R in m, E- Teilchenenergie in eV, V - Magnetfeldinduktion in Gauß. Bei moderaten Teilchenenergien E

Ungefähr geradlinig kommen nur Teilchen mit Energie aus der Quelle E> 10 19 eV. Daher gibt die Richtung von Teilchen mit Energien unter 10 19 eV, die EAS erzeugen, keinen Aufschluss über ihre Quelle. In diesem Energiebereich bleibt nur noch die Beobachtung der Sekundärstrahlung, die in den Quellen selbst durch Protonen und Kerne der kosmischen Strahlung erzeugt wird. Im beobachtbaren Energiebereich der Gammastrahlung ( E

Die Idee der kosmischen Strahlung als „lokales“ galaktisches Phänomen erwies sich nur für Teilchen mittlerer Energie als wahr E

Im Jahr 1958 entdeckten Georgiy Borisovich Christiansen und German Viktorovich Kulikov eine starke Veränderung im Erscheinungsbild des Energiespektrums der kosmischen Strahlung bei einer Energie in der Größenordnung von 3·10 15 eV. Bei Energien unterhalb dieses Wertes wurden experimentelle Daten zum Spektrum der Teilchen normalerweise in Form eines „Potenzgesetzes“ dargestellt, sodass die Anzahl der Teilchen angegeben wurde N Bei gegebener Energie wurde E als umgekehrt proportional zur Energie des Teilchens hoch γ betrachtet: N(E) = A/Eγ (γ ist der Differentialspektrumindikator). Bis zu einer Energie von 3·10 15 eV beträgt der Indikator γ = 2,7, beim Übergang zu höheren Energien erfährt das Energiespektrum jedoch einen „Bruch“: für Energien E> 3·10 15 eV γ wird 3,15. Es ist naheliegend, diese Änderung im Spektrum mit der Annäherung der Energie beschleunigter Teilchen an den maximal möglichen Wert in Verbindung zu bringen, der für den Beschleunigungsmechanismus in Supernovae berechnet wurde. Diese Erklärung des Bruchs im Spektrum wird auch durch die Kernzusammensetzung von Primärteilchen im Energiebereich 10 15 –10 17 eV gestützt. Die zuverlässigsten Informationen darüber liefern komplexe EAS-Installationen – „MGU“, „Tunka“, „Tibet“, „Cascade“. Mit ihrer Hilfe erhält man nicht nur Informationen über die Energie der Primärkerne, sondern auch Parameter in Abhängigkeit von ihrer Ordnungszahl – die „Breite“ des Schauers, das Verhältnis zwischen der Zahl der Elektronen und Myonen, zwischen der Zahl der energiereichsten Elektronen und ihre Gesamtzahl. Alle diese Daten deuten darauf hin, dass mit zunehmender Energie der Primärteilchen von der linken Grenze des Spektrums vor ihrem Bruch bis zur Energie nach dem Bruch ihre durchschnittliche Masse zunimmt. Diese Änderung der Massenzusammensetzung von Teilchen steht im Einklang mit dem Modell der Teilchenbeschleunigung in Supernovae – sie wird durch die maximale Energie begrenzt, die von der Ladung des Teilchens abhängt. Für Protonen liegt diese maximale Energie in der Größenordnung von 3·10 15 eV und steigt proportional zur Ladung des beschleunigten Teilchens (Kerns), sodass Eisenkerne effektiv auf ~10 17 eV beschleunigt werden. Die Intensität von Teilchenströmen, deren Energie das Maximum übersteigt, nimmt schnell ab.

Messungen des Energiespektrums im „ultrahohen“ Energiebereich ( E> 10 18 eV) sind aufgrund der geringen Anzahl solcher Teilchen sehr schwierig. Um diese seltenen Ereignisse zu beobachten, ist es notwendig, ein Netzwerk von Detektoren für den Fluss von EAS-Partikeln und die von ihnen in der Atmosphäre erzeugte Vavilov-Cherenkov-Strahlung und Ionisationsstrahlung (atmosphärische Fluoreszenz) auf einer Fläche von Hunderten und sogar Tausenden zu schaffen von Quadratkilometern. Für solch große, komplexe Installationen werden Standorte mit begrenzter wirtschaftlicher Aktivität gewählt, die jedoch den zuverlässigen Betrieb einer großen Anzahl von Detektoren gewährleisten können. Solche Anlagen wurden zunächst auf Flächen von mehreren zehn Quadratkilometern errichtet (Jakutsk, Havera-Park, Akeno), dann auf Hunderten (AGASA, Fly's Eye, HiRes) und schließlich entstehen nun Anlagen mit einer Fläche von Tausenden Quadratkilometern (Pierre-Auger-Observatorium in Argentinien, Teleskopinstallation in Utah, USA).

Was wissen wir heute über ultrahochenergetische kosmische Strahlung? Die untere Abbildung zeigt das Energiespektrum der kosmischen Strahlung mit Energien über 10 18 eV, das mit Anlagen der neuesten Generation (HiRes, Pierre-Auger-Observatorium) gewonnen wurde, zusammen mit Daten über kosmische Strahlung niedrigerer Energien, zu denen, wie oben gezeigt, gehört die Milchstraße. Es ist ersichtlich, dass bei Energien von 3·10 18 –3·10 19 eV der Differentialenergiespektrumindex auf einen Wert von 2,7–2,8 abnahm, genau derselbe, der für die galaktische kosmische Strahlung beobachtet wurde, wenn die Teilchenenergien viel niedriger sind als der maximal für galaktische Beschleuniger möglich. Bedeutet dies nicht, dass bei ultrahohen Energien der Hauptstrom der Teilchen von Beschleunigern extragalaktischen Ursprungs erzeugt wird, deren maximale Energie deutlich über der galaktischen liegt? Der Bruch im Spektrum der galaktischen kosmischen Strahlung zeigt, dass sich der Beitrag der extragalaktischen kosmischen Strahlung beim Übergang aus dem Bereich mittlerer Energien von 10 14 – 10 16 eV stark ändert, wo er etwa 30-mal geringer ist als der Beitrag der galaktischen Strahlung (das Spektrum). (angezeigt durch die gestrichelte Linie in der Abbildung) in den Bereich ultrahoher Energien, wo es dominant wird.

In den letzten Jahrzehnten wurden zahlreiche astronomische Daten über extragalaktische Objekte gesammelt, die geladene Teilchen auf Energien weit über 10 19 eV beschleunigen können. Ein offensichtliches Zeichen dafür, dass es sich um ein Objekt von Größe handelt D kann Teilchen zu Energie beschleunigen E ist das Vorhandensein eines Magnetfelds B in diesem Objekt, so dass der Gyroradius des Teilchens kleiner ist D. Zu diesen möglichen Quellen gehören Radiogalaxien (die starke Radioemissionen aussenden); Kerne aktiver Galaxien, die Schwarze Löcher enthalten; kollidierende Galaxien. Sie alle enthalten Gasstrahlen (Plasma), die sich mit enormer Geschwindigkeit bewegen und sich der Lichtgeschwindigkeit nähern. Solche Jets spielen die Rolle von Stoßwellen, die für den Betrieb des Beschleunigers notwendig sind. Um ihren Beitrag zur beobachteten Intensität der kosmischen Strahlung abzuschätzen, müssen die Verteilung der Quellen über Entfernungen von der Erde und die Energieverluste von Teilchen im intergalaktischen Raum berücksichtigt werden. Vor der Entdeckung der kosmischen Radioemission im Hintergrund schien der intergalaktische Raum „leer“ und nicht nur für elektromagnetische Strahlung, sondern auch für ultrahochenergetische Teilchen transparent zu sein. Die Gasdichte im intergalaktischen Raum ist laut astronomischen Daten so gering (10 –29 g/cm 3), dass selbst in enormen Entfernungen von Hunderten Milliarden Lichtjahren (10 24 m) Teilchen nicht auf die Gaskerne treffen Atome. Als sich jedoch herausstellte, dass das Universum mit Photonen niedriger Energie gefüllt ist (ungefähr 500 Photonen/cm 3 mit Energie). E f ~10 –3 eV), die nach dem Urknall übrig blieben, wurde deutlich, dass Protonen und Kerne mit größerer Energie vorhanden waren E~5·10 19 eV, die Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK)-Grenze, muss mit Photonen interagieren und b verlieren Ö den größten Teil deiner Energie. Somit erwies sich der überwiegende Teil des Universums, der mehr als 10 7 Lichtjahre von uns entfernt liegt, für die Beobachtung in Strahlen mit einer Energie von mehr als 5·10 19 eV unzugänglich. Aktuelle experimentelle Daten zum Spektrum ultrahochenergetischer kosmischer Strahlung (HiRes-Installation, Pierre-Auger-Observatorium) bestätigen die Existenz dieser Energiegrenze für von der Erde aus beobachtete Teilchen.

Unter ihnen waren die aktiven galaktischen Kerne (AGNs) mit Gasstrahlen die vielversprechendsten. Eines der am besten untersuchten Objekte der HESS-Installation ist die Galaxie M87 im Sternbild Jungfrau, 50 Millionen Lichtjahre von unserer Galaxie entfernt. In seinem Zentrum befindet sich ein Schwarzes Loch, das die Prozesse in seiner Nähe und insbesondere den riesigen Plasmastrahl dieser Galaxie mit Energie versorgt. Die Beschleunigung der kosmischen Strahlung in M87 wird direkt durch Beobachtungen seiner Gammastrahlung bestätigt, dem Energiespektrum von Photonen mit einer Energie von 1–10 TeV (10 12 –10 13 eV), beobachtet an der HESS-Installation. Die beobachtete Gammastrahlenintensität von M87 beträgt etwa 3 % der Intensität des Krebses. Unter Berücksichtigung des Abstandsunterschieds zu diesen Objekten (5000-fach) bedeutet dies, dass die Leuchtkraft von M87 die Leuchtkraft des Krebses um das 25-Millionen-fache übersteigt!

Literatur:
1) Dobrotin N.A. Kosmische Strahlung. - M.: Verlag. Akademie der Wissenschaften der UdSSR, 1963.
2) Murzin V.S. Einführung in die Physik der kosmischen Strahlung. - M.: Verlag. Staatliche Universität Moskau, 1988.
3) Panasyuk M. I. Fremde des Universums oder Echoes des Urknalls. - Frjasino: „Vek2“, 2005.
4) Rossi B. Kosmische Strahlung. - M.: Atomizdat, 1966.
5) Khrenov B.A. Relativistische Meteore// Wissenschaft in Russland, 2001, Nr. 4.
6) Khrenov B.A. und Panasyuk M.I. Boten des Weltraums: fern oder nah?// Natur, 2006, Nr. 2.
7) Khrenov B.A. und Klimov P.A. Eröffnung erwartet// Natur, 2008, Nr. 4.

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